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Alba Mons
Alba Mons Viking DIM.jpg
Imagen vikinga de Alba Mons. El relieve del volcán es apenas visible en fotografías orbitales. El amplio sistema de fracturas en el lado este del volcán (derecha) se llama Tantalus Fossae . El sistema de fracturas más estrecho en el flanco occidental es Alba Fossae. (Viking color MDIM 2.1)
Coordenadas40 ° 30'N 250 ° 24'E / 40,5 ° N 250,4 ° E / 40,5; 250,4Coordenadas : 40.5 ° N 250.4 ° E40 ° 30'N 250 ° 24'E /  / 40,5; 250,4[1]

Alba Mons (anteriormente y todavía ocasionalmente conocido como Alba Patera , un término que desde entonces se ha restringido a la caldera de la cumbre del volcán; [2] también conocido inicialmente como el anillo de Arcadia [3] ) es un volcán ubicado en la región norte de Tharsis del planeta Marte . Es el volcán más grande de Marte en términos de área, con campos de flujo volcánico que se extienden por al menos 1.350 km (840 millas) desde su cumbre. [4] Aunque el volcán tiene una extensión comparable a la de los Estados Unidos , alcanza una elevación de sólo 6,8 km (22 000 pies) en su punto más alto. [5] Esto es aproximadamente un tercio de la altura deOlympus Mons , el volcán más alto del planeta. [6] Los flancos de Alba Mons tienen pendientes muy suaves. La pendiente promedio a lo largo del flanco norte (y más empinado) del volcán es de 0,5 °, que es cinco veces más baja que las pendientes de los otros volcanes grandes de Tharsis . [5] [7] En un perfil amplio, Alba Mons se asemeja a una gran roncha, pero apenas elevada, en la superficie del planeta. [8] Es una estructura volcánica única sin contraparte en la Tierra ni en ningún otro lugar de Marte. [5]

Además de su gran tamaño y bajo relieve , Alba Mons tiene otras características distintivas. La parte central del volcán está rodeada por un anillo incompleto de fallas ( graben ) y fracturas, llamado Alba Fossae en el flanco occidental del volcán y Tantalus Fossae en el flanco oriental. El volcán también tiene flujos de lava muy largos y bien conservados que forman un patrón radiante desde la región central del volcán. La enorme longitud de algunos flujos individuales (> 300 km (190 millas)) implica que las lavas eran muy fluidas (baja viscosidad ) y de gran volumen. [9] Muchos de los flujos tienen morfologías distintivas, que consisten en largos,crestas sinuosas con canales de lava centrales discontinuos. Las áreas bajas entre las crestas (particularmente a lo largo del flanco norte del volcán) muestran un patrón ramificado de barrancos y canales poco profundos ( redes de valles ) que probablemente se formaron por la escorrentía de agua. [10]

Alba Mons tiene algunos de los depósitos volcánicos más antiguos de la región de Tharsis . La evidencia geológica indica que la actividad volcánica significativa terminó mucho antes en Alba Mons que en los volcanes Olympus Mons y Tharsis Montes . Los depósitos volcánicos de Alba Mons varían en edad desde Hesperiano hasta el Amazonas temprano [11] (aproximadamente 3.6 [12] a 3.2 mil millones de años [13] ).

Origen del nombre

Durante años, el nombre formal del volcán fue Alba Patera. Patera (pl. Paterae ) es el latín para un cuenco o platillo poco profundo para beber. El término se aplicó a ciertos cráteres de bordes festoneados mal definidos que parecían ser de origen volcánico (o sin impacto ) en las primeras imágenes de las naves espaciales . [14] En septiembre de 2007, la Unión Astronómica Internacional (IAU) cambió el nombre del volcán Alba Mons (Montaña Alba), reservando el término Alba Patera para las dos depresiones centrales del volcán ( calderas ). [1] Sin embargo, el volcán entero todavía se llama comúnmente Alba Patera en la literatura científica planetaria. [15]

Mapa topográfico MOLA de Alba Mons y alrededores. El edificio principal aparece en colores de rojo a naranja; el delantal circundante está en tonos de amarillo anaranjado a verde. El relieve es mayor hacia el norte porque el volcán se extiende a ambos lados del límite de la dicotomía . El terreno elevado de Ceraunius Fossae , que subyace a parte del volcán, se extiende hacia el sur como una manija.

