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Monseñor Pavonis

Pavonis Mons / p ə ˈ v oʊ n ɪ s ˈ m ɒ n z / [2] ( en latín , « montaña del pavo real ») es un gran volcán en escudo situado en la región de Tharsis del planeta Marte . Es el mie...

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Pavonis Mons / p ə ˈ v oʊ n ɪ s ˈ m ɒ n z / [2] ( en latín , « montaña del pavo real ») es un gran volcán en escudo situado en la región de Tharsis del planeta Marte . Es el miembro medio de una cadena de tres montañas volcánicas (conocidas colectivamente como Tharsis Montes ) que se extienden a lo largo del ecuador marciano entre las longitudes 235°E y 259°E. El volcán fue descubierto por la sonda espacial Mariner 9 en 1971, y originalmente se llamó Middle Spot. [3] Su nombre se convirtió formalmente en Pavonis Mons en 1973. [4] La ubicación ecuatorial de su pico y su altura lo convierten en el término ideal para un ascensor espacial , [5] [6] y a menudo se ha propuesto como una ubicación de ascensor espacial, especialmente en ciencia ficción. También es una ubicación ideal para una rampa aérea .

Descripción general

Mapa del cuadrángulo de Tharsis . El monte Pavonis se encuentra en el extremo sur.

Pavonis Mons se encuentra en el borde sur del cuadrángulo de Tharsis , aproximadamente a 400 km al suroeste de Ascraeus Mons (el más septentrional de los Tharsis Montes) y a 400 km al noreste de Arsia Mons (el miembro más meridional de la cadena). Los volcanes de Tharsis Montes se encuentran a lo largo de la cresta de una elevación con tendencia noreste (bulto de Tharsis) que se extiende más de 3000 km a través de la región ecuatorial occidental de Marte. [7] Olympus Mons , el volcán más alto del Sistema Solar, se encuentra en el borde del bulbo de Tharsis, a unos 1200 km al noroeste de Pavonis Mons.

Pavonis Mons es el más pequeño de los volcanes de Tharsis Montes, con unos 375 km de diámetro [4] y 14 km por encima del nivel medio de la superficie de Marte. Como volcán en escudo , Pavonis Mons tiene un perfil extremadamente bajo con pendientes en los flancos que promedian solo 4°. [8] La cumbre contiene una caldera circular profunda de 47 km de diámetro y casi 5 km de profundidad. [9] Una depresión más grande y menos profunda se encuentra inmediatamente al noreste de la caldera más pequeña. La depresión grande tiene unos 90 km de diámetro y es estructuralmente más compleja que la caldera pequeña. [10]

Al igual que la mayor parte de la región de Tharsis, Pavonis Mons tiene un albedo (reflectividad) alto y una inercia térmica baja , 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. [11] Tharsis es probablemente polvorienta debido a sus altas elevaciones. La cumbre experimenta una presión atmosférica de alrededor de 130 Pa (1,3 mbar), [12] aproximadamente el 21% de la presión superficial media de Marte. La densidad atmosférica es demasiado baja para movilizar y eliminar el polvo una vez que se deposita. [13]

Geología

Topografía coloreada de Pavonis Mons mediante MOLA

La mayor parte de la superficie del volcán está formada por flujos de lava de la era amazónica temprana . Los flancos norte del volcán están muy fallados con fosas tectónicas y fallas normales concéntricas a la caldera de la cumbre del volcán. [7] En su flanco inferior este hay una cadena de fosas elípticas u ovaladas alineadas en el centro de una depresión poco profunda. Estas características se formaron por fallas y colapso asociado; la escarpa a cada lado de la depresión es una línea de falla.

Glaciares

Utilizando datos de MGS y Odyssey , combinados con avances en el estudio de los glaciares, los científicos sugieren que alguna vez existieron glaciares en Pavonis Mons y probablemente todavía existan en cierta medida. [14] [15] La evidencia de esto incluye crestas concéntricas (morrenas "dejadas caer" por los glaciares), un área nudosa (causada por la sublimación del hielo) y una sección lisa que fluye sobre otros depósitos (hielo glacial cubierto de escombros). El hielo podría haberse depositado cuando la inclinación de Marte cambió el clima, lo que provocó que hubiera más humedad presente en la atmósfera. Los estudios sugieren que la glaciación ocurrió en el período Amazónico Tardío, el período más reciente en la cronología de Marte. Probablemente ocurrieron múltiples etapas de glaciación. [16] El hielo presente hoy representa un recurso más para una posible colonización futura del planeta.

Posible evidencia de tectónica de placas

El monte Pavonis es el volcán central de tres volcanes (conocidos colectivamente como Montes Tharsis) en el abultamiento de Tharsis cerca del ecuador del planeta Marte. Los otros volcanes de Tharsis son el monte Ascraeus y el monte Arsia. Los tres montes Tharsis, junto con algunos volcanes más pequeños al norte, forman una línea bastante recta. Se ha propuesto que esta línea recta de volcanes es el resultado del tipo de movimiento de placas que en la Tierra crea cadenas de volcanes de "puntos calientes" . [17] [18] [19] [20] [21]

  • Imagen compuesta en color de gran angular de la cámara Mars Orbiter Camera (MOC) de Mars Global Surveyor (MGS)
    Imagen compuesta en color de gran angular de la cámara Mars Orbiter Camera (MOC) de Mars Global Surveyor (MGS)
  • Imagen del MOC de Mars Global Surveyor que muestra un manto de polvo cerca de la cima del monte Pavonis. El polvo hace que la imagen se vea borrosa.
    Imagen del MOC de Mars Global Surveyor que muestra un manto de polvo cerca de la cima del monte Pavonis. El polvo hace que la imagen se vea borrosa.
  • Imagen THEMIS de canales y fosas en el flanco sur del Mons. Pavonis.
    Imagen THEMIS de canales y fosas en el flanco sur del Mons. Pavonis.
  • Un cono de ceniza en el flanco sur del monte Pavonis.
    Un cono de ceniza en el flanco sur del monte Pavonis.
  • La caldera cumbre de Pavonis Mons
    La caldera cumbre de Pavonis Mons
  • Imagen HiRISE (color) de un tragaluz de tubo de lava de 35 m de ancho rodeado por un pozo de colapso en Pavonis Mons
    Imagen HiRISE (color) de un tragaluz de tubo de lava de 35 m de ancho rodeado por un pozo de colapso en Pavonis Mons
  • Imagen de HiRISE de un tragaluz de tubo de lava de 35 m de ancho rodeado por un pozo de colapso en Pavonis Mons
    Imagen de HiRISE de un tragaluz de tubo de lava de 35 m de ancho rodeado por un pozo de colapso en Pavonis Mons
  • Imagen de HiRISE de un tragaluz de tubo de lava de 180 m de ancho en el flanco sureste del volcán
    Imagen de HiRISE de un tragaluz de tubo de lava de 180 m de ancho en el flanco sureste del volcán

