Scara de timp geologic Marte

Marte
Parametrii orbitali Formare Atmosfera Suprafaţă Areografie Formații geologice Craterele de impact Perioade geologice Cartografie Nomenclatură Structura interna Sateliții naturali Deimos · Fobos Observare Opoziţie Explorare Sonde vikinge Mars Exploration Rover Mars Express · MRO În science fiction În astrologie Viata pe Marte Colonizarea umană
Această casetă: v. D. · M.

Scala de timp geologic marțian este o subdiviziune a istoriei trecute a planetei Marte în trei perioade geologice, bazată în principal pe analiza și studiul densității și morfologiei craterelor de impact detectate la suprafață, conform principiilor stratigrafiei , a geomorfologia planetară și testele efectuate pe meteoriții marțieni . Scopul construcției unei scări geologice a lui Marte este de a defini în mod unic o secvență temporală conform căreia a avut loc evoluția geologică planetară, încercând să ofere o vârstă evenimentelor care s-au întâmplat pe planetă și ale căror pot fi observate și astăzi. efecte.

Timpul geologic

Timpul geologic derivă din disciplina stratigrafiei și în principal din relațiile stratigrafice bazate pe principiile definite de Niels Stensen (în latină Nicolaus Steno , în italiană Niccolò Stenone ) la mijlocul anilor 1600. Important în definiția timpului geologic planetar și, prin urmare, pentru definirea cronostratigrafiei și a geocronologiei lui Marte este principiul de suprapunere stratigrafică conform căruia evenimentele ulterioare au generat roci, sedimente, depozite geologice și mai general morfologii în momente diferite și care ar putea fi într-un anumit tip de corelație, atât în ​​formă, cât și prin spațială poziţie. ^[1]

Relațiile stratigrafice care influențează și definesc Scara Geologică a Timpului sunt determinate grație conceptelor care stau la baza unora dintre disciplinele Științelor Pământului și ale Geoștiințelor, precum paleontologia , geologia , petrografia , geochimia și geomorfologia . Exemple sunt biostratigrafia cu variația taxonilor terestri care au avut loc în timpul erelor geologice (bazate pe principiul succesiunii faunistice ), determinarea timpilor de depunere a anumitor depozite magmatice, variația unor elemente chimice prezente la suprafață sau chiar relațiile spațiale între forme și roci de diferite tipuri. ^[2]

Aplicarea relațiilor stratigrafice în studiul corpurilor planetare ale sistemului solar, atât majore, cât și minore, trebuie însoțită în mod necesar de metode de investigație referitoare la alte domenii de studiu, în primul rând geomorfologia planetară, pentru a putea deriva constrângeri utile pentru determinarea momentului apariției unui eveniment. Astfel, relațiile utilizate pe scară largă ale suprapunerii sunt flancate de cele de îngrășare, adică formarea depozitelor magmatice chiar de vârste diferite pentru a aminti revărsările în părțile subordonate ale unui crater sau a unei zone a suprafeței și a secțiunii transversale, adică a traversare transversală reciprocă, cum ar fi de exemplu tăierea unui strat printr-o defecțiune sau o intruziune magmatică. În această ramură specializată a geomorfologiei, se face referire în mod obișnuit la conceptul pentru care suprafețele mai vechi sunt mai craterate decât cele mai recente datorită timpului mai mare de expunere la bombardament de către corpurile care au lovit, la relația existentă între diferiții crateri de impact sau între craterele și diferitele tipuri de roci prezente în ele sau între stratificări și morfologiile recunoscute ca în cazul Pământului și Marte . ^[3] De exemplu, un flux de lavă care se extinde și umple un crater de impact mare este probabil mai tânăr decât craterul însuși. Pe de altă parte, un mic crater deasupra aceluiași flux de lavă este probabil mai tânăr decât lava și craterul mai mare, deoarece se poate presupune că a fost produsul unui eveniment geologic ulterior nedetectat. Drept urmare, observațiile de pe suprafețele multor corpuri din sistemul nostru planetar pot dezvălui indicii importante pentru evoluția lor.

Spargerea pantei în depozitele polare nordice ale Marte permite apariția secvenței stratigrafice la baza capacului polar, dovadă fiind imaginea HiRISE realizată în 2010 la Chasma Boreale.

Definiția timpului geologic planetar trece și prin meteoritică și planetologie aparținând altor discipline mai apropiate de astronomie și mineralogie . Aceste câmpuri includ analiza eșantioanelor de roci raportate de misiunile spațiale pe Lună și a materialelor care alcătuiesc cometele , meteoriții din spațiul interplanetar sau formularea de modele în concordanță cu teoria formării Sistemului Solar și a evoluției sale. Achiziționarea de informații cu privire la compoziția și recunoașterea componentelor chimice care alcătuiesc roci și regolit , deosebit de numeroase pe Marte , Luna și în ultimii ani și Mercur, este de o importanță enormă .

Alte abordări derivate din teledetecție sunt de obicei asociate cu observații geomorfologice, astronomice și chimice cu analiza datelor obținute din diverse filmare și platforme de măsurare , cum ar fi orbitand și flyby sateliți în lungimi de undă , altele decât vizibil, cu studiul gravimetrie și magnetometrie , dar și cu landers și rovers pentru ceea ce privește componentele mai legate de analizele și observațiile geochimice efectuate la sol chiar și cu spectroscopie .

Produsul final al setului de date este crearea hărților geologice la scară globală, regională și locală a planetelor terestre, dar și a sateliților giganților gazoși precum Titan , ^[4] Io , ^[5] Enceladus , ^[6] a asteroizilor precum Vesta, a cometelor precum 67P / Churyumov - Gerasimenko , ^[7] pentru a formula modele evolutive folosind software de simulare și reproducerea unor procese geologice în laborator sau compararea cu analogii terestri.