El término Alba proviene de la palabra latina para blanco y se refiere a las nubes que se ven con frecuencia sobre la región desde los telescopios terrestres. [16] El volcán fue descubierto por la nave espacial Mariner 9 en 1972 y fue inicialmente conocido como la característica volcánica Alba [17] o el Anillo Arcadia [18] (en referencia al anillo parcial de fracturas alrededor del volcán). La IAU nombró al volcán Alba Patera en 1973. [1] El volcán a menudo se llama simplemente Alba cuando se entiende el contexto.

Ubicación y tamaño

Alba Mons se centra en 40,47 ° N 250,4 ° E en el cuadrilátero Arcadia (MC-3). Gran parte del flanco occidental del volcán se encuentra en el cuadrilátero adyacente Diacria (MC-2). [1] Los flujos del volcán se pueden encontrar tan al norte como 61 ° N y tan al sur como 26 ° N (en el cuadrilátero norte de Tharsis ). Si se toma el margen exterior de los flujos como la base del volcán, entonces Alba Mons tiene unas dimensiones de norte a sur de aproximadamente 2.000 km (1.200 millas) y un ancho máximo de 3.000 km (1.900 millas). [5] Cubre un área de al menos 5,7 millones de km 2 [19] y tiene un volumen de aproximadamente 2,5 millones de km 3 . [11]40 ° 28'N 250 ° 24'E /  / 40,47; 250,4El volcán domina la parte norte del abultamiento de Tharsis y es tan grande y geológicamente distinto que casi puede tratarse como una provincia volcánica completa en sí misma. [20] [21]

Aunque Alba Mons alcanza una elevación máxima de 6,8 km (22 000 pies) por encima del punto de referencia de Marte , la diferencia de elevación entre su cumbre y el terreno circundante (relieve) es mucho mayor en el lado norte del volcán (aproximadamente 7,1 km (23 000 pies)) en comparación con el lado sur (aproximadamente 2,6 km (8.500 pies)). La razón de esta asimetría es que Alba se extiende a ambos lados del límite de dicotomía entre las tierras altas llenas de cráteres en el sur y las tierras bajas en el norte. Las llanuras subyacentes al volcán se inclinan hacia el norte [22] hacia Vastitas Borealis , que tiene una elevación superficial promedio de 4,5 km (15.000 pies) por debajoreferencia (-4.500 km (14.760 pies)). La parte sur de Alba Mons está construida sobre una amplia cresta topográfica de norte a sur que corresponde al terreno fracturado de Ceraunius Fossae de la edad de Noé [11] (en la foto de la izquierda).

Descripción física

MOLA vista en relieve exagerada del edificio central de Alba Mons y la cúpula de la cumbre vista desde el sur (arriba) y el norte (abajo). La exageración vertical es 10x.

El tamaño y el bajo perfil de Alba hacen que sea una estructura difícil de estudiar visualmente, ya que gran parte del relieve del volcán es imperceptible en las fotografías orbitales. Sin embargo, entre 1997 y 2001, el instrumento Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) de la nave espacial Mars Global Surveyor tomó más de 670 millones [23] de mediciones precisas de elevación en todo el planeta. Usando datos de MOLA, los científicos planetarios pueden estudiar detalles sutiles de la forma y la topografía del volcán que eran invisibles en imágenes de naves espaciales anteriores como Viking . [11]

Complejo de caldera central de Alba Mons. Las calderas son poco profundas en comparación con las de otros volcanes Tharsis . Dentro de la caldera más grande hay un pequeño escudo coronado por una característica circular concéntrica (cerca del centro). La imagen tiene unos 200 km (120 millas) de ancho ( mosaico IR diurno THEMIS ).

El volcán consta de dos componentes aproximadamente concéntricos: 1) un cuerpo central de forma ovalada con dimensiones aproximadas de 1.500 km (930 millas) por 1.000 km (620 millas) de ancho rodeado por 2) una vasta plataforma casi nivelada de flujos de lava que se extiende unos 1.000 km adicionales (620 millas) más o menos hacia el exterior. El cuerpo central es el principal edificio topográfico del volcán, marcado por una pronunciada ruptura en la pendiente en el límite interior de la plataforma. Extendiéndose hacia el este y el oeste desde el edificio central hay dos amplios lóbulos (u hombros) en forma de abanico, que le dan al volcán su alargamiento en la dirección este-oeste. [11] [24] El edificio central tiene las pendientes más empinadas del volcán, aunque todavía son solo 1 °. [5] La cresta y los flancos superiores del edificio están cortados por un anillo parcial de grabenque forman parte del sistema de fracturas Alba y Tantalus Fossae . Dentro del anillo de graben hay un anillo de pendientes muy bajas y en algunos lugares invertidas [5] que forma una meseta en la parte superior de la cual se encuentra una cúpula central de 350 km (220 millas) de ancho coronada por un complejo de caldera anidado . [24] Por lo tanto, el edificio central de Alba Mons se asemeja a un volcán en escudo parcialmente derrumbado con una cúpula de cumbre más pequeña en la parte superior (en la foto a la derecha). La cúpula de la cumbre tiene una clara inclinación hacia el este.

