Vulkanizmus a Marson - Volcanism on Mars
A vulkanikus tevékenység vagy a vulkanizmus jelentős szerepet játszott a Mars geológiai fejlődésében . A tudósok az 1972 -es Mariner 9 misszió óta tudják, hogy a vulkáni tulajdonságok a Mars felszínének nagy részét lefedik. Ezek közé tartoznak a kiterjedt lávafolyások , hatalmas lávasíkságok és a Naprendszer legnagyobb ismert vulkánjai . A marsi vulkáni tulajdonságok életkora a Noach -tól (> 3,7 milliárd év) a késői amazóniaiig (<500 millió év) terjed , ami azt jelzi, hogy a bolygó vulkanikusan aktív volt történelme során, és egyesek azt feltételezik, hogy valószínűleg még ma is az. A Föld és a Mars is nagy, differenciált bolygók, amelyek hasonló kondritikus anyagokból épültek fel . A Földön előforduló azonos mágikus folyamatok közül sok a Marson is megtörtént, és mindkét bolygó összetétele elég hasonló ahhoz, hogy ugyanazokat a neveket használhassák magmás kőzeteikre és ásványaikra .
A vulkanizmus olyan folyamat, amelyben a bolygó belsejéből származó magma a kéregben emelkedik ki, és kitör a felszínen. A kitört anyagok olvadt kőzetből ( láva ), forró töredékes törmelékből ( tephra vagy hamu) és gázokból állnak . A vulkanizmus a fő módja annak, hogy a bolygók felszabadítsák belső hőt. A vulkánkitörések jellegzetes talajformákat , kőzettípusokat és terepeket hoznak létre , amelyek ablakot adnak a bolygó belsejének kémiai összetételéről, termikus állapotáról és történetéről.
A Magma olvadt szilikátok , szuszpendált kristályok és oldott gázok összetett, magas hőmérsékletű keveréke . A Magma a Marson valószínűleg hasonló módon emelkedik fel, mint a Földön. Diapirikus testekben emelkedik az alsó kéregben , amelyek kevésbé sűrűek, mint a környező anyagok. Ahogy a magma felemelkedik, végül eléri az alacsonyabb sűrűségű régiókat. Amikor a magmasűrűség megegyezik a gazdakőzetével, a felhajtóerő semlegesül, és a magma test elakad. Ezen a ponton magma -kamrát képezhet, és oldalirányban gátak és küszöbök hálójába terjedhet . Ezt követően a magma lehűlhet és megszilárdulhat, és tolakodó magmás testeket ( plutonokat ) képezhet . A geológusok becslései szerint a Földön keletkező magma körülbelül 80% -a a kéregben leáll, és soha nem éri el a felszínt.
Ahogy a magma felemelkedik és lehűl, sok összetett és dinamikus összetételváltozáson megy keresztül. A nehezebb ásványok kikristályosodhatnak és leülepedhetnek a magmakamra aljára. A magma asszimilálhatja a gazdakőzet egyes részeit is, vagy keveredhet más magma -tételekkel. Ezek az eljárások megváltoztatják a megmaradt olvadék összetételét, így a felszínre jutó magma kémiailag teljesen eltérhet az alapolvadéktól. Magmák, hogy már annyira megváltozott azt mondják, hogy „alakult ki”, hogy megkülönböztessék a „primitív” magmák, amelyek jobban hasonlítanak az összetételéről köpeny forrást. (Lásd a magmás differenciálódást és a frakcionált kristályosodást .) A fejlettebb magmák általában felszikusak , azaz szilícium-dioxidban , illékony anyagokban és más könnyű elemekben dúsulnak, összehasonlítva a vas- és magnéziumban gazdag ( mafikus ) primitív magmákkal. A magmák idővel történő fejlődésének mértéke és mértéke a bolygó belső hő- és tektonikai aktivitásának szintjét jelzi . A Föld kontinentális kérge fejlett gránit kőzetekből áll, amelyek a mágikus újrafeldolgozás számos epizódja során fejlődtek ki. A kifejlődött magmás kőzetek sokkal ritkábban fordulnak elő hideg, holttesteken, például a Holdon. A Mars, mivel a Föld és a Hold között köztes méretű, a magmás aktivitás szintjén közbülsőnek tekinthető.
