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Il monte più alto del Sistema Solare è su Marte: il Monte Olimpo è alto 25 Km e largo 600. Origini, curiosità e dettagli sulla vetta marziana

Olympus Mons ( ə ˌ ɪ ə m ɒ z ,  – / ; [4] latino per Mount Olympus ) è un grande vulcano a scudo sul pianeta Mars . Il vulcano ha un’altezza di 25 Km misurata dal Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). [5] Olympus Mons è circa due volte e mezzo l’ altezza del monte Everest sul livello del mare. È uno dei vulcani più grandi, la montagna planetaria più alta e il secondo la montagna più alta attualmente scoperta nel Sistema Solare , paragonabile a Rheasilvia su Vesta . È spesso citato come il più grande vulcano del Sistema Solare. Tuttavia, secondo alcune metriche, altri vulcani sono notevolmente più grandi. Alba Mons , a nord-est di Olympus Mons, ha circa 19 volte la superficie, ma è solo circa un terzo dell’altezza. Pelé , il più grande vulcano conosciuto su Io , è anche molto più grande, circa 4 volte la superficie, ma è notevolmente più piatto. Inoltre, Tharsis Rise, una grande struttura vulcanica su Marte di cui Olympus Mons fa parte, è stata interpretata come un enorme vulcano in espansione. Se ciò fosse confermato, Tharsis sarebbe di gran lunga il più grande vulcano del Sistema Solare. [6] Olympus Mons è il più giovane dei grandi vulcani su Marte, essendosi formato durante il periodo esperiano di Marte . Era noto agli astronomi sin dalla fine del XIX secolo come la caratteristica albedo Nix Olympica (in latino “Olympic Snow”). La sua natura montuosa fu sospettata ben prima che le sonde spaziali confermassero la sua identità di montagna. [7]

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Il vulcano si trova nell’emisfero occidentale di Marte a circa 18,65 ° N 226,2 ° E , [1] appena fuori dal bordo nord-occidentale del rigonfiamento di Tharsis . La porzione occidentale del vulcano si trova nel quadrilatero dell’Amazzonia (MC-8) e le porzioni centrale e orientale nell’adiacente quadrilatero di Tharsis (MC-9). Due crateri da impatto sull’Olimpo Mons sono stati assegnati nomi provvisori dall’Unione Astronomica Internazionale . Sono il cratere Karzok di 15,6 km (9,7 mi) di diametro ( 18 ° 25’N 131 ° 55’W ) e il cratere Pangboche di 10,4 km (6,5 mi) di diametro ( 17 ° 10’N 133 ° 35’W ). [8] I crateri sono noti per essere due delle numerose aree di origine sospetta per gli shergottiti , la classe più abbondante di meteoriti marziani . [9] Come un vulcano a scudo , Olympus Mons ricorda la forma dei grandi vulcani che compongono le isole hawaiane . Il monte è largo circa 600 km (370 mi). [10] Poiché la montagna è così grande, con una struttura complessa ai suoi bordi, assegnarle un’altezza è difficile. Olympus Mons si trova a 21 km (13 mi) sopra il dato globale di Marte specificare ] , e il suo rilievo locale, dai piedi delle scogliere che formano il suo margine nord-ovest al suo picco, è di oltre 21 km (13 mi) [5] ( poco più del doppio dell’altezza del Mauna Kea misurata dalla sua base sul fondo dell’oceano). Il dislivello totale rispetto alle pianure dell’Amazzonia planitia, oltre 1.000 km (620 mi) a nord-ovest, alla vetta si avvicina a 26 km (16 mi). [3] La vetta della montagna ha sei caldere annidate (crateri crollati) che formano una depressione irregolare di 60 km (37 mi) × 80 km (50 mi) di diametro [11] e profonda fino a 3,2 km (2,0 mi). [12] Il bordo esterno del vulcano è costituito da una scarpata , o scogliera, alta fino a 8 km (anche se oscurata in alcuni punti da colate di lava ), una caratteristica unica tra i vulcani a scudo di Marte, che potrebbe essere stata creata da enormi frane sul fianco. [13] Olympus Mons copre un’area di circa 300.000 km 2 (120.000 miglia quadrate), [14]che è approssimativamente la dimensione dell’Italia o delle Filippine , ed è supportata da una litosfera spessa 70 km (43 mi) . Le dimensioni straordinarie di Olympus Mons sono probabilmente perché Marte manca di placche tettoniche mobili . A differenza della Terra, la crosta di Marte rimane fissa su un punto caldo stazionario e un vulcano può continuare a scaricare lava fino a raggiungere un’altezza enorme. [15] Essendo un vulcano a scudo, Olympus Mons ha un profilo molto dolcemente inclinato. La pendenza media sui fianchi del vulcano è di soli 5 °. [12] I pendii sono più ripidi vicino alla parte centrale dei fianchi e diventano meno profondi verso la base, dando ai fianchi un profilo concavo verso l’alto. La forma dell’Olympus Mons è decisamente asimmetrica: i suoi fianchi sono meno profondi e si estendono più lontano dalla vetta in direzione nord-ovest rispetto a sud-est. La forma e il profilo del vulcano sono stati paragonati a un “tendone da circo” sostenuto da un unico palo che è spostato fuori centro. [16]

