헤스페리안

Hesperian
이 기사는 화성의 지질 체계와 시기에 관한 것이다.다른 감각은 헤스페리아를 참조하십시오.
헤스페리안
3700 ~ 3,200 Ma (상한의 불확실성– 약 3억~2억 년 전)
Hesperia Planum.jpg
MOLA는 헤스페리아 시스템의 유형 영역인 헤스페리아 평원의 색칠된 구제 지도입니다.Hesperia Planum은 주변의 노아키아 지형보다 큰 충격 크레이터가 적어서 더 젊음을 나타냅니다.색상은 고도를 나타내며 빨간색은 가장 높고 노란색은 중간이며 녹색/파란색은 가장 낮습니다.
연표
소분할초기 헤페리안
후기 헤스페리안
이용정보
천체화성
사용된 시간 척도화성 지질학적 타임스케일
정의.
연대순 단위기간
층서 단위시스템.
유형 섹션헤스페리아 플라넘

헤스페리언은 화성의 지질학적 체계이자 기간으로, 광범위한 화산 활동과 지표면을 가로지르는 거대한 유출 경로를 조각한 재앙적인 홍수로 특징지어진다.헤스페리언은 화성 역사의 중간적이고 과도기이다.헤스페리안 시대 동안, 화성은 습하고 아마도 따뜻한 노키안의 세계에서 [1]오늘날 보이는 건조하고 춥고 먼지가 많은 행성으로 바뀌었다.헤스페리아 시대의 절대적인 나이는 불확실하다.이 기간의 시작은 후기 중폭격의[2] 종료 이후에 일어났으며 아마도 약 3억 7천만 년 전(마이아) 달의 후기 임브리아기 [3][4]시작과 일치할 것입니다.헤스페리아기 말기는 훨씬 더 불확실하고 3200~2000Mya [5]범위이며 3000Mya가 자주 언급된다.헤스페리아 시대는 지구의 초기 시조 [2]언과 대략 일치한다.

노아키아의 말기에 큰 충격이 감소하면서, 화산 활동이 화성의 주요 지질학적 과정이 되었고, 홍수 현무암으로 이루어진 광대한 평원과 넓은 화산 구조물(고지대 파테라)[6]을 만들어냈다.헤스페리아 시대에는 올림푸스 몬스를 포함한 화성에 있는 모든 큰 실드 화산이 [7]형성되기 시작했다.화산 분출은 많은 양의 이산화황과 황화수소2(HS)를2 대기 중으로 방출하여 지배적인 필로실리케이트(점토)에서 황산염 [8]광물학으로 풍화 양상을 바꾸었다.액체 상태의 물은 SO 및2 HS와 상호작용하여2 황산을 [9][10]형성하면서 국소화 정도가 더 커졌고 산성화되었습니다.

후기 헤스페리아기가 시작될 무렵에는 대기가 현재의 [10]밀도로 얇아졌을 것이다.행성이 식으면서, 상부 지각에 저장된 지하수가 얼기 시작했고, 액체 상태의 [11]물의 더 깊은 구역 위에 두꺼운 극저온권을 형성했습니다.그 후의 화산이나 지각 활동은 때때로 극저온권을 분열시켜 엄청난 양의 지하수를 지표로 방출하고 거대한 유출 경로를 만들었다.이 물의 대부분은 북반구로 흘러들어갔으며, 그곳에서 거대한 일시적인 호수나 얼음으로 덮인 바다를 형성했을 것이다.

설명 및 이름 출처

Hesperian System and Period는 Helas 분지 북동쪽의 중간 정도의 크레이터가 있는 고지 지역인 Hesperia Planum에서 이름을 따왔다.헤스페리안 시스템의 유형 영역은 주변 티레넘 사각형(MC-22)에 있습니다.20°S 245°W / 20°S 245°W / -20, -245이 지역은 바람이 불어오는 평야로 구성되어 있으며, 풍성한 주름 능선이 마치 루나 마리아를 닮았다.이 "홍수 평원"은 균열에서 [12]분출된 현무암 용암류(홍수 현무암)로 해석됩니다.대형 충돌 크레이터의 수 밀도는 약 125-200개의 크레이터가 직경 5km/[3][13]km2 이상인 중간 수준이다.화성 표면의 약 30%를 차지하는 헤스페리아 평원, 시르티스 메이저 평원,[2] 루나 평원, 말레아 평원, 남부 타르시스의 [14][15]시리아 솔리스 시나이 평원에서 가장 두드러집니다.

