Amazzonico

Sulla scala temporale geologica marziana , l' Amazzonia si riferisce ad epoche che hanno meno di 3,2 miliardi di anni sulla scala Hartmann e Neukum , ma meno di 1,8 miliardi di anni solo sulla scala Hartmann e Neukum . Molto poco craterizzati, i suoli amazzonici sono caratterizzati da un rilievo molto appiattito dominato da accumuli di detriti eolici ad alto contenuto di ossido di ferro (III) Fe 2 O 3dando il suo colore a tutto il pianeta. Questi rari rilievi di queste regioni sembrano per lo più essersi formati in presenza di acqua liquida, sia essa di formazione idrografica come letti di fiumi o di crateri da impatto in ejecta lobati. È la terza e ultima epoca (o terzo eone ) della geologia marziana , a cui appartiene l'epoca attuale.

Geografia e morfologia

Le terre amazzoniche sono piuttosto situate nell'emisfero settentrionale, in particolare nelle grandi pianure come Acidalia Planitia , Amazonis Planitia (che all'epoca le diede il nome), Isidis Planitia e Utopia Planitia , l'ultima delle quali è nella Vastitas Borealis . Si trova anche in fondo all'Hellas Planitia e all'Argyre Planitia , i due bacini di impatto dell'emisfero meridionale.

L'apparente omogeneità morfologica di questi terreni nasconde infatti una grande diversità di origini geologiche. Amazonis Planitia , per esempio, particolarmente piatta e uniforme, e che era stato preso come paradigma per l'epoca stessa, sarebbe infatti un caso unico sul pianeta, risultante dal processo di rimodellamento combinato di lava e acqua '. Acqua liquida fino recentemente (circa cento milioni di anni).

L'Hellas Planitia , al contrario, ha al suo piano terra amazzonica derivante da una sorta di vento che "spazza" i suoli più vecchi - la pressione atmosferica sul fondo del bacino è del 50% superiore a quella di riferimento - unita al vento, anche occasionalmente contributi idrologici.

Scala temporale geologica marziana

La datazione degli eventi geologici marziani è ancora oggi una questione irrisolta. Attualmente sono in uso due scale temporali geologiche marziane , che differiscono l'una dall'altra di quasi un miliardo e mezzo di anni. La scala "standard" di Hartmann sviluppata negli anni '70 dall'astronomo americano William Hartmann dalla densità e morfologia dei crateri da impatto sui suoli marziani, porta a datazioni significativamente più recenti rispetto alla scala da Hartmann & Neukum , sviluppate parallelamente dal planetologo tedesco Gerhard Neukum dalle osservazioni dettagliate della fotocamera HRSC (date in milioni di anni):

Questa seconda scala è più in linea con il sistema stratigrafico proposto in particolare dal team dell'astrofisico francese Jean-Pierre Bibring dello IAS di Orsay dalle informazioni raccolte dallo strumento OMEGA della sonda europea Mars Express , introducendo il termine "  Sidérikien  "per definire il terzo eone marziano, a causa dell'abbondanza di ossidi di ferro (dal greco antico ὁ σίδηρος) nei terreni corrispondenti. Tuttavia, l'analisi dettagliata dei risultati di OMEGA suggerisce in realtà una discontinuità tra il Phyllosian e il Theiikian , facendo coincidere l'inizio di quest'ultimo con l' esperiano pur mantenendo una durata più breve per il Phyllosian rispetto al Noachian , che allo stesso tempo porta a riadattamenti la definizione di epoche geologiche marziane avviando l'Amazzonia 3,5 miliardi di anni fa:

La discontinuità tra Phyllosian e Theiikian avrebbe materializzato una transizione catastrofica tra questi due eoni, sottolineata dal concetto di "  grande bombardamento tardivo  " - LHB in inglese - che avrebbe colpito il sistema solare interno tra 4,1 e 3,8 miliardi di anni prima del presente, secondo a stime da campioni lunari e studi basati sulla superficie del pianeta Mercurio . Poiché Marte è sia più vicino della Terra alla fascia degli asteroidi sia dieci volte meno massiccio del nostro pianeta, questi impatti sarebbero stati più frequenti e più catastrofici sul pianeta rosso, forse anche all'origine della scomparsa del suo campo magnetico globale.

