Saltar ao contido

Pavonis Mons

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Pavonis Mons
Créditos: NASA/JPL/Malin Space Science Systems
Tipo de accidente xeolóxico Mons
Accidente xeolóxico de Marte
Diámetro 375 km km[1]
Altitude 13,4 km[2]
Coordenadas 0,79° N 246,6° E [1]
Procedencia do nome Pavonis Mons (do latín) que significa Monte do pavo, nome clásico dun accidente xeolóxico de albedo.[1]

Pavonis Mons é un gran volcán de escudo que está situado na rexión de Tharsis do planeta Marte. É o volcán que está no medio na cadea de tres volcán chamados colectivamente os Tharsis Montes e está centrado sobre as coordenadas 0,79° N 246,6° E[1]. O volcán foi descuberto pola sonda Mariner 9 no ano 1971 e orixinalmente foi chamada Mancha central (ou mancha do medio).[3] Recibiu o seu nome actual no ano 1973, Pavonis Mons en latín significa "Monte do pavo".[1]

Descrición Xeral

[editar | editar a fonte]
Mapa do cuadrángulo de Tharsis. Pavonis Mons queda na beira sur.

Pavonis Mons queda na beira sur do cuadrángulo de Tharsis - aproximadamente a 400 km suroeste de Ascraeus Mons (que dos 3 volcáns de Tharsis Montes é o que está máis ó norte) e 400 km ó nordés de Arsia Mons (que é o membro dos Tharsis Montes que está máis ó sur). Os Tharsis Montes descansan ó longo dun crista nunha gran elevación que vai dirección nordés coñecida coma a protuberancia de Tharsis (ou avultamento), o cal case ocupa toda a rexión de Tharsis e estendese ó longo de máis de 3,000 km de ancho na rexión ecuatorial occidental de Marte.[4] Olympus Mons, o volcán máis grande do Sistema Solar está na beira da protuberancia de Tharsis, a uns 1.200 km ó noroeste de Pavonis Mons.

Pavonis Mons é o volcán máis pequeno dos tres volcáns dos Tharsis Montes, ten uns 375 km de diámetro[1] e queda case 14 km por riba do datum marciano (o hipotético nivel do mar marciano.) Coma volcán de escudo que é, Pavonis Mons ten unha pendente moi suave e cunha de inclinación só 4°.[5] O cumio contén unha caldeira circular e profunda de 47 km de diámetro e con polo menos 5 km de profundidade.[6] Unha gran depresión moi pouco profunda descansa inmediatamente ó nordés da pequena caldeira. Esta gran depresión ten uns 90 km de diámetro e estruturalmente é máis complexa cá pequena caldeira.[7]

Coma case toda a rexión de Tharsis, Pavonis Mons ten un albedo moi alto e unha baixa capacidade calorífica volumétrica (a capacidade dun corpo volumétrico de almacenar calor), indicando que o volcán e os seus arredores están cubertos de grandes cantidades de po fino. O po forma un manto sobre a superficie que escurece ou muda a topografía e a xeoloxía das particularidades menos significativas da rexión.[8] Tharsis é probablemente poeirento debido ás súas grandes alturas. A presión atmosférica no cumio é duns 130 Pa (1,3 mbar),[2] un 21% da presión media da superficie de Marte. A densidade atmosférica é demasiado baixa para move-lo po unha vez este é depositado.[9]

Xeoloxía

[editar | editar a fonte]
Topografía en cor feita polo MOLA do Pavonis Mons.

A meirande parte do volume da superficie do volcán consiste en coladas de lava de comezos da idade Amazónica. As ladeiras do norte do volcán están moi fracturas con grabens e con fallas normais concéntricas que parten do cumio da caldeira do volcán.[4] Na parte máis baixa da ladeira este, existe unha cadea de fosas elípticas ou ovais, aliñadas cara a abaixo e en dirección ó centro dunha depresión pouco profunda. Están ambas estruturas formadas polo colapso asociado a unha falla – as escarpas en cada lado da depresión son a liña de falla. (Estas estruturas normalmente son atopadas en lugares onde o chan foi movido por rochas fundidas ou forzas tectónicas.)

Glaciares

[editar | editar a fonte]

Usando os datos das sondas Mars Global Surveyor e da Odyssey, combinados cos adiantos no estudo dos glaciares, os científicos suxeriron que os glaciares existiron no pasado en Pavonis Mons e probablemente aínda existan en moito menor medida.[10][11] Evidencia disto son as cristas concéntricas (morenas depositadas polos glaciares), unha área nodosa (causada pola sublimación do xeo), e unha sección suave que flúe por riba doutros depósitos (refugallos que cobren o xeo do glaciar). O xeo puido ser depositado cando a oblicuidade de Marte alterou o clima do propio planeta, causando dese xeito que houbese máis humidade na atmosfera. Os estudos indican que a houbo unha glaciación no período Amazónico tardío, que é o período máis recente na cronoloxía de Marte. Probablemente ocorreron múltiples procesos glaciares.[12] O xeo presente na actualidade é un dos recursos primordiais para unha posible colonización futura do planeta.

