Ascraeus Mons - Ascraeus Mons
 | |
| Współrzędne | 11°55′N 255°55′E / 11,92°N 255,92°E Współrzędne : 11,92°N 255,92°E11°55′N 255°55′E / |
|---|---|
| Szczyt |
|
| Odkrywca | Marynarz 9 |
| Eponim | Ascraeus Lacus |
Ascraeus bp / ə s k r ı ə y m ɒ n oo / jest duża osłona wulkanu się w Tharsis obszarze planety Mars . Jest to najbardziej wysunięty na północ i najwyższy z trzech wulkanów tarczowych, znanych pod wspólną nazwą Tharsis Montes .
Odkrycie
Lokalizacja wulkanu odpowiada klasycznemu albedo Ascraeus Lacus.
Ascraeus Mons został odkryty przez statek kosmiczny Mariner 9 w 1971 roku. Początkowo wulkan nazywano Punktem Północnym, ponieważ był najbardziej wysuniętym na północ spośród zaledwie czterech punktów widocznych na powierzchni z powodu globalnej burzy piaskowej, która następnie otaczała planetę. Gdy pył opadł, plamy okazały się być niezwykle wysokimi wulkanami, których szczyty wystawały ponad zapyloną, niższą atmosferę.
Nazwa
Ascraeus Lacus został nazwany na cześć Askry, wiejskiego miejsca narodzin Hezjoda ; w języku greckim słowo „ascraeus” jest poetycką metonimem słowa „wieś”. Nazwa wulkanu oficjalnie stała się Ascraeus Mons w 1973 roku.
Ogólny opis
Wulkan znajduje się w południowo-wschodniej części czworokąta Tharsis na 11,8 N, 255,5° E na zachodniej półkuli Marsa. Grupa trzech mniejszych wulkanów (grupa Ceraunius-Uranius ) leży około 700 km na północny wschód, a Pavonis Mons (środkowy wulkan Tharsis Montes) leży 500 km na południowy zachód. Krater Poynting o średnicy 70 km znajduje się 300 km na zachód-południowy zachód.
Ascraeus Mons ma około 480 km średnicy i jest drugą co do wielkości górą na Marsie, z wysokością szczytu 18,1 km. Wulkan ma bardzo niski profil ze średnim nachyleniem boku 7°. Zbocza są najbardziej strome w środkowej części zboczy, spłaszczając się w kierunku podstawy i blisko szczytu, gdzie znajduje się szeroki płaskowyż szczytowy i kompleks kaldery (krateru zawalenia).
Kominy wulkaniczne, znajdujące się na północno-wschodnich i południowo-zachodnich krawędziach wulkanu, są źródłem szerokich fartuchów lawowych, czyli wentylatorów, które zakopują pobliskie części wulkanu i rozciągają się na ponad 100 km na otaczające równiny. Orientacja fartucha na południowy zachód i północny wschód odpowiada orientacji Tharsis Montes, co sugeruje, że za orientację obu fartuchów i łańcucha Tharsis Montes odpowiada główna szczelina lub szczelina w marsjańskiej skorupie. Obecność fartuchów lawowych powoduje pewne rozbieżności w rzeczywistych wymiarach wulkanu. Jeśli do gmachu włączą się fartuchy, to Ascraeus Mons ma wymiary bliższe 375×870 km.
Jak większość regionu Tharsis, Ascraeus Mons ma wysokie albedo (odbicie) i niską bezwładność termiczną , co wskazuje, że wulkan i otaczające go obszary pokryte są dużą ilością drobnego pyłu. (Patrz Powierzchnia Marsa .) Pył tworzy płaszcz nad powierzchnią, który przesłania lub wycisza większość drobnej topografii i geologii regionu. Tharsis jest prawdopodobnie zakurzone z powodu wysokich wzniesień. Gęstość atmosfery jest zbyt niska, aby zmobilizować i usunąć kurz po jego osadzeniu. Ciśnienie atmosferyczne na szczycie Ascraeus Mons wynosi średnio 100 paskali (1,0 mbar); to tylko 17% średniego nacisku powierzchniowego 600 paskali.