Marzo in Amazzonia

Rappresentando quasi gli ultimi tre quarti della storia di Marte secondo la scala di Hartmann & Neukum , l'Amazzonia sarebbe un periodo piuttosto povero di eventi geologici, segnato però da diversi episodi vulcanici, il più recente dei quali sarebbe datato a cento anni fa. milioni di anni.

Dopo aver perso il suo campo magnetico prima della fine del Noachiana , come dimostra il fatto che nessuno dei bacini di impatto ha rivelato persistenti paleomagnetismo , il pianeta ha trovato rapidamente per sé privo di una magnetosfera , esponendo la sua atmosfera all'erosione. Continuo vento solare in tutto il Hesperian e Amazzonica, una durata tale che, anche con l'ipotesi di moderata erosione, si può facilmente spiegare la perdita di 100  k Pa di pressione parziale di CO 2 sul campo da oltre 3,5 miliardi di anni.

Di conseguenza, la temperatura media sulla superficie di Marte deve essere gradualmente diminuita man mano che l' effetto serra mantenuto dall'anidride carbonica è scomparso insieme a questo gas, mentre è diminuita anche la pressione atmosferica al suolo, due parametri che hanno reso l'esistenza di acqua liquida sul la superficie sempre meno probabile. La pressione dell'atmosfera di Marte , composta principalmente da CO 2, è diminuito fino a stabilizzarsi intorno a 610  Pa in media, molto vicino alla pressione al punto triplo dell'acqua, che è 611,73  Pa .

Questa situazione, unita alla temperatura media di 210  K ( -63,15  ° C ), che prevale sulla superficie del pianeta, rende la presenza di acqua liquida necessariamente molto effimero, l'acqua essendo generalmente o nello stesso stato. Solido in forma di ghiaccio nel permafrost , o nello stato gassoso sotto forma di vapore acqueo in atmosfera di Marte , ghiaccio sublimando in contatto con l'atmosfera non appena la temperatura supera il punto di fusione - che è significativamente ridotto dalla presenza di disciolto cloruri o dall'acido solforico , l' eutettico della miscela H 2 SO 4 • 6.5H 2 O - H 2 Oaddirittura congelando intorno ai 210  K , vale a dire precisamente la temperatura media sulla superficie di Marte.

Tuttavia, l'acqua liquida deve essere stata presente in Amazzonia nei siti studiati dai rover Spirit e Opportunity per spiegare la buona conservazione della jarosite polverulenta, che ci aspetteremmo di trovare in uno stato più degradato. più di tre miliardi di anni sottoposti a erosione eolica; Inoltre, Spirit ha notato, nel cratere Gusev , depositi sedimentari stratificati arricchiti di zolfo , cloro e bromo , nonché la presenza di goethite α-FeO ​​(OH) e ematite Fe 2 O 3 ., in campi datati meno di due miliardi di anni, indicando che l'acqua liquida deve ancora esistere, almeno sporadicamente, in Amazzonia.

In questo clima generalmente arido e freddo sotto una sottile atmosfera di anidride carbonica CO 2contenente tracce di sostanze ossidanti come l' ossigeno O 2o perossido di idrogeno H 2 O 2, il ferro nei minerali situati sulla superficie è stato gradualmente ossidato in ossidi di ferro anidri , principalmente in ossido di ferro (III) Fe 2 O 3, responsabile del colore rugginoso dei paesaggi marziani; questa ossidazione atmosferica è però limitata agli strati superficiali, ed i materiali del terreno immediatamente sotto la superficie, profondi solo pochi centimetri, sono già di colore diverso.

Note e riferimenti

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Appendici

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