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 de superficie, con campos de flujo volcánico que se extienden por al menos 1350 km (840 mi) desde su cumbre. [4] [5] Aunque el volcán tiene una extensión comparable a la de los Estados Unidos , alcanza una elevación de solo 6,8 km (22 000 pies) en su punto más alto. [6] Esto es aproximadamente un tercio de la altura de Olympus Mons , el volcán más alto del planeta. [7] 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 más de cinco veces menor que las pendientes de los otros grandes volcanes de Tharsis . [6] [8] En general, Alba Mons se asemeja a una gran pero apenas elevada protuberancia en la superficie del planeta. [9] Es una estructura volcánica única sin equivalente en la Tierra ni en ningún otro lugar de Marte. [6]
Además de su gran tamaño y bajo relieve , Alba Mons tiene una serie de otras características distintivas. La parte central del volcán está rodeada por un anillo incompleto de fallas ( graben ) y fracturas, llamadas 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 radial desde la región central del volcán. Las enormes longitudes de algunos flujos individuales (> 300 km (190 mi)) implican que las lavas eran muy fluidas (baja viscosidad ) y de alto volumen. [10] Muchos de los flujos tienen morfologías distintivas, que consisten en crestas largas y 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. [11]
Alba Mons tiene algunos de los depósitos volcánicos más antiguos y ampliamente expuestos de la región de Tharsis . La evidencia geológica indica que la actividad volcánica significativa terminó mucho antes en Alba Mons que en Olympus Mons y los volcanes Tharsis Montes . Los depósitos volcánicos de Alba Mons varían en edad desde el Hespériense hasta el Amazónico temprano [12] (aproximadamente entre 3.6 [13] y 3.2 mil millones de años [14] ).
Durante años, el nombre formal del volcán fue Alba Patera. Patera (pl. paterae ) es latín para un cuenco o platillo para beber poco profundo. El término se aplicó a ciertos cráteres mal definidos y de bordes festoneados que, en las primeras imágenes de naves espaciales, parecían ser de origen volcánico (o no de impacto ). [15] En septiembre de 2007, la Unión Astronómica Internacional (UAI) rebautizó el volcán como 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. [16]
El término Alba proviene de la palabra latina para blanco y se refiere a las nubes que se ven frecuentemente sobre la región desde los telescopios terrestres. [17] El volcán fue descubierto por la sonda espacial Mariner 9 en 1972 y fue conocido inicialmente como la formación volcánica Alba [18] o el Anillo de Arcadia [19] (en referencia al anillo parcial de fracturas alrededor del volcán). La UAI nombró al volcán Alba Patera en 1973. [1] El volcán a menudo se llama simplemente Alba cuando se entiende el contexto.
Alba Mons está centrado en 40°28′N 250°24′E / 40.47, -250.4 en el cuadrángulo Arcadia (MC-3). Gran parte del flanco occidental del volcán se encuentra en el cuadrángulo Diacria adyacente (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 cuadrángulo norte de Tharsis ). Si se toma el margen exterior de los flujos como la base del volcán, entonces Alba Mons tiene dimensiones de norte a sur de aproximadamente 2000 km (1200 mi) y un ancho máximo de 3000 km (1900 mi). [6] Cubre un área de al menos 5,7 millones de km 2 [20] y tiene un volumen de aproximadamente 2,5 millones de km 3 . [12] El volcán domina la parte norte del bulbo de Tharsis y es tan grande y geológicamente distinto que casi puede ser tratado como una provincia volcánica entera en sí misma. [21] [22]
Aunque Alba Mons alcanza una elevación máxima de 6,8 km (22.000 pies) por encima del nivel de Marte , la diferencia de elevación entre su cumbre y el terreno circundante (relieve) es mucho mayor en el lado norte del volcán (unos 7,1 km (23.000 pies)) en comparación con el lado sur (unos 2,6 km (8.500 pies)). La razón de esta asimetría es que Alba se extiende a ambos lados del límite dicotómico entre las tierras altas llenas de cráteres en el sur y las tierras bajas al norte. Las llanuras subyacentes al volcán se inclinan hacia el norte [23] hacia Vastitas Borealis , que tiene una elevación superficial media de 4,5 km (15.000 pies) por debajo del nivel de Marte (-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 la época noeica de Ceraunius Fossae [12] (en la foto de la izquierda).
