Monte Olimpo
Olympus Mons (latim para o Monte Olimpo) é um grande vulcão-escudo em Marte. Tem mais de 21,9 km (13,6 mi ou 72.000 pés) de altura, conforme medido pelo Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), e é cerca de duas vezes e meia a altura do Monte Everest acima do nível do mar. É um dos maiores vulcões de Marte, sua montanha planetária mais alta, e está aproximadamente empatado com Rheasilvia como a montanha mais alta atualmente descoberta no Sistema Solar. Está associado aos Tharsis Montes, uma grande região vulcânica em Marte. Sua última erupção ocorreu há 25 milhões de anos.
Olympus Mons é o mais novo dos grandes vulcões em Marte, tendo se formado durante o Período Hesperiano de Marte, com erupções continuando na Amazônia. É conhecido pelos astrônomos desde o final do século 19 como a formação de albedo Nix Olympica (latim para "Neve Olímpica"), e sua natureza montanhosa era suspeitada muito antes de as sondas espaciais confirmarem isso. como uma montanha.
Está no hemisfério ocidental de Marte, centrado em 18°39′N 226°12′E / 18.650° N 226.200°E / 18.650; 226.200, perto da borda noroeste da protuberância de Tharsis. Sua porção ocidental está no quadrângulo Amazonis (MC-8), e suas porções central e leste no quadrângulo adjacente de Tharsis (MC-9).
Duas crateras de impacto em Olympus Mons receberam nomes provisórios da União Astronômica Internacional: a cratera Karzok de 15,6 quilômetros de diâmetro (9,7 mi) (18°25′N 228°05′E / 18.417°N 228.083°E / 18.417; 228.083) e a cratera Pangboche de 10,4 quilômetros de diâmetro (6,5 milhas) (17°10′N 226°25′E / 17.167°N 226.417°E / 17.167; 226.417). Eles são notáveis como duas das várias fontes suspeitas de shergottites, a classe mais abundante de meteoritos marcianos.
Descrição
Como um vulcão escudo, Olympus Mons se assemelha à forma dos grandes vulcões que compõem as ilhas havaianas. O edifício tem cerca de 600 km (370 mi) de largura. Como a montanha é tão grande, com estrutura complexa em suas bordas, é difícil atribuir uma altura a ela. Olympus Mons fica 21 km (13 mi) acima do datum global de Marte, e seu relevo local, desde o sopé das falésias que formam sua margem noroeste até seu pico, é superior a 21 km (13 mi) (um pouco mais do que o dobro da altura de Mauna Kea medida a partir de sua base no fundo do oceano). A mudança total de elevação das planícies de Amazonis Planitia, mais de 1.000 km (620 mi) a noroeste, até o cume se aproxima de 26 km (16 mi). O cume da montanha tem seis caldeiras aninhadas (crateras colapsadas) formando uma depressão irregular de 60 km (37 mi) × 80 km (50 mi) de diâmetro e até 3,2 km (2,0 mi) de profundidade. A borda externa do vulcão consiste em uma escarpa, ou penhasco, de até 8 km (5,0 mi) de altura (embora obscurecida por fluxos de lava em alguns lugares), uma característica única entre os vulcões escudo de Marte, que podem ter sido criados por enormes deslizamentos de terra nos flancos. O Olympus Mons cobre uma área de cerca de 300.000 km2 (120.000 sq mi), que é aproximadamente do tamanho da Itália ou das Filipinas, e é sustentada por uma litosfera de 70 km (43 mi) de espessura. O tamanho extraordinário de Olympus Mons é provável porque Marte carece de placas tectônicas móveis. Ao contrário da Terra, a crosta de Marte permanece fixa sobre um ponto quente estacionário, e um vulcão pode continuar a descarregar lava até atingir uma altura enorme.
Sendo um vulcão-escudo, o Olympus Mons tem um perfil levemente inclinado. A inclinação média nos flancos do vulcão é de apenas 5%. As encostas são mais íngremes perto da parte central dos flancos e tornam-se mais rasas em direção à base, dando aos flancos um perfil côncavo para cima. Seus flancos são mais rasos e se estendem mais longe do cume na direção noroeste do que na direção sudeste. A forma e o perfil do vulcão foram comparados a uma "tenda de circo" sustentado por um único pólo que é deslocado fora do centro.
