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. 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, della tettonica e del vulcanismo. Quest'ultimo assieme all'attività fluviale e glaciale suggeriscono che i tassi deposizionali di materiale e le quantità cumulative di modificazione geologica rispetto alle epoche dell'Esperiano, sono state significativamente ridotte, così come è avvenuto per i diminuiti tassi di erosione, avendosi comunque un costante degrado atmosferico in continuità con il periodo precedente.
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. 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, 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.
Origine del nome Il nome deriva dall'Amazonis Planitia.
Caratteristiche L'attività vulcanica Rispetto all'Esperiano, l'Amazzoniano ha visto una forte diminuzione delle attività geologiche, tra cui le eruzioni vulcaniche.
L'attività endogena si è svolta in gran parte nella parte centrale e periferica di Tharsis, Elysium e di Alba Mons, dove sono continuati a crescere i grandi vulcani scudi e ad accumularsi le pianure laviche dal periodo precedente. Questo ha permesso di cartografare come unità di Edificio Vulcanico dell'Amazzoniano (simbologia Ave nella carta al 20.000.00 dell'USGS) i più grandi vulcani scudo. L'età dei materiali sepolti all'interno di questi edifici sono sconosciuti e potrebbero essere esperiani o addirittura precedenti, dato che le pianure laviche circostanti il rialzo di Tharsis risalgono almeno all'ultima epoca del Noachiano.
I volumi stimati dei depositi suggeriscono che i tassi medi di eruzione sono scesi da circa 1 km3/anno nell'Esperiano a circa 0,1 km3/ anno nell'Amazzoniano. Questi sono, tuttavia, tassi medi. Il raggruppamento delle età di craterizzazione da impatto, centrate soltanto ad alcune date, suggerisce che il tasso di eruzione era altamente episodico, osservazione supportata dalla natura episodica di formazione delle caldere sui principali vulcani a scudo.
Le estese pianure laviche dell'Amazzoniano vengono a essere morfologicamente distinte dalle equivalenti pianure dell'Esperiano. Queste (Lunae, Solis, Chryse, Hesperia, Syrtis Major, Hellas Planitia, ecc.) presentano in generale numerose creste corrugate e poche strutture di flusso primarie. Al contrario la maggior parte delle pianure dell'ultimo periodo presentano poche creste ma numerose strutture vulcaniche primarie riconducibili a fronti di flusso, canali di lava e linee di fori sulle sommità di tubi lavici. La scarsità delle creste possono riflettere la concentrazione di molti flussi dell'Amazzoniano nella zona centrale di Tharsis dove le sollecitazioni compressive dovute al rigonfiamento sono inferiori rispetto alle regioni periferiche, sebbene una delle pianure più giovani, Amazonis Planitia, periferica al rialzo, mostra poche creste di accavallamento. In alternativa la mancanza di creste corrugate potrebbe essere stata prodotta in una fase avanzata, a causa dell'ispessimento evolutivo della litosfera. Il contrasto in abbondanza delle creste nelle caratteristiche morfologiche del flusso primario è più difficile da comprendere, probabilmente a riflettere le differenze nelle proprietà della lava o nelle condizioni eruttive come il contenuto di volatili, la temperatura, lo stile di emissione (fessurazione oppure per sorgente puntiforme), pendenze regionali, ecc. Ad esempio, potrebbe essere correlato all'apparente stile di flusso basaltico delle pianure dell'Esperiano suggerito dalle larghezze dei dicchi riconosciuti rispetto ai volumi più piccoli che vengono spesso estrusi da edifici centrali, caratteristici dei bacini magmatici poco profondi.
Le età, pari a decine di milioni di anni, dei crateri da impatto per le superfici vulcaniche in Tharsis e Elysium e la cristallizzazione che arriva fino a 150 milioni di anni fa, ricavata dalle meteoriti marziani, suggeriscono che Marte è stato episodicamente attivo, sebbene con tassi bassi, in media sull'ordine dei centinaia di milioni di anni. In particolare una morfologia liscia e scura scoperta in Cerberus Fossae (presso Elysium Planitia), pensata essere un deposito vulcanico, verrebbe a indicare ancora una certa dinamicità degli agenti endogeni marziani. La conformazione geomorfologica si presenta ampia 13 km in larghezza, a goccia, e simmetrica lungo una fessura di emissione e potrebbe essere il risultato di un'eruzione di tipo piroclastico avvenuta circa 50 000 anni fa.