Ascraeus Mons jest otoczone przez równiny lawy, które są w średnim lub późnym wieku amazońskim . Wysokość równin wynosi średnio około 3 km powyżej poziomu odniesienia (marsjańskiego poziomu „morza”), co daje wulkanowi średnią pionową rzeźbę terenu wynoszącą 15 km. Jednak wysokość równin znacznie się różni. Równiny na północny zachód od wulkanu mają mniej niż 2 km wysokości. Równiny są najwyżej (>3 km) na południowy wschód od wulkanu.
Równiny lawy na północny zachód od Ascraeus Mons wyróżniają się dwoma ciemnymi dołami zawalenia sfotografowanymi przez kamerę HiRISE na Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) w listopadzie 2010 r. (na zdjęciu w galerii poniżej). Doły przypominają te sfotografowane wokół Arsia Mons przez sondę Mars Odyssey . Oba doły mierzą około 180 i 310 m szerokości, a większy dół ma około 180 metrów głębokości. Wschodnie ściany dołów składają się ze stromych, zwisających półek. Dna obu dołów zawierają osady i duże głazy. Uważa się, że te bezkrawędziowe kratery powstają w wyniku zapadania się materiału powierzchniowego w podpowierzchniową pustkę utworzoną przez groblę lub rurę lawy. Są one analogiczne do kraterów wulkanicznych na Ziemi, takich jak krater Devil's Throat w górnej wschodniej strefie ryftu wulkanu Kilauea na Hawajach. W niektórych przypadkach mogą oznaczać świetliki/wejścia do podpowierzchniowych jaskiń lawowych .
Geologia
Ascraeus Mons został zbudowany przez wiele tysięcy płynnych bazaltowych strumieni lawy. Poza wielkimi rozmiarami przypomina ziemskie wulkany tarczowe, takie jak te, które tworzą Wyspy Hawajskie . Boki Ascraeus Mons pokryte są wąskimi, płatkowatymi strumieniami lawy i kanałami lawowymi. Wiele strumieni lawy ma wały wzdłuż ich brzegów. Wały to równoległe grzbiety utworzone na krawędziach wylewów lawy. Chłodniejsze, zewnętrzne brzegi strumienia zestalają się, pozostawiając centralne koryto roztopionej, płynącej lawy. Częściowo zawalone rury lawy widoczne są jako łańcuchy kraterów.
Badając morfologię struktur przepływu lawy na Ascraeus Mons, geolodzy są w stanie obliczyć właściwości reologiczne lawy i oszacować szybkość jej wylewania podczas erupcji (szybkość wysięku). Wyniki pokazują, że lawa była bardzo płynna (mała lepkość ) o niskiej granicy plastyczności , przypominająca lawy bazaltowe na Hawajach i Islandii . Średnie szybkości wysięku wynoszą około 185 m 3 /s. Wskaźniki te są porównywalne do tych obserwowanych na Hawajach i Islandii. Badania radarowe na Ziemi pokazują, że Ascraeus Mons ma większą siłę echa radarowego niż inne struktury wulkaniczne na naszej planecie. Może to wskazywać, że przepływy lawy na bokach Ascraeus Mons składają się z szorstkich przepływów typu ʻAʻā , co potwierdza fotogeologiczna analiza morfologii przepływu lawy.
Boki Ascraeus Mons mają pomięty wygląd spowodowany licznymi niskimi, zaokrąglonymi tarasowymi strukturami rozmieszczonymi koncentrycznie wokół szczytu wulkanu. Tarasy są oddalone od siebie o 30 do 50 km, mają długość do 100 km, szerokość promieniową 30 km i wysokość około 3 km. Poszczególne tarasy nie są ciągłe wokół wulkanu, ale składają się z łukowatych segmentów, które nakładają się na siebie, tworząc skomplikowany wzór. Interpretuje się je jako powierzchniowe wyrażenie uskoków ciągu, które powstały w wyniku kompresji wzdłuż boków wulkanu. Tarasy flankowe są również powszechne na Olympus Mons i innych wulkanach tarczowych Tharsis. Źródło naprężeń ściskających jest nadal przedmiotem dyskusji. Tarasy boczne mogą być spowodowane kompresyjną awarią wulkanu, wyginaniem leżącej poniżej litosfery z powodu masywnego ciężaru wulkanu, cyklami napełniania i deflacji komory magmowej lub płytkim opadaniem grawitacyjnym .
