La actividad volcánica, o vulcanismo , ha jugado 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 Noé (>3,7 mil millones de años) hasta finales del Amazonas (< 500 millones de años), lo que indica que el planeta ha estado volcánicamente activo a lo largo de su historia, [5] y algunos especulan que probablemente todavía lo es hoy. [6] [7] [8] Tanto la Tierra como Marte 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 y minerales ígneos .
El vulcanismo es un proceso en el que el magma del interior de un planeta asciende a través de la corteza y estalla en la superficie. Los materiales que hicieron erupción consisten en roca fundida ( lava ), escombros fragmentarios 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 , tipos de rocas y terrenos distintivos 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] Asciende a través de la corteza inferior en cuerpos diapíricos que son menos densos que el material circundante. A medida que el magma asciende, eventualmente llega a regiones de menor densidad. Cuando la densidad del magma coincide con la de la roca huésped, 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 alrededor del 80% del magma generado en la Tierra se estanca en la corteza y nunca llega a la superficie. [12]
A medida que el magma asciende y se enfría, sufre muchos cambios de composición complejos y dinámicos. Los minerales más pesados pueden cristalizar y depositarse en el fondo de la cámara de magma. El magma también puede asimilar porciones de roca huésped o mezclarse con otros lotes de magma. Estos procesos alteran la composición de la masa fundida restante, de modo que cualquier magma que alcance la superficie puede ser químicamente bastante diferente de su masa fundida original. Se dice que los magmas que han sido tan alterados están "evolucionados" para distinguirlos de los magmas "primitivos" que se parecen más a la composición de su manto fuente. (Ver 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 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 desarrollaron a través de muchos episodios de reprocesamiento magmático. Las rocas ígneas evolucionadas son mucho menos comunes en cadáveres fríos como la Luna. Se cree que Marte, al tener un tamaño intermedio entre la Tierra y la Luna, también lo es en su nivel 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 disuelvan de la masa fundida y formen una espuma de burbujas de gas. La nucleación de burbujas provoca una rápida expansión y enfriamiento de la masa fundida circundante, produciendo fragmentos vítreos que pueden estallar explosivamente como tefra (también llamada piroclásticos ). La tefra de grano fino se conoce comúnmente como ceniza volcánica . Que un volcán entre en erupción de forma explosiva o efusiva como lava fluida depende de la composición del derretimiento. Los magmas félsicos de composición andesítica y riolítica tienden a hacer erupción explosivamente. Son muy viscosos (espesos y pegajosos) y ricos en gases disueltos. Los magmas máficos, por otro lado, tienen poco contenido volátil y comúnmente hacen erupción efusivamente como flujos de lava basáltica . Sin embargo, éstas son sólo generalizaciones. Por ejemplo, el magma que entra en contacto repentino con aguas subterráneas o superficiales puede estallar violentamente en explosiones de vapor llamadas erupciones hidromagmáticas ( freatomagmáticas o freáticas ). Los magmas en erupción también pueden comportarse de manera diferente en planetas con diferentes composiciones interiores, atmósferas y campos gravitacionales .
La forma más común de vulcanismo en la Tierra es el basalto. 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. Es casi seguro que el principal tipo de vulcanismo en Marte también es basáltico. [13] En la Tierra, los magmas basálticos comúnmente entran en erupción como flujos altamente fluidos, que emergen directamente de los respiraderos o se forman por la coalescencia de coágulos fundidos en la base de fuentes de fuego ( 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, las cenizas calientes se incorporan a la atmósfera formando una enorme columna convectiva (nube). Si no se incorpora suficiente atmósfera, la columna puede colapsar para 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 flotación sobre el magma que asciende a través de la corteza, se cree que las cámaras de magma que alimentan a los volcanes de Marte son más profundas y mucho más grandes que las de la Tierra. [15] Si un cuerpo de magma en Marte va a llegar lo suficientemente cerca de la superficie como para hacer 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 velocidad eruptiva cuando ocurren. Paradójicamente, la menor gravedad de Marte también permite flujos de lava más largos y extendidos. Las erupciones de lava en Marte pueden ser inimaginablemente enormes. Recientemente se ha descrito un enorme flujo de lava del tamaño del estado de Oregón en el oeste de Elysium Planitia . Se cree que el flujo se formó de manera turbulenta durante varias semanas y se cree 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 se está subduciendo hacia el manto ( límites convergentes ). Debido a que Marte actualmente carece de placas tectónicas , 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] (Ver punto caliente .) La tefra paragenética de un cono de ceniza hawaiano se ha extraído para crear un simulante 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 poca pendiente y calderas en la cumbre . La principal diferencia entre los volcanes en escudo marcianos y los de la Tierra es 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. Tiene un volumen casi 100 veces mayor que el Mauna Loa en Hawaii , el volcán en escudo más grande de la Tierra. Los geólogos creen que una de las razones por las que los volcanes en Marte pueden crecer tanto es porque Marte carece de placas tectónicas. 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.
