Olympus Mons ( / ə ˌ l ɪ m p ə s m ɒ n z , oʊ ˌ - / ; [4] América para Monte Olympus ) es una enorme volcán de escudo en el planeta Marte . El volcán tiene una altura de más de 21,9 km (13,6 millas o 72.000 pies) según lo medido por el altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). [5] Olympus Mons es aproximadamente dos veces y media el monte Everest. altura sobre el nivel del mar. Es uno de los volcanes más grandes, la montaña planetaria más alta y la segunda montaña más alta descubierta actualmente en el Sistema Solar , comparable a Rheasilvia en Vesta . A menudo se lo cita como el volcán más grande del Sistema Solar. Sin embargo, según algunas métricas, otros volcanes son considerablemente más grandes. Alba Mons , al noreste de Olympus Mons, tiene aproximadamente 19 veces la superficie, pero solo mide aproximadamente un tercio de la altura. Pele , el volcán más grande conocido en Io , también es mucho más grande, aproximadamente 4 veces la superficie, pero es considerablemente más plano. Además, Tharsis Rise, una gran estructura volcánica en Marte de la que Olympus Mons forma parte, ha sido interpretada como un enorme volcán en expansión. Si esto se confirma, Tharsis sería, con mucho, el volcán más grande del Sistema Solar. [6] Olympus Mons es el más joven de los grandes volcanes de Marte, se formó durante el Período Hespérico de Marte y las erupciones continúan hasta bien entrado en el Amazonas . Los astrónomos lo conocían desde finales del siglo XIX como la característica de albedo Nix Olympica (en latín, "Olympic Snow"). Se sospechó de su naturaleza montañosa mucho antes de que las sondas espaciales confirmaran su identidad como montaña. [7]
Coordenadas | 18 ° 39'N 226 ° 12'E / 18.650 ° N 226.200 ° E [1]Coordenadas : 18 ° 39'N 226 ° 12'E / 18.650 ° N 226.200 ° E |
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Dimensiones | La montaña planetaria más alta del Sistema Solar |
Cima | 21,9 km (13,6 mi) 72.000 pies (22.000 m) sobre el punto de referencia [2] |
Descubridor | Marinero 9 |
Epónimo | Latín - Monte Olimpo |
El volcán está ubicado en el hemisferio occidental de Marte, con el centro a 18 ° 39'N 226 ° 12'E , [1] justo al lado del borde noroeste de la protuberancia Tharsis . La parte occidental del volcán se encuentra en el cuadrilátero Amazonis (MC-8) y las partes central y oriental en el cuadrilátero Tharsis contiguo (MC-9). / 18.650 ° N 226.200 ° E
La Unión Astronómica Internacional ha asignado nombres provisionales a dos cráteres de impacto en Olympus Mons . Son el cráter Karzok de 15,6 kilómetros de diámetro (9,7 millas) ( 18 ° 25'N 228 ° 05'E ) y el cráter Pangboche de 10,4 kilómetros de diámetro (6,5 millas) ( 17 ° 10'N 226 ° 25'E ). [8] Los cráteres son notables por ser dos de varias áreas sospechosas de origen de shergottitas , la clase más abundante de meteoritos marcianos . [9] / 18.417 ° N 228.083 ° E / 18,417; 228.083 / 17.167 ° N 226.417 ° E / 17.167; 226.417
Descripción
Como volcán en escudo , Olympus Mons se asemeja a la forma de los grandes volcanes que forman las islas hawaianas . El edificio tiene unos 600 km (370 millas) de ancho. [10] Debido a que la montaña es tan grande, con una estructura compleja en sus bordes, es difícil asignarle una altura. Olympus Mons se encuentra a 21 km (13 millas) por encima del datum global de Marte [ especificar ] , y su relieve local, desde el pie de los acantilados que forman su margen noroeste hasta su pico, es de más de 21 km (13 millas) [5] ( un poco más del doble de la altura de Mauna Kea medida desde su base en el fondo del océano). El cambio de elevación total desde las llanuras de Amazonis Planitia , más de 1.000 