NoachianNoachianAmazonian (Mars)
화성 기간(수백만 년 전)

헤스페리아 연대와 층서학

왼쪽의 이미지 단면도.표면 단위는 겹침의 법칙에 따라 가장 어린 층과 가장 오래된 층이 위에 있는 층(지층)으로 해석됩니다.
지질학자가 표면 단위의 상대적 나이를 결정할 수 있는 원리인 중첩을 설명하는 HiRISE 이미지.어두운 톤의 용암 흐름은 오른쪽의 밝은 톤의 크레이터가 많은 지형보다 더 젊습니다.중앙의 분화구 분출은 두 유닛을 모두 덮으며, 분화구가 이미지에서 가장 어린 특징임을 나타냅니다.(오른쪽 위 단면 참조).

화성 기간은 우주선 [12][16]이미지에서 지표면 단위의 지질학적 지도에 기초한다.지표면 단위는 다른 지표면 단위와 구별되는 독특한 텍스처, 색상, 알베도, 스펙트럼 특성 또는 지형 집합을 가진 지형이며 [17]지도에 표시될 만큼 충분히 큽니다.지도 제작자들은 1960년대 초에 개척된 지층학적 접근 방식을 [18]달에 대한 사진 지질학 연구에 사용한다.표면 특성은 지표면 단위가 지표면 자체나 지형 그룹이 아니라는 것을 의미합니다.지표면 [19][20]아래에 있는 암석의 판상, 쐐기 모양 또는 표상체를 나타내는 추정 지질 단위(예: 형성)입니다.표면 단위는 분화구 분출 퇴적물, 용암류 또는 인접한 단위(오른쪽 그림)에 의해 위아래로 묶인 이산 지층으로 3차원으로 표현될 수 있는 모든 표면일 수 있다.지질학자들은 중첩(왼쪽 그림), 교차 관계 및 연령에 따른 충격 크레이터 밀도와 같은 원리를 사용하여 장치를 가장 나이 많은 것부터 가장 어린 것까지 상대적인 나이 순서로 배치할 수 있습니다.비슷한 연령의 단위는 시스템이라고 불리는 더 큰 시간 계층(크로노그래픽) 단위로 글로벌하게 그룹화됩니다.화성의 경우 노아키안, 헤스페리안, 아마존의 세 가지 시스템이 정의됩니다.노키아인 아래에 있는 지질학적 단위는 비공식적으로 노키아인 [21]이전으로 지정된다.헤스페리아 체계와 동등한 지질학적 시간(지질 연대기)은 헤스페리아 시대이다.헤스페리아 시스템의 암석 또는 표면 단위들은 헤스페리아 시대에 형성되거나 퇴적되었다.

시스템 대 기간

e h
크로노스트라티그래피에서 암석(지층)의 세그먼트 지질 연대기 메모(Mars)
언오템 언 화성에 사용되지 않음
에라템 시대 화성에 사용되지 않음
시스템. 시대 총 3년, 108~10년9
시리즈 에폭 총 8년, 길이는7 10~10년8
단계. 나이 화성에 사용되지 않음
크로노존 시간 연령/단계보다 작음, ICS 타임스케일에서 사용되지 않음

체계와 마침표는 일반 문헌에서 자주 혼동되기는 하지만 공식 층서학 명명법에서는 서로 바꿔 쓸 수 있는 용어가 아니다.시스템은 행성 [23]전체의 많은 다른 위치의 암석 단면과 관련된 유형 영역(형 단면)의 물리적 암석 기록에 기초한 이상적인 층서 기둥입니다.시스템은 지배적인 동물군 또는 환경 조건의 극적인(종종 갑작스럽게) 변화를 나타내는 뚜렷하게 다른 특성을 가진 지층에 의해 위아래로 결합된다.(예시로 백악기-고유전자 경계를 참조한다.)

