El Hesperiano es un sistema geológico y un período de tiempo en el planeta Marte caracterizado por una actividad volcánica generalizada e inundaciones catastróficas que tallaron inmensos canales de salida a través de la superficie. El Hesperiano es un período intermedio y de transición de la historia de Marte. Durante el Hespérico, Marte cambió del mundo más húmedo y quizás más cálido de Noé al planeta seco, frío y polvoriento que se ve hoy. [1] La edad absoluta del período Hesperiano es incierta. El comienzo del período siguió al final del intenso bombardeo tardío [2]y probablemente corresponde al comienzo del período lunar Imbriano Tardío, [3] [4] hace alrededor de 3700 millones de años (Mya). El final del Período Hespérico es mucho más incierto y podría oscilar entre 3200 y 2000 millones de años, [5] con 3000 millones de años que se citan con frecuencia. El Período de Hesperian es más o menos coincidente con principios de la Tierra arcaica Eon. [2]
occidental | |
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3700-3200 Ma (límite superior incierto - entre aproximadamente 3200 y 2000 millones de años atrás) | |
Cronología | |
Subdivisiones | Heperiano Temprano Hespérico Tardío |
Información de uso | |
Cuerpo celestial | Marte |
Escalas de tiempo utilizadas | Escala de tiempo geológico marciano |
Definición | |
Unidad cronológica | Período |
Unidad estratigráfica | Sistema |
Sección de tipo | Hesperia Planum |
Con la disminución de los fuertes impactos al final del Noé, el vulcanismo se convirtió en el proceso geológico principal en Marte, produciendo vastas llanuras de basaltos inundables y amplias construcciones volcánicas ( paterae de las tierras altas ). [6] En la época de Hesperian, todos los grandes volcanes en escudo de Marte, incluido Olympus Mons , habían comenzado a formarse. [7] La desgasificación volcánica liberó grandes cantidades de dióxido de azufre (SO 2 ) y sulfuro de hidrógeno (H 2 S) a la atmósfera, provocando una transición en el estilo de meteorización de predominantemente filosilicato ( arcilla ) a mineralogía de sulfato . [8] El agua líquida se volvió más localizada en extensión y se volvió más ácida al interactuar con SO 2 y H 2 S para formar ácido sulfúrico . [9] [10]
A comienzos del Hesperiano Tardío, la atmósfera probablemente se había adelgazado a su densidad actual. [10] A medida que el planeta se enfriaba, el agua subterránea almacenada en la corteza superior (mega regolito ) comenzó a congelarse, formando una criosfera espesa que cubría una zona más profunda de agua líquida. [11] La subsecuente actividad volcánica o tectónica ocasionalmente fracturó la criosfera, liberando enormes cantidades de agua subterránea profunda a la superficie y creando enormes canales de salida . Gran parte de esta agua fluyó hacia el hemisferio norte, donde probablemente se unió para formar grandes lagos transitorios o un océano cubierto de hielo.
Descripción y origen del nombre
El Hesperiana sistema y plazo lleva el nombre de Hesperia Planum , una región de tierras altas moderadamente cráteres noreste de la Hélade cuenca. El área tipo del Sistema Hesperiano se encuentra en el cuadrángulo Mare Tyrrhenum (MC-22) alrededor de 20 ° S 245 ° W / 20 ° S 245 ° W / -20; -245. La región está formada por llanuras onduladas, surcadas por el viento, con abundantes crestas de arrugas que se asemejan a las de la maría lunar . Estas "llanuras estriadas" se interpretan como flujos de lava basáltica ( basaltos de inundación ) que brotaron de fisuras. [12] La densidad numérica de los grandes cráteres de impacto es moderada, con alrededor de 125 a 200 cráteres de más de 5 km de diámetro por millón de km 2 . [3] [13] Las llanuras estriadas de edad Hesperiana cubren aproximadamente el 30% de la superficie marciana; [2] son más prominentes en Hesperia Planum, Syrtis Major Planum , Lunae Planum, Malea Planum y Syria-Solis-Sinai Plana en el sur de Tharsis . [14] [15]
Cronología y estratigrafía Hesperiana
Los períodos de tiempo marcianos se basan en el mapeo geológico de unidades de superficie a partir de imágenes de naves espaciales . [12] [16] Una unidad de superficie es un terreno con una textura, color, albedo , propiedad espectral o conjunto de accidentes geográficos distintos que lo distinguen de otras unidades de superficie y es lo suficientemente grande como para mostrarse en un mapa. [17] Los mapeadores utilizan un enfoque estratigráfico iniciado a principios de la década de 1960 para los estudios fotogeológicos de la Luna . [18] Aunque se basa en las características de la superficie, una unidad de superficie no es la superficie en sí ni un grupo de accidentes geográficos . Es una unidad geológica inferida (p. Ej., Formación ) que representa un cuerpo de roca en forma de lámina, en forma de cuña o tabular que subyace a la superficie. [19] [20] Una unidad de superficie puede ser un depósito de eyección de cráter, un flujo de lava o cualquier