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| Introducción |
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Marte tiene sólo aproximadamente la mitad del tamaño de la Tierra pero, sin embargo, posee varios volcanes que sobrepasan la escala de los más grandes volcanes terrestres. Los volcanes más grandes estan situados en grandes elevaciones o domos en las regiones marcianas de Tharsis y Elysium. El domo de Tharsis tiene unos 4,000 kilómetros (2,500 millas) de ancho y se eleva hasta los 10 kilómetros (6.2 millas). Situados en su flanco noroeste estan tres grandes volcanes escudo: Monte Ascraeus, Monte Pavonis y Monte Arsia. Más allá del extremo noroeste está el Monte Olympus, el mayor de los volcanes de Tharsis. El Monte Olympus está clasificado como un volcán escudo. Tiene 24 kilómetros (15 millas) de altura, 550 kilómetros (340 millas) de diámetro y está rodeado por un farallón de 6 kilómetros (4 millas) de altura. Es uno de los volcanes más grandes del Sistema Solar. Por ejemplo, el volcán más grande de la Tierra es el Mauna Loa que tiene 9 kilómetros (6 millas) de altura y 120 kilómetros (75 millas) de diámetro.
La región Elysium Planitia es la segunda más grande de la regiones volcánicas de Marte. Está situada en un gran domo que tiene 1,700 por 2,400 kilómetros (1,060 por 1,490 millas). Tiene volcanes más pequeños que los de Tharsis, pero una historia volcánica más variada. Los tres volcanes incluyen el Hecates Tholus, Monte Elysium y Albor Tholus.
Los grandes volcanes escudo de Marte recuerdan a los volcanes escudo hawaiianos. Todos ellos tiene erupciones efusivas que son relativamente silenciosas y de naturaleza basáltica. También poseen un cráter hundido o caldera y largos ríos de lava o canales. La mayor diferencia entre los volcanes marcianos y los terrestres es su tamaño. Los volcanes de la cadena montañosa Tharsis son de 10 a 100 veces más grandes que los de la Tierra. Se originaron a partir de grandes cámaras de magma situadas profundamente en la corteza marciana. Los ríos de lava marcianos son también mucho más largos. Esto es debido probablemente a los períodos eruptivos más largos y a una gravedad más baja. Una de las razones por las que ha sido posible que se formaran volcanes de esta magnitud en la superficie marciana es que las calientes regiones volcánicas del manto han permanecido en una posición fija respecto a la superficie durante cientos de millones de años. En la Tierra, los movimientos tectónicos de la corteza a través de estas regiones volcánicas ha impedido la formación de grandes volcanes. El archipielago hawaiiano se formó a medida que la Placa del Pacífico se movía hacia el noroeste. Estos volcanes tienen un período de vida relativamente corto. A medida que la placa se desplaza se forman nuevos volcanes y los viejos se apagan.
No todos los volcanes marcianos está clasificados como escudos con erupciones efusivas. Al norte de la región de Tharsis está situado Alba Patera. Este volcán es comparable al Monte Olympus en su magnitud horizontal pero no en su altura. Su diámetro en la base es de 1,500 kilómetros (930 millas) pero tiene menos de 7 kilómetros (4.3 millas) de altura. Ceraunius Tholus es otro de los volcanes más pequeños. Tiene el tamaño aproximado de la Isla Grande de Hawaii. Presenta unas erupciones explosivas características y probablemente esté formado por depósitos de ceniza. Los volcanes Tyrrhena Patera y Hadriaca Patera poseen ambos rasgos muy erosinados que indican la existencia de erupciones explosivas de ceniza. El Monte Saint Helens es un ejemplo de las erupciones terrestres de cenizas.
| Animaciones de los Volcanes Marcianos |
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| Vistas de los Volcanes Marcianos |
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Este conjunto de imágenes fue escogido para mostrar algunos de los mejores ejemplos de las formaciones volcánicas de Marte.
Montes Tharsis
La alineación de los tres volcanes
escudo que constituyen la región montañosa de Tharsis es
claramente visible en esta imagen. Reciben los nombres de Monte Ascraeus
(arriba derecha), Monte Pavonis (medio) y Monte Arsia (abajo). El Monte Olympus
aparece en la esquina superior izquierda. Los tres volcanes son algo más
pequeños que el Monte Olympus, variando entre los 350 y 450
kilómetros (220 a 280 millas) de magnitud horizontal y se eleva cada uno
por encima de los 15 kilómetros (9 millas) sobre las llanuras
circundantes. Los Montes Tharsis están situados en una ancha
elevación de la corteza marciana de tal forma que sus cumbres
están aproximadamente a la misma altura que la del Monte Olympus. Las
fracturas situadas al sudeste del Monte Pavonis reciben el nombre de Noctis
Labyrinthus; esta región se une con el enorme sistema de cañones
Vallis Marineris hacia el este.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Convección en el Manto
Esta imagen recoge una simulación por computadora de los procesos
internos de Marte que podrían haber originado la región de
Tharsis. Las diferencias de color reflejan variaciones de la temperatura. La
regiones calientes aparecen en rojo y las regiones frías en azul y
verde, con una diferencia entre las regiones calientes y frías que
alcanza los 1000°C (1800°F). Debido a la expansión
térmica, las rocas calientes tienen menor densidad que las rocas
frías. Estas diferencias de densidad hacen que el material caliente se
eleve hacia la superficie y el material frío se hunda hacia el interior,
creando una circulación a gran escala conocida como convección
del manto. Este tipo de flujo produce la
tectónica de placas en la Tierra.
