Hesperian - Hesperian
| Hesperian | |
|---|---|
| 3700 - 3200 Ma (limite superior incerto - entre cerca de 3.200 e 2.000 milhões de anos atrás) | |
Mapa MOLA em relevo colorido de Hesperia Planum , a área-tipo do Sistema Hesperian. Observe que Hesperia Planum tem menos crateras de impacto grandes do que o terreno de Noé ao redor , indicando uma idade mais jovem. As cores indicam elevação, com vermelho mais alto, amarelo intermediário e verde / azul mais baixo.
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| Cronologia | |
| Subdivisões | Hesperiana tardia de início de heperia |
| Informação de uso | |
| Corpo celestial | Marte |
| Escala (s) de tempo usada (s) | Escala de tempo geológica marciana |
| Definição | |
| Unidade cronológica | Período |
| Unidade estratigráfica | Sistema |
| Seção de tipo | Hesperia Planum |
O Hesperian é um sistema geológico e período de tempo no planeta Marte caracterizado por ampla atividade vulcânica e inundações catastróficas que abriram imensos canais de fluxo em toda a superfície. O Hesperian é um período intermediário e de transição da história marciana. Durante a Hesperiana, Marte mudou do mundo mais úmido e talvez mais quente de Noé para o planeta seco, frio e empoeirado visto hoje. A idade absoluta do Período Hesperiano é incerta. O início do período seguiu-se ao final do pesado bombardeio tardio e provavelmente corresponde ao início do período lunar tardio imbriano , cerca de 3700 milhões de anos atrás (Mya). O final do Período Hesperiano é muito mais incerto e pode variar de 3.200 a 2.000 Mya, com 3.000 Mya sendo freqüentemente citados. O Período Hesperiano é aproximadamente coincidente com o início do Éon Arqueano da Terra .
Com o declínio dos fortes impactos no final do Noachian, o vulcanismo se tornou o processo geológico primário em Marte, produzindo vastas planícies de basaltos de inundação e amplas construções vulcânicas ( paterae das terras altas ). Na época de Hesperian, todos os grandes vulcões-escudo em Marte, incluindo Olympus Mons , começaram a se formar. A liberação vulcânica liberou grandes quantidades de dióxido de enxofre (SO 2 ) e sulfeto de hidrogênio (H 2 S) na atmosfera, causando uma transição no estilo de intemperismo de predominantemente filossilicato ( argila ) para mineralogia de sulfato . A água líquida tornou-se mais localizada em extensão e tornou-se mais ácida à medida que interagia com SO 2 e H 2 S para formar ácido sulfúrico .
No início da Hespéria tardia, a atmosfera provavelmente havia se tornado mais fina até a densidade atual. À medida que o planeta esfriava, a água subterrânea armazenada na crosta superior (mega regolito ) começou a congelar, formando uma criosfera espessa sobre uma zona mais profunda de água líquida. A atividade vulcânica ou tectônica subsequente ocasionalmente fraturou a criosfera, liberando enormes quantidades de águas subterrâneas profundas para a superfície e abrindo enormes canais de escoamento . Grande parte dessa água fluiu para o hemisfério norte, onde provavelmente se agrupou para formar grandes lagos transitórios ou um oceano coberto de gelo.
Descrição e origem do nome
A Hesperian Sistema e Período é nomeado após Hesperia Planum , a região nordeste highland moderadamente crateras do Hellas bacia. A área de tipo do Sistema Hespérico é na égua Tyrrhenum quadrilátero (MC-22) em torno de 20 ° S 245 ° W / 20 ° S 245 ° W . A região consiste em planícies onduladas e raiadas pelo vento, com abundantes cristas enrugadas que lembram as dos mares lunares . Essas "planícies com sulcos" são interpretadas como fluxos de lava basáltica ( basaltos de inundação ) que emergiram de fissuras. A densidade numérica de grandes crateras de impacto é moderada, com cerca de 125–200 crateras maiores que 5 km de diâmetro por milhão de km 2 . As planícies com sulcos da idade de Hesperian cobrem cerca de 30% da superfície marciana; eles são mais proeminentes em Hesperia Planum, Syrtis Major Planum , Lunae Planum, Malea Planum e Syria-Solis-Sinai Plana no sul de Tharsis .