El complejo de la caldera consiste en una gran caldera de aproximadamente 170 km (110 millas) por 100 km (62 millas) de ancho en el centro de la cúpula de la cumbre. Una caldera más pequeña con forma de riñón (aproximadamente 65 km (40 millas) por 45 km (28 millas)) se encuentra en la mitad sur de la más grande. Ambas calderas son relativamente poco profundas, [4] alcanzando una profundidad máxima de solo 1.2 km (3.900 pies). [6]

La caldera más grande está delimitada en el extremo más occidental por una pared semicircular empinada de 500 m (1.600 pies) de altura. Este muro desaparece en los lados norte y sur de la caldera, donde está enterrado por los flujos volcánicos que se originan en la caldera más joven y más pequeña. [4] La caldera más pequeña está delimitada en todas partes por una pared empinada que varía en altura en un rango de unos pocos cientos de metros. Las paredes de ambas calderas están festoneadas, lo que sugiere múltiples episodios de hundimiento y / o desgaste masivo . [11]Dos pequeños escudos o cúpulas, de varios cientos de metros de altura, se encuentran dentro y junto a la gran caldera. El escudo dentro de la gran caldera tiene unos 50 km (31 millas) de ancho. Está coronado por una peculiar característica circular concéntrica de 10 km (6,2 millas) de diámetro [11] [24] (en la foto de la izquierda).

Las calderas se forman por colapso después de la retirada y el agotamiento de una cámara de magma después de una erupción. Las dimensiones de la caldera permiten a los científicos inferir la geometría y la profundidad de la cámara de magma debajo de la cima del volcán. [25] La poca profundidad de las calderas de Alba en comparación con las vistas en Olympus Mons y la mayoría de los otros volcanes Tharsis implica que el depósito de magma de Alba era más ancho y menos profundo que los de sus vecinos. [26]

Características de la superficie

Manto de polvo en el borde SO de una pequeña caldera en Alba Mons ( HiRISE ).

La mayor parte del edificio central de Alba Mons está cubierto por una capa de polvo de aproximadamente 2 m (6,6 pies) de espesor. [27] [28] La capa de polvo es visible en imágenes de alta resolución de la cumbre (en la foto de la derecha). En algunos lugares, el polvo ha sido tallado en formas aerodinámicas por el viento y es cortado por pequeños deslizamientos de tierra. Sin embargo, algunos parches aislados de polvo parecen suaves y no son molestados por el viento. [29]

La densa capa de polvo también se indica por el alto albedo (reflectividad) y la baja inercia térmica de la región. El polvo marciano es visualmente brillante (albedo> 0,27) y tiene una baja inercia térmica debido a su pequeño tamaño de grano (<40 μm (0,0016 pulgadas)). [27] [30] (Ver la superficie marciana .) Sin embargo, la inercia térmica es alta y albedo más baja en los flancos norte del volcán y en el área de la plataforma más al norte. Esto sugiere que las porciones del norte de la superficie de Alba pueden contener una mayor abundancia de duricrusts , arena y rocas en comparación con el resto del volcán. [30]

La alta inercia térmica también puede indicar la presencia de hielo de agua expuesto. Los modelos teóricos de hidrógeno equivalente en agua (WEH) a partir de neutrones epitermales detectados por el instrumento Mars Odyssey Neutron Spectrometer (MONS) sugieren que el regolito justo debajo de la superficie en el flanco norte de Alba puede contener un 7,6% de WEH en masa. [31] Esta concentración podría indicar agua presente como hielo remanente o en minerales hidratados. [32] Alba Mons es una de varias áreas del planeta que pueden contener depósitos gruesos de hielo cercano a la superficie preservados de una época anterior (hace 1 a 10 millones de años), cuando la inclinación axial (oblicuidad) de Marte era más alta y los glaciares de montañaexistía en latitudes medias y trópicos. El hielo de agua es inestable en estos lugares en las condiciones actuales y tenderá a sublimarse en la atmósfera. [33] Los cálculos teóricos indican que el hielo remanente se puede conservar por debajo de 1 m de profundidad si está cubierto por un material de alto albedo y baja inercia térmica, como el polvo. [34]