El material caliente en elevación tiende a empujar la superficie del
planeta hacia arriba y el material frío, que se hunde, empuja la
superficie hacia abajo. Estos movimientos dan lugar a la topografía
general del planeta. Esta deformación de la superficie del planeta se
presenta en gris a lo largo de la superficie exterior del planeta en esta
imagen. La magnitud de la deformación se ha exagerado considerablemente
para que sea visible aquí. La elevación actual de la
región de Tharsis se estima en unos 8 kilómetros (5 millas) en su
parte central. Esta elevación produce también el estrechamiento
de la corteza, dando lugar a fenómeos como los
grabens y los Valles Marineris. Además, el
material caliente, en elevación, se podría fundir a medida que se
acerca a la superficie, dando lugar a actividad volcánica.
(Cortesía Walter S. Kiefer y Amanda Kubala, LPI)
Elysium Planitia
Elysium Planitia es la segunda región volcánica más grande
de Marte. Está situada en un gran domo que tiene 1,700 por 2,400
kilómetros (1,060 por 1,490 millas). Pueden verse en esta imagen los
volcanes Hecates Tholus, Monte Elysium y Albor Tholus de norte a sur (de arriba
a abajo). Hectas Tholus tiene unos 160 por 175 kilómetros (100 por 109
millas) en la base con una caldera de 11.3 por 9.1 kilómetros (7 por 5.7
millas). El Monte Elysium es el volcán má grande de la
región. Tiene una base de 420 por 500 por 700 kilómetros (260 por
310 por 435 millas) y se eleva 13 kilómetros (8 millas) sobre las
llanuras que lo rodean. La caldera de su cumbre tiene unos 14.1
kilómetros (8.8 millas) de diámetro. Albor Tholus mide 160 por
150 kilómetros (100 por 93 millas) con una caldera de 35 por 30
kilómetros (22 por 19 millas). Su flanco noroeste ha sido enterrado
parcialmente por los ríos de lava procedentes del Monte Elysium.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Monte Olympus
El Monte Olympus es el volcán más grande que se conoce en el
sistema solar. Está clasificado como un
volcán escudo, similar a los volcanes
de Hawaii. El cuerpo central del Monte Olympus tiene
la caldera a 24 kilómetros (15 millas)
sobre las llanuras circundantes. Rodeando al volcá aparece un
farallón que mira hacia afuera de unos 550
kilómetros (342 millas) de diámetro y varios kilómetros de
altura. Más allá aparece un foso lleno de
lava, procedente muy probablemente del Monte
Olympus. Más afuera existe una aureola de terreno estriado muy
característico, apenas visible en la parte superior de la foto.
(Cortesía USGS/NASA)
El Majestuoso Monte Olympus
Esta es una imagen tridimensional del Monte Olympus que fue creada a partir de
varias imágenes tomadas desde varias posiciones de la sonda espacial y
combinadas con un modelo digital de la topografía de la superficie. El
mosaico final muestra al Monte Olympus tal como se vería desde el
noreste. Es posible que los volcanes de esta magnitud se pudieran formar en
Marte debido a que las calientes regiones volcánicas del manto
permanecieron en su posición relativa respecto a la superficie durante
cientos de millones de años.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Monte Olympus, 1998
El Monte Olympus es una montaña rodeada de misterio. Más alta
que tres Montes Everest y casi tan ancha como la cadena completa de las Islas
Hawaii, este volcán gigante es casi tan plano como un panqueue. Es decir,
sus lados sólo se inclinan entre 2° y 5°.
La nave Mars Global Surveyor obtuvo esta espectacular vista del Monte Olympus con
un gran angular. En esta imagen, el norte está hacia la izquierda y el este
hacia arriba. La imagen se tomó en una fría y clara mañana de
invierno. El lado occidental del volcán (parte inferior de la vista) se
observa claramente y se ven nítidamente los detalles de la superficie.
