Alba Mons - Alba Mons

Alba Mons
Alba Mons Viking DIM.jpg
Wikingerbild von Alba Mons. Das Relief des Vulkans ist auf Orbitalfotos kaum sichtbar. Das breite System von Brüchen auf der Ostseite des Vulkans (rechts) wird Tantalus Fossae genannt . Das schmalere Bruchsystem an der Westflanke ist Alba Fossae. (Viking-Farbe MDIM 2.1)
Koordinaten 40°30′N 250°24′E / 40,5°N 250,4°E / 40,5; 250,4 Koordinaten : 40,5°N 250,4°E40°30′N 250°24′E /  / 40,5; 250,4

Alba Mons (früher und gelegentlich noch als Alba Patera bekannt , ein Begriff, der sich seitdem auf die Gipfel-Caldera des Vulkans beschränkt; ursprünglich auch als Arcadia-Ring bekannt ) ist ein Vulkan in der nördlichen Tharsis- Region des Planeten Mars . Es ist der flächenmäßig größte Vulkan auf dem Mars mit vulkanischen Strömungsfeldern, die sich über mindestens 1.350 km (840 Meilen) von seinem Gipfel erstrecken. Obwohl der Vulkan eine mit der der Vereinigten Staaten vergleichbare Spannweite hat , erreicht er an seinem höchsten Punkt nur eine Höhe von 6,8 km (22.000 ft). Dies ist etwa ein Drittel der Höhe des Olympus Mons , des höchsten Vulkans der Erde. Die Flanken von Alba Mons weisen sehr sanfte Steigungen auf. Die durchschnittliche Neigung entlang der nördlichen (und steilsten) Flanke des Vulkans beträgt 0,5°, was mehr als fünfmal niedriger ist als die Neigungen der anderen großen Tharsis-Vulkane . Im breiten Profil ähnelt Alba Mons einem riesigen, aber kaum erhabenen Fleck auf der Oberfläche des Planeten. Es ist eine einzigartige vulkanische Struktur ohne Gegenstück auf der Erde oder anderswo auf dem Mars.

Neben seiner großen Größe und dem geringen Relief hat Alba Mons eine Reihe weiterer Unterscheidungsmerkmale. Der zentrale Teil des Vulkans ist von einem unvollständigen Ring aus Verwerfungen ( Graben ) und Brüchen umgeben, die an der Westflanke des Vulkans Alba Fossae und an der Ostflanke Tantalus Fossae genannt werden . Der Vulkan hat auch sehr lange, gut erhaltene Lavaströme , die ein strahlendes Muster aus der Zentralregion des Vulkans bilden. Die enormen Längen einiger einzelner Flüsse (>300 km (190 mi)) lassen darauf schließen, dass die Laven sehr flüssig (niedrige Viskosität ) und ein hohes Volumen hatten. Viele der Flüsse haben charakteristische Morphologien, die aus langen, gewundenen Rücken mit unterbrochenen zentralen Lavakanälen bestehen. Die niedrigen Bereiche zwischen den Kämmen (insbesondere entlang der Nordflanke des Vulkans) zeigen ein verzweigtes Muster flacher Rinnen und Kanäle ( Talnetze ), die wahrscheinlich durch Wasserabfluss gebildet wurden.

Alba Mons besitzt einige der ältesten extensiv freigelegten vulkanischen Lagerstätten in der Region Tharsis . Geologische Beweise deuten darauf hin, dass die signifikante vulkanische Aktivität bei Alba Mons viel früher endete als bei Olympus Mons und den Vulkanen Tharsis Montes . Die vulkanischen Ablagerungen von Alba Mons reichen im Alter vom Hesperium bis zum frühen Amazonasgebiet (ca. 3,6 bis 3,2 Milliarden Jahre alt).

Namensherkunft

Der offizielle Name des Vulkans war jahrelang Alba Patera. Patera (pl. paterae ) ist lateinisch für eine flache Trinkschale oder Untertasse. Der Begriff wurde auf bestimmte schlecht definierte Krater mit überbackenen Rändern angewendet, die in frühen Aufnahmen von Raumfahrzeugen vulkanischen Ursprungs (oder nicht einschlagsfrei ) zu sein schienen . Im September 2007 benannte die Internationale Astronomische Union (IAU) den Vulkan Alba Mons (Alba-Berg) um und reservierte die Bezeichnung Alba Patera für die beiden zentralen Vertiefungen des Vulkans ( Caldera ). Trotzdem wird der gesamte Vulkan in der planetaren Wissenschaftsliteratur immer noch gemeinhin Alba Patera genannt.

Topografische MOLA- Karte von Alba Mons und Umgebung. Das Hauptgebäude erscheint in den Farben Rot bis Orange; die umlaufende Schürze ist in gelb-orange bis grün gehalten. Das Relief ist im Norden am größten, da der Vulkan die Dichotomiegrenze überspannt . Das erhöhte Gelände von Ceraunius Fossae , das einem Teil des Vulkans zugrunde liegt, erstreckt sich wie ein Griff nach Süden.