Imaginea prezintă diferitele relații stratigrafice produse de unele procese tectonice de pe suprafața lui Marte. Imagini HiRISE realizate în 2012 la marginea de nord a Tharsis.

Timp absolut

Înțelegerea timpului geologic trece prin definirea acestuia și, prin urmare, prin posibilitatea obținerii vârstei într-un mod arbitrar sau într-un mod constrâns cu alte metode cu metodologiile descrise până acum. Prin urmare, poate fi considerat din două perspective diferite care pot fi definite ca timp absolut și timp relativ .

Timpul absolut indică evenimentele geologice și / sau produsele asociate (de exemplu eșecul prin defect sau depunerea rocilor) prin vârste inițiale exprimate în ani din prezent și într-un fel identificabil. Cea mai importantă determinare este cea a vârstei absolute a unei roci cu utilizarea ceasurilor radiogene numite geocronometre (din acest motiv se mai numește și vârsta radiometrică), pe baza transformărilor prin dezintegrare radioactivă, a unor elemente instabile precum izotopii radioactivi și conținute în unele roci în izotopi stabili , al căror raport de conversie este bine cunoscut. Prin combinații de diferite materiale radioactive, incertitudinea dintr-o estimare a vârstei bazată pe utilizarea unui singur izotop poate fi îmbunătățită.

Datarea radiometrică este necesară pentru a determina vârsta absolută în timp geologic. Cu siguranță, izotopii radioactivi sunt cel mai bun mod de a obține o datare, dar din păcate rocile care le conțin trebuie să fie disponibile pentru măsurarea lor și trebuie recuperate într-un fel. În general, acest lucru se întâmplă numai pentru rocile de pe Pământ și pentru probele lunare aduse înapoi de la diferitele misiuni de explorare care au avut loc în satelitul nostru natural. ^[8]

Timpul relativ

Utilizarea principiilor stratigrafice implică recunoașterea vârstei rocilor, a unei unități geologice sau a unui eveniment numai printr-o comparație relativă. Poate aduce exemplul unei comparații între diferitele roci ale Mesozoicului în care straturile de roci care alcătuiesc sistemul Cretacic se află deasupra (și, prin urmare, sunt mai tinere) roci din Jurasic , s-a materializat din Sistemul Jurasic, (unde sistemul este înseamnă un pachet de straturi stâncoase cu caracteristici bine definite). Nimic nu este dezvăluit în ceea ce privește vârsta lor de formare și mai ales întinderea perioadelor Cretacic sau Jurasic. Prin urmare, se poate deduce că timpul relativ tinde să indice vârsta rocilor și a evenimentelor ca simple momente consecințiale și cu o aranjare temporală, în general de la cel mai vechi la cel mai tânăr, în comparație între ele. Cu alte cuvinte, aplicarea stratigrafiei înseamnă stabilirea vârstei relative a straturilor de rocă sau a sedimentelor prin măsurarea unei diferențe în compoziție sau structură (cum ar fi partea solidă, lichidă, a gazelor prinse în ele sau a conținutului biologic sau paleontologic) prin făcând presupuneri cu privire la rata de depunere sau evoluție, permițând estimarea câmpurilor temporale potențiale de formare prin setul de caracteristici observate în straturile sedimentare.

Aplicarea geomorfologie planetare cu rapoarte embayment și transversale și mai presus de toate a numărului de cratere de impact, adică densitatea numerică de cratere, permit să se determine în vreun fel vârsta relativă a suprafeței unei planete cu concepte multe apropiate stratigrafie tradițională.

Conceptul de densitate a craterizării a fost conceput și dezvoltat pentru Lună și verificat odată cu revenirea probelor de rocă pe Pământ prin datări petrologice, mineralogice și radiogene. Măsurarea densității arată că suprafețele puternic craterate ar fi mai vechi, în timp ce suprafețele slab craterate ar fi mai tinere, atâta timp cât craterele de impact sunt păstrate. Primul ar avea un număr mare de cratere mari, în timp ce al doilea ar avea în mare parte cratere mici sau deloc. ^[9] Planetologul NASA Donald Gault a subliniat, de asemenea, modul în care o suprafață expusă bombardamentului meteoric continuu atinge o fază numită echilibru în care, pentru o anumită magnitudine a unui impact, numărul de cratere care se formează tind să fie numeric egal cu cele obliterate de eroziune produsă de coliziuni cu alte corpuri. Acest lucru prezintă o constrângere puternică, deoarece numai pentru acele suprafețe în care echilibrul de mai sus nu a fost atins (și pentru o dimensiune dată a craterului) se poate aplica metoda densității, adică calculul statistic. ^[10]

Densitatea craterului

Exemplu de curbă care indică densitatea craterului pentru Echus Chasma. Graficul a fost realizat cu programul Craterstats pe datele lui Mary Chapman. Procedura urmată este cea emisă de Greg Michael de la Planetology and Remote Sensing Institute of Geoscience, Freie Universitaet Berlin.

Numărarea numărului de cratere de pe suprafața unui corp planetar ne permite să ne facem o idee despre intervalul de timp al existenței sale. În special, distribuția statistică a frecvenței de mărime a craterelor de impact oferă o metodologie pentru determinarea vârstei sale relative. Estimarea temporală poate fi dedusă corect dacă se fac ipoteze cu privire la istoricul parcurs de formele de impact, deoarece în practică pot apărea dificultăți din cauza evoluției suferite și care ar putea invalida numărul statistic. De exemplu, morfologiile care nu pot fi atribuite impacturilor, dar de o formă similară (cum ar fi cele produse de procesele vulcanice) ar putea fi indistincte și dacă ar fi numărate ar oferi valori anormale ale vechimii. Craterele secundare se formează datorită ejectării ejectate de impacturile primare sau generatoare care pot fi luate în considerare în populația totală de cratere, inserându-le în diferite modele care pot prezice cantitatea de impact rezultată din cea principală, în funcție de mărime a craterului primar. Din păcate, aceste modele sunt imperfecte: este foarte dificil să se determine numărul de cratere secundare; dimensiunea unui crater de impact primar depinde și de caracteristicile litologice, atât de mult încât unele experimente indică un diametru mai mare pentru țintele îmbibate cu apă comparativ cu alte anhidre. Aceste diferențe pot distorsiona valoarea distribuției mărimii-frecvenței, iar în solurile bogate în păsări este posibil să se ajungă la estimări ale vârstelor mai mari decât cele reale.

