Amazzoniano

L'Amazzoniano è l'ultimo dei tre periodi geologici di Marte. Si estende da circa 3 (1,8/1,5) miliardi di anni fa a oggi, comprendendo i due terzi della storia del pianeta e abbracciando, per confronto, dalla metà dell'Archeano terrestre, fino all'attuale.

Questo lasso temporale vede Marte con un ambiente freddo, secco e ossidante.^[1] Nonostante il lungo periodo, i cambiamenti geomorfologici superficiali sono rappresentati da processi di carattere modesto e sporadico della craterizzazione da impatto concentrato a livello regionale,^[2] della tettonica e del vulcanismo. Quest'ultimo assieme all'attività fluviale e glaciale^[3]^[4]^[5] suggeriscono che i tassi deposizionali di materiale e le quantità cumulative di modificazione geologica rispetto alle epoche dell'Esperiano, sono state significativamente ridotte,^[6]^[7] così come è avvenuto per i diminuiti tassi di erosione, avendosi comunque un costante degrado atmosferico in continuità con il periodo precedente.^[6]

Anche se limitate in una certa misura, le conseguenze dei bassi tassi deposizionali sono stati gli effetti di alcuni processi esogeni, come quelli glaciali ed eolici. Questi difatti si sono resi più evidenti rispetto alle precedenti epoche. Così caratteristiche distintive dell'Amazzoniano diventano le abbondanti prove dell'azione del ghiaccio, soprattutto nelle medie-alte latitudini e quei processi guidati dalle variazioni di obliquità dell'asse marziano, anche se probabilmente si sono verificati durante tutta la storia del pianeta.^[8] I depositi stratificati polari, per esempio, forniscono principalmente una registrazione degli eventi recenti, ma precedenti simili record probabilmente potrebbero essersi accumulati episodicamente ai poli per tutto il periodo e forse anche precedentemente come ad esempio, durante tutto l'Esperiano, nella Dorsa Argentea Formation,^[9] pur essendo stati successivamente modificati o eliminati.

L'ultima versione della carta geologica al 20.000.000 rilasciata dalla USGS (2014) riporta nell'Amazzoniano l'attività vulcanica che ha visto la costituzione delle maggiori strutture a scudo della regione di Tharsis, ossia gli Olympus, Alba, Ascraeus, Pavonis e Arsia Montes.

^ Bibring J.-P., Langevin Y., Mustard J. F., Poulet F., Arvidson R., Gendrin A., Gondet B., Mangold N., The OMEGA Team, 2006, Global mineralogical and aqueous Mars history derived from OMEGA/Mars Express data., in Science, vol. 312, 2006, pp. 400-404.
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^ ^a ^b Golombek M. P., Grant J. A., Crumpler L., Greeley R., Arvidson R., Bell III J. F., Weitz C. M., Sullivan R., Christensen P. R., Soderblom L. A., Squyres S. W., Erosion rates at the Mars Exploration Rover landing sites and long-term climate change on Mars, in J. Geophys. Res., vol. 111, 2006, DOI:10.1029/2006JE002754.
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^ Head J. W. III e Pratt S., Extensive Hesperian-aged south polar ice sheet on Mars—Evidence for massive melting and retreat, and lateral flow and ponding of meltwater, in Journal of Geophysical Research, vol. 106, E6, 2001, pp. 12275-12299.

[1] Bibring J.-P., Langevin Y., Mustard J. F., Poulet F., Arvidson R., Gendrin A., Gondet B., Mangold N., The OMEGA Team, 2006, Global mineralogical and aqueous Mars history derived from OMEGA/Mars Express data., in Science, vol. 312, 2006, pp. 400-404.

[:1-2] Hartmann W. K. e Neukum G., Cratering chronology and the evolution of Mars, in Space Sci. Rev., vol. 96, 2001, pp. 165-194, DOI:10.1023/A:1011945222010.

[:11-3] Dohm J. M., Anderson R. C., Barlow N. G., e altri 19, Recent geological and hydrological activity on Mars—The Tharsis/Elysium corridor, in Planetary and Space Science, vol. 56, n. 7, 2008, pp. 985-1013, DOI:10.1016/j.pss.2008.01.001.

[4] Neukum G., Basilevsky A. T., Kneissl T., e altri 6, The geologic evolution of Mars—Episodicity of resurfacing events and ages from cratering analysis of image data and correlation with radiometric ages of Martian meteorites, in Earth and Planetary Science Letters, 294,, 2010, pp. 204–222, DOI:10.1016/j.epsl.2009.09.006.

[5] Grant J. A. e Wilson S. A., Late alluvial fan formation in southern Margaritifer Terra, Mars, in Geophysical Research Letters, vol. 38, L08201, 2011, DOI:10.1029/2011GL046844.

[:0-6] Golombek M. P., Grant J. A., Crumpler L., Greeley R., Arvidson R., Bell III J. F., Weitz C. M., Sullivan R., Christensen P. R., Soderblom L. A., Squyres S. W., Erosion rates at the Mars Exploration Rover landing sites and long-term climate change on Mars, in J. Geophys. Res., vol. 111, 2006, DOI:10.1029/2006JE002754.

[7] Tanaka K. L., Robbins S. J., Fortezzo C. M., Skinner J. A., Jr. e Hare T. M., The digital global geologic map of Mars—Chronostratigraphic ages, topographic and crater morphologic characteristics, and updated resurfacing history, in Planetary and Space Science, vol. 95, 2014, pp. 11-24, DOI:10.1016/j.pss.2013.03.006.

[:4-8] Laskar J., Correia A. C. M., Gastineau M., e altri 3, Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars, in Icarus, vol. 170, 2004, pp. 343-364, DOI:10.1016/j.icarus.2004.04.005.

[:3-9] Head J. W. III e Pratt S., Extensive Hesperian-aged south polar ice sheet on Mars—Evidence for massive melting and retreat, and lateral flow and ponding of meltwater, in Journal of Geophysical Research, vol. 106, E6, 2001, pp. 12275-12299.

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