Lui Noe este primul dintre cele trei epoci (sau prima eon ) de geologie martiana - următorul este HESPERIAN , caracterizat prin intense vulcanic activitate . Terenurile noahiene se caracterizează prin craterizarea lor puternică și, în special, prin abundența craterelor mari de impact de câteva zeci sau chiar sute de kilometri în diametru, precum și prin prezența bazinelor de impact de câteva mii de kilometri în diametru. Pe scara de timp geologic marțian , Noachian datează de peste 3,7 miliarde de ani pe scara Hartmann și Neukum , sau de peste 3,5 miliarde de ani pe scara Hartmann standard.
Țările Noahului sunt situate în principal în emisfera sudică, adesea la o altitudine de câțiva kilometri de la nivelul de referință marțian , așa cum este cazul Terra Sabaea , Tyrrhena Terra , Promethei Terra , Terra Cimmeria , Terra Sirenum , Aonia Terra și , în cele din urmă, Noachis Terra , care și-a dat numele eonului; cele situate în regiunile ecuatoriale sau care se revarsă în emisfera nordică au o altitudine mai moderată și local zero, așa cum este cazul Tempe Terra , Xanthe Terra , Margaritifer Terra și mai ales Arabia Terra .
Putem identifica aceste terenuri cu prezența unor cratere mari cu fund plat și reliefuri contondente, cu o morfologie foarte diferită de craterele amazoniene , care sunt destul de mici, mai goale și cu reliefuri bine marcate, în formă de bol sau cu un vârf central . Dar trăsătura distinctivă a lui Noachian în comparație cu alți eoni marțieni este omniprezența urmelor de apă lichidă, indiferent dacă sedimentele din craterele mărturisesc prezența lacurilor sau chiar văile care se înfășoară între aceste cratere în materializarea vechilor albii de pârâu care sunt acum uscate.
Bazinele de impact majore de pe planetă s-ar fi format toate la sfârșitul Noahului, dar numai cele din emisfera sudică au păstrat soluri datând din acel moment. Acesta este în special cazul Hellas Planitia și Argyre Planitia , cu toate acestea în mare parte modificate în Hesperian , precum și baza Mare Australe , acoperită cu un strat gros de depozite eoliene mult mai recente. Bazinele emisferei nordice, pe de altă parte, au fost acoperite cu materiale amazoniene care au șters cele mai multe urme ale structurilor de impact anterioare, care rămân vizibile doar prin configurația lor circulară, cum ar fi Isidis Planitia , sau cele două depresiuni situate în interiorul Vastitas Borealis identificând Utopia Planitia și Bazinul Boreal printre întinderi uniform plane formate din teren recent.
Datarea evenimentelor geologice marțiene este o întrebare nerezolvată până în prezent. În prezent există două scale de timp geologice marțiene în uz, care diferă între ele cu aproape un miliard de ani și jumătate. Scara Hartmann „standard”, dezvoltată în anii 1970 de astronomul american William Hartmann din densitatea și morfologia craterelor de impact pe solurile marțiene, duce la datări semnificativ mai recente decât scala Hartmann și Neukum , dezvoltată în paralel de planetologul german Gerhard Neukum din observații detaliate ale camerei HRSC (date în milioane de ani):
Această a doua scară este mai în concordanță cu sistemul stratigrafic propus în special de echipa astrofizicianului francez Jean-Pierre Bibring de la IAS din Orsay din informațiile colectate de instrumentul OMEGA al sondei europene Mars Express , introducând termenul „ Filozof „pentru a defini primul eon marțian, din ținuturile unde domină filosilicatele . Corespunzătoare chronostratigraphy ar fi după cum urmează, în care Phyllosian urmă corespunde ere înainte de 4,2 miliarde de ani, cu o ajustare suplimentară a definiției geologice martiene epoci :
Discontinuitatea dintre Phyllosian și Theiikian ar materializa o tranziție catastrofală între acești doi eoni subliniată de conceptul de „ mare bombardament târziu ” - LHB în engleză - care ar fi lovit sistemul solar interior între 4,1 și 3,8 miliarde de ani înainte de prezent, potrivit estimărilor din probe lunare și studii bazate pe suprafața planetei Mercur . Marte fiind atât mai aproape decât Pământul de centura de asteroizi, cât și de zece ori mai puțin masiv decât planeta noastră, aceste impacturi ar fi fost mai frecvente și mai catastrofale pe planeta roșie, poate chiar la originea dispariției câmpului său magnetic global.