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A causa delle dimensioni e dei pendii poco profondi di Olympus Mons, un osservatore in piedi sulla superficie marziana non sarebbe in grado di visualizzare l’intero profilo del vulcano, anche da una grande distanza. La curvatura del pianeta e del vulcano stesso oscurerebbero una tale visione sinottica. [17] Allo stesso modo, un osservatore vicino alla cima non si accorgerebbe di stare su una montagna molto alta, poiché il pendio del vulcano si estenderebbe ben oltre l’orizzonte, a soli 3 chilometri di distanza. [18] La pressione atmosferica tipica nella parte superiore dell’Olimpo Mons è di 72 pascal , circa il 12% della pressione superficiale media marziana di 600 pascal. [19] [20] Entrambi sono estremamente bassi per gli standard terrestri; in confronto, la pressione atmosferica alla sommità del Monte Everest è di 32.000 pascal, o circa il 32% della pressione a livello del mare della Terra. [21] Anche così, le nuvole orografiche di alta quota spesso si spostano sulla vetta dell’Olimpo Mons, e la polvere marziana è ancora presente. [22] Sebbene la pressione atmosferica superficiale media marziana sia inferiore all’1% di quella terrestre, la gravità molto inferiore 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 così bruscamente come quella della Terra.

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La composizione di Olympus Mons è di circa il 44% di silicati , il 17,5% di ossidi di ferro (che conferiscono al pianeta la sua colorazione rossa), il 7% di alluminio , il 6% di magnesio , il 6% di calcio e percentuali particolarmente elevate di ossido di zolfo con il 7%. Questi risultati indicano che la superficie è in gran parte composta da basalti e altre rocce mafiche , che sarebbero scoppiate come flussi di lava a bassa viscosità e quindi avrebbero portato a bassi gradienti sulla superficie del pianeta. Olympus Mons è un improbabile luogo di atterraggio per sonde spaziali automatizzate nel prossimo futuro. Le altitudini elevate precludono atterraggi assistiti da paracadute perché l’atmosfera non è sufficientemente densa per rallentare il veicolo spaziale. Inoltre, Olympus Mons si trova in una delle regioni più polverose di Marte. Un mantello di polvere sottile oscura il substrato roccioso sottostante, probabilmente rendendo i campioni di roccia difficili da trovare e probabilmente rappresentando un ostacolo significativo per i rover.

L’Olympus Mons è il risultato di molte migliaia di colate di lava basaltica altamente fluide che si sono riversate da bocche vulcaniche per un lungo periodo di tempo (le isole hawaiane esemplificano vulcani a scudo simili su scala più piccola – vedi Mauna Kea ). Come i vulcani basaltici 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 di galleggiamento sul magma che sale dalla crosta. Inoltre, si pensa che le camere del magma siano molto più grandi e più profonde di quelle che si trovano sulla Terra. I fianchi dell’Olympus Mons sono costituiti da innumerevoli colate e canali di lava. Molti dei flussi hanno arginilungo i loro margini (nella foto). I margini esterni più freddi del flusso si solidificano, lasciando un canale centrale di lava fusa. Tubi di lava parzialmente collassati sono visibili come catene di crateri e sono comuni anche ampi ventagli di lava formati da lava che emerge da tubi sotterranei intatti. [23] 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 scattate dall’orbiter Mars Express nel 2004 indicano che i flussi di lava sul fianco nord-occidentale dell’Olympus Mons hanno un’età compresa tra 115 milioni di anni (Mya) e solo 2 Mya. [24]Queste età sono molto recenti in termini geologici, suggerendo che la montagna possa essere ancora vulcanicamente attiva, anche se in modo molto quiescente ed episodico. [25] Il complesso della caldera al culmine del vulcano è costituito da almeno sei caldere e segmenti di caldera sovrapposti (nella foto):