Szczeliny lub boczne otwory wentylacyjne na południowo-zachodnich i północno-wschodnich krawędziach wulkanu są źródłem lawowych fartuchów, które rozprzestrzeniają się na okoliczne równiny. Wydaje się, że szczeliny powstały w wyniku połączenia licznych, wąskich, rowkowatych zagłębień. Miejscami zagłębienia tworzą kręte kanały z wyspami i innymi cechami sugerującymi erozję przez płyn. Kwestia, czy kanały zostały utworzone głównie przez wodę czy lawę, jest nadal przedmiotem debaty, chociaż rozległe badania analogicznych środowisk (np. Hawaje, Księżyc, gdzie indziej na Marsie) i cech morfologicznych przez wielu badaczy doprowadziły do wniosku, że pochodzenie wulkaniczne jest najbardziej prawdopodobne.
Kompleks kalder składa się z centralnej kaldery otoczonej czterema połączonymi kalderami. Centralna kaldera mierzy około 24 km szerokości i 3,4 km głębokości i jest najmłodszą z zawalonych struktur. Liczenie kraterów wskazuje, że centralna kaldera ma około 100 milionów lat (Myr). Okoliczne kaldery mają wiek około 200, 400 i 800 Myr lub wcześniej. Mała, częściowo zachowana depresja na południowy wschód od głównej kaldery może mieć nawet 3,8 miliarda lat (Gyr). Jeśli daty są prawidłowe, Ascraeus Mons mógł być aktywny przez większość historii Marsa.
Na zachodnim zboczu wulkanu znajduje się obszar osobliwych, wachlarzowatych złóż (FSD). FSD składa się ze strefy gruboziarnistego terenu wyznaczonego przez półkolistą strefę koncentrycznych grzbietów. Podobne osady znajdują się również na północno-zachodnich krańcach dwóch pozostałych Tharsis Montes, Pavonis Mons i Arsia Mons, a także na Olympus Mons. FSD w Ascraeusa Mons jest najmniejszym z tych na Tharsis Montes o powierzchni 14000 km 2 i rozciąga się na zewnątrz od podstawy wulkanu około 100 km. Pochodzenie tych złóż jest przedmiotem dyskusji od dziesięcioleci. Jednak ostatnie dowody geologiczne sugerują, że FSD to osady pozostawione przez lodowce , które pokryły części wulkanów w ostatnim okresie wysokiego nachylenia . W okresach dużego nachylenia (nachylenie osi) regiony polarne otrzymują wyższy poziom światła słonecznego. Więcej wody z biegunów dostaje się do atmosfery i kondensuje w postaci lodu lub śniegu w chłodniejszych regionach równikowych. Mars zmienia swoje nachylenie z około 15° do 35° w cyklach 120 000 lat.
Galeria
Mars Global Surveyor Mars Orbital Camera (MOC) obraz lawy płatków na zboczu Ascraeus Mons.
Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera (MOC) Zdjęcie kanału lawowego na północno-wschodnim szczycie Ascraeus Mons.
Obraz HiRISE przedstawiający skanalizowany przepływ lawy z wałami przeciwpowodziowymi na północnym zboczu Ascraeus Mons.
Obraz HiRISE ciemnych dołów bez oprawek na północny zachód od Ascraeus Mons.
Zbliżenie dołu na północny zachód od Ascraeus Mons. Kontrast został rozciągnięty, aby odsłonić elementy wnętrza.
Kanały po północno-zachodniej stronie Ascraeus Mons. Niektóre mogą być zawalonymi rurami lawy .
