El Noéico es un sistema geológico y un período temprano en el planeta Marte caracterizado por altas tasas de impactos de meteoritos y asteroides y la posible presencia de abundante agua superficial . [1] La edad absoluta del período Noéico es incierta, pero probablemente corresponde a los períodos lunares Prenectario a Imbriano temprano [2] de hace 4100 a 3700 millones de años, durante el intervalo conocido como el Bombardeo Pesado Tardío . [3] Muchas de las grandes cuencas de impacto en la Luna y Marte se formaron en este momento. El Período Noéico es aproximadamente equivalente a los eones Hádico y Arcaico temprano de la Tierra , cuando probablemente surgieron las primeras formas de vida de la Tierra. [4]
Los terrenos de la era Noéica en Marte son los principales sitios de aterrizaje de naves espaciales para buscar evidencia fósil de vida . [5] [6] [7] Durante el Noéico, la atmósfera de Marte era más densa que hoy, y el clima posiblemente lo suficientemente cálido (al menos episódicamente) para permitir la lluvia. [8] Había grandes lagos y ríos en el hemisferio sur, [9] [10] y un océano puede haber cubierto las llanuras bajas del norte. [11] [12] Se produjo un extenso vulcanismo en la región de Tharsis , acumulando enormes masas de material volcánico (el abultamiento de Tharsis ) y liberando grandes cantidades de gases a la atmósfera. [3] La meteorización de las rocas superficiales produjo una diversidad de minerales arcillosos ( filosilicatos ) que se formaron en condiciones químicas propicias para la vida microbiana . [13] [14]
Aunque hay abundante evidencia geológica de agua superficial en la historia temprana de Marte, la naturaleza y el momento de las condiciones climáticas bajo las cuales esa agua apareció es un tema de vigoroso debate científico. [15] Hoy Marte es un desierto frío e hiperárido con una presión atmosférica promedio menor al 1% de la de la Tierra. El agua líquida es inestable y se congelará o evaporará dependiendo de la estación y la ubicación (ver Agua en Marte ). Reconciliar la evidencia geológica de valles fluviales y lagos con los modelos climáticos computacionales del Marte de Noé ha sido un gran desafío. [16] Los modelos que postulan una atmósfera espesa de dióxido de carbono y el consiguiente efecto invernadero tienen dificultades para reproducir las temperaturas medias más altas necesarias para la abundancia de agua líquida. Esto se debe en parte a que Marte recibe menos de la mitad de la radiación solar que la Tierra y a que el sol durante el Noé era solo un 75% tan brillante como lo es hoy. [17] [18] Como consecuencia, algunos investigadores ahora favorecen un clima general del Noé que era "frío y helado" puntuado por breves (cientos a miles de años) excursiones climáticas lo suficientemente cálidas como para derretir el hielo de la superficie y producir las características fluviales que se ven hoy. [19] Otros investigadores argumentan que el Marte primitivo era semiárido con al menos períodos transitorios de lluvia calentados por una atmósfera de dióxido de carbono e hidrógeno. [20] Las causas de los períodos de calentamiento siguen sin estar claras, pero pueden deberse a grandes impactos, erupciones volcánicas o forzamiento orbital . En cualquier caso, parece probable que el clima durante todo el Noé no fuera uniformemente cálido y húmedo. [21] En particular, gran parte de la actividad de formación de ríos y lagos parece haber ocurrido durante un intervalo relativamente corto al final del Noé y extendiéndose hasta el Hesperiano temprano . [22] [23] [24]
