Olympus Mons

Antaño conocido como Nix Olympica, o “Nieve del Olimpo”, es un volcán en escudo marciano de más de 22 kilómetros de altura que cubre un área similar a la de la península ibérica y se considera el pico más alto del Sistema Solar

Olympus Mons es el volcán más grande del Sistema Solar y una de las estructuras más sobresalientes de la superficie de Marte. Se eleva unos 22 kilómetros sobre las llanuras de Amazonis Planitia y alcanza un diámetro de casi 600 kilómetros, suficiente para cubrir toda la península ibérica. Desde la distancia orbital, su perfil circular domina el borde occidental de la región volcánica de Tharsis, donde se agrupan otros grandes relieves en escudo como Arsia, Pavonis y Ascraeus Mons. Su tamaño y su grado de conservación lo convierten en un punto de referencia para comprender la evolución interna del planeta rojo.

El relieve fue identificado por primera vez en las imágenes obtenidas por la sonda Mariner 9 en 1971, cuando se cartografió por completo la superficie marciana. Las fotografías mostraron un enorme volcán en escudo coronado por una caldera hundida. En décadas posteriores, misiones como los orbitadores Viking 1 y Viking 2, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express y Mars Reconnaissance Orbiter han aportado datos de altimetría y composición que permiten reconstruir su historia geológica con notable detalle. Los mapas obtenidos por el altímetro láser MOLA a bordo de Mars Global Surveyor revelaron su altura exacta y el escarpe abrupto que rodea su base, una muralla de hasta 6 kilómetros que separa el volcán de las llanuras más bajas.

Olympus Mons es un volcán en escudo, una estructura amplia y de pendiente muy suave formada por flujos sucesivos de lava basáltica poco viscosa. En la Tierra, los ejemplos más parecidos son los volcanes hawaianos, aunque ninguno alcanza proporciones comparables. La pendiente media de sus laderas es de solo unos 5 grados, tan baja que un hipotético caminante apenas notaría el ascenso. La cima está ocupada por una caldera de unos 80 kilómetros de ancho compuesta por varias depresiones superpuestas, generadas por el hundimiento del terreno tras episodios eruptivos que vaciaron parcialmente las cámaras magmáticas. Cada hundimiento corresponde a una fase distinta del crecimiento del volcán.

El origen de esta colosal estructura se debe a una zona del interior de Marte donde el material del manto ascendió lentamente hacia la superficie en forma de una corriente caliente, lo que los geólogos llaman una pluma mantélica. En la Tierra, el desplazamiento de las placas tectónicas impide la acumulación continua de magma en un mismo punto. Marte, en cambio, carece de tectónica de placas: la corteza permaneció fija sobre la fuente de calor durante cientos de millones de años, permitiendo que las erupciones sucesivas levantaran un relieve descomunal. Los estudios basados en el conteo de cráteres indican que su actividad comenzó hace unos 200 millones de años y pudo prolongarse hasta épocas geológicas recientes, quizá hace menos de 10 millones de años. Algunos flujos visibles en las imágenes de alta resolución de Mars Express y de la cámara HiRISE de Mars Reconnaissance Orbiter muestran una superficie tan poco erosionada que podrían corresponder a las últimas etapas de actividad volcánica en el planeta.

Las lavas de Olympus Mons se extendieron en todas direcciones desde el centro del volcán, formando capas superpuestas que cubren un área equivalente a la de un continente pequeño. Los canales sinuosos que aún pueden distinguirse indican el recorrido de la lava durante las erupciones. En los bordes del escarpe basal se observan deslizamientos masivos y colapsos del terreno, probablemente debidos a la acumulación de material inestable o al contacto con capas de hielo subsuperficial. La diversidad de colores y texturas en las imágenes térmicas de Mars Odyssey sugiere variaciones en la composición y la antigüedad de los flujos, con zonas más oscuras y recientes junto a regiones cubiertas por polvo o materiales alterados.

El entorno geográfico de Olympus Mons refleja su relación con el altiplano de Tharsis, una vasta región elevada que concentra la mayoría de los grandes volcanes marcianos. Esta zona, dominada por fracturas y sistemas de fallas radiales, se interpreta como la expresión superficial de una gran anomalía térmica del interior del planeta. El peso acumulado de los volcanes y de los depósitos de lava generó deformaciones en la litosfera, visibles hoy como suaves ondulaciones en el terreno y grietas que se extienden cientos de kilómetros. Desde las llanuras occidentales de Amazonis Planitia, el volcán se alza como una meseta circular con bordes bien definidos; desde el este, en cambio, se confunde con los antiguos relieves de Tharsis, donde el terreno muestra señales de fracturación y hundimientos por sobrecarga.

El conocimiento actual de su estructura procede de los datos obtenidos por las misiones orbitales. Mariner 9 identificó el relieve por primera vez; Viking detalló su morfología y reveló la existencia del escarpe; Mars Global Surveyor proporcionó el modelo digital de elevaciones que permitió medir su volumen con precisión; Mars Odyssey y su espectrómetro THEMIS analizaron la composición mineral de los flujos; Mars Express cartografió el relieve en tres dimensiones con la cámara HRSC; y Mars Reconnaissance Orbiter mostró detalles de pocos metros, permitiendo observar fracturas, grietas y pequeños cráteres sobre las laderas. Gracias a estos estudios se ha podido reconstruir la secuencia de erupciones y determinar que el crecimiento del volcán fue episódico, con largos intervalos de inactividad.

Olympus Mons permanece hoy inactivo, aunque su morfología casi intacta indica que la erosión en Marte es mucho más lenta que en la Tierra. La atmósfera tenue, la falta de lluvias y la escasa actividad tectónica han preservado los flujos y las calderas con un nivel de detalle extraordinario. Si alguien pudiera situarse en su cima, vería un horizonte curvado por la altura y una atmósfera tan fina que apenas difumina el límite del día y la noche. La presión sería de apenas unas decenas de milibares y la temperatura, muy inferior a 0ºC. A pesar de esas condiciones, las observaciones científicas permiten imaginar cómo debió de ser la actividad de un volcán capaz de elevar su cima por encima de cualquier montaña terrestre.

El estudio de Olympus Mons sigue siendo esencial para entender la evolución térmica y volcánica de Marte. Su tamaño y su juventud relativa plantean la posibilidad de que el planeta aún conserve calor interno suficiente para mantener puntos localizados de actividad magmática. Investigar su estructura interna y el espesor de la corteza bajo Tharsis podría aclarar cómo un planeta tan pequeño mantuvo un vulcanismo prolongado durante gran parte de su historia. Las futuras misiones orbitales y los estudios geofísicos, combinados con los datos ya obtenidos por Mars Express y Mars Reconnaissance Orbiter, seguirán aportando información sobre este gigantesco volcán, un testigo geológico de la energía que alguna vez animó el interior de Marte.

Referencias y más información

• Mars Express – ESA
• Mars Global Surveyor – Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) -Goddard Space Flight Center NASA
• Mars Reconnaissance Orbiter – HiRISE Camera – NASA
• Mars Odyssey – THEMIS Instrument – Arizona State University
• Mouginis-Mark, P. J. (2021). Geologic Map of Olympus Mons Caldera, Mars. Scientific Investigations Map 3470. U.S. Geological Survey