În ciuda dificultăților în aplicarea metodei densității craterelor și a incertitudinilor inerente, densitatea craterelor de impact este frecvent utilizată pentru a determina vârsta unora dintre suprafețele planetare. Dacă aveți posibilitatea de a avea probe de roci din aceeași zonă de analizat, puteți compara vârsta obținută cu metoda statistică cu cea radiometrică și puteți încerca să calibrați prima pe a doua. Un exemplu al acestei calibrări este calculul absolut al vârstei diferitelor suprafețe lunare, împreună cu acțiunea slabă a proceselor de alterare care au modificat moderat morfologiile suprafeței în timpul existenței sale. Acest lucru a permis validarea numărului de crater ca metodă relativă de datare mai întâi și apoi absolută, ^[11] atingând un anumit nivel de fiabilitate datorită determinării radiometrice, din care să se obțină curbe cumulative numărul de impacturi / suprafață după mărimea craterelor, definite izocrone, pentru a fi aplicate altor corpuri planetare. ^[12] În principiu, densitatea craterelor și, prin urmare, distribuția mărimii - frecvenței impacturilor asupra Lunii au fost bine cercetate ^[13] și corelate cu rocile aduse înapoi de misiunile spațiale. Această densitate oferă planetologilor un instrument pentru a compara vârstele geologice ale diferitelor suprafețe planetare, cu condiția să se cunoască fluxul corpurilor care afectează și relația dintre energia de impact și dimensiunea craterului este bine înțeleasă. Neukum, Ivanov, Hartmann și alți cercetători (2001) au studiat în profunzime raporturile de densitate, ajungând să estimeze o distribuție a producției de impact (prescurtată „funcția de producție”) a gloanțelor care au format cratere de o anumită dimensiune și pentru o zonă dată (de obicei exprimată în km ² ). ^[14] Pentru a determina funcția de producție trebuie să presupunem că suprafața examinată la începutul vieții sale era similară cu o câmpie goală, astfel încât craterele observate astăzi reflectă direct spectrul dimensional al proiectilelor. În acest fel, este posibil să se obțină funcția pentru un corp de impact standard derivat din cratere care să fie comparat cu o funcție de producție a familiilor producătoare de cratere. ^{[15] [16] [17]}

Dacă aceste curbe sunt extrapolate, care devin astfel calibrare, pentru alte suprafețe este posibil să se estimeze vârsta acestora, cu toate acestea, pentru a obține numărul de cratere pentru câmpuri de diametru anume și încercarea de a le readuce la cea a satelitului natural al Pământului . Cu toate acestea, este necesară corectarea acestei calibrări pentru efectele date de gravitația diferită care afectează dimensiunea craterelor, pentru fluxul care lovește suprafața în raport cu poziția din sistemul solar (Marte, de exemplu, este aproape de centura de asteroizi și, prin urmare, ar fi putut suferi un flux mai mare), raportul de impact (cazul Lunii ), prezența sau absența atmosferei (Venus are o atmosferă cu o densitate mare și un potențial ridicat de degradare) și, în cele din urmă, pentru procesele de reafacere , care într-un fel au modificat, șters sau eliminat formele de crater datorită agenților exogeni și / sau endogeni care acționează (cazul Pământului ) sau care au funcționat în trecut (precum Marte ). Toți acești factori determină algoritmii de extrapolare să furnizeze bare de eroare suficient de mari, în funcție de ipotezele care se aplică și de incertitudinile inițiale în calcul, chiar și pentru planete fără atmosferă și similare cu Luna, cum ar fi Mercur . ^[10]

Aplicația pe Marte

Ceea ce a fost exprimat până acum ne permite să estimăm vârsta din numărul de cratere de pe suprafața lui Marte, atâta timp cât sunt introduse ipoteze pentru a limita variabilele în calculul statistic. Ipotezele cu siguranță includ doar numărul craterelor primare ^[18] (sau, de asemenea, al craterelor secundare, atâta timp cât sunt aplicate modelele pentru formarea lor), faptul că nu trebuie să fi existat nici o pierdere a formelor de impact (de exemplu, prin eroziune) și în cele din urmă, trebuie să existe o metodă de calibrare validă pentru date, obținută din numărare. Aplicarea pe Marte este dificilă pentru ipotezele de mai sus. În primul rând, procesele fără impact, cum ar fi cele vulcanice, pot produce depresiuni circulare (cum ar fi paterae ) și o parte a suprafeței a fost de fapt implicată în activitatea vulcanică. Conform unei mari părți a suprafeței, aceasta a fost puternic modificată de agenți exogeni, cum ar fi vântul, apa și, în unele părți, glaciarul datorită glaciațiilor care au avut loc în trecut, erodând sau obliterând o parte a craterelor de impact. În al treilea rând, în absența datării radiogene directe a suprafeței, nu există o metodă deosebit de precisă de calibrare a numărului de cratere marțiene și, prin urmare, trebuie utilizată calibrarea din curbele obținute pentru Lună. Acest lucru necesită ajustări continue pentru a lua în considerare diferențele de factori precum gravitația (cu cât gravitația este mai mare, cu atât sunt mai mici craterele produse de același impact) și apropierea de centura de asteroizi, care ar putea focaliza mai multe coliziuni în funcție de timp în comparație. către satelitul nostru natural. ^[19] De obicei, se poate acționa asupra limitărilor impuse în numărare pornind de la cunoștințele furnizate de un studiu geomorfologic aprofundat. Caracteristicile craterelor de impact pot fi astfel definite prin dezvoltarea de modele genetice și de modificare. Astfel, de exemplu, se presupune că craterele vulcanice pot fi recunoscute datorită morfologiei lor care nu este exact circulară, în timp ce formele produse de alți agenți morfogenetici pot fi recunoscute prin studierea în profunzime a elementelor lor distinctive. Numărul și caracteristicile craterelor secundare au fost analizate statistic și par a fi rezolvabile. ^[20] Intervine fizica gravitației care, prin reglarea impacturilor, poate face dinamica de producție a impacturilor secundare bine înțeleasă, permițând o ajustare a dimensiunii craterelor să fie în conformitate cu legile relative. ^[19]

