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Aggiornato il 13/07/2020
MONTE OLIMPO
Introduzione:
Olympus Mons in latino, è un grande vulcano a scudo sul pianeta Marte .
Il vulcano ha un'altezza di quasi 22 km, misurata dall'altimetro del (MOLA). L'Olimpo è circa due volte e mezzo l' Everest altezza sul livello del mare. È il vulcano più grande, la montagna planetaria più alta e la seconda montagna più alta attualmente scoperta nel Sistema Solare , paragonabile a Rheasilvia su Vesta . In termini di superficie, il monte Olimpo è il secondo vulcano più grande del sistema solare, secondo solo al massiccio terrestre di Tamu . L'Olimpo è il più giovane dei grandi vulcani su Marte, essendosi formato durante il periodo esperiano di Marte . Era noto agli astronomi dalla fine del 19 ° secolo come il punto di alto albedo detto Nix Olympica (latino per "Neve olimpica"). La sua natura montuosa era quindi sospettata molto prima delle sonde spaziali che poi hanno confermato la sua identità di montagna.
Posizione:
Il vulcano si trova nell'emisfero occidentale di Marte a circa 18,65° N 226,2° E , appena al margine nord-occidentale del rigonfiamento di Tharsis . La parte occidentale del vulcano si trova nel quadrilatero di
Amazzonia (MC-8) e le porzioni centrale e orientale nel quadrilatero adiacente di
Tharsis (MC-9).
Crateri da impatto:
Sono presenti due crateri da impatto sul monte Olimpo e sono stati assegnati nomi provvisori dall'Unione Astronomica Internazionale . Sono il cratere
Karzok di 15,6 km di diametro ( 18° 25′N 131° 55′O ) e il cratere
Pangboche di diametro 10,4 km ( 17° 10′N 133° 35′O ). I crateri sono noti per essere due delle diverse aree di origine sospette per le
shergottiti , la classe più abbondante di meteoriti marziani .
Descrizione:
Come vulcano a scudo , l'Olimpo ricorda la forma dei grandi vulcani che compongono le Isole Hawaii . L'edificio è largo circa 600 km. Poiché la montagna è così grande, con una struttura complessa ai suoi bordi, è difficile assegnarne un'altezza. L'Olimpo si trova 21 km sopra il livello medio globale di Marte , e il suo rilievo locale, dai piedi delle scogliere che formano il suo margine nord-ovest fino alla sua vetta, è di quasi 22 km ( poco più del doppio dell'altezza di Mauna Kea misurata dalla sua base sul fondo dell'oceano). Il dislivello totale cambia dalle pianure dell'Amazzonia Planitia, oltre 1.000 km a nord-ovest, verso la cima si avvicina a 26 km. La cima della montagna ha sei caldere nidificate (crateri crollati) che formano una depressione irregolare di 60 km × 80 km in larghezza e fino a 3,2 km di profondità. Il bordo esterno del vulcano è costituito da una scarpata , o scogliera, alta fino a 8 km (sebbene oscurata da flussi di lava in alcuni punti), una caratteristica unica tra i vulcani a scudo di Marte, che potrebbe essere stata creata da enormi frane sul fianco, o dal fatto che poteva trovarsi in mare, durante la sua fase di attività, che ne ha eroso i bordi. L'Olimpo copre un'area di circa 300.000 km2, che ha circa le dimensioni dell'Italia o delle Filippine ed è supportato da una litosfera di 70 km di spessore . La straordinaria dimensione del monte Olimpo è probabilmente dovuta al fatto che su Marte mancano le placche tettoniche mobili . A differenza della Terra, la crosta di Marte rimane fissa su un punto caldo fisso e un vulcano può continuare a scaricare lava fino a raggiungere un'altezza enorme.
Pendenze:
Essendo un vulcano a scudo, il monte Olimpo ha un profilo molto poco inclinato. La pendenza media sui fianchi del vulcano è di soli 5 °. I pendii sono più ripidi vicino alla parte centrale dei fianchi e diventano più superficiali verso la base, dando ai fianchi un profilo concavo verso l'alto. La forma del monte Olimpo è nettamente asimmetrica: i suoi fianchi sono più superficiali e si estendono più lontano dalla cima nella direzione nord-occidentale rispetto a sud-est. La forma e il profilo del vulcano sono stati paragonati a una "tenda da circo" sostenuta da un singolo palo che viene spostato dal centro.
Visuale:
A causa delle dimensioni e dei pendii poco profondi dell'Olimpo, un osservatore in piedi sulla superficie marziana non sarebbe in grado di vedere l'intero profilo del vulcano, anche da grande distanza. La curvatura del pianeta e il vulcano stesso oscurerebbero una visione così sinottica. Allo stesso modo, un osservatore vicino alla cima sarebbe inconsapevole di trovarsi su una montagna molto alta, poiché il pendio del vulcano si estenderebbe ben oltre l'orizzonte, a soli 3 chilometri di distanza.
Chi si trovasse invece sui pendii penserebbe di essere in una pianura con una leggera pendenza di circa 5°.
Pressione atmosferica:
La pressione atmosferica tipica nella parte superiore dell'Olimpo è di 72 pascal , circa il 12% della pressione media della superficie marziana di 600 pascal. Entrambi sono estremamente bassi per gli standard terrestri; in confronto, la pressione atmosferica sulla cima del Monte Everest è di 32.000 pascal, ovvero circa il 32% della pressione del livello del mare sulla Terra. Anche così, le nuvole orografiche di alta quota spesso si spostano sul vertice del monte Olimpo e la polvere marziana sospesa nell'aria è ancora presente. Sebbene la pressione atmosferica media della superficie marziana sia inferiore all'uno percento di quella terrestre, la gravità molto più bassa di Marte aumenta l' altezza della scala dell'atmosfera; in altre parole, l'atmosfera di Marte è espansiva e non diminuisce di densità con l'altezza tanto quanto quella terrestre.
Composizione:
La composizione del monte Olimpo è composta per circa il 44% di silicati , il 17,5% di ossidi di ferro (che conferiscono al pianeta la sua colorazione rossa) 7% alluminio , 6% magnesio , 6% calcio e proporzioni particolarmente elevate di ossido di zolfo con 7%. Questi risultati indicano che la superficie è in gran parte composta da basalti e altre rocce mafiche , che sarebbero esplose come flussi di lava a bassa viscosità e quindi portando a bassi gradienti sulla superficie del pianeta.
Esplorazione:
L'Olimpo è un improbabile luogo di atterraggio per sonde spaziali automatizzate nel prossimo futuro. Le alte quote impediscono gli atterraggi assistiti da paracadute perché l'atmosfera non è sufficientemente densa per rallentare il veicolo spaziale. Inoltre, l'Olimpo si trova in una delle regioni più polverose di Marte. Un manto di polvere fine oscura il substrato roccioso sottostante, rendendo probabilmente difficili da trovare campioni di roccia e probabilmente ponendo un ostacolo significativo per i rover.
Geologia:
L'Olimpo è il risultato di molte migliaia di flussi di lava basaltica altamente fluidi che si riversarono dalle bocche vulcaniche per un lungo periodo di tempo (le Isole Hawaii hanno esemplificato vulcani a scudo simili su scala più piccola - vedi Mauna Kea ).
Flussi di lava:
Come i vulcani di basalto sulla Terra, i vulcani basaltici marziani sono in grado di eruttare enormi quantità di cenere. A causa della ridotta gravità di Marte rispetto alla Terra, ci sono minori forze che influiscono sul galleggiamento sul magma che si alzano dalla crosta. Inoltre, si ritiene che le camere magmatiche siano molto più grandi e profonde di quelle trovate sulla Terra. I fianchi dell'Olimpo sono costituiti da innumerevoli flussi e canali di lava. Molti flussi hanno argini lungo i loro margini (
nella foto a lato).
I margini esterni più freddi del flusso si solidificano, lasciando una depressione centrale di lava fusa e fluente. Tubi di lava parzialmente collassati sono visibili come catene di crateri di fossa, e sono comuni anche ampi tubi formati da lava che emergono da intatti, dal sottosuolo. In alcuni punti lungo la base del vulcano, si possono vedere flussi di lava solidificati che si riversano nelle pianure circostanti, formando ampi grembiuli e seppellendo la scarpata basale. Il conteggio dei crateri dalle immagini ad alta risoluzione prese dall'orbita Mars Express nel 2004 indica che i flussi di lava sul fianco nord-occidentale dell'Olimpo vanno dai 115 milioni di anni (Mya) a solo 2 Mya. Queste età sono molto recenti in termini geologici, il che suggerisce che la montagna potrebbe essere ancora vulcanicamente attiva, sebbene in modo molto tranquillo ed episodico.
Caldere:
Il complesso della caldera sulla cima del vulcano è costituito da almeno sei caldere e segmenti di caldera sovrapposti (
nella foto a lato).
Le caldere si sono formate dal crollo del tetto a seguito dell'esaurimento e del ritiro della camera magmatica del sottosuolo dopo un'eruzione. Ogni caldera rappresenta quindi un impulso separato di attività vulcanica sulla montagna. Il più grande e antico segmento di caldera sembra essersi formato come un unico grande lago di lava.
Usando le relazioni geometriche delle dimensioni della caldera da modelli di laboratorio, gli scienziati hanno stimato che la camera magmatica associata alla più grande caldera sull'Olimpo si trova ad una profondità di circa 32 km sotto il pavimento della caldera. Le distribuzioni di frequenza delle dimensioni del cratere sui piani della caldera indicano la gamma di età delle caldere compresa tra 350 Mya e circa 150 Mya. Tutti probabilmente si sono formati entro 100 milioni di anni l'uno dall'altro.
Topografia e forma:
L'Olimpo è asimmetrico sia strutturalmente che topograficamente . Il fianco più a nord-ovest più lungo e poco profondo mostra caratteristiche estese, come grandi cedimenti e guasti normali . Al contrario, il lato sud-est più ripido del vulcano ha caratteristiche che indicano la compressione, tra cui terrazze a gradino nella regione del fianco medio del vulcano (interpretate come difetti di spinta) e una serie di creste rugose situate sulla scarpata basale. Perché i lati opposti della montagna dovrebbero mostrare diversi stili di deformazione potrebbe risiedere nel modo in cui i grandi vulcani a scudo crescono lateralmente e in come le variazioni all'interno del substrato vulcanico hanno influenzato la forma finale della montagna.
I grandi vulcani a scudo crescono non solo aggiungendo materiale ai loro fianchi come lava eruttata, ma anche diffondendosi lateralmente alle loro basi. Man mano che un vulcano cresce di dimensioni, il campo di stress sotto il vulcano cambia da compressione a estensione.
Una frattura sotterranea può svilupparsi alla base del vulcano, causando il cedimento della crosta sottostante.
Se il vulcano si appoggia su sedimenti contenenti strati meccanicamente deboli (ad es. Letti di argilla saturata con acqua), negli strati deboli possono svilupparsi zone di distacco ( decollamenti ).
Gli stress estensivi nelle zone di distacco possono produrre frane gigantesche e normali faglie sui fianchi del vulcano, portando alla formazione di una scarpata basale. Più lontano dal vulcano, queste zone di distacco possono esprimersi come una successione di falle di spinta sovrapposte a gravità.