Orice nume i-am da - Noachian sau Filosian - primul eon marțian ar fi cunoscut condițiile care permit existența apei lichide pe suprafața planetei, apă la originea filosilicaților - inclusiv argile - caracteristice acestei perioade. Aceste minerale sunt observate ele însele formând diferite faze cu zeoliți sau depozite de sulfați sau cloruri , ca în regiunea Terra Sirenum . Sulfatii hidratati au fost observati si in alte regiuni, relevand existenta trecuta a unei largi varietati de medii umede pe suprafata planetei.
Marte s-ar fi format, ca toate celelalte planete din sistemul solar , în urmă cu aproximativ 4,6 miliarde de ani, conform unui proces de acumulare gravitațională a planetesimalelor rezultat din condensarea nebuloasei solare . Fiind situat sub limita de 4 AU a Soarelui , dincolo de care, poate condensa volatili compuși , cum ar fi apa H 2 O, Metan CH 4sau amoniac NH 3, Marte s-a format din planetesimale feroase și silicate , dar cu un conținut de sulf mult mai mare decât Pământul , așa cum au relevat măsurători interesante efectuate de Mars Global Surveyor .
Sulful schimbă substanțial proprietățile fizice ale mineralelor și a metalelor încălzite sub presiune foarte puternică care predomină într - o planetă terestră de la formarea. Într-adevăr, se combină cu fierul mantei materialului într-o reacție endotermă dând sulfuri de fier care:
Faptul că miezul lui Marte este încă în esență lichid, așa cum a fost stabilit de MGS , indică un conținut de elemente ușoare de ordinul 14-17%, în principal sulf , corespunzător unei concentrații de elemente ușoare duble față de nucleul Pământului . Miezul marțian ar avea o rază cuprinsă între 1.300 și 2.000 km , valori deduse dintr-o estimare a momentului de inerție al planetei prin misiunea Mars Pathfinder , valoarea reținută în general fiind o rază de aproximativ 1.480 km . Conținutul ridicat de sulf al materialelor care constituie planeta Marte este esențial pentru înțelegerea dinamicii sale interne și, în special, a uimitoarei fluidități a lavei marțiene dezvăluite de morfologia vulcanilor marțieni și topografia regiunilor vulcanice.
Omniprezența paturi de râuri uscate șerpuit pe noachiens sol și hespériens adeverește prezența apei lichide pe zone întinse ale suprafeței marțiene la aproximativ 3600000000 ani înainte de a prezenta. Formațiile geologice foarte explicite, cum ar fi deltele , cum ar fi cele ale craterului Jezero sau craterului Eberswalde , sunt de asemenea observabile. Dovada formală a unui Marte umed trecut a fost oferită de caracterizarea in situ pe o piatră de Marte Meridiani Planum de către roverul Opportunity , de jarozit , un sulfat hidrat de fier cu formula NaFe ( III ) 3 (OH) 6 (SO 4 ) 2care se formează din roci vulcanice în prezența unei soluții apoase de acid sulfuric H 2 SO 4, rezultă cu atât mai interesant cu cât se știe că aceste soluții au un punct de îngheț foarte scăzut - eutectica amestecului H 2 SO 4 · 2H 2 O - H 2 SO 4 · 3H 2 Oîngheață puțin sub −20 ° C și cel al amestecului H 2 SO 4 6,5H 2 O - H 2 Oîngheață în jur de 210 K , temperatura ușor sub −60 ° C , care este temperatura medie pe Marte.
Un pachet de elemente convergente întărește acest prim rezultat. Astfel, prezența semnificativă a filosilicaților detectați de instrumentul OMEGA al sondei Mars Express este, de asemenea, un indicator puternic al prezenței trecute a apei lichide. Studii mai detaliate efectuate in situ de către cei doi Mars Exploration Rovers Spirit și respectiv Opportunity în craterul Gusev , la sud de Apollinaris Patera și pe Meridiani Planum , sugerează chiar existența trecută a unei hidrosfere suficient de mare încât să fi putut omogeniza fosforul conținutul de minerale analizate la aceste două situri situate de ambele părți ale planetei. O abordare diferită, bazată pe cartarea abundenței de toriu , potasiu și clor pe suprafața lui Marte prin spectrometrul gamma (GRS) al sondei Mars Odyssey , conduce la același rezultat.