Extrapolarea curbei de numărare a craterelor de la Lună la Marte este posibilă, dar tinde să fie problematică, mai ales dacă luăm în considerare că curba de pornire are deja incertitudini, în special pentru cele mai vechi și recente epoci. Aplicarea pe Marte a unor modele astrofizice pentru corectarea unor factori precum apropierea de centura de asteroizi și contribuția potențială a cometelor, permit îmbunătățirea calculului fluxului obiectelor care au impact în trecutul planetei, rafinat și îmbunătățit de asemenea, prin descoperirea unor forme recente de impact mici, care ajută la determinarea numărului de obiecte de coliziune actuale.

Dacă rata de formare a craterului de impact pe Marte, bazată pe dimensiunea craterului pe unitate de suprafață de-a lungul timpului geologic (numită și Rată sau Flux de producție), este cunoscută cu precizie, densitățile craterului oferă, de asemenea, o modalitate de a determina vârsta absolută. De-a lungul anilor s-au făcut numeroase încercări pentru a determina o cronologie marțiană în acest sens, comparând ratele estimate ale craterelor de impact pentru Marte cu cele de pe Lună . ^{[21] [22] [23] [24]} Înregistrările craterelor în general arată aceleași tendințe ca cele observate pe alte planete terestre: craterele mici marțiene au o rată ridicată de distrugere, astfel încât orice analiză a datelor necesită un model al modului în care densitatea al craterului evoluează spre echilibru ale cărui procese de control pot varia, de asemenea, într-un mod diferit de la regiune la regiune sau pentru momente diferite. ^[13] Combinând rezultatele obținute din numărare, cu diferitele ipoteze pentru Marte, este posibilă estimarea vârstei absolute a diferitelor unități stratigrafice recunoscute la suprafață cu un factor de incertitudine egal cu 2-3. Valoarea este justificată de activitatea geologică care produce situații pe suprafețe foarte complexe și diversificate, modificând numărul de cratere de o anumită dimensiune. Astfel, de exemplu, fluxurile de lavă tinere nu prezintă o pierdere semnificativă în calculul craterelor, în timp ce pentru solurile mai vechi este de asemenea necesar să se ia în considerare „vârsta de reținere a craterelor” ^[25] definită ca medie temporală timp în care craterele cu un anumit diametru se păstrează pe o suprafață bine definită. Diferitele unități stratigrafice mapate pe Marte și vârstele lor relative au fost determinate de combinația posibilelor relații de suprapunere și densitatea craterelor. ^{[13] [14] [26] [27] [28] [29]} Imaginile primite de la diferitele misiuni de studiu și cele furnizate de Mars Global Surveyor (MGS), arată o gamă largă de vârste, inclusiv activități tinere din punct de vedere geologic. Primele date Mariner, din 1965 până în 1971, au dezvăluit zone puternic craterate în care cele mai mari cratere, cu un diametru mai mare de 64 km, aveau densități de crater similare cu cele de pe platourile lunare, cu vârste deduse de ordinul 3,8 –4,5 Ga ^[30] În aceleași regiuni, craterele mai mici (cu diametre cuprinse între 250 de metri și 16 kilometri) au un număr mai mic decât platourile lunare și o gamă largă de stări de degradare, sugerând pierderi de cratere mici din cauza eroziunii și depunerii, ca mai întâi sugerat de Öpik (1965, 1966). ^[14] Pierderi similare de cratere mici apar pe Pământ. Numărul și dispariția craterelor de diferite diametre și adâncimi mai mici oferă o modalitate de a caracteriza „vârstele de reținere a craterelor” și rata activității geologice în ceea ce privește scara de timp necesară pentru umplerea sau ștergerea craterelor în sine. ^[25] O mare parte din lucrările timpurii din epoca Mariner și Viking au fost dedicate descifrării istoriei proceselor unei puternice obliterări, cu o rată mai mare la începutul formării planetei. ^{[14] [25] [31] [32] [33] [34] [35] [36]}

După cum puteți vedea, atribuirea unei vârste relative sau absolute unităților de rocă de pe Marte este complexă. Cu toate acestea, chiar și cu incertitudini și presupuneri și în absența oricărei datări radiometrice a rocilor marțiene, numărarea craterelor este în prezent singura tehnică validă pentru obținerea datelor de formare a suprafeței sale planetare. ^[19] Mai mult, în ultimii ani am asistat și la aplicarea tehnicilor de inteligență artificială pentru numărarea craterelor de impact prezente pe suprafața lui Marte (dar și a Lunii ), în ajutorul metodologiilor clasice de analiză a suprafeței. ^{[37] [38] [39] [40] [41]}