Der Begriff Alba stammt aus dem lateinischen Wort für weiß und bezieht sich auf die Wolken, die häufig von erdbasierten Teleskopen über der Region zu sehen sind. Der Vulkan wurde 1972 von der Raumsonde Mariner 9 entdeckt und war zunächst als vulkanisches Merkmal Alba oder Arcadia Ring (in Bezug auf den Teilring der Brüche um den Vulkan) bekannt. 1973 nannte die IAU den Vulkan Alba Patera. Der Vulkan wird oft einfach Alba genannt, wenn der Kontext verstanden wird.

Lage und Größe

Alba Mons liegt bei 40,47 ° N 250,4 ° E im Arcadia-Viereck (MC-3). Ein Großteil der Westflanke des Vulkans befindet sich im angrenzenden Diacria-Viereck (MC-2). Ströme vom Vulkan können bis 61°N nördlich und bis 26°N südlich (im nördlichen Tharsis-Viereck ) gefunden werden. Nimmt man den äußeren Rand der Flüsse als Basis des Vulkans, dann hat Alba Mons eine Nord-Süd-Ausdehnung von etwa 2.000 km (1.200 Meilen) und eine maximale Breite von 3.000 km (1.900 Meilen). Es umfasst eine Fläche von mindestens 5,7 Mio. km 2 und ein Volumen von ca. 2,5 Mio. km 3 . Der Vulkan dominiert den nördlichen Teil des Tharsis-Bulges und ist so groß und geologisch unterschiedlich, dass er fast als eine ganze vulkanische Provinz für sich betrachtet werden kann. 40°28′N 250°24′E /  / 40,47; 250,4

Obwohl Alba Mons eine maximale Höhe von 6,8 km (22.000 ft) über dem Mars-Datum erreicht , ist der Höhenunterschied zwischen seinem Gipfel und dem umgebenden Gelände (Relief) auf der Nordseite des Vulkans viel größer (etwa 7,1 km (23.000 ft)). im Vergleich zur Südseite (ca. 2,6 km (8.500 ft)). Der Grund für diese Asymmetrie ist, dass Alba die Dichotomiegrenze zwischen dem kraterreichen Hochland im Süden und dem Tiefland im Norden überspannt . Die Ebenen, die dem Vulkan zugrunde liegen, fallen nach Norden in Richtung Vastitas Borealis ab , die eine durchschnittliche Oberflächenhöhe von 4,5 km (15.000 ft) unter dem Bezugspunkt (-4.500 km (14.760 ft)) hat. Der südliche Teil von Alba Mons ist auf einem breiten topographischen Nord-Süd-Rücken gebaut, der dem zerklüfteten, noachisch gealterten Terrain von Ceraunius Fossae (Bild links) entspricht.

Physische Beschreibung

MOLA übertriebene Reliefansicht des zentralen Gebäudes und der Gipfelkuppel von Alba Mons von Süden (oben) und Norden (unten) betrachtet. Vertikale Übertreibung ist 10x.

Albas Größe und sein niedriges Profil machen es schwierig, die Struktur visuell zu untersuchen, da ein Großteil des Reliefs des Vulkans auf Orbitalfotos nicht zu erkennen ist. Zwischen 1997 und 2001 nahm das Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA)-Instrument der Raumsonde Mars Global Surveyor jedoch über 670 Millionen präzise Höhenmessungen auf dem ganzen Planeten vor. Mithilfe von MOLA-Daten sind Planetenwissenschaftler in der Lage, subtile Details der Form und Topographie des Vulkans zu untersuchen , die auf Bildern früherer Raumschiffe wie Viking unsichtbar waren .

Zentraler Caldera-Komplex von Alba Mons. Die Calderas sind im Vergleich zu denen anderer Vulkane von Tharsis flach . Innerhalb der größeren Caldera befindet sich ein kleiner Schild, der von einem konzentrischen kreisförmigen Merkmal (nahe der Mitte) bedeckt ist. Das Bild ist etwa 200 km (120 mi) breit ( THEMIS tagsüber IR-Mosaik).

Der Vulkan besteht aus zwei, etwa konzentrischen Komponenten: 1) einem ovalen zentralen Körper mit ungefähren Abmessungen von 1.500 km (930 mi) mal 1.000 km (620 mi) im Durchmesser, umgeben von 2) einer riesigen, fast ebenen Schürze aus Lavaströmen, die erstreckt sich um weitere 1.000 km (620 mi) oder so nach außen. Der Zentralkörper ist das topografische Hauptgebäude des Vulkans, gekennzeichnet durch einen ausgeprägten Hangbruch an der inneren Begrenzung des Vorfelds. Vom zentralen Gebäude erstrecken sich nach Osten und Westen zwei breite fächerförmige Lappen (oder Schultern), die dem Vulkan seine Ausdehnung in Ost-West-Richtung verleihen. Das Zentralgebäude hat die steilsten Hänge des Vulkans, obwohl sie immer noch nur 1° betragen. Der Kamm und oberen Flanken des Gebäudes werden durch einen Teilring von schneiden Graben , der Teil der Alba und sind Tantalus Fossae Bruchsystem. Innerhalb des Grabenrings befindet sich ein Ring mit sehr niedrigen und stellenweise umgekehrten Hängen, der ein Plateau bildet, auf dem eine zentrale Kuppel von 350 km (220 Meilen) Durchmesser liegt, die von einem verschachtelten Caldera- Komplex bedeckt ist . So gleicht das Zentralgebäude von Alba Mons einem teilweise eingestürzten Schildvulkan mit einer kleineren Gipfelkuppel auf der Spitze (Bild rechts). Die Gipfelkuppel weist eine deutliche Neigung nach Osten auf.

