Vulcanismo en Marte

La actividad volcánica, o vulcanismo , ha jugado un papel importante en la evolución geológica de Marte . [2] Los científicos han sabido desde la misión Mariner 9 en 1972 que las características volcánicas cubren grandes porciones de la superficie marciana. Estas características incluyen extensos flujos de lava , vastas llanuras de lava y los volcanes más grandes conocidos del Sistema Solar . [3] [4] Las características volcánicas marcianas varían en edad desde Noé (> 3.700 millones de años) hasta Amazonas tardío (<500 millones de años), lo que indica que el planeta ha sido volcánicamente activo a lo largo de su historia.[5] y algunos especulan que probablemente todavía lo sea hoy. [6] [7] [8] Tanto la Tierra como Marte son planetas grandes y diferenciados construidos conmateriales condríticos similares. [9] Muchos de los mismosprocesos magmáticos que ocurren en la Tierra también ocurrieron en Marte, y ambos planetas son lo suficientemente similares en composición que los mismos nombres se pueden aplicar a sus rocas ígneas y minerales .

Imagen del Mariner 9 de Ascraeus Mons . [1] Esta es una de las primeras imágenes que muestran que Marte tiene grandes volcanes.
Imagen THEMIS de flujos de lava. Tenga en cuenta la forma lobulada de los bordes.
Usar la Tierra para comprender cómo el agua puede haber afectado a los volcanes en Marte.

El vulcanismo es un proceso en el que el magma del interior de un planeta se eleva a través de la corteza y hace erupción en la superficie. Los materiales erupcionados consisten en roca fundida ( lava ), escombros fragmentarios calientes ( tefra o ceniza) y gases . El vulcanismo es una de las principales formas en que los planetas liberan su calor interno. Las erupciones volcánicas producen accidentes geográficos , tipos de rocas y terrenos distintivos que ofrecen una ventana a la composición química, el estado térmico y la historia del interior de un planeta. [10]

El magma es una mezcla compleja a alta temperatura de silicatos fundidos , cristales en suspensión y gases disueltos. El magma en Marte probablemente asciende de manera similar al de la Tierra. [11] Se eleva a través de la corteza inferior en cuerpos diapíricos que son menos densos que el material circundante. A medida que el magma asciende, eventualmente alcanza regiones de menor densidad. Cuando la densidad del magma coincide con la de la roca anfitriona, la flotabilidad se neutraliza y el cuerpo del magma se detiene. En este punto, puede formar una cámara de magma y extenderse lateralmente en una red de diques y alféizares . Posteriormente, el magma puede enfriarse y solidificarse para formar cuerpos ígneos intrusivos ( plutones ). Los geólogos estiman que alrededor del 80% del magma generado en la Tierra se detiene en la corteza y nunca llega a la superficie. [12]

Diagramas esquemáticos que muestran los principios detrás de la cristalización fraccionada en un magma . Mientras se enfría, el magma evoluciona en composición porque diferentes minerales cristalizan a partir de la masa fundida. 1 : el olivino cristaliza; 2 : cristalizan olivino y piroxeno ; 3 : cristalizan piroxeno y plagioclasa ; 4 : la plagioclasa cristaliza. En el fondo del depósito de magma, se forma una roca acumulada .

A medida que el magma asciende y se enfría, sufre muchos cambios de composición complejos y dinámicos. Los minerales más pesados ​​pueden cristalizarse y depositarse en el fondo de la cámara de magma. El magma también puede asimilar porciones de roca huésped o mezclarse con otros lotes de magma. Estos procesos alteran la composición de la masa fundida restante, de modo que cualquier magma que llegue a la superficie puede ser químicamente bastante diferente de su masa fundida original. Se dice que los magmas que han sido así alterados "evolucionaron" para distinguirlos de los magmas "primitivos" que se asemejan más a la composición de la fuente del manto . (Véase diferenciación ígnea y cristalización fraccionada .) Los magmas más evolucionados suelen ser félsicos , que están enriquecidos en sílice , volátiles y otros elementos ligeros en comparación con los magmas primitivos ricos en hierro y magnesio ( máficos ). El grado y la medida en que los magmas evolucionan con el tiempo es una indicación del nivel de calor interno y actividad tectónica de un planeta . La corteza continental de la Tierra está formada por rocas graníticas evolucionadas que se desarrollaron a través de muchos episodios de reprocesamiento magmático. Las rocas ígneas evolucionadas son mucho menos comunes en cuerpos muertos fríos como la Luna. Se cree que Marte, que tiene un tamaño intermedio entre la Tierra y la Luna, es intermedio en su nivel de actividad magmática.