Devido ao tamanho e aos declives rasos do Monte Olimpo, um observador na superfície marciana seria incapaz de ver todo o perfil do vulcão, mesmo a uma grande distância. A curvatura do planeta e do próprio vulcão obscureceria tal visão sinótica. Da mesma forma, um observador próximo ao cume não saberia estar em uma montanha muito alta, pois a encosta do vulcão se estenderia muito além do horizonte, a apenas 3 quilômetros de distância.
A pressão atmosférica típica no topo do Olympus Mons é de 72 pascais, cerca de 12% da pressão média da superfície marciana de 600 pascais. Ambos são extremamente baixos para os padrões terrestres; em comparação, a pressão atmosférica no cume do Monte Everest é de 32.000 pascais, ou cerca de 32% da pressão ao nível do mar da Terra. Mesmo assim, nuvens orográficas de alta altitude freqüentemente flutuam sobre o cume do Olympus Mons, e a poeira marciana no ar ainda está presente. Embora a pressão atmosférica média da superfície marciana seja inferior a um por cento da da Terra, a gravidade muito menor de Marte aumenta a altura da escala da atmosfera; em outras palavras, a atmosfera de Marte é expansiva e não diminui de densidade com a altura tão acentuadamente quanto a da Terra.
A composição do Olympus Mons é de aproximadamente 44% de silicatos, 17,5% de óxidos de ferro (que dão ao planeta sua coloração vermelha), 7% de alumínio, 6% de magnésio, 6% de cálcio e proporções particularmente altas de dióxido de enxofre com 7%. Esses resultados indicam que a superfície é composta em grande parte por basaltos e outras rochas máficas, que teriam entrado em erupção como fluxos de lava de baixa viscosidade e, portanto, levariam a baixos gradientes na superfície do planeta.
Olympus Mons é um local de pouso improvável para sondas espaciais automatizadas em um futuro próximo. As altas elevações impedem pousos assistidos por pára-quedas porque a atmosfera é insuficientemente densa para desacelerar a espaçonave. Além disso, Olympus Mons fica em uma das regiões mais poeirentas de Marte. Um manto de poeira fina obscurece o leito rochoso subjacente, possivelmente dificultando a obtenção de amostras de rochas e provavelmente representando um obstáculo significativo para os rovers.
Geologia
Olympus Mons é o resultado de muitos milhares de fluxos de lava basáltica altamente fluida que brotaram de aberturas vulcânicas durante um longo período de tempo (as ilhas havaianas exemplificam vulcões-escudo semelhantes em menor escala – veja Mauna Kea). Como os vulcões basálticos da Terra, os vulcões basálticos marcianos são capazes de produzir enormes quantidades de cinzas. Devido à gravidade reduzida de Marte em comparação com a Terra, há forças de flutuação menores no magma que sai da crosta. Além disso, acredita-se que as câmaras de magma sejam muito maiores e mais profundas do que as encontradas na Terra. Os flancos do Monte Olimpo são formados por inúmeros fluxos e canais de lava. Muitos dos fluxos têm diques ao longo de suas margens (foto). As margens externas mais frias do fluxo se solidificam, deixando uma calha central de lava derretida fluindo. Tubos de lava parcialmente colapsados são visíveis como cadeias de crateras de poços, e amplos leques de lava formados por lava emergindo de tubos subterrâneos intactos também são comuns. Em locais ao longo da base do vulcão, fluxos de lava solidificada podem ser vistos derramando-se nas planícies circundantes, formando largos aventais e enterrando a escarpa basal. Contagens de crateras a partir de imagens de alta resolução tiradas pelo orbitador Mars Express em 2004 indicam que os fluxos de lava no flanco noroeste do Olympus Mons variam em idade de 115 milhões de anos (Mya) a apenas 2 Mya. Estas idades são muito recentes em termos geológicos, sugerindo que a montanha pode ainda estar vulcanicamente ativa, embora de uma forma muito quiescente e episódica.
O complexo da caldeira no pico do vulcão é feito de pelo menos seis caldeiras sobrepostas e segmentos de caldeira (foto). As caldeiras são formadas pelo colapso do telhado após o esgotamento e retirada da câmara de magma subsuperficial após uma erupção. Cada caldeira representa, portanto, um pulso separado de atividade vulcânica na montanha. O maior e mais antigo segmento da caldeira parece ter se formado como um único e grande lago de lava. Usando relações geométricas das dimensões da caldeira de modelos de laboratório, os cientistas estimaram que a câmara de magma associada à maior caldeira do Olympus Mons fica a uma profundidade de cerca de 32 km (105.000 pés) abaixo do piso da caldeira. As distribuições de frequência de tamanho de cratera nos pisos da caldeira indicam que as caldeiras variam em idade de 350 milhões de anos a cerca de 150 milhões de anos atrás. Todos provavelmente formados dentro de 100 milhões de anos um do outro.
