La actividad volcánica, o vulcanismo , ha desempeñado un papel importante en la evolución geológica de Marte . [2] Los científicos saben 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 en el Sistema Solar . [3] [4] Las características volcánicas marcianas varían en edad desde el Noéico (>3.7 mil millones de años) hasta el Amazónico 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 Marte como la Tierra son planetas grandes y diferenciados construidos a partir de materiales condríticos similares . [9] Muchos de los mismos procesos magmáticos que ocurren en la Tierra también ocurrieron en Marte, y ambos planetas son lo suficientemente similares en composición como para que se puedan aplicar los mismos nombres a sus rocas ígneas .
El vulcanismo es un proceso en el que el magma del interior de un planeta asciende a través de la corteza y hace erupción en la superficie. Los materiales erupcionados consisten en roca fundida ( lava ), fragmentos de escombros 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 formas de relieve distintivas , tipos de rocas y terrenos que brindan una ventana a la composición química, el estado térmico y la historia del interior de un planeta. [10]
El magma es una mezcla compleja de alta temperatura de silicatos fundidos, cristales suspendidos y gases disueltos. Es probable que el magma en Marte ascienda 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, finalmente alcanza regiones de menor densidad. Cuando la densidad del magma coincide con la de la roca anfitriona, la flotabilidad se neutraliza y el cuerpo de magma se detiene. En este punto, puede formar una cámara de magma y extenderse lateralmente en una red de diques y umbrales . Posteriormente, el magma puede enfriarse y solidificarse para formar cuerpos ígneos intrusivos ( plutones ). Los geólogos estiman que aproximadamente el 80% del magma generado en la Tierra se detiene en la corteza y nunca llega a la superficie. [12]
A medida que el magma asciende y se enfría, sufre muchos cambios compositivos complejos y dinámicos. Los minerales más pesados pueden cristalizar y depositarse en el fondo de la cámara magmática. El magma también puede asimilar porciones de la roca madre o mezclarse con otros lotes de magma. Estos procesos alteran la composición del resto del material fundido, de modo que cualquier magma que llegue a la superficie puede ser químicamente muy diferente de su material fundido original. Los magmas que han sido alterados de esta manera se dice que están "evolucionados" para distinguirlos de los magmas "primitivos" que se asemejan más a la composición de su fuente del manto . (Véase diferenciación ígnea y cristalización fraccionada .) Los magmas más evolucionados suelen ser félsicos , es decir, enriquecidos en sílice , volátiles y otros elementos ligeros en comparación con los magmas primitivos ricos en hierro y magnesio ( máficos ). El grado y la extensión 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 formaron a través de muchos episodios de reprocesamiento magmático. Las rocas ígneas evolucionadas son mucho menos comunes en cuerpos fríos y muertos como la Luna. Se cree que Marte, al tener un tamaño intermedio entre la Tierra y la Luna, tiene un nivel intermedio 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 exuelvan del fundido en una espuma de burbujas de gas. La nucleación de burbujas provoca una rápida expansión y enfriamiento del fundido circundante, produciendo fragmentos vítreos que pueden estallar explosivamente como tefra (también llamados piroclásticos ). La tefra de grano fino se conoce comúnmente como ceniza volcánica . El que un volcán haga erupción explosivamente o efusivamente como lava fluida depende de la composición del fundido. Los magmas félsicos de composición andesítica y riolítica tienden a hacer erupción explosiva. Son muy viscosos (espesos y pegajosos) y ricos en gases disueltos. Los magmas máficos, por otro lado, son bajos en volátiles y comúnmente hacen erupción 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 entrar en erupción violentamente en explosiones de vapor llamadas erupciones hidromagmáticas ( freatomagmáticas o freáticas ). Los magmas en erupción también pueden comportarse de manera diferente en planetas con composiciones internas, atmósferas y campos gravitacionales diferentes .
