Альба Монс - Alba Mons
Изображение Альбы Монс викингом . Рельеф вулкана практически не виден на орбитальных снимках. Широкая система трещин на восточной стороне вулкана (справа) называется Tantalus Fossae . Более узкая система трещин на западном фланге - это ямки Альбы. (Viking Color MDIM 2.1)
| |
| Координаты | 40 ° 30'N 250 ° 24'E / 40.5 ° N 250.4 ° E Координаты : 40.5 ° N 250.4 ° E40 ° 30'N 250 ° 24'E / |
|---|---|
Альба Монс (ранее и до сих пор иногда известная как Альба Патера , термин, который с тех пор был ограничен кальдерой вершины вулкана; также первоначально известный как кольцо Аркадии ) - вулкан, расположенный в северной части Фарсиды на планете Марс . Это самый большой вулкан на Марсе с точки зрения площади поверхности, с полями вулканических потоков, которые простираются как минимум на 1350 км (840 миль) от его вершины. Хотя пролет вулкана сопоставим с пролетом в Соединенных Штатах , в самой высокой точке он достигает высоты всего 6,8 км (22 000 футов). Это примерно треть высоты Олимпа Монс., самый высокий вулкан на планете. Склоны Альба-Монса очень пологие. Средний уклон северного (и самого крутого) склона вулкана составляет 0,5 °, что более чем в пять раз ниже, чем склоны других крупных вулканов Фарсида . В широком плане Альба Монс напоминает огромный, но едва приподнятый рубец на поверхности планеты. Это уникальная вулканическая структура, аналогов которой нет ни на Земле, ни где-либо еще на Марсе.
Помимо больших размеров и невысокого рельефа , Альба Монс имеет ряд других отличительных черт. Центральная часть вулкана окружена неполным кольцом разломов ( грабенов ) и трещин, называемых Альба Ямками на западном склоне вулкана и Танталовыми ямками на восточном склоне. Вулкан также имеет очень длинные, хорошо сохранившиеся потоки лавы, которые образуют излучающий узор из центральной области вулкана. Огромная длина некоторых отдельных потоков (> 300 км (190 миль)) подразумевает, что лава была очень жидкой (с низкой вязкостью ) и большим объемом. Многие из потоков имеют отличительную морфологию, состоящую из длинных извилистых хребтов с прерывистыми центральными каналами лавы. Низкие участки между хребтами (особенно вдоль северного склона вулкана) показывают разветвленную структуру мелких оврагов и каналов ( сетей долин ), которые, вероятно, образованы стоком воды.
В Альба-Монс находятся одни из старейших вулканических отложений в регионе Фарсида . Геологические данные указывают на то, что значительная вулканическая активность в Альба-Монс закончилась гораздо раньше, чем в вулканах Олимп-Монс и Фарсис-Монтес . Возраст вулканических отложений Альба-Монса варьируется от гесперианского до раннего амазонского (примерно от 3,6 до 3,2 миллиарда лет).
Происхождение имени
В течение многих лет официальное название вулкана было Альба Патера. Патера ( мн.патера ) в переводе с латыни означает неглубокую поилку или блюдце. Этот термин применялся к некоторым плохо очерченным кратерам с зубчатыми краями, которые на ранних изображениях космических аппаратов выглядели как вулканические (или не подверженные ударам ) по происхождению. В сентябре 2007 года Международный астрономический союз (МАС) переименовал вулкан Альба Монс (гора Альба), сохранив название Альба Патера для двух центральных впадин ( кальдер ) вулкана . Тем не менее, весь вулкан до сих пор обычно называют Альба Патера в научной литературе по планетам.
Термин Альба происходит от латинского слова «белый» и относится к облакам, которые часто наблюдаются над регионом с помощью наземных телескопов. Вулкан был обнаружен космическим кораблем Mariner 9 в 1972 году и первоначально был известен как вулканический объект Альба или Кольцо Аркадии (по отношению к частичному кольцу трещин вокруг вулкана). МАС назвал вулкан Альба Патера в 1973 году. Вулкан часто называют просто Альба, если понимать контекст.