L'attività glaciale Il ghiaccio da acqua probabilmente ha svolto un ruolo significativo nel modificare il paesaggio per gran parte della storia di Marte anche se i suoi effetti sono più evidenti nell'Amazzoniano.
Si ipotizza l'esistenza di estesi depositi lasciati nelle zone di basso topografico durante le grandi inondazioni dell'Esperiano motivo per cui la circumpolare meridionale Argentea Dorsa Formation, potrebbe rappresentare un punto di raccolta di parte di quest'acqua. Depositi ricchi in ghiaccio coprono la maggior parte della superficie a latitudini medio-alte probabilmente presente anche in profondità a causa di glaciazioni verificatesi a livello sia locale sia regionale e in diversi luoghi, comprese le fasce subequatoriali. Inoltre, gran parte del ghiaccio attualmente ai poli sembra essersi accumulato nel tardo Amazzoniano.
Oggi a latitudini medio-alte il ghiaccio è instabile in superficie perché le temperature diurne estive salgono al di sopra del punto di gelo. Tuttavia, le fluttuazioni giornaliere della temperatura si attenuano rapidamente con la profondità, e la modellazione suggerisce che il ghiaccio d'acqua è stabile in molte località all'interno di un poche decine di centimetri di superficie con la profondità, variabile a seconda della latitudine e dell'inerzia termica dei materiali sovrastanti. A latitudini superiori ai 60°, misurazioni prodotte dallo spettrometro a raggi gamma e dei neutroni hanno rilevato ghiaccio a profondità di decine di centimetri sotto uno strato anidro, presenza confermata dal lander Phoenix trovando una tavola a pochi centimetri sotto la superficie. Tuttavia, la quantità rilevata dalle sonde in orbita e dai rover e lander in superficie tramite le loro misurazioni sono risultati di gran lunga superiori a quelle previste dai semplici modelli di diffusione del vapore di ghiaccio negli spazi dei pori della regolite, richiedendo o enormi quantità di depositi di ghiaccio per diffusione secondaria o depositi primari di neve e ghiaccio e formazione di superfici di sublimazione prodotti durante le variazioni climatiche per modifica dell'asse di rotazione oppure dell'orbita.
A latitudini molto inferiori ai 60°, depositi relativamente grandi di ghiaccio non vengono rilevate dagli spettrometri orbitanti sebbene indicatori geologici al suolo, come i terreni modellati e i fori per sublimazione, sono presenti fino a latitudini di 30°. Le osservazioni suggeriscono che potrebbero essere presenti quantità significative di ghiaccio vicino alla superficie fino a basse latitudini, come 25°-30°, a profondità troppo elevate per essere rilevate dagli spettrometri, o al di sotto delle diverse centinaia di chilometri di risoluzione di questi strumenti.
Il ghiaccio superficiale e cicli di obliquità di Marte
Durante i periodi di elevata obliquità il ghiaccio tende a essere guidato dai poli verso le basse latitudini per essere ivi depositato. Il contrario verrebbe a verificarsi nei periodi di basse obliquità. Oggi l'inclinazione dell'asse sembra oscillare tra 15° e 35° circa, con una media attorno ai 24°, sebbene sia stato stimato che la media dell'obliquità nel tempo geologico sia stata di 40° con una probabilità del 63% che questa abbia raggiunto i 60° nell'ultimo miliardo di anni.
A obliquità più alte di 54° il tasso medio di insolazione ai poli è maggiore che all'equatore. La maggior parte dell'insolazione viene ricevuta durante i mesi estivi in cui i poli e le facciate dei pendii polari posti alle medie latitudini vengono costantemente illuminati, provocando così amplificazione dell'onda termica annuale penetrando maggiormente in profondità. Questo significa che il ghiaccio polare può essere facilmente mobilizzato durante i periodi di maggiore obliquità e trasportato verso l'equatore. Con l'obliquità attuale, il ghiaccio superficiale dovrebbe essere presente fino ai 40° di latitudine, ma gli indicatori glaciali indicano la presenza sino a latitudini prossime ai 30°, suggerendo che il ghiaccio al suolo si sia equilibrato con le più comuni condizioni di alta obliquità. È quindi probabile che l'attuale configurazione del ghiaccio polare possa essere atipica, per via della deposizione di ghiaccio a latitudini inferiori molto comune nell'Amazzoniano rispetto a quanto suggerito dalla sua configurazione attuale, un'interpretazione supportata dall'analisi statistica della storia dell'obliquità e dalle prove emergenti per significativi depositi di ghiaccio non polari sempre dell'Amazzoniano in molti depositi posti lontano alle latitudini e longitudini dei poli.