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 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 [24] de mediciones precisas de elevación en todo el planeta. Con los datos de MOLA, los científicos planetarios pueden estudiar detalles sutiles de la forma y la topografía del volcán que eran invisibles en las imágenes de naves espaciales anteriores como Viking . [12]
El volcán consta de dos componentes aproximadamente concéntricos: 1) un cuerpo central de forma ovalada con dimensiones aproximadas de 1.500 km (930 mi) por 1.000 km (620 mi) de ancho rodeado por 2) una vasta plataforma casi nivelada de flujos de lava que se extiende unos 1.000 km (620 mi) adicionales o más hacia afuera. El cuerpo central es el edificio topográfico principal 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 elongación en la dirección este-oeste. [12] [25] El edificio central tiene las pendientes más pronunciadas del volcán, aunque todavía son de solo 1°. [6] La cresta y los flancos superiores del edificio están cortados por un anillo parcial de fosas tectónicas que forman parte del sistema de fracturas Alba y Tantalus Fossae . Dentro del anillo de fosas se encuentra un anillo de pendientes muy bajas y en algunos lugares invertidas [6] que forma una meseta sobre la cual se encuentra un domo central de 350 km (220 mi) de ancho coronado por un complejo de calderas anidadas. [25] Por lo tanto, el edificio central de Alba Mons se asemeja a un volcán escudo parcialmente colapsado con un domo en la cima más pequeño ubicado en la parte superior (foto a la derecha). El domo en la cima tiene una inclinación marcada hacia el este.
El complejo de calderas consta de una gran caldera de unos 170 km (110 mi) por 100 km (62 mi) de ancho en el centro de la cúpula de la cumbre. Una caldera más pequeña, con forma de riñón (de unos 65 km (40 mi) por 45 km (28 mi)) se encuentra en la mitad sur de la caldera más grande. Ambas calderas son relativamente poco profundas, [4] alcanzando una profundidad máxima de solo 1,2 km (3900 pies). [7]
La caldera más grande está limitada en el extremo más occidental por una pared semicircular empinada de 500 m (1600 pies) de altura. Esta pared desaparece en los lados norte y sur de la caldera, donde es sepultada por flujos volcánicos que se originan en la caldera más joven y más pequeña. [4] La caldera más pequeña está delineada 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 son festoneadas, lo que sugiere múltiples episodios de hundimiento y/o pérdida de masa . [12] Dos pequeños escudos o domos, de varios cientos de metros de altura, se encuentran dentro y adyacentes a la caldera grande. El escudo dentro de la caldera grande tiene unos 50 km (31 mi) de ancho. Está coronado por una peculiar característica circular concéntrica de 10 km (6,2 mi) de diámetro [12] [25] (en la imagen de la izquierda).
Las calderas se forman por colapso tras 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. [26] La poca profundidad de las calderas de Alba en comparación con las observadas en el Monte Olimpo y la mayoría de los otros volcanes de Tharsis implica que el depósito de magma de Alba era más amplio y menos profundo que los de sus vecinos. [27]
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. [28] [29] La capa de polvo es visible en imágenes de alta resolución de la cumbre (foto de la derecha). En algunos lugares, el polvo ha sido tallado en formas aerodinámicas por el viento y está cortado por pequeños deslizamientos de tierra . Sin embargo, algunas manchas aisladas de polvo parecen lisas y sin perturbaciones del viento. [30]
La alta reflectividad y la baja inercia térmica de la región también indican una densa capa de polvo . 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)). [28] [31] (Véase la superficie marciana ). Sin embargo, la inercia térmica es alta y el albedo más bajo en los flancos norte del volcán y en el área de la plataforma más al norte. Esto sugiere que las partes norte de la superficie de Alba pueden contener una mayor abundancia de costras duras , arena y rocas en comparación con el resto del volcán. [31]
La alta inercia térmica también puede indicar la presencia de hielo de agua expuesto. Los modelos teóricos de hidrógeno equivalente al agua (WEH) a partir de neutrones epitermales detectados por el instrumento Espectrómetro de Neutrones Mars Odyssey (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. [32] Esta concentración podría indicar la presencia de agua como hielo remanente o en minerales hidratados. [33] Alba Mons es una de varias áreas del planeta que pueden contener depósitos gruesos de hielo cerca de la superficie preservados de una época anterior (hace 1 a 10 millones de años), cuando la inclinación axial (oblicuidad) de Marte era mayor y existían glaciares de montaña 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. [34] Los cálculos teóricos indican que el hielo remanente se puede conservar por debajo de profundidades de 1 m si está cubierto por un material de alto albedo y baja inercia térmica, como el polvo. [35]
La composición mineral de las rocas que forman Alba Mons es difícil de determinar a partir de la espectrometría de reflectancia orbital debido al predominio del polvo superficial en toda la región. Sin embargo, la composición de la superficie a escala global se puede inferir a partir 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 del GRS indica que Alba Mons y el resto de la región de Tharsis pertenecen 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 a la media de la superficie de Marte. [36] El bajo contenido de silicio es indicativo de rocas ígneas máficas y ultramáficas , como el basalto y la dunita .
El Monte Alba es un objetivo poco probable para los módulos de aterrizaje no tripulados en el futuro cercano. El espeso manto de polvo oscurece el lecho rocoso subyacente, lo que probablemente dificulta la obtención de muestras de rocas in situ y reduce así el valor científico del sitio. La capa de polvo también causaría probablemente graves problemas de maniobra para los vehículos exploradores. 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 lisa en las imágenes del Mariner 9 tomadas a principios de la década de 1970. [37]
Gran parte de los trabajos geológicos realizados en Alba Mons se han centrado en la morfología de sus flujos de lava y la geometría de las fallas que cortan sus flancos. También se han estudiado en profundidad las características de la superficie del volcán, como los barrancos y las redes de valles. Estos trabajos tienen como objetivo general descifrar la historia geológica del volcán y los procesos volcanotectónicos implicados en su formación. Este conocimiento puede arrojar luz sobre la naturaleza y la evolución del interior de Marte y la historia climática del planeta.
Alba Mons es notable por la notable longitud, diversidad y apariencia nítida de sus flujos de lava. [37] Muchos de los flujos irradian desde la cumbre, pero otros parecen originarse de respiraderos y fisuras en los flancos inferiores del volcán. [38] Los flujos individuales pueden superar los 500 km (310 mi) de longitud. [39] 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. [40] Los dos tipos más comunes de flujos volcánicos en Alba Mons son los flujos laminares y los flujos alimentados por tubos y canales.
Los flujos laminares (también llamados flujos tabulares [39] ) forman lóbulos múltiples y superpuestos con márgenes empinados. Los flujos típicamente carecen de canales centrales. Tienen una parte superior plana y generalmente miden alrededor de 5 km (3,1 mi) de ancho en los flancos superiores del volcán, pero se vuelven mucho más anchos y lobulados hacia sus extremos aguas abajo (distales). [38] La mayoría parece originarse cerca del anillo de fractura Alba y Tantalus Fossae, pero los respiraderos reales para los flujos laminares no son visibles y pueden haber sido enterrados por sus propios productos. [10] Se han medido los espesores de flujo para varios flujos laminares 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. [41]
El segundo tipo importante de flujos de lava en los flancos del Alba Mons se denomina flujos alimentados por tubos y canales, o flujos crestados. [39] Forman crestas largas y sinuosas que irradian hacia afuera desde la región central del volcán. Por lo general, tienen entre 5 y 10 km de ancho. Una cresta individual puede tener un canal discontinuo o una línea de fosas 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 durante varios cientos de kilómetros. El origen de las crestas es incierto. Pueden formarse por la acumulación sucesiva de lava solidificada en la boca de un canal o tubo, y cada pulso de lava que fluye aumenta la longitud de la cresta. [42]
Además de los dos tipos principales de flujos, alrededor del Monte Alba se encuentran numerosos flujos indiferenciados que están demasiado degradados para caracterizarlos o que tienen características híbridas. Las crestas de cima plana con márgenes indistintos y superficies escarpadas, [10] [37] interpretadas como flujos de lava, son comunes a lo largo de los flancos inferiores del Monte Alba y se vuelven menos nítidas en apariencia a medida que aumenta la distancia desde el edificio. [12] En imágenes de alta resolución, muchos de los flujos en los flancos superiores del volcán originalmente caracterizados como flujos laminares tienen canales centrales con crestas similares a diques. [43]
La morfología de los flujos de lava puede indicar propiedades de la lava cuando está fundida, como su reología y volumen de flujo. Juntas, estas propiedades pueden proporcionar pistas sobre la composición de la lava y las tasas de erupción. [37] 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. [10] Los primeros análisis cuantitativos de los flujos de lava de Alba [38] indicaron que las lavas tenían baja resistencia a la fluencia y viscosidad y erupcionaban a tasas muy altas. El perfil inusualmente bajo de Alba sugirió a algunos que lavas extremadamente fluidas estaban involucradas en la construcción del volcán, tal vez komatitites , que son lavas ultramáficas primitivas que se forman a temperaturas muy altas. [4] Sin embargo, trabajos más recientes sobre los flujos alimentados por tubos y canales indican viscosidades de lava dentro del rango de basaltos típicos (entre 100 y 1 millón de Pa s −1 ). [44] Los caudales calculados también son inferiores a lo que se pensaba originalmente, y oscilan entre 10 y 1,3 millones de m 3 por segundo. El rango inferior de caudales eruptivos de Alba Mons se encuentra dentro del rango de los flujos volcánicos terrestres más elevados, como el de Mauna Loa en 1984 , el de Queensland del Norte ( provincia de McBride ) y el de los basaltos del río Columbia . El rango superior es varios órdenes de magnitud superior a los caudales efusivos de cualquier volcán terrestre. [43]
Desde finales de los años 1980, algunos investigadores han sospechado que las erupciones del Alba Mons incluyeron una cantidad significativa de piroclastos (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 del norte del volcán que parecían estar tallados por el agua corriente (ver más abajo). Esta evidencia combinada con datos de inercia térmica , que indicaban una superficie dominada por materiales de grano fino, sugería la presencia de un material fácilmente erosionable, como 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 ). [45] [46] [47]
Datos más recientes de la Mars Global Surveyor y de la sonda Mars Odyssey no han mostrado evidencia específica de que se hayan producido erupciones explosivas en Alba Mons. Una explicación alternativa para las redes de valles en el lado norte del volcán es que se produjeron a través de la extracción o el derretimiento de polvo rico en hielo depositado durante una época glacial relativamente reciente, de la época amazónica . [12] [48]
En resumen, el análisis geológico actual de Alba Mons sugiere que el volcán fue construido por lavas con propiedades reológicas similares a las del basalto . [49] Si hubo actividad explosiva temprana en Alba Mons, la evidencia (en forma de extensos depósitos de ceniza) está en gran parte sepultada por lavas basálticas más jóvenes. [12]
El inmenso sistema de fracturas que rodea Alba Mons es quizás la característica más llamativa del volcán. [6] Las fracturas son características tectónicas que indican tensiones en la litosfera del planeta . Se forman cuando las tensiones superan la resistencia de fluencia de la roca, lo que da lugar a la deformación de los materiales de la superficie. Por lo general, esta deformación se manifiesta como fallas de deslizamiento que son reconocibles en imágenes desde la órbita. [51]
Las características tectónicas de Alba son casi completamente extensionales, [52] consistentes en fallas normales , fosas tectónicas y grietas de tensión . Las características extensionales más comunes en Alba Mons (y Marte en general) son fosas tectónicas simples . Las fosas tectónicas son depresiones largas y estrechas limitadas por dos fallas normales orientadas hacia adentro que encierran un bloque de corteza con falla descendente (foto de la derecha). Alba tiene quizás la exhibición más clara de fosas tectónicas simples en todo el planeta. [53] Las fosas tectónicas de Alba tienen hasta 1000 km (620 mi) de largo, y tienen un ancho del orden de 2 km (1,2 mi)–10 km (6,2 mi), con profundidades de 100 m (330 ft)–350 m (1150 ft). [54]
Las grietas de tensión (o juntas ) son características extensionales que se producen cuando la corteza se separa sin un deslizamiento significativo entre las masas rocosas separadas. En teoría, deberían aparecer como fisuras profundas con perfiles afilados en forma de V, pero en la práctica a menudo son difíciles de distinguir de los graben porque sus interiores se llenan rápidamente con talud de las paredes circundantes para producir pisos relativamente planos, similares a los de los graben. [53] Las cadenas de cráteres de fosas (catenas), comunes dentro de muchos graben en los flancos de Alba, pueden ser la manifestación superficial de grietas de tensión profundas en las que se ha drenado material de la superficie. [51]
Los fosas y fracturas alrededor de Alba Mons (en adelante simplemente llamadas fallas a menos que se indique lo contrario) se presentan en enjambres que reciben diferentes nombres según su ubicación con respecto al centro de Alba. [51] 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 mi) de diámetro. [6] 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 por distancias de muchos 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. [55] Todo el sistema de fallas Ceraunius-Alba-Tantalus tiene al menos 3000 km (1900 mi) de largo y entre 900 km (560 mi) y 1000 km (620 mi) de ancho [56]
Se han sugerido varias causas para las fallas, incluidas las tensiones regionales creadas por el abultamiento de Tharsis, los diques volcánicos y la carga de la corteza por el propio Alba Mons. [6] Las fallas de Ceraunius y Tantalus Fossae son aproximadamente radiales al centro de Tharsis y es probable que sean una respuesta de la corteza al peso del hundimiento del abultamiento de Tharsis. Las fallas que rodean la región de la cumbre de Alba pueden deberse a una combinación de carga del edificio de Alba y elevación o subcapa de magma del manto subyacente. [52] [54] Es probable que algunas de las fracturas sean la expresión superficial de gigantescos enjambres de diques radiales a Tharsis. [57] [58] Una imagen del High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) muestra una línea de cráteres de pozo sin borde en Cyane Fossae en el flanco occidental de Alba (en la foto de la derecha). Los pozos probablemente se formaron por el colapso de materiales de la superficie en fracturas abiertas creadas cuando el magma se introdujo en la roca subterránea para formar diques . [59]
Las laderas septentrionales del Monte Alba contienen numerosos sistemas de canales ramificados o redes de valles que superficialmente se parecen a las características de drenaje producidas en la Tierra por la lluvia. Las redes de valles del Monte Alba fueron identificadas en imágenes de Mariner 9 y Viking en la década de 1970, y su origen ha sido durante mucho tiempo un tema de investigación de Marte. Las redes de valles son más comunes en las antiguas tierras altas del sur de Marte de la era Noéica , pero también se encuentran en los flancos de algunos de los grandes volcanes. Las redes de valles del Monte Alba son de la era amazónica y, por lo tanto, significativamente más jóvenes que la mayoría de las 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. [60] Si las condiciones climáticas cambiaron hace miles de millones de años hasta el Marte frío y seco de hoy (donde la lluvia es imposible), ¿cómo se explican los valles más jóvenes del Monte Alba? ¿Las redes de valles del Monte Alba se formaron de manera diferente a las de las tierras altas y, de ser así, cómo? ¿Por qué los valles del Alba Mons se encuentran principalmente en los flancos septentrionales del volcán? Estas preguntas todavía están en debate. [61]
En las imágenes de Viking , la semejanza de las redes de valles de Alba con los valles pluviales (de lluvia) terrestres es bastante sorprendente. Las redes de valles muestran un patrón dendrítico paralelo de textura fina con valles tributarios bien integrados y densidades de drenaje comparables a las de los volcanes hawaianos de la Tierra . [11] [62] Sin embargo, las imágenes estereoscópicas de la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) en el orbitador europeo Mars Express muestran que los valles son relativamente poco profundos (30 m (98 pies) o menos) y se parecen más a riachuelos o cárcavas de erosión de escorrentía intermitente que a valles formados por erosión sostenida. [63] Parece probable que los valles en 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, [63] [64] o con períodos de corta duración de cambio climático global. [12] (Véase Características de la superficie, más arriba.) Todavía no está claro si el material erosionado es polvo rico en hielo o ceniza volcánica friable .
