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ヘスペリアン期は、火星の地質学的システムおよび時代であり、広範囲にわたる火山活動と壊滅的な洪水によって、地表に巨大な流出路が刻まれたのが特徴です。ヘスペリアン期は、火星の歴史における中間的で過渡的な時代です。ヘスペリアン期の間、火星は、より湿潤で恐らく温暖なノアキアン期の世界から、今日見られるような乾燥して寒冷で塵の多い惑星へと変化しました。[ 1 ]ヘスペリアン期の絶対的な年代は不確かです。この時代の始まりは、後期重爆撃期の終わりに続き[ 2 ] 、おそらく約37億年前（Mya ）の月の後期インブリア期の始まりに相当します[ 3 ] [ 4 ]。ヘスペリアン期の終わりははるかに不確かで、32億年前から20億年前までの範囲に及ぶ可能性があり[ 5 ] 、 30億年前がよく引用されます。ヘスペリアン期は、地球の初期の始生代とほぼ一致する。[ 2 ]
ノアキアン時代の終わりに激しい衝突が減少すると、火星では火山活動が主要な地質学的プロセスとなり、洪水玄武岩の広大な平原と広大な火山構造物（高地パテラ）が形成された。[ 6 ]ヘスペリアン時代までに、オリンポス山を含む火星のすべての大きな楯状火山が形成され始めた。[ 7 ]火山ガス放出により、大量の二酸化硫黄（SO2 ）と硫化水素（H2S ）が大気中に放出され、風化の様式が主にフィロケイ酸塩（粘土）から硫酸塩鉱物へと変化した。[ 8 ]液体の水はより局所的になり、 SO2とH2Sと反応して硫酸を形成することで酸性度が増した。[ 9 ] [ 10 ]
後期ヘスペリアンの初めまでに、大気はおそらく現在の密度まで薄くなっていた。[ 10 ]惑星が冷えるにつれて、上部地殻（巨大レゴリス）に蓄えられていた地下水が凍り始め、より深い液体の水の層の上に厚い氷圏が形成された。 [ 11 ]その後の火山活動や地殻変動によって氷圏が時折破砕され、大量の深層地下水が地表に放出され、巨大な流出路が刻まれた。この水の多くは北半球に流れ込み、そこで溜まって大きな一時的な湖や氷に覆われた海を形成したと考えられる。
ヘスペリア系とヘスペリア期は、ヘラス盆地の北東にある中程度のクレーターのある高地地域であるヘスペリア平原にちなんで名付けられました。ヘスペリア系の模式地は、南緯20度、西経245度付近のティレヌム海四角形（MC-22）にあります。この地域は、月の海に似たしわ状の尾根が多数ある、風で筋状になった起伏のある平原で構成されています。これらの「尾根のある平原」は、割れ目から噴出した玄武岩質溶岩流（洪水玄武岩）であると解釈されています。 [ 12 ]大きな衝突クレーターの数密度は中程度で、直径5kmを超えるクレーターが100万km2あたり約125～200個あります。[ 3 ] [ 13 ]ヘスペリア時代の尾根状平原は火星表面の約 30% を覆っています。[ 2 ]それらはヘスペリア平原、シルトス大平原、ルナエ平原、マレア平原、およびタルシス南部のシリア・ソリス・シナイ平原で最も顕著です。[ 14 ] [ 15 ]
火星の時代区分は、宇宙船の画像から得られた地表ユニットの地質学的マッピングに基づいています。[ 12 ] [ 16 ]地表ユニットとは、他の地表ユニットと区別できる独特の質感、色、アルベド、スペクトル特性、または地形の集合を持ち、地図上に表示できるほど大きい地形のことです。[ 17 ]マッピング担当者は、1960 年代初頭に月の写真地質学的研究のために開拓された層序学的アプローチを使用しています。[ 18 ]地表ユニットは地表特性に基づいているものの、地表自体や地形の集合ではありません。それは、地表の下にあるシート状、くさび状、または板状の岩体を表す、推測される地質学的ユニット(例えば、地層) です。 [ 19 ] [ 20 ]地表ユニットは、クレーター噴出物堆積物、溶岩流、または隣接するユニットによって上下に境界付けられた離散的な層として 3 次元で表現できる任意の地表である可能性があります(右図参照)。重ね合わせ（左図参照）、交差関係、衝突クレーター密度と年代の関係などの原理を用いて、地質学者は地層を最も古いものから最も新しいものへと相対的な年代順に並べることができます。年代が似ている地層は、システムと呼ばれるより大きな時間層序（年代層序）単位に世界的にグループ化されます。火星では、プレノアキアン、ノアキアン、ヘスペリアン、アマゾニアンの 4 つのシステムが定義されています。ノアキアンより下（古い）の地質単位は、非公式にプレノアキアンと呼ばれます。[ 21 ]ヘスペリアンシステムの地質年代（地質年代）相当はヘスペリアン期です。ヘスペリアンシステムの岩石または地表ユニットは、ヘスペリアン期に形成または堆積しました。
正式な層序学の命名法では、システムと時代は互換性のある用語ではありませんが、一般向けの文献ではしばしば混同されています。システムとは、模式地域（模式断面）の物理的な岩石記録に基づいて理想化された層序柱状図であり、地球上のさまざまな場所の岩石断面と相関付けられています。[ 23 ]システムは、上下を、支配的な動物相または環境条件の劇的な（しばしば急激な）変化を示す、明らかに異なる特徴（地球上では通常、示準化石）を持つ地層によって区切られています。（例として、白亜紀-古第三紀境界を参照してください。）