A menor profundidad en la corteza, la presión litostática sobre el cuerpo de magma disminuye. La presión reducida puede hacer que los gases ( volátiles ), como el dióxido de carbono y el vapor de agua, se disuelvan de la masa fundida en una espuma de burbujas de gas. La nucleación de burbujas provoca una rápida expansión y enfriamiento de la masa fundida circundante, produciendo fragmentos vidriosos que pueden estallar explosivamente como tefra (también llamados piroclásticos ). La tefra de grano fino se conoce comúnmente como ceniza volcánica . El hecho de que un volcán entre en erupción explosiva o efusivamente como lava fluida depende de la composición del deshielo. Los magmas felésicos de composición andesítica y riolítica tienden a erupcionar de manera explosiva. Son muy viscosos (espesos y pegajosos) y ricos en gases disueltos. Los magmas máficos, por otro lado, son bajos en volátiles y comúnmente erupcionan efusivamente como flujos de lava basáltica . Sin embargo, estas son solo generalizaciones. Por ejemplo, el magma que entra en contacto repentino con aguas subterráneas o superficiales puede estallar violentamente en explosiones de vapor llamadas erupciones hidromagmáticas ( freatomagmáticas o freáticas ). Los magmas en erupción también pueden comportarse de manera diferente en planetas con diferentes composiciones interiores, atmósferas y campos gravitacionales .

Diferencias en estilos volcánicos entre la Tierra y Marte

Planeta Marte : gases volátiles ( rover Curiosity , octubre de 2012)

La forma más común de vulcanismo en la Tierra es basáltica. Los basaltos son rocas ígneas extrusivas derivadas del derretimiento parcial del manto superior. Son ricos en minerales de hierro y magnesio ( máficos ) y comúnmente de color gris oscuro. Es casi seguro que el principal tipo de vulcanismo en Marte es también basáltico. [13] En la Tierra, los magmas basálticos comúnmente erupcionan como flujos altamente fluidos, que emergen directamente de los respiraderos o se forman por la coalescencia de coágulos fundidos en la base de las fuentes de fuego ( erupción hawaiana ). Estos estilos también son comunes en Marte, pero la menor gravedad y presión atmosférica en Marte permiten que la nucleación de burbujas de gas (ver arriba) ocurra más fácilmente y a mayores profundidades que en la Tierra. Como consecuencia, los volcanes basálticos de Marte también son capaces de hacer erupción de grandes cantidades de ceniza en erupciones de estilo pliniano . En una erupción pliniana, la ceniza caliente se incorpora a la atmósfera, formando una enorme columna convectiva (nube). Si se incorpora una atmósfera insuficiente, la columna puede colapsar para formar flujos piroclásticos . [14] Las erupciones plinianas son raras en los volcanes basálticos de la Tierra, donde tales erupciones se asocian más comúnmente con magmas andesíticos o riolíticos ricos en sílice (por ejemplo, el monte St. Helens ).

Debido a que la menor gravedad de Marte genera menos fuerzas de flotabilidad en el magma que se eleva a través de la corteza, se cree que las cámaras de magma que alimentan a los volcanes en Marte son más profundas y mucho más grandes que las de la Tierra. [15] Si un cuerpo de magma en Marte va a llegar lo suficientemente cerca de la superficie para hacer erupción antes de solidificarse, debe ser grande. En consecuencia, las erupciones en Marte son menos frecuentes que en la Tierra, pero son de enorme escala y tasa eruptiva cuando ocurren. De manera algo paradójica, la menor gravedad de Marte también permite flujos de lava más largos y extendidos. Las erupciones de lava en Marte pueden ser inimaginablemente enormes. Recientemente se ha descrito un vasto flujo de lava del tamaño del estado de Oregón en el oeste de Elysium Planitia . Se cree que el flujo se ha emplazado de manera turbulenta en el lapso de varias semanas y se cree que es uno de los flujos de lava más jóvenes de Marte. [16] [17]

Primera vista de difracción de rayos X del suelo marciano : el análisis CheMin revela minerales (incluidos feldespato , piroxenos y olivino ) que sugieren " suelos basálticos erosionados " de los volcanes hawaianos ( rover Curiosity en " Rocknest ", 17 de octubre de 2012). [18] Cada anillo es un pico de difracción que corresponde a una distancia átomo-átomo específica, que son lo suficientemente únicos como para identificar minerales. Los anillos más pequeños corresponden a características más grandes y viceversa.