Расположение и размер
Центр Альбы Монс находится на 40,47 ° N 250,4 ° E в четырехугольнике Аркадии (MC-3). Большая часть западного склона вулкана расположена в прилегающем четырехугольнике Диакрия (MC-2). Потоки вулкана могут быть найдены на севере до 61 ° с.ш. и на юге до 26 ° с.ш. (в северном четырехугольнике Фарсиды ). Если взять за основу вулкана внешнюю границу потоков, то Альба Монс имеет размеры с севера на юг около 2000 км (1200 миль) и максимальную ширину 3000 км (1900 миль). Его площадь составляет не менее 5,7 млн. Км 2, а объем составляет около 2,5 млн. Км 3 . Вулкан доминирует над северной частью выступа Фарсида и настолько велик и отличается геологически отличным от него, что его можно рассматривать как целую вулканическую провинцию. 40 ° 28'N 250 ° 24'E /
Хотя Альба Монс достигает максимальной высоты 6,8 км (22000 футов) над точкой отсчета Марса , разница высот между ее вершиной и окружающей местностью (рельефом) намного больше на северной стороне вулкана (около 7,1 км (23000 футов)). по сравнению с южной стороной (около 2,6 км (8 500 футов)). Причина этой асимметрии в том, что Альба находится на дихотомической границе между покрытыми кратерами возвышенностями на юге и низменностями на севере. Равнины, лежащие под вулканом, спускаются на север к Vastitas Borealis , средняя высота поверхности которого составляет 4,5 км (15 000 футов) ниже нулевой точки (-4 500 км (14 760 футов)). Южная часть Альба-Монс построена на широком топографическом гребне с севера на юг, который соответствует трещиноватому рельефу Ceraunius Fossae времен времен Ноаха (на фото слева).
Физическое описание
Размер и низкий профиль Альбы затрудняют визуальное изучение структуры, так как большая часть рельефа вулкана неразличима на орбитальных фотографиях. Однако в период с 1997 по 2001 год прибор Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) космического корабля Mars Global Surveyor провел более 670 миллионов точных измерений высоты по всей планете. Используя данные MOLA, планетологи могут изучать тонкие детали формы и топографии вулкана, которые были невидимы на изображениях с более ранних космических кораблей, таких как « Викинг» .
Вулкан состоит из двух примерно концентрических компонентов: 1) центральное тело овальной формы с примерными размерами 1500 км (930 миль) на 1000 км (620 миль) в поперечнике, окруженное 2) обширным, почти ровным фартуком потоков лавы, которые простирается еще на 1000 км (620 миль) или около того наружу. Центральное тело - главное топографическое сооружение вулкана, отмеченное ярко выраженным обрывом склона на внутренней границе перрона. На восток и запад от центрального здания простираются два широких веерообразных выступа (или плеч), которые придают вулкану его удлинение в направлении восток-запад. Центральное здание имеет самые крутые склоны на вулкане, хотя они все еще составляют всего 1 °. Гребень и верхние фланги сооружения прорезаны частичным кольцом грабенов, которые являются частью системы трещин Альба и Танталус . Внутри кольца грабена находится кольцо с очень низкими и местами перевернутыми склонами, которое образует плато, на вершине которого лежит центральный купол в 350 км (220 миль) в поперечнике, увенчанный вложенным комплексом кальдер . Таким образом, центральное здание Альба Монс напоминает частично разрушенный щитовой вулкан с меньшим вершинным куполом, сидящим на вершине (на фото справа). Купол вершины имеет отчетливый наклон к востоку.
Комплекс кальдеры состоит из большой кальдеры размером около 170 км (110 миль) на 100 км (62 мили) в центре купола вершины. Меньшая кальдера в форме почки (примерно 65 км (40 миль) на 45 км (28 миль)) находится в южной половине большей. Обе кальдеры относительно мелкие, максимальная глубина достигает всего 1,2 км (3900 футов).
Более крупная кальдера ограничена на самом западном конце крутой полукруглой стеной высотой 500 м (1600 футов). Эта стена исчезает на северной и южной сторонах кальдеры, где она погребена вулканическими потоками, берущими начало в более молодой кальдере меньшего размера. Меньшая кальдера повсюду очерчена крутой стеной, высота которой колеблется в пределах нескольких сотен метров. Стены обеих кальдер имеют зубчатую форму, что свидетельствует о множественных эпизодах проседания и / или массового истощения . Два небольших щита или купола высотой в несколько сотен метров встречаются внутри и рядом с большой кальдерой. Щит внутри большой кальдеры составляет около 50 км (31 милю) в поперечнике. Он увенчан своеобразным концентрическим круглым элементом диаметром 10 км (6,2 мили) (на фото слева).