superficie que se pueda representar en tres dimensiones como un estrato discreto delimitado por encima o por debajo por unidades adyacentes (ilustrado a la derecha). Utilizando principios como la superposición (ilustrada a la izquierda), las relaciones transversales y la relación de la densidad del cráter de impacto con la edad, los geólogos pueden colocar las unidades en una secuencia de edad relativa de mayor a menor. Las unidades de edad similar se agrupan globalmente en unidades cronoestratigráficas ( cronoestratigráficas ) más grandes, llamadas sistemas . Para Marte, se definen tres sistemas: el de Noé , el Hespérico y el Amazónico. Las unidades geológicas que se encuentran debajo (más antiguas que) del Noé son designadas informalmente Pre-Noé. [21] El tiempo geológico ( geocronológico ) equivalente del Sistema Hesperiano es el Período Hespérico. Las unidades de roca o superficie del Sistema Hespérico se formaron o depositaron durante el Período Hespérico.
Sistema vs período
Unidades en geocronología y estratigrafía de la Tierra [22] | ||
Segmentos de roca ( estratos ) en cronoestratigrafía | Periodos de tiempo en geocronología | Notas (Marte) |
---|---|---|
Eonotema | Eón | no se usa para Marte |
Erathem | Era | no se usa para Marte |
Sistema | Período | 3 en total; 10 8 a 10 9 años de duración |
Serie | Época | 8 en total; 10 7 a 10 8 años de duración |
Etapa | Edad | no se usa para Marte |
Cronozona | Chron | menor que una edad / etapa; no utilizado por la escala de tiempo de ICS |
Sistema y período no son términos intercambiables en la nomenclatura estratigráfica formal, aunque con frecuencia se confunden 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. [23] Un sistema está limitado por arriba y por abajo por estratos con características claramente diferentes (en la Tierra, por lo general índices fósiles ) 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 pueden contener lagunas ( discordancias ) análogas a las páginas faltantes de un libro. En algunos lugares, las rocas del sistema están ausentes por completo 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, incluidas las cantidades desconocidas de tiempo presentes en los espacios. [23] Los períodos se miden en años, determinados por datación radiactiva . En Marte, las edades radiométricas no están disponibles excepto para los meteoritos marcianos cuya procedencia y contexto estratigráfico se desconocen. En cambio, las edades absolutas en Marte están determinadas por la densidad de los cráteres de impacto, que depende en gran medida de los modelos de formación de cráteres a lo largo del tiempo. [24] En consecuencia, las fechas de inicio y finalización de los períodos marcianos son inciertas, especialmente para el límite Hesperiano / Amazónico, que puede estar equivocado por un factor de 2 o 3. [4] [21]
Límites y subdivisiones
El límite inferior del Sistema Hesperiano se define como la base de las llanuras estriadas, que están tipificadas por Hesperia Planum y cubren aproximadamente un tercio de la superficie del planeta. [3] En el este de Hesperia Planum, las llanuras estriadas se superponen a materiales de meseta con cráteres de edades tempranas y medias de Noé (en la foto de la izquierda). [15] El límite superior del Hesperiano es más complejo y ha sido redefinido varias veces basándose en mapas geológicos cada vez más detallados. [3] [12] [26] Actualmente, el límite estratigráfico del Hespérico con el Sistema Amazónico más joven se define como la base de la Formación Vastitas Borealis [27] (en la foto de la derecha). El Vastitas Borealis es una vasta llanura de baja altitud que cubre gran parte del hemisferio norte de Marte. Generalmente se interpreta que consiste en sedimentos reelaborados que se originan en los canales de salida del Hesperio Tardío y puede ser el remanente de un océano que cubría las cuencas de las tierras bajas del norte. Otra interpretación de la Formación Vastitas Borealis es que consiste en flujos de lava. [28]
El Sistema Hespérico se subdivide en dos series cronoestratigráficas : Hespérico Inferior y Hespérico Superior. Las series se basan en referentes o localizaciones del planeta donde las unidades de superficie indican un episodio geológico distintivo, reconocible en el tiempo por la edad de los cráteres y la posición estratigráfica. Por ejemplo, Hesperia Planum es la ubicación de referencia para la Serie Lower Hesperian. [3] [29] Las unidades de tiempo geológico (geocronológico) correspondientes de las dos series Hesperianas son las Épocas Hesperiana Temprana y Hesperiana Tardía . Tenga en cuenta que una época es una subdivisión de un período; los dos términos no son sinónimos en la estratigrafía formal. La edad del límite Hepseriano Temprano / Hesperiano Tardío es incierta, oscilando entre hace 3600 y 3200 millones de años según el recuento de cráteres. [5] El promedio del rango se muestra en la línea de tiempo a continuación.