Ipoteza oceanului borealÎn plus, studiul detaliat al urmelor lăsate în peisajul marțian de presupusele cursuri de apă și întinderi lichide a condus la propunerea existenței unui ocean real care acoperă aproape o treime din suprafața planetei la nivelul actualului Vastitas Borealis . Într-un articol din 1991 care a devenit clasic, Baker și colab. a mers atât de departe încât a identificat anumite structuri cu urmele unui țărm antic. Liniile de coastă astfel identificate s-au dovedit, de asemenea, să corespundă curbelor de altitudine constantă corectate pentru deformările ulterioare deduse din vulcanism și estimările cu privire la schimbarea axei de rotație a planetei. Cu toate acestea, au fost propuse alte teorii pentru a explica aceste observații, în special pe baza posibilei origini vulcanice a structurilor astfel interpretate.
Ipoteza unui ocean boreal are, totuși, avantajul de a explica o observație izbitoare: densitatea și dimensiunea formațiunilor identificate ca albii de râu uscat scade semnificativ de la nord la sud de planetă; este maxim de-a lungul „țărmului” ipotetic al acestui ocean nu mai puțin ipotetic, cu văi impresionante care ajung uneori la 25 km lățime și devine practic zero în jurul regiunilor polare sudice, unde văile sunt, de asemenea, abia perceptibile. Acest lucru ar fi în concordanță cu o hidrosferă concentrată în emisfera nordică, în jurul oceanului boreal, lăsând masa terestră din emisfera sudică din ce în ce mai aridă pe măsură ce ne îndepărtăm de coastă.
Conform cunoștințelor noastre actuale, în timpul formării sale acum aproximativ 4,6 miliarde de ani, planeta Marte trebuie să fi fost înconjurată de o atmosferă formată în principal din vapori de apă H 2 Oeliberat în timpul aglomerării planetesimalelor , precum și a dioxidului de carbon CO 2, Azot N 2, dioxid de sulf SO 2și cantități , eventual , destul de mari de CH 4 metan. Odată răcit suficient, acum aproximativ 4,5-4,4 miliarde de ani, suprafața solidă a planetei trebuie să fi primit ca ploaie vapori de apă condensată , care reacționează cu fierul conținut în mineralele încălzite pentru aceasta. ”Se oxidează prin eliberarea de hidrogen H 2, care, prea lumină pentru a se acumula în atmosferă, a scăpat în spațiu. Deci, a rămas doar CO 2, N 2și SO 2ca elemente majoritare ale atmosferei timpurii marțiene, cu o presiune atmosferică totală de câteva sute de ori mai mare decât este astăzi - presiunea standard actuală este de 610 Pa .
Această atmosferă, care trebuia să permită un efect de seră semnificativ, menținând temperaturi relativ ridicate pe suprafața lui Marte , ar fi început însă să dispară rapid în spațiu din cauza a trei factori principali:
Soarele ar fi fost mai puternic decât în prezent , la începutul existenței sale: probabil , un sfert sau chiar o treime mai puțin puternic. Prin urmare, prezența dovedită a apei lichide pe suprafața lui Marte în acest moment indică faptul că trebuie să existe un efect de seră semnificativ. Dioxidul de carbon este un gaz cu efect de seră , și simulări arată că o presiune parțială de 150 kPa de CO 2ar trebui să aibă o temperatură medie la sol egală cu cea de astăzi, -60 ° C . O întărire a acestui efect de seră ar fi putut proveni din mai mulți factori suplimentari:
Apa , CO 2și azotul au fost, ca elemente constitutive majore ale atmosferei primitive de pe Marte, suflate masiv în spațiu de numeroasele și catastrofele impacturi meteorice care au predominat pe tot parcursul Noahului, până la sfârșitul episodului „ marelui bombardament târziu ” care a avut loc între 4,1 și 3,8 miliarde de ani înainte de prezent. Acest lucru poate fi dedus din abundența naturală a izotopului radiogen 129 Xe de xenon , care este derivat din iod-129 prin decadere β - cu un timp de înjumătățire de 15,7 milioane de ani:
În atmosfera lui Marte , abundența relativă a xenonului 129 față de alți izotopi ai xenonului este mai mare decât pe Pământ și soare . Cu toate acestea, acest izotop provine din decăderea radioactivă a iodului-129 conținută în rocile planetei: faptul că concentrația sa este mai mare în atmosfera lui Marte decât în atmosfera Pământului, în timp ce cele două planete trebuiau să aibă aproximativ similare. compozițiile inițiale indică faptul că atmosfera marțiană își pierduse cea mai mare parte a masei înainte de îmbogățirea sa în 129 Xe.