La forma más común de vulcanismo en la Tierra es basáltica. Los basaltos son rocas ígneas extrusivas derivadas de la fusión parcial del manto superior. Son ricos en minerales de hierro y magnesio ( máficos ) y comúnmente de color gris oscuro. El principal tipo de vulcanismo en Marte es casi con certeza también basáltico. [13] En la Tierra, los magmas basálticos comúnmente entran en erupción como flujos altamente fluidos, que emergen directamente de respiraderos o se forman por la coalescencia de coágulos fundidos en la base de fuentes de lava ( 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 marcianos también son capaces de expulsar 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 cantidad insuficiente de atmósfera, la columna puede colapsar y formar flujos piroclásticos . [14] Las erupciones plinianas son raras en los volcanes basálticos de la Tierra, donde dichas erupciones se asocian más comúnmente con magmas andesíticos o riolíticos ricos en sílice (por ejemplo, el Monte Santa Helena ).
Debido a que la menor gravedad de Marte genera menos fuerzas de flotabilidad en el magma que asciende a través de la corteza, se cree que las cámaras de magma que alimentan los volcanes en Marte son más profundas y mucho más grandes que las de la Tierra. [15] Para que un cuerpo de magma en Marte llegue lo suficientemente cerca de la superficie como para entrar en 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 ritmo eruptivo cuando ocurren. De manera algo paradójica, la menor gravedad de Marte también permite flujos de lava más largos y más 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 turbulentamente en el lapso de varias semanas y se piensa que es uno de los flujos de lava más jóvenes en Marte. [16] [17]
Las configuraciones tectónicas de los volcanes en la Tierra y Marte son muy diferentes. La mayoría de los volcanes activos en la Tierra se encuentran 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 de nuevo hacia el manto ( límites convergentes ). Debido a que Marte actualmente carece de tectónica de placas , los volcanes allí 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 una columna de manto estacionaria . [19] (Véase punto caliente ). La tefra paragenética de un cono de ceniza hawaiano se ha extraído para crear un simulador de regolito marciano para que lo utilicen los investigadores desde 1998. [20] [21]
Los volcanes más grandes y llamativos 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 marcianos y los de la Tierra está en el tamaño: los volcanes en escudo marcianos 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 Hawái , el volcán en escudo activo más grande de la Tierra. Los geólogos creen que una de las razones por las que los volcanes de 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.
En 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 en la muestra era similar a los " suelos basálticos erosionados " de los volcanes de Hawái . [18] En 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 jugado un papel mucho más prevalente en la historia volcánica del planeta de lo que se pensaba anteriormente. [22]
El hemisferio occidental de Marte está dominado por un enorme complejo volcano-tectónico conocido como la región de Tharsis o el bulbo 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 7-10 km sobre el nivel del mar marciano, Tharsis contiene las elevaciones más altas del planeta. Tres enormes volcanes, Ascraeus Mons , Pavonis Mons y Arsia Mons (conocidos colectivamente como los Montes de Tharsis ), se encuentran alineados de noreste a suroeste a lo largo de la cresta del bulbo. El vasto Alba Mons (anteriormente Alba Patera) ocupa la parte norte de la región. El enorme volcán escudo Olympus Mons se encuentra frente al bulbo principal, en el borde occidental de la provincia.
El abultamiento de Tharsis, formado por incontables generaciones de flujos de lava y cenizas, 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 Noéico, hace unos 3.700 millones de años (Gya). [24] Tharsis es tan masivo que ha colocado enormes tensiones en la litosfera del planeta , generando inmensas fracturas extensionales ( fosas tectónicas 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, causando cambios climáticos. [26] [27]
Los tres montes Tharsis son volcanes escudo centrados cerca del ecuador en la longitud 247°E. Todos tienen varios cientos de kilómetros de diámetro y una altura que varía de 14 a 18 km. El monte Arsia , el más meridional del grupo, tiene una gran caldera en la cima de 130 kilómetros (81 mi) de ancho y 1,3 kilómetros (0,81 mi) de profundidad. El monte Pavonis , el volcán del medio, tiene dos calderas anidadas, siendo la más pequeña de casi 5 kilómetros (3,1 mi) de profundidad. El monte Ascraeus , en el norte, tiene un conjunto complejo de calderas entrelazadas y una larga historia de erupciones que se cree que abarca la mayor parte de la historia de Marte. [28]
Los tres montes Tharsis están separados por unos 700 kilómetros (430 millas). Presentan una alineación distintiva de noreste a suroeste que ha sido fuente de cierto interés. Ceraunius Tholus y Uranius Mons siguen la misma tendencia hacia el noreste, y las plataformas de flujos de lava jóvenes en los flancos de los tres montes Tharsis están alineadas en la misma orientación de noreste a suroeste. Esta línea marca claramente una característica estructural importante en la corteza marciana, pero su origen es incierto.
