Imagen de HiRISE que ilustra la ley de superposición de Steno . El flujo de lava de tonos oscuros se superpone (es más joven que) al terreno de tonos claros de la derecha. Los eyectados del cráter en el centro se superponen 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 , corroborada por observaciones, mediciones indirectas y directas y diversas técnicas de inferencia. Métodos que datan de las técnicas del siglo XVII desarrolladas por Nicholas Steno , incluida la llamada ley de superposición y la estratigrafía , utilizadas para estimar las historias geológicas de la Tierra y la Luna, se están aplicando activamente a los datos disponibles de varios recursos de observación y medición marcianos. Estos incluyen módulos de aterrizaje, plataformas en órbita, observaciones basadas en 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, es probable que un pequeño cráter en la parte superior del mismo flujo de lava sea más joven que la lava y el cráter más grande, ya que se puede suponer que fue el 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 conocidas de Paleozoico , Mesozoico y Cenozoico . La misma metodología se aplicó más tarde 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. La cantidad de cráteres mayores a un tamaño determinado por unidad de superficie (normalmente un millón de km2 ) proporciona una edad relativa para esa superficie. Las superficies con muchos cráteres son antiguas, y las superficies con pocos cráteres son jóvenes. Las superficies antiguas tienen muchos cráteres grandes, y las superficies jóvenes tienen principalmente cráteres pequeños o ninguno. Estos conceptos estratigráficos forman la base de la escala de tiempo geológica marciana.
Edades relativas a partir de la estratigrafía
La estratigrafía establece las edades relativas de las capas de roca y sedimento al indicar las diferencias en la composición (sólidos, líquidos y gases atrapados). A menudo se incorporan suposiciones sobre la tasa de deposición, lo que genera un rango de posibles estimaciones de edad en cualquier conjunto de capas de sedimento 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 edad basada en un isótopo cualquiera.
Al utilizar principios estratigráficos, las edades de las unidades de roca generalmente solo se pueden determinar en relación entre sí . Por ejemplo, saber que los estratos de roca mesozoicos 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 sobre cuánto tiempo hace que existieron los períodos cretácico o jurásico. Se necesitan otros métodos, como la datación radiométrica , para determinar las edades absolutas en el tiempo geológico. Por lo general, esto solo se conoce para las rocas de la Tierra. También se conocen las edades absolutas de unidades de roca seleccionadas de la Luna en función de muestras traídas 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 en Marte es mucho más problemático. A lo largo de los años se han hecho numerosos intentos [4] [5] [6] para determinar una cronología marciana absoluta (cronología) comparando las tasas estimadas de formación de cráteres por impacto en Marte con las de la Luna. Si se conoce con precisión la tasa de formación de cráteres por impacto en Marte según el tamaño de los cráteres por unidad de área a lo largo del tiempo geológico (la tasa de producción o flujo), entonces las densidades de cráteres también proporcionan una forma de determinar las edades absolutas. [7] Desafortunadamente, las dificultades prácticas en el recuento de cráteres [8] y las incertidumbres en la estimación del flujo aún 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 cráteres deben tomarse con cierto escepticismo. [10]
Los estudios de densidad de cráteres de impacto en la superficie marciana [11] [12] han delineado cuatro amplios períodos en la historia geológica del planeta . [13] Los períodos recibieron su nombre de lugares en Marte que tenían características superficiales a gran escala, como cráteres grandes o flujos de lava generalizados, que datan de estos períodos de tiempo. Las edades absolutas que se dan aquí son solo aproximadas. Del más antiguo al más reciente, los períodos de tiempo son:
Pre-Noéico : el intervalo desde la acreción y diferenciación del planeta hace unos 4.500 millones de años ( Gya ) hasta la formación de la cuenca de impacto 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. Se cree que la dicotomía cortical se formó durante este tiempo, junto con lascuencas Argyre e Isidis .
