Olympus Mons -Olympus Mons
| |
| Souřadnice | 18° 39′N 226°12′E / 18,650°N 226,200°E Souřadnice: 18° 39′N 226°12′E / 18,650°N 226,200°E |
|---|---|
| Rozměry | Největší a nejvyšší hora ve sluneční soustavě |
| Vrchol | 21,9 km (13,6 mi) nad datumem 26 km (16 mi) místní reliéf nad pláněmi |
| Objevitel | Námořník 9 |
| Eponym | latinsky – hora Olymp |
Olympus Mons ( / ə ˌ l ɪ m p ə s ˈ m ɒ n z , oʊ ˌ - / ; latinsky Mount Olympus ) je obrovská štítová sopka na Marsu . Sopka má výšku přes 21,9 km (13,6 mil nebo 72 000 stop), jak je měřeno laserovým výškoměrem Mars Orbiter (MOLA). Olympus Mons je asi dvaapůlkrát vyšší než Mount Everest nad hladinou moře. Je to největší a nejvyšší hora a sopka Sluneční soustava a je spojena s Tharsis Montes , velkou vulkanickou oblastí na Marsu.
Olympus Mons je nejmladší z velkých sopek na Marsu, vznikl během marťanského Hesperiánského období s erupcemi pokračujícími až do Amazonie . Astronomům byl znám od konce 19. století jako albedový prvek Nix Olympica (v latině „olympijský sníh“). Jeho hornatý charakter byl podezřelý dlouho předtím, než vesmírné sondy potvrdily jeho identitu jako hory.
Sopka se nachází na západní polokouli Marsu, se středem na 18° 39′N 226°12′E / 18,650°N 226,200°E , těsně u severozápadního okraje výdutě Tharsis . Západní část sopky leží v Amazonském čtyřúhelníku (MC-8) a střední a východní část v přilehlém Tharsis čtyřúhelníku (MC-9).
Dvěma impaktním kráterům na Olympu Mons byly přiděleny prozatímní názvy Mezinárodní astronomickou unií . Jsou to kráter Karzok ( 18° 25′N 228°05′E / 18,417°N 228,083°E ) o průměru 15,6 kilometrů (9,7 mil) a kráter Pangboche ( 17° 10′5′N 226E / 17,167°N 226,417°E ° ) o průměru 10,4 kilometrů (6,5 mil) . ). Krátery jsou pozoruhodné tím, že jsou to dvě z několika podezřelých zdrojových oblastí pro shergottity , nejhojnější třídu marťanských meteoritů .
Popis
Jako štítová sopka se Olympus Mons podobá tvaru velkých sopek tvořících Havajské ostrovy . Stavba je asi 600 km (370 mil) široká. Protože je hora tak velká, se složitou strukturou na jejích okrajích, je obtížné jí přidělit výšku. Olympus Mons stojí 21 km (13 mi) nad globálním datem Marsu a jeho místní reliéf, od úpatí útesů, které tvoří jeho severozápadní okraj, k jeho vrcholu, je přes 21 km (13 mi) (o něco málo přes dvojnásobek výšky Mauna Kea , měřeno od jeho základny na dně oceánu). Celková změna nadmořské výšky od plání Amazonis Planitia , přes 1 000 km (620 mi) na severozápad, k vrcholu se blíží 26 km (16 mi). Vrchol hory má šest vnořených kalder (zhroucených kráterů), které tvoří nepravidelnou prohlubeň o rozměrech 60 km (37 mi) × 80 km (50 mi) napříč a až 3,2 km (2,0 mi) hlubokou. Vnější okraj sopky se skládá ze srázu nebo útesu, vysokého až 8 km (i když je místy zakrytý proudy lávy ), což je mezi štítovými sopkami Marsu unikátní útvar, který mohl být vytvořen obrovskými sesuvy půdy. . Olympus Mons se rozkládá na ploše asi 300 000 km 2 (120 000 sq mi), což je přibližně velikost Itálie nebo Filipín , a je podporován 70 km (43 mi) silnou litosférou . Mimořádná velikost Olympus Mons je pravděpodobná proto, že Mars postrádá mobilní tektonické desky . Na rozdíl od Země zůstává kůra Marsu fixována nad stacionárním hotspotem a sopka může pokračovat ve vypouštění lávy, dokud nedosáhne obrovské výšky.