Der Caldera-Komplex besteht aus einer großen Caldera mit einem Durchmesser von etwa 170 km (110 mi) mal 100 km (62 mi) in der Mitte der Gipfelkuppel. Eine kleinere, nierenförmige Caldera (etwa 65 km (40 mi) mal 45 km (28 mi)) liegt in der südlichen Hälfte der größeren. Beide Calderas sind relativ flach und erreichen eine maximale Tiefe von nur 1,2 km.

Die größere Caldera wird am westlichsten Ende von einer steilen, halbkreisförmigen Wand von 500 m Höhe begrenzt. Diese Wand verschwindet an der Nord- und Südseite der Caldera, wo sie von vulkanischen Strömen begraben wird, die aus der jüngeren, kleineren Caldera stammen. Die kleinere Caldera wird überall von einer steilen Wand begrenzt, deren Höhe über einige hundert Meter variiert. Die Wände beider Calderas sind überbacken, was auf mehrere Episoden von Absenkung und/oder Massenschwund hindeutet . Zwei kleine Schilde oder Kuppeln, mehrere hundert Meter hoch, treten innerhalb und neben der großen Caldera auf. Der Schild innerhalb der großen Caldera hat einen Durchmesser von etwa 50 km. Es wird von einem eigentümlichen konzentrischen kreisförmigen Merkmal mit einem Durchmesser von 10 km (6,2 Meilen) bedeckt (Bild links).

Calderas entstehen durch Kollaps nach Rückzug und Erschöpfung einer Magmakammer nach einer Eruption. Die Dimensionen der Caldera ermöglichen es Wissenschaftlern, auf die Geometrie und Tiefe der Magmakammer unter dem Gipfel des Vulkans zu schließen. Die Flachheit der Calderas von Alba im Vergleich zu denen auf dem Olympus Mons und den meisten anderen Tharsis- Vulkanen deutet darauf hin, dass Albas Magmareservoir breiter und flacher war als die seiner Nachbarn.

Oberflächeneigenschaften

Staubmantel am SW-Rand der kleinen Caldera auf Alba Mons ( HiRISE ).

Der größte Teil des zentralen Gebäudes von Alba Mons ist mit einer etwa 2 m dicken Staubschicht überzogen. Die Staubschicht ist in hochauflösenden Bildern des Gipfels sichtbar (Bild rechts). An manchen Stellen wurde der Staub vom Wind in stromlinienförmige Formen gehauen und von kleinen Erdrutschen zerschnitten. Einige vereinzelte Staubflecken erscheinen jedoch glatt und ungestört vom Wind.

Eine starke Staubbedeckung wird auch durch die hohe Albedo (Reflexionsvermögen) und die geringe thermische Trägheit der Region angezeigt . Marsstaub ist optisch hell (Albedo > 0,27) und hat aufgrund seiner kleinen Korngröße (<40 μm (0,0016 in)) eine geringe thermische Trägheit. (Siehe die Marsoberfläche .) Allerdings ist die thermische Trägheit hoch und die Albedo niedriger an den Nordflanken des Vulkans und im Vorfeldbereich weiter nördlich. Dies deutet darauf hin, dass die nördlichen Teile der Oberfläche von Alba im Vergleich zum Rest des Vulkans eine größere Menge an Duricrust , Sand und Gestein enthalten.

Eine hohe thermische Trägheit kann auch auf das Vorhandensein von freiliegendem Wassereis hinweisen. Theoretische Modelle von wasseräquivalentem Wasserstoff (WEH) aus epithermalen Neutronen, die mit dem Mars Odyssey Neutronenspektrometer (MONS)-Instrument nachgewiesen wurden, legen nahe, dass der Regolith direkt unter der Oberfläche an Albas Nordflanke 7,6 Masse-% WEH enthält. Diese Konzentration könnte darauf hinweisen, dass Wasser als Resteis oder in hydratisierten Mineralien vorhanden ist. Alba Mons ist eines von mehreren Gebieten auf dem Planeten, die dicke Ablagerungen von oberflächennahem Eis enthalten können, die aus einer früheren Epoche (vor 1 bis 10 Millionen Jahren) erhalten wurden, als die axiale Neigung (Schiefe) des Mars höher war und Berggletscher in der Mitte existierten -Breiten und Tropen. Wassereis ist an diesen Stellen unter den gegenwärtigen Bedingungen instabil und neigt dazu, in die Atmosphäre zu sublimieren . Theoretische Berechnungen zeigen, dass Resteis bis in Tiefen von 1 m erhalten werden kann, wenn es von einem Material mit hoher Albedo und geringer thermischer Trägheit, wie z. B. Staub, bedeckt wird.