Corelația cu meteoriții marțieni

Din păcate, dificultățile practice de numărare a craterelor, ^[42] incertitudinile în estimarea fluxului de corpuri cu impact și a celor inerente metodologiilor utilizate pentru transferul calculelor de la sistemele de crater lunar la cel marțian creează incertitudini enorme în epocile derivate din densitatea craterelor. , care afectează vârsta și cronologia absolută pe unitățile stratigrafice marțiene. ^[29]

Meteoriții cu anumite origini de pe Marte pot ajuta la stabilirea constrângerilor, oferind eșantioane databile cu care să verifice coerența vârstelor calculate până acum, prin funcțiile de producție. După cum sa discutat de Nyquist și colab . (2001), ^[43] Meteoriții marțieni oferă o valoare precisă a timpului scurs de la formare, care este radiometrică, pentru un număr mic de roci de pe siturile de impact de pe Marte (egal cu 4-8). Nakhlites și Chassignites par să reprezinte o intruziune mafică de 1,3 Ga în timp ce Shergottites bazaltice par să reprezinte un flux de suprafață care a întrezărit undeva pe Marte cu aproximativ 165-475 Myr în urmă. Meteoritul ALH84001 dă o vârstă de cristalizare de 4,5 Ga cu formarea consecventă a carbonatului la aproximativ 3,9-4,0 Ga. Acest exemplu sugerează că în cel puțin unele regiuni, scoarța primordială nu este doar păstrată, ci și expusă, relativ aproape de suprafață. Siturile de impact marțiene nu numai că dezvăluie activități ignee recente, dar prezintă, de asemenea, dovezi ale activității apoase lichide după formarea rocilor, permițându-ne să stabilim o cronologie marțiană atât a activității magne, cât și a intemperiilor pe bază de apă, care se extinde de la începutul istoriei marțiene până la ultima fază a vieții planetei. ^[29]

Cu toate acestea, măsurarea meteoriților de pe Marte nu reprezintă soluția finală la constrângerile temporale și, în cele din urmă, la definirea unei geocronologii marțiene. Locațiile de pe Marte din care provin meteoriții sunt necunoscute, limitându-și capacitatea de instrumente geocronologice. Eșantioanele disponibile au un număr mic, în timp ce vârstele prezentate de meteoriții marțieni sunt în jurul valorilor sau scăzute, indicând o perioadă scurtă de viață și, prin urmare, tinere (în urmă cu aproximativ 175 de milioane de ani și, în orice caz, cu până la 300-600 de milioane de ani în urmă și aproximativ 1,3 Ga), sau cu o datare mai mare de 3 Ga pentru foarte puțini meteoriți. ^{[43] [44] [45]}

Fără îndoială, cronologia marțiană poate fi constrânsă de cele două seturi de date complementare prezentate până acum: meteoriți și densitatea craterelor. ^[29] Constrângerile impuse istoriei absolute de cele două seturi de date par a fi coerente între ele. ^[14] Meteoriții dau vârste bune, dar eșantionarea statistică slabă a lui Marte; craterele oferă doar o estimare a vârstei absolute, dar limitată de o bună eșantionare statistică, în principal pe unitățile stratigrafice cunoscute. ^[29] Cu toate acestea, rămâne faptul că vârstele absolute astfel determinate de densitatea craterului trebuie luate cu un anumit grad de critică, în special în aplicarea la determinarea vârstei. ^[46]

Datele analizate de la Viking și Mariner 9 au furnizat o gamă largă de sisteme cronologice fără un consens clar asupra vârstelor absolute. ^[47] Observațiile multor misiuni pe Marte au arătat o varietate a proceselor geologice (vulcanice, fluviale, glaciare, hidrotermale, eoliene și altele) care au avut loc pe planetă, care și-a schimbat aspectul pe parcursul vieții sale. Aceste activități trebuie să fi scăzut în intensitate în timp, probabil episodic, pentru a reflecta densitatea craterului și coincidența cu intervalele de vârstă ale meteoriților marțieni găsiți și pe care s-a efectuat datarea radiometrică. Într-o imagine coerentă a evoluției planetei, suprafața este compusă în ansamblul celor două seturi de date de origine foarte diferită, astfel încât Marte a fost activ din punct de vedere geologic începând cu 3-3,5 Ga și că mai târziu a fost un ritm din ce în ce mai mic , făcând posibilă identificarea diferitelor episoade de activitate în multe zone prin densitatea craterului și vârsta radiometrică a meteoriților. ^[29]

Scara de timp

Conceptele de stratigrafie, densitatea craterelor și datarea meteoriților exprimate până acum formează baza calendarului geologic marțian. Consecvențialitatea evenimentelor sau depunerea rocilor și sedimentelor datate într-un mod absolut permit să producă o scară geocronologică a lui Marte ale cărei intervale temporale sunt unitățile geocronologice, în timp ce aplicarea scării pe roci îi definește cronostratigrafia. ^{[48] [49]}

I periodi che costituiscono la scala presero il nome dopo aver posizionato su Marte le caratteristiche superficiali presenti su vasta scala, come i crateri maggiori oi più grandi flussi lavici. La prima carta geologica globale di Marte di queste morfologie fu realizzata sulla base dei dati della missione del Mariner 9 (1971) includendo appunto una scala dei tempi geologica relativa. Derivata da Mike Carr e in seguito da Dave Scott, entrambi del US Geological Survey , la scala dei tempi, tuttora utilizzata sebbene con differenze nelle età, include tre periodi denominati Noachiano (il più antico), Esperiano e infine Amazzoniano (il più giovane). Sebbene questa scala sia stata derivata per essere relativa, specialmente la distribuzione grandezza–frequenza di formazione per le principali unità da impatto associate con questi periodi, abilitano una stima di date assolute. Le date sono basate sulla estrapolazione dal conteggio dei crateri lunari calibrate anche sulle età radiogeniche ricavate dai campioni riportati dalla Luna. L'età dei vari eventi vengono accoppiati con il peso di nuovi dati di Marte sin dalla missione del Mariner 9 a rifinire la sequenza geologica come discusso da Mike Carr e Jim Head (2010). ^[50] Nella scala compilata in origine, i tre periodi prevedono una suddivisione con il Nochiano compreso tra i 4.6 ei 3.5 Ga, l'Esperiano tra i 3.5 e gli 1.8 Ga e infine l'Amazzoniano tra gli 1.8 Ga e l'attuale. ^[51]