Período Noéico (denominado así por Noachis Terra ): Formación de las superficies más antiguas de Marte entre 4,1 y 3,7 mil millones de años atrás. Las superficies de la época del Noéico están marcadas por numerosos cráteres de impacto de gran tamaño. Se cree que el abultamiento de Tharsis se formó durante el Noéico, junto con una extensa erosión por agua líquida que produjo redes de valles fluviales . Es posible que haya habido grandes lagos u océanos.
Período Hespérico (denominado así por Hesperia Planum ): hace entre 3,7 y 3,0 mil millones de años. Está marcado por la formación de extensas llanuras de lava. La formación del monte Olimpo probablemente comenzó durante este período. [15] Los vertidos catastróficos de agua excavaron extensos canales de desagüe alrededor de Chryse Planitia y en otros lugares. Es posible que se hayan formado lagos o mares efímeros en las tierras bajas del norte.
Período Amazónico (denominado así por Amazonis Planitia ): hace 3000 millones de años hasta la actualidad. Las regiones amazónicas tienen pocos cráteres de impacto de meteoritos, pero por lo demás son bastante variadas. Durante este período continuaron los flujos de lava, la actividad glacial/ periglacial y las pequeñas liberaciones de agua líquida. [16]
Períodos de tiempo marcianos (hace millones de años)
Épocas:
La fecha del límite entre el Hesperiano y el Amazonas es particularmente incierta y podría oscilar entre 3,0 y 1,5 mil millones de años atrás. [17] Básicamente, se piensa que el Hesperiano fue un período de transición entre el final de los bombardeos intensos y el Marte frío y seco que vemos hoy.
Escala de tiempo de alteración de minerales
En 2006, investigadores que utilizaron datos del espectrómetro de mapeo mineralógico visible e infrarrojo OMEGA a bordo de la sonda Mars Express propusieron una escala temporal marciana alternativa basada en el tipo predominante de alteración mineral que se produjo en Marte debido a diferentes estilos de erosión química en el pasado del planeta. Propusieron dividir la historia de Marte en tres eras: la filociense, la teikiense y la siderika. [18] [19]
El filociense (denominado así por los filosilicatos o minerales arcillosos que caracterizan a esta era) duró desde la formación del planeta hasta aproximadamente el Noéico temprano (hace unos 4000 millones de años). OMEGA identificó afloramientos de filosilicatos en numerosos lugares de Marte, todos en rocas que eran exclusivamente prenoéicas o noéicas (sobre todo en afloramientos rocosos en Nili Fossae y Mawrth Vallis ). Los filosilicatos requieren un entorno alcalino y rico en agua para formarse. La era filociense se correlaciona con la edad de formación de la red de valles en Marte, lo que sugiere un clima temprano que favoreció 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 período Theiikian (que recibe su nombre de sulfuroso en griego, por los minerales de sulfato que se formaron) duró hasta hace unos 3,5 mil millones de años. Fue una era de intenso vulcanismo , que liberó grandes cantidades de dióxido de azufre (SO 2 ) a la atmósfera. El SO 2 se combinó con agua para crear un entorno rico en ácido sulfúrico que permitió la formación de sulfatos hidratados (en particular, kieserita y yeso ).
El Siderikán (denominado así por el hierro en griego, debido a los óxidos de hierro que se formaron) duró desde hace 3,5 mil millones de años 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, que producen los óxidos de hierro rojos que dan al planeta su color familiar.
Referencias
^ Para reseñas de este tema, consulte:
Mutch, TA (1970). Geología de la Luna: una visión estratigráfica . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press.
Wilhelms, DE (1987). Historia geológica de la Luna. Documento profesional 1348 del USGS.
^ Scott, DH; Carr, MH (1978). Mapa geológico de Marte . Reston, Virginia: Servicio Geológico de los Estados Unidos . Mapa del conjunto de investigaciones diversas 1-1083.
