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Amazonas (Marte)

El Amazonas es un sistema geológico y un período de tiempo en el planeta Marte que se caracteriza por bajas tasas de impactos de meteoritos y asteroides y por condiciones frías e hiperáridas similares a las de Marte en la actualidad. [1] [2] La transición desde el período Hesperiano anterior está algo mal definida. Se cree que el Amazonas comenzó hace unos 3 mil millones de años, aunque los márgenes de error en esta fecha son extremadamente grandes (~500 millones de años). [3] El período a veces se subdivide en el Amazonas Temprano, Medio y Tardío. El Amazonas continúa hasta el día de hoy.

El período amazónico ha estado dominado por la formación de cráteres de impacto y procesos eólicos con vulcanismo aislado en curso en la región de Tharsis y Cerberus Fossae , incluidos signos de actividad tan recientemente como hace decenas de miles de años en este último [4] y dentro de los últimos millones de años en Olympus Mons , lo que implica que todavía pueden estar activos pero inactivos en el presente. [5]

Descripción y origen del nombre

El Sistema y Período Amazónico recibe su nombre de Amazonis Planitia , que tiene una escasa densidad de cráteres en una amplia zona. Estas densidades son representativas de muchas superficies de la era amazónica. El área tipo del Sistema Amazónico se encuentra en el cuadrángulo Amazonis (MC-8) alrededor de 15°N 158°W / 15°N 158°W / 15; -158 .

Pre-NoachianNoachianHesperianPost-HesperianAmazonian (Mars)
Periodos de tiempo marcianos (hace millones de años)

Cronología y estratigrafía amazónica

Imagen de HiRISE que ilustra la superposición , un principio que permite a los geólogos determinar las edades relativas de las unidades de la superficie. El flujo de lava de tonos oscuros se superpone (es más joven que) al terreno de tonos claros y con más cráteres (¿un flujo de lava más antiguo?) de la derecha. Los eyectados del cráter del centro se superponen a ambas unidades, lo que indica que el cráter es la característica más joven de la imagen.

Debido a que es el más joven de los períodos marcianos, la cronología de la Amazonia se entiende relativamente bien a través de las leyes geológicas tradicionales de superposición acopladas a la técnica de datación relativa del conteo de cráteres . La escasez de cráteres característicos de la Amazonia también significa que, a diferencia de los períodos más antiguos, se conservan las características de la superficie a escala fina (<100 m). [6] Esto permite un estudio detallado y orientado al proceso de muchas características de la superficie de Marte de la era amazónica, ya que los detalles necesarios de la forma de la superficie aún son visibles.

Además, la relativa juventud de este período significa que durante los últimos 100 millones de años sigue siendo posible reconstruir las estadísticas de la mecánica orbital del Sol , Marte y Júpiter sin que los patrones se vean abrumados por efectos caóticos , y a partir de esto reconstruir la variación de la insolación solar (la cantidad de calor del Sol) que llega a Marte a través del tiempo. [7] Se ha demostrado que las variaciones climáticas ocurren en ciclos no muy diferentes en magnitud y duración a los ciclos terrestres de Milankovich .

En conjunto, estas características (buena conservación y comprensión del flujo solar impuesto) significan que gran parte de la investigación sobre la Amazonia de Marte se ha centrado en comprender su clima y los procesos de superficie que responden al clima. Esto ha incluido:

La buena conservación también ha permitido estudios detallados de otros procesos geológicos en el Marte amazónico, en particular los procesos volcánicos , [21] [22] [23] la tectónica frágil , [24] [25] y los procesos de craterización . [26] [27] [28]

Sistema vs. Periodo

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. [30] 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 lugar, 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. [30] 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. [31] 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. [32] [33]

Imágenes

Véase también

Notas y referencias

  1. ^ Tanaka, KL (1986). La estratigrafía de Marte. J. Geophys. Res., Decimoséptima Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, Parte 1, 91 (B13), E139–E158.
  2. ^ Carr, MH (2006), La superficie de Marte. Cambridge Planetary Science Series, Cambridge University Press.
  3. ^ Werner, SC y KL Tanaka (2011), Redefinición de los límites de densidad de cráteres y edad absoluta para el sistema cronoestratigráfico de Marte, Icarus, 215(2), 603–607, doi :10.1016/j.icarus.2011.07.024.
  4. ^ Horvath, David G.; et al. (2021). "Evidencia de vulcanismo explosivo geológicamente reciente en Elysium Planitia, Marte". Icarus . 365 : 114499. arXiv : 2011.05956v1 . Código Bibliográfico :2021Icar..36514499H. doi :10.1016/j.icarus.2021.114499. S2CID  226299879.
  5. ^ Martel, Linda MV (31 de enero de 2005). «Actividad reciente en Marte: fuego y hielo». Planetary Science Research Discoveries . Consultado el 11 de julio de 2006 .
  6. ^ Irwin, RP, Tanaka, KL y Robbins, SJ, 2013, Distribución de superficies craterizadas del Noéico temprano, medio y tardío en las tierras altas marcianas: implicaciones para los eventos y procesos de repavimentación: Journal of Geophysical Research, v. 118, p. 278–291, doi :10.1002/jgre.20053.
  7. ^ Laskar, J., Correia, ACM, Gastineau, M., Joutel, F., Levrard, B. y Robutel, P., 2004, Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte: Icarus, v. 170, no. 2, p. 343–364, doi :10.1016/j.icarus.2004.04.005.
  8. ^ Dickson, JL, Head, JW, III, y Marchant, DR, 2010, Acumulación de hielo de un kilómetro de espesor y glaciación en las latitudes medias del norte de Marte: evidencia de eventos de llenado de cráteres en el Amazonas tardío en los Phlegra Montes: Earth and Planetary Science Letters, v. 294, no. 3–4, p. 332–342, doi :10.1016/j.epsl.2009.08.031.
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  11. ^ Fassett, CI, Dickson, JL, Head, JW, III, Levy, JS y Marchant, DR, 2010, Valles supraglaciares y proglaciares en el Marte amazónico: Icarus, v. 208, no. 1, p. 86–100, doi :10.1016/j.icarus.2010.02.021.
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Bibliografía y lecturas recomendadas