El Sistema y Periodo Noéico recibe su nombre de Noachis Terra (lit. "Tierra de Noé "), una región montañosa repleta de cráteres al oeste de la cuenca Hellas . El área tipo del Sistema Noéico se encuentra en el cuadrángulo Noéico (MC-27) alrededor de 40°S 340°O / 40°S 340°O / -40; -340 . [2] A gran escala (>100 m), las superficies Noéicas son muy montañosas y accidentadas, y superficialmente se asemejan a las tierras altas lunares . Los terrenos Noéicos consisten en mantos de eyecciones superpuestos e intercalados de muchos cráteres antiguos. También son comunes los materiales de borde montañoso y la roca del basamento elevada de grandes cuencas de impacto. [25] (Véase Anseris Mons , por ejemplo.) La densidad numérica de grandes cráteres de impacto es muy alta, con unos 200 cráteres de más de 16 km de diámetro por millón de km 2 . [26] Las unidades de la edad de Noé cubren el 45% de la superficie marciana; [27] se encuentran principalmente en las tierras altas del sur del planeta, pero también están presentes en grandes áreas en el norte, como en Tempe y Xanthe Terrae, Acheron Fossae y alrededor de la cuenca de Isidis ( Libia Montes ). [28] [29]
Épocas:
Los períodos de tiempo marcianos se basan en el mapeo geológico de unidades de superficie a partir de imágenes de naves espaciales . [25] [30] Una unidad de superficie es un terreno con una textura, color, albedo , propiedad espectral o conjunto de formas de relieve distintivos que lo distinguen de otras unidades de superficie y es lo suficientemente grande como para mostrarse en un mapa. [31] Los cartógrafos utilizan un enfoque estratigráfico iniciado a principios de la década de 1960 para estudios fotogeológicos de la Luna . [32] Aunque se basa en características de la superficie, una unidad de superficie no es la superficie en sí o un grupo de formas de relieve . Es una unidad geológica inferida (por ejemplo, formación ) que representa un cuerpo de roca en forma de lámina, cuña o tabular que se encuentra debajo de la superficie. [33] [34] Una unidad de superficie puede ser un depósito de eyección de cráter, un flujo de lava o cualquier superficie que pueda representarse en tres dimensiones como un estrato discreto limitado por encima o por debajo por unidades adyacentes (ilustrado a la derecha). Utilizando principios como la superposición (ilustrada a la izquierda), las relaciones transversales y la relación de la densidad de cráteres de impacto con la edad, los geólogos pueden colocar las unidades en una secuencia de edad relativa desde la más antigua a la más joven. Las unidades de edad similar se agrupan globalmente en unidades estratigráficas temporales ( cronoestratigráficas ) más grandes, llamadas sistemas . Para Marte, se definen cuatro sistemas: el Pre-Noéico, el Noéico, el Hespériense y el Amazónico. Las unidades geológicas que se encuentran por debajo (más antiguas que) el Noéico se designan informalmente como Pre-Noéico . [35] El equivalente temporal geológico ( geocronológico ) del Sistema Noéico es el Período Noéico. Las unidades de roca o superficie del Sistema Noéico se formaron o depositaron durante el Período Noéico.
Sistema y período no son términos intercambiables en la nomenclatura estratigráfica formal, aunque se confunden con frecuencia en la literatura popular. Un sistema es una columna estratigráfica idealizada basada en el registro físico de rocas de un área tipo (sección tipo) correlacionada con secciones de rocas de muchas ubicaciones diferentes en todo el planeta. [37] Un sistema está delimitado por encima y por debajo por estratos con características claramente diferentes (en la Tierra, generalmente fósiles índice ) que indican cambios dramáticos (a menudo abruptos) en la fauna dominante o las condiciones ambientales. (Véase el límite Cretácico-Paleógeno como ejemplo).