O Olympus Mons é assimétrico tanto estrutural quanto topograficamente. O flanco noroeste mais longo e raso exibe características extensionais, como grandes quedas e falhas normais. Em contraste, o lado sudeste mais íngreme do vulcão tem características que indicam compressão, incluindo terraços semelhantes a degraus na região do flanco médio do vulcão (interpretados como falhas de impulso) e várias cristas enrugadas localizadas na escarpa basal.. Por que os lados opostos da montanha devem mostrar diferentes estilos de deformação pode estar em como os grandes vulcões de escudo crescem lateralmente e em como as variações dentro do substrato vulcânico afetaram a forma final da montanha.
Grandes vulcões de escudo crescem não apenas adicionando material aos seus flancos como lava em erupção, mas também se espalhando lateralmente em suas bases. À medida que um vulcão cresce em tamanho, o campo de tensão sob o vulcão muda de compressivo para extensional. Uma fenda subterrânea pode se desenvolver na base do vulcão, fazendo com que a crosta subjacente se espalhe. Se o vulcão repousa sobre sedimentos contendo camadas mecanicamente fracas (por exemplo, leitos de argila saturada de água), zonas de desprendimento (décollements) podem se desenvolver nas camadas fracas. As tensões extensionais nas zonas de descolamento podem produzir deslizamentos gigantes e falhas normais nos flancos do vulcão, levando à formação de uma escarpa basal. Mais longe do vulcão, essas zonas de desprendimento podem se expressar como uma sucessão de falhas de impulso impulsionadas pela gravidade sobrepostas. Este mecanismo tem sido citado como uma explicação dos depósitos de auréola de Olympus Mons (discutidos abaixo).
Mars Global Surveyor imagem mostrando fluxos de lava de diferentes idades na base de Olympus Mons. A planície plana é o fluxo mais jovem. O fluxo mais antigo tem canais de lava com alavancas ao longo das bordas. As alavancas são bastante comuns aos fluxos de lava em Marte.
Lava flui em Olympus Mons com fluxos mais antigos e mais jovens rotulados, como visto pela HiRISE durante o programa HiWish
Calderas no cume de Olympus Mons. As caldeiras mais jovens formam crateras de colapso circulares. As caldeiras mais velhas aparecem como segmentos semicirculares porque são transectadas pelas caldeiras mais jovens.
Vista oblíqua de Olympus Mons, de um mosaico de imagem viking sobrelain em dados altimetry MOLA, mostrando assimetria do vulcão. A vista é do NNE; exagero vertical é 10×. O flanco mais largo, suavemente inclinado do norte é à direita. O flanco sul mais estreito e acentuadamente inclinado (esquerda) tem baixos, terraços arredondados, características interpretadas como falhas de impulso. A escarpa basal do vulcão é proeminente.
Detalhado THEMIS imagem de infravermelho mosaico de Olympus Mons
O Olympus Mons fica na borda da protuberância de Tharsis, um antigo e vasto planalto vulcânico provavelmente formado no final do período Noachiano. Durante o Hesperiano, quando o Olympus Mons começou a se formar, o vulcão estava localizado em uma encosta rasa que descia do alto em Tharsis para as bacias das planícies do norte. Com o tempo, essas bacias receberam grandes volumes de sedimentos erodidos de Tharsis e das terras altas do sul. Os sedimentos provavelmente continham abundantes filossilicatos (argilas) da idade de Noach, formados durante um período inicial em Marte, quando a água da superfície era abundante, e eram mais espessos no noroeste, onde a profundidade da bacia era maior. À medida que o vulcão crescia através do espalhamento lateral, zonas de desprendimento de baixa fricção desenvolveram-se preferencialmente nas camadas de sedimentos mais espessas a noroeste, criando a escarpa basal e lóbulos generalizados de material de auréola (Lycus Sulci). A expansão também ocorreu para o sudeste; no entanto, foi mais limitado nessa direção pela elevação de Tharsis, que apresentou uma zona de maior atrito na base do vulcão. O atrito foi maior nessa direção porque os sedimentos eram mais finos e provavelmente consistiam em material de granulação mais grossa resistente ao deslizamento. As competentes e acidentadas rochas do porão de Tharsis atuaram como uma fonte adicional de atrito. Esta inibição da propagação basal sudeste em Olympus Mons poderia explicar a assimetria estrutural e topográfica da montanha. Modelos numéricos de dinâmica de partículas envolvendo diferenças laterais de fricção ao longo da base do Monte Olimpo demonstraram reproduzir bastante bem a forma atual e a assimetria do vulcão.