Le età assolute fornite nelle diverse versioni della scala dei tempi geologici, succedutesi nel corso di questi cinquanta anni di missioni verso Marte e per i tre Periodi, cambiano a seconda del conteggio dei crateri, del campo di diametri utilizzati, dalle risoluzioni delle strumentazioni adoperate nelle diverse missioni e soprattutto dalla capacità di riconoscere le morfologie necessarie per ricavare delle stratigrafie coerenti. Inoltre i tempi vengono modificati anche in base al perfezionarsi della comprensione del nostro Sistema Solare, alla migliore definizione del modello di formazione e dei rapporti che si sono avuto nel corso dei miliardi di anni, tra pianeti e corpi minori. Hartmann e Neukum si basano sulla stratigrafia di Tanaka per ricavare il modello cronologico di Marte ognuno con le proprie età. La stratigrafia di partenza è stata modificata dallo studioso alcune volte nel corso degli anni, così come da anche altri ricercatori, sulla base del raffinamento sia delle curve di produzione della Luna, della funzione di produzione per Marte che del modello degli impatti, risultando variate anche le età dei periodi e delle loro ulteriori suddivisioni, ossia le Epoche. Gli autori dell'ultima carta geologica globale di Marte ^[52] utilizzano le età derivate da Hartmann e Neukum per definire la cronostratigrafia, discretizzando le unità geologiche in essa definite. Carr e Head, riferendosi ad Hartmann e Neukum nel 2010 modificano le età di passaggio delimitando il Nochiano dai 4.1 Ga ai 3.7 Ga, l'Esperiano sino ai 3.0 Ga lasciando un ampio lasso temporale all'ultimo periodo di Marte. ^[50]

Nell'ultima compilazione cartografica di USGS le età indicano il limite inferiore provenienti da Michael del 2013, ^[53] basate sui sistemi di cronologia di Hartmann (2004 iterazion ) e Neukum (Ivanov, 2001; Hartmann e Neukum, 2001), derivati dalle densità del cratere di riferimento di Tanaka (1986) come aggiornate da Werner e Tanaka nel 2011. ^[52]

La tabella di seguito riassume le età definite dagli autori sino ad ora citati con la suddivisione in epoche. Si noti che non viene definito un limite inferiore per il Nochiano se non in Carr e Head (2010).

I Periodi

Gli studi sulla densità dei crateri da impatto sulla superficie marziana ^[27] hanno delineato tre Periodi nella storia geologica del pianeta, molto ampi. ^[49] I nomi dei periodi geologici marziani derivano dalle formazioni presenti in aree ben definite del pianeta e presentano morfologie di superficie su ampia scala, come grandi crateri o flussi di lava diffusi, che risalgono a questi periodi di tempo. Come espresso sino ad ora la suddivisione temporale dei periodi non è fissata e sono tuttora allo studio diversi modelli in grado di descrivere il tasso di caduta del materiale meteorico su Marte nel passato, il conteggio dei crateri e la funzione di produzione sulla Luna.

Segue un prospetto dei periodi, elencati dal più antico al più recente secondo la suddivisione di Carr e Head (2010). ^[50]

Pre-Noachiano

Lo stesso argomento in dettaglio: Pre-Noachiano .

Il pre–Noachiano rappresenta l'intervallo dall'accrescimento e la differenziazione del pianeta avvenuta circa 4,5 miliardi di anni fa (Ga) alla formazione del bacino di impatto di Hellas avutosi tra 4,1 e 3,8 Ga (a seconda se si ipotizza un declino costante nella formazione dei bacini o un picco di attività tardivo), come definito da Carr e Head. ^[50] La presenza di ¹⁸² W e ¹⁴² Nd in eccesso nei meteoriti marziani e in particolare nella meteorite ALH84001 indica che Marte si è differenziato in crosta, mantello e nucleo molto rapidamente, in pochi decine di milioni di anni dalla formazione del sistema solare. ^{[29] [54]} In questa fase iniziale si ritiene che si sia formata la dicotomia crostale caratteristica di Marte e che differenzia l'emisfero settentrionale da quello meridionale per la forte diversità morfologica ^[55] ei bacini da impatto maggiori di Argyre e Isidis. ^[50]

Il pre–Noachiano non è un periodo formale, ma piuttosto un lasso di tempo che comprende l'istante iniziale di vita di Marte la cui documentazione geologica è stata cancellata dalla successiva erosione e dagli alti tassi di craterizzazione.

Noachiano

Lo stesso argomento in dettaglio: Noachiano .

Il Periodo Noachiano (dal nome della regione di Noachis Terra) comprende la prima fase di vita di Marte, da 4.1 Ga (Carr e Head, 2010) oppure dall'inizio della formazione del pianeta a 3.7 Ga a ricomprendere le testimonianze rocciose più antiche. Se non si considera la suddivisione temporale di Carr e Head il Noachiano inizia con la solidificazione della crosta di Marte per differenziazione planetaria e vede la formazione della dicotomia crostale e l'inizio della formazione del bulge di Tharsis , mentre l'emisfero sud preserva i crateri da impatto che formarono Hellas Basin e Argyre Basin, quale fase terminale del Pesante Bombardamento Tardivo nel Sistema Solare interno. Si vengono quindi a ricomprende le più antiche attività geologiche osservabili sulla superficie di Marte, registrando anche il rapido declino del bombardamento pesante sin già dall'inizio del periodo. La registrazione degli impatti è suggerita dai crateri sepolti nella lowland settentrionale, dove vestigia di larghe strutture circolari sono riconoscibili con la prospezione radar dall'orbita. ^[51] Le regioni originatesi in questo periodo sono quindi caratterizzate da crateri d'impatto abbondanti e di notevoli dimensioni.