Precipitația sulfatilor în concurență cu carbonațiiO atmosferă bogată în CO 2în prezența unor cantități mari de apă lichidă ar fi trebuit să conducă la formarea unor cantități mari de carbonați , cum ar fi calcarul CaCO 3, Magnezită MgCO 3sau feco 3 siderit, În conformitate cu reacții similare milostenia, de exemplu, magnezită dintr - un olivina (Mg, Fe) 2 SiO 4 în principal magnezian:
Mg 2 SiO 4+ CO 2→ 2 MgCO 3+ SiO 2.Cu toate acestea, aceste minerale rămân greu de găsit pe Marte. Pe de altă parte, sulfatele par, dimpotrivă, a fi deosebit de abundente. Aceste două observații sunt de fapt coerente: formarea de carbonați este inhibată de aciditatea pe care o sugerează prezența sulfatilor și de eliberarea continuă de SO 2.prin activitate vulcanică la Hesperian ar fi deplasat CO 2de carbonați care s-ar fi putut forma în Noachian pentru a le înlocui cu sulfați , așa cum se întâmplă de exemplu cu un pH mai mic cu magneziu :
MgCO 3+ H 2 SO 4→ MgSO 4+ H 2 O+ CO 2.Formarea H 2 SO 4prin oxidare la SO 3din SO 2dizolvat în nori este un fenomen bine cunoscut de la studiul ploii acide pe Pământ , reacție favorizată fără îndoială pe Marte de fotoliza la altitudine a moleculelor de apă sub acțiunea radiației ultraviolete de la Soare , care eliberează în special radicali hidroxilici HO • și produce peroxid de hidrogen H 2 O 2, un oxidant puternic. Comparație cu atmosfera lui Venus , care are nori de acid sulfuric , subliniază , de asemenea , rolul de disociere fotochimică a dioxidului de carbon prin UV mai mică de 169 nm pentru a iniția oxidarea a dioxidului de sulf :
CO 2+ h ν → CO + O SO 2+ O → SO 3 SO 3+ H 2 O→ H 2 SO 4 Eroziune sub acțiunea vântului solarCâmpul magnetic al vântului solar are proprietatea de a accelera ionii atmosferei superioare și de a le întoarce spre el cu viteză mare, ceea ce determină expulzarea către spațiu a unuia sau mai multor atomi din această atmosferă în timpul fiecărei coliziuni. Pe o perioadă de timp suficient de lungă, aceasta poate duce la dispersia în spațiu a unei fracțiuni semnificative din masa atmosferică. Astfel, cu ipoteza eroziunii moderate de peste 3,5 miliarde de ani, putem explica cu ușurință pierderea a 100 k Pa de presiune parțială a CO 2, alte modele cresc până la valori extreme de cinci ori mai mari - dar acum știm că o presiune parțială mai mare de 150 k Pa de dioxid de carbon ar fi condus la condensarea CO 2 în condițiile de temperatură marțiană ale timpului.
