Фундаментальной задачей планетологии является определение того, как поверхность планеты изменялась со временем. Это даёт информацию о процессах, как происходящих внутри неё (землетрясениях, извержениях вулканов), так и о действующих извне (например, падении астероидов). Для этого нужно определить возраст каждого участка поверхности. На Земле это легко сделать, имея доступ к слоям пород, расположенным один над другим: очевидно, что каждый более глубокий слой старше предыдущего; например, в Большом Каньоне их последовательность даже можно наблюдать непосредственно. Процесс определения возраста слоёв поверхности по соотношению между ними называется стратиграфией. Кроме того, на Земле возраст породы можно определить и напрямую методом радиометрического датирования. Но для Марса возможно изучать его поверхность лишь по материалам, полученным космическими аппаратами.
Поскольку наиболее примечательной отличительной особенностью снимков поверхности Марса является большое число кратеров, наиболее очевидным представляется датирование на основании распределения кратеров: можно начать с общего предположения, что чем больше кратеров, тем старше порода.
Согласно принятой на сегодняшний день теории, планеты формировались путём аккреции более мелких тел, которые сталкивались с ними и вносили свой вклад в их массу. Поскольку крупных тел изначально было меньше, они соударялись с планетой лишь на начальном этапе, затем остались только мелкие и наконец, столкновения вообще практически прекратились. Так что, грубо говоря, чем больше кратер, тем он старше. Соответственно, можно выделить 3 основных этапа формирования кратеров[1]:
Если бы никаких процессов, изменяющих поверхность Марса, не происходило, вся она была бы равномерно покрыта крупными и мелкими кратерами. Но можно видеть, что это не так: есть несколько областей с большим числом крупных (более 300 км диаметром) кратеров, большая часть южного полушария покрыта только мелкими кратерами, а на оставшейся поверхности северного полушария кратеров почти нет. На основании этого принято выделять 3 периода, когда сформировались эти участки поверхности Марса[2][3]:
Термин происходит от названия земли Ноя[англ.]. В основе датировки — образование бассейна Эллада, нагорья Фарсида и долин Маринера 3,8-4,1 млрд лет назад[4].
О том, что происходило в донойский период, известно мало. Установлено только, что его характеризовало возможное наличие магнитного поля и многочисленные столкновения с космическими телами, одно из которых, вероятно, и повлекло за собой т.н. глобальную дихотомию[англ.] Марса.