Los flujos de lava y las fallas bien conservadas de Alba proporcionan un excelente registro fotogeológico de la evolución del volcán. Utilizando el recuento de cráteres y los principios básicos de la estratigrafía , como la superposición y las relaciones de corte transversal , 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 constructiva en Alba ocurrió dentro de un intervalo de tiempo relativamente breve (alrededor de 400 millones de años) de la historia de Marte, que abarca principalmente desde finales del Hesperiano hasta las épocas amazónicas muy tempranas. La formación de fallas y fosas en la región ocurrió en dos etapas tempranas: una anterior y la otra contemporánea con la formación del volcán. Dos etapas tardías de formación de fosas ocurrieron después de que la actividad volcánica había terminado en gran medida. [22]
Con base en las imágenes del 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 . [12] [65] Los miembros bajos en la secuencia estratigráfica son más antiguos que los que se encuentran por encima, 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 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, [65] aunque los márgenes del flujo ahora están degradados y son difíciles de delinear. Los flujos de lava anchos con crestas de cima plana son características de las provincias de inundación de lava en la Tierra (por ejemplo, basalto del río Columbia ) que se formaron a altas tasas de erupción. [66] 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 caballo entre el límite Hesperiano temprano y el Hesperiano tardío, habiendo estallado aproximadamente hace 3700 a 3500 millones de años. [12] [14]
La unidad intermedia, que es de edad amazónica temprana, constituye los flancos del edificio principal de Alba y registra un período de actividad efusiva más enfocada que consiste en flujos largos alimentados por tubos y canales. La expansión volcánica se produjo en dirección norte formando los dos lóbulos flanqueantes. (Véase Olympus Mons y Tharsis para una discusión sobre la expansión volcánica en Marte.) La formación de fallas y fosas tectónicas en Alba y Tantalus Fossae se produjo de forma penocontemporánea 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. [12] [14] [67]
La unidad más joven, también de la Amazonia temprana, cubre la meseta de la cumbre, el domo y el complejo de caldera. Este período de actividad se caracteriza por flujos laminares de longitud relativamente corta y la construcción del domo de la cumbre y la gran caldera. Esta fase terminó con una inclinación hacia el este del domo de la cumbre, que puede haber iniciado la formación de fosas tectónicas adicionales en Alba Fossae. Las últimas características volcánicas en formarse fueron el pequeño escudo y la caldera en la cumbre. 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 de fosas. [12] [14] [67]
La clasificación del volcán Alba Mons es incierta. Algunos investigadores lo describen como un volcán en escudo , [12] [52] otros como una patera de tierras bajas [68] (en contraste con las pateras de tierras altas , que son volcanes antiguos de baja altitud con depósitos de cenizas surcadas ubicados en las tierras altas del sur de Marte), y otros lo consideran una estructura volcánica única en su tipo, exclusiva de Marte. [6] [10] Algunos investigadores han comparado Alba Mons con estructuras de corona en el planeta Venus . [69] [70] Alba Mons comparte algunas características con la estructura volcánica Syrtis Major . (Véase Vulcanismo en Marte ). Ambos volcanes son de edad hespérica , cubren grandes áreas, tienen un relieve muy bajo y grandes calderas poco profundas. También como Alba, Syrtis Major muestra flujos de lava alimentados por tubos y canales. [71] 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 debido al impacto de Hellas, que produjo fuertes ondas sísmicas que se centraron en el lado opuesto del planeta. [72] [73] [74]
Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter en el Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .
