A análise de dados da missão Mars Express da ESA, adquiridos ao longo de cinco anos, resultaram na revelação de mistérios escondidos por baixo dos maiores vulcões do planeta vermelho.
Topografia do Monte Olímpo / Credits: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Os resultados mostram que a lava se foi adensando ao longo do tempo e que a espessura das camadas rígidas exteriores do planeta variam ao longo da região de Tharsis.
As medidas foram feitas enquanto a Mars Express estava entre 275 e 330 quilómetros acima da “barriga” vulcânica de Tharsis e foram combinadas com dados da Mars Reconnaissance Orbiter da NASA.
A protuberância de Tharsis inclui o Monte Olímpo – o vulcão mais alto do sistema solar, com 21 quilómetros – e a fila dos três montes de Tharsis mais pequenos.
Pensa-se que a região vulcânica terá estado ativa até há 100-250 milhões de anos, o que é bastante recente numa escala de tempo geológico.
A grande massa dos vulcões causou pequenas oscilações na trajetória da Mars Express quando esta sobrevoou a região. Estas oscilações foram medidas na Terra através de radiolocalização e traduzidas em medidas de variação da densidade abaixo da superfície do planeta vermelho.
O trio dos montes de Tharsis e o Monte Olímpo / Credits: NASA
Geralmente, a alta densidade dos vulcões corresponde a uma composição basáltica que está de acordo com os muitos meteoritos “marcianos” que caíram na Terra.
Os novos dados mostram também como a densidade da lava se foi alterando durante a formação dos três vulcões dos montes de Tharsis. Começaram com uma lava andesítica leve, que pode formar-se na presença de água, e foram depois revestidos com lava basáltica mais pesada, a que se vê à superfície da crosta de Marte.
“Combinando estes dados com a variação de alturas dos vulcões, podemos dizer que o Monte Arsia é o mais antigo, seguido do Monte Pavonis e por fim o Monte Ascraeus”, diz Mikael Beuthe do Observatório Real da Bélgica e o primeiro autor do artigo publicado no Journal of Geophysical Research.
No entanto, a densidade da lava do Monte Ascraeus diminuiu numa fase posterior e por isso o topo do vulcão é de menor densidade.”
A transição pode resultar de alterações no aquecimento subterrâneo sob a forma de uma única pluma mantélica – uma ascensão de rocha anormalmente quente das profundezas do manto viscoso, como se fosse uma lâmpada de lava mas numa escala gigantesca –, a qual se foi lentamente deslocando lateralmente e formando cada um dos três montes de Tharsis. Este processo é exatamente oposto ao da Terra, onde as placas da crosta se movem em cima de uma pluma estacionária para formar cadeias de vulcões, como as ilhas havaianas.
Os dados também descrevem a espessura da litosfera – a camada mais externa do planeta, incluindo a região superior do manto – e permitiram encontrar variações surpreendentes entre o Monte Olímpo e os montes de Tharsis, com os três vulcões mais pequenos a revelarem “raízes” com densidades muito mais elevadas do que o Monte Olímpo.
Estas raízes podem ser bolsas de lava densa solidificada ou uma antiga rede de câmaras magmáticas subterrâneas.
“A ausência de uma raiz de alta densidade por baixo do Monte Olímpo indica que este vulcão foi formado sobre uma litosfera de alta rigidez, enquanto que os outros vulcões se afundaram parcialmente numa litosfera menos rígida”, diz a co-autora do artigo Veronique Dehant, também do Observatório Real da Bélgica. “Isto mostra-nos que houve grandes variações espaciais do fluxo de calor do manto no momento de formação dos vulcões.”
Visto que os três montes de Tharsis se “sentam” no cimo da “barriga”, enquanto o Monte Olímpo fica no extremo da região, a maior espessura da crosta no centro pode ter atuado como uma tampa de isolamento para aumentar a temperatura, criando uma litosfera menos rígida. O magma ascendente terá interagido com uma protuberância pré-existente, enquanto o magma que formou o Monte Olímpo ascendeu através da crosta mais antiga que está a apoiar a região Tharsis, provavelmente criando assim as diferenças de densidade observadas entre os vulcões.
“Estes resultados mostram que os dados sobre o interior de Marte são a chave para compreender a evolução do planeta vermelho”, diz Olivier Witasse, cientista do projeto Mars Express da ESA. “Uma opção para futuras missões a Marte seria criar uma rede de pequenas sondas que medissem simultaneamente a atividade sísmica de forma a explorar o interior do planeta.”