Cronologia Hesperiana e estratigrafia
Os períodos de tempo marcianos são baseados no mapeamento geológico de unidades de superfície de imagens de espaçonaves . Uma unidade de superfície é um terreno com textura, cor, albedo , propriedade espectral ou conjunto de formas de relevo distintos que o distinguem de outras unidades de superfície e é grande o suficiente para ser mostrado em um mapa. Os mapeadores usam uma abordagem estratigráfica pioneira no início dos anos 1960 para estudos fotogeológicos da Lua . Embora com base nas características da superfície, uma unidade de superfície não é a própria superfície ou grupo de formas de relevo . É uma unidade geológica inferida (por exemplo, formação ) que representa um corpo de rocha em forma de folha, de cunha ou tabular subjacente à superfície. Uma unidade de superfície pode ser um depósito de ejeção de cratera, fluxo de lava ou qualquer superfície que pode ser representada em três dimensões como um estrato discreto limitado acima ou abaixo por unidades adjacentes (ilustrado à direita). Usando princípios como sobreposição (ilustrado à esquerda), relações transversais e a relação da densidade da cratera de impacto com a idade, os geólogos podem colocar as unidades em uma sequência de idade relativa do mais velho ao mais novo. Unidades de idades semelhantes são agrupadas globalmente em unidades estratigráficas ( cronoestratigráficas ) maiores , chamadas de sistemas . Para Marte, três sistemas são definidos: o Noachian , o Hesperian e o Amazonian. As unidades geológicas situadas abaixo (mais velhas do que) o Noé são informalmente designadas Pré-Noé. O tempo geológico ( geocronológico ) equivalente do Sistema Hesperiano é o Período Hesperiano. Rochas ou unidades de superfície do Sistema Hesperiano foram formadas ou depositadas durante o Período Hesperiano.
Sistema vs. período
| Segmentos de rocha ( estratos ) na cronoestratigrafia | Períodos de tempo na geocronologia | Notas (Marte) |
|---|---|---|
| Eonothem | Eon | não usado para Marte |
| Erathem | Era | não usado para Marte |
| Sistema | Período | 3 no total; 10 8 a 10 9 anos de duração |
| Series | Época | 8 no total; 10 7 a 10 8 anos de duração |
| Etapa | Era | não usado para Marte |
| Cronozona | Chron | menor que uma idade / estágio; não usado pela escala de tempo ICS |
Sistema e período não são termos intercambiáveis na nomenclatura estratigráfica formal, embora sejam freqüentemente confundidos na literatura popular. Um sistema é uma coluna estratigráfica idealizada com base no registro físico da rocha de uma área tipo (seção tipo) correlacionada com seções de rochas de muitos locais diferentes em todo o planeta. Um sistema é limitado acima e abaixo por estratos com características distintas (na Terra, geralmente fósseis de índice ) que indicam mudanças dramáticas (muitas vezes abruptas) na fauna dominante ou nas condições ambientais. (Veja limite Cretáceo-Paleógeno como exemplo.)
Em qualquer local, as seções de rocha em um determinado sistema podem conter lacunas ( inconformidades ) análogas às páginas ausentes de um livro. Em alguns lugares, as rochas do sistema estão totalmente ausentes devido à não deposição ou erosão posterior. Por exemplo, as rochas do Sistema Cretáceo estão ausentes em grande parte do interior centro-leste dos Estados Unidos. No entanto, o intervalo de tempo do Cretáceo (Período Cretáceo) ainda ocorreu lá. Assim, um período geológico representa o intervalo de tempo durante o qual os estratos de um sistema foram depositados, incluindo qualquer quantidade de tempo desconhecida presente nas lacunas. Os períodos são medidos em anos, determinados por datação radioativa . Em Marte, as idades radiométricas não estão disponíveis, exceto para meteoritos marcianos cuja proveniência e contexto estratigráfico são desconhecidos. Em vez disso, as idades absolutas em Marte são determinadas pela densidade da cratera de impacto, que é fortemente dependente de modelos de formação de crateras ao longo do tempo. Consequentemente, as datas de início e término para os períodos marcianos são incertas, especialmente para a fronteira Hesperiana / Amazônica, que pode estar errada por um fator de 2 ou 3.
Limites e subdivisões
O limite inferior do Sistema Hesperiano é definido como a base das planícies onduladas, que são tipificadas por Hesperia Planum e cobrem cerca de um terço da superfície do planeta. No leste de Hesperia Planum, as planícies onduladas se sobrepõem a materiais de planalto com crateras de idade média de Noé (foto à esquerda). O limite superior do Hesperian é mais complexo e foi redefinido várias vezes com base no mapeamento geológico cada vez mais detalhado. Atualmente, o limite estratigráfico do Hesperiano com o Sistema Amazônico mais jovem é definido como a base da Formação Vastitas Borealis (foto à direita). A Vastitas Borealis é uma vasta planície baixa que cobre grande parte do hemisfério norte de Marte. É geralmente interpretado como consistindo em sedimentos retrabalhados originários dos canais de escoamento do Hesperiano Superior e pode ser o remanescente de um oceano que cobriu as bacias das planícies do norte. Outra interpretação da Formação Vastitas Borealis é que ela consiste em fluxos de lava.