L'Olimpo si trova ai margini del rigonfiamento di Tharsis , un antico vasto altopiano vulcanico probabilmente formato dalla fine del periodo noachiano . Durante l'Esperiano , quando iniziò a formarsi l'Olimpo, il vulcano si trovava su un pendio poco profondo che scendeva dall'alto di Tharsis verso i bacini delle pianure settentrionali. Nel tempo, questi bacini hanno ricevuto grandi volumi di sedimenti erosi da Tharsis e dagli altopiani meridionali. I sedimenti probabilmente contenevano abbondanti fillosilicati (argille) formati durante un primo periodo di Marte quando l'acqua in superficie era abbondante, ed erano più spessi nel nord-ovest, dove la profondità del bacino era maggiore. Man mano che il vulcano cresceva attraverso la diffusione laterale, zone di distacco a basso attrito si sviluppavano preferibilmente negli strati di sedimenti più spessi a nord-ovest, creando la scarpata basale e diffusi lobi di materiale aureolico (
Lycus Sulci). La diffusione avvenne anche a sud-est; tuttavia, fu più limitato in quella direzione dall'ascesa di Tharsis, che presentava una zona a maggiore attrito alla base del vulcano. L'attrito era maggiore in quella direzione perché i sedimenti erano più sottili e probabilmente consistevano in materiale a grana più grossa resistente allo scorrimento. Le rocce robuste di Tharsis hanno agito come ulteriore fonte di attrito. Questa inibizione della diffusione basale sud-orientale nell'Olimpo potrebbe spiegare l'asimmetria strutturale e topografica della montagna. È stato dimostrato che modelli numerici di dinamica delle particelle che implicano differenze laterali nell'attrito lungo la base del monte Olimpo riproducono abbastanza bene la forma e l'asimmetria attuali del vulcano.
È stato ipotizzato che il distacco lungo gli strati deboli fosse aiutato dalla presenza di acqua ad alta pressione negli spazi dei pori sedimentari, che avrebbe interessanti implicazioni astrobiologiche. Se esistessero ancora zone saturate d'acqua nei sedimenti sotto il vulcano, probabilmente sarebbero state mantenute calde da un alto gradiente geotermico e dal calore residuo della camera magmatica del vulcano. Potenziali sorgenti o infiltrazioni intorno al vulcano offrirebbero eccitanti possibilità per rilevare la possibilità di vita microbica.
(
Mappa geologica ).
La scarpata orientale:
Queste immagini, riprese dalla telecamera stereo ad alta risoluzione (HRSC) a bordo del veicolo spaziale Mars Express dell'ESA, mostrano la scarpata orientale del vulcano Olympus Mons su Marte.
L'HRSC ha ottenuto queste immagini durante l'orbita 1089 con una risoluzione al suolo di circa 11 metri per pixel.
L'immagine è centrata a 17,5° nord e 230,5° est. La scarpata è alta fino a sei chilometri in alcuni punti.
La superficie del fianco orientale dell'altopiano della cima mostra flussi di lava che sono lunghi diversi chilometri e larghe alcune centinaia di metri.
Le determinazioni dell'età mostrano che hanno fino a 200 milioni di anni, in alcuni luoghi anche più vecchi, indicando episodi di attività geologica.
Le pianure , viste qui nella parte orientale dell'immagine (
in basso - vedi sotto), hanno in genere una superficie liscia.
Sono visibili diversi segni simili a canali che formano una vasta rete composta da canali intersecanti e "anastomosi"* lunghi diversi chilometri e profondi fino a 40 metri. (*
Anastomizzare significa ramificarsi ampiamente e incrociarsi l'uno sull'altro, come vene sul dorso della mano.)
Diverse incisioni suggeriscono un origine tettonica, altre mostrano isole fluidodinamiche e pareti terrazzate che suggeriscono attività di deflusso.
Le determinazioni dell'età mostrano che l'area portante la rete era geologicamente attiva fino a 30 milioni di anni fa.
Tra il bordo delle pianure e il fondo del pendio del vulcano, ci sono "creste rugose" che vengono interpretate come risultato della deformazione compressiva. In alcuni punti, le creste delimitano le terrazze ad arco ai piedi del pendio del vulcano.
(
Le foto a colori sono state derivate dai tre canali di colore HRSC e dal canale nadir, mentre le viste prospettiche sono state calcolate dal modello digitale del terreno derivato dai canali stereo - Credit by ESA ).
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A cura di Andreotti Roberto.