Кальдеры образуются в результате обрушения после удаления и истощения магматического очага после извержения. Размеры кальдеры позволяют ученым сделать вывод о геометрии и глубине магматического очага под вершиной вулкана. Мелкость кальдер Альбы по сравнению с кальдерами Олимпа Монс и большинства других вулканов Фарсис подразумевает, что резервуар магмы Альбы был шире и мельче, чем у его соседей.
Характеристики поверхности
Большая часть центрального здания Альба-Монс покрыта слоем пыли толщиной примерно 2 м (6,6 фута). Слой пыли виден на изображениях вершины с высоким разрешением (на фото справа). Местами пыль была вырезана ветром в обтекаемые формы и срезана небольшими оползнями. Однако некоторые отдельные пятна пыли кажутся гладкими и не тронутыми ветром.
О сильном пылевом покрове свидетельствует также высокое альбедо (отражательная способность) и низкая тепловая инерция региона. Марсианская пыль визуально яркая (альбедо> 0,27) и имеет низкую тепловую инерцию из-за небольшого размера зерна (<40 мкм (0,0016 дюйма)). (См. Поверхность Марса .) Однако тепловая инерция высока, а альбедо ниже на северных склонах вулкана и в области перрона дальше к северу. Это говорит о том, что северные части поверхности Альбы могут содержать большее количество твердых отложений , песка и горных пород по сравнению с остальной частью вулкана.
Высокая тепловая инерция также может указывать на наличие открытого водяного льда. Теоретические модели водного эквивалента водорода (WEH) от надтепловых нейтронов, обнаруженные прибором Mars Odyssey Neutron Spectrometer (MONS), предполагают, что реголит чуть ниже поверхности на северном фланге Альбы может содержать 7,6% WEH по массе. Эта концентрация может указывать на присутствие воды в виде остатков льда или гидратированных минералов. Альба-Монс - одна из нескольких областей на планете, которые могут содержать толстые отложения приповерхностного льда, сохранившиеся с более ранней эпохи (от 1 до 10 миллионов лет назад), когда наклон оси (наклон) Марса был выше, а горные ледники существовали в середине. -широты и тропики. В нынешних условиях водяной лед в этих местах нестабилен и имеет тенденцию сублимироваться в атмосферу. Теоретические расчеты показывают, что остатки льда могут сохраняться на глубине до 1 м, если они покрыты материалом с высоким альбедо и низкой тепловой инерцией, например, пылью.
Минеральный состав горных пород, составляющих Альба-Монс, трудно определить с помощью орбитальной спектрометрии отражения из-за преобладания поверхностной пыли по всему региону. Однако состав поверхности в глобальном масштабе может быть определен с помощью гамма-спектрометра (GRS) Mars Odyssey . Этот прибор позволил ученым определить распределение водорода (H), кремния (Si), железа (Fe), хлора (Cl), тория (Th) и калия (K) на мелководье. Многомерный анализ данных GRS показывает, что Альба Монс и остальная часть региона Фарсис относятся к химически отличной провинции, характеризующейся относительно низким содержанием Si (19 мас.%), Th (0,58 pppm) и K (0,29 мас.%), Но с Содержание Cl (0,56 мас.%) Выше, чем в среднем на поверхности Марса. Низкое содержание кремния характерно для основных и ультраосновных магматических пород, таких как базальт и дунит .
Альба Монс - маловероятная цель для беспилотных десантников в ближайшем будущем. Толстая мантия пыли скрывает подстилающую породу, что, вероятно, затрудняет доступ к образцам горных пород на месте и, таким образом, снижает научную ценность этого места. Слой пыли также может вызвать серьезные проблемы с маневрированием вездеходов. По иронии судьбы, район встречи на высшем уровне изначально считался основной резервной площадкой для посадки спускаемого аппарата Viking 2, потому что на снимках Mariner 9, сделанных в начале 1970-х годов, эта местность казалась такой гладкой .
