Período de Noé

El período Noahian  ( eng.  Noahian , en nombre de Noah (Noah); la transliteración "Noahian" es incorrecta) es un período temprano en la historia geológica de Marte , caracterizado por un intenso bombardeo de meteoritos y asteroides y una abundancia de agua superficial [1] . La edad geológica absoluta del período no está determinada con precisión, pero probablemente corresponde a los períodos prenectariano  - ímbrico temprano de la historia geológica de la Luna [2] , desde hace 4,18-4,08 a 3,74-3,5 mil millones de años [3] , en el intervalo de tiempo, llamado bombardeo intenso tardío [4] . Enormes cráteres en la Luna y Marte se formaron durante este período. En el tiempo, el período de Noé coincide aproximadamente con los eones cátaros terrestres y arcaicos tempranos , en los que probablemente aparecieron las primeras formas de vida en la Tierra. [5]

Los paisajes formados durante el período de Noé son los principales objetivos de los módulos de aterrizaje diseñados para buscar fósiles de vida marciana hipotética . [6] [7] En el período de Noé, la atmósfera de Marte era más densa de lo que es ahora. El clima probablemente era lo suficientemente cálido como para que lloviera. [8] El hemisferio sur estaba cubierto de enormes ríos y lagos, [9] [10] y las llanuras bajas del hemisferio norte pueden haber sido el fondo del océano. [11] [12] Las múltiples erupciones volcánicas que ocurrieron en la región de Tarsis crearon muchas formaciones volcánicas en la superficie y liberaron grandes cantidades de gases a la atmósfera. [4] La meteorización de las rocas superficiales ha resultado en la formación de una variedad de minerales arcillosos ( filosilicatos ) que se forman bajo condiciones químicas propicias para la formación de vida microbiana . [13] [14]

Cronología y estratigrafía

Descripción y origen del nombre

El nombre del período está asociado con la tierra de Noé  , una antigua montaña cubierta de cráteres al oeste de la llanura de Hellas . Las superficies que datan del período de Noé son muy montañosas y están plegadas a gran escala (>100 metros), y superficialmente se asemejan a continentes lunares. En la tierra de Noé hay muchos cráteres antiguos superpuestos en varias capas. La densidad de grandes cráteres de impacto es muy alta aquí, alrededor de 400 cráteres de más de 8 km de diámetro por millón de km2 . [15] Las formaciones del período de Noé ocupan aproximadamente el 40% de toda la superficie marciana; [16] se encuentran principalmente en las tierras altas del sur del planeta, pero también están representados por grandes áreas en el norte, como la tierra de Tempe y la tierra de Xanth . [17] [18]

Historia geológica de Marte (hace millones de años)

Plazos y eras

En muchas partes del planeta, la parte superior de las formaciones del período Noé está cubierta por llanuras con un número menor de cráteres llenos de trampas . Se asemejan a mares lunares . Estas llanuras aparecieron durante el período hespérico . El límite estratigráfico inferior del Noaquiense no se ha definido formalmente. El período se propuso originalmente para cubrir todas las formaciones geológicas de Marte desde la formación de la corteza hace 4500 millones de años. [19] [20] Sin embargo, el trabajo de Herbert Frey en la NASA, utilizando datos obtenidos por el altímetro MOLA , mostró que las tierras altas del sur de Marte ocultan muchas cuencas de impacto destruidas que son más antiguas que las superficies visibles del período Noachian, incluido el Llanuras de Hellas . . Propuso determinar el comienzo del período de Noé por la aparición de la llanura de Hélade. Si Frey está en lo cierto, entonces una gran cantidad de los lechos rocosos de las tierras altas marcianas son prenoanienses y tienen más de 4100 millones de años. [21]

El sistema geológico de Noiian se subdivide en tres divisiones cronoestratigráficas : Noachian inferior, Noachian medio y Noachian superior. Las divisiones fueron identificadas por referencias (áreas del planeta que tienen características distintivas de un determinado episodio geológico, por ejemplo, tener la misma edad de cráteres o posición estratigráfica). Por lo tanto, el referente del departamento de Upper Noachian es un territorio plano que se encuentra entre cráteres al este de la llanura de Argir . Las capas más antiguas que subyacen a esta llanura tienen un terreno más irregular y están cubiertas de cráteres y pertenecen al Noé Medio. [2] [22] Las épocas geológicas correspondientes a las divisiones estratigráficas anteriores se denominan, respectivamente, época del Noé temprano, Noé del medio y Noishiense tardía . Cabe señalar que una época es parte de un período geológico: los dos términos no son sinónimos en la estratigrafía formal.