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[26] Le caldere sono formate dal crollo del tetto a seguito dell’esaurimento e del ritiro della camera magmatica sotterranea dopo un’eruzione. Ogni caldera rappresenta quindi un impulso separato dell’attività vulcanica sulla montagna. [27] Il segmento di caldera più grande e più antico sembra essersi formato come un unico grande lago di lava. [28] 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 dell’Olympus Mons si trova a una profondità di circa 32 km (105.000 piedi) sotto il pavimento della caldera. [29]Le distribuzioni dimensione-frequenza del cratere sui pavimenti della caldera indicano che le caldere hanno un’età compresa tra 350 Mya e circa 150 Mya. Probabilmente si sono formati tutti entro 100 milioni di anni l’uno dall’altro. [30] [31]

Olympus Mons è asimmetrico strutturalmente oltre che topograficamente . Il fianco nord-occidentale più lungo e poco profondo mostra caratteristiche estensive, come grandi crolli e faglie normali . Al contrario, il lato sud-orientale più ripido del vulcano ha caratteristiche che indicano la compressione, comprese terrazze a gradini nella regione del fianco medio del vulcano (interpretate come faglie di spinta [32] ) e un numero di creste rugose situate nella scarpata basale. Perché i lati opposti della montagna dovrebbero mostrare diversi stili di deformazione può risiedere nel modo in cui i grandi vulcani a scudo crescono lateralmente e nel modo in cui 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 compressionale a estensionale. Una spaccatura sotterranea può svilupparsi alla base del vulcano, provocando il distacco della crosta sottostante. [33] Se il vulcano poggia su sedimenti contenenti strati meccanicamente deboli (ad esempio letti di argilla satura d’acqua), possono svilupparsi zone di distacco ( decollements ) negli strati deboli. Le sollecitazioni estensionali nelle zone di distacco possono produrre smottamenti giganti e normali faglie sui fianchi del vulcano, portando alla formazione di una scarpata basale. [34]Più lontano dal vulcano, queste zone di distacco possono esprimersi come una successione di faglie di spinta sovrapposte, guidate dalla gravità. Questo meccanismo è stato a lungo citato come spiegazione dei depositi di aureola di Olympus Mons (discussi di seguito). [35]

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Olympus Mons si trova ai margini del rigonfiamento di Tharsis , un antico e vasto altopiano vulcanico probabilmente formato alla fine del periodo noachiano . Durante l’ Esperiano , quando iniziò a formarsi l’Olimpo Mons, il vulcano si trovava su un pendio poco profondo che scendeva dall’alto in Tharsis nei bacini di pianura settentrionale. Nel tempo, questi bacini hanno ricevuto grandi volumi di sedimenti erosi da Tharsis e dagli altopiani meridionali. I sedimenti probabilmente contenevano abbondanti fillosilicati (argille) di età noachiana formati durante un primo periodo su Marte quando l’acqua di superficie era abbondante, [36]ed erano più spesse nel nord-ovest dove la profondità del bacino era maggiore. Man mano che il vulcano cresceva attraverso la diffusione laterale, le zone di distacco a basso attrito si sviluppavano preferenzialmente negli strati sedimentari più spessi a nord-ovest, creando la scarpata basale e i lobi diffusi del materiale aureola ( Lycus Sulci). La diffusione è avvenuta anche a sud-est; tuttavia, era più vincolato in quella direzione dall’ascesa del Tharsis, che presentava una zona di maggiore attrito alla base del vulcano. L’attrito era maggiore in quella direzione perché i sedimenti erano più sottili e probabilmente erano costituiti da materiale a grana più grossa resistente allo scorrimento. Le competenti e aspre rocce del seminterrato di Tharsis hanno agito come un’ulteriore fonte di attrito. Questa inibizione della diffusione basale sud-orientale nell’Olimpo di Mons potrebbe spiegare l’asimmetria strutturale e topografica della montagna. È stato dimostrato che i modelli numerici della dinamica delle particelle che implicano differenze laterali di attrito lungo la base dell’Olympus Mons riproducono abbastanza bene la forma e l’asimmetria attuali del vulcano. [34] È stato ipotizzato che il distacco lungo gli strati deboli fosse favorito dalla presenza di acqua ad alta pressione negli spazi porosi dei sedimenti, che avrebbe implicazioni astrobiologiche interessanti. Se le zone sature d’acqua esistono ancora nei sedimenti sotto il vulcano, probabilmente sarebbero state mantenute calde da un elevato gradiente geotermico e dal calore residuo dalla camera magmatica del vulcano. Potenziali sorgenti o infiltrazioni intorno al vulcano offrirebbero possibilità entusiasmanti per rilevare la vita microbica. [37]

