Imagen de HiRISE que ilustra la ley de superposición de Steno . El flujo de lava de tonos oscuros se superpone (es más joven que) el terreno de tonos claros a la derecha. La eyección del cráter en el centro se superpone a ambas unidades, lo que indica que el cráter es más joven que ambas unidades.
La historia geológica de Marte sigue la evolución física de Marte respaldada por observaciones, mediciones directas e indirectas y diversas técnicas de inferencia. Los métodos que se remontan a las técnicas del siglo XVII desarrolladas por Nicholas Steno , incluida la llamada ley de superposición y estratigrafía , utilizadas para estimar las historias geológicas de la Tierra y la Luna, se están aplicando activamente a los datos disponibles de varias observaciones y mediciones marcianas. recursos. Estos incluyen módulos de aterrizaje, plataformas orbitales, observaciones desde la Tierra y meteoritos marcianos.
Las observaciones de las superficies de muchos cuerpos del Sistema Solar revelan pistas importantes sobre su evolución. Por ejemplo, es probable que un flujo de lava que se extiende y llena un gran cráter de impacto sea más joven que el cráter. Por otro lado, un pequeño cráter encima del mismo flujo de lava probablemente sea más joven que la lava y el cráter más grande, ya que se puede suponer que fue producto de un evento geológico posterior no observado. Este principio, llamado ley de superposición , junto con otros principios de estratigrafía formulados por primera vez por Nicholas Steno en el siglo XVII, permitió a los geólogos del siglo XIX dividir la historia de la Tierra en las eras familiares Paleozoica , Mesozoica y Cenozoica . Posteriormente se aplicó la misma metodología a la Luna [1] y luego a Marte. [2]
Otro principio estratigráfico utilizado en planetas donde los cráteres de impacto están bien conservados es el de la densidad numérica de cráteres. El número de cráteres superiores a un tamaño determinado por unidad de superficie (normalmente un millón de kilómetros cuadrados ) proporciona una edad relativa de esa superficie. Las superficies con muchos cráteres son viejas y las superficies con pocos cráteres son jóvenes. Las superficies viejas tienen muchos cráteres grandes y las superficies jóvenes tienen en su mayoría cráteres pequeños o ninguno. Estos conceptos estratigráficos forman la base de la escala de tiempo geológica marciana.
Edades relativas de la estratigrafía.
La estratigrafía establece las edades relativas de las capas de roca y sedimento al denotar diferencias en su composición (sólidos, líquidos y gases atrapados). A menudo se incorporan suposiciones sobre la tasa de deposición, lo que genera una variedad de estimaciones de edad potencial en cualquier conjunto de capas de sedimentos observadas.
edades absolutas
La técnica principal para calibrar las edades según el calendario de la Era Común es la datación radiométrica. Las combinaciones de diferentes materiales radiactivos pueden mejorar la incertidumbre en una estimación de la edad basada en cualquier isótopo.
Al utilizar principios estratigráficos, las edades de las unidades de roca normalmente sólo pueden determinarse entre sí . Por ejemplo, saber que los estratos de rocas del Mesozoico que componen el Sistema Cretácico se encuentran encima de rocas del Sistema Jurásico (y, por lo tanto, son más jóvenes que ellas) no revela nada acerca de cuánto tiempo atrás fueron los Períodos Cretácico o Jurásico. Se necesitan otros métodos, como la datación radiométrica , para determinar edades absolutas en el tiempo geológico. Generalmente, esto sólo se conoce en el caso de las rocas de la Tierra. También se conocen edades absolutas de unidades de roca seleccionadas de la Luna basándose en muestras devueltas a la Tierra. También existe una propuesta para introducir un momento de inestabilidad del agua líquida. [3]
Asignar edades absolutas a las unidades de roca de Marte es mucho más problemático. A lo largo de los años se han realizado numerosos intentos [4] [5] [6] para determinar una cronología marciana absoluta (línea de tiempo) comparando las tasas estimadas de formación de cráteres de impacto en Marte con las de la Luna. Si se conoce con precisión la tasa de formación de cráteres de impacto en Marte por tamaño de cráter por unidad de área durante el tiempo geológico (la tasa de producción o flujo), entonces las densidades de los cráteres también proporcionan una manera de determinar edades absolutas. [7] Desafortunadamente, las dificultades prácticas en el recuento de cráteres [8] y las incertidumbres en la estimación del flujo todavía crean enormes incertidumbres en las edades derivadas de estos métodos. Los meteoritos marcianos han proporcionado muestras datables que son consistentes con las edades calculadas hasta ahora, [9] pero se desconocen las ubicaciones en Marte de donde vinieron los meteoritos (procedencia), lo que limita su valor como herramientas cronoestratigráficas . Por lo tanto, las edades absolutas determinadas por la densidad de los cráteres deben tomarse con cierto escepticismo. [10]
Los estudios de las densidades de los cráteres de impacto en la superficie marciana [11] [12] han delineado cuatro amplios períodos en la historia geológica del planeta . [13] Los períodos recibieron el nombre de lugares en Marte que tenían características superficiales a gran escala, como grandes cráteres o flujos de lava generalizados, que se remontan a estos períodos de tiempo. Las edades absolutas dadas aquí son sólo aproximadas. De mayor a menor, los periodos de tiempo son:
Pre-Noé : el intervalo desde la acreción y diferenciación del planeta hace unos 4,5 mil millones de años ( Gya ) hasta la formación de la cuenca de impacto de Hellas , entre 4,1 y 3,8 Gya. [14] La mayor parte del registro geológico de este intervalo ha sido borrado por la erosión posterior y las altas tasas de impacto.la dicotomía de la corteza terrestre se formó durante este tiempo, junto con lascuencas de Argyre e Isidis .