Die mineralische Zusammensetzung der Gesteine, aus denen Alba Mons besteht, ist aufgrund der Dominanz von Oberflächenstaub in der gesamten Region schwer durch orbitale Reflexionsspektrometrie zu bestimmen . Die globale Oberflächenzusammensetzung kann jedoch aus dem Mars Odyssey Gammastrahlenspektrometer (GRS) abgeleitet werden. Dieses Instrument hat es Wissenschaftlern ermöglicht, die Verteilung von Wasserstoff (H), Silizium (Si), Eisen (Fe), Chlor (Cl), Thorium (Th) und Kalium (K) im flachen Untergrund zu bestimmen . Die multivariate Analyse der GRS-Daten zeigt, dass Alba Mons und der Rest der Region Tharsis zu einer chemisch unterschiedlichen Provinz gehören, die durch einen relativ niedrigen Gehalt an Si (19 Gew.-%), Th (0,58 pppm) und K (0,29 Gew.-%) gekennzeichnet ist, jedoch mit Cl-Häufigkeit (0,56 Gew.-%) höher als der Oberflächendurchschnitt des Mars. Ein niedriger Siliziumgehalt weist auf mafische und ultramafische Eruptivgesteine wie Basalt und Dunit hin .

Alba Mons ist in naher Zukunft ein unwahrscheinliches Ziel für unbemannte Lander. Der dicke Staubmantel verdeckt das darunter liegende Grundgestein, was es wahrscheinlich erschwert, in-situ- Gesteinsproben zu finden, und somit den wissenschaftlichen Wert des Standorts verringert. Die Staubschicht würde wahrscheinlich auch schwere Manövrierprobleme für Rover verursachen. Ironischerweise galt die Gipfelregion ursprünglich als erstklassiger Ersatzlandeplatz für den Viking 2- Lander, weil das Gebiet auf den Mariner 9- Bildern, die Anfang der 1970er Jahre aufgenommen wurden, so glatt erschien .

Geologie

Blattströme an der Nordwestflanke von Alba Mons. Beachten Sie mehrere überlappende Lappen ( THEMIS VIS)
Lavaströme erstrecken sich nördlich und nordwestlich von Alba Mons. Die gewundenen Rippen sind röhren- und kanalgespeiste Strömungen. Schwache, degradierte Flüsse und Grate im Norden sind Teil von Albas breitem Lavavorfeld ( MOLA ).

Ein Großteil der geologischen Arbeiten auf Alba Mons konzentrierte sich auf die Morphologie seiner Lavaströme und die Geometrie der Verwerfungen, die seine Flanken schneiden. Oberflächenmerkmale des Vulkans, wie Schluchten und Talnetzwerke, wurden ebenfalls ausführlich untersucht. Diese Bemühungen haben das übergeordnete Ziel, die geologische Geschichte des Vulkans und die an seiner Entstehung beteiligten vulkantektonischen Prozesse zu entschlüsseln. Ein solches Verständnis kann Aufschluss über die Natur und Entwicklung des Marsinneren und die Klimageschichte des Planeten geben.

Lava fließt

Alba Mons zeichnet sich durch die bemerkenswerte Länge, Vielfalt und das klare Aussehen seiner Lavaströme aus. Viele der Ströme strahlen vom Gipfel aus, andere scheinen jedoch aus Schloten und Spalten an den unteren Flanken des Vulkans zu stammen. Einzelne Flüsse können eine Länge von 500 km (310 Meilen) überschreiten. Lavaströme in der Nähe der Gipfelcalderas scheinen deutlich kürzer und schmaler zu sein als die in weiter entfernten Teilen des Vulkans. Die beiden häufigsten Arten von vulkanischen Strömungen auf Alba Mons sind Plattenströmungen und röhren- und kanalgespeiste Strömungen.

Blattströme (auch tabellarische Strömungen genannt) bilden mehrere überlappende Lappen mit steilen Rändern. Den Flüssen fehlen typischerweise zentrale Kanäle. Sie sind abgeflacht und im Allgemeinen etwa 5 km (3,1 Meilen) breit an den oberen Flanken des Vulkans, werden jedoch viel breiter und lappen sich zu ihren stromabwärts (distalen) Enden hin. Die meisten scheinen ihren Ursprung in der Nähe des Bruchrings Alba und Tantalus Fossae zu haben, aber die tatsächlichen Öffnungen für die Blattströme sind nicht sichtbar und könnten von ihren eigenen Produkten vergraben worden sein. Die Fließdicken wurden für eine Reihe von Plattenströmen basierend auf MOLA-Daten gemessen. Die Flüsse reichen von 20 m (66 ft) bis 130 m (430 ft) dick und sind im Allgemeinen an ihren distalen Rändern am dicksten.

Die zweite große Art von Lavaströmen an den Flanken von Alba Mons werden Röhren- und Kanal-gespeiste Ströme oder Kammströme genannt. Sie bilden lange, gewundene Grate, die von der zentralen Region des Vulkans nach außen strahlen. Sie sind normalerweise 5 km (3,1 mi) bis 10 km (6,2 mi) breit. Ein einzelner Bergrücken kann einen unterbrochenen Kanal oder eine Reihe von Gruben aufweisen, die entlang seines Kamms verlaufen. Röhren- und kanalgespeiste Strömungen sind an der Westflanke des Vulkans besonders ausgeprägt, wo einzelne Rücken über mehrere hundert Kilometer verfolgt werden können. Der Ursprung der Grate ist ungewiss. Sie können sich durch sukzessiven Aufbau von erstarrter Lava an der Mündung eines Kanals oder einer Röhre bilden, wobei jeder Lavastrom die Länge des Kamms vergrößert.