El 17 de octubre de 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 hawaianos . [18] En julio de 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 desempeñado un papel mucho más frecuente en la historia volcánica del planeta de lo que se pensaba anteriormente. [22]
El hemisferio occidental de Marte está dominado por un enorme complejo vulcan-tectónico conocido como región de Tharsis o protuberancia 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 a 10 km sobre el nivel de referencia (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 Tharsis Montes ), se encuentran alineados de noreste a suroeste a lo largo de la cresta del bulbo. La vasta Alba Mons (antes Alba Patera) ocupa la parte norte de la región. El enorme volcán en escudo Olympus Mons se encuentra junto a la protuberancia principal, en el extremo occidental de la provincia.
Construido por innumerables generaciones de flujos de lava y cenizas, el bulbo de Tharsis contiene algunos de los flujos de lava más jóvenes de Marte, pero se cree que el bulbo en sí es muy antiguo. La evidencia geológica indica que la mayor parte de la masa de Tharsis ya estaba en su lugar a finales del Período de Noé, hace unos 3.700 millones de años (Gya). [24] Tharsis es tan masivo que ha ejercido enormes tensiones en la litosfera del planeta , generando inmensas fracturas extensionales ( grabens 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, provocando cambios climáticos. [26] [27]
Los tres Tharsis Montes son volcanes en escudo centrados cerca del ecuador en la longitud 247°E. Todos tienen varios cientos de kilómetros de diámetro y una altura de entre 14 y 18 km. Arsia Mons , el más meridional del grupo, tiene una gran caldera en la cima de 130 kilómetros (81 millas) de ancho y 1,3 kilómetros (0,81 millas) de profundidad. Pavonis Mons , el volcán del medio, tiene dos calderas anidadas y la más pequeña tiene casi 5 kilómetros (3,1 millas) de profundidad. Ascraeus Mons, en el norte, tiene un conjunto complejo de calderas intercaladas y una larga historia de erupciones que se cree que abarca la mayor parte de la historia de Marte. [28]
Los tres Tharsis Montes están separados por unos 700 kilómetros (430 millas). Muestran una alineación distintiva noreste-suroeste que ha sido fuente de cierto interés. Ceraunius Tholus y Uranius Mons siguen la misma tendencia hacia el noreste, y las franjas de flujos de lava jóvenes en los flancos de los tres Tharsis Montes están alineadas en la misma orientación noreste-suroeste. Esta línea marca claramente una característica estructural importante en la corteza marciana, pero su origen es incierto.
Además de los grandes volcanes en escudo, Tharsis contiene varios volcanes más pequeños llamados tholi y paterae . Los tholi son edificios en forma de cúpula con flancos mucho más empinados que los escudos de Tharsis, de mayor tamaño. Sus calderas centrales también son bastante grandes en proporción con los diámetros de su base. La densidad de los cráteres de impacto en muchos de los tholi indica que son más antiguos que los grandes escudos, ya que se formaron entre finales de Noé y principios de Hesperio. 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 los tholi representan las cumbres de antiguos volcanes en escudo que han sido en gran parte enterrados por grandes espesores de flujos de lava más jóvenes. [29] Según una estimación, el Tharsis tholi puede estar enterrado hasta 4 km de lava. [30]
Patera (pl. paterae) en latín significa cuenco poco profundo para beber. El término se aplicó a ciertos cráteres mal definidos y con bordes festoneados que, en las primeras imágenes de naves espaciales, parecían grandes calderas volcánicas. Las paterae más pequeñas en Tharsis parecen ser morfológicamente similares a las tholi, excepto por tener calderas más grandes. Al igual que los tholi, los Tharsis paterae probablemente representan las cimas de volcanes en escudo más grandes, ahora enterrados. Históricamente, el término pátera se ha utilizado para describir el edificio completo de ciertos volcanes en Marte (por ejemplo, Alba Patera). En 2007, la Unión Astronómica Internacional (IAU) redefinió los términos Alba Patera , Uranius Patera y Ulysses Patera para referirse únicamente a las calderas centrales de estos volcanes. [31]
Olympus Mons es el gran volcán más joven y alto de Marte. Se encuentra a 1200 km al noroeste de Tharsis Montes, justo al lado del borde occidental del bulbo de Tharsis. Su cumbre está a 21 km sobre el nivel de referencia (el nivel del "mar" de Marte) y tiene un complejo de caldera 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 que promedian entre 4 y 5 grados. El volcán se formó a partir de miles de flujos individuales de lava muy fluida. En la base del volcán se encuentra una escarpa irregular, en algunos lugares de hasta 8 km de altura, que forma 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 la escarpadura. En imágenes de resolución media (100 m/píxel), la superficie del volcán tiene una fina textura radial debido a los innumerables flujos y canales de lava dique que recubren sus flancos.