La superficie del Nochiano è stata pesantemente modificata da un'ampia varietà di processi inclusi vulcanismo, tettonica e asportazione e deposizione per vento e acqua, anche se il tempo esatto di queste modifiche è scarsamente vincolato. ^[51] Le zone di contatto tra le diverse pianure sono state modificata a causa dell'erosione da processi di acqua liquida, ghiaccio, vento e gravità nonché per deformazione da forza endogena. ^[56] Il Noachiano è anche caratterizzato dai più alti tassi medi di erosione globale e dalla formazione di estese reti a valle che potrebbero aver raggiunto un picco di intensità verso la fine del periodo. ^{[52] [57]}

Uno dei risultati più interessanti della missione del Mars Global Surveyor è la scoperta di estese anomalie magnetiche, principalmente negli altopiani meridionali. Le anomalie sono per lo più assenti in tutto il pianeta e nei bacini di impatto. La spiegazione più semplice è che all'inizio Marte aveva un campo magnetico che ha lasciato grandi anomalie che sono state successivamente distrutto dentro e intorno a bacini di impatto come Hellas, Utopia, Argyre e Isidis. ^[58]

La compilazione dell'ultima versione della carta geologica della superficie di Marte ha permesso di ipotizzare un'estensione dei terreni appartenenti a tale periodo a circa 45% della superficie complessiva, ben tre volte maggiore delle stime effettuate sino al 2014. ^[52]

Esperiano

Lo stesso argomento in dettaglio: Esperiano .

Il Periodo Esperiano (dal nome di Hesperia Planum) va dai 3,7 Ga a circa 3,0 Ga (oppure sino a 1.8 Ga a seconda della curva di produzione considerata) ed è contrassegnato da un'estesa tettonica e dalla formazione di vaste pianure caratterizzate da creste per emissione di distese di lava, compresa la pianura tipo, Hesperian Planum . Edifici vulcanici ad emissione centrale includono la formazione di patere delle highland , Syria Planum , le prime eruzioni della provincia di Elysium accoppiata con lo sviluppo del rialzo di Tharsis e della sua attività e la nascita di Olympus Mons . ^[59] L'esteso vulcanismo ascrivibile al periodo Esperiano potrebbe tener conto della formazione di minerali solfati e del relativo materiale riconosciuto con la strumentazione di telerilevamento ottenuto dalle diverse missioni di studio. Questi minerali potrebbero essersi formati dalla combinazione di biossido di zolfo di origine vulcanica con acque acide presenti in superficie.

All'esteso vulcanismo si abbina la formazione di molti dei maggiori canali di deflusso che furono intagliati proprio in questo periodo. Rilasci catastrofici di acqua scavarono ampi canali di deflusso intorno a Chryse Planitia e altrove. Laghi o mari effimeri potrebbero essersi formati nelle pianure settentrionali.

La transizione dal Noachiano all'Esperiano vede anche la fine del campo magnetico di Marte. Ciò lascia pensare che questa perdita potrebbe aver esposto il pianeta al vento solare, il quale avrebbe favorito l'allontanamento dell'atmosfera marziana rendendolo con un ambiente più freddo e secco di oggi. In quest'ottica i canali di deflusso potrebbero riflettere il rilascio di acqua di falda sottosuperficiale quanto quella di scorrimento superficiale, come suggerito dalla loro associazione con i terreni caotici. ^[51]

La carta geologica del 2014 riporta circa il 28% dei terreni ascrivibili a questo Periodo. ^[52]

La data del confine Esperiano/Amazzoniano è particolarmente incerta e potrebbe variare da 3.0 Ga a 1.8/1.5 Ga. ^[60] Fondamentalmente, l'Esperiano è considerato un periodo di transizione tra la fine del pesante bombardamento tardivo e il freddo e secco pianeta che è Marte oggi.

Amazzoniano

Lo stesso argomento in dettaglio: Amazzoniano .

Il Periodo Amazzoniano (dal nome Amazonis Planitia) va dai 3.0 Ga (1.8/1.5 Ga) ad oggi. È quindi la più giovane suddivisione di Marte. Comunque si deve ricordare che questo corrisponde a tutto l'Eone Fanerozoico e parte dell'Eone Proterozoico del Precambriano sulla Terra. ^[51]

Le regioni dell'Amazzoniano hanno pochi crateri da impatto meteoritico e le caratteristiche geomorfologiche sono abbastanza varie. Le deformazioni tettoniche e il vulcanismo sono continue dal Periodo Esperiano, sebbene siano molto meno pronunciate ei flussi lavici presenti in molte aree, sembrano essere veramente giovani e di estensione limitata. ^{[51] [61]} La struttura delle regioni è quindi unicamente dovuta all'attività geologica endogena del pianeta il cui esempio tipo è la formazione geologica di l' Olympus Mons con la sua attività ei suoi prodotti, riconducibili sicuramente all'Amazzoniano. ^[52]

L'attività glaciale/periglaciale e rilasci minori di acqua liquida sono continuati durante tutto questo periodo ^[62] anche se in maniera subordinata. Varie gradazioni di tutti i tipi di modifiche della superficie attraverso gli agenti quali vento, ghiaccio, gravità e acqua liquida a livello locale, avvengono ancora oggi, assieme alla formazione di piccoli crateri da impatto. In assenza di abbondante vulcanismo, e acqua liquida sulla superficie, lente alterazioni chimiche hanno luogo attraverso l'ossidazione di materiali basaltici ricchi in ferro tramite il perossido in atmosfera (riconosciuto dal lander Phoenix) collegato alla formazione di ossidi di ferro che danno a Marte il tipico colore rosso. ^[51]

Scala di alterazione di minerali argillosi

Jean–Pierre Bibring il responsabile dello strumento francese OMEGA, spettrometro infrarosso alloggiato sul Mars Express, trova che i fillosilicati, minerali argillosi che comunemente vengono a formarsi in presenza di acque alcaline, sono comuni nei terreni del Nochiano.