Atmosfera marțiană ar fi fost protejată, la începutul existenței planetei, de magnetosfera indusă de câmpul magnetic global generat de efectul dinam din cauza, se crede, mișcărilor de convecție din nucleu , atât lichid cât și conductor , de pe Marte . Acest câmp magnetic a fost evidențiat prin magnetizarea remanentă - uneori mai mare decât cea a scoarței terestre - a celui mai vechi pământ de pe planetă înregistrat în 1998 de Mars Global Surveyor deasupra emisferei sudice și, în special, în regiunea Terra Cimmeria și Terra Sirenum. . Pe de altă parte, absența unui paleomagnetism semnificativ în bazinele Hellas și Argyre pledează pentru dispariția timpurie a acestui câmp magnetic global, care trebuie să fi încetat deja să existe în urmă cu 3,5 miliarde de ani. Și probabil chiar acum 4 miliarde de ani, în timpul ipoteticul mare bombardament târziu .
Cu toate acestea, nu este absolut sigur că absența paleomagnetismului deasupra unei structuri de impact poate fi interpretată ca o dovadă a absenței unui câmp magnetic global în momentul acestui impact. Într-adevăr, studiul rocilor din cupola Vredefort , cel mai mare și al doilea crater de impact cel mai vechi identificat fără îndoială pe Pământ , arată că acestea sunt mai puternic magnetizate decât oriunde altundeva pe planeta noastră, dar se pare că s-au răcit prea repede pentru direcția magnetizarea diferitelor faze solide care le constituie au avut timp să se alinieze cu câmpul magnetic al pământului ; rezultă că aceste direcții sunt aleatorii și că magnetizarea boabelor de magnetit este anulată global. Astfel, magnetismul remanent măsurat deasupra impactului este mult mai mic decât cel al restului regiunii; aceasta este, de asemenea, ceea ce s-a observat asupra bazinelor mari de impact marțiene, care ar putea fi, prin urmare, fabricate din materiale foarte puternic magnetizate, dar în direcții aleatorii. Cu toate acestea, se discută măsura în care această observație s-ar putea aplica bazinelor de impact marțiene.
Marte ar fi putut cunoaște, în acest moment, un început de tectonică similar cu cel al Pământului , așa cum ar putea sugera magnetizarea structurată în benzi paralele de polaritate opusă observate în mai multe locuri ale suprafeței marțiene, care ar dezvălui, de asemenea, că câmpul marțian magnetic ar fi cunoscut inversări de polaritate, precum câmpul magnetic al Pământului . Formațiile topografice de origine tectonică au fost, de asemenea, evidențiate, în special de sonda europeană Mars Express . Prezența unei hidrosfere marțiene în Noachian ar fi putut favoriza această tectonică prin „ungerea” materialelor scoarței, jucând în acest rol un rol similar cu apa terestră; lipsa apei pe Venus este invers invers adesea avansată pentru a explica absența tectonicii.
Noahianul de pe Marte corespunde unei perioade de bombardament intens cu meteori, ale cărei urme pot fi găsite în tot sistemul solar , fie că este vorba de stelele interioare precum Mercur sau Luna , sau de sateliții planetelor exterioare. Deoarece Marte este mai aproape decât Pământul de centura de asteroizi și de zece ori mai puțin masiv decât planeta noastră, aceste efecte ar fi fost mai frecvente și mai catastrofale pe Planeta Roșie, suflând o porțiune semnificativă din atmosfera lui Marte în spațiu și poate, de asemenea, la originea dispariției câmpului său magnetic global prin încălzirea mantalei până la anularea gradientului termic la originea mișcărilor convective în faza lichidă a nucleului , presupus a fi la originea câmpului magnetic global al unui planeta prin efect de dinam .
Toate bazinele de impact marțiene s-ar fi format în Noachian, deși sunt alcătuite pe suprafața unui teren geologic mai recent: bazinul boreal , Utopia Planitia , Hellas Planitia , Argyre Planitia , Isidis Planitia și Chryse Planitia ar fi astfel tot atâtea urme de asteroizi, uneori gigantici, care apar cel mai târziu la sfârșitul marelui bombardament târziu , cu aproximativ 3,8 miliarde de ani în urmă - bazinul Caloris , pe Mercur și Mare Imbrium („ Marea ploilor ”), pe Lună , sunt, de asemenea, datate din această epocă, care corespunde, pentru Lună, Nectarianului și Imbrianului inferior . Este posibil ca sateliții Phobos și Deimos să aibă o legătură cu acest episod, ca asteroizi incidenți capturați de Marte - dar ar rămâne apoi să explice orbita lor aproape circulară cu o înclinație foarte mică pe ecuatorul marțian - sau ca aglomerate de materiale proiectate în spațiu și orbitat ca urmare a coliziunilor cu elemente de impact de dimensiuni suficiente, primul de dedesubt și al doilea dincolo de orbita sincronă a lui Marte, care corespunde unei altitudini de 17.000 km deasupra zonei.