Los escenarios tectónicos de los volcanes de la Tierra y Marte son muy diferentes. La mayoría de los volcanes activos en la Tierra ocurren en largas cadenas lineales a lo largo de los límites de las placas, ya sea en zonas donde la litosfera se está separando ( límites divergentes ) o siendo subducida nuevamente dentro del manto ( límites convergentes ). Debido a que Marte actualmente carece de tectónica de placas , los volcanes no muestran el mismo patrón global que en la Tierra. Los volcanes marcianos son más análogos a los volcanes terrestres de placa media, como los de las islas hawaianas , que se cree que se formaron sobre un penacho de manto estacionario . [19] (Ver punto caliente ). La tefra paragenética de un cono de ceniza hawaiano se ha extraído para crear un simulante de regolito marciano para que lo utilicen los investigadores desde 1998. [20] [21]

Los volcanes más grandes y conspicuos de Marte se encuentran en las regiones de Tharsis y Elysium . Estos volcanes son sorprendentemente similares a los volcanes en escudo de la Tierra. Ambos tienen flancos de pendiente poco profunda y calderas en la cima . La principal diferencia entre los volcanes en escudo marciano y los de la Tierra es el tamaño: los volcanes en escudo marciano son verdaderamente colosales. Por ejemplo, el volcán más alto de Marte, Olympus Mons , tiene 550 km de ancho y 21 km de alto. Es casi 100 veces mayor en volumen que Mauna Loa en Hawai , el volcán en escudo más grande de la Tierra. Los geólogos creen que una de las razones por las que los volcanes en Marte pueden crecer tanto es porque Marte carece de tectónica de placas. La litosfera marciana no se desliza sobre el manto superior ( astenosfera ) como en la Tierra, por lo que la lava de un punto caliente estacionario puede acumularse en un lugar de la superficie durante mil millones de años o más.

El 17 de octubre de 2012, el rover Curiosity en el planeta Marte en " Rocknest " realizó el primer análisis de difracción de rayos X del suelo marciano . Los resultados del analizador CheMin del rover revelaron la presencia de varios minerales, incluidos feldespato , piroxenos y olivino , y sugirieron que el suelo marciano de la muestra era similar a los " suelos basálticos erosionados " de los volcanes hawaianos . [18] En julio de 2015, el mismo rover identificó tridimita en una muestra de roca del cráter Gale, lo que llevó a los científicos a creer que el vulcanismo silícico podría haber desempeñado un papel mucho más frecuente en la historia volcánica del planeta de lo que se pensaba anteriormente. [22]

Provincia volcánica de Tharsis

MOLA mapa coloreado en relieve sombreado del hemisferio occidental de Marte que muestra el bulto de Tharsis (tonos de rojo y marrón). Los volcanes altos parecen blancos.
Imagen del orbitador vikingo de los tres Tharsis Montes : Arsia Mons (abajo), Pavonis Mons (centro) y Ascraeus Mons (arriba)

El hemisferio occidental de Marte está dominado por un enorme complejo volcánico-tectónico conocido como la región de Tharsis o el abultamiento de Tharsis. Esta inmensa y elevada estructura tiene miles de kilómetros de diámetro y cubre hasta el 25% de la superficie del planeta. [23] Con un promedio de 7 a 10 km por encima del nivel de referencia (nivel del "mar" marciano), Tharsis contiene las elevaciones más altas del planeta. Tres volcanes enormes, Ascraeus Mons , Pavonis Mons y Arsia Mons (conocidos colectivamente como Tharsis Montes ), se encuentran alineados de noreste a suroeste a lo largo de la cresta del bulto. La vasta Alba Mons (antes Alba Patera) ocupa la parte norte de la región. El enorme volcán en escudo Olympus Mons se encuentra frente a la protuberancia principal, en el extremo occidental de la provincia.