Bibring ei suoi colleghi propongono che il primordiale clima di Marte fosse più umido e caldo delle presenti condizioni. Le reti vallive integrate suggeriscono la presenza di acqua corrente in questo periodo della vita di Marte, forse consistenti con l'interpretazione di Bibrings. ^[51] Nel 2006, i ricercatori hanno quindi deciso di definire una scala temporale marziana alternativa basata sul tipo predominante di minerale che si è verificato su Marte a causa dei diversi stili di alterazione chimica nel passato del pianeta. Propongono così di dividere la storia di Marte in tre epoche: il Fillociano, il Teiikiano e il Siderikano. ^[63]

Fillociano (dal nome di fillosilicato o minerali argillosi che caratterizzano l'epoca) è durato dalla formazione del pianeta fino ai primi del Noachiano (circa 4.0 Ga). OMEGA ha identificato l'affioramento di fillosilicati in numerose località su Marte, tutte in rocce che erano esclusivamente del pre–Noachiano o di età del Noachiano (in particolare nelle esposizioni di rocce in Nili Fossae e Mawrth Vallis ). I fillosillicati richiedono la formazione di un ambiente alcalino ricco di acqua. L'epoca del fillociano si correla con l'età della formazione delle reti vallive, suggerendo un clima precoce che favoriva la presenza di abbondanti acque superficiali. Si pensa che i depositi di questa epoca siano i migliori candidati in cui cercare prove della vita passata sul pianeta. ^[64]

Teiikiano (dal nome sulfureo in greco, per i minerali solfati che si sono formati) è durato fino a circa 3,5 Ga. Era un'epoca di grande vulcanismo, che ha rilasciato nell'atmosfera grandi quantità di anidride solforosa (SO ₂ ). L'SO ₂ potrebbe essersi combinato con l'acqua per creare un ambiente ricco di acido solforico che ha permesso la formazione di solfati idratati (in particolare kieserite e gesso ). ^[64]

Siderikano (dal nome di ferro in greco, per gli ossidi di ferro che si sono formati) è durato da 3,5 Ga fino ad oggi. Con il declino del vulcanismo e dell'acqua disponibile, il processo di degrado superficiale più notevole è stata la lenta ossidazione delle rocce ricche di ferro da parte di perossidi atmosferici che producono gli ossidi di ferro rosso, che danno al pianeta il suo colore familiare. ^[64]

Note

Bibliografia

• ( EN ) Carr MH, The Surface of Mars , Cambridge University Press, 2009, ISBN 9780511536007 , DOI https://doi.org/10.1017/CBO9780511536007.
• ( EN ) Carr MH, Head JW III, Geologic history of Mars , Earth and Planetary Science Letters, vol. 294, n. 3-4, 2010.
• ( EN ) Chapman CR, A critique of methods for analysis of crater size-frequency distributions , Workshop on Issues in Crater Studies and the Dating of Planetary Surfaces, 2015.
• ( EN ) Daubar IJ et al ., The current martian cratering rate , Icarus 225, pagg. 506–516, 2013.
• ( EN ) Greeley R., Planetary Geomorphology , UK: Cambridge University Press, 2013, ISBN 978-0-521-86711-5 .
• ( EN ) Hartmann WK et al ., Chronology and Physical Evolution of Planet Mars , Chronology and Physical Evolution of Planet Mars, ISSI Scientific Reports Series, 2005
• ( EN ) Hartmann WK, Neukum G., Cratering chronology and the evolution of Mars, Space Science Reviews 96, pagg. 165-194, 2001.
• ( EN ) Ivanov BA, Mars/Moon cratering rate ratio estimates , Chronology and Evolution of Mars 96, pagg. 87–104, 2001.
• ( EN ) Ivanov BA et al ., The Comparison of Size-Frequency Distributions of Impact Craters and Asteroids and the Planetary Cratering Rate , Asteroids III, 2002.
• ( EN ) Michaek G. et al ., Planetary surface dating from crater size-frequency distribution measurements: spatial randomness and clustering , PGM Meeting, USGS Flagstaff, 2012.
• ( EN ) Neukum G. et al ., Episodicity in the geological evolution of mars: resurfacing events and ages from cratering analysis of image data and correlation with radiometric ages of martian meteorites , Seventh International Conference on Mars, 2010.
• ( EN ) Neukum G, Ivanov B. A, Crater production function for Mars , Lunar and Planetary Science XXXII, 2001.
• ( EN ) Neukum G, Wise DU, Mars: a standard crater curve and possible new time scale , Science, new series, Vol. 194, N. 4272, pagg. 1381-1387, 1076.
• ( EN ) Quantin C. et al ., Possible long-term decline in impact rates. Martian geological data , Icarus 186, pagg. 1-10, 2006.
• ( EN ) Tanaka KL et al ., Geologic map of Mars: US Geological Survey Scientific Investigations Map 3292, scale 1:20,000,000 , 2014, http://dx.doi.org/10.3133/sim3292.

Voci correlate

• Geologia di Marte

Portale Marte : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di Marte