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L’immagine sopra contiene link cliccabiliMappa interattiva di immagini della topografia globale di Marte . Passa il mouse sull’immagine per vedere i nomi di oltre 60 importanti elementi geografici e fai clic per collegarti ad essi. La colorazione della mappa di base indica le quote relative , in base ai dati del Mars Orbiter Laser Altimeter sul Mars Global Surveyor della NASA . Bianchi e marroni indicano le elevazioni più alte (Da +12 a +8 km ); seguito da rosa e rosso (Da +8 a +3 km ); il giallo è0 km ; verdi e blu sono elevazioni inferiori (fino a−8 km ). Gli assi sono latitudine e longitudine ; Si notano le regioni polari .

L’Olympus Mons e alcuni altri vulcani nella regione di Tharsis sono abbastanza alti da superare le frequenti tempeste di sabbia marziane registrate dagli osservatori telescopici già nel XIX secolo. L’astronomo Patrick Moore ha sottolineato che Schiaparelli (1835-1910) “aveva scoperto che il suo Nodus Gordis e Olympic Snow [Nix Olympica] erano quasi le uniche caratteristiche da vedere” durante le tempeste di sabbia, e “ha indovinato correttamente che devono essere alte” . [38] La sonda Mariner 9 è arrivata in orbita attorno a Marte nel 1971 durante una tempesta di sabbia globale. I primi oggetti a diventare visibili quando la polvere ha cominciato a depositarsi, le cime dei vulcani di Tharsis, hanno dimostrato che l’altitudine di queste caratteristiche superava di gran lunga quella di qualsiasi montagna trovata sulla Terra, come si aspettavano gli astronomi. Le osservazioni del pianeta da Mariner 9 hanno confermato che Nix Olympica era un vulcano. Alla fine, gli astronomi adottarono il nome Olympus Mons per la caratteristica dell’albedo nota come Nix Olympica.

Olympus Mons si trova tra il bordo nord-occidentale della regione di Tharsis e il bordo orientale dell’Amazzonia Planitia . Si trova a circa 1.200 km (750 miglia) dagli altri tre grandi vulcani a scudo marziano, chiamati collettivamente Tharsis Montes ( Arsia Mons , Pavonis Mons e Ascraeus Mons ). I Tharsis Montes sono leggermente più piccoli dell’Olympus Mons. Un’ampia depressione anulare o fossato di circa 2 km (1,2 mi) di profondità circonda la base dell’Olimpo Mons e si pensa che sia dovuto all’immenso peso del vulcano che preme sulla crosta marziana. La profondità di questa depressione è maggiore sul lato nord-ovest della montagna che sul lato sud-est. Olympus Mons è parzialmente circondato da una regione di caratteristico terreno scanalato o ondulato noto come Olympus Mons aureole. L’aureola è costituita da diversi grandi lobi. A nord-ovest del vulcano, l’aureola si estende per una distanza fino a 750 km (470 mi) ed è nota come Lycus Sulci ( 24,6 ° N 219 ° E ). A est di Olympus Mons, l’aureola è parzialmente ricoperta da colate laviche, ma dove è esposta ha nomi diversi ( Gigas Sulci , per esempio). L’origine dell’aureola rimane dibattuta, ma è probabile che sia stata formata da enormi smottamenti [13] o strati di spinta spinti dalla gravità che si sono staccati dai bordi dello scudo di Olympus Mons. [39]

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