Además de los grandes volcanes escudo, Tharsis contiene una serie de volcanes más pequeños llamados tholi y paterae . Los tholi son edificios en forma de cúpula con flancos que son mucho más empinados que los escudos más grandes de Tharsis. Sus calderas centrales también son bastante grandes en proporción a sus diámetros de base. La densidad de cráteres de impacto en muchos de los tholi indica que son más antiguos que los escudos grandes, habiéndose formado entre finales del Noé y principios del Hespériense. 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 ceniza. La edad y la morfología de los tholi proporcionan una fuerte evidencia de que representan las cumbres de antiguos volcanes escudo que han sido enterrados en gran parte por grandes espesores de flujos de lava más jóvenes. [29] Según una estimación, los tholi de Tharsis pueden estar enterrados por hasta 4 km de lava. [30]
Patera (pl. paterae) es la palabra latina para un recipiente poco profundo para beber. El término se aplicó a ciertos cráteres mal definidos y de bordes festoneados que aparecían en las primeras imágenes de naves espaciales como grandes calderas volcánicas. Las pateras más pequeñas en Tharsis parecen ser morfológicamente similares a los tholi, excepto por tener calderas más grandes. Al igual que los tholi, las pateras de Tharsis probablemente representan las cimas de volcanes 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 (UAI) redefinió los términos Alba Patera , Uranius Patera y Ulysses Patera para referirse solo a las calderas centrales de estos volcanes. [31]
El Monte Olimpo es el volcán más joven y más alto de Marte. Se encuentra a 1200 km al noroeste de los Montes Tharsis, justo al lado del borde occidental del abultamiento de Tharsis. Su cumbre está a 21 km sobre el nivel del mar (el nivel del mar de Marte) y tiene un complejo de calderas central 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 de entre 4 y 5 grados de media. El volcán se construyó a partir de miles de flujos individuales de lava muy fluida. Un escarpe irregular, en algunos lugares de hasta 8 km de altura, se encuentra en la base del volcán, formando una especie de pedestal sobre el que 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 el escarpe. En imágenes de resolución media (100 m/píxel), la superficie del volcán presenta una fina textura radial debido a los innumerables flujos y canales de lava nivelados que recubren sus flancos.
Alba Mons , situado en la región norte de Tharsis, es una estructura volcánica única, sin equivalente 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 de Alba Mons es de sólo unos 0,5°, más de cinco veces menor que las pendientes de los otros volcanes de Tharsis. El volcán tiene un edificio central de 350 km de ancho y 1,5 km de alto con un complejo de caldera doble en la cumbre. Alrededor del edificio central hay un anillo incompleto de fracturas. Los flujos relacionados con el volcán se pueden rastrear hasta 61°N al norte y hasta 26°N al sur. Si se cuentan estos campos de flujo extendidos, el volcán se extiende unos inmensos 2000 km de norte a sur y 3000 km de este a oeste, lo que lo convierte en una de las formaciones volcánicas más extensas del Sistema Solar. [32] [33] [34] La mayoría de los modelos geológicos sugieren que Alba Mons está compuesto por flujos de lava basáltica altamente fluida, pero algunos investigadores han identificado posibles depósitos piroclásticos en los flancos del volcán. [35] [36] Debido a que Alba Mons se encuentra en las antípodas 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 centraron en el lado opuesto del planeta. [37]
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 borde noroeste de la provincia se caracteriza por grandes canales ( Granicus y Tinjar Valles) que emergen de varios fosas en los flancos de Elysium Mons. Las fosas 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 flujos de lodo o lahares . [38] Se cree que el grupo de volcanes Elysium es algo diferente de los Tharsis Montes, en el sentido de que el desarrollo del primero involucró tanto lavas como piroclásticos . [39]