Геология
Большая часть геологических работ на Альба-Монс сосредоточена на морфологии лавовых потоков и геометрии разломов, пересекающих его фланги. Особенности поверхности вулкана, такие как овраги и сети долин, также были тщательно изучены. Эти усилия имеют общую цель - расшифровать геологическую историю вулкана и вулканотектонические процессы, вовлеченные в его образование. Такое понимание может пролить свет на природу и эволюцию недр Марса и историю климата планеты.
Потоки лавы
Альба Монс отличается замечательной длиной, разнообразием и четкостью потоков лавы. Многие потоки исходят от вершины, но другие, кажется, берут начало из жерл и трещин на нижних склонах вулкана. Отдельные потоки могут превышать 500 км (310 миль) в длину. Лавовые потоки около вершинных кальдер кажутся значительно короче и уже, чем потоки в более отдаленных частях вулкана. Два наиболее распространенных типа вулканических потоков на Альба-Монс - это пластовые потоки и потоки, питаемые по трубам и каналам.
Потоки листов (также называемые табличными потоками) образуют несколько перекрывающихся лепестков с крутыми полями. У потоков обычно отсутствуют центральные каналы. Они имеют плоскую вершину и обычно имеют ширину около 5 км (3,1 мили) на верхних склонах вулкана, но становятся намного шире и выступают к своим нижним (дальним) концам. Большинство из них, по-видимому, берут свое начало около кольца разломов Альба и Танталус Фосса, но фактические отверстия для потоков пластовых потоков не видны и, возможно, были погребены их собственными продуктами. Толщина потока была измерена для ряда потоков листов на основе данных MOLA. Толщина потоков колеблется от 20 м (66 футов) до 130 м (430 футов) и, как правило, самая большая на их дальних краях.
Второй основной тип потоков лавы на склонах Альба-Монс называется потоками с трубчатым и канальным питанием или гребневыми потоками. Они образуют длинные извилистые гряды, расходящиеся наружу от центральной части вулкана. Обычно они имеют ширину от 5 км (3,1 мили) до 10 км (6,2 мили). Отдельный гребень может иметь прерывистый канал или линию ям, идущих вдоль гребня. Трубчатые и русловые потоки особенно заметны на западном склоне вулкана, где отдельные хребты прослеживаются на несколько сотен километров. Происхождение гребней неизвестно. Они могут образовываться путем последовательного накопления застывшей лавы в устье канала или трубы, причем каждый импульс текущей лавы увеличивает длину хребта.
В дополнение к двум основным типам потоков, вокруг Альба Монс присутствуют многочисленные недифференцированные потоки, которые либо слишком деградированы, чтобы их можно было охарактеризовать, либо имеют гибридные характеристики. Гряды с плоскими вершинами с нечеткими краями и неровными поверхностями, интерпретируемые как потоки лавы, обычны вдоль нижних склонов Альбы и становятся менее острыми по мере увеличения расстояния от здания. На изображениях с высоким разрешением многие потоки на верхних склонах вулкана, первоначально охарактеризованные как пластовые, имеют центральные каналы с гребнями, напоминающими дамбы.
Морфология лавовых потоков может указывать на свойства расплавленной лавы, такие как ее реология и объем потока. Вместе эти свойства могут дать ключ к разгадке состава лавы и скорости извержения. Например, лавовые трубки на Земле образуются только в лавах базальтового состава. Лавы, богатые кремнеземом, такие как андезит , слишком вязкие для образования трубок. Ранний количественный анализ лавовых потоков Альбы показал, что лава имела низкий предел текучести и вязкость и извергалась с очень высокой скоростью. Необычно низкий профиль Альбы подсказал некоторым, что в строительстве вулкана участвовали чрезвычайно жидкие лавы, возможно, коматииты , примитивные ультраосновные лавы, образующиеся при очень высоких температурах. Однако более поздние исследования потоков, питаемых трубами и каналами, указывают на вязкость лав в диапазоне типичных базальтов (от 100 до 1 миллиона Па с -1 ). Расчетный расход также ниже, чем предполагалось изначально, и составляет от 10 до 1,3 миллиона м 3 в секунду. Нижний диапазон скорости извержения для Альба-Монс находится в пределах диапазона самых высоких наземных вулканических потоков, таких как Мауна-Лоа 1984 года , Северный Квинсленд ( провинция Макбрайд ) и базальты реки Колумбия . Самый высокий диапазон на несколько порядков выше, чем скорость излияний для любого земного вулкана.