Zusätzlich zu den beiden Haupttypen von Flüssen gibt es in der Umgebung von Alba Mons zahlreiche undifferenzierte Flüsse, die entweder zu degradiert sind, um sie zu charakterisieren, oder hybride Eigenschaften aufweisen. Flache Grate mit undeutlichen Rändern und zerklüfteten Oberflächen, die als Lavaströme interpretiert werden, sind entlang der unteren Flanken von Alba üblich und werden mit zunehmender Entfernung vom Gebäude weniger scharf. In hochauflösenden Bildern haben viele der Flüsse an den oberen Flanken des Vulkans, die ursprünglich als Blattflüsse charakterisiert wurden, zentrale Kanäle mit dammartigen Kämmen.

Die Morphologie von Lavaströmen kann auf Eigenschaften der Lava im geschmolzenen Zustand hinweisen, wie beispielsweise ihre Rheologie und ihr Fließvolumen . Zusammen können diese Eigenschaften Hinweise auf die Zusammensetzung und die Eruptionsraten der Lava geben. Zum Beispiel bilden sich Lavaröhren auf der Erde nur in Laven basaltischer Zusammensetzung. Kieselsäurereiche Laven wie Andesit sind zu viskos, als dass sich Röhren bilden könnten . Frühe quantitative Analysen der Lavaströme von Alba zeigten, dass die Lava eine niedrige Streckgrenze und Viskosität aufwies und mit sehr hohen Geschwindigkeiten ausbrach. Albas ungewöhnlich niedriges Profil deutete für einige darauf hin, dass extrem flüssige Laven am Aufbau des Vulkans beteiligt waren, vielleicht Komatiite , bei denen es sich um primitive ultramafische Laven handelt, die sich bei sehr hohen Temperaturen bilden. Neuere Arbeiten zu den röhren- und kanalgespeisten Strömungen weisen jedoch auf Lavaviskositäten im Bereich typischer Basalte (zwischen 100 und 1 Million Pa s −1 ) hin. Auch die berechneten Durchflussmengen sind geringer als ursprünglich angenommen und reichen von 10 bis 1,3 Mio. m 3 pro Sekunde. Der untere Bereich der Eruptionsraten für Alba Mons liegt im Bereich der höchsten terrestrischen vulkanischen Ströme, wie dem Mauna Loa von 1984 , North Queensland ( Provinz McBride ) und den Basalten des Columbia River . Die höchste Reichweite ist mehrere Größenordnungen höher als die effusiven Raten für jeden terrestrischen Vulkan.

Seit den späten 1980er Jahren vermuten einige Forscher, dass Alba-Mons-Eruptionen in frühen Phasen ihrer Entwicklung eine erhebliche Menge an Pyroklastik (und daher explosive Aktivität) enthielten . Die Beweise basierten auf dem Vorhandensein zahlreicher Talnetzwerke an den Nordflanken des Vulkans, die von fließendem Wasser geformt zu sein schienen (siehe unten). Dieser Beweis in Kombination mit Daten zur thermischen Trägheit , die auf eine von feinkörnigen Materialien dominierte Oberfläche hindeuteten, deutete darauf hin, dass ein leicht erodierbares Material wie Vulkanasche vorhanden war. Das extrem niedrige Profil des Vulkans ist auch leichter zu erklären, wenn die Gebäude größtenteils aus pyroklastischen Fließablagerungen ( Ignimbrite ) gebaut wurden.

Neuere Daten von Mars Global Surveyor und der Raumsonde Mars Odyssey haben keinen konkreten Beweis dafür erbracht, dass es jemals bei Alba Mons zu explosiven Eruptionen gekommen ist. Eine alternative Erklärung für die Talnetzwerke auf der Nordseite des Vulkans ist, dass sie durch das Aufsaugen oder Schmelzen von eisreichem Staub entstanden sind, der während einer relativ neuen, amazonischen Gletscherzeit abgelagert wurde .

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die aktuelle geologische Analyse von Alba Mons darauf hindeutet, dass der Vulkan von Laven mit ähnlichen rheologischen Eigenschaften wie Basalten gebaut wurde . Wenn es bei Alba Mons zu frühen explosiven Aktivitäten kam, sind die Beweise (in Form ausgedehnter Ascheablagerungen) größtenteils von jüngeren basaltischen Lavas begraben.

Einfacher Graben und Horsts in Tantalus Fossae an der Ostflanke von Alba Mons. Die Linie der Grubenkrater deutet auf eine Entwässerung in unterirdische Hohlräume hin, die möglicherweise durch Spannungsrisse entstanden sind ( THEMIS IR Tagesmosaik).
Graben werden durch Dehnungsspannungen (rote Pfeile) in der Kruste gebildet. Graben bestehen aus Tälern mit flachem Boden, die durch gegenüberliegende normale Verwerfungen begrenzt sind und oft durch Hochlandblöcke, die Horsts genannt werden, getrennt werden.

