Ascraeus Mons / ə ˈ s k r iː ə s ˈ m ɒ n z / es un gran volcán en escudo ubicado en la región de Tharsis del planeta Marte . Es el más septentrional y el más alto de los tres volcanes en escudo conocidos colectivamente como los Montes Tharsis .
La ubicación del volcán corresponde a la característica clásica del albedo Ascraeus Lacus.
El volcán Ascraeus Mons fue descubierto por la sonda espacial Mariner 9 en 1971. El volcán se llamó originalmente Punto Norte [2] porque era el más septentrional de los cuatro puntos visibles en la superficie debido a una tormenta de polvo global que en ese momento envolvía al planeta. A medida que el polvo se disipó, se reveló que los puntos eran volcanes extremadamente altos cuyas cumbres se habían proyectado por encima de la atmósfera inferior cargada de polvo. [3]
El lago Ascraeus recibió su nombre de Ascra, el rústico lugar de nacimiento de Hesíodo ; en griego, la palabra "ascraeus" es una metonimia poética de "rural". [4] El nombre oficial del volcán pasó a ser Ascraeus Mons en 1973. [1]
El volcán está situado en la parte sureste central del cuadrángulo de Tharsis , a 11,8° N, 255,5° E, en el hemisferio occidental de Marte. Un grupo de tres volcanes más pequeños (el grupo Ceraunius-Uranius ) se encuentra a unos 700 km al noreste, y Pavonis Mons (el volcán central de los Montes de Tharsis) se encuentra a 500 km al suroeste. El cráter Poynting, de 70 km de diámetro, se encuentra a 300 km al oeste-suroeste.
El monte Ascraeus tiene un diámetro de aproximadamente 480 km [1] y es la segunda montaña más alta de Marte, con una elevación de la cima de 18,1 km. El volcán tiene un perfil muy bajo con una pendiente media de 7° en los flancos. [5] Las pendientes son más pronunciadas en la parte media de los flancos, aplanándose hacia la base y cerca de la cima, donde se encuentran una amplia meseta en la cima y un complejo de calderas (cráteres de colapso). [6]
Los respiraderos volcánicos, ubicados en los bordes noreste y suroeste del volcán, son fuentes de amplias plataformas de lava, o abanicos, que entierran partes cercanas del volcán y se extienden más de 100 km hacia las llanuras circundantes. [7] La orientación suroeste-noreste de las plataformas coincide con la orientación de los Montes Tharsis, lo que sugiere que una fisura o grieta importante en la corteza marciana es responsable de la orientación tanto de las plataformas como de la cadena de Montes Tharsis. La presencia de las plataformas de lava causa cierto desacuerdo en las dimensiones reales del volcán. Si las plataformas se incluyen como parte del edificio, entonces Ascraeus Mons tiene dimensiones más cercanas a 375 × 870 km. [5] [8]
Al igual que la mayor parte de la región de Tharsis, Ascraeus Mons tiene un alto albedo (reflectividad) y baja inercia térmica , lo que indica que el volcán y las áreas circundantes están cubiertas de grandes cantidades de polvo fino. (Véase la superficie marciana ). El polvo forma un manto sobre la superficie que oscurece o silencia gran parte de la topografía y geología a escala fina de la región. [9] Tharsis es probablemente polvorienta debido a sus altas elevaciones. La densidad atmosférica es demasiado baja para movilizar y eliminar el polvo una vez que se deposita. [10] La presión atmosférica en la cumbre de Ascraeus Mons promedia 100 pascal (1,0 mbar); [11] esto es solo el 17% de la presión superficial promedio de 600 pascal.
El monte Ascraeus está rodeado de llanuras de lava de la era amazónica media o tardía. [12] La elevación de las llanuras es en promedio de unos 3 km por encima del nivel del mar marciano, lo que le da al volcán un relieve vertical promedio de 15 km. [13] Sin embargo, la elevación de las llanuras varía considerablemente. Las llanuras al noroeste del volcán tienen una elevación de menos de 2 km. Las llanuras son más altas (>3 km) al sureste del volcán.
Las llanuras de lava al noroeste de Ascraeus Mons son notables por tener dos cráteres de colapso oscuros fotografiados por la cámara HiRISE en el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) en noviembre de 2010 (foto en la galería de abajo). Los cráteres se parecen a los fotografiados alrededor de Arsia Mons por la nave espacial Mars Odyssey . Los dos cráteres miden alrededor de 180 y 310 m de ancho, [14] y el cráter más grande tiene aproximadamente 180 metros de profundidad. [15] Las paredes orientales de los cráteres consisten en cornisas empinadas y salientes. Los fondos de ambos cráteres contienen sedimentos y grandes rocas. [14] Se cree que estos cráteres de cráter sin borde se forman por el colapso del material de la superficie en un vacío subterráneo creado por un dique o un tubo de lava. Son análogos a los cráteres de cráter volcánico en la Tierra, como el cráter de la Garganta del Diablo en la zona de rift superior este del volcán Kilauea, Hawaii. [16] [17] En algunos casos, pueden marcar tragaluces o entradas a cuevas de lava subterráneas . [18]
El monte Ascraeus fue formado por miles de flujos de lava basáltica fluida . Excepto por su gran tamaño, se asemeja a los volcanes en escudo terrestres como los que forman las islas hawaianas . Los flancos del monte Ascraeus están cubiertos de estrechos flujos de lava lobulados [19] y canales de lava. Muchos de los flujos de lava tienen diques a lo largo de sus márgenes. Los diques son crestas paralelas formadas en los bordes de los flujos de lava. 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.