Construido por incontables generaciones de flujos de lava y cenizas, el abultamiento de Tharsis contiene algunos de los flujos de lava más jóvenes de Marte, pero se cree que el abultamiento en sí es muy antiguo. La evidencia geológica indica que la mayor parte de la masa de Tharsis estaba en su lugar al final del Período de Noé, hace unos 3.700 millones de años (Gya). [24] Tharsis es tan masiva que ha ejercido una tremenda tensión en la litosfera del planeta , generando inmensas fracturas extensionales ( grabens y valles de rift ) que se extienden hasta la mitad del planeta. [25] La masa de Tharsis podría incluso haber alterado la orientación del eje de rotación de Marte, provocando cambios climáticos. [26] [27]

Tharsis Montes

Mapa topográfico centrado en el Olimpo y Tharsis

Los tres Tharsis Montes son volcanes en escudo centrados cerca del ecuador a una longitud de 247 ° E. Todos tienen varios cientos de kilómetros de diámetro y su altura varía de 14 a 18 km. Arsia Mons , la más meridional del grupo, tiene una gran caldera en la cima de 130 kilómetros (81 millas) de ancho y 1,3 kilómetros (0,81 millas) de profundidad. Pavonis Mons , el volcán del medio, tiene dos calderas anidadas, la más pequeña tiene casi 5 kilómetros (3,1 millas) de profundidad. Ascraeus Mons, en el norte, tiene un complejo conjunto de calderas intercaladas y una larga historia de erupciones que se cree que abarca la mayor parte de la historia de Marte. [28]

Los tres Tharsis Montes están a unos 700 kilómetros (430 millas) de distancia. Muestran una alineación distintiva noreste-suroeste que ha sido fuente de cierto interés. Ceraunius Tholus y Uranius Mons siguen la misma tendencia hacia el noreste, y los delantales de flujos de lava jóvenes en los flancos de los tres Tharsis Montes están alineados en la misma orientación noreste-suroeste. Esta línea marca claramente una característica estructural importante en la corteza marciana, pero su origen es incierto.

Tholi y paterae

Además de los grandes volcanes en escudo, Tharsis contiene varios volcanes más pequeños llamados tholi y paterae . Los tholi son edificios en forma de cúpula con flancos mucho más empinados que los escudos Tharsis más grandes. Sus calderas centrales también son bastante grandes en proporción a los diámetros de su base. La densidad de los cráteres de impacto en muchos de los tholi indica que son más antiguos que los grandes escudos, ya que se formaron entre la época tardía de Noé y la temprana Hesperia. Ceraunius Tholus y Uranius Tholus tienen flancos densamente canalizados, lo que sugiere que las superficies de los flancos están formadas por material fácilmente erosionable, como la ceniza. La edad y la morfología de los tholi proporcionan una fuerte evidencia de que los tholi representan las cumbres de los antiguos volcanes en escudo que han sido enterrados en gran parte por grandes espesores de coladas de lava más jóvenes. [29] Según una estimación, el Tharsis tholi puede estar enterrado por hasta 4 km de lava. [30]

Patera (pl. Paterae) es el latín para un cuenco poco profundo para beber. El término se aplicó a ciertos cráteres de bordes festoneados mal definidos que aparecían en las primeras imágenes de las naves espaciales como grandes calderas volcánicas. Las paterae más pequeñas en Tharsis parecen ser morfológicamente similares a las tholi, excepto por tener calderas más grandes. Al igual que los tholi, los Tharsis paterae probablemente representan las cimas de volcanes en escudo más grandes, ahora enterrados. Históricamente, el término patera se ha utilizado para describir todo el edificio de ciertos volcanes en Marte (por ejemplo, Alba Patera). En 2007, la Unión Astronómica Internacional (IAU) redefinió los términos Alba Patera , Uranius Patera y Ulysses Patera para referirse únicamente a las calderas centrales de estos volcanes. [31]

  • 2001 Mars Odyssey THEMIS mosaico de Uranius Tholus (volcán superior) y Ceraunius Tholus (volcán inferior). Este último es tan alto como el Monte Everest de la Tierra.

  • 2001 Mars Odyssey THEMIS mosaico de Tharsis Tholus .

  • Parte occidental de Jovis Tholus , visto por THEMIS .

  • Vecino Biblis y Ulysses tholi (mosaico IR diurno THEMIS).

  • Ulysses Tholus, con su ubicación en relación con otros volcanes mostrada (foto de THEMIS).

