Historia geológica de Marte

La historia geológica de Marte sigue la evolución física del planeta , corroborada por observaciones, mediciones directas e indirectas y diversas técnicas de inferencia. Métodos que se remontan a las técnicas desarrolladas en el siglo XVII por Nicholas Steno , incluyendo 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 diversas fuentes de observación y medición marcianas. Estas incluyen módulos de aterrizaje, plataformas orbitales, observaciones terrestres y meteoritos marcianos .

Las observaciones de las superficies de muchos cuerpos del Sistema Solar revelan pistas importantes sobre su evolución. Por ejemplo, un flujo de lava que se extiende y llena un gran cráter de impacto probablemente sea más joven que el cráter. Por otro lado, un pequeño cráter sobre el mismo flujo de lava probablemente sea más joven tanto que la lava como que 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 conocidas eras Paleozoica , Mesozoica y Cenozoica . La misma metodología se aplicó posteriormente a la Luna ^{[ 1 ]} y luego a Marte ^{[ 2 ] .}

Otro principio estratigráfico utilizado en planetas con cráteres de impacto bien conservados es la densidad de cráteres. El número de cráteres de un tamaño superior a un límite determinado por unidad de superficie (generalmente un millón de km² ⁾ proporciona una edad relativa para dicha superficie. Las superficies densamente craterizadas son antiguas, mientras que las escasamente craterizadas son jóvenes. Las superficies antiguas presentan muchos cráteres grandes, y las superficies jóvenes, en su mayoría, pequeños o ninguno. Estos conceptos estratigráficos constituyen la base de la escala de tiempo geológico marciano.

La estratigrafía establece las edades relativas de las capas de roca y sedimento al indicar las diferencias en su composición (sólidos, líquidos y gases atrapados). A menudo se incorporan suposiciones sobre la tasa de sedimentación, lo que genera un rango de posibles estimaciones de edad para cualquier conjunto de capas de sedimento observadas.

En la Tierra, el método principal para calibrar las edades geológicas a un calendario es la datación radiométrica . La combinación de las restricciones de múltiples sistemas de radioisótopos diferentes puede mejorar la precisión en una estimación de edad. Utilizando principios estratigráficos , las edades de las unidades geológicas generalmente solo se pueden determinar en relación unas con otras . Por ejemplo, los estratos de roca mesozoica que componen el sistema cretácico se encuentran sobre rocas del sistema jurásico , por lo que el Cretácico es más reciente que el Jurásico. Sin embargo, esto no nos dice nada sobre la antigüedad de los períodos Cretácico o Jurásico, solo su orden relativo. Se requieren edades absolutas de datación radiométrica para calibrar la secuencia estratigráfica. Esto requiere análisis de laboratorio de muestras físicas extraídas de lugares con estratigrafía conocida, lo cual generalmente solo es posible para rocas en la Tierra. También se ha determinado un pequeño número de edades absolutas para unidades de roca en la Luna, de las cuales se han traído muestras a la Tierra . Las edades relativas lunares se proporcionan mediante el conteo de cráteres . Aunque el número de puntos de calibración es pequeño, esto ha permitido derivar un sistema de datación aproximado para la Luna .

Asignar edades absolutas a las unidades rocosas en Marte es mucho más problemático. Se han realizado numerosos intentos ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]} a lo largo de los años 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 a lo largo del tiempo geológico (la tasa de producción o flujo), entonces las densidades de cráteres también proporcionan una forma de determinar edades absolutas. ^{[ 6 ]} Desafortunadamente, las dificultades prácticas en el conteo de cráteres ^{[ 7 ]} 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, ^{[ 8 ]} pero se desconocen las ubicaciones en Marte de donde provienen 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. ^{[ 9 ]}

Los estudios sobre la densidad de cráteres de impacto en la superficie marciana ^{[ 10 ] [ 11 ]} han delimitado cuatro grandes períodos en la historia geológica del planeta . ^{[ 12 ]} Estos períodos recibieron nombres de lugares en Marte que presentaban características superficiales a gran escala, como grandes cráteres o extensos flujos de lava, que datan de dichos períodos. Las edades absolutas que se indican aquí son solo aproximadas. De más antiguo a más reciente, los períodos son:

• Pre-Noeico : el intervalo desde la acreción y diferenciación del planeta hace aproximadamente 4.500 millones de años ( Gya ) hasta la formación de la cuenca de impacto de Hellas , entre 4.100 y 3.800 millones de años. ^{[ 13 ]} 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 de Argyre e Isidis .

• Periodo Noeico (llamado 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 era Noeica están marcadas por numerosos cráteres de impacto de gran tamaño. Se cree que el abultamiento de Tharsis se formó durante el Noeico, junto con una extensa erosión causada por agua líquida que generó redes de valles fluviales . Es posible que existieran grandes lagos u océanos.
• Periodo Hesperiano (llamado así por Hesperia Planum ): de 3,7 a aproximadamente 3,0 mil millones de años. Se caracteriza por la formación de extensas llanuras de lava. La formación del Olympus Mons probablemente comenzó durante este periodo. ^{[ 14 ]} Las catastróficas descargas de agua excavaron extensos canales de desagüe alrededor de Chryse Planitia y otros lugares. Es posible que se hayan formado lagos o mares efímeros en las tierras bajas del norte.
• Periodo Amazónico (llamado así por Amazonis Planitia ): 3.000 millones de años hasta la actualidad. 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 pequeñas liberaciones de agua líquida continuaron durante este periodo. ^{[ 15 ]}

Épocas:

La fecha del límite Hesperiano/Amazónico es particularmente incierta y podría variar entre 3,0 y 1,5 mil millones de años atrás. ^{[ 16 ]} Básicamente, se piensa que el Hesperiano fue un período de transición entre el final del bombardeo intenso y el Marte frío y seco que vemos hoy.

En 2006, investigadores que utilizaban datos del espectrómetro de mapeo mineralógico 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 meteorización química en el pasado del planeta. Propusieron dividir la historia de Marte en tres eras: la Phyllociense, la Theiikiana y la Siderikana. ^{[ 17 ] [ 18 ]}

• El Filoceno (llamado así por los filosilicatos o minerales arcillosos que caracterizan esta era) abarcó desde la formación del planeta hasta aproximadamente el Noeico Temprano (hace unos 4.000 millones de años). OMEGA identificó afloramientos de filosilicatos en numerosos lugares de Marte, todos en rocas de edad exclusivamente pre-noeica o noeica (especialmente en los afloramientos rocosos de Nili Fossae y Mawrth Vallis ). Los filosilicatos requieren un ambiente alcalino y rico en agua para formarse. La era Filoceno se correlaciona con la edad de formación de la red de valles en Marte, lo que sugiere un clima primitivo 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 período Theiikiense (llamado así por la palabra griega para sulphurous, debido a los minerales de sulfato que se formaron) duró hasta hace aproximadamente 3.5 mil millones de años. Fue una era de intenso vulcanismo que liberó grandes cantidades de dióxido de azufre (SO₂ ₎ a la atmósfera. El SO₂ _se combinó con el agua para crear un ambiente rico en ácido sulfúrico que permitió la formación de sulfatos hidratados (en particular, kieserita y yeso ).
• El Siderikano (llamado así por el hierro en griego, debido a los óxidos de hierro que se formaron) duró desde hace 3.500 millones de años hasta la actualidad. Con la disminución del vulcanismo y la escasez de agua, el proceso de meteorización 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 característico color.

• Marte - Mapa geológico ( USGS , 2014) ( original / recortado / completo / vídeo (00:56) ).