Los términos estratigráficos suelen ser confusos tanto para los geólogos como para los no geólogos. Una forma de resolver la dificultad es con el siguiente ejemplo: uno podría ir fácilmente a Cincinnati, Ohio y visitar un afloramiento rocoso en la Serie del Ordovícico Superior del Sistema Ordovícico . Incluso podrías recolectar un trilobite fósil allí. Sin embargo, no se podía visitar la Época del Ordovícico Tardío en el Período Ordovícico y recolectar un trilobite real.
El esquema terrestre de nomenclatura estratigráfica rígida se ha aplicado con éxito a Marte desde hace varias décadas, pero tiene numerosos defectos. Sin duda, el esquema se perfeccionará o reemplazará a medida que se disponga de más y mejores datos. [30] (Ver línea de tiempo mineralógica a continuación como ejemplo de alternativa). La obtención de edades radiométricas en muestras de unidades de superficie identificadas es claramente necesario para una comprensión más completa de la cronología marciana. [31]
Marte durante el período Hespérico
El Hesperiano fue una época de tasas decrecientes de cráteres de impacto, actividad volcánica intensa y generalizada e inundaciones catastróficas. Muchas de las principales características tectónicas de Marte se formaron en este momento. El peso del inmenso Tharsis Bulge estresó la corteza para producir una vasta red de fracturas extensionales ( fosas ) y características de deformación por compresión ( crestas arrugadas ) en todo el hemisferio occidental. El enorme sistema de cañones ecuatoriales de Valles Marineris se formó durante el Hesperiano como resultado de estas tensiones. La meteorización del ácido sulfúrico en la superficie produjo una abundancia de minerales de sulfato que precipitaron en ambientes evaporíticos , que se generalizaron a medida que el planeta se volvía cada vez más árido. El Período Hespérico fue también una época en la que la evidencia más temprana de actividad glacial y procesos relacionados con el hielo aparece en el registro geológico marciano.
Cráteres de impacto
Tal como se concibió originalmente, el Sistema Hesperiano se refería a las superficies más antiguas de Marte posteriores al final del bombardeo intenso . [33] El Hesperiano fue, por lo tanto, un período de tiempo en el que las tasas de cráteres de impacto disminuyeron rápidamente. Sin embargo, el momento y la velocidad de la disminución son inciertos. El registro de cráteres lunares sugiere que la tasa de impactos en el Sistema Solar interior durante el Noé (hace 4000 millones de años) fue 500 veces mayor que en la actualidad. [34] Los científicos planetarios todavía debaten si estas altas tasas representan el final de la acreción planetaria o un pulso cataclísmico tardío que siguió a un período más inactivo de actividad de impacto. Sin embargo, al comienzo del Hesperiano, la tasa de impacto probablemente había disminuido a unas 80 veces mayor que las tasas actuales, [4] y al final del Hesperiano, unos 700 millones de años después, la tasa comenzó a parecerse a la actual. [35]
notas y referencias
- ^ Hartmann, 2003, págs. 33–34.