Olympus Mons

Olympus Mons es el gran volcán más joven y más alto de Marte. Se encuentra a 1200 km al noroeste de Tharsis Montes, justo al lado del borde occidental del abultamiento de Tharsis. Su cumbre está a 21 km sobre el nivel de referencia (nivel del "mar" de Marte) y tiene un complejo de calderas centrales que consta de seis calderas anidadas que juntas forman una depresión de 72 x 91 km de ancho y 3,2 km de profundidad. Como volcán en escudo, tiene un perfil extremadamente bajo con pendientes poco profundas que promedian entre 4 y 5 grados. El volcán fue construido por miles de flujos individuales de lava altamente fluida. Una escarpa irregular, en lugares de hasta 8 km de altura, se encuentra en la base del volcán, formando una especie de pedestal sobre el cual se asienta el volcán. En varios lugares alrededor del volcán, se pueden ver inmensos flujos de lava que se extienden hacia las llanuras adyacentes, enterrando la escarpa. En imágenes de resolución media (100 m / pixel), la superficie del volcán tiene una fina textura radial debido a los innumerables flujos y canales de lava nivelados que recubren sus flancos.

  • Amplia vista de la aureola de Olympus Mons, escarpe y caldera

  • Amplia vista de lava que fluye sobre el acantilado alrededor de Olympus Mons, visto por CTX

  • Vista cercana de lava moviéndose sobre un acantilado alrededor de Olympus Mons, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

  • Flujos de lava en Olympus Mons con flujos más viejos y más jóvenes etiquetados, como los ve HiRISE en el programa HiWish

Alba Mons (Alba Patera)

  • Mapas de relieve sombreado de MOLA que muestran la ubicación de Alba Mons

Alba Mons , ubicada en la región norteña de Tharsis, es una estructura volcánica única, sin contraparte en la Tierra ni en ningún otro lugar de Marte. Los flancos del volcán tienen pendientes extremadamente bajas caracterizadas por extensos flujos de lava y canales. La pendiente media de los flancos en Alba Mons es de solo 0,5 °, más de cinco veces más baja que las pendientes de los otros volcanes Tharsis. El volcán tiene un edificio central de 350 km de ancho y 1,5 km de alto con un complejo de doble caldera en la cima. Rodeando el edificio central hay un anillo incompleto de fracturas. Los flujos relacionados con el volcán se pueden rastrear tan al norte como 61 ° N y tan al sur como 26 ° N. Si se cuentan estos campos de flujo generalizados, el volcán se extiende 2000 km de norte a sur y 3000 km de este a oeste, lo que lo convierte en una de las características volcánicas más extensas del Sistema Solar. [32] [33] [34] La mayoría de los modelos geológicos sugieren que Alba Mons se compone de flujos de lava basáltica altamente fluidos, pero algunos investigadores han identificado posibles depósitos piroclásticos en los flancos del volcán. [35] [36] Debido a que Alba Mons se encuentra en la antípoda de la cuenca de impacto de Hellas , algunos investigadores han conjeturado que la formación del volcán puede haber estado relacionada con el debilitamiento de la corteza por el impacto de Hellas , que produjo fuertes ondas sísmicas que se concentraron en el lado opuesto del planeta. [37]

Provincia volcánica de Elysium

Vista de MOLA de la provincia de Elysium. Elysium Mons está en el centro. Albor Tholus y Hecates Tholus están en la parte inferior y superior, respectivamente.

Un centro volcánico más pequeño se encuentra a varios miles de kilómetros al oeste de Tharsis en Elysium . El complejo volcánico Elysium tiene unos 2.000 kilómetros de diámetro y consta de tres volcanes principales, Elysium Mons , Hecates Tholus y Albor Tholus . El extremo noroeste de la provincia se caracteriza por grandes canales ( Granicus y Tinjar Valles) que emergen de varios grabens en los flancos del Elysium Mons. Los grabens pueden haberse formado a partir de diques subterráneos . Los diques pueden haber fracturado la criosfera , liberando grandes volúmenes de agua subterránea para formar los canales. Asociados con los canales hay depósitos sedimentarios generalizados que pueden haberse formado a partir de corrientes de lodo o lahares . [38] Se cree que el grupo de volcanes Elysium es algo diferente del Tharsis Montes, ya que el desarrollo del primero involucró tanto lavas como piroclásticos . [39]

Elysium Mons es el edificio volcánico más grande de la provincia. Tiene 375 km de ancho (dependiendo de cómo se defina la base) y 14 km de alto. Tiene una caldera simple y única en su cima que mide 14 km de ancho y 100 m de profundidad. El volcán tiene un perfil claramente cónico, lo que lleva a algunos a llamarlo estratocono ; [40] sin embargo, dadas las pendientes predominantemente bajas, probablemente sea un escudo. Elysium Mons es solo una quinta parte del volumen de Arsia Mons. [38]

Hécates Tholus tiene 180 km de ancho y 4.8 km de alto. Las laderas del volcán están fuertemente diseccionadas con canales, lo que sugiere que el volcán está compuesto de material fácilmente erosionable, como ceniza volcánica. Se desconoce el origen de los canales; se han atribuido a la lava, los flujos de ceniza o incluso al agua de la nieve o la lluvia. [41] Albor Tholus, el más meridional de los volcanes Elysium, tiene 150 km de diámetro y 4,1 km de altura. Sus laderas son más suaves y con menos cráteres que las laderas de los otros volcanes Elysium. [42]

  • Balsas de lava, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Elysium .