С конца 1980-х годов некоторые исследователи подозревали, что извержения Альба Монс включали в себя значительное количество пирокластики (и, следовательно, взрывной активности) на ранних этапах своего развития. Доказательства были основаны на наличии многочисленных сетей долин на северных склонах вулкана, которые, казалось, были вырезаны проточной водой (см. Ниже). Это свидетельство в сочетании с данными о термической инерции , которые указывали на то, что на поверхности преобладают мелкозернистые материалы, предполагает присутствие легко разрушаемого материала, такого как вулканический пепел. Чрезвычайно низкий профиль вулкана также легче объяснить, если здание было построено в основном из отложений пирокластических потоков ( игнимбритов ).
Более свежие данные Mars Global Surveyor и космического корабля Mars Odyssey не показали никаких конкретных доказательств того, что взрывные извержения когда-либо происходили в Альба-Монс. Альтернативное объяснение сетей долин на северной стороне вулкана состоит в том, что они образовались в результате истощения или таяния богатой льдом пыли, отложившейся во время относительно недавней ледниковой эпохи времен Амазонки .
Таким образом, текущий геологический анализ Альба Монс предполагает, что вулкан был построен из лав, с реологическими свойствами, подобными базальтам . Если на Альба-Монс произошла ранняя взрывная активность, свидетельства (в виде обширных отложений пепла) в основном погребены более молодыми базальтовыми лавами.
Тектонические особенности
Огромная система трещин, окружающих Альба-Монс, является, пожалуй, самой яркой особенностью вулкана. Трещины - это тектонические особенности, указывающие на напряжения в литосфере планеты . Они образуются, когда напряжения превышают предел текучести породы, что приводит к деформации поверхностных материалов. Обычно эта деформация проявляется в виде скольжения по разломам, которые можно распознать на изображениях с орбиты.
Тектонические элементы Альбы почти полностью имеют растяжение и состоят из нормальных разломов , грабенов и трещин растяжения . Наиболее распространенные экстенсиональные особенности Альба Монс (и Марса в целом) - это простой грабен . Грабены - это длинные узкие желоба, ограниченные двумя обращенными внутрь нормальными разломами, которые окружают разрушенный блок коры (на фото справа). У Альбы, пожалуй, самое яркое изображение простого грабена на всей планете. Грабены Альбы имеют длину до 1000 км (620 миль) и ширину порядка 2–10 км (6,2 мили), а глубины от 100 м (330 футов) до 350 м (1150 футов). ).
Трещины от растяжения (или суставы ) представляют собой элементы растяжения, возникающие при отрыве корки друг от друга без значительного проскальзывания между отдельными массивами горных пород. Теоретически они должны выглядеть как глубокие трещины с острыми V-образными профилями, но на практике их часто трудно отличить от грабенов, потому что их внутренняя часть быстро заполняется осыпью из окружающих стен, образуя относительно плоские, похожие на грабены полы. Пита цепь кратеров (катены), общая течение много грабена на боках Альбы, может представлять собой поверхность проявления глубоких трещин на растяжении , в котором поверхность материал осушенные.
Грабен и трещины вокруг Альба Монс (в дальнейшем называемые просто разломами, если не указано иное) образуют скопления, которые носят разные названия в зависимости от их расположения относительно центра Альбы. К югу от вулкана находится широкий регион с сильно трещиноватым рельефом, называемый Ceraunius Fossae , который состоит из примерно параллельных массивов узких разломов, ориентированных с севера на юг. Эти разломы расходятся по склонам вулкана, образуя неполное кольцо диаметром около 500 км (310 миль). Множество разломов на западном фланге Альбы называется Альба Ямками, а разлом на восточном фланге - Танталус Фоссае . К северу от вулкана разломы расширяются в северо-восточном направлении на многие сотни километров. Узор из разломов, изгибающийся вокруг боков Альбы, внешне напоминает структуру куска дерева, проходящего мимо узла. Вся система разломов Ceraunius-Alba-Tantalus имеет длину не менее 3000 км (1900 миль) и ширину от 900 км (560 миль) до 1000 км (620 миль).