Noachianul nu pare să fi fost dominat de vulcanism și majoritatea vulcanilor marțieni sunt a priori după acest eon . Unele structuri vulcanice sunt o excepție, cu toate acestea, în special Alba Mons la nord-vest de umflătura Tharsis , a cărei fază principală de activitate ar fi mai degrabă în a doua jumătate a Hesperianului până la începutul amazonianului, dar care ar fi putut să apară. dimensiunea și natura fluidă a lavelor sale, de la sfârșitul noahului; faptul că este exact opusul a bazinului de impact al Hellas Planitia poate indica o legătură între aceste două structuri. Aceeași remarcă se aplică și posibilului punct fierbinte la originea lui Hecates Tholus și Elysium Mons , aproape de antipodele Argyre Planitia și Tyrrhena Patera din Hesperia Planum , vecin cu antipodele Chryse Planitia : dacă ținuturile acestor regiuni sunt geologic posterioare Noahului, aspectul lor datând probabil de la acest eon.
În general, activitatea vulcanică Hesperiană ar fi putut fi inițiată de impactul meteoritului Noachian, care se poate presupune în mod rezonabil că au injectat în planetă o cantitate suficientă de energie termică pentru a-și crește semnificativ activitatea internă. Astfel, este remarcabil faptul că toate regiunile vulcanice marțiene se învecinează cu cel puțin un bazin de impact.
Condițiile marțiene ale lui Noachian ar fi putut să permită apariția formelor de viață pe Marte, așa cum sa întâmplat pe Pământ : pe lângă prezența apei lichide și efectul de seră care ar fi putut menține o temperatură suficient de ridicată, abundența argilelor face posibilă să ia în considerare scenarii de apariție a vieții dezvoltate în cadrul unora dintre (multe) teorii ale abiogenezei , în timp ce alte teorii (de exemplu cea concepută la sfârșitul secolului al XX- lea). sec . de Günter Wächtershäuser) consideră abiogeneza terestră în orificii hidrotermale bogate în sulfură de fier (II) , un mediu probabil, de asemenea, care a existat pe Marte în Noachian. Cu toate acestea, aceste condiții ar fi rapid devenit mult mai puțin favorabile în următorul eon, The hesperiană , care ar fi început la cele mai recente 3,5 miliarde de ani în urmă: dominată de chimia de sulf , cu siguranță a dus la o scădere semnificativă a pH - ului DIRECTIVEI apă Marte sub efectul ploii de acid sulfuric H 2 SO 4Aceasta ar avea accidental consecință să permită existența apei în stare lichidă la temperaturi semnificativ mai mici la 0 ° C .
Cu toate acestea, cele mai vechi urme de „viață” detectate pe planeta noastră nu depășesc 3,85 miliarde de ani pentru cea mai îndepărtată dintre toate datele publicate (în jurul limitei convenționale dintre Hadean și Arhean ), sau 700 de milioane de ani după formare a Pământului, adică aproape la fel de mult ca durata totală a primului eon marțian în cea mai favorabilă ipoteză, după cum amintește cronologia eonilor sub terestru comparativ cu scara Hartmann standard și scara Hartmann și Neukum :
În aceste condiții, dacă un proces de abiogeneză ar fi putut rezulta pe Marte în Noachian, ar fi dus la forme de viață care ar fi avut foarte puțin timp să evolueze înainte de răsturnările din Hesperian , la un moment dat - în jur de 4 3,8 miliarde de ani înainte de prezent - marcat de asteroid impact din mare bombardament târziu .
Pentru comparație, fotosinteza nu ar fi apărut pe Pământ timp de 3 miliarde de ani, sau chiar doar 2,8 miliarde de ani, în timp ce cele mai vechi celule eucariote nu s-ar fi întors dincolo de 2,1 miliarde de ani și reproducerea sexuală de 1,2 miliarde de ani.