Elysium Mons es el mayor edificio volcánico de la provincia. Tiene 375 km de ancho (dependiendo de cómo se defina la base) y 14 km de alto. Tiene una única caldera simple 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, es probable que se trate de un escudo. Elysium Mons tiene solo alrededor de una quinta parte del volumen de Arsia Mons. [38]
El Hecates Tholus tiene 180 km de ancho y 4,8 km de alto. Las laderas del volcán están muy diseccionadas por 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 lava, flujos de ceniza o incluso agua de la nieve o la lluvia. [41] El Albor Tholus, el más meridional de los volcanes Elysium, tiene 150 km de diámetro y 4,1 km de alto. Sus laderas son más suaves y menos cráterizadas que las de los otros volcanes Elysium. [42]
Syrtis Major Planum es un gran volcán en escudo de la era hespérica ubicado dentro de la formación de 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 allí desde naves espaciales en órbita. Las dacitas y los granitos son rocas ricas en sílice que cristalizan a partir de un magma que está más evolucionado y diferenciado 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 es una gran región montañosa al norte de Marte que se encuentra principalmente en el cuadrángulo de Arabia . Varios cráteres de forma irregular que se encuentran dentro de la región representan un tipo de construcción volcánica de tierras altas que, en conjunto, representan una provincia ígnea marciana. [5] Las pateras de bajo relieve dentro de la región poseen una variedad de características geomorfológicas, 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 haberse formado, en parte, por el flujo relacionado de lavas. [5]
En el hemisferio sur, particularmente alrededor de la cuenca de impacto de Hellas, hay varias estructuras volcánicas planas llamadas pateras de las tierras altas [46]. Estos volcanes son algunos de los edificios volcánicos identificables más antiguos en 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 las pateras de las tierras altas se produjeron 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 pateras de las tierras altas alrededor de Hellas se debe a fracturas profundas causadas por el impacto que proporcionaron conductos para que el magma subiera a la superficie. [48] [49] [50] Aunque no son muy altas, algunas pateras cubren grandes áreas: Amphritrites 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 que el Olympus Mons quepa en su interior.
Las llanuras volcánicas están muy extendidas en Marte. Se reconocen comúnmente dos tipos de llanuras: aquellas en las que las características de flujo de lava son comunes y aquellas en las que las características de flujo generalmente están ausentes pero se infiere un origen volcánico por otras características. Las llanuras con abundantes características de flujo de lava se encuentran en y alrededor de las grandes provincias volcánicas de Tharsis y Elysium. [51] Las características de flujo incluyen tanto flujo en láminas como morfologías de flujo alimentadas por tubos y canales. Los flujos en láminas 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]
En las llanuras de Cerberus, al sur de Elysium y en Amazonis, se produce un tipo inusual de flujo. Estos flujos tienen una textura de placas rotas, que consisten en placas oscuras de escala kilométrica incrustadas en una matriz de tonos claros. Se han atribuido a placas de lava solidificada que flotan sobre un subsuelo aún fundido. Otros han afirmado que las placas rotas representan un bloque de hielo que se congeló sobre un mar que se estancó en la zona después de liberaciones masivas de agua subterránea del área de Cerberus Fossae .
El segundo tipo de llanuras volcánicas (llanuras acanaladas) se caracteriza por abundantes crestas arrugadas . Las características de flujo volcánico son raras o ausentes. Se cree que las llanuras acanaladas son regiones de extensos basaltos de inundación , por analogía con los mares lunares . Las llanuras acanaladas 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 acanaladas son todas de edad hesperiana y representan un estilo de vulcanismo predominante a nivel mundial durante ese período de tiempo. El período hesperiano recibe su nombre de las llanuras acanaladas en Hesperia Planum.