Jako štítová sopka má Olympus Mons velmi mírně se svažující profil. Průměrný sklon na bocích sopky je pouze 5 %. Svahy jsou nejstrmější v blízkosti střední části boků a směrem k základně rostou mělčí, což dává bokům konkávní profil vzhůru. Jeho boky jsou mělčí a táhnou se dále od vrcholu v severozápadním směru než na jihovýchod. Tvar a profil sopky byly přirovnány k „cirkusovému stanu“ drženému jednou tyčí, která je posunuta mimo střed.
Vzhledem k velikosti a mělkým svahům Olympu Mons by pozorovatel stojící na povrchu Marsu nebyl schopen vidět celý profil sopky, a to ani z velké vzdálenosti. Zakřivení planety a samotné sopky by takový synoptický pohled zakrylo. Podobně by pozorovatel poblíž vrcholu nevěděl, že stojí na velmi vysoké hoře, protože svah sopky by sahal daleko za horizont, pouhé 3 kilometry daleko.
Typický atmosférický tlak na vrcholu Olympus Mons je 72 pascalů , asi 12 % průměrného tlaku na povrchu Marsu 600 pascalů. Oba jsou podle pozemských standardů mimořádně nízké; pro srovnání, atmosférický tlak na vrcholu Mount Everestu je 32 000 pascalů, neboli asi 32 % tlaku na hladině moře na Zemi. Přesto se nad vrcholem Olympu Mons často snášejí vysokohorská orografická mračna a stále je přítomen vzdušný marťanský prach. Ačkoli průměrný povrchový atmosférický tlak na Marsu je menší než jedno procento zemského, mnohem nižší gravitace Marsu zvyšuje výšku měřítka atmosféry ; jinými slovy, atmosféra Marsu je rozpínavá a hustota s výškou neklesá tak prudce jako zemská.
Složení Olympus Mons je přibližně 44 % křemičitanů , 17,5 % oxidů železa (které dodávají planetě červené zbarvení), 7 % hliníku , 6 % hořčíku , 6 % vápníku a zvláště vysoký podíl oxidu siřičitého se 7 %. Tyto výsledky poukazují na to, že povrch je z velké části složen z čedičů a jiných mafických hornin, které by vybuchovaly při proudech lávy s nízkou viskozitou, a tudíž vedly k nízkým gradientům na povrchu planety.
Olympus Mons je nepravděpodobným místem přistání automatických vesmírných sond v blízké budoucnosti. Vysoké nadmořské výšky znemožňují přistání s pomocí padáků, protože atmosféra není dostatečně hustá, aby zpomalila kosmickou loď. Olympus Mons navíc stojí v jedné z nejprašnějších oblastí Marsu. Plášť jemného prachu zakrývá podložní horninu, což možná ztěžuje přístup k vzorkům hornin a pravděpodobně představuje významnou překážku pro rovery.
Geologie
Olympus Mons je výsledkem mnoha tisíc vysoce tekutých, čedičových lávových proudů, které se vylévaly ze sopečných průduchů po dlouhou dobu ( příkladem podobných štítových sopek v menším měřítku jsou Havajské ostrovy – viz Mauna Kea ). Stejně jako čedičové sopky na Zemi jsou marťanské čedičové sopky schopné vybuchovat obrovské množství popela . Kvůli snížené gravitaci Marsu ve srovnání se Zemí působí na magma vystupující z kůry menší vztlakové síly. Kromě toho se předpokládá, že magmatické komory jsou mnohem větší a hlubší než ty, které se nacházejí na Zemi. Boky Olympu Mons jsou tvořeny nesčetnými lávovými proudy a kