La historia de la actividad volcánica en Marte

Mars Express desvela la historia
de la actividad volcánica en Marte.

Las medidas del campo gravitatorio de Marte realizadas por la sonda europea Mars Express durante los últimos cinco años dan pistas sobre lo que se encuentra debajo de los volcanes más grandes del Planeta Rojo. Este estudio concluye que la lava se volvió más densa con el paso del tiempo y que el espesor de la corteza marciana no es uniforme a lo largo de la región de Tharsis.
Este estudio se basa en los datos recogidos por la sonda Mars Express de la ESA cuando sobrevolaba el ‘abultamiento’ volcánico de Tharsis en el periápside de su órbita, a unos 275-330 km sobre la superficie del terreno, y en las medidas realizadas por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA. 
En la región conocida como el ‘abultamiento de Tharsis’ se encuentran el Monte Olimpo – el volcán más alto del Sistema Solar, con una elevación de 21 km sobre el terreno – y, formando una línea recta, los tres Montes de Tharsis, de menor tamaño. 
Se piensa que esta región presentaba actividad volcánica hace unos 100-250 millones de años, relativamente poco en una escala de tiempo geológico. 
La inmensa masa de los volcanes desvía ligeramente la trayectoria de Mars Express cada vez que los sobrevuela. Estas perturbaciones se pueden medir desde las estaciones de seguimiento en tierra, y están directamente relacionadas con variaciones en la densidad del planeta. 
La alta densidad de los volcanes indica que están formados por rocas basálticas, resultado que concuerda con la composición de los meteoritos procedentes de Marte que alcanzan la superficie terrestre. 
Estos resultados también revelan que la densidad de la lava no permaneció constante durante el proceso de formación de los tres Montes de Tharsis. Empezaron a formarse con lavas andesíticas de baja densidad, que pueden estar relacionadas con la presencia de agua, para luego cubrirse de lavas basálticas de mayor densidad, material que conforma la capa más externa de la corteza marciana. 
“Al combinar esta información con la altura de cada uno de los volcanes, podemos deducir que el Monte Arsia es el más antiguo de los tres, luego se formó el Monte Pavonis y finalmente el Monte Ascraeus”, explica Mikael Beuthe, del Real Observatorio de Bélgica y autor principal del artículo publicado en el Journal of Geophysical Research. 
“No obstante, la densidad de la lava volvió a disminuir en el Monte Ascraeus, cuya cumbre es de menor densidad que el resto del volcán”. 
Estas transiciones podrían reflejar cambios en el proceso de calentamiento bajo la superficie de Marte, originados por una única pluma del manto – un afloramiento de magma más caliente de lo habitual, procedente de una región más profunda del manto viscoso, en un proceso similar al que podemos observar en una lámpara de lava – que se fue desplazando lentamente, formando uno a uno cada uno de los tres Montes de Tharsis. Este es el proceso opuesto al que tiene lugar en la Tierra, donde las placas de la corteza se desplazan sobre una pluma inmóvil dando lugar a cadenas de volcanes, como las islas de Hawái. 
Estos resultados también ofrecen información sobre el espesor de la litosfera – la capa más externa del planeta, formada por la corteza y por el manto superior – desvelando sorprendentes variaciones entre el Monte Olimpo y los Montes de Tharsis. Los tres volcanes cuentan con una ‘raíz’ subterránea mucho más densa que el Monte Olimpo. 
Estas ‘raíces’ pueden corresponderse con densos depósitos de lava solidificada, o con una antigua red de cámaras magmáticas. 
“La ausencia de una raíz de alta densidad bajo el Monte Olimpo indica que éste se formó sobre una litosfera más rígida, que evitó que se hundiese parcialmente, como sucede con los otros tres volcanes”, explica Veronique Dehant, coautora de la publicación. “Esto nos indica que el flujo de calor procedente del manto no era uniforme en la región cuando se formaron estos cuatro volcanes”. 
Los tres Montes de Tharsis se encuentran sobre el abultamiento de Tharsis, mientras que el Monte Olimpo está ubicado en una de sus laderas. El mayor espesor de la corteza marciana en el centro del abultamiento podría haber actuado como una capa aislante, aumentando la temperatura y provocando la pérdida de rigidez de la litosfera. En este lugar el magma tuvo que interactuar con los materiales que forman el abultamiento, mientras que en el Monte Olimpo sólo tuvo que atravesar la capa de la corteza sobre la que también se asienta el abultamiento. Esto podría explicar las diferencias en la densidad de los volcanes. 
“Estos resultados muestran que los datos sobre el interior de Marte son fundamentales para comprender la evolución del Planeta Rojo”, explica Olivier Witasse, Científico del Proyecto Mars Express para la ESA. “Sería interesante desplegar una red de sensores sísmicos en una futura misión de exploración, para analizar el interior del planeta”.
Fuente: http://www.noticiasciencias.com/