Tektonische Merkmale

Das riesige System von Brüchen rund um Alba Mons ist vielleicht das auffälligste Merkmal des Vulkans. Die Brüche sind tektonische Merkmale, die auf Spannungen in der Lithosphäre des Planeten hinweisen . Sie bilden sich, wenn die Spannungen die Streckgrenze des Gesteins überschreiten , was zur Verformung von Oberflächenmaterialien führt. Typischerweise manifestiert sich diese Verformung als Schlupf auf Verwerfungen, die in Bildern aus der Umlaufbahn erkennbar sind.

Die tektonischen Merkmale von Alba sind fast vollständig dehnbar und bestehen aus normalen Verwerfungen , Graben und Spannungsrissen . Die häufigsten Dehnungsmerkmale auf Alba Mons (und dem Mars im Allgemeinen) sind einfache Graben . Graben sind lange, schmale Tröge, die von zwei nach innen gerichteten normalen Verwerfungen begrenzt werden, die einen nach unten gerichteten Krustenblock einschließen (Bild rechts). Alba hat vielleicht die klarste Darstellung einfacher Graben auf dem gesamten Planeten. Albas Graben sind bis zu 1.000 km (620 mi) lang und haben eine Breite in der Größenordnung von 2 km (1,2 mi) bis 10 km (6,2 mi) mit Tiefen von 100 m (330 ft) bis 350 m (1.150 ft .). ).

Spannungsrisse (oder Fugen ) sind Dehnungsmerkmale, die entstehen, wenn die Kruste ohne signifikanten Schlupf zwischen den getrennten Gesteinsmassen auseinandergerissen wird. Theoretisch sollten sie als tiefe Spalten mit scharfen V-förmigen Profilen erscheinen, aber in der Praxis sind sie oft schwer von Graben zu unterscheiden, da sich ihr Inneres schnell mit Schutt aus den umgebenden Wänden füllt , um relativ flache, grabenartige Böden zu erzeugen. Pit Kraterketten (catenae), häufig in vielen Graben auf Alba Flanken kann die Oberfläche Manifestation der tiefen Spannungsrisse sein , in die Oberflächenmaterial ausgelaufen ist.

Grubenkrater in Cyane Fossae, gesehen von HiRISE .

Der Graben und die Brüche um Alba Mons (im Folgenden nur Verwerfungen genannt, sofern nicht anders angegeben) treten in Schwärmen auf, die je nach ihrer Lage in Bezug auf Albas Zentrum unterschiedliche Namen haben. Südlich des Vulkans befindet sich eine breite Region intensiv zerklüfteten Geländes namens Ceraunius Fossae , die aus ungefähr parallelen Anordnungen schmaler, von Nord nach Süd orientierter Verwerfungen besteht. Diese Verwerfungen divergieren um die Flanken des Vulkans herum und bilden einen unvollständigen Ring mit einem Durchmesser von etwa 500 km. Die Verwerfungen an der Westflanke von Alba werden Alba Fossae und die an der Ostflanke Tantalus Fossae genannt . Nördlich des Vulkans breiten sich die Verwerfungen über Entfernungen von vielen hundert Kilometern in nordöstliche Richtungen aus. Das Muster der Verwerfungen, die sich um Albas Flanken winden, wurde im Aussehen mit der Maserung eines Holzstücks verglichen, das an einem Ast vorbeiläuft. Das gesamte Ceraunius-Alba-Tantalus-Verwerfungssystem ist mindestens 3.000 km (1.900 mi) lang und 900 km (560 mi) bis 1.000 km (620 mi) breit

Es wurden mehrere Ursachen für die Verwerfungen vorgeschlagen, darunter regionale Spannungen, die durch die Tharsis-Ausbuchtung, vulkanische Gänge und die Krustenbelastung durch Alba Mons selbst verursacht wurden. Die Verwerfungen von Ceraunius und Tantalus Fossae verlaufen ungefähr radial zum Zentrum von Tharsis und sind wahrscheinlich eine Reaktion der Kruste auf das durchhängende Gewicht des Tharsis-Bulges. Die Verwerfungen, die die Gipfelregion von Alba umringen, können auf eine Kombination von Belastung durch das Alba-Gebäude und Magma-Hebung oder Unterplattierung durch den darunter liegenden Mantel zurückzuführen sein. Einige der Brüche sind wahrscheinlich der Oberflächenausdruck riesiger Gangschwärme radial nach Tharsis. Ein Bild vom High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) auf dem Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) zeigt eine Reihe randloser Grubenkrater in Cyane Fossae an der Westflanke der Alba (Bild rechts). Die Gruben sind wahrscheinlich durch den Zusammenbruch von Oberflächenmaterial zu offenen Brüchen entstanden, die entstanden sind, als Magma in das unterirdische Gestein eindrang und Gänge bildete .