Posible evidencia de placas tectónicas

[editar | editar a fonte]

Pavonis Mons é o volcán que está no medio na cadea de tres volcáns chamados colectivamente os Tharsis Montes da rexión do mesmo nome, e está case á altura do ecuador. Os outros dous volcáns do Tharsis Montes son o Ascraeus Mons e o Arsia Mons. Os tres volcáns do Tharsis Montes, xunto con outros volcáns máis pequenos que están máis ó norte, forman unha estreita liña. Propúxose a teoría de que está longa e estreita liña de volcáns podería se-lo resultado do movemento dunha placa tectónica que na terra dan coma resultado as cadeas de volcáns feitas por un punto quente.[13][14][15][16][17]

Na cultura

[editar | editar a fonte]

Galería

[editar | editar a fonte]
  • Imaxe da Mars Global Surveyor que amosa un manto de po preto do cumio de Pavonis Mons. O po fai que a imaxe se vexa algo borrosa.
    Imaxe da Mars Global Surveyor que amosa un manto de po preto do cumio de Pavonis Mons. O po fai que a imaxe se vexa algo borrosa.
  • Imaxe da THEMIS das canles e fosas da ladeira sur do Pavonis Mons.
    Imaxe da THEMIS das canles e fosas da ladeira sur do Pavonis Mons.
  • Un cono de cinza na ladeira sur de Pavonis Mons.
    Un cono de cinza na ladeira sur de Pavonis Mons.

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 USGS : Gazetteer of Planetary Nomenclature (ed.). "Planetary Names: Mons, montes: Pavonis Mons on Mars". Consultado o 11-07-2011. 
  2. ↑ 2,0 2,1 Martian Weather Observation Arquivado 11 de marzo de 2007 en Wayback Machine. NASA MGS data 0.7 degrees N 245.9 degrees E 13368 meters
  3. ↑ Carr, Michael H. (1973). "Volcanism on Mars". Journal of Geophysical Research 78: 4049–4062. Bibcode:1973JGR....78.4049C. doi:10.1029/JB078i020p04049. 
  4. ↑ 4,0 4,1 Scott, D.H.; Dohm, J.M.; Zimbleman, J.R. (1998). Geologic Maps of Pavonis Mons, Mars. USGS, I-2561.
  5. ↑ Plescia, J. B. (2004). "Morphometric Properties of Martian Volcanoes". Journal of Geophysical Research 109: E03003. Bibcode:2004JGRE..10903003P. doi:10.1029/2002JE002031.  Table 1.
  6. ↑ Carr, Michael H. (2006). The Surface of Mars. Cambridge University Press. p. 49. ISBN 978-0-521-87201-0. 
  7. ↑ Mouginis-Mark, P.J.; Harris, A.J.L.; Rowland, S.K. (2007). Terrestrial Analogs to the Calderas of the Tharsis Volcanoes on Mars in The Geology of Mars: Evidence from Earth-based Analogs, M. Chapman, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 76.
  8. ↑ Zimbleman, J.R. (1985). "Surface Properties of Ascraeus Mons: Dust Deposits on a Tharsis Volcano" (PDF). Lunar and Planetary Science XVI: 934–935, Abstract #1477. Bibcode:1985LPI....16..934Z. 
  9. ↑ Hartmann, W.K. (2003). A Traveller's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. Workman (New York). p. 59. ISBN 978-0-7611-2606-5. 
  10. ↑ Shean, David E. (2005). "Origin and Evolution of Cold-Based Tropical Mountain Glacier on Mars: the Pavonis Mons Fan-Shaped Deposit". Journal of Geophysical Research 110. Bibcode:2005JGRE..11005001S. doi:10.1029/2004JE002360. 
  11. ↑ Michael H. Carr (2006). The surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 9780521872010. Consultado o 21-03-2011. 
  12. ↑ http://www.mars.asu.edu/christensen/advancedmarsclass/shean_glaciers_2005.pdf
  13. ↑ ISBN 978-0-521-86698-9
  14. ↑ Sleep, Norman H. (1994). "Martian plate tectonics". Journal of Geophysical Research 99: 5639–5655. Bibcode:1994JGR....99.5639S. doi:10.1029/94JE00216. 
  15. ↑ ISBN 978-0-521-85226-5
  16. ↑ "Copia arquivada". Arquivado dende o orixinal o 03 de xuño de 2011. Consultado o 10 de xullo de 2011. 
  17. ↑ Connerney, J. E. P. (2005). "Tectonic implications of Mars crustal magnetism". Proceedings of the National Academy of Sciences 102: 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. PMC 1250232. PMID 16217034. doi:10.1073/pnas.0507469102. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Pavonis_Mons&oldid=6637028»