O vulcanismo marciano inclui uma vasta diversidade de formas vulcânicas:

• Os Montes são largos escudos tipicamente basálticos. Os seus flancos apresentam uma inclinação muito baixa, normalmente inferior a 6º, sendo delimitados por falésias de altura hectométrica a quilométrica. O mais característico é representado pelo vulcão do Monte Olimpo, que tem 25 Km de altura e cuja cratera se estende por várias dezenas de quilómetros. Aparenta ter uma estrutura semelhante aos escudos basálticos da Terra, no entanto a uma escala muito maior;





O Monte Olimpo, Marte. Créditos: Space4Case.



• Tholi são mais pequenos do que os montes, têm forma de domos (geralmente convexos) e flancos escarpados, nalguns casos mais de 8º de inclinação. Estes vulcões deverão ter lavas mais viscosas e a erupção ser mais breve. Expelindo menos material as lavas ficam mais perto da cratera do vulcão. Exemplos, os vulcões Ceraunius Tholus e Uranius Tholus;





Os vulcões Ceraunius Tholus (em baixo) e Uranius Tholus (em cima), Marte. Créditos: MOC-MGS-NASA.



• Paterae (palavra latina que significa “pratos”) apresenta formas muito variadas, flancos pouco profundos e estratificados. Apresenta complexos bordos no topo da caldeira vulcânica. Algumas das paterae (ex. Apollinaris Patera, Biblis Paterae) têm sofrido variados impactos e sido sujeitas a erosão. O estado extremo de erosão que apresentam revela que estas são as mais antigas construções vulcânicas.





Apollinaris Paterae, Marte. Créditos: MOC-MGS-NASA.



• Superfícies aplanadas em cujas erupções de lava se dão ao longo de extensas fissuras ou diques.



• Numerosas estruturas em forma de cone, com algumas dezenas de metros de diâmetro, que se estendem na superfície de escoadas de lava recentes. Na Terra, figuras semelhantes a estas são conhecidas como “desenraizadas” uma vez que não estão posicionadas sobre uma fonte de magma. Estas pequenas estruturas poderão ter sido produzidas pela interacção de lava com um meio rico em água, assim sendo, estas pseudo-crateras têm uma relevante importância na pesquisa de água sub-superficial ou gelo.

A diversidade implica tipos de erupção diferentes e prováveis mudanças, com o tempo, do tipo de vulcanismo, assim como de mudanças na interacção com a criosfera e atmosfera durante a evolução de Marte. Muitas das figuras vulcânicas estão relacionadas com a tectónica regional ou com o padrão local de deformação.

A principal diferença entre os vulcões da Terra e de Marte é devida ao maior tamanho e extensão das escoadas de lava dos vulcões marcianos, maioritariamente devido às taxas de erupção mais elevadas, ao carácter estacionário da fonte magmática (não está provada a existência de tectónica de placas) e devido à fraca força da gravidade.

Tharsis e Elysium são as duas províncias vulcânicas dominantes, em Marte, e morfologicamente distintas. Ambas estão localizadas junto do equador na denominada cintura dicotómica planetária, entre as densamente craterizadas terras elevadas do sul e as terras baixas do norte, e encontram-se a aproximadamente 120º uma da outra. Estas duas províncias são caracterizadas por vulcões cujas morfologias são estreitamente análogas às formações basálticas na Terra.




Os gigantescos vulcões da região de Tharsis (Monte Olimpo, Monte Ascraeus, Monte Pavonis e Monte Arsia) evidenciam características semelhantes aos vulcões em escudo, basálticos, Hawaianos. São constituídos por múltiplas escoadas de lava com forma lobada e geralmente evidenciam várias crateras coalescidas de idades variadas e fraco pendor. A erupção é do tipo efusivo.




Datação dos episódios vulcânicos

O método frequente para a datação dos episódios vulcânicos, nas superfícies da Lua e de Marte, baseia-se na contagem de crateras de impacto existentes nas escoadas de lava. O método da contagem de crateras foi desenvolvido para datar as superfícies lunares, por G. Neukum nos anos 80, e posteriormente adaptado para Marte, por G. Neukum e Ivanov nos anos 90. A idade das várias escoadas é dependente da frequência de crateras, com um determinado diâmetro, existentes nessas lavas. Na prática, determina-se o número de crateras e calcula-se a frequência para vários intervalos de diâmetro. Estes valores são ajustados a curvas de distribuição tamanho/frequência, de crateras, previamente elaboradas. As curvas de distribuição foram obtidas tendo em conta o tipo e tamanho do asteróide que atinge uma superfície planetária, a gravidade e atmosfera do planeta, a frequência temporal do fluxo de projécteis e a frequência espacial de um determinado diâmetro de crateras, na superficie do planeta.

Assim, e aplicando este método a Marte, verifica-se que o vulcanismo marciano terá começado no início da formação do planeta, há cerca de 4 mil milhões de anos. Terá tido forte actividade durante aproximadamente mil milhões de anos e posteriormente diminuido até, possivelmente, cessar. As lavas mais recentes - entre 10 e 50 milhões de anos – foram encontradas, por exemplo, ao redor dos grandes vulcões de Tharsis e, também, a Oeste dos Montes Elysium, junto a Cerberus Fossae. Ou seja, não se confirma que haja presentemente vulcanismo activo, em Marte, no entanto, tê-lo-à havido até a um passado geológico recente.