En cualquier ubicación, las secciones de roca en un sistema dado son propensas a contener huecos ( discordancias ) análogos a páginas faltantes de un libro. En algunos lugares, las rocas del sistema están completamente ausentes debido a la no deposición o erosión posterior. Por ejemplo, las rocas del Sistema Cretácico están ausentes en gran parte del interior central oriental de los Estados Unidos. Sin embargo, el intervalo de tiempo del Cretácico (Período Cretácico) todavía ocurrió allí. Por lo tanto, un período geológico representa el intervalo de tiempo durante el cual se depositaron los estratos de un sistema, incluyendo cualquier cantidad desconocida de tiempo presente en los huecos. [37] Los períodos se miden en años, determinados por datación radiactiva . En Marte, las edades radiométricas no están disponibles excepto de los meteoritos marcianos cuya procedencia y contexto estratigráfico son desconocidos. En cambio, las edades absolutas en Marte se determinan por la densidad de cráteres de impacto, que depende en gran medida de los modelos de formación de cráteres a lo largo del tiempo. [38] En consecuencia, las fechas de inicio y fin de los períodos marcianos son inciertas, especialmente para el límite hesperiano/amazónico, que puede tener un error de un factor de 2 o 3. [35] [39]
En muchas áreas del planeta, la parte superior del Sistema Noéico está cubierta por materiales de llanuras estriadas con menos cráteres que se interpretan como vastos basaltos de inundación similares en composición a los mares lunares . Estas llanuras estriadas forman la base del Sistema Hesperiano más joven (foto de la derecha). El límite estratigráfico inferior del Sistema Noéico no está definido formalmente. El sistema fue concebido originalmente para abarcar unidades de roca que datan de la formación de la corteza hace 4500 millones de años. [25] Sin embargo, el trabajo de Herbert Frey y colegas en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA utilizando datos del Altímetro Láser Orbital de Marte (MOLA) indica que las tierras altas del sur de Marte contienen numerosas cuencas de impacto enterradas (llamadas depresiones cuasi circulares o QCD) que son más antiguas que las superficies visibles de la edad de Noé y que son anteriores al impacto de Hellas. Sugiere que el impacto de Hellas debería marcar la base del Sistema Noéico. Si Frey está en lo cierto, entonces gran parte del lecho rocoso de las tierras altas marcianas es de edad prenoéica, remontándose a más de 4100 millones de años atrás. [40]
El sistema Noéico se subdivide en tres series cronoestratigráficas : Noéico Inferior, Noéico Medio y Noéico Superior. Las series se basan en referentes o ubicaciones en el planeta donde las unidades de superficie indican un episodio geológico distintivo, reconocible en el tiempo por la edad de los cráteres y la posición estratigráfica. Por ejemplo, el referente para el Noéico Superior es un área de llanuras intercráteres suaves al este de la cuenca de Argyre . Las llanuras se superponen (son más jóvenes que) al terreno más accidentado y craterizado del Noéico Medio y se encuentran debajo (son más antiguas que) las llanuras menos craterizadas y estriadas de la serie Hespérica Inferior. [2] [41] Las unidades de tiempo geológico (geocronológicas) correspondientes de las tres series Noéicas son las épocas Noéico Temprano, Noéico Medio y Noéico Tardío . Tenga en cuenta que una época es una subdivisión de un período; los dos términos no son sinónimos en la estratigrafía formal.
Los términos estratigráficos suelen ser confusos tanto para los geólogos como para los no geólogos. Una forma de resolver la dificultad es con el siguiente ejemplo: puedes ir fácilmente a Cincinnati, Ohio y visitar un afloramiento rocoso en la Serie Ordovícica Superior del Sistema Ordovícico. Incluso puedes recolectar un trilobite fósil allí. Sin embargo, no puedes visitar la Época Ordovícica Tardía en el Período Ordovícico y recolectar un trilobite real.
El esquema de nomenclatura estratigráfica formal basado en la Tierra se ha aplicado con éxito a Marte durante varias décadas, pero tiene numerosos defectos. Sin duda, el esquema se perfeccionará o reemplazará a medida que se disponga de más y mejores datos. [42] (Véase la cronología mineralógica a continuación como ejemplo de alternativa). La obtención de edades radiométricas en muestras de unidades de superficie identificadas es claramente necesaria para una comprensión más completa de la historia y la cronología marcianas. [43]
El período Noéico se distingue de los períodos posteriores por las altas tasas de impactos, erosión, formación de valles, actividad volcánica y erosión de las rocas superficiales para producir abundantes filosilicatos ( minerales arcillosos ). Estos procesos implican un clima global más húmedo con condiciones cálidas al menos episódicas. [3]