Täler und Schluchten

Hochauflösende Ansicht des Talnetzes an der NW-Flanke von Alba Mons. Jüngere Verwerfungen kreuzen die Täler. Das Bild hat einen Durchmesser von etwa 3 km. ( Mars Global Surveyor , MOC-NA)

Die Nordhänge von Alba Mons enthalten zahlreiche verzweigte Kanalsysteme oder Talnetzwerke , die oberflächlich den durch Regen auf der Erde erzeugten Entwässerungsmerkmalen ähneln. Albas Talnetzwerke wurden in den 1970er Jahren in Mariner 9- und Viking- Bildern identifiziert und ihr Ursprung ist seit langem ein Thema der Marsforschung. Tal Netzwerke sind am häufigsten in dem alten Noachian Alter südliche Hochland des Mars, sondern auch an den Flanken von einigen der großen Vulkane auftreten. Die Talnetze auf Alba Mons sind im Alter amazonisch und damit deutlich jünger als die meisten im südlichen Hochland. Diese Tatsache stellt ein Problem für Forscher dar, die vermuten, dass Talnetzwerke während einer frühen, warmen und nassen Periode der Marsgeschichte durch Niederschlagsabfluss geformt wurden. Wenn sich die klimatischen Bedingungen vor Milliarden von Jahren zum heutigen kalten und trockenen Mars (wo Regen unmöglich ist) geändert haben , wie sind dann die jüngeren Täler auf Alba Mons zu erklären? Haben sich die Talnetze von Alba anders gebildet als im Hochland, und wenn ja, wie? Warum treten die Täler auf Alba Mons hauptsächlich an den Nordflanken des Vulkans auf? Diese Fragen werden noch diskutiert.

In Wikingerbildern ist die Ähnlichkeit der Talnetzwerke von Alba mit terrestrischen Pluvialtälern (Niederschlagstälern) ziemlich auffällig. Die Talnetzwerke zeigen ein fein strukturiertes, parallel zu dendritisches Muster mit gut integrierten Nebentälern und Drainagedichten, die mit denen der hawaiianischen Vulkane der Erde vergleichbar sind . Stereoskopische Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf dem europäischen Mars Express- Orbiter zeigen jedoch, dass die Täler relativ flach sind (30 m (98 ft) oder weniger) und eher Rillen oder Rinnen durch intermittierende Abflusserosion ähneln als gebildete Täler durch anhaltende Erosion. Es ist wahrscheinlich, dass die Täler auf Alba Mons als Ergebnis vorübergehender Erosionsprozesse entstanden sind, möglicherweise im Zusammenhang mit Schnee- oder Eisablagerungen, die während vulkanischer Aktivität schmelzen, oder auf kurzlebige Perioden des globalen Klimawandels. (Siehe Oberflächeneigenschaften oben.) Ob das erodierte Material ein eisreicher Staub oder bröcklige Vulkanasche ist, ist noch ungewiss.

Geologische Geschichte

Lavaströme mit zentralen Kanälen an der NW-Flanke von Alba Mons. Beachten Sie, dass die Lavaströme von Verwerfungen und Graben durchzogen sind, was darauf hinweist, dass die Verwerfungen jünger sind als die Ströme ( THEMIS VIS).

Albas gut erhaltene Lavaströme und Verwerfungen liefern eine ausgezeichnete fotogeologische Aufzeichnung der Entwicklung des Vulkans. Mit Hilfe der Kraterzählung und grundlegender Prinzipien der Stratigraphie , wie Überlagerungs- und Querschnittsbeziehungen , konnten Geologen einen Großteil der geologischen und tektonischen Geschichte von Alba rekonstruieren. Es wird angenommen, dass der größte Teil der baulichen vulkanischen Aktivität bei Alba innerhalb eines relativ kurzen Zeitintervalls (etwa 400 Millionen Jahre) der Marsgeschichte stattfand, das sich hauptsächlich vom späten Hesperium bis zum sehr frühen Amazonasgebiet erstreckte. Verwerfungen und Grabenbildung in der Region traten in zwei frühen Stadien auf: eine vor und die andere gleichzeitig mit der Bildung des Vulkans. Nachdem die vulkanische Aktivität weitgehend beendet war, traten zwei späte Stadien der Grabenbildung auf.

Basierend auf Bildern von Viking Orbiter wurden die vulkanischen Materialien im Zusammenhang mit der Entstehung und Entwicklung des Vulkans in die Alba Patera- Formation gruppiert , die aus unteren, mittleren und oberen Elementen besteht . Die in der stratigraphischen Abfolge niedrig gelegenen Elemente sind gemäß dem Stenoschen Superpositionsgesetz älter als die darüber liegenden .

Die älteste Einheit (unteres Glied) entspricht der breiten Lavaschürze, die das Alba Mons-Gebäude umgibt. Diese Einheit zeichnet sich durch Sätze von niedrigen, abgeflachten Bergrücken aus, die ein radiales Muster bilden, das sich über Hunderte von Kilometern westlich, nördlich und nordöstlich des Hauptgebäudes erstreckt. Die Kämme werden als Lavaströme interpretiert, obwohl die Flussränder jetzt degradiert und schwer abzugrenzen sind. Broad Lavaströme mit abgeflachte Rippen charakteristische Merkmale von Lava sind Flut Provinzen auf der Erde (zB Columbia River Basalt ) , die bei hohen Eruptionsraten gebildet wurde. Somit beinhaltete die früheste Phase der vulkanischen Aktivität bei Alba Mons wahrscheinlich massive effusive Eruptionen von Laven mit niedriger Viskosität, die die breite, flache Schürze des Vulkans bildeten. Lavaströme der Vorfeldeinheit überspannen die Grenze zwischen dem frühen Hesperium und dem späten Hesperium, die vor etwa 3700 bis 3500 Millionen Jahren ausgebrochen ist.