Especulou-se que o desprendimento ao longo das camadas fracas foi auxiliado pela presença de água de alta pressão nos espaços porosos do sedimento, o que teria implicações astrobiológicas interessantes. Se zonas saturadas de água ainda existissem em sedimentos sob o vulcão, elas provavelmente teriam sido mantidas aquecidas por um alto gradiente geotérmico e calor residual da câmara de magma do vulcão. Potenciais nascentes ou infiltrações ao redor do vulcão ofereceriam muitas possibilidades para a detecção de vida microbiana.
Observações iniciais e nomeação
O Monte Olimpo e alguns outros vulcões na região de Tharsis são altos o suficiente para ultrapassar as frequentes tempestades de poeira marcianas registradas por observadores telescópicos desde o século XIX. O astrônomo Patrick Moore apontou que Schiaparelli (1835–1910) "descobriu que seu Nodus Gordis e Neve Olímpica [Nix Olympica] eram quase os únicos recursos a ser visto" durante tempestades de poeira e "adivinhou corretamente que elas devem ser altas".
A espaçonave Mariner 9 chegou à órbita de Marte em 1971 durante uma tempestade de poeira global. Os primeiros objetos a se tornarem visíveis quando a poeira começou a assentar, os topos dos vulcões Tharsis, demonstraram que a altitude dessas feições excedia em muito a de qualquer montanha encontrada na Terra, como os astrônomos esperavam. Observações do planeta da Mariner 9 confirmaram que Nix Olympica era um vulcão. Por fim, os astrônomos adotaram o nome Olympus Mons para a formação de albedo conhecida como Nix Olympica.
Cenário regional e características circundantes
Olympus Mons está localizado entre a borda noroeste da região de Tharsis e a borda leste da Amazonis Planitia. Fica a cerca de 1.200 km (750 mi) dos outros três grandes vulcões-escudo marcianos, chamados coletivamente de Tharsis Montes (Arsia Mons, Pavonis Mons e Ascraeus Mons). Os Tharsis Montes são ligeiramente menores que o Olympus Mons.
Uma ampla depressão anular ou fosso com cerca de 2 km (1,2 mi) de profundidade circunda a base do Monte Olimpo e acredita-se que seja devido ao imenso peso do vulcão pressionando a crosta marciana. A profundidade dessa depressão é maior no lado noroeste da montanha do que no lado sudeste.
O Olympus Mons é parcialmente cercado por uma região de terreno sulcado ou ondulado conhecido como a auréola do Olympus Mons. A auréola consiste em vários lóbulos grandes. A noroeste do vulcão, a auréola se estende por uma distância de até 750 km (470 mi) e é conhecida como Lycus Sulci (24°36′N 219°00′E / 24.600°N 219.000°E / 24.600; 219.000). A leste do Monte Olimpo, a auréola está parcialmente coberta por escoadas lávicas, mas onde está exposta tem diferentes nomes (Gigas Sulci, por exemplo). A origem da auréola permanece debatida, mas provavelmente foi formada por enormes deslizamentos de terra ou folhas de impulso impulsionadas pela gravidade que se desprenderam das bordas do escudo do Olympus Mons.
Mapa interativo de Marte
Mapa interativo da topografia global de Marte. Hover o mouse sobre a imagem para ver os nomes de mais de 60 características geográficas proeminentes, e clique para ligar para eles. A coloração do mapa de base indica altitudes relativas, com base em dados do Altimeter Laser Mars Orbiter na NASA Mars Global Surveyor. Brancos e castanhos indicam as altitudes mais altas (+12 a +8 km); seguido de rosas e vermelhos (+8 a +3 km); amarelo é 0 km; verdes e azuis são altitudes mais baixas (abaixo de -8 km). Os eixos são latitude e longitude; As regiões polares são notadas.
Contenido relacionado
Desafiante profundo
Cartografia
Milha geográfica
Projeção de Mercator
Atmosfera (desambiguação)