El cielo sobre las mesetas al este del Monte Olympus (parte superior de la foto)
estaba nublado. Las nubes chocaban contra la parte inferior de los flancos
orientales de este alto volcán de 26 kilómetros (16 millas), pero
los cielos en la cumbre estaban despejados.
(Cortesía Malin Space Science Systems/NASA)
Mosaico de la Caldera del Olympus Mons
Esta imagen de alta resolución muestra la caldera del Olympus Mons
situada a 24 kilómetros (15 millas) de altura sobre las llanuras
marcianas vecinas. La caldera tiene unos 25 kilómetros de ancho con
paredes entre 2.4 y 2.8 kilómetros de profundidad. Las calderas se
producen cuando el techo de la cámara magmática se colapsa
debido al desplazamiento del magma por erupciones voluminosas
o la retirada subterránea del magma.
Este mosaico se construyó utilizando las imágenes de las
órbitas 473S y 474S del Viking 1 cercano ya el final de su misión
en 1980. Estas imágenes se obtuvieron durante la etapa más baja
de su órbita y fue necesario compensar la gran velocidad relativa de la
nave.
(Cortesía A. Tayfun Oner)
Cumbre del Monte Ascraeus
Esta compleja caldera está compuesta por
varios centros de colapso individuales, donde los más viejos
están atravesados por los colapsos más recientes. El suelo
circular má bajo contiene la lava procedente de la última
eyección que siguió al último de los grandes colapsos. La
pared más al sur de la caldera tiene al menos 3 kilómetros (1.9
millas) de altura con una pendiente media de al menos 26° (desde la
horizontal). Esta compleja caldera corta varios ríos de lava, lo que
indica que los ríos son anteriores al colapso y que sus fuentes han sido
destruidas por la formación de la caldera. (Créditos: Calvin
J. Hamilton, and LPI)
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Monte Arsia
La caldera del Monte Arsia es considerablemente mayor que las calderas
de los Montes Ascraeus o Pavonis. Sin embargo, el último de los
grandes colapsos del Monte Arsia fue seguido por un considerable vertido
de lava en el interior de la caldera. El borde de la caldera se ha
abierto en el lado suroeste mientras que los ríos de lava han
cubierto varias partes del borde noreste. Entre estas brechas de la
caldera está alineados en el suelo de la caldera una serie de
domos suaves, que quizás son debidos a fuentes puntuales de lava
que llenaron la caldera. Los flancos del escudo han sido erosinados en
profundidad cerca de las aberturas del borde de la caldera y los ríos
de lava se alejan de los volcanes en estas zonas.
(Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
Apollinaris Patera
Esta vista de Apollinaris Patera muestra los rassgos de un origen
explosivo y de un origen
efusivo.
Los profundos valess que se observan en la mayor parte de los flancos
de Apollinaris Patera indican la presencia de depósitos de
ceniza y un origen explosivo.
En el lados oeste (izquierda), los movimientos de tierra que han modelado
su superficie tambien indican la presencia de depósitos de ceniza.
Hacia el flanco sur, una gran lengua de material se aleja del volcán.
Esto es reflejo de un origen efusivo. Quizás durante su desarrollo
inicial, Apollinaris Patera tuvo un origen explosivo con erupciones
efusivas que tuvieron lugar más tarde.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Ceraunius Tholus y Uranius Tholus
Ceraunius Tholus (abajo) muestra varios valles profundos cortados en sus
flancos que indican que fue fácilmente erosionado y que está
constituido probablemente por depósitos de
ceniza debidos a la actividad
explosiva.
Los flancos más bajos del volcán ha sido enterrados por los
terrenos de las llanuras. Ceraunius Tholus es aproximadamente del mismo
tamaño que la Gran Isla de Hawaii. Uranius Tholus (arriba)
también presenta características similares a las de Ceraunius
Tholus. Un gran cráter de impacto, justo por encima de Ceranius Tholus,
es posterior al material de la llanura y del volcán. Sin embargo, se
observa un prominente delta de material probablemente volcánico dentro
del cráter de impacot en la boca de uno de estos sinuosos canales que se
extiende por el flanco de Cerauius Tholous hacia el cráter de la
cumbre. (Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
Ceraunius Tholus y Uranius Tholus en 3D
Esta es una vista en tres dimensiones del Ceraunius Tholus (derecha) y Uranius
Tholus (left). La vista es desde el noroeste.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Tharsis Tholus
Tharsis Tholus mide unos 150 kilómetros (93 millas) en la base y 8
kilómetros (5 millas) de altura. Los flancos este y oeste están
indentados dándole un aspecto extraño. Una causa posible de este
aspecto es que cuando el suministro de lava se agotó, el centro del
volcán se colapsó. Una teoría alternativa es que se produjeron
corriemientos de tierra en los flancos, dando lugar a este aspecto tan particular.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Uranius Patera
Uranius Patera tiene aproximadamente el tamaño de la Gran Isla de
Hawaii. Tiene unos 3 kilómetros (1.9 millas) de
altura. Tiene pendientes suaves y ríos de lava. Esto indica un origen
efusivo. La caldera central se formó
cuando la lava se agotó y el volcán se colapsó.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Ulysses Patera
Este es un ejemplo de una clase de volcanes que son considerablemente más
pequeños que los grandes volcanes escudo. La cumbre consiste en una
caldera sencilla, muy circular con un suelo suave que es anterior a las eyecciones
procedentes de los grandes cráteres de impacto. Los flancos más bajos
del volcán, incluyendo porciones de los cráteres de impacto, han
sido enterrados por el maetieral que constituye las llanuras que lo rodean.