Véase también

Referencias

  1. ^ "Pavonis Mons". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Programa de investigación astrogeológica del USGS.
  2. ^ "Pavo". Dictionary.com Unabridged (en línea). nd
    "Mons". Dictionary.com Unabridged (en línea). nd
  3. ^ Carr, Michael H. (1973). "Vulcanismo en Marte". Revista de investigación geofísica . 78 (20): 4049– 4062. Código Bibliográfico :1973JGR....78.4049C. doi :10.1029/JB078i020p04049.
  4. ^ ab "Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria". planetarynames.wr.usgs.gov.
  5. ^ Genta, Giancarlo (2017). Próxima parada: Marte . Suiza: Springer. doi :10.1007/978-3-319-44311-9. ISBN 978-3-319-44311-9.
  6. ^ Morton, Oliver (4 de octubre de 2002). Mapeo de Marte. Picador. pag. 296.ISBN​ 9780312707934.
  7. ^ ab Scott, DH; Dohm, JM; Zimbleman, JR (1998). Mapas geológicos de Pavonis Mons, Marte. USGS, I-2561.
  8. ^ Plescia, JB (2004). "Propiedades morfométricas de los volcanes marcianos". Revista de investigación geofísica . 109 : E03003. Código Bibliográfico :2004JGRE..109.3003P. doi : 10.1029/2002JE002031 .Tabla 1.
  9. ^ Carr, Michael H. (2006). La superficie de Marte . Cambridge University Press . pág. 49. ISBN. 978-0-521-87201-0.
  10. ^ Mouginis-Mark, PJ; Harris, AJL; Rowland, SK (2007). Análogos terrestres de las calderas de los volcanes de Tharsis en Marte en The Geology of Mars: Evidence from Earth-based Analogs, M. Chapman, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, Reino Unido, pág. 76.
  11. ^ Zimbleman, JR (1985). "Propiedades superficiales del monte Ascraeus: depósitos de polvo en un volcán de Tharsis" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . XVI : 934– 935. Código Bibliográfico :1985LPI....16..934Z.
  12. ^ Observación meteorológica marciana Archivado el 11 de marzo de 2007 en Wayback Machine Datos MGS de la NASA 0,7 grados N 245,9 grados E 13368 metros
  13. ^ Hartmann, WK (1 de enero de 2003). Guía del viajero a Marte: los misteriosos paisajes del planeta rojo . Nueva York: Workman. pág. 59. ISBN  978-0-7611-2606-5.
  14. ^ Shean, David E. (2005). "Origen y evolución de los glaciares tropicales de montaña de base fría en Marte: el depósito en forma de abanico de Pavonis Mons". Journal of Geophysical Research . 110 (E5): E05001. Bibcode :2005JGRE..110.5001S. doi : 10.1029/2004JE002360 .
  15. ^ Michael H. Carr (2006). La superficie de Marte. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Recuperado el 21 de marzo de 2011 .
  16. ^ Shean, David E.; Head, James W.; Marchant, David R. (2005). "Origen y evolución de un glaciar de montaña tropical de base fría en Marte: el depósito en forma de abanico de Pavonis Mons" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 110 (E5): E05001. Bibcode :2005JGRE..110.5001S. doi :10.1029/2004JE002360.
  17. ^ Bell, Jim (5 de junio de 2008). La superficie marciana: composición, mineralogía y propiedades físicas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-86698-9.
  18. ^ Sleep, Norman H. (1994). "Tectónica de placas marcianas". Revista de investigación geofísica . 99 (E3): 5639– 5655. Bibcode :1994JGR....99.5639S. CiteSeerX 10.1.1.452.2751 . doi :10.1029/94JE00216.  
  19. ^ Barlow, Nadine (10 de enero de 2008). Marte: una introducción a su interior, superficie y atmósfera . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5.
  20. ^ dsc.discovery.com Archivado el 3 de junio de 2011 en Wayback Machine
  21. ^ Connerney, JEP (2005). "Implicaciones tectónicas del magnetismo de la corteza marciana". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 102 (42): 14970– 14975. Bibcode :2005PNAS..10214970C. doi : 10.1073/pnas.0507469102 . PMC 1250232 . PMID  16217034.  
  22. ^ ab Nygren, Ezekial (28 de febrero de 2015). Naves espaciales hipotéticas y viajes interestelares. Lulú. ISBN 9781312955929.
  • Mapa geológico del volcán Pavonis Mons, Marte, disponible como archivo PDF de 16,3 Mb, Servicio Geológico de Estados Unidos, 1998
  • Imagen astronómica del día de la NASA: Un agujero en Marte (18 de julio de 2012)
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