La composición mineral de las rocas que componen Alba Mons es difícil de determinar a partir de la espectrometría de reflectancia orbital debido al predominio de polvo superficial en toda la región. Sin embargo, la composición de la superficie a escala global se puede inferir del espectrómetro de rayos gamma Mars Odyssey (GRS). Este instrumento ha permitido a los científicos determinar la distribución de hidrógeno (H), silicio (Si), hierro (Fe), cloro (Cl), torio (Th) y potasio (K) en el subsuelo poco profundo. El análisis multivariado de los datos de GRS indica que Alba Mons y el resto de TharsisLa región pertenece a una provincia químicamente distinta caracterizada por un contenido relativamente bajo de Si (19% en peso), Th (0,58 pppm) y K (0,29% en peso), pero con una abundancia de Cl (0,56% en peso) superior al promedio de la superficie de Marte. [35] El bajo contenido de silicio es indicativo de rocas ígneas máficas y ultramáficas , como basalto y dunita .

Alba Mons es un objetivo poco probable para los módulos de aterrizaje no tripulados en un futuro próximo. El espeso manto de polvo oscurece el lecho de roca subyacente, lo que probablemente dificulta la obtención de muestras de roca in situ y, por lo tanto, reduce el valor científico del sitio. Es probable que la capa de polvo también cause graves problemas de maniobra a los rovers. Irónicamente, la región de la cumbre se consideró originalmente un sitio de aterrizaje de respaldo principal para el módulo de aterrizaje Viking 2 porque el área parecía muy suave en las imágenes del Mariner 9 tomadas a principios de la década de 1970. [36]

Geología

Flujos de lámina en el flanco noroeste de Alba Mons. Note múltiples lóbulos superpuestos ( THEMIS VIS)
Flujos de lava que se extienden al norte y noroeste de Alba Mons. Las crestas sinuosas son flujos alimentados por tubos y canales. Flujos y crestas débiles y degradados en el norte son parte de la amplia plataforma de lava de Alba ( MOLA ).

Gran parte del trabajo geológico en Alba Mons se ha centrado en la morfología de sus coladas de lava y la geometría de las fallas que cortan sus flancos. Las características de la superficie del volcán, como barrancos y redes de valles, también se han estudiado ampliamente. Estos esfuerzos tienen el objetivo general de descifrar la historia geológica del volcán y los procesos volcano-tectónicos involucrados en su formación. Tal comprensión puede arrojar luz sobre la naturaleza y evolución del interior marciano y la historia climática del planeta.

Flujos de lava

Alba Mons se destaca por la notable longitud, diversidad y apariencia nítida de sus flujos de lava. [36] Muchos de los flujos irradian desde la cima, pero otros parecen originarse en respiraderos y fisuras en los flancos inferiores del volcán. [37] Los caudales individuales pueden exceder los 500 km (310 millas) de longitud. [38] Los flujos de lava cerca de las calderas de la cumbre parecen ser significativamente más cortos y estrechos que los de las partes más distales del volcán. [39] Los dos tipos más comunes de flujos volcánicos en Alba Mons son los flujos laminados y los flujos alimentados por tubos y canales.

Los flujos de hojas (también llamados flujos tabulares [38] ) forman múltiples lóbulos superpuestos con márgenes pronunciados. Los flujos generalmente carecen de canales centrales. Son de cima plana y generalmente de unos 5 km (3,1 millas) de ancho en los flancos superiores del volcán, pero se vuelven mucho más anchos y lobulados hacia sus extremos aguas abajo (distal). [37] La mayoría parece originarse cerca del anillo de fractura de Alba y Tantalus Fossae, pero los respiraderos reales de los flujos laminar no son visibles y pueden haber sido enterrados por sus propios productos. [9] Se han medido espesores de flujo para una serie de flujos laminar basados ​​en datos MOLA. Los flujos varían de 20 m (66 pies) a 130 m (430 pies) de espesor y generalmente son más gruesos en sus márgenes distales. [40]