Было предложено несколько причин разломов, включая региональные напряжения, созданные выпуклостью Фарсиса, вулканическими дайками и нагрузкой на земную кору самой Альба Монс. Разломы Ceraunius и Tantalus Fossae расположены примерно радиально по отношению к центру Фарсиды и, вероятно, являются ответом земной коры на оседающий вес выпуклости Фарсиды. Разломы, окружающие вершинную область Альбы, могут быть результатом сочетания нагрузки со стороны постройки Альбы и подъема или поднятия магмы из подстилающей мантии. Некоторые из трещин, вероятно, являются проявлением на поверхности гигантских роев дамб радиальнее Фарсиды. На снимке, полученном в рамках научного эксперимента по визуализации высокого разрешения ( HiRISE ) на Марсианском разведывательном орбитальном аппарате (MRO), показана линия ямных кратеров без ободка в Cyane Fossae на западном фланге Альбы (на фото справа). Ямы, вероятно, образовались в результате обрушения поверхностных материалов в открытые трещины, образовавшиеся в результате проникновения магмы в подземные породы с образованием даек .
Долины и овраги
Северные склоны Альба Монс содержат многочисленные системы разветвленных каналов или сети долин, которые внешне напоминают дренажные системы, образовавшиеся на Земле в результате дождя. Сети долины Альбы были идентифицированы на снимках Mariner 9 и Viking в 1970-х годах, и их происхождение долгое время было темой исследования Марса. Сети долин наиболее распространены на южных высокогорьях Марса древнего времен Ноаха , но также встречаются на склонах некоторых крупных вулканов. Сети долин на Альба Монс имеют амазонский возраст и, следовательно, значительно моложе, чем большинство сетей в южных высокогорьях. Этот факт представляет проблему для исследователей, которые предполагают, что сети долин были вырезаны дождевым стоком в ранний, теплый и влажный период истории Марса. Если климатические условия изменились миллиарды лет назад на сегодняшний холодный и сухой Марс (где невозможно выпадение дождя), как можно объяснить более молодые долины на Альба-Монс? Разве сети долины Альбы формировались иначе, чем сети высокогорья, и если да, то как? Почему долины Альба-Монса расположены в основном на северных склонах вулкана? Эти вопросы все еще обсуждаются.
На изображениях викингов поразительно сходство сетей долины Альбы с наземными плювиальными (дождевыми) долинами. Сети долин демонстрируют мелкозернистую структуру, параллельную дендритной структуре, с хорошо интегрированными долинами притоков и плотностью дренажа, сопоставимой с плотностью стока гавайских вулканов Земли . Однако стереоскопические изображения, полученные с помощью стереокамеры высокого разрешения (HRSC) на европейском орбитальном аппарате Mars Express, показывают, что долины относительно неглубокие (30 м (98 футов) или меньше) и больше напоминают ручьи или овраги от прерывистой эрозии стока, чем образовавшиеся долины. от устойчивой эрозии. Кажется вероятным, что долины на Альба Монс образовались в результате кратковременных эрозионных процессов, возможно, связанных с таянием снега или льда во время вулканической активности или с кратковременными периодами глобального изменения климата. (См. Характеристики поверхности выше.) Пока неясно, является ли эродированный материал ледяной пылью или рыхлым вулканическим пеплом.
Геологическая история
Хорошо сохранившиеся лавовые потоки и разломы Альбы обеспечивают отличную фотогеологическую запись эволюции вулкана. Используя подсчет кратеров и основные принципы стратиграфии , такие как суперпозиция и сквозные взаимосвязи , геологи смогли реконструировать большую часть геологической и тектонической истории Альбы. Считается, что большая часть строительной вулканической активности в Альбе произошла в течение относительно короткого временного интервала (около 400 миллионов лет) истории Марса, охватывающего в основном эпохи позднего геспера и очень ранние амазонские эпохи. Разломы и образование грабенов в регионе происходили на двух ранних стадиях: одна предшествовала, а другая - одновременно с образованием вулкана. Две поздние стадии образования грабенов произошли после того, как вулканическая активность в значительной степени прекратилась.
На основе викингов Орбитера изображений, вулканические материалы , относящиеся к формированию и эволюции вулкана были сгруппированы в Альба Patera формирования , который состоит из нижней, средней и верхней членов . Члены нижних слоев стратиграфической толщи старше, чем лежащие выше, в соответствии с законом суперпозиции Стено .