El registro de cráteres lunares sugiere que la tasa de impactos en el Sistema Solar Interior hace 4000 millones de años era 500 veces mayor que en la actualidad. [44] Durante el Noéico, se formaba en Marte un cráter de 100 km de diámetro cada millón de años, [3] y la tasa de impactos más pequeños era exponencialmente mayor. [a] Esas tasas de impacto tan altas habrían fracturado la corteza a profundidades de varios kilómetros [46] y dejado gruesos depósitos de eyección en toda la superficie del planeta. Los grandes impactos habrían afectado profundamente al clima al liberar enormes cantidades de eyección caliente que calentaron la atmósfera y la superficie a altas temperaturas. [47] Las altas tasas de impacto probablemente desempeñaron un papel en la eliminación de gran parte de la atmósfera primitiva de Marte a través de la erosión por impacto. [48]
Por analogía con la Luna, los impactos frecuentes produjeron una zona de lecho rocoso fracturado y brechas en la corteza superior llamada megaregolito . [50] La alta porosidad y permeabilidad del megaregolito permitió la infiltración profunda de agua subterránea . El calor generado por el impacto que reaccionó con el agua subterránea produjo sistemas hidrotermales de larga duración que podrían haber sido explotados por microorganismos termófilos , si es que existieron. [51] Los modelos informáticos de transporte de calor y fluidos en la antigua corteza marciana sugieren que la vida útil de un sistema hidrotermal generado por un impacto podría ser de cientos de miles a millones de años después del impacto. [52]
La mayoría de los cráteres grandes del Noé tienen un aspecto desgastado, con bordes muy erosionados e interiores llenos de sedimentos. El estado degradado de los cráteres del Noé, en comparación con el aspecto casi prístino de los cráteres del Hesperiano, solo unos pocos cientos de millones de años más jóvenes, indica que las tasas de erosión fueron más altas (aproximadamente de 1000 a 100 000 veces [53] ) en el Noé que en períodos posteriores. [3] La presencia de terreno parcialmente erosionado (grabado) en las tierras altas del sur indica que hasta 1 km de material se erosionó durante el Período Noé. Se cree que estas altas tasas de erosión, aunque aún inferiores a las tasas terrestres promedio, reflejan condiciones ambientales más húmedas y quizás más cálidas. [54]
Las altas tasas de erosión durante el Noéico pueden haberse debido a la precipitación y la escorrentía superficial . [8] [55] Muchos (pero no todos) los terrenos de la era Noéica en Marte están densamente diseccionados por redes de valles . [3] Las redes de valles son sistemas ramificados de valles que superficialmente se parecen a las cuencas de drenaje de los ríos terrestres . Aunque su origen principal (erosión por lluvia, socavación de las aguas subterráneas o derretimiento de la nieve) todavía se debate, las redes de valles son raras en los períodos de tiempo marcianos posteriores, lo que indica condiciones climáticas únicas en la época Noéica.
Se han identificado al menos dos fases separadas de formación de la red de valles en las tierras altas del sur. Los valles que se formaron a principios y mediados del Noéico muestran un patrón denso y bien integrado de afluentes que se asemejan mucho a los patrones de drenaje formados por las lluvias en las regiones desérticas de la Tierra. Los valles más jóvenes del Noéico tardío al Hespériense temprano comúnmente tienen solo unos pocos afluentes rechonchos con regiones interfluviales (áreas de tierras altas entre afluentes) que son amplias y no están diseccionadas. Estas características sugieren que los valles más jóvenes se formaron principalmente por la extracción de agua subterránea . Si esta tendencia de cambio de morfologías de valles con el tiempo es real, indicaría un cambio en el clima de un Marte relativamente húmedo y cálido, donde las lluvias eran ocasionalmente posibles, a un mundo más frío y árido donde las lluvias eran raras o nulas. [56]
El agua que se drenaba a través de las redes de valles se estancaba en los interiores bajos de los cráteres y en los huecos regionales entre los cráteres para formar grandes lagos. Se han identificado más de 200 lechos de lagos noajenses en las tierras altas del sur, algunos tan grandes como el lago Baikal o el mar Caspio en la Tierra. [57] Muchos cráteres noajenses muestran canales que entran por un lado y salen por el otro. Esto indica que debían estar presentes grandes lagos dentro del cráter al menos temporalmente para que el agua alcanzara un nivel lo suficientemente alto como para romper el borde del cráter opuesto. Los deltas o abanicos suelen estar presentes donde un valle ingresa al suelo del cráter. Ejemplos particularmente llamativos ocurren en el cráter Eberswalde , el cráter Holden y en la región de Nili Fossae ( cráter Jezero ). Otros cráteres grandes (por ejemplo, el cráter Gale ) muestran depósitos interiores o montículos finamente estratificados que probablemente se formaron a partir de sedimentos depositados en los fondos de los lagos. [3]