El segundo tipo principal de flujos de lava en los flancos de Alba Mons se denominan flujos alimentados por tubos y canales, o flujos con cresta. [38] Forman crestas largas y sinuosas que irradian hacia afuera desde la región central del volcán. Por lo general, tienen entre 5 km (3,1 millas) y 10 km (6,2 millas) de ancho. Una cresta individual puede tener un canal discontinuo o una línea de hoyos que corren a lo largo de su cresta. Los flujos alimentados por tubos y canales son particularmente prominentes en el flanco occidental del volcán, donde se pueden rastrear crestas individuales a lo largo de varios cientos de kilómetros. El origen de las crestas es incierto. Pueden formarse por acumulación sucesiva de lava solidificada en la boca de un canal o tubo, con cada pulso de lava que fluye agregando a la longitud de la cresta. [41]

Además de los dos tipos principales de flujos, existen numerosos flujos indiferenciados alrededor de Alba Mons que están demasiado degradados para caracterizarlos o tienen características híbridas. Las crestas de cima plana con márgenes indistintos y superficies rugosas, [9] [36] interpretadas como flujos de lava, son comunes a lo largo de los flancos inferiores de Alba y se vuelven menos afiladas en apariencia a medida que aumenta la distancia desde el edificio. [11] En imágenes de alta resolución, muchos de los flujos en los flancos superiores del volcán originalmente caracterizados como flujos laminados tienen canales centrales con crestas en forma de diques. [42]

La morfología de los flujos de lava puede indicar propiedades de la lava cuando se funde, como su reología y volumen de flujo. Juntas, estas propiedades pueden proporcionar pistas sobre la composición de la lava y las tasas de erupción. [36] Por ejemplo, los tubos de lava en la Tierra solo se forman en lavas de composición basáltica . Las lavas ricas en sílice , como la andesita, son demasiado viscosas para que se formen tubos. [9] Los primeros análisis cuantitativos de los flujos de lava de Alba [37] indicaron que las lavas tenían un límite elástico y una viscosidad bajos.y estallaron a tasas muy altas. El perfil inusualmente bajo de Alba sugirió a algunos que en la construcción del volcán estaban involucradas lavas extremadamente fluidas, tal vez komatiitas , que son lavas ultramáficas primitivas que se forman a temperaturas muy altas. [4] Sin embargo, un trabajo más reciente sobre los flujos alimentados por tubos y canales indica viscosidades de lava dentro del rango de basaltos típicos (entre 100 y 1 millón de Pa s −1 ). [43] Los caudales calculados también son más bajos de lo que se pensaba originalmente, oscilando entre 10 y 1,3 millones de m 3 por segundo. El rango más bajo de tasas de erupción de Alba Mons se encuentra dentro del rango de los flujos volcánicos terrestres más altos, como el Mauna Loa de 1984., North Queensland ( provincia de McBride ) y los basaltos del río Columbia . El rango más alto es varios órdenes de magnitud más alto que las tasas de efusión de cualquier volcán terrestre. [42]

Desde finales de la década de 1980, algunos investigadores han sospechado que las erupciones de Alba Mons incluyeron una cantidad significativa de piroclásticos (y por lo tanto actividad explosiva) durante las primeras fases de su desarrollo. La evidencia se basó en la presencia de numerosas redes de valles en los flancos norte del volcán que parecían estar talladas por agua corriente (ver más abajo). Esta evidencia combinada con los datos de inercia térmica , que indicaron una superficie dominada por materiales de grano fino, sugirieron que estaba presente un material fácilmente erosionable, como la ceniza volcánica. El perfil extremadamente bajo del volcán también se explica más fácilmente si el edificio se construyó en gran parte a partir de depósitos de flujo piroclástico ( ignimbritas ). [44] [45] [46]

Los datos más recientes de Mars Global Surveyor y la nave espacial Mars Odyssey no han mostrado evidencia específica de que alguna vez hayan ocurrido erupciones explosivas en Alba Mons. Una explicación alternativa para las redes de valles en el lado norte del volcán es que se produjeron mediante el debilitamiento o el derretimiento del polvo rico en hielo depositado durante una época glacial relativamente reciente, de edad amazónica . [11] [47]

En resumen, el análisis geológico actual de Alba Mons sugiere que el volcán fue construido por lavas con propiedades reológicas similares a los basaltos . [48] Si ocurrió una actividad explosiva temprana en Alba Mons, la evidencia (en forma de extensos depósitos de ceniza) está enterrada en gran parte por lavas basálticas más jóvenes. [11]

Graben simple y horsts en Tantalus Fossae en el flanco oriental de Alba Mons. La línea de cráteres del pozo sugiere drenaje hacia los huecos del subsuelo, posiblemente creados por grietas de tensión [49] ( mosaico diurno THEMIS IR).
Los graben están formados por tensiones extensionales (flechas rojas) en la corteza. Graben consiste en valles de piso plano delimitados por fallas normales opuestas, y a menudo están separados por bloques de tierras altas llamados horsts.