어느 위치에서나, 특정 시스템의 암석 섹션은 책의 페이지 누락과 유사한 간격(부적합)을 포함하는 경향이 있습니다.일부 장소에서는 암석이 완전히 비분화 또는 이후 침식으로 인해 존재하지 않습니다.예를 들어, 백악기 암석은 미국 동부 중부 내륙의 대부분에 존재하지 않는다.하지만 백악기의 시간 간격은 여전히 그곳에서 일어났다.따라서 [23]지질 기간은 틈새에 존재하는 알려지지 않은 시간을 포함하여 시스템의 지층이 퇴적된 시간 간격을 나타냅니다.주기는 년 단위로 측정되며, 방사성 연대에 의해 결정됩니다.화성에서는 기원과 지층학적 맥락이 알려지지 않은 화성 운석 외에는 방사성 나이를 알 수 없다.대신,[24] 화성의 절대 나이는 시간에 따른 크레이터 형성 모델에 크게 의존하는 충돌 크레이터 밀도에 의해 결정됩니다.따라서 화성 기간의 시작일과 종료일은 불확실하며, 특히 헤스페리아/아마조니아 경계는 2 또는 [4][21]3의 오차가 있을 수 있다.

경계 및 세분화

노아키아와 헤스페리아 시스템의 지질학적 접촉.헤스페리아가 우거진 평원(Hr)은 오래된 노아키아 크레이터 고원 물질(Npl)을 엠베이트하고 있다.언덕이 우거진 평원은 노키아 시대의 오래된 분화구들을 부분적으로 매장하고 있습니다.이미지는 THEMIS IR 모자이크이며, 다나카 외 연구진(1992) 그림 1a, 페이지 352에 나타난 유사한 바이킹 사진에 기초한다.
알바 몬스(할)에서 하부 아마존 바스티타스 보레알리스층(Avb)까지의 상부 헤스페리아 용암 에이프런의 대략적인 지질 접촉.이미지는 이바노프와 헤드(2006년), 그림 1, 3, [25]8에서 개사한 MOLA 지형도이다.

헤스페리아 시스템의 하부 경계는 산등성이 평원의 밑부분으로 정의되며, 헤스페리아 평원으로 대표되며 행성 [3]표면의 약 3분의 1을 덮고 있습니다.동쪽의 헤스페리아 평원에는 노아키아 초원에서 중반까지 오래된 크레이터 고원 물질(왼쪽 [15]사진)이 우뚝 솟아 있습니다.헤스페리아 산맥의 상한선은 더 복잡하며 점점 더 상세한 지질 [3][12][26]지도를 바탕으로 여러 번 재정의되었다.현재 헤스페리아와 젊은 아마존계의 층서학적 경계는 바스티타스 보렐리스[27] 층(오른쪽 사진)의 밑부분으로 정의되어 있다.Vastitas Borealis는 화성의 북반구 대부분을 덮고 있는 넓고 낮은 평원이다.이것은 일반적으로 후기 헤스페리아 유출 경로에서 유래한 재작업된 퇴적물로 구성되며 북부 저지대 분지를 덮고 있던 바다의 잔해일 수 있다.Vastitas Borealis 층에 대한 또 다른 해석은 용암 흐름으로 [28]이루어져 있다는 것이다.

Hesperian System은 2개의 크로노스트라그래픽 시리즈로 나뉩니다.하부 헤스페리안과 상부 헤스페리안.이 시리즈는 지표 단위가 분화구의 나이와 지층학적 위치에 의해 시간에 따라 식별할 수 있는 독특한 지질학적 현상을 나타내는 행성의 기준 또는 위치를 기반으로 한다.예를 들어, Hesperia Planum은 Lower Hesperian [3][29]Series의 참조 위치입니다.두 헤스페리아 시리즈에 대응하는 지질 시간(지질 연대) 단위는 초기 헤스페리아 시대와 후기 헤스페리아 시대이다.에폭은 기간의 하위 구분이며, 두 용어는 형식 계층학에서 동의어가 아닙니다.초기 헵세리안/후기 헤스페리아 경계는 분화구 수에 [5]따라 3600년에서 3억 2천만년 전 사이이다.범위의 평균은 아래 타임라인에 나와 있습니다.

헤스페리아 시대(수백만 년 전)[5]

지층학 용어는 지질학자와 비지질학자들에게는 일반적으로 혼란스럽다.난이도를 분류하는 방법 중 하나는 다음과 같습니다.오하이오주 신시내티로 가서 오르도비스계 상부 오르도비스계 암벽에 쉽게 갈 수 있다.당신은 그곳에서 화석 삼엽충을 모을 수도 있다.그러나 오르도비스기 후기 오르도비스기에 가서 실제 삼엽충을 채취할 수는 없었다.

지구에 기반을 둔 단단한 층서학적 명명법은 현재 수십 년 동안 성공적으로 화성에 적용되어 왔지만 수많은 결함을 가지고 있다.더 많은 더 나은 데이터를 이용할 [30]수 있게 되면 이 계획은 분명 개선되거나 대체될 것입니다.(대안의 예로서 아래의 광물학적 연대표를 참조해 주세요.화성 [31]연대를 보다 완전하게 이해하기 위해서는 확인된 표면 단위에서 샘플의 방사선 측정 연령을 구하는 것이 분명히 필요하다.

헤스페리아 시대의 화성

헤스페리안 시대의 테라메르디앙 표면 바이킹 궤도선 모습.작은 충돌 크레이터는 헤스페리아 시대로 거슬러 올라가며 오랜 세월에도 불구하고 선명하게 보입니다.이 이미지는 노아키아의 종말 이후 화성의 침식이 매우 느리다는 것을 보여준다.이미지는 지름 17km이며 Carr, 1996년, 134페이지, 그림 6-8을 [32]기준으로 합니다.

헤스페리안은 충돌 분화, 격렬하고 광범위한 화산 활동, 그리고 대재앙적인 홍수의 감소의 시기였다.화성에 있는 많은 주요 지각들은 이 시기에 형성되었다.거대한 타르시스 벌지의 무게는 서반구 전체에 걸쳐 확장 골절과 압축 변형 특징의 거대한 네트워크를 생성하도록 지각에 압력을 가했다.이러한 스트레스의 결과로 헤스페리아 산맥 동안 거대한 적도 협곡계가 형성되었습니다.지표면의 황산 풍화 작용은 증발 환경에서 침전되는 풍부한 황산 광물을 만들어 냈고, 이는 행성이 점점 건조해지면서 널리 퍼지게 되었다.헤스페리아기는 또한 화성 지질 기록에서 빙하 활동과 얼음과 관련된 과정의 초기 증거가 나타난 시기였다.

충격 분화구

원래 생각대로, 헤스페리안 시스템은 화성에서 폭격이 [33]끝난 후 가장 오래된 표면을 가리켰다.따라서 헤스페리언은 충돌 크레이터 비율이 급격히 감소하는 시기였다.다만 하락 시기와 속도는 미지수다.달의 분화 기록은 노키아(4억 년 전) 기간 동안 태양계 내부의 충돌 비율이 [34]오늘날보다 500배 더 높았음을 시사한다.행성 과학자들은 이러한 높은 속도가 행성 강착의 끝자락을 나타내는 것인지, 아니면 충돌 활동의 더 조용한 기간을 거친 늦은 대격변 펄스를 나타내는 것인지에 대해 여전히 논쟁하고 있다.그럼에도 불구하고 헤스페리안 초기에는 충격률이 현재보다 [4]약 80배까지 떨어졌고, 약 7억 년이 지난 헤스페리안 말기에는 그 비율이 오늘날과 [35]비슷해지기 시작했다.

주 및 참고 자료

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참고 문헌 및 권장 읽기