Estas relaciones de superposición indican que las llanuras se crearon
con posterioridad tanto al volcán como a los grandes cráteres de
impacto. Las llanuras estan compuestas probablemente por lava procedente del
Monte Tharsis que corrió por las laderas de la gran meseta asociada con
los escudos de esta cadena montañosa. Tanto las llanuras como el
volcán están atravesados por a graben,
indicando la actividad tectónica posterior a la formación
de las llanuras.
(Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
Ulysses Patera en 3D
Esta imagen recoge una vista en perspectiva de Ulysses Patera desde el norte.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Tyrrhena Patera
Los volcanes situados en las mesetas del sur, que estás densamente
cubiertas por cráteres, tienen una morfología muy diferente de
los volcanes de Tharsis o Elysium. Tyrrhena Patera tiene un relieve vertical
muy pequeño (< 2 kilómetros), lo que se traduce en unas
laderas con pendientes muy suaves. Los flancos del volcán están
profundamente erosionados por muchos canales de gran tamaño que surge
como rayos desde la zona de la cumbre. El bajo relieve y la naturaleza
fácilmente erosionable de los materiales de las laderas ha sido
interpretado como indicación de que el volcán está
compuesto en su mayor parte por despósitos
piroclásticos de
ceniza. Esta interpretación implica que el
tipo de erupción que se da en los volcanes de las tierras altas como
Tyrrhena Patera es significativamente diferente de las repetidas efusiones de
lavas fluidas que dieron lugar a los volcanes escudos del norte.
(Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
Tyrrhena Patera en 3D
Esta imagen recoge una visa en perspectiva de Tyrrhena Patera desde el norte.
La escala vertical ha sido exagerada considerablemente para que se puedan
apreciar los detalles.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)
Hadriaca Patera
De igual forma que Tyrrhena Patera, Hadriaca Patera está profundamente
erosionado y tiene un relieve vertical muy pequeño. En las laderas
erosionadas aperecen varios cráteres de impacto superpuesto, indicando
la gran antigüedad de este volcán. Un gran canal nace cerca del
magin sureste del volcán; la corriente de lava ha excavado este canal en
dirección suroeste hacia el interior de la cuenca Hellas.
(Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
Volcán Tempe
Las construcciones volcánicas de Marte no son todas enormes
montañas como los Montes Tharsis. Esta colina alargada solapada por una
depresión lineal se interpreta como producto de unas erupciones
localizadas pero no muy voluminosas. Si el material volcánico fue
proyectado siguiendo una trayectoria balística, este fenómeno
podría ser similar a los conos de carbonilla terrestres. Por otro lado,
está alineados con varios grabens de la
zona lo que parece indicar una debilidad en la corteza que podría haber
sido el conducto para que el material volcánico alcanzase la
superficie.
(Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
Montículos Hellas
En varios zonas de Marte es posible encontrar numeroros montículos de
pequeño tamaño que tiene cráres en sus cumbres. Los
montículos que se ven en esta imagen están al este de la cuenca
Hellas. Estos fenómenos se interpretan como pseudocráteres
creados por explosiones freáticas
localizadas donde la lava interactua con el terreno rico en volátiles.
La mayoría de los montículos tienen entre 400 metros (1,312 pies)
y 1 kilómetro (.62 millas) de sección. Muchos tienen aberturas
en la cumbre en forma de hendiduras. Sin embargo, las imágenes
disponibles hasta ahora no tienen suficiente resolución para mostrar un
evidencia concluyente del origen volcánico de los montículos.
(Créditos: Calvin J. Hamilton, and LPI)
| Bibliografía |
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Carr M. H. "The Volcanoes of Mars." Scientific American, 1975, 234, 32-43.
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Kiefer, Walter S., Allan H. Treiman, and Stephen M. Clifford. The Red Planet: A Survey of Mars - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
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Zimbelman, James R. Volcanoes on Mars - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Marte
