Los Tharsis Montes forman un conjunto de tres enormes volcanes alineados casi sobre el ecuador marciano: Arsia Mons, Pavonis Mons y Ascraeus Mons. Dispuestos a lo largo de más de 1.500 kilómetros, constituyen el núcleo de la vasta región de Tharsis, un altiplano que concentra algunas de las mayores estructuras geológicas de Marte. Estas elevaciones, junto a Olympus Mons en el extremo occidental, reflejan una historia prolongada de actividad magmática que moldeó el relieve del planeta durante buena parte de su evolución. Desde órbita, la alineación de estos colosos volcánicos marca el corazón del altiplano de Tharsis, donde la corteza marciana se eleva varios kilómetros por encima del nivel medio de altura del planeta.
La región de Tharsis es una de las estructuras más extensas del Sistema Solar. Se trata de una meseta abombada de unos 4.000 kilómetros de diámetro y más de 10 kilómetros de espesor en su punto central. En su interior se encuentran los tres grandes volcanes de los Tharsis Montes, además de numerosos conos menores, fisuras radiales y extensos campos de lava. Las mediciones topográficas de la misión Mars Global Surveyor, mediante el altímetro láser MOLA, revelaron la magnitud de esta elevación y confirmaron que la concentración de masa en el interior de Tharsis alteró incluso la distribución del eje de rotación de Marte a lo largo del tiempo. La acumulación de material volcánico generó tensiones en la litosfera que provocaron fracturas radiales y concéntricas visibles hoy en el terreno, especialmente hacia el este, donde se abre el sistema de cañones de Valles Marineris.
Cada uno de los tres Tharsis Montes es un volcán en escudo formado por la acumulación de flujos de lava basáltica muy fluidos, que se expandieron a grandes distancias antes de solidificarse. Arsia Mons, el más meridional, es también el más ancho: alcanza unos 435 kilómetros de diámetro y se eleva cerca de 17 kilómetros sobre las planicies vecinas. Su cima está ocupada por una caldera elíptica de unos 110 kilómetros de ancho con varios niveles de colapso, lo que sugiere una larga secuencia de erupciones y vaciamientos magmáticos. Pavonis Mons, situado en el centro de la alineación, tiene unos 14 kilómetros de altura y una caldera doble separada por un promontorio rocoso; sus laderas, más suaves, muestran una red de canales de lava entrelazados. Ascraeus Mons, el más septentrional, es el más alto del grupo, con cerca de 18 kilómetros de elevación y una base de 480 kilómetros. Presenta una caldera de contornos irregulares con grietas internas y depósitos de flujos superpuestos, indicio de que su actividad se mantuvo durante más tiempo que en los otros dos. Aunque de dimensiones menores que Olympus Mons, los tres superan ampliamente a cualquier volcán terrestre y dominan la región ecuatorial de Marte.
Las primeras observaciones detalladas de los Tharsis Montes proceden de las sondas Mariner 9 y Viking 1 y Viking 2, que a comienzos de la década de 1970 revelaron su forma característica y la existencia de calderas colapsadas en la cima. Con las misiones posteriores —Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express y Mars Reconnaissance Orbiter— se obtuvieron modelos digitales de elevación, imágenes de alta resolución y mapas térmicos que permitieron analizar la composición de los flujos y la secuencia eruptiva de cada volcán. Las cámaras HRSC y HiRISE mostraron fracturas, canales de lava y depósitos superpuestos que indican una historia eruptiva prolongada, posiblemente con fases intermitentes durante cientos de millones de años.
El origen de los Tharsis Montes se relaciona con la actividad prolongada de una zona del interior donde el material del manto ascendió lentamente hacia la superficie de Marte. Estas corrientes de roca caliente, llamadas plumas térmicas, se comportan como columnas ascendentes que transportan calor desde las capas profundas del planeta hasta la corteza. La acumulación de este calor bajo Tharsis generó una gran sobrepresión, deformando el terreno y abriendo grietas por las que emergió el magma. En ausencia de tectónica de placas, los puntos de emisión permanecieron en el mismo lugar durante millones de años, permitiendo que los flujos se acumularan hasta formar estructuras colosales. Los estudios basados en el conteo de cráteres sugieren que el vulcanismo de Tharsis comenzó hace más de 3.500 millones de años y continuó de forma intermitente hasta hace menos de 100 millones, lo que implica una longevidad excepcional para un planeta de tamaño moderado como Marte.
Las imágenes térmicas del instrumento THEMIS a bordo de Mars Odyssey revelan diferencias en la rugosidad y composición superficial de los flujos de lava. En las laderas de Arsia Mons se han identificado conductos y túneles de lava colapsados, visibles como hileras de depresiones circulares. En Ascraeus Mons, los canales sinuosos y las superposiciones de flujos indican episodios eruptivos sucesivos con distinta viscosidad del magma. Pavonis Mons presenta una morfología intermedia, con laderas menos empinadas y un escarpe basal, una pendiente abrupta que marca la transición entre la base del volcán y las llanuras circundantes. Este tipo de borde puede originarse por el colapso parcial de las laderas o por la acumulación de material en su periferia durante las erupciones más antiguas. La variabilidad de estos rasgos sugiere que, aunque comparten un origen común, cada volcán tuvo una evolución eruptiva particular.
En los bordes de la meseta de Tharsis, los flujos de lava se extienden hacia regiones más bajas, cubriendo antiguos terrenos fracturados. Estos depósitos se mezclan con materiales de distintas edades y texturas, lo que complica la delimitación precisa de las unidades geológicas. En varios puntos se observan signos de colapsos y deslizamientos masivos, especialmente en el flanco oriental de Arsia Mons, donde las imágenes de Mars Express muestran bloques de terreno desplazados y cañones de erosión. Estas deformaciones podrían estar relacionadas con la acumulación de hielo subsuperficial, cuya fusión parcial habría favorecido la inestabilidad del terreno.
La región de Tharsis no solo es el principal centro volcánico de Marte, sino también una fuente de tensiones tectónicas que afectaron a amplias zonas del planeta. Desde su núcleo parten sistemas de fallas radiales y grietas que alcanzan miles de kilómetros de longitud, extendiéndose hasta Valles Marineris, Tempe Terra o Elysium Planitia. La energía liberada por la construcción del altiplano de Tharsis modificó el equilibrio de la corteza marciana y probablemente influyó en el patrón global de drenaje y erosión. La inclinación resultante del planeta, ligeramente desplazada hacia el este, habría alterado la distribución de las cargas polares y la circulación atmosférica, lo que refuerza la idea de que Tharsis desempeñó un papel fundamental en la evolución global de Marte.
La cima de Arsia Mons conserva estructuras concéntricas y fracturas que sugieren la existencia de cámaras magmáticas sucesivas. En 2017, un análisis de imágenes de Mars Reconnaissance Orbiter reveló una serie de respiraderos alineados que podrían corresponder a las últimas fases eruptivas del volcán, ocurridas hace unos 50 millones de años. Pavonis Mons muestra una caldera menos profunda pero atravesada por fallas, mientras que Ascraeus Mons presenta depresiones múltiples con bordes irregulares, evidencia de hundimientos repetidos tras grandes erupciones. En conjunto, estos rasgos indican que los Tharsis Montes no son estructuras estáticas, sino sistemas volcánicos que estuvieron activos durante una fracción significativa de la historia marciana.
El relieve que rodea los volcanes está cubierto por extensos campos de lava y pequeños conos que corresponden a erupciones secundarias, ocurridas cuando el magma emergió a través de fisuras laterales en lugar de por los conductos principales. Estos episodios liberaron flujos más pequeños y localizados que formaron coladas superpuestas alrededor de las bases de los volcanes. Entre Pavonis y Arsia Mons se extiende una planicie elevada con fracturas radiales y depósitos de lava superpuestos, mientras que hacia el norte, los flujos de Ascraeus Mons se entrelazan con antiguos terrenos de Tharsis. En las imágenes nocturnas del infrarrojo térmico se observan diferencias en la capacidad de retener calor entre estas coladas, lo que permite distinguir las más recientes, de textura rugosa y compacta, de las más antiguas, suavizadas por el polvo marciano.
En la actualidad, los Tharsis Montes permanecen inactivos, pero su morfología apenas erosionada demuestra que la dinámica superficial de Marte es lenta. La escasa atmósfera marciana, la falta de lluvia y la limitada actividad tectónica han preservado los flujos, cráteres y calderas con un detalle excepcional. Desde órbita, las sombras proyectadas por los tres volcanes al amanecer o al atardecer permiten apreciar la escala monumental del conjunto. Si alguien pudiera situarse en la cima de Pavonis Mons, vería el horizonte curvado por la altura y, hacia el sur y el norte, las siluetas distantes de Arsia y Ascraeus, alineadas en el horizonte ecuatorial.
Los modelos geodinámicos indican que el manto marciano aún podría conservar calor suficiente para mantener regiones de fusión parcial en profundidad. Si esto es cierto, Tharsis seguiría siendo una zona potencialmente activa desde el punto de vista magmático, aunque sin manifestaciones superficiales recientes. Las futuras misiones orbitales y los estudios sísmicos podrían confirmar si bajo la meseta persisten zonas calientes capaces de reactivar el vulcanismo.
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
- J. B. Plescia (2004). Morphometric properties of Martian volcanoes. Journal of Geophysical Research, 109(E3).
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