Syrtis Major

Syrtis Major Planum es un vasto volcán en escudo de edad Hesperiana ubicado dentro de la característica del albedo que lleva el mismo nombre. El volcán tiene 1200 km de diámetro pero solo 2 km de altura. [43] Tiene dos calderas, Meroe Patera y Nili Patera. Los estudios que involucran el campo de gravedad regional sugieren que una cámara de magma solidificada de al menos 5 km de espesor se encuentra debajo de la superficie. [44] Syrtis Major es de interés para los geólogos porque se han detectado dacita y granito desde naves espaciales en órbita. Las dacitas y los granitos son rocas ricas en sílice que cristalizan a partir de un magma que evoluciona y se diferencia más químicamente que el basalto. Pueden formarse en la parte superior de una cámara de magma después de que los minerales pesados, como el olivino y el piroxeno (los que contienen hierro y magnesio ), se hayan asentado en el fondo. [45] Las dacitas y los granitos son muy comunes en la Tierra pero raros en Marte.

Arabia Terra

Arabia Terra es una gran región de tierras altas en el norte de Marte que se encuentra principalmente en el cuadrilátero de Arabia . Varios cráteres de forma irregular que se encuentran dentro de la región representan un tipo de construcción volcánica de las tierras altas que, en conjunto, representan una provincia ígnea marciana. [5] Las paterae de bajo relieve dentro de la región poseen una variedad de características geomórficas, que incluyen colapso estructural, vulcanismo efusivo y erupciones explosivas, que son similares a los supervolcanes terrestres . [5] Las enigmáticas llanuras montañosas de la región pueden haber sido formadas, en parte, por el flujo relacionado de lavas. [5]

Highland paterae

Vista del orbitador vikingo de Peneus Patera (izquierda) y Amphitrites Patera (derecha). Ambos son antiguos edificios volcánicos al suroeste de Hellas.

En el hemisferio sur, particularmente alrededor de la cuenca de impacto de Hellas, hay varias estructuras volcánicas planas llamadas paterae de las tierras altas. [46] Estos volcanes son algunos de los edificios volcánicos identificables más antiguos de Marte. [47] Se caracterizan por tener perfiles extremadamente bajos con crestas y canales altamente erosionados que irradian hacia afuera desde un complejo de caldera central degradado. Incluyen Tyrrhena Patera , Hadriaca Patera al noreste de Hellas y Amphitrites Patera , Peneus Patera , Malea Patera y Pityusa Patera al suroeste de Hellas. La evidencia geomorfológica sugiere que la patera de las tierras altas se produjo a través de una combinación de flujos de lava y piroclásticos de la interacción del magma con el agua. Algunos investigadores especulan que la ubicación de las paterae de las tierras altas alrededor de Hellas se debe a fracturas profundas causadas por el impacto que proporcionó conductos para que el magma subiera a la superficie. [48] [49] [50] Aunque no son muy altas, algunas paterae cubren áreas grandes — Amphrites Patera, por ejemplo, cubre un área más grande que Olympus Mons mientras que Pityusa Patera, la más grande, tiene una caldera casi lo suficientemente grande como para caber Olympus Mons en su interior.

Llanuras volcánicas

Las llanuras volcánicas están muy extendidas en Marte. Se reconocen comúnmente dos tipos de llanuras: aquellas donde las características del flujo de lava son comunes y aquellas donde las características del flujo generalmente están ausentes, pero se infiere un origen volcánico por otras características. Las llanuras con abundantes flujos de lava se encuentran en y alrededor de las grandes provincias volcánicas de Tharsis y Elysium. [51] Las características de flujo incluyen morfologías de flujo laminar y de flujo alimentado por tubos y canales. Los flujos laminares muestran lóbulos de flujo complejos y superpuestos y pueden extenderse por muchos cientos de kilómetros desde sus áreas de origen. [52] Los flujos de lava pueden formar un tubo de lava cuando las capas superiores expuestas de lava se enfrían y solidifican para formar un techo mientras la lava debajo continúa fluyendo. A menudo, cuando toda la lava restante sale del tubo, el techo se derrumba para formar un canal o una línea de cráteres de pozo ( catena ). [53]