Período de Noé (llamado así por Noachis Terra ): Formación de las superficies más antiguas de Marte entre 4,1 y aproximadamente 3,7 Gya. Las superficies de la época de Noé están marcadas por muchos grandes cráteres de impacto.el abultamiento de Tharsis se formó durante el Noé, junto con una extensa erosión por agua líquida que produjo redes de valles fluviales . Es posible que hayan existido grandes lagos u océanos.
Período Hesperian (llamado así por Hesperia Planum ): 3,7 a aproximadamente 3,0 Gya. Está marcado por la formación de extensas llanuras de lava. La formación de Olympus Mons probablemente comenzó durante este período. [15] Liberaciones catastróficas de agua abrieron extensos canales de salida alrededor de Chryse Planitia y otros lugares. Es posible que se hayan formado lagos o mares efímeros en las tierras bajas del norte.
Período Amazónico (llamado así por Amazonis Planitia ): 3,0 Gya hasta el presente. Las regiones amazónicas tienen pocos cráteres de impacto de meteoritos, pero por lo demás son bastante variadas.los flujos de lava, la actividad glacial/ periglacial y las liberaciones menores de agua líquida. [dieciséis]
Períodos de tiempo marcianos (hace millones de años)
La fecha de la frontera entre Hesperio y Amazonia es particularmente incierta y podría oscilar entre 3,0 y 1,5 Gya. [17] Básicamente, se piensa que el Hesperian es un período de transición entre el final de los intensos bombardeos y el Marte frío y seco que se ve hoy.
Escala de tiempo de alteración mineral
En 2006, los investigadores que utilizaron datos del espectrómetro de mapeo minerológico visible e infrarrojo OMEGA a bordo del orbitador Mars Express propusieron una escala de tiempo marciana alternativa basada en el tipo predominante de alteración mineral que ocurrió en Marte debido a diferentes estilos de erosión química en el pasado del planeta. Propusieron dividir la historia de Marte en tres eras: la filociana, la teikiana y la sidericana. [18] [19]
El filociano (llamado así por los filosilicatos o minerales arcillosos que caracterizan la era) duró desde la formación del planeta hasta alrededor del Noé temprano (aproximadamente 4,0 Gya). OMEGA identificó afloramientos de filosilicatos en numerosos lugares de Marte, todos en rocas que eran exclusivamente de edad Pre-Noé o Noé (sobre todo en exposiciones de rocas en Nili Fossae y Mawrth Vallis ). Los filosilicatos requieren un ambiente alcalino rico en agua para formarse. La era filociana se correlaciona con la edad de formación de la red de valles en Marte, lo que sugiere un clima temprano propicio para la presencia de abundante agua superficial. Se cree que los depósitos de esta era son los mejores candidatos para buscar evidencia de vida pasada en el planeta.
El Theiikian (llamado así por el azufre en griego, por los minerales de sulfato que se formaron) duró hasta aproximadamente 3,5 Gya. Fue una era de vulcanismo extenso , que liberó grandes cantidades de dióxido de azufre (SO 2 ) a la atmósfera. El SO 2 se combinó con agua para crear un ambiente rico en ácido sulfúrico que permitió la formación de sulfatos hidratados (en particular, kieserita y yeso ).
El Siderikan (llamado así por el hierro en griego, por los óxidos de hierro que se formaban) duró desde 3,5 Gya hasta el presente. Con la disminución del vulcanismo y del agua disponible, el proceso de erosión superficial más notable ha sido la lenta oxidación de las rocas ricas en hierro por los peróxidos atmosféricos, produciendo los óxidos de hierro rojos que dan al planeta su color familiar.
Referencias
^ Para revisiones de este tema, consulte:
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Citas
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