Alba Mons , ubicada 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 y canales de lava. La pendiente promedio de los flancos de Alba Mons es de solo aproximadamente 0,5 °, más de cinco veces menor que las pendientes de los otros volcanes Tharsis. El volcán tiene un edificio central de 350 km de ancho y 1,5 km de alto con un complejo de doble caldera en la cima. 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 generalizados, el volcán se extiende unos inmensos 2.000 km de norte a sur y 3.000 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 de flujos de lava basáltica altamente fluidos, pero algunos investigadores han identificado posibles depósitos piroclásticos en los flancos del volcán. [35] [36] 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 por el impacto de Hellas, que produjo fuertes ondas sísmicas que se concentraron en el lado opuesto de la cuenca de impacto de Hellas. 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 está formado por tres volcanes principales, Elysium Mons , Hecates Tholus y Albor Tholus . El extremo noroeste de la provincia se caracteriza por grandes canales ( Granicus y Tinjar Valles) que emergen de varios grabens en los flancos de Elysium Mons. Los grabens pueden haberse formado a partir de diques subterráneos . Es posible que los diques hayan fracturado la criósfera , 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 que el desarrollo del primero involucró tanto lavas como piroclásticos . [39]
Elysium Mons es el edificio volcánico más grande de la provincia. Tiene 375 km de ancho (dependiendo de cómo se defina la base) y 14 km de alto. Tiene una caldera única y 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, probablemente se trate de un escudo. Elysium Mons tiene sólo aproximadamente una quinta parte del volumen de Arsia Mons. [38]
Hecates Tholus tiene 180 km de ancho y 4,8 km de alto. Las laderas del volcán están muy disecadas por canales, lo que sugiere que el volcán está compuesto de material fácilmente erosionable, como la ceniza volcánica. Se desconoce el origen de los canales; se han atribuido a lava, flujos de cenizas o incluso al agua de la nieve o la lluvia. [41] Albor Tholus, el más meridional de los volcanes Elysium, tiene 150 km de diámetro y 4,1 km de altura. Sus laderas son más suaves y con menos cráteres que las laderas de los otros volcanes Elysium. [42]
Syrtis Major Planum es un vasto volcán en escudo de edad hesperiana ubicado dentro de la característica de albedo que lleva el mismo nombre. El volcán tiene 1200 km de diámetro pero sólo 2 km de altura. [43] Tiene dos calderas, Meroe Patera y Nili Patera. Los estudios que involucran el campo de gravedad regional sugieren que debajo de la superficie se encuentra una cámara de magma solidificada de al menos 5 km de espesor. [44] Syrtis Major es de interés para los geólogos porque allí se han detectado dacita y granito desde naves espaciales en órbita. Las dacitas y los granitos son rocas ricas en sílice que cristalizan a partir de un magma químicamente más evolucionado y diferenciado 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 depositado 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 de tierras altas en el norte de Marte que se encuentra principalmente en el cuadrilátero de Arabia . Varios cráteres de forma irregular encontrados dentro de la región representan un tipo de construcción volcánica de las tierras altas que, en conjunto, representan una provincia ígnea marciana. [5] Las páteras de bajo relieve dentro de la región poseen una variedad de características geomórficas, 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 de lavas relacionado. [5]
En el hemisferio sur, particularmente alrededor de la cuenca de impacto de Hellas, hay varias estructuras volcánicas planas llamadas paterae de montaña [46]. Estos volcanes son algunos de los edificios volcánicos identificables más antiguos de 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 pátera de las tierras altas se produjeron mediante una combinación de flujos de lava y piroclásticos de la interacción del magma con el agua. Algunos investigadores especulan que la ubicación de las páteras 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 páterae cubren áreas grandes: 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 caber. Olympus Mons en su interior.
Las llanuras volcánicas están muy extendidas en Marte. Se reconocen comúnmente dos tipos de llanuras: aquellas donde las características de flujo de lava son comunes y aquellas donde las características de flujo generalmente están ausentes, pero otras características infieren un origen volcánico. En y alrededor de las grandes provincias volcánicas de Tharsis y Elysium se encuentran llanuras con abundantes flujos de lava. [51] Las características del flujo incluyen morfologías de flujo laminar y de flujo alimentado por tubos y canales. Los flujos laminares 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 de debajo continúa fluyendo. A menudo, cuando toda la lava restante abandona el tubo, el techo se derrumba para formar un canal o una línea de cráteres ( catena ). [53]
Un tipo inusual de característica de flujo ocurre en las llanuras de Cerberus al sur de Elysium y en Amazonis. Estos flujos tienen una textura de placas rotas, que consisten en losas oscuras de escala kilométrica incrustadas en una matriz de tonos claros. Se han atribuido a losas de lava solidificada flotando sobre un subsuelo aún fundido. Otros han afirmado que las losas rotas representan una capa de hielo que se congeló sobre un mar que se acumuló en el área después de liberaciones masivas de agua subterránea del área de Cerberus Fossae .