Un tipo inusual de característica de flujo ocurre en las llanuras de Cerberus al sur de Elysium y en Amazonis. Estos flujos tienen una textura en placas quebradas, que consiste en losas oscuras a escala de kilómetros incrustadas en una matriz de tonos claros. Se han atribuido a losas de lava solidificada flotando en un subsuelo aún fundido. Otros han afirmado que las losas rotas representan un bloque de hielo que se congeló sobre un mar que se acumuló en el área después de liberaciones masivas de agua subterránea del área de Cerberus Fossae .

El segundo tipo de llanuras volcánicas (llanuras estriadas) se caracterizan por abundantes crestas arrugadas . Las características del flujo volcánico son raras o ausentes. Se cree que las llanuras estriadas son regiones de extensos basaltos inundables , por analogía con la maría lunar . Las llanuras estriadas constituyen aproximadamente el 30% de la superficie marciana [54] y son más prominentes en Lunae, Hesperia y Malea Plana, así como en gran parte de las tierras bajas del norte. Las llanuras estriadas son todas de edad Hesperiana y representan un estilo de vulcanismo predominante a nivel mundial durante ese período de tiempo. El período Hesperiano lleva el nombre de las llanuras estriadas de Hesperia Planum.

Volcanismo de corriente potencial

Imagen HiRISE de posibles conos desarraigados al este de la región de Elysium. Se interpreta que las cadenas de anillos son causadas por explosiones de vapor cuando la lava se movió sobre un suelo rico en hielo de agua.
" Conos sin raíces " en Marte - debido a los flujos de lava que interactúan con el agua ( MRO , 4 de enero de 2013) ( 21 ° 57′54 ″ N 197 ° 48′25 ″ E / 21.965 ° N 197.807 ° E / 21,965; 197.807)

Los científicos nunca han registrado una erupción volcánica activa en la superficie de Marte; [55] además, las búsquedas de firmas térmicas y cambios en la superficie durante la última década no han arrojado ninguna evidencia positiva de vulcanismo activo. [7]

Sin embargo, el orbitador Mars Express de la Agencia Espacial Europea fotografió flujos de lava que se interpretaron en 2004 como ocurridos en los últimos dos millones de años, lo que sugiere una actividad geológica relativamente reciente. [56] Un estudio actualizado en 2011 estimó que los flujos de lava más jóvenes ocurrieron en las últimas decenas de millones de años. [57] Los autores consideran que esta edad hace posible que Marte aún no se haya extinguido volcánicamente. [7] [57]

La misión del módulo de aterrizaje InSight determinará si hay alguna actividad sísmica , medirá la cantidad de flujo de calor desde el interior, estimará el tamaño del núcleo de Marte y si el núcleo es líquido o sólido. [58]

En noviembre de 2020, los astrónomos informaron evidencia recién encontrada de actividad volcánica en Marte tan recientemente como hace 53.000 años. Tal actividad podría haber proporcionado el medio ambiente, en términos de energía y productos químicos, necesario para sustentar las formas de vida . [59] [60]

Volcanes y hielo

Se cree que hay grandes cantidades de hielo de agua en el subsuelo marciano. La interacción del hielo con la roca fundida puede producir distintos accidentes geográficos. En la Tierra, cuando el material volcánico caliente entra en contacto con el hielo de la superficie, se pueden formar grandes cantidades de agua líquida y lodo que fluyen catastróficamente cuesta abajo a medida que fluyen detritos masivos ( lahares ). Algunos canales en áreas volcánicas marcianas, como Hrad Vallis cerca de Elysium Mons , pueden haber sido tallados o modificados de manera similar por lahares. [61] La lava que fluye sobre un suelo saturado de agua puede hacer que el agua entre en erupción violentamente en una explosión de vapor (ver erupción freática ), produciendo pequeños accidentes geográficos similares a volcanes llamados pseudocráteres o conos desarraigados. En Elysium, Amazonis , Isidis y Chryse Planitiae se encuentran características que se asemejan a los conos desarraigados terrestres . [62] Además, el freatomagmatismo produce anillos de toba o conos de toba en la Tierra y también se espera la existencia de accidentes geográficos similares en Marte. [63] Se sugirió su existencia en la región de Nepenthes / Amenthes . [64] Finalmente, cuando un volcán entra en erupción debajo de una capa de hielo, puede formar una forma de relieve distinta, similar a una mesa, llamada tuya o montaña de la mesa. Algunos investigadores [65] citan evidencia geomórfica de que muchos de los depósitos interiores estratificados en Valles Marineris pueden ser el equivalente marciano de las tuyas.