A kéreg sekélyebb mélységeiben a magmatestre gyakorolt litosztatikus nyomás csökken. A csökkentett nyomás hatására gázok ( illékony anyagok ), például szén -dioxid és vízgőz bomlanak ki az olvadékból a gázbuborékok habjává. A nukleációs buborékok okoz gyors habosítás és hűtés a környező olvadék, termelő üveges szilánkok, amelyek kitör robbanásszerűen mint Tefra (más néven pyroclastics ). A finomszemcsés tefrát általában vulkáni hamu néven emlegetik . Az, hogy egy vulkán robbanásszerűen vagy robbanásszerűen tör ki folyékony láva formájában, az olvadék összetételétől függ. Felzikus magmák a andesitic és riolitos készítmény általában kitör robbanásszerűen. Nagyon viszkózusak (vastagok és ragacsosak), és oldott gázokban gazdagok. A mafic magmák ezzel szemben alacsony illóanyag -tartalmúak, és bazalt lávaáramlásként gyakran effuzívan törnek ki . Ezek azonban csak általánosítások. Például magma, hogy jön hirtelen érintkezésbe felszíni vagy felszín alatti víz kitör hevesen gőz robbanások nevű hydromagmatic ( freatomagmás vagy phreatic ) kitörések. A kitörő magmák másként is viselkedhetnek a különböző belső összetételű, légkörű és gravitációs mezőjű bolygókon .
A vulkáni stílusok különbségei a Föld és a Mars között
A vulkanizmus leggyakoribb formája a Földön a bazaltos. Bazaltok vannak extrusive magmás kőzetek származó részleges olvadása a felső köpeny. Gazdagok vasban és magnéziumban ( mafikus ) ásványokban, és általában sötétszürke színűek. A Mars vulkanizmusának fő típusa szinte biztosan bazaltos is. A Földön a bazaltmágnák általában nagy folyadékáramlásként törnek ki, amelyek vagy közvetlenül a szellőzőnyílásokból lépnek ki, vagy a tűzforrások alján lévő olvadt vérrögök összeolvadásával keletkeznek ( Hawaii kitörés ). Ezek a stílusok a Marson is gyakoriak, de az alacsonyabb gravitáció és a légköri nyomás a Marson lehetővé teszi a gázbuborékok keletkezését (lásd fent), könnyebben és nagyobb mélységben, mint a Földön. Ennek következtében a marsi bazaltos vulkánok is képesek nagy mennyiségű hamu kitörésére a pliniai stílusú kitörések során. A Plinian kitörés során forró hamu kerül a légkörbe, hatalmas konvekciós oszlopot (felhőt) képezve. Ha az atmoszféra nem elegendő, az oszlop összeomolhat, és piroklasztikus áramlást hozhat létre . A plíniai kitörések ritkák a bazaltos vulkánoknál a Földön, ahol az ilyen kitörések leggyakrabban szilícium-dioxidban gazdag andezit- vagy riolitos magmákhoz kapcsolódnak (pl . St. Helens-hegy ).
Mivel a Mars alsó gravitációja kisebb felhajtóerőt generál a kéregben emelkedő magmára, a Mars vulkánjait tápláló magmakamrák mélyebbek és sokkal nagyobbak, mint a Földön. Ha egy magmatestnek a Marson elég közel kell lennie a felszínhez, hogy kitörjön, mielőtt megszilárdulna, akkor annak nagynak kell lennie. Következésképpen a Marson történő kitörések ritkábbak, mint a Földön, de óriási méretűek és kitörési sebességűek, amikor előfordulnak. Kissé paradox módon a Mars alacsonyabb gravitációja hosszabb és szélesebb körű lávafolyásokat is lehetővé tesz. Elképzelhetetlenül hatalmasak lehetnek a lávakitörések a Marson. Az Oregon állam nagyságú hatalmas lávafolyást írtak le nemrég az Elysium Planitia nyugati részén . Úgy gondolják, hogy az áramlást néhány hét alatt turbulensen alakították ki, és a Mars egyik legfiatalabb lávafolyásának tartják.
A Föld és a Mars vulkánjainak tektonikai beállításai nagyon eltérőek. A legtöbb aktív vulkánok a Földön előforduló hosszú, lineáris láncok mentén lemez határokat, akár övezetekben, ahol a litoszféra terjed szét ( divergens határait ) vagy a Lét subducted vissza a köpeny ( konvergens határokat ). Mivel a Marson jelenleg nincs lemeztektonika , az ottani vulkánok nem ugyanazt a globális mintát mutatják, mint a Földön. A marsi vulkánok jobban hasonlítanak a szárazföldi középlemez vulkánokhoz, például a Hawaii-szigetekhez , amelyekről úgy gondolják, hogy egy álló köpenyoszlop felett alakultak ki . (Lásd hot spot .) A paragenetic Tefra egy hawaii salak kúp bányászott létrehozni Mars regolith szimulánsban van a kutatók számára, hogy 1998 óta.
A Mars legnagyobb és legszembetűnőbb vulkánjai a Tharsis és Elysium régiókban fordulnak elő . Ezek a vulkánok feltűnően hasonlítanak a Föld pajzsvulkánjaihoz . Mindkettő sekély lejtésű szárnyakkal és csúcskalderákkal rendelkezik . A fő különbség a marsi és a földi pajzsvulkánok között a méretben van: a marsi pajzsvulkánok valóban hatalmasak. Például a Mars legmagasabb vulkánja, az Olympus Mons átmérője 550 km, magassága 21 km. Közel 100 -szor nagyobb, mint a Hawaii -i Mauna Loa , a Föld legnagyobb pajzsvulkánja. A geológusok szerint az egyik oka annak, hogy a Mars vulkánjai képesek ilyen nagyra nőni, az az, hogy a Mars nem rendelkezik lemeztektonikával. A marsi litoszféra nem csúszik át a felső köpenyen ( aszthenoszférán ), mint a Földön, ezért az álló forró pontból származó láva egymilliárd évig vagy tovább képes felhalmozódni a felszín egy helyén.
Október 17-én 2012-ben, a kíváncsiság rover a Mars bolygó a „ Rocknest ” végzett az első X-sugár diffrakciós analízissel a marsi talajban . A rover CheMin elemzőjének eredményei több ásványi anyag jelenlétét mutatták ki, beleértve a földpátot , piroxéneket és olivint , és azt sugallták, hogy a mintában lévő Mars -talaj hasonlít a hawaii vulkánok "mállott bazaltos talajához " . 2015 júliusában ugyanaz a rover azonosította a tridimitet a Gale Crater kőzetmintájában, ami arra késztette a tudósokat, hogy a szilícium vulkanizmus sokkal nagyobb szerepet játszhatott a bolygó vulkáni történetében, mint azt korábban gondolták.
Tharsis vulkáni tartomány
A Mars nyugati féltekéjét egy hatalmas vulkán-tektonikus komplexum uralja, amelyet Tharsis régiónak vagy Tharsis domborulatnak neveznek . Ez a hatalmas, magas szerkezet több ezer kilométer átmérőjű, és a bolygó felszínének 25% -át lefedi. Átlagosan 7–10 km -rel a nullapont (marsi „tengerszint”) felett Tharsis tartalmazza a bolygó legmagasabb szintjeit. Három hatalmas vulkán, az Ascraeus Mons , a Pavonis Mons és az Arsia Mons (együttesen Tharsis Montes néven ismert ), északkelet -délnyugati irányban helyezkedik el a dudor gerincén. A hatalmas Alba Mons (korábban Alba Patera) a régió északi részét foglalja el. A hatalmas pajzsos vulkán, az Olympus Mons a fő dudoron fekszik, a tartomány nyugati szélén.
A számtalan generációs lávaáramlás és hamu által felépített Tharsis -domborulat tartalmazza a Mars legfiatalabb lávafolyásait, de maga a domborulat nagyon ősi. A geológiai bizonyítékok azt mutatják, hogy a Tharsis tömegének nagy része a Noach -időszak végére, mintegy 3,7 milliárd évvel ezelőtt volt a helyén (Gya). A Tharsis olyan hatalmas, hogy óriási feszültségeket helyezett el a bolygó litoszférájában , és hatalmas kiterjedésű töréseket ( grabenszeket és hasadékvölgyeket ) okozott, amelyek a bolygó felénél terjednek ki. A Tharsis tömege akár megváltoztathatta volna a Mars forgástengelyének tájolását, klímaváltozást okozva.
Tharsis Montes
A három Tharsis Montes vannak pajzs vulkán központú az egyenlítő közelében hosszúság 247 ° E. Mindegyik átmérője több száz kilométer, magassága 14-18 km. Arsia Mons , a csoport legdélebbi része egy nagy kalderával rendelkezik, amely 130 kilométer (81 mérföld) széles és 1,3 kilométer (0,81 mérföld) mély. Pavonis Mons , a középső vulkán két fészkelődött kalderával rendelkezik, a kisebbik csaknem 5 kilométer (3,1 mérföld) mély. Az északi Ascraeus Mons -ban bonyolult kalderák vannak, és a kitörés hosszú múltra tekint vissza, amely feltehetően kiterjed a Mars történelmének nagy részére.
A három Tharsis Montes egymástól körülbelül 700 kilométerre (430 mérföld) van. Megkülönböztető északkeleti – délnyugati irányvonalat mutatnak, amely némi érdeklődést váltott ki. Ceraunius Tholus és Uranius Mons ugyanazt a tendenciát követi északkelet felé, és a fiatal lávafolyások kötényei mindhárom Tharsis Montes oldalán ugyanabban az északkeleti – délnyugati irányban helyezkednek el. Ez a vonal egyértelműen a marsi kéreg fő szerkezeti jellemzőit jelöli, de eredete bizonytalan.
Tholi és paterae
A nagy pajzsos vulkánok mellett a Tharsis számos kisebb vulkánt tartalmaz, amelyeket tholi és paterae néven neveznek . A tholi kupola alakú épületek, oldalaik sokkal meredekebbek, mint a nagyobb Tharsis pajzsok. Középső kalderáik is meglehetősen nagyok az alapátmérőjükhöz képest. Az ütközési kráterek sűrűsége sok tholi -nál azt jelzi, hogy idősebbek, mint a nagy pajzsok, amelyek a késő Noach -korszak és a korai heszperi idők között alakultak ki. A Ceraunius Tholus és az Uranius Tholus sűrűn csatornázott oldalakkal rendelkezik, ami azt sugallja, hogy az oldalfelületek könnyen erodálható anyagból, például hamuból állnak. A tholi kora és morfológiája erős bizonyítékot szolgáltat arra, hogy a tholi a régi pajzsvulkánok csúcsait képviseli, amelyeket nagyrészt a fiatalabb lávafolyások nagy vastagsága temetett el. Egy becslés szerint a Tharsis tholi -t akár 4 km láva is eltemetheti.
A Patera (pl. Paterae) latinul egy sekély ivótál. A kifejezést bizonyos rosszul meghatározott, fésűs szélű kráterekre alkalmazták, amelyek a korai űrhajók képein nagy vulkáni kalderáknak tűntek. A Tharsis -ban található kisebb paterae morfológiailag hasonlít a tholi -hoz, kivéve a nagyobb kalderákat. A tholihoz hasonlóan a Tharsis paterae valószínűleg a nagyobb, mára eltemetett pajzsvulkánok tetejét képviseli. Történelmileg a patera kifejezést a Mars egyes vulkánjainak (pl. Alba Patera) teljes épületének leírására használták. 2007 -ben a Nemzetközi Csillagászati Szövetség (IAU) újrafogalmazta az Alba Patera , az Uranius Patera és az Ulysses Patera kifejezéseket, hogy csak e vulkánok központi kalderájára vonatkozzon.
2001 Mars Odyssey THEMIS mozaik Uranius Tholus (felső vulkán) és Ceraunius Tholus (alsó vulkán). Ez utóbbi körülbelül olyan magas, mint a Föld Everestje .
2001 Mars Odyssey THEMIS mozaik Tharsis Tholus -ból .
Jovis Tholus nyugati része , ahogy a THEMIS látja .
Ulysses Tholus, a többi vulkánhoz viszonyított elhelyezkedésével (a THEMIS fotója).
Olympus Mons
Az Olympus Mons a Mars legfiatalabb és legmagasabb nagy vulkánja. A Tharsis Montes -tól 1200 km -re északnyugatra található, közvetlenül a Tharsis domborulat nyugati szélétől. Csúcspontja 21 km -re van a nullapont (Mars "tenger" szintje) felett, és egy központi kalderakomplexumot tartalmaz, amely hat egymásba ágyazott kalderából áll, amelyek együttesen 72 x 91 km széles és 3,2 km mély mélyedést alkotnak. Pajzsvulkánként rendkívül alacsony profilú, sekély lejtőkkel, átlagosan 4-5 fok között. A vulkánt sok ezer egyedi áramlású láva építette fel. A vulkán tövében szabálytalan emelkedő, helyenként akár 8 km magas, egyfajta talapzatot képez, amelyen a vulkán ül. A vulkán körül különböző helyeken óriási lávafolyások láthatók, amelyek a szomszédos síkságokra terjednek, és eltemetik a lejtőt. Közepes felbontású képeken (100 m/pixel) a vulkán felülete finom sugárirányú textúrával rendelkezik a számtalan áramlás és az oldalát szegélyező lávacsatornák miatt .
Széles kilátás az Olympus Mons körüli szikla felett áramló lávára, amint azt a CTX látja
A láva közeli nézete az Olympus Mons körüli szikla felett, amint azt a HiRISE látja a HiWish program keretében
Láva folyik az Olympus Mons -on, idősebb és fiatalabb áramlásokkal, amint azt a HiRISE látja a HiWish program keretében
Alba Mons (Alba Patera)
MOLA árnyékos domborműves térképek, amelyek Alba Mons helyét mutatják
Az Alba Mons , amely a Tharsis északi régiójában található, egyedülálló vulkáni szerkezet, nincs párja a Földön vagy a Mars más részein. A vulkán oldalai rendkívül alacsony lejtőkkel rendelkeznek, amelyeket kiterjedt lávafolyások és csatornák jellemeznek. Az Alba Mons átlagos oldallejtése csak körülbelül 0,5 °, több mint ötször alacsonyabb, mint a többi Tharsis vulkán lejtője. A vulkán központi épülete 350 km széles és 1,5 km magas, és a csúcson kettős kalderakomplexum található. A központi építmény körül hiányos törésgyűrű található. A vulkánhoz kapcsolódó áramlások északon északon, északon 61 ° -ig, délen pedig 26 ° -ig nyomon követhetők. Ha figyelembe vesszük ezeket az elterjedt áramlási mezőket, a vulkán hatalmas, 2000 km -re húzódik észak -déli és 3000 km -re kelet -nyugati irányban, így ez a Naprendszer egyik legelterjedtebb vulkáni tulajdonsága. A legtöbb geológiai modell azt sugallja, hogy az Alba Mons rendkívül folyékony bazaltos lávafolyásokból áll, de egyes kutatók lehetséges piroklasztikus lerakódásokat azonosítottak a vulkán oldalain. Mivel az Alba Mons antipodálisan fekszik a Hellas becsapódási medencével szemben , egyes kutatók sejtették, hogy a vulkán kialakulása a Hellas becsapódás okozta kéreggyengeséggel függhet össze , ami erős szeizmikus hullámokat produkált, amelyek a bolygó másik oldalára koncentráltak.
Elysium vulkanikus tartomány
Egy kisebb vulkáni középpontja több ezer kilométerre nyugatra Tharsis az Elysium . Az Elysium vulkáni komplexum körülbelül 2000 kilométer átmérőjű, és három fő vulkánból áll: Elysium Mons , Hecates Tholus és Albor Tholus . Northwestern széle a tartomány jellemző a nagy csatornák ( Granicus és Tinjar Valles), hogy leküzdje több grabens oldalában Elysium Mons. A grabens képezhetnek a felszín alatti gátak . A gátak megtörhették a krioszférát , és nagy mennyiségű talajvizet szabadítottak fel a csatornák kialakításához. A csatornákhoz széles körben elterjedt üledéklerakódások kapcsolódnak, amelyek iszapáramokból vagy laharokból képződhettek . Úgy gondolják, hogy az Elysium vulkáncsoport némileg eltér a Tharsis Montes -tól, mivel az előbbiek fejlődése mind a lávákat, mind a piroklasztikákat magában foglalta .
Az Elysium Mons a tartomány legnagyobb vulkáni építménye. 375 km széles (attól függően, hogy hogyan határozza meg a bázist) és 14 km magas. Egyetlen, egyszerű kalderája van a csúcson, amely 14 km széles és 100 m mély. A vulkán profilja kifejezetten kúpos, ezért egyesek rétegkoronának nevezik ; a túlnyomórészt alacsony lejtőkre való tekintettel azonban valószínűleg pajzs. Az Elysium Mons csak körülbelül egyötöde az Arsia Mons mennyiségének.
Hecates Tholus átmérője 180 km, magassága 4,8 km. A vulkán lejtőit erősen feldarabolják csatornák, ami arra utal, hogy a vulkán könnyen erodálható anyagból, például vulkáni hamuból áll. A csatornák eredete ismeretlen; lávának, hamuáramlásnak vagy akár hóból vagy csapadékból származó víznek tulajdonították őket. Albor Tholus, az Elysium vulkánok legdélibb része, 150 km átmérőjű és 4,1 km magas. Lejtői simábbak és kevésbé erősen kráterek, mint a többi Elysium vulkán lejtői.
Láva tutajok, ahogy a HiRISE látta a HiWish program keretében. A helyszín az Elysium négyszög .
Syrtis őrnagy
A Syrtis Major Planum egy hatalmas, heszperiai korú pajzsvulkán, amely az azonos nevű albedó jellegzetességében található . A vulkán átmérője 1200 km, de magassága mindössze 2 km. Két kalderája van, Meroe Patera és Nili Patera. A regionális gravitációs mezőt érintő vizsgálatok azt sugallják, hogy a felszín alatt legalább 5 km vastag megszilárdult magmakamra fekszik. A Syrtis Major azért érdekli a geológusokat, mert ott dacitot és gránitot észleltek a keringő űrhajókból. A dacitok és gránitok szilícium-dioxidban gazdag kőzetek, amelyek kémiailag fejlettebb és differenciáltabb magmából kristályosodnak ki, mint a bazalt. Magma -kamra tetején keletkezhetnek, miután a nehéz ásványok, mint például az olivin és a piroxén (amelyek vasat és magnéziumot tartalmaznak ) leülepedtek. A daciták és gránitok nagyon gyakoriak a Földön, de ritkák a Marson.
Arabia Terra
Arabia Terra egy nagy felvidéki terület a Mars északi részén, amely főleg az Arabia négyszögben fekszik . A régión belül több szabálytalan alakú kráter egy felvidéki vulkáni szerkezetet képvisel, amelyek együttesen egy marsi magmás tartományt képviselnek. A régión belüli alacsony domborzatú pástétomok számos geomorf tulajdonsággal rendelkeznek, beleértve a földi szupervulkánokhoz hasonló szerkezeti összeomlást, ömlő vulkanizmust és robbanásveszélyes kitöréseket . A térség titokzatos felvidéki gerincű síkságai részben a kapcsolódó lávaáramlásból alakulhattak ki.
Felvidéki paterae
A déli féltekén, különösen a Hellas becsapódási medence környékén számos lapos fekvésű vulkáni szerkezet található, amelyeket felvidéki paterae-nek neveznek. Ezek a vulkánok a Mars legrégebbi azonosítható vulkáni építményei. Jellemzőjük, hogy rendkívül alacsony profilúak, erodált gerincekkel és csatornákkal, amelyek kifelé sugároznak a leromlott, központi kalderakomplexumból. Ezek közé tartozik Tyrrhena Patera , Hadriaca Patera Hellas északkeleti részén és Amphitrites Patera , Peneus Patera , Malea Patera és Pityusa Patera Hellas délnyugati részén. A geomorfológiai bizonyítékok azt sugallják, hogy a felföldi patera lávafolyások és piroklasztikumok kombinációjával keletkezett, a magma és a víz kölcsönhatásából. Egyes kutatók azt feltételezik, hogy a Hellas körüli felvidéki paterae elhelyezkedése a mélyen elhelyezkedő töréseknek köszönhető, amelyek az ütés következtében keletkeztek, és amelyek lehetővé tették a magma felszínre emelkedését. Bár nem túl magasak, néhány paterae nagy területeket fed le - például az Amphritrites Patera nagyobb területet ölel fel, mint az Olympus Mons, míg a Pityusa Patera, a legnagyobb, közel olyan nagy kalderával rendelkezik, hogy elférjen benne az Olympus Mons.
Vulkáni síkságok
A vulkáni síkságok széles körben elterjedtek a Marson. Kétféle síkságot ismernek el általában: azokat, ahol a lávaáramlás jellemzői közösek, és azokat, ahol az áramlási jellemzők általában hiányoznak, de a vulkáni eredetre más jellemzők következtetnek. Bőséges lávaáramlású síkságok fordulnak elő Tharsis és Elysium nagy vulkáni tartományaiban és környékén. Az áramlási jellemzők magukban foglalják a lemezáramlást, valamint a cső- és csatornaáramlású áramlási morfológiákat. A lapáramok összetett, egymást átfedő áramlási lebenyeket mutatnak, és sok száz kilométerre terjedhetnek ki a forrásterületektől. A lávafolyások lávacsövet képezhetnek, amikor a láva felső rétegei lehűlnek és megszilárdulnak, és tetőt képeznek, miközben az alatta lévő láva tovább folyik. Gyakran, amikor az összes fennmaradó láva elhagyja a csövet, a tető összeomlik, és csatornát vagy gödörkrátert ( catena ) képez .
Szokatlan típusú áramlás jellemző az Elysiumtól délre fekvő Cerberus síkságon és Amazonisban. Ezeknek az áramlásoknak a törött lemezszerű szerkezete van, amelyek sötét, kilométeres léptékű táblákból állnak, világos tónusú mátrixba ágyazva. Ezeket a még megolvadt felszínen lebegő, megszilárdult láva tutajozott tábláinak tulajdonítják. Mások azt állították, hogy a törött födémek csomagolt jeget jelentenek, amely megfagyott a tenger fölött, amely összegyűlt a területen, miután hatalmas mennyiségű talajvizet engedtek ki a Cerberus Fossae területéről.
A második típusú vulkáni síkságokat (bordázott síkságokat) bőséges ráncok jellemzik . A vulkáni áramlás jellemzői ritkák vagy hiányoznak. A barázdás síkságok úgy gondolják, hogy a régiók kiterjedt árvíz bazalt , hasonlóan a Hold maria . A hegyes síkságok a Mars felszínének mintegy 30% -át teszik ki, és a legjelentősebbek Lunae -ban, Hesperiában és Malea Plana -ban, valamint az északi síkság nagy részén. A hegyes síkságok mind heszperi korúak, és a vulkanizmus stílusát képviselik, amely világszerte uralkodó volt ebben az időszakban. A Hesperi -korszak a Hesperia Planum hegyes síkságairól kapta a nevét.
Potenciális jelenlegi vulkanizmus
A tudósok soha nem rögzítettek aktív vulkánkitörést a Mars felszínén; továbbá az elmúlt évtizedben a termikus aláírások keresése és a felületi változások nem mutattak pozitív bizonyítékot az aktív vulkanizmusra.
Az Európai Űrügynökség Mars Express pályája azonban 2004 -ben értelmezett lávafolyásokat fényképezett, amelyek az elmúlt kétmillió évben történtek, ami egy viszonylag friss geológiai tevékenységre utal. Egy 2011 -ben frissített tanulmány becslése szerint a legfiatalabb lávafolyások az elmúlt néhány tízmillió évben történtek. A szerzők szerint ez a kor lehetővé teszi, hogy a Mars még nem vulkanikusan kihalt.
Az InSight lander misszió meghatározza, hogy van -e szeizmikus tevékenység , méri a belső térből érkező hőmennyiséget, megbecsüli a Mars magjának méretét, és hogy a mag folyékony vagy szilárd.
2020 novemberében a csillagászok újonnan talált bizonyítékokat közöltek a Mars vulkáni tevékenységéről, még 53 ezer évvel ezelőtt. Ez a tevékenység biztosíthatta volna az életformák támogatásához szükséges környezetet energia és vegyi anyagok tekintetében .
Vulkánok és jég
Úgy vélik, hogy nagy mennyiségű vízjég található a Mars felszínén. A jég és az olvadt kőzet kölcsönhatása különböző talajformákat eredményezhet. A Földön, amikor forró vulkáni anyagok érintkeznek a felszíni jéggel, nagy mennyiségű folyékony víz és iszap képződhet, amelyek katasztrofálisan áramlanak lefelé a lejtőn, miközben hatalmas törmelék áramlik ( lahars ). A marsi vulkanikus területek egyes csatornáit, például az Elysium Mons melletti Hrad Vallis -t hasonlóan faragták vagy módosították a lahars. A vízzel telített talaj felett áramló láva a víz heves kitörését okozhatja gőzrobbanásban (lásd phreatic kitörés ), kicsi vulkánszerű talajformákat, pszeudokratároknak nevezve , vagy gyökértelen kúpokat. A földi gyökértelen kúpokhoz hasonló tulajdonságok az Elysium, Amazonis , Isidis és Chryse Planitiae növényekben fordulnak elő . Továbbá, phreatomagmatism termék tufa gyűrűk vagy tufa kúp a Földön, és volt-e hasonló elemét észlelheti Mars várható is. Létezésüket Nepenthes / Amenthes régióból feltételezték. Végül, amikor egy vulkán kitör egy jégtakaró alatt, egy különálló, mesa-szerű tájképet alkothat, amelyet tuyának vagy asztali hegynek neveznek . Egyes kutatók geomorf bizonyítékokat idéznek fel arra vonatkozóan, hogy a Valles Marineris számos réteges belső lerakódása a tuyák marsi megfelelője lehet.
Tektonikus határok
Tektonikus határokat fedeztek fel a Marson. A Valles Marineris egy vízszintesen csúszó tektonikus határ, amely a Mars két fő részleges vagy teljes lemezét választja el. A közelmúltbeli megállapítás azt sugallja, hogy a Mars geológiailag aktív, és több millió év múlva fordul elő. Korábbi bizonyítékok vannak a Mars geológiai aktivitására. A Mars Global Surveyor (MGS) mágneses csíkokat fedezett fel a Mars kéregében, különösen a Phaethontis és Eridania négyszögekben . Az MGS magnetométere 100 km széles mágneses kéregcsíkokat fedezett fel, amelyek nagyjából párhuzamosan futnak 2000 km -ig. Ezek a csíkok polaritásban váltakoznak azzal, hogy az egyik északi mágneses pólusa a felszínről felfelé mutat, a másik északi mágneses pólusa pedig lefelé mutat. Amikor az 1960 -as években hasonló csíkokat fedeztek fel a Földön, azokat a lemeztektonika bizonyítékaként vették figyelembe . Vannak azonban különbségek a Föld és a Mars mágneses csíkjai között . A marsi csíkok szélesebbek, sokkal erősebben mágneseztek, és úgy tűnik, hogy nem terjednek ki egy középső kéregterjedési zónából. Mivel a mágneses csíkokkal rendelkező terület körülbelül 4 milliárd éves, úgy vélik, hogy a globális mágneses mező valószínűleg csak a Mars életének első néhány száz millió évében tartott. Abban az időben a bolygó magjában lévő olvadt vas hőmérséklete elég magas lehetett ahhoz, hogy mágneses dinamóba keveredjen. A fiatalabb rock nem mutat csíkokat. Amikor a mágneses anyagot, például hematitot (Fe 2 O 3 ) tartalmazó olvadt kőzet mágneses mező jelenlétében lehűl és megszilárdul, mágnesessé válik, és átveszi a háttérmező polaritását. Ez a mágnesesség csak akkor veszik el, ha a kőzetet ezt követően a Curie -hőmérséklet fölé hevítik , ami a tiszta vas esetében 770 ° C, de alacsonyabb az oxidok, például a hematit (kb. 650 ° C) vagy a magnetit (körülbelül 580 ° C) esetén. A kőzetekben maradt mágnesesség a kőzet megszilárdulásának mágneses mezőjének rekordja.
A Mars vulkáni tulajdonságai a Föld geológiai gócpontjaihoz hasonlíthatók . A Pavonis Mons három vulkán (együttesen Tharsis Montes néven) közepe a Tharsis -dombon, a Mars bolygó egyenlítője közelében. A többi Tharsis vulkán az Ascraeus Mons és az Arsia Mons. A három Tharsis Montes, valamint néhány észak felé fekvő kisebb vulkán, egyenes vonalat képeznek. Ez az elrendezés arra utal, hogy egy forró pont felett mozgó kéreglemez alkotta őket. Ilyen elrendezés létezik a Föld Csendes -óceánjában, mint a Hawaii -szigetek . A Hawaii -szigetek egyenes vonalban vannak, délen a legfiatalabb és északon a legidősebb. A geológusok tehát úgy vélik, hogy a lemez mozog, miközben a forró magma álló gömbje felemelkedik, és átüt a kéregben, és vulkanikus hegyeket hoz létre. A bolygó legnagyobb vulkánja, az Olympus Mons azonban feltételezések szerint akkor keletkezett, amikor a lemezek nem mozogtak. Az Olympus Mons valószínűleg a lemezmozgás leállítása után keletkezett. A Mars kancaszerű síkságai nagyjából 3–3,5 milliárd évesek. Az óriási pajzsvulkánok fiatalabbak, 1 és 2 milliárd évvel ezelőtt keletkeztek. Az Olympus Mons "akár 200 millió éves is lehet".
Norman H. Sleep, a Stanford Egyetem geofizikai professzora leírta, hogy a Tharsis -gerinc mentén vonalat alkotó három vulkán kihalt szigeti vulkán lehet, mint a japán szigetlánc.
Lásd még
- A Mars geológiája - Tudományos tanulmány a Mars bolygó felszínéről, kéregéről és belsejéről
- Gejzírek a Marson - feltételezett CO2 -gáz- és porkitörések a Marson
- Marsquake
- Vulkanizmus a Vénuszon
- Vulkanizmus az Io -n - Io vulkanizmusa, a Jupiter holdja
Hivatkozások
Bibliográfia
- Carr, Michael H. (2006). A Mars felszíne . New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
- Boyce, JM (2008). A Smithsonian Mars könyve . Old Saybrook, CT: Konecky és Konecky. ISBN 978-1-58834-074-0.