Características tectónicas

El inmenso sistema de fracturas que rodea Alba Mons es quizás la característica más llamativa del volcán. [5] Las fracturas son características tectónicas que indican tensiones en la litosfera del planeta . Se forman cuando las tensiones superan el límite elástico de la roca, lo que provoca la deformación de los materiales de la superficie. Por lo general, esta deformación se manifiesta como deslizamiento en fallas que son reconocibles en imágenes desde la órbita. [50]

Las características tectónicas de Alba son casi completamente extensionales, [51] que consisten en fallas normales , graben y grietas por tensión . Las características extensionales más comunes en Alba Mons (y en Marte en general) son simples graben . Los graben son canales largos y estrechos delimitados por dos fallas normales orientadas hacia adentro que encierran un bloque de corteza con fallas hacia abajo (en la foto de la derecha). Alba tiene quizás la muestra más clara de graben simple en todo el planeta. [52] Los graben de Alba tienen hasta 1000 km (620 mi) de largo y un ancho del orden de 2 km (1,2 mi) -10 km (6,2 mi), con profundidades de 100 m (330 pies) -350 m (1.150 pies). [53]

Las grietas por tensión (o juntas ) son características de extensión que se producen cuando la corteza se desgarra sin un deslizamiento significativo entre los macizos rocosos separados. En teoría, deberían aparecer como fisuras profundas con perfiles afilados en forma de V, pero en la práctica a menudo son difíciles de distinguir del graben porque sus interiores se llenan rápidamente de talud de las paredes circundantes para producir suelos relativamente planos, similares a graben. [52] Las cadenas de cráteres de pozo (catenae), comunes en muchos graben en los flancos de Alba, pueden ser la manifestación superficial de grietas de tensión profundas en las que se ha drenado el material de la superficie. [50]

Cráteres de pozo en Cyane Fossae, visto por HiRISE .

Los graben y las fracturas alrededor de Alba Mons (en adelante simplemente llamadas fallas a menos que se indique lo contrario) ocurren en enjambres que tienen diferentes nombres según su ubicación con respecto al centro de Alba. [50] Al sur del volcán hay una amplia región de terreno intensamente fracturado llamada Ceraunius Fossae , que consiste en conjuntos aproximadamente paralelos de fallas estrechas orientadas de norte a sur. Estas fallas divergen alrededor de los flancos del volcán, formando un anillo incompleto de unos 500 km (310 millas) de diámetro. [5] El conjunto de fallas en el flanco occidental de Alba se llama Alba Fossae y el del flanco oriental Tantalus Fossae. Al norte del volcán, las fallas se extienden hacia afuera en direcciones noreste a distancias de varios cientos de kilómetros. El patrón de fallas que se curvan alrededor de los flancos de Alba se ha comparado en apariencia con la veta de un trozo de madera que pasa por un nudo. [54] Todo el sistema de fallas Ceraunius-Alba-Tantalus tiene al menos 3.000 km (1.900 millas) de largo y 900 km (560 millas) –1.000 km (620 millas) de ancho [55]

Se han sugerido varias causas de las fallas, incluidas las tensiones regionales creadas por el abultamiento de Tharsis, los diques volcánicos y la carga en la corteza de la propia Alba Mons. [5] Las fallas de Ceraunius y Tantalus Fossae son aproximadamente radiales al centro de Tharsis y probablemente sean una respuesta de la corteza al peso flácido del bulto de Tharsis. Las fallas que rodean la región de la cumbre de Alba pueden deberse a una combinación de carga desde el edificio de Alba y levantamiento de magma o subplaca del manto subyacente. [51] [53] Algunas de las fracturas son probablemente la expresión superficial de gigantescos enjambres de diques radiales a Tharsis. [56] [57] Una imagen del Experimento científico de imágenes de alta resolución ( HiRISE) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) muestra una línea de cráteres de pozo sin borde en Cyane Fossae en el flanco occidental del Alba (en la foto a la derecha). Los pozos probablemente se formaron por el colapso de los materiales de la superficie en fracturas abiertas creadas cuando el magma invadió la roca del subsuelo para formar diques . [58]

Valles y barrancos

Vista de alta resolución de la red de valles en el flanco NO de Alba Mons. La falla más joven atraviesa los valles. La imagen mide unos 3 km (1,9 millas) de ancho. ( Mars Global Surveyor , MOC-NA)

Las laderas norte de Alba Mons contienen numerosos sistemas de canales ramificados o redes de valles que se asemejan superficialmente a las características de drenaje producidas en la Tierra por las lluvias. Las redes de los valles de Alba se identificaron en las imágenes de Mariner 9 y Viking en la década de 1970, y su origen ha sido durante mucho tiempo un tema de investigación en Marte. Las redes de valles son más comunes en las antiguas tierras altas del sur de Marte de edad Noaj , pero también se encuentran en los flancos de algunos de los grandes volcanes. Las redes de valles de Alba Mons son amazónicasde edad y, por lo tanto, significativamente más joven que la mayoría de los habitantes de las tierras altas del sur. Este hecho presenta un problema para los investigadores que proponen que las redes de valles fueron talladas por la escorrentía de la lluvia durante un período temprano, cálido y húmedo de la historia marciana. [59] Si las condiciones climáticas cambiaron hace miles de millones de años al Marte frío y seco de hoy (donde la lluvia es imposible), ¿cómo se explican los valles más jóvenes de Alba Mons? ¿Se formaron las redes de los valles de Alba de manera diferente a las de las tierras altas y, de ser así, cómo? ¿Por qué los valles de Alba Mons se encuentran principalmente en los flancos norte del volcán? Estas cuestiones aún se están debatiendo. [60]

En las imágenes vikingas , la semejanza de las redes de valles de Alba con los valles pluviales (pluviales) terrestres es bastante sorprendente. Las redes de valles muestran un patrón de textura fina, paralelo a dendrítico, con valles tributarios bien integrados y densidades de drenaje comparables a las de los volcanes hawaianos de la Tierra . [10] [61] Sin embargo, las imágenes estereoscópicas de la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) del orbitador europeo Mars Express muestran que los valles son relativamente poco profundos (30 m (98 pies) o menos) y se parecen más a arroyos o barrancos.de la erosión intermitente de la escorrentía que los valles formados por la erosión sostenida. [62] Parece probable que los valles de Alba Mons se formaran como resultado de procesos erosivos transitorios, posiblemente relacionados con el derretimiento de depósitos de nieve o hielo durante la actividad volcánica, [62] [63] o con períodos de corta duración del cambio climático global. [11] (Ver Características de la superficie, arriba). Aún no se sabe si el material erosionado es un polvo rico en hielo o ceniza volcánica friable .

Historia geológica

Flujos de lava con canales centrales en el flanco NO de Alba Mons. Tenga en cuenta que los flujos de lava están atravesados ​​por fallas y graben, lo que indica que las fallas son más jóvenes que los flujos ( THEMIS VIS).

Las fallas y los flujos de lava bien conservados de Alba proporcionan un excelente registro fotogeológico de la evolución del volcán. Usar el conteo de cráteres y los principios básicos de la estratigrafía , como la superposición y las relaciones transversales., los geólogos han podido reconstruir gran parte de la historia geológica y tectónica de Alba. Se cree que la mayor parte de la actividad volcánica de construcción en Alba se produjo dentro de un intervalo de tiempo relativamente breve (unos 400 millones de años) de la historia de Marte, que abarca principalmente desde las épocas Hesperiana tardía hasta la Amazonía muy temprana. La formación de fallas y graben en la región ocurrió en dos etapas tempranas: una anterior y la otra contemporánea a la formación del volcán. Dos etapas tardías de la formación de graben ocurrieron después de que la actividad volcánica había terminado en gran medida. [21]

Con base en imágenes de Viking Orbiter, los materiales volcánicos relacionados con la formación y evolución del volcán se han agrupado en la Formación Alba Patera , que consta de miembros inferior, medio y superior . [11] [64] Los miembros bajos en la secuencia estratigráfica son más antiguos que los que están arriba, de acuerdo con la ley de superposición de Steno .