Imagen THEMIS de Hrad Vallis . Este valle puede haberse formado cuando las erupciones en el complejo volcánico Elysium Mons derritieron el suelo o el hielo de la superficie.

Límites tectónicos

Se han descubierto límites tectónicos en Marte. Valles Marineris es un límite tectónico deslizante horizontalmente que divide dos grandes placas parciales o completas de Marte. El hallazgo reciente sugiere que Marte es geológicamente activo con ocurrencias en millones de años. [66] [67] [68] Ha habido evidencia previa de la actividad geológica de Marte. El Mars Global Surveyor (MGS) descubrió bandas magnéticas en la corteza de Marte, [69] especialmente en los cuadrángulos Phaethontis y Eridania . El magnetómetro del MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km de ancho que corrían aproximadamente paralelas hasta 2000 km. Estas franjas alternan en polaridad con el polo norte magnético de uno apuntando hacia arriba desde la superficie y el polo norte magnético del siguiente apuntando hacia abajo. Cuando se descubrieron franjas similares en la Tierra en la década de 1960, se tomaron como evidencia de tectónica de placas . Sin embargo, existen algunas diferencias entre las bandas magnéticas de la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, mucho más fuertemente magnetizadas y no parecen extenderse desde una zona de extensión de la corteza media. Debido a que el área con las bandas magnéticas tiene aproximadamente 4 mil millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró solo los primeros cientos de millones de años de la vida de Marte. En ese momento, la temperatura del hierro fundido en el núcleo del planeta podría haber sido lo suficientemente alta como para mezclarlo en una dinamo magnética. La roca más joven no muestra rayas. Cuando la roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe 2 O 3 ), se enfría y solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo de fondo. Este magnetismo se pierde solo si la roca se calienta posteriormente por encima de la temperatura de Curie , que es de 770 ° C para el hierro puro, pero más baja para óxidos como la hematita (aproximadamente 650 ° C) o la magnetita (aproximadamente 580 ° C). [70] El magnetismo que queda en las rocas es un registro del campo magnético cuando la roca se solidificó. [71]

Magnetismo de la corteza de Marte

Las características volcánicas de Marte se pueden comparar con los puntos calientes geológicos de la Tierra . Pavonis Mons es el centro de tres volcanes (conocidos colectivamente como Tharsis Montes) en el abultamiento de Tharsis cerca del ecuador del planeta Marte. Los otros volcanes Tharsis son Ascraeus Mons y Arsia Mons. Los tres Tharsis Montes, junto con algunos volcanes más pequeños al norte, forman una línea recta. Esta disposición sugiere que se formaron por una placa de la corteza que se movía sobre un punto caliente. Tal disposición existe en el Océano Pacífico de la Tierra como las Islas Hawaianas . Las islas hawaianas están en línea recta, con las más jóvenes en el sur y las más antiguas en el norte. Entonces, los geólogos creen que la placa se está moviendo mientras una columna estacionaria de magma caliente se eleva y atraviesa la corteza para producir montañas volcánicas. Sin embargo, se cree que el volcán más grande del planeta, Olympus Mons, se formó cuando las placas no se movían. Es posible que Olympus Mons se haya formado justo después de que se detuviera el movimiento del plato. Las llanuras parecidas a yeguas en Marte tienen aproximadamente entre 3 y 3,5 mil millones de años. [72] Los volcanes de escudo gigante son más jóvenes, se formaron hace entre 1 y 2 mil millones de años. Olympus Mons puede ser "tan joven como 200 millones de años". [73]

Norman H. Sleep, profesor de geofísica en la Universidad de Stanford, describió cómo los tres volcanes que forman una línea a lo largo de Tharsis Ridge pueden ser volcanes de arco de islas extintas como la cadena de islas japonesas. [74]

Ver también

  • Geología de Marte  : estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Marte
  • Géiseres en Marte  - Erupciones putativas de gas CO2 y polvo en Marte
  • Marsquake
  • Vulcanismo en Venus
  • Vulcanismo en Io  - Vulcanismo de Io, una luna de Júpiter

Referencias

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Bibliografía

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enlaces externos

  • Los volcanes de Marte
  • Geología de Marte - Vulcanismo
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