Épocas de Noé (hace millones de años) [23]

La terminología estratigráfica desarrollada para la Tierra se utilizó para describir la historia geológica marciana. Pero ahora se hace evidente que tiene muchas deficiencias. Se complementará o se reescribirá por completo tan pronto como se disponga de datos nuevos y más completos [24] (un ejemplo de tal alternativa es la escala de historia mineral que se proporciona a continuación). Sin duda necesaria para una comprensión más completa de la historia y cronología marciana es la obtención de edades radiométricas y muestras de formaciones superficiales. [25]

Marte en el período de Noé

A diferencia de los períodos posteriores, el Noaquiense se caracteriza por una alta frecuencia de eventos de impacto, altos niveles de erosión, formación de valles, actividad volcánica y meteorización de las rocas superficiales, con abundante producción de filosilicatos ( minerales arcillosos ). Estos procesos influyeron en la aparición de un clima húmedo y (al menos en ciertos periodos de tiempo) cálido en el planeta. [cuatro]

Cráteres de impacto

A juzgar por los cráteres en la superficie de la Luna, hace 4 mil millones de años, la formación de cráteres de impacto en los cuerpos sólidos del sistema solar interior fue 500 veces más intensa que ahora. [26] En Marte, durante el período de Noé, surgieron cráteres con un diámetro de unos 100 km aproximadamente una vez cada millón de años, [4] la frecuencia de aparición de cráteres más pequeños es exponencialmente mayor. [27] Con un nivel tan alto de actividad de impacto, fallas de hasta varios kilómetros de profundidad deberían haber aparecido en la corteza [28] , además, una gruesa capa de material volcánico debería haber cubierto la superficie del planeta. Los fuertes impactos de los cuerpos celestes deben haber tenido un fuerte impacto en el clima, ya que las colisiones con los cuerpos celestes provocaron la liberación de grandes cantidades de ceniza caliente, que calentaron la atmósfera y la superficie a altas temperaturas. [29] La alta frecuencia de eventos de impacto probablemente desempeñó un papel importante en la desaparición de la atmósfera marciana primitiva a través de la erosión por impacto. [treinta]

Al igual que en la Luna, los frecuentes impactos de los cuerpos celestes han creado zonas de lecho rocoso fracturado y brechas en la corteza superior, llamadas megagolitos . [32] La alta porosidad y permeabilidad de la roca megagolita condujo a una penetración profunda de las aguas subterráneas . El calor creado por los impactos de los cuerpos celestes, combinado con la presencia de agua subterránea, condujo a la creación de sistemas hidrotermales , que podrían ser aprovechados por microorganismos termófilos , si es que existiera alguno en Marte. El modelado por computadora de la distribución de calor y fluidos en la corteza del antiguo Marte ha demostrado que el ciclo de vida de los sistemas geotérmicos podría durar de cientos de miles a millones de años desde el momento del evento de impacto. [33]

Erosión y redes de valles

La mayoría de los cráteres del período de Noé están gravemente destruidos: sus bordes están erosionados y ellos mismos están llenos de rocas sedimentarias. Este estado de los cráteres de Noachian, en comparación con los cráteres cercanos de Hesperian, cuya edad es solo unos pocos millones de años más antigua, indica que el nivel de erosión en Noachian fue significativamente mayor (entre 1000 y 100 000 veces [34] ) que en posteriores. períodos. [4] La presencia de una superficie parcialmente erosionada en las tierras altas del sur indica que hasta 1 km de formaciones superficiales fueron erosionadas durante el período de Noé. Este alto nivel de erosión (muchas veces menor que en la Tierra) sugiere condiciones ambientales mucho más cálidas que ahora. [35]

La precipitación y el drenaje superficial pueden haber sido responsables del alto nivel de erosión en el Noachian . [8] [36] Muchas (pero no todas) de las áreas noachianas de Marte están cubiertas por redes de valles . [4] Las redes de valles son extensos sistemas de valles que se asemejan a estanques de agua . Y aunque la causa de su aparición (la erosión de la lluvia, la erosión de las aguas subterráneas o el deshielo) todavía está en discusión, en otros períodos de la historia geológica marciana, tales redes de valles son raras, lo que indica las condiciones climáticas únicas del período de Noé.