Gran parte del hemisferio norte de Marte se encuentra a unos 5 km menos en elevación que las tierras altas del sur. [58] Esta dicotomía ha existido desde el Pre-Noéico. [59] Se esperaría que el agua que drena de las tierras altas del sur durante el Noéico se acumulara en el hemisferio norte, formando un océano (Oceanus Borealis [60] ). Desafortunadamente, la existencia y naturaleza de un océano Noéico sigue siendo incierta porque la actividad geológica posterior ha borrado gran parte de la evidencia geomorfológica . [3] Se han identificado los rastros de varias posibles líneas costeras de la era Noéica y Hespérica a lo largo del límite de la dicotomía, [61] [62] pero esta evidencia ha sido cuestionada. [63] [64] Las paleocostas mapeadas dentro de Hellas Planitia , junto con otra evidencia geomorfológica, sugieren que grandes lagos cubiertos de hielo o un mar cubrían el interior de la cuenca Hellas durante el período Noéico. [65] En 2010, los investigadores utilizaron la distribución global de deltas y redes de valles para argumentar la existencia de una costa noeica en el hemisferio norte. [12] A pesar de la escasez de evidencia geomorfológica, si el Marte noeico tenía un gran inventario de agua y condiciones cálidas, como lo sugieren otras líneas de evidencia, entonces grandes masas de agua se habrían acumulado casi con certeza en zonas bajas regionales como la cuenca de las tierras bajas del norte y Hellas. [3]
El Noéico también fue una época de intensa actividad volcánica, la mayor parte de ella centrada en la región de Tharsis . [3] Se cree que la mayor parte del bulbo de Tharsis se acumuló hacia el final del Período Noéico. [66] El crecimiento de Tharsis probablemente jugó un papel importante en la producción de la atmósfera del planeta y la erosión de las rocas en la superficie. Según una estimación, el bulbo de Tharsis contiene alrededor de 300 millones de km 3 de material ígneo. Suponiendo que el magma que formó Tharsis contenía dióxido de carbono (CO 2 ) y vapor de agua en porcentajes comparables a los observados en la lava basáltica hawaiana , entonces la cantidad total de gases liberados de los magmas de Tharsis podría haber producido una atmósfera de CO 2 de 1,5 bares y una capa global de agua de 120 m de profundidad. [3]
También se produjo un extenso vulcanismo en las tierras altas llenas de cráteres fuera de la región de Tharsis, pero quedan pocas pruebas geomorfológicas porque las superficies han sido intensamente reelaboradas por el impacto. [3] La evidencia espectral de la órbita indica que las rocas de las tierras altas son principalmente basálticas en composición, y consisten en los minerales piroxeno , feldespato plagioclasa y olivino . [67] Las rocas examinadas en las colinas de Columbia por el Mars Exploration Rover (MER) Spirit pueden ser típicas de las rocas de las tierras altas de la era Noéica en todo el planeta. [68] Las rocas son principalmente basaltos degradados con una variedad de texturas que indican fracturación y brechificación severas por el impacto y la alteración por fluidos hidrotermales. Algunas de las rocas de las colinas de Columbia pueden haberse formado a partir de flujos piroclásticos . [3]
La abundancia de olivino en rocas de la era Noéica es significativa porque el olivino se meteoriza rápidamente y se convierte en minerales arcillosos ( filosilicatos ) cuando se expone al agua. Por lo tanto, la presencia de olivino sugiere que no se produjo una erosión hídrica prolongada de forma global en el Marte primitivo. Sin embargo, los estudios espectrales y estratigráficos de los afloramientos noéicos desde la órbita indican que el olivino se limita principalmente a las rocas de la serie noéica superior (tardía). [3] En muchas zonas del planeta (sobre todo en Nili Fossae y Mawrth Vallis ), la erosión o los impactos posteriores han dejado al descubierto unidades prenoéicas y noéicas inferiores más antiguas que son ricas en filosilicatos. [69] [70] Los filosilicatos requieren un entorno alcalino rico en agua para formarse. En 2006, investigadores que utilizaron el instrumento OMEGA a bordo de la sonda espacial Mars Express propusieron una nueva era marciana llamada el filociense, que corresponde al período prenoéico/noéico temprano, en el que el agua superficial y la erosión acuosa eran comunes. También se propusieron dos eras posteriores, el teikiano y el siderikiano. [13] La era filociense se correlaciona con la edad de la formación de la red de valles temprana en Marte. Se cree que los depósitos de esta era son los mejores candidatos para buscar evidencia de vida pasada en el planeta.
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