- ^ a b c Carr, MH; Jefe, JW (2010). "Historia geológica de Marte" . Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 294 (3–4): 185–203. doi : 10.1016 / j.epsl.2009.06.042 .
- ^ a b c d e Tanaka, KL (1986). "La estratigrafía de Marte" . Revista de Investigación Geofísica . 91 (B13): E139 – E158. Código Bibliográfico : 1986LPSC ... 17..139T . doi : 10.1029 / JB091iB13p0E139 .
- ^ a b c Hartmann, WK; Neukum, G. (2001). "Cronología de cráteres y la evolución de Marte". Reseñas de ciencia espacial . 96 : 165-194. doi : 10.1023 / A: 1011945222010 .
- ^ a b c Hartmann, WK (2005). "Cráter marciano 8: refinamiento isócrono y la cronología de Marte". Ícaro . 174 (2): 294–320. doi : 10.1016 / j.icarus.2004.11.023 .
- ^ Greeley, R .; Spudis, PD (1981). "Vulcanismo en Marte". Reseñas de Geofísica . 19 (1): 13–41. doi : 10.1029 / RG019i001p00013 .
- ^ Werner, Carolina del Sur (2009). "La historia evolutiva volcánica marciana global". Ícaro . 201 (1): 44–68. doi : 10.1016 / j.icarus.2008.12.019 .
- ^ Bibring, J.-P .; Langevin, Y .; Mostaza, JF; Poulet, F .; Arvidson, R .; Gendrin, A .; Gondet, B .; Mangold, N .; Pinet, P .; Olvídese, F .; Berthe, M .; Bibring, J.-P .; Gendrin, A .; Gómez, C .; Gondet, B .; Jouglet, D .; Poulet, F .; Soufflot, A .; Vincendon, M .; Combes, M .; Drossart, P .; Encrenaz, T .; Fouchet, T .; Merchiorri, R .; Belluci, G .; Altieri, F .; Formisano, V .; Capaccioni, F .; Cerroni, P .; Coradini, A .; Fonti, S .; Korablev, O .; Kottsov, V .; Ignatiev, N .; Moroz, V .; Titov, D .; Zasova, L .; Loiseau, D .; Mangold, N .; Pinet, P .; Doute, S .; Schmitt, B .; Sotin, C .; Hauber, E .; Hoffmann, H .; Jaumann, R .; Keller, U .; Arvidson, R .; Mostaza, JF; Duxbury, T .; Olvídese, F .; Neukum, G. (2006). "Historia global mineralógica y acuosa de Marte derivada de OMEGA / Mars Express Data" . Ciencia . 312 (5772): 400–404. doi : 10.1126 / science.1122659 . PMID 16627738 .
- ^ Jefe, JW; Wilson, L. (2011). La transición de Noé-Hesperio en Marte: evidencia geológica de una fase puntuada del vulcanismo global como un impulsor clave en la evolución climática y atmosférica. 42a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2011), Resumen # 1214. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1214.pdf .
- ^ a b Barlow, NG (2010). "Lo que sabemos de Marte por sus cráteres de impacto". Boletín de la Sociedad Geológica de América . 122 (5–6): 644–657. doi : 10.1130 / B30182.1 .
- ^ Clifford, SM (1993). "Un modelo para el comportamiento hidrológico y climático del agua en Marte". Revista de Investigación Geofísica . 98 (E6): 10973–11016. doi : 10.1029 / 93JE00225 .
- ^ a b c Scott, DH; Carr, MH (1978). Mapa geológico de Marte. Mapa I-1083 de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU.
- ^ Strom, RG; Croft, SK; Barlow, NG (1992) El registro de cráteres de impacto marciano en Marte, HH Kieffer et al., Eds .; Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, AZ, págs. 383–423.
- ^ Scott, DH; Tanaka, KL (1986). Mapa geológico de la región ecuatorial occidental de Marte. Mapa I – 1802 – A de la Serie de Investigaciones Misceláneas del Servicio Geológico de EE. UU.
- ↑ a b 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.
- ^ McCord, TM y col. (1980). Definición y caracterización de las unidades de superficie global de Marte: mapas de unidades preliminares. XI Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria: Houston: TX, resumen n. ° 1249, págs. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf .
- ^ Greeley, R. (1994) Planetary Landscapes, 2ª ed.; Chapman & Hall: Nueva York, pág. 8 y Fig. 1.6.
- ^ Véase Mutch, TA (1970). Geología de la Luna: una vista estratigráfica; Princeton University Press: Princeton, Nueva Jersey, 324 págs. Y Wilhelms, DE (1987). La historia geológica de la luna, documento profesional 1348 del USGS; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ para revisar este tema.
- ^ Wilhelms, DE (1990). Cartografía geológica en cartografía planetaria, R. Greeley, RM Batson, Eds .; Cambridge University Press: Cambridge Reino Unido, pág. 214.
- ^ Tanaka, KL; Scott, DH; Greeley, R. (1992). Estratigrafía global en Marte, HH Kieffer et al., Eds .; Prensa de la Universidad de Arizona: Tucson, AZ, págs. 345–382.
- ^ a b Nimmo, F .; Tanaka, K. (2005). "Evolución temprana de la corteza de Marte". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 33 (1): 133-161. doi : 10.1146 / annurev.earth.33.092203.122637 .
- ^ Comisión Internacional de Estratigrafía . "Carta estratigráfica internacional" (PDF) . Consultado el 25 de septiembre de 2009 .
- ^ a b Eicher, DL; McAlester, AL (1980). Historia de la Tierra; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, Nueva Jersey, págs. 143–146, ISBN 0-13-390047-9 .
- ^ Masson, P .; Carr, MH; Costard, F .; Greeley, R .; Hauber, E .; Jaumann, R. (2001). "Evidencia geomorfológica de agua líquida". Reseñas de ciencia espacial . Serie de Ciencias Espaciales del ISSI. 96 : 333–364. doi : 10.1007 / 978-94-017-1035-0_12 . ISBN 978-90-481-5725-9.
- ^ Ivanov, MA; Jefe, JW (2006). "Alba Patera, Marte: Topografía, estructura y evolución de un volcán escudo único de Hesperiano tardío-Amazónico temprano" . Revista de Investigación Geofísica . 111 (E9): E09003. doi : 10.1029 / 2005JE002469 .
- ^ Tanaka, KL; Skinner, JA; Liebre, TM (2005). Mapa geológico de las llanuras del norte de Marte. Mapa de Investigaciones Científicas 2888, folleto; Servicio Geológico de EE. UU.
- ↑ La Formación Vastitas Borealis se usa aquí para incluir las unidades marginales de Scandia, el interior de Vastitas Borealis y Vastitas Borealis de Tanaka et al. (2005).
- ^ Catling, DC; Leovy, CB; Madera, SE; Day, MD (2011). Un mar de lava en las llanuras septentrionales de Marte: reconsideración de los océanos circunpolares Hesperianos. 42a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, Resumen # 2529. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2529.pdf .
- ^ Masson, PL (1991). "La estratigrafía marciana - Breve reseña y perspectivas". Reseñas de ciencia espacial . 56 (1-2): 9-12. doi : 10.1007 / BF00178385 .
- ^ Tanaka, KL (2001). La estratigrafía de Marte: lo que sabemos, lo que no sabemos y lo que necesitamos hacer. 32a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, Resumen # 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf .
- ^ Carr, 2006, p. 41.
- ^ Carr, MH (1996). Agua en Marte; Oxford University Press: Oxford, Reino Unido, 229 págs. ISBN 0-19-509938-9 .
- ^ Carr, 2006, p. 15.
- ^ Carr, 2006, p. 23.
- ^ Fassett, CI; Jefe, JW (2011). "Secuencia y tiempo de las condiciones en Marte temprano". Ícaro . 211 (2): 1204-1214. doi : 10.1016 / j.icarus.2010.11.014 .
Bibliografía y lectura recomendada
- Boyce, Joseph M. (2008). El Libro Smithsoniano de Marte . Old Saybrook, CT: Konecky y Konecky. ISBN 978-1-58834-074-0.
- Carr, Michael H. (2006). La superficie de Marte . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
- Hartmann, William K. (2003). Una guía del viajero a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo . Nueva York: Workman. ISBN 0-7611-2606-6.
- Morton, Oliver (2003). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo . Nueva York: Picador. ISBN 0-312-42261-X.