En la sierra sur se han identificado al menos dos fases de interconexión de valles. Los valles, formados durante los períodos de Noé temprano y medio, muestran una red frecuente y bien desarrollada de afluentes. Sistemas fluviales similares están formados por agua de lluvia en las regiones desérticas de la Tierra.

Notas

  1. ↑ Amós, Jonathan . Clays in Pacific Lavas Challenge Wet Early Mars Idea , BBC News  (10 de septiembre de 2012). Archivado desde el original el 12 de diciembre de 2017. Consultado el 30 de abril de 2014.
  2. ↑ 1 2 Tanaka, KL (1986). La estratigrafía de Marte. J. Geophys. Res., Decimoséptima Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias Parte 1, 91 (B13), E139-E158, doi : 10.1029/JB091iB13p0E139 . .
  3. ↑ Tanaka KL, Hartmann WK Capítulo 15: La escala de tiempo planetario // La escala de tiempo geológico / FM Gradstein, JG Ogg, MD Schmitz, GM Ogg. — Elsevier Science Limited, 2012. — P. 275–298. — ISBN 978-0-444-59425-9 . -doi : 10.1016/ B978-0-444-59425-9.00015-9 .
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Carr, MH; Jefe, JW (2010). Historia geológica de Marte Archivado el 29 de enero de 2013 en Wayback Machine . Planeta Tierra. ciencia Lett., 294, 185-203, doi : 10.1016/j.espl.2009.06.042 .
  5. ↑ Abramov, O.; Mojzsis, SJ (2009). Habitabilidad microbiana de la Tierra Hadeana durante el bombardeo pesado tardío. Naturaleza, 459, 419-422, doi : 10.1038/nature08015 .
  6. ↑ Grotzinger, J. (2009). Más allá del agua en Marte. Nature Geoscience, 2, 231-233, doi : 10.1038/ngeo480 .
  7. ↑ Subvención, JA et al. (2010). El proceso científico para seleccionar el lugar de aterrizaje para el Laboratorio de Ciencias de Marte de 2011. Planeta. Space Sci., [en prensa], doi : 10.1016/j.pss.2010.06.016 . Copia archivada (enlace no disponible) . Consultado el 30 de abril de 2014. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2011.   .
  8. ↑ 12 Craddock , RA; Howard, AD (2002). El caso de las lluvias en un Marte temprano cálido y húmedo. J. Geophys. Res., 107 (E11), 5111, doi : 10.1029/2001JE001505 .
  9. ↑ Malin, MC; Edgett, KS (2003). Evidencia de flujo persistente y sedimentación acuosa en Marte primitivo. Ciencia, 302 (1931), doi : 10.1126/ciencia.1090544 .
  10. ↑ Irwin, R. P. et al. (2002). Una gran cuenca de Paleolake en la cabeza de Ma'adim Vallis, Marte. Ciencia, 296, 2209; doi : 10.1126/ciencia.1071143 .
  11. ↑ Clifford, SM; Parker, TJ (2001). La evolución de la hidrosfera marciana: implicaciones para el destino de un océano primordial y el estado actual de las llanuras del norte. Ícaro, 154, 40-79.
  12. ↑ Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). Océano antiguo en Marte con el apoyo de la distribución global de deltas y valles. Nature Geoscience, 1-5, doi : 10.1038/NGEO891 .
  13. ↑ Bibring, J.-P. et al. (2006). Historia global mineralógica y acuosa de Marte derivada de datos de OMEGA/Mars Express. Ciencia, 312 (400), doi : 10.1126/ciencia.1122659 .
  14. ↑ Bishop, JL et al. (2008). Diversidad de filosilicatos y actividad acuosa pasada revelada en Mawrth Vallis, Marte. Ciencia, 321 (830), doi : 10.1126/ciencia.1159699 .
  15. ↑ Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992) The Martian Impact Cratering Record in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, AZ, págs. 383-423.
  16. ↑ Barlow, NG (2010). Lo que sabemos sobre Marte a partir de sus cráteres de impacto. geol. soc. Soy. Bol., 122 (5/6), 644-657.