km (620 millas) al noroeste, hasta la cumbre se acerca a 26 km (16 millas). [3] La cima de la montaña tiene seis calderas anidadas (cráteres colapsados) que forman una depresión irregular de 60 km (37 millas) × 80 km (50 millas) de ancho [11] y hasta 3,2 km (2,0 millas) de profundidad. [12] El borde exterior del volcán consiste en una escarpa o acantilado, de hasta 8 km (5,0 millas) de altura (aunque oscurecido por los flujos de lava en algunos lugares), una característica única entre los volcanes en escudo de Marte, que puede haber sido creado por enormes deslizamientos de tierra en los flancos. [13] Olympus Mons cubre un área de aproximadamente 300,000 km 2 (120,000 millas cuadradas), [14] que es aproximadamente del tamaño de Italia o Filipinas , y está sostenida por una litosfera de 70 km (43 millas) de espesor . El extraordinario tamaño de Olympus Mons se debe probablemente a que Marte carece de placas tectónicas móviles . A diferencia de la Tierra, la corteza de Marte permanece fija sobre un punto caliente estacionario , y un volcán puede continuar descargando lava hasta que alcanza una altura enorme. [15]
Al ser un volcán en escudo, Olympus Mons tiene un perfil de pendiente muy suave. La pendiente promedio en los flancos del volcán es de solo 5 °. [12] Las pendientes son más empinadas cerca de la parte media de los flancos y se vuelven menos profundas hacia la base, dando a los flancos un perfil cóncavo hacia arriba. La forma de Olympus Mons es claramente asimétrica: sus flancos son menos profundos y se extienden más lejos de la cumbre en la dirección noroeste que en el sureste. La forma y el perfil del volcán se han comparado con una "carpa de circo" sostenida por un solo poste que se desplaza fuera del centro. [dieciséis]
Debido al tamaño y las pendientes poco profundas de Olympus Mons, un observador de pie en la superficie marciana no podría ver el perfil completo del volcán, incluso desde una gran distancia. La curvatura del planeta y el volcán mismo oscurecerían tal vista sinóptica. [17] De manera similar, un observador cerca de la cima no se daría cuenta de que está parado en una montaña muy alta, ya que la pendiente del volcán se extendería mucho más allá del horizonte, a solo 3 kilómetros de distancia. [18]
La presión atmosférica típica en la parte superior de Olympus Mons es de 72 pascales , aproximadamente el 12% de la presión superficial promedio de Marte de 600 pascales. [19] [20] Ambos son extremadamente bajos para los estándares terrestres; en comparación, la presión atmosférica en la cima del monte Everest es de 32.000 pascales, o aproximadamente el 32% de la presión a nivel del mar en la Tierra. [21] Aun así, las nubes orográficas de gran altitud con frecuencia se desplazan sobre la cumbre de Olympus Mons, y el polvo marciano en el aire todavía está presente. [22] Aunque la presión atmosférica media de la superficie marciana es menos del uno por ciento de la de la Tierra, la gravedad mucho menor de Marte aumenta la altura de escala de la atmósfera ; en otras palabras, la atmósfera de Marte es expansiva y no cae en densidad con la altura tan bruscamente como la de la Tierra.
La composición de Olympus Mons es aproximadamente 44% de silicatos , 17,5% de óxidos de hierro (que le dan al planeta su coloración roja) 7% de aluminio , 6% de magnesio , 6% de calcio y proporciones particularmente altas de óxido de azufre con un 7%. Estos resultados apuntan a que la superficie está compuesta en gran parte por basaltos y otras rocas máficas , que habrían entrado en erupción como flujos de lava de baja viscosidad y, por lo tanto, darían lugar a gradientes bajos en la superficie del planeta.
Olympus Mons es un lugar de aterrizaje poco probable para las sondas espaciales automatizadas en un futuro próximo. Las elevadas elevaciones impiden los aterrizajes asistidos por paracaídas porque la atmósfera no es lo suficientemente densa para ralentizar la nave espacial. Además, Olympus Mons se encuentra en una de las regiones más polvorientas de Marte. Un manto de polvo fino oscurece el lecho rocoso subyacente, lo que posiblemente dificulta la obtención de muestras de rocas y es probable que represente un obstáculo significativo para los rovers.
Geología
Olympus Mons es el resultado de muchos miles de flujos de lava basáltica altamente fluidos que brotaron de respiraderos volcánicos durante un largo período de tiempo (las islas hawaianas ejemplifican volcanes de escudo similares en una escala más pequeña - ver Mauna Kea ). Al igual que los volcanes basálticos de la Tierra, los volcanes basálticos marcianos son capaces de hacer erupción de enormes cantidades de ceniza . Debido a la gravedad reducida de Marte en comparación con la Tierra, hay fuerzas de flotación menores en el magma que sale de la corteza. Además, se cree que las cámaras de magma son mucho más grandes y profundas que las que se encuentran en la Tierra. Los flancos de Olympus Mons están formados por innumerables flujos de lava y canales. Muchos de los flujos tienen diques a lo largo de sus márgenes (en la foto). Los márgenes exteriores más fríos del flujo se solidifican, dejando un canal central de lava fundida que fluye. Los tubos de lava parcialmente colapsados son visibles como cadenas de cráteres de pozo, y también son comunes los amplios abanicos de lava formados por la lava que emerge de tubos subterráneos intactos. [23] En lugares a lo largo de la base del volcán, se pueden ver flujos de lava solidificada que se derraman en las llanuras circundantes, forman amplias plataformas y entierran la escarpa basal. Los recuentos de cráteres de imágenes de alta resolución tomadas por el orbitador Mars Express en 2004 indican que los flujos de lava en el flanco noroeste de Olympus Mons varían en edad desde 115 millones de años (Mya) a solo 2 Mya. [24] Estas edades son muy recientes en términos geológicos, lo que sugiere que la montaña aún puede estar volcánicamente activa, aunque de una manera muy inactiva y episódica. [25]
El complejo de calderas en la cima del volcán está formado por al menos seis calderas y segmentos de caldera superpuestos (en la foto). [26] Las calderas se forman por el colapso del techo después del agotamiento y la retirada de la cámara de magma subterránea después de una erupción. Cada caldera representa así un pulso separado de actividad volcánica en la montaña. [27] El segmento de caldera más grande y antiguo parece haberse formado como un gran lago de lava. [28] Usando relaciones geométricas de las dimensiones de la caldera de modelos de laboratorio, los científicos han estimado que la cámara de magma asociada con la caldera más grande en Olympus Mons se encuentra a una profundidad de aproximadamente 32 km (105,000 pies) por debajo del piso de la caldera. [29] Las distribuciones de frecuencia de tamaño de los cráteres en los pisos de las calderas indican que las calderas varían en edad de 350 Mya a aproximadamente 150 Mya. Todos probablemente se formaron dentro de los 100 millones de años entre sí. [30] [31]
Olympus Mons es asimétrico estructural y topográficamente . El flanco noroeste más largo y poco profundo muestra características extensionales, como grandes depresiones y fallas normales . En contraste, el lado sureste más empinado del volcán tiene características que indican compresión, incluidas terrazas escalonadas en la región del flanco medio del volcán (interpretadas como fallas de empuje [32] ) y una serie de crestas arrugadas ubicadas en la escarpa basal. [33] La razón por la que los lados opuestos de la montaña deben mostrar diferentes estilos de deformación puede radicar en cómo los volcanes en escudo grandes crecen lateralmente y en cómo las variaciones dentro del sustrato volcánico han afectado la forma final de la montaña.
Los grandes volcanes en escudo crecen no solo agregando material a sus flancos como lava en erupción, sino también extendiéndose lateralmente en sus bases. A medida que un volcán crece de tamaño, el campo de estrés debajo del volcán cambia de compresional a extensional. Se puede desarrollar una grieta subterránea en la base del volcán, haciendo que la corteza subyacente se separe. [34] Si el volcán descansa sobre sedimentos que contienen capas mecánicamente débiles (por ejemplo, lechos de arcilla saturada de agua), se pueden desarrollar zonas de desprendimiento ( decollements ) en las capas débiles. Las tensiones extensionales en las zonas de desprendimiento pueden producir deslizamientos de tierra gigantes y fallas normales en los flancos del volcán, lo que lleva a la formación de un escarpe basal. [35] Más lejos del volcán, estas zonas de desprendimiento pueden expresarse como una sucesión de fallas de empuje impulsadas por la gravedad superpuestas. Este mecanismo se ha citado durante mucho tiempo como una explicación de los depósitos de aureola de Olympus Mons (discutidos a continuación). [36]
Imagen de Mars Global Surveyor que muestra flujos de lava de diferentes edades en la base de Olympus Mons. La llanura plana es el flujo más joven. El flujo más antiguo tiene canales de lava con diques a lo largo de los bordes. Los diques son bastante comunes en los flujos de lava en Marte.
La lava fluye en Olympus Mons con los flujos más viejos y más jóvenes etiquetados, como los vio HiRISE durante el programa HiWish.
Calderas en la cima del Olimpo Mons. Las calderas más jóvenes forman cráteres de colapso circular. Las calderas más viejas aparecen como segmentos semicirculares porque son seccionadas por las calderas más jóvenes.
Vista oblicua de Olympus Mons, de un mosaico de imágenes vikingas superpuesto a los datos de altimetría del MOLA , que muestra la asimetría del volcán. La vista es del NNE ; la exageración vertical es 10 ×. El flanco norte, más ancho y de suave pendiente, está a la derecha. El flanco sur más estrecho y con pendiente pronunciada (izquierda) tiene terrazas bajas y redondeadas, características que se interpretan como fallas de empuje . La escarpa basal del volcán es prominente.
Mosaico detallado de imágenes infrarrojas diurnas de THEMIS de Olympus Mons.
Olympus Mons se encuentra en el borde del abultamiento de Tharsis , una antigua y vasta meseta volcánica que probablemente se formó al final del Período de Noé . Durante el Hesperiano , cuando Olympus Mons comenzó a formarse, el volcán estaba ubicado en una pendiente poco profunda que descendía desde lo alto de Tharsis hacia las cuencas de las tierras bajas del norte. Con el tiempo, estas cuencas recibieron grandes volúmenes de sedimentos erosionados de Tharsis y las tierras altas del sur. Los sedimentos probablemente contenían abundantes filosilicatos (arcillas) de edad de Noé formados durante un período temprano en Marte cuando el agua superficial era abundante, [37] y eran más gruesos en el noroeste, donde la profundidad de la cuenca era mayor. A medida que el volcán creció a través de la expansión lateral, las zonas de desprendimiento de baja fricción se desarrollaron preferentemente en las capas de sedimento más gruesas al noroeste, creando la escarpa basal y los lóbulos generalizados de material de aureola ( Lycus Sulci ). La propagación también ocurrió hacia el sureste; sin embargo, estaba más limitado en esa dirección por el ascenso de Tharsis, que presentaba una zona de mayor fricción en la base del volcán. La fricción fue mayor en esa dirección porque los sedimentos eran más delgados y probablemente consistían en material de grano más grueso resistente al deslizamiento. Las competentes y escarpadas rocas del sótano de Tharsis actuaron como una fuente adicional de fricción. Esta inhibición de la propagación basal del sureste en Olympus Mons podría explicar la asimetría estructural y topográfica de la montaña. Se ha demostrado que los modelos numéricos de dinámica de partículas que implican diferencias laterales en la fricción a lo largo de la base de Olympus Mons reproducen bastante bien la forma y la asimetría actuales del volcán. [35]
Se ha especulado que el desprendimiento a lo largo de las capas débiles se vio favorecido por la presencia de agua a alta presión en los espacios porosos del sedimento, lo que tendría interesantes implicaciones astrobiológicas. Si todavía existen zonas saturadas de agua en los sedimentos debajo del volcán, es probable que se hayan mantenido calientes por un alto gradiente geotérmico y el calor residual de la cámara de magma del volcán. Los posibles manantiales o filtraciones alrededor del volcán ofrecerían interesantes posibilidades para detectar vida microbiana. [38]
Primeras observaciones y denominación
Olympus Mons y algunos otros volcanes en la región de Tharsis se encuentran lo suficientemente altos como para llegar por encima de las frecuentes tormentas de polvo marcianas registradas por observadores telescópicos ya en el siglo XIX. El astrónomo Patrick Moore señaló que Schiaparelli (1835-1910) "había descubierto que su Nodus Gordis y Olympic Snow [Nix Olympica] eran casi las únicas características que se podían ver" durante las tormentas de polvo, y "adivinó correctamente que debían ser altas". . [39]
La nave espacial Mariner 9 llegó a la órbita alrededor de Marte en 1971 durante una tormenta de polvo global. Los primeros objetos que se hicieron visibles cuando el polvo comenzó a asentarse, las cimas de los volcanes Tharsis, demostraron que la altitud de estas características excedía con creces la de cualquier montaña encontrada en la Tierra, como esperaban los astrónomos. Las observaciones del planeta desde Mariner 9 confirmaron que Nix Olympica era un volcán. Finalmente, los astrónomos adoptaron el nombre de Olympus Mons para la característica de albedo conocida como Nix Olympica.
Entorno regional y características circundantes
Olympus Mons se encuentra entre el borde noroeste de la región de Tharsis y el borde oriental de Amazonis Planitia . Se encuentra a unos 1.200 km (750 millas) de los otros tres grandes volcanes en escudo marciano, llamados colectivamente Tharsis Montes ( Arsia Mons , Pavonis Mons y Ascraeus Mons ). Los Tharsis Montes son un poco más pequeños que los Olympus Mons.
Una amplia depresión anular o foso de unos 2 km (1,2 millas) de profundidad rodea la base de Olympus Mons y se cree que se debe al inmenso peso del volcán que presiona la corteza marciana. La profundidad de esta depresión es mayor en el lado noroeste de la montaña que en el lado sureste.
Olympus Mons está parcialmente rodeado por una región de terreno estriado o ondulado distintivo conocido como la aureola de Olympus Mons. La aureola consta de varios lóbulos grandes. Al noroeste del volcán, la aureola se extiende una distancia de hasta 750 km (470 millas) y se conoce como Lycus Sulci ( 24 ° 36'N 219 ° 00'E / 24.600 ° N 219.000 ° E / 24.600; 219.000). Al este de Olympus Mons, la aureola está parcialmente cubierta por flujos de lava, pero donde está expuesta recibe diferentes nombres ( Gigas Sulci , por ejemplo). El origen de la aureola sigue siendo objeto de debate, pero probablemente se formó por grandes deslizamientos de tierra [13] o láminas de empuje impulsadas por la gravedad que se desprendieron de los bordes del escudo de Olympus Mons. [40]
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Geografía de Marte : delimitación y caracterización de las regiones marcianas
- Geología de Marte : estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Marte
- Lista de montañas en Marte por altura - artículo de la lista de Wikipedia
- Lista de montañas más altas del Sistema Solar - Lista de montañas del Sistema Solar
- Tharsis - Tierras altas volcánicas en la meseta de Marte
- Verdadero vagabundeo polar en Marte
- Vulcanología de Marte
Referencias
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enlaces externos
- Imagen astronómica del día 26 de mayo de 2004
- Flanco occidental del Olimpo Mons y Aureole
- Vulcanismo en Marte
- Escarpa oriental del Olimpo Mons
- Olympus Mons de Google Mars