Al examinar las morfologías de las estructuras de flujo de lava en Ascraeus Mons, los geólogos pueden calcular las propiedades reológicas de la lava y estimar la velocidad a la que se derramó durante la erupción (tasa de efusión). Los resultados muestran que la lava era muy fluida (baja viscosidad ) con baja resistencia a la fluencia , similar a las lavas basálticas hawaianas e islandesas . Las tasas de efusión promedio son de aproximadamente 185 m 3 /s. Estas tasas son comparables a las observadas en Hawái e Islandia. [20] [21] Los estudios de radar basados en la Tierra muestran que Ascraeus Mons tiene una mayor fuerza de eco de radar que otras estructuras volcánicas del planeta. Esto podría indicar que los flujos de lava en los flancos de Ascraeus Mons consisten en flujos rugosos de tipo ʻAʻā , [22] una conclusión respaldada por el análisis fotogeológico de las morfologías de los flujos de lava. [23]
Los flancos del monte Ascraeus tienen una apariencia arrugada causada por numerosas estructuras bajas y redondeadas similares a terrazas dispuestas concéntricamente alrededor de la cima del volcán. Las terrazas están espaciadas entre 30 y 50 km, [24] tienen longitudes de hasta 100 km, anchos radiales de 30 km y alturas de aproximadamente 3 km. Las terrazas individuales no son continuas alrededor del volcán, sino que consisten en segmentos arqueados que se superponen entre sí, formando un patrón imbricado . [25] Se interpreta que son la expresión superficial de fallas de empuje que se formaron debido a la compresión a lo largo de los flancos del volcán. Las terrazas de flanco también son comunes en el monte Olimpo y los otros volcanes escudo de Tharsis. La fuente de las tensiones de compresión aún se debate. Las terrazas de los flancos pueden deberse a una falla compresiva del volcán, a la flexión de la litosfera subyacente debido al peso masivo del volcán, a ciclos de inflación y deflación de la cámara de magma o a un hundimiento gravitacional superficial . [26]
Las fisuras o respiraderos de los flancos en los bordes suroeste y noreste del volcán son las fuentes de las plataformas de lava que se extienden por las llanuras circundantes. Las fisuras parecen haberse formado por la fusión de numerosas depresiones estrechas similares a surcos . [27] En algunos lugares, las depresiones forman canales sinuosos con islas y otras características que sugieren erosión por un fluido. Si los canales se formaron predominantemente por agua o lava es todavía un tema de debate, [28] aunque un estudio extenso de entornos análogos (por ejemplo, Hawái, la Luna, otras partes de Marte) y características morfológicas por parte de múltiples investigadores ha llevado a la conclusión de que lo más probable es que tengan un origen volcánico. [29]
El complejo de calderas consta de una caldera central rodeada de cuatro calderas fusionadas. La caldera central mide unos 24 km de ancho y 3,4 km de profundidad y es la más joven de las estructuras colapsadas. [30] El recuento de cráteres indica que la caldera central tiene unos 100 millones de años (Myr) de antigüedad. Las calderas circundantes tienen edades de unos 200, 400 y 800 Myr, o incluso antes. [31] Una pequeña depresión parcialmente preservada al sureste de la caldera principal puede tener una antigüedad de hasta 3.800 millones de años (Gyr). Si las fechas son válidas, entonces Ascraeus Mons puede haber estado activo durante la mayor parte de la historia de Marte. [32]
En el flanco occidental del volcán se encuentra una zona de peculiares depósitos en forma de abanico (FSD, por sus siglas en inglés). Los FSD consisten en una zona de terreno irregular delimitada por una zona semicircular de crestas concéntricas. También se encuentran depósitos similares en los bordes noroccidentales de los otros dos montes Tharsis, Pavonis Mons y Arsia Mons, así como en Olympus Mons. El FSD en Ascraeus Mons es el más pequeño de los de los montes Tharsis, ya que cubre un área de 14.000 km2 y se extiende hacia afuera desde la base del volcán durante unos 100 km. El origen de estos depósitos ha sido debatido durante décadas. Sin embargo, evidencia geológica reciente sugiere que los FSD son depósitos dejados por los glaciares , que cubrieron partes de los volcanes durante un período reciente de alta oblicuidad . [33] Durante los períodos de alta oblicuidad (inclinación axial), las regiones polares reciben mayores niveles de luz solar. Más agua de los polos entra en la atmósfera y se condensa en forma de hielo o nieve en las regiones ecuatoriales más frías. Marte cambia su oblicuidad de unos 15° a 35° en ciclos de 120.000 años. [34]