特定の地質系では、どの場所でも岩石層には、本の欠落したページに相当する隙間（不整合）が含まれる傾向があります。場所によっては、堆積が起こらなかったり、後に侵食されたりしたために、その地質系の岩石が完全に存在しないこともあります。たとえば、米国東部中央内陸部の大部分では、白亜紀系の岩石は存在しません。しかし、白亜紀（白亜紀）の時代は確かにそこにありました。したがって、地質時代は、地質系の地層が堆積した時間間隔を表し、隙間に存在する未知の時間も含まれます。[ 23 ]時代は放射年代測定によって決定され、年単位で測定されます。火星では、起源と地層学的文脈が不明な火星隕石を除いて、放射年代は得られません。代わりに、火星の絶対年代は衝突クレーター密度によって決定され、これは時間の経過に伴うクレーター形成のモデルに大きく依存します。[ 24 ]したがって、火星の周期の開始日と終了日は不確実であり、特にヘスペリアン/アマゾニアンの境界は、2 倍または 3 倍の誤差がある可能性がある。[ 4 ] [ 21 ]
ヘスペリア系の下限は、ヘスペリア平原に代表される尾根状平原の基底として定義され、惑星表面の約 3 分の 1 を覆っています。[ 3 ]ヘスペリア平原の東部では、尾根状平原はノアキアン初期から中期にかけてのクレーター状高原物質の上に重なっています (左図)。[ 15 ]ヘスペリア系の上限はより複雑で、ますます詳細になる地質学的マッピングに基づいて何度か再定義されています。[ 3 ] [ 12 ] [ 26 ]現在、ヘスペリア系とより新しいアマゾニア系の層序境界は、ヴァスティタス・ボレアリス層の基底として定義されています[ 27 ] (右図)。ヴァスティタス・ボレアリスは、火星の北半球の大部分を覆う広大な低地平原です。一般的には、後期ヘスペリアン期の流出路に由来する再堆積物から構成されていると解釈されており、北部の低地盆地を覆っていた海の残骸である可能性がある。ヴァスティタス・ボレアリス層の別の解釈としては、溶岩流から構成されているというものがある。[ 28 ]
ヘスペリアン系は、下部ヘスペリアンと上部ヘスペリアンの 2 つの年代層序系列に細分化されます。これらの系列は、惑星上の基準点または場所に基づいており、表面ユニットは特徴的な地質学的エピソードを示し、クレーターの年代と層序的位置によって時間的に識別できます。たとえば、ヘスペリア平原は下部ヘスペリアン系列の基準点です。 [ 3 ] [ 29 ] 2 つのヘスペリアン系列に対応する地質時間 (地質年代) 単位は、前期ヘスペリアン世と後期ヘスペリアン世です。世は期間の細分化であり、この 2 つの用語は正式な層序学では同義ではありません。前期ヘスペリアン/後期ヘスペリアン境界の年代は不確かで、クレーター数に基づいて 3600 万年前から 3200 万年前まで幅があります。[ 5 ]この範囲の平均は、下のタイムラインに示されています。
地層学の用語は、地質学者にとってもそうでない人にとっても、一般的に混乱を招くものです。その難しさを解消する一つの方法として、次の例が挙げられます。オハイオ州シンシナティに行けば、オルドビス紀の上部オルドビス系列の岩石露頭を簡単に訪れることができます。そこで三葉虫の化石を採集することさえ可能です。しかし、オルドビス紀の後期オルドビス紀を訪れて、実際に三葉虫を採集することはできません。
地球を基盤とした厳密な地層命名法は、数十年にわたり火星にも適用されてきたが、多くの欠点がある。より多くの、より質の高いデータが入手可能になるにつれて、この体系は間違いなく改良されるか、置き換えられるだろう。[ 30 ]（代替案の例として、下記の鉱物年代記を参照。）火星の年代をより完全に理解するためには、特定された地表ユニットのサンプルから放射年代を取得することが明らかに必要である。[ 31 ]
ヘスペリアン期は、衝突クレーター形成率の低下、激しく広範囲にわたる火山活動、そして壊滅的な洪水が見られた時代でした。火星の主要な地殻構造の多くはこの時期に形成されました。巨大なタルシス隆起の重みが地殻にストレスを与え、西半球全体に広範囲にわたる伸張断裂（フォッサ）と圧縮変形構造（しわ状隆起）のネットワークを生み出しました。巨大な赤道峡谷系であるマリネリス峡谷は、これらのストレスの結果としてヘスペリアン期に形成されました。地表での硫酸風化作用により、蒸発岩環境で沈殿した硫酸塩鉱物が豊富に生成され、惑星がますます乾燥化するにつれて蒸発岩環境が広範囲に広がりました。ヘスペリアン期はまた、火星の地質記録において氷河活動と氷に関連するプロセスの最も初期の証拠が現れた時代でもありました。
当初の構想では、ヘスペリアン期とは、激しい衝突の終焉後に形成された火星の最古の表面を指していた。[ 33 ]ヘスペリアン期は、衝突クレーター形成率が急速に低下した時代であった。しかし、低下の時期と速度は不確かである。月のクレーター記録は、ノアキアン期（40億年前）の太陽系内における衝突率が現在よりも500倍高かったことを示唆している。[ 34 ]惑星科学者たちは、これらの高い衝突率が惑星形成の末期を表すのか、それとも衝突活動がより静穏な時期に続いた後期の激変期を表すのかを今も議論している。しかし、ヘスペリアン期の初めには、衝突率は現在の約80倍まで低下していたと考えられ、[ 4 ]約7億年後のヘスペリアン期の終わりには、衝突率は今日見られるものに似てきた。[ 35 ]
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