La unidad más antigua (miembro inferior) corresponde a la amplia plataforma de lava que rodea el edificio de Alba Mons. Esta unidad se caracteriza por conjuntos de crestas bajas y de cima plana que forman un patrón radial que se extiende por cientos de kilómetros al oeste, norte y noreste del edificio principal. Las crestas se interpretan como flujos de lava, [64] aunque los márgenes de flujo ahora están degradados y son difíciles de delimitar. Los amplios flujos de lava con crestas planas son rasgos característicos de las provincias de inundaciones de lava en la Tierra (por ejemplo, el basalto del río Columbia ) que se formaron a altas tasas de erupción. [sesenta y cinco]Por lo tanto, la fase más temprana de la actividad volcánica en Alba Mons probablemente involucró erupciones efusivas masivas de lavas de baja viscosidad que formaron la plataforma ancha y plana del volcán. Los flujos de lava de la unidad de plataforma se extienden a ambos lados del límite Hesperiano temprano-Hesperiano tardío, habiendo entrado en erupción hace aproximadamente 3700 a 3500 millones de años. [11] [13]

La unidad intermedia, de edad amazónica temprana, forma los flancos del edificio principal de Alba y registra una época de actividad efusiva más concentrada que consiste en largos caudales alimentados por tubos y canales. La expansión volcánica se produjo en dirección norte formando los dos lóbulos flanqueantes. (Ver Olympus Mons y Tharsis para una discusión sobre la propagación volcánica en Marte). La formación de fallas y graben en Alba y Tantalus Fossae ocurrió penecontemporáneamente con los flujos de lava. Cualquier actividad explosiva temprana en el volcán puede haber ocurrido durante la culminación de esta fase intermedia de actividad, que terminó hace unos 3400 millones de años. [11] [13] [66]

La unidad más joven, también del Amazonas temprano, cubre el complejo de la meseta, el domo y la caldera de la cumbre. Este período de actividad se caracteriza por flujos laminados de longitud relativamente corta y la construcción de la cúpula de la cumbre y la gran caldera. Esta fase terminó con una inclinación hacia el este de la cúpula de la cumbre, que puede haber iniciado una formación de graben adicional en Alba Fossae. Las últimas características volcánicas en formarse fueron el pequeño escudo y la caldera en la cima. Mucho más tarde, entre aproximadamente 1000 y 500 millones de años atrás, ocurrió una etapa final de fallas que puede haber estado relacionada con el emplazamiento de diques y la formación de cadenas de cráteres. [11] [13] [66]

Clasificación

La clasificación del volcán Alba Mons es incierta. Algunos trabajadores lo describen como un volcán en escudo , [11] [51] otros como una patera de tierras bajas [67] (en contraste con las paterae de tierras altas , que son volcanes antiguos de baja altitud con depósitos de ceniza surcados ubicados en las tierras altas del sur de Marte), y otros lo consideran una estructura volcánica única en su tipo, exclusiva de Marte. [5] [9] Algunos investigadores han comparado Alba Mons con estructuras de corona en el planeta Venus . [68] [69] Alba Mons comparte algunas características con la estructura volcánica Syrtis Major . (VerVulcanismo en Marte .) Ambos volcanes son Hesperianos en edad, cubren grandes áreas, tienen un relieve muy bajo y grandes calderas poco profundas. También como Alba, Syrtis Major muestra flujos de lava alimentados por canales y tubos estriados. [70] 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. [71] [72] [73]

Mapa interactivo de Marte

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clicMapa de imágenes interactivo de la topografía global de Marte . Pase el mouse sobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para vincularlas. El color del mapa base indica las elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter del Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojos+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; Se anotan las regiones polares .
(Ver también: mapa Mars Rovers y mapa Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Ver también

  • Geografía de Marte
  • Geología de Marte
  • Lista de montañas en Marte por altura
  • Macizo de Tamu
  • Tharsis
  • Vulcanismo en Marte

Referencias

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Lectura adicional

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  • Cattermole, Peter, J. (2001). Marte: El misterio se despliega; Oxford University Press: Oxford, Reino Unido, ISBN 978-0-19-521726-1 . 
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  • Hartmann, William, K. (2003). Guía del viajero a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo; Workman: Nueva York, ISBN 0-7611-2606-6 . 
  • Morton, Oliver (2003). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo; Picador: Nueva York, ISBN 0-312-42261-X . 

Enlaces externos

  • Vista de Albra Mons en contexto en vista que se extiende desde el polo norte hacia abajo, tomada por Mars Express en 2017