El segundo tipo de llanuras volcánicas (llanuras estriadas) se caracterizan por abundantes crestas arrugadas . Las características del flujo volcánico son raras o están ausentes. Se cree que las llanuras estriadas son regiones de extensos basaltos inundables , por analogía con los mares lunares . Las llanuras estriadas 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 estriadas son todas de edad hesperiana y representan un estilo de vulcanismo predominante a nivel mundial durante ese período de tiempo. El Período Hesperian lleva el nombre de las llanuras estriadas de 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 durante la última década no han arrojado ninguna evidencia positiva de vulcanismo activo. [7]
Sin embargo, el orbitador Mars Express de la Agencia Espacial Europea fotografió flujos de lava que, según se interpretó en 2004, se produjeron 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 del módulo 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 noviembre de 2020, los astrónomos informaron evidencia recientemente encontrada de actividad volcánica en Marte hace tan solo 53.000 años en Cerberus Fossae en medio de Elysium Planitia . Tal actividad podría haber proporcionado el medio ambiente, en términos de energía y productos químicos, 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 distintos accidentes geográficos. En la Tierra, cuando el material volcánico caliente entra en contacto con la superficie del hielo, se pueden formar grandes cantidades de agua líquida y lodo que fluyen catastróficamente cuesta abajo como flujos masivos de escombros ( 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 suelo saturado de agua puede hacer que el agua entre en erupción violentamente en una explosión de vapor (ver erupción freática ), produciendo pequeños accidentes geográficos parecidos a volcanes llamados pseudocráteres o conos sin raíces. En Elysium, Amazonis , Isidis y Chryse Planitiae se encuentran características que se asemejan a conos terrestres sin raíces . [62] Además, el freatomagmatismo produce anillos o conos de toba en la Tierra y también se espera la existencia de accidentes geográficos similares en Marte. [63] Su existencia fue sugerida por la región de Nepenthes / Amenthes . [64] Finalmente, cuando un volcán entra en erupción bajo una capa de hielo, puede formar una forma de relieve distinta, similar a una mesa, llamada tuya o montaña de mesa. Algunos investigadores [65] citan evidencia geomórfica 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 de deslizamiento horizontal que divide dos placas principales parciales o completas de Marte. El hallazgo reciente sugiere que Marte es geológicamente activo con ocurrencias que se remontan a millones de años. [66] [67] [68] Ha habido evidencia previa de la actividad geológica de Marte. El Mars Global Surveyor (MGS) descubrió bandas magnéticas en la corteza de Marte, [69] especialmente en los cuadrángulos de Phaethontis y Eridania . El magnetómetro del MGS descubrió franjas de corteza magnetizada de 100 km de ancho que discurrían aproximadamente paralelas a lo largo de hasta 2.000 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 bandas magnéticas de la Tierra y las de Marte. Las franjas marcianas son más anchas, están mucho más fuertemente magnetizadas y no parecen extenderse desde una zona de expansión de la corteza media. Debido a que el área con las bandas magnéticas tiene aproximadamente 4 mil millones de años, se cree que el campo magnético global probablemente duró sólo unos pocos cientos de millones de años de la vida de Marte. En aquel momento, la temperatura del hierro fundido en el núcleo del planeta podría haber sido lo suficientemente alta como para mezclarlo y formar una dinamo magnética. La roca más joven no muestra rayas. Cuando una roca fundida que contiene material magnético, como la hematita (Fe 2 O 3 ), se enfría y solidifica en presencia de un campo magnético, se magnetiza y adquiere la polaridad del campo de fondo. Este magnetismo se pierde sólo 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 críticos 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 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 terrestre que se movía 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 las más jóvenes en el sur y las más antiguas en el norte. Por eso los geólogos creen que la placa se está moviendo mientras una columna estacionaria de magma caliente se eleva y atraviesa 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. Es posible que Olympus Mons se haya formado justo después de que se detuviera el movimiento de la placa. Las llanuras parecidas a yeguas de Marte tienen aproximadamente entre 3 y 3.500 millones de años. [72] Los volcanes en escudo gigantes son más jóvenes y se formaron hace entre 1 y 2 mil millones de años. Olympus Mons puede tener "tan solo 200 millones de años". [73]
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 cresta Tharsis pueden ser volcanes de arco de islas extintos como la cadena de islas japonesas. [74]
