Pavonis Mons

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Pavonis Mons
Creditos: 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 comenzos 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 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 (morrenas 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]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 "Planetary Names: Mons, montes: Pavonis Mons on Mars". USGS : Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/4620?__fsk=-729178478. Consultado o 11-07-2011. 
  2. 2,0 2,1 Martian Weather Observation 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. 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. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1985/pdf/1477.pdf. 
  9. Hartmann, W.K.. A Traveller's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. 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. ISBN 9780521872010. http://books.google.com/books?id=uLHlJ6sjohwC. 
  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. http://dsc.discovery.com/news/2008/12/16/mars-shell-tectonics.html
  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. DOI:10.1073/pnas.0507469102. PMC 1250232. PMID 16217034. //www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?tool=pmcentrez&artid=1250232. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]