Самая старая часть (нижняя пачка) соответствует широкому лавовому фартуку, окружающему здание Альба Монс. Эта единица характеризуется набором невысоких хребтов с плоскими вершинами, которые образуют радиальный узор, простирающийся на сотни километров к западу, северу и северо-востоку от главного сооружения. Гряды интерпретируются как потоки лавы, хотя границы потока теперь деградированы и их трудно очертить. Широкие потоки лавы с плоской вершиной гребней характерных черт лавы наводнение провинций на Земле (например, Columbia River базальтовых ), которые образовались при высоких скоростях извержений. Таким образом, самая ранняя фаза вулканической активности в Альба Монс, вероятно, была связана с массивными эффузивными извержениями лав с низкой вязкостью, которые сформировали широкий плоский фартук вулкана. Лавовые потоки пласта фартука пересекают границу раннего и позднего гесперианского периода, извергнувшись примерно 3700–3500 миллионов лет назад.
Средняя часть ранней Амазонки по возрасту образует боковые стороны главного здания Альбы и фиксирует время более сфокусированной эффузивной активности, состоящей из длинных потоков, питающихся по трубкам и каналам. Распространение вулканов происходило в северном направлении, образуя две фланкирующие лопасти. (См. Olympus Mons и Tharsis для обсуждения распространения вулканов на Марсе.) Разломы и образование грабенов в Альба и Танталус Фоссы происходили одновременно с потоками лавы. Любая ранняя взрывная активность вулкана могла произойти во время кульминации этой средней фазы активности, которая закончилась около 3400 миллионов лет назад.
Самая молодая группа, также ранняя Амазонка, покрывает вершинное плато, купол и комплекс кальдеры. Этот период активности характеризуется относительно короткими пластовыми потоками и строительством вершинного купола и большой кальдеры. Эта фаза закончилась наклоном купола вершины на восток, что могло инициировать дополнительное образование грабенов в ямках Альба. Последними образовавшимися вулканическими образованиями были небольшой щит и кальдера на вершине. Намного позже, примерно от 1000 до 500 миллионов лет назад, произошла заключительная стадия разломов, которая, возможно, была связана с внедрением дамб и формированием цепочек ямовых кратеров.
Классификация
Классификация вулкана Альба Монс не ясна. Одни исследователи описывают его как щитовой вулкан , другие - как низинные патеры (в отличие от высокогорных патер , которые представляют собой низменные древние вулканы с бороздчатыми отложениями пепла, расположенные в южной части марсианского нагорья), а третьи считают его одним из немногих. своеобразная вулканическая структура, уникальная для Марса. Некоторые исследователи сравнили Альбу Монс с коронными структурами на планете Венера . Альба Монс имеет некоторые общие черты с вулканической структурой Сиртис-Майор . (См. Вулканизм на Марсе .) Оба вулкана имеют гесперический возраст, занимают большие площади, имеют очень низкий рельеф и большие неглубокие кальдеры. Также как и Альба, Syrtis Major показывает потоки лавы с гребнями из труб и каналов. Поскольку Альба Монс расположена противоположно ударному бассейну Эллады, некоторые исследователи предположили, что образование вулкана могло быть связано с ослаблением земной коры в результате удара Эллады, который произвел сильные сейсмические волны, которые сосредоточились на противоположной стороне планеты.
Интерактивная карта Марса
Интерактивная карта изображения в глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает относительные высоты на основе данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, установленного на Mars Global Surveyor НАСА . Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км ); за которыми следуют розовый и красный (От +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зеленые и синие - более низкие высоты (до−8 км ). Оси - широта и долгота ; Отмечены полярные регионы .
Смотрите также
использованная литература
дальнейшее чтение
- Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конецки и Конецки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN 978-1-58834-074-0
- Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Каттермоул, Питер, Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается; Oxford University Press: Оксфорд, Великобритания, ISBN 978-0-19-521726-1 .
- Франкель, Чарльз (2005). Миры в огне: вулканы на Земле, Луне, Марсе, Венере и Ио; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN 978-0-521-80393-9 .
- Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Мортон, Оливер (2003). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN 0-312-42261-X .