Die mittlere Einheit, die früh amazonisch ist, bildet die Flanken des Alba-Hauptgebäudes und zeichnet eine Zeit konzentrierterer effusiver Aktivität auf, die aus langen röhren- und kanalgespeisten Flüssen besteht. Die vulkanische Ausbreitung erfolgte in nördlicher Richtung und bildete die beiden flankierenden Lappen. (Siehe Olympus Mons und Tharsis für eine Erörterung der vulkanischen Ausbreitung auf dem Mars.) Verwerfungen und Grabenbildung bei Alba und Tantalus Fossae traten kurzzeitig mit den Lavaströmen auf. Jede frühe explosive Aktivität auf dem Vulkan kann während des Höhepunkts dieser mittleren Aktivitätsphase aufgetreten sein, die vor etwa 3400 Millionen Jahren endete.

Die jüngste Einheit, ebenfalls früh amazonisch, umfasst das Gipfelplateau, die Kuppel und den Caldera-Komplex. Diese Aktivitätsperiode ist durch relativ kurze Blattströme und den Bau der Gipfelkuppel und der großen Caldera gekennzeichnet. Diese Phase endete mit einer Ostkippung der Gipfelkuppel, die möglicherweise eine zusätzliche Grabenbildung in Alba Fossae eingeleitet hat. Die letzten vulkanischen Merkmale, die sich bildeten, waren der kleine Schild und die Caldera auf dem Gipfel. Viel später, vor etwa 1.000 bis 500 Millionen Jahren, trat eine letzte Stufe der Verwerfung auf, die möglicherweise mit der Deicheinlagerung und der Bildung von Grubenkraterketten in Verbindung gebracht wurde.

Einstufung

Die Klassifizierung des Vulkans Alba Mons ist ungewiss. Einige Arbeiter beschreiben ihn als Schildvulkan , andere als Tiefland-Patera (im Gegensatz zu Hochland-Paterae , bei denen es sich um tief liegende antike Vulkane mit zerfurchten Ascheablagerungen im südlichen Marshochland handelt), und wieder andere betrachten ihn als einen der eine einzigartige vulkanische Struktur, die auf dem Mars einzigartig ist. Einige Forscher haben Alba Mons mit Koronae- Strukturen auf dem Planeten Venus verglichen . Alba Mons teilt einige Eigenschaften mit der vulkanischen Struktur von Syrtis Major . (Siehe Vulkanismus auf dem Mars .) Beide Vulkane sind im Alter von Hesperian , bedecken große Gebiete, haben ein sehr niedriges Relief und große, flache Calderas. Ebenso wie Alba weist Syrtis Major geriffelte, röhren- und kanalgespeiste Lavaströme auf. Da Alba Mons antipodal zum Hellas-Einschlagsbecken liegt, haben einige Forscher vermutet, dass die Bildung des Vulkans mit der Schwächung der Kruste durch den Hellas-Einschlag zusammenhängt, der starke seismische Wellen erzeugte , die sich auf die gegenüberliegende Seite des Planeten konzentrierten.

Interaktive Marskarte

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraKarte von Mars
Das obige Bild enthält anklickbare LinksInteraktive Bildkarte der globalen Topographie des Mars . Fahren Sie mit der Maus über das Bild, um die Namen von über 60 markanten geografischen Merkmalen anzuzeigen, und klicken Sie, um sie zu verlinken. Die Färbung der Basiskarte zeigt relative Höhen an , basierend auf Daten des Mars Orbiter Laser Altimeters des Mars Global Surveyor der NASA . Weiß- und Brauntöne zeigen die höchsten Erhebungen an (+12 bis +8 km ); gefolgt von Rosa und Rot (+8 bis +3 km ); Gelb ist0km ; Grün und Blau sind niedrigere Höhen (bis zu-8 km ). Achsen sind Breiten- und Längengrade ; Polarregionen werden notiert.


Siehe auch

Verweise

Weiterlesen

  • Boyce, Joseph, M. (2008). Das Smithsonian-Buch des Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN  978-1-58834-074-0
  • Carr, Michael, H. (2006). Die Oberfläche des Mars; Cambridge University Press: Cambridge, Großbritannien, ISBN  978-0-521-87201-0 .
  • Cattermole, Peter, J. (2001). Mars: Das Geheimnis entfaltet sich; Oxford University Press: Oxford, Großbritannien, ISBN  978-0-19-521726-1 .
  • Frankel, Charles (2005). Worlds on Fire: Vulkane auf der Erde, dem Mond, Mars, Venus und Io; Cambridge University Press: Cambridge, Großbritannien, ISBN  978-0-521-80393-9 .
  • Hartmann, William, K. (2003). Ein Reiseführer für den Mars: Die mysteriösen Landschaften des Roten Planeten; Arbeiter: New York, ISBN  0-7611-2606-6 .
  • Morton, Oliver (2003). Kartierung des Mars: Wissenschaft, Vorstellungskraft und die Geburt einer Welt; Picador: New York, ISBN  0-312-42261-X .

Externe Links