O Sistema Hesperiano é subdividido em duas séries cronoestratigráficas : Hesperiano Inferior e Hesperiano Superior. As séries são baseadas em referentes ou localizações no planeta onde unidades de superfície indicam um episódio geológico distinto, reconhecível no tempo pela idade das crateras e posição estratigráfica. Por exemplo, Hesperia Planum é o local de referência para a Lower Hesperian Series. As unidades de tempo geológico (geocronológicas) correspondentes das duas séries Hesperianas são as Épocas Hesperianas Iniciais e Hesperianas Finais . Observe que uma época é uma subdivisão de um período; os dois termos não são sinônimos na estratigrafia formal. A idade do limite Hepseriano / Hesperiano Superior é incerta, variando de 3600 a 3200 milhões de anos atrás com base na contagem de crateras. A média do intervalo é mostrada na linha do tempo abaixo.
Os termos estratigráficos costumam ser confusos para geólogos e não geólogos. Uma maneira de classificar a dificuldade é pelo seguinte exemplo: Pode-se facilmente ir a Cincinnati, Ohio e visitar um afloramento rochoso na Série Ordoviciana Superior do Sistema Ordoviciano . Você pode até coletar um trilobita fóssil lá. No entanto, você não poderia visitar a Época do Ordoviciano Final no Período Ordoviciano e coletar um trilobita real.
O esquema baseado na Terra de nomenclatura estratigráfica rígida tem sido aplicado com sucesso a Marte há várias décadas, mas tem inúmeras falhas. O esquema será sem dúvida refinado ou substituído à medida que mais e melhores dados se tornem disponíveis. (Veja a linha do tempo mineralógica abaixo como exemplo de alternativa.) Obter idades radiométricas em amostras de unidades de superfície identificadas é claramente necessário para uma compreensão mais completa da cronologia marciana.
Marte durante o período de Hesperian
O Hesperian foi uma época de declínio nas taxas de crateramento de impacto, intensa e generalizada atividade vulcânica e inundações catastróficas. Muitas das principais características tectônicas em Marte se formaram nesta época. O peso do imenso Tharsis Bulge estressou a crosta para produzir uma vasta rede de fraturas extensionais ( fossas ) e características deformacionais compressivas ( cristas enrugadas ) em todo o hemisfério ocidental. O enorme sistema de cânions equatorial de Valles Marineris se formou durante o Hesperian como resultado dessas tensões. O intemperismo com ácido sulfúrico na superfície produziu uma abundância de minerais de sulfato que precipitaram em ambientes evaporíticos , que se espalharam conforme o planeta ficava cada vez mais árido. O Período Hesperiano também foi uma época em que as primeiras evidências da atividade glacial e dos processos relacionados ao gelo aparecem no registro geológico marciano.
Crateras de impacto
Como originalmente concebido, o Sistema Hesperiano referia-se às superfícies mais antigas de Marte que datam do fim do bombardeio pesado . O Hesperiano foi, portanto, um período de declínio rápido nas taxas de crateras de impacto. No entanto, o momento e a taxa de declínio são incertos. O registro da cratera lunar sugere que a taxa de impactos no interior do Sistema Solar durante o período de Noé (4000 milhões de anos atrás) foi 500 vezes maior do que hoje. Os cientistas planetários ainda debatem se essas altas taxas representam o fim da acumulação planetária ou um pulso cataclísmico tardio que se seguiu a um período mais quiescente de atividade de impacto. No entanto, no início do Hesperian, a taxa de impacto provavelmente caiu para cerca de 80 vezes maior do que as taxas atuais, e no final do Hesperian, cerca de 700 milhões de anos depois, a taxa começou a se parecer com a de hoje.
Notas e referências
Bibliografia e leitura recomendada
- Boyce, Joseph M. (2008). O Livro Smithsonian de Marte . Old Saybrook, CT: Konecky & Konecky. ISBN 978-1-58834-074-0 .
- Carr, Michael H. (2006). A superfície de Marte . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Hartmann, William K. (2003). Guia do viajante para Marte: as paisagens misteriosas do planeta vermelho . Nova York: Workman. ISBN 0-7611-2606-6 .
- Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World . Nova York: Picador. ISBN 0-312-42261-X .