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 antes de 2011 no arrojaron ninguna evidencia positiva de vulcanismo activo. [7]
Sin embargo, la sonda Mars Express de la Agencia Espacial Europea fotografió en 2004 flujos de lava que se interpretaron 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 esté volcánicamente extinto. [7] [57]
La misión de aterrizaje InSight determinaría si hay actividad sísmica , mediría la cantidad de flujo de calor desde el interior, estimaría el tamaño del núcleo de Marte y si el núcleo es líquido o sólido. Los hallazgos fueron que Marte posee un núcleo externo fundido y un núcleo interno sólido con un manto parcialmente fundido. [58]
En 2020, los astrónomos informaron de evidencia de actividad volcánica en Marte hace tan solo 53.000 años en Cerberus Fossae, en medio de Elysium Planitia . Dicha actividad podría haber proporcionado el entorno, en términos de energía y sustancias químicas, necesario para sustentar las formas de vida . [59] [60]
Se cree que hay grandes cantidades de hielo de agua en el subsuelo marciano. La interacción del hielo con la roca fundida puede producir accidentes geográficos distintos. En la Tierra, cuando el material volcánico caliente entra en contacto con el hielo de la superficie, pueden formarse grandes cantidades de agua líquida y lodo que fluyen catastróficamente pendiente abajo como flujos de escombros 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 pequeñas formas de relieve similares a volcanes llamadas pseudocráteres o conos sin raíces. Las características que se asemejan a los conos sin raíces terrestres ocurren en Elysium, Amazonis e Isidis y Chryse Planitiae . [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] Su existencia fue sugerida a partir de la región de Nepenthes / Amenthes . [64] Finalmente, cuando un volcán entra en erupción bajo una capa de hielo, puede formar una forma de relieve distintiva, similar a una meseta, llamada tuya o montaña de mesa. Algunos investigadores [65] citan evidencia geomorfológica de que muchos de los depósitos interiores estratificados en Valles Marineris pueden ser el equivalente marciano de las tuyas.
Se han descubierto límites tectónicos en Marte. Valles Marineris es un límite tectónico que se desliza horizontalmente y que divide dos placas parciales o completas importantes 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 franjas magnéticas en la corteza de Marte, [69] especialmente en los cuadrángulos de Phaethontis y Eridania . El magnetómetro en MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km de ancho que corren aproximadamente paralelas por hasta 2000 km. Estas franjas alternan en polaridad con el polo norte magnético de una apuntando hacia arriba desde la superficie y el polo norte magnético de la 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 franjas magnéticas de la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, están magnetizadas con mucha más fuerza y no parecen extenderse desde una zona de expansión de la corteza media. Como la zona con las franjas magnéticas tiene unos 4.000 millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró solo los primeros cientos de millones de años de 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. Las rocas más jóvenes no muestran ninguna franja. Cuando la roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe 2 O 3 ), se enfría y se solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo de fondo. Este magnetismo solo se pierde si la roca se calienta posteriormente por encima de la temperatura de Curie , que es de 770 °C para el hierro puro, pero inferior 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]
Las características volcánicas de Marte pueden compararse con los puntos calientes geológicos de la Tierra . Pavonis Mons es el centro de tres volcanes (conocidos colectivamente como Tharsis Montes) en el bulbo de Tharsis cerca del ecuador del planeta Marte. Los otros volcanes de 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 movió 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 la más joven en el sur y la más antigua en el norte. Por lo tanto, los geólogos creen que la placa se está moviendo mientras una columna estacionaria de magma caliente se eleva y perfora 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. Olympus Mons puede haberse formado justo después de que el movimiento de la placa se detuviera. Las llanuras marcianas tienen entre 3.000 y 3.500 millones de años de antigüedad. [72] Los volcanes gigantes en escudo son más jóvenes, se formaron hace entre 1.000 y 2.000 millones de años. El Monte Olimpo puede tener "tan solo 200 millones de años de antigüedad". [73]
En 1994, Norman H. Sleep, profesor de geofísica en la Universidad de Stanford, describió cómo los tres volcanes que forman una línea a lo largo de la cordillera de Tharsis podrían ser volcanes de arcos insulares extintos como la cadena de islas de Japón. [74] [ ¿Necesita actualización? ]