  17. ↑ Scott, DH; Tanaka, KL (1986). Mapa geológico de la Región Ecuatorial Occidental de Marte. Mapa de la serie de investigaciones diversas del Servicio Geológico de EE. UU. I-1802-A.
  18. ↑ Greeley, R.; Invitado, JE (1987). Mapa geológico de la Región Ecuatorial Oriental de Marte. Mapa I-1802-B de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU.
  19. ↑ Scott, DH; Carr, MH (1978). Mapa geológico de Marte. Mapa I-1083 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU.
  20. ↑ McCord, TM et al. (1980). Definición y Caracterización de las Unidades de Superficie Global de Marte: Mapas de Unidades Preliminares. 11.ª Conferencia de Ciencias Planetarias y Lunares: Houston: TX, resumen n.º 1249, págs. 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf Archivado el 2 de marzo de 2022 en Wayback Machine .
  21. ↑ Frey, HV (2003). Cuencas de impacto enterradas y la historia más antigua de Marte. Sexta Conferencia Internacional sobre Marte, Resumen #3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine .
  22. ↑ Masson, P. (1991). La estratigrafía marciana: breve revisión y perspectivas. ciencia espacial. Reseñas., 56, 9-12.
  23. ↑ Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). Evolución Temprana de la Corteza de Marte. año Rvdo. Planeta Tierra. Sci., 33, 133-161.
  24. ↑ Tanaka, KL (2001). La estratigrafía de Marte: lo que sabemos, lo que no sabemos y lo que debemos hacer. 32ª Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias, Resumen #1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf Archivado el 2 de marzo de 2022 en Wayback Machine .
  25. ↑ Carr, 2006, pág. 41.
  26. ↑ Carr, 2006, pág. 23
  27. ↑ La distribución del tamaño de los asteroides que cruzan la Tierra de más de 100 m de diámetro sigue una curva de ley de potencia inversa de forma N = kD −2.5 , donde N es el número de asteroides más grandes que el diámetro D. (Carr, 2006, p. 24.). Los asteroides con diámetros más pequeños están presentes en cantidades mucho mayores que los asteroides con diámetros grandes.
  28. ↑ Davis, Pensilvania; Golombek, MP (1990). Discontinuidades en la Corteza Marciana Somera en Lunae, Siria y Sinai Plana. J. Geophys. Res., 95 (B9), 14,231-14,248.
  29. ↑ Segura, TL et al. (2002). Efectos ambientales de grandes impactos en Marte. Ciencia, 298, 1977; doi : 10.1126/ciencia.1073586 .
  30. ↑ Melosh, HJ; Vickery, AM (1989). Erosión por impacto de la atmósfera marciana primordial. Naturaleza, 338, 487-489.
  31. ↑ Carr, 2006, pág. 138 figura 6.23.
  32. ↑ Squyres, SO; Clifford, SM; Kuzmin, RO; Zimbelman, JR; Costard, FM (1992). Hielo en el regolito marciano en Marte, HH Kieffer et al., Eds.; Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, AZ, págs. 523-554.
  33. ↑ Abramov, O.; Kring, DA (2005). Actividad hidrotermal inducida por impacto en Marte temprano. J. Geophys. Res., 110, E12S09, doi : 10.1029/2005JE002453 .
  34. ↑ Golombek, parlamentario; Bridges, NT (2000). Cambio climático en Marte inferido de las tasas de erosión en el sitio de aterrizaje de Mars Pathfinder. Quinta Conferencia Internacional sobre Marte, 6057.
  35. ↑ Andrews-Hanna, JC y KW Lewis (2011). Hidrología temprana de Marte: 2. Evolución hidrológica en las épocas de Noachian y Hesperian, J. Geophys. Res., 116, E02007, doi : 10.1029/2010JE003709 .
  36. ↑ Craddock, RA; Maxwell, TA (1993). Evolución Geomórfica de las Tierras Altas de Marte a través de Antiguos Procesos Fluviales. J. Geophys. Res., 98 (E2), 3453-3468.

Literatura