^ Czechowski, L., et al., 2023. La formación de cadenas de conos en la región de Chryse Planitia en Mars 771 y los aspectos termodinámicos de este proceso. Icarus, 772 doi.org/10.1016/j.icarus.2023.115473
^ Neukum, G.; Wise, DU (1976). "Marte: una curva de cráter estándar y una posible nueva escala de tiempo". Science . 194 (4272): 1381–1387. Bibcode :1976Sci...194.1381N. doi :10.1126/science.194.4272.1381. PMID 17819264.
^ Neukum, G.; Hiller, K. (1981). "Edades marcianas". J. Geophys. Res . 86 (B4): 3097–3121. Código Bibliográfico :1981JGR....86.3097N. doi : 10.1029/JB086iB04p03097 .
^ Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). "Cronología de la formación de cráteres y evolución de Marte". En Kallenbach, R.; et al. (eds.). Cronología y evolución de Marte . Space Science Reviews. Vol. 12. págs. 105–164. ISBN0792370511.
^ Hartmann, WK (2005). "Craterización marciana 8: refinamiento isócrono y cronología de Marte". Icarus . 174 (2): 294. Bibcode :2005Icar..174..294H. doi :10.1016/j.icarus.2004.11.023.
^ Hartmann, WK (2007). "Cráteres marcianos 9: Hacia la resolución de la controversia sobre los cráteres pequeños". Icarus . 189 (1): 274–278. Bibcode :2007Icar..189..274H. doi :10.1016/j.icarus.2007.02.011.
^ Hartmann 2003, pág. 35
^ Carr 2006, pág. 40
^ Tanaka, KL (1986). "La estratigrafía de Marte". Journal of Geophysical Research , Decimoséptima Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, Parte 1, 91 (B13), E139–E158.
^ Melosh, HJ, 2011. Procesos de superficie planetaria. Cambridge Univ. Press., págs. 500
^ Caplinger, Mike. "Determinación de la edad de las superficies de Marte". Archivado desde el original el 19 de febrero de 2007. Consultado el 2 de marzo de 2007 .
^ Carr, MH; Head, JW (2010). "Historia geológica de Marte" (PDF) . Earth and Planetary Science Letters . 294 (3–4): 185–203. Bibcode :2010E&PSL.294..185C. doi :10.1016/j.epsl.2009.06.042.
^ Fuller, Elizabeth R.; Head, James W. (2002). "Amazonis Planitia: el papel del vulcanismo y la sedimentación geológicamente recientes en la formación de las llanuras más suaves de Marte" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 107 (E10): 5081. Bibcode :2002JGRE..107.5081F. doi : 10.1029/2002JE001842 . Archivado desde el original (PDF) el 2021-04-13 . Consultado el 2012-01-06 .
^ Salese, F.; Di Aquiles, G.; Neesemann, A.; Ori, GG; Hauber, E. (2016). "Análisis hidrológicos y sedimentarios de sistemas paleoluviales-paleolacustres bien conservados en Moa Valles, Marte". Revista de investigación geofísica: planetas (121): 194–232. doi : 10.1002/2015JE004891 .
^ Hartmann 2003, pág. 34
^ Williams, Chris. "Una sonda revela tres edades de Marte" . Consultado el 2 de marzo de 2007 .
^ Bibring, Jean-Pierre; Langevin, Y; Mustard, JF ; Poulet, F; Arvidson, R ; Gendrin, A; Gondet, B; Mangold, N; et al. (2006). "Historia mineralógica y acuosa global de Marte derivada de los datos de OMEGA/Mars Express". Science . 312 (5772): 400–404. Bibcode :2006Sci...312..400B. doi : 10.1126/science.1122659 . PMID 16627738.
Citas
Carr, Michael, H. (2006). La superficie de Marte . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.{{cite book}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
Hartmann, William, K. (2003). Guía de viaje a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo . Nueva York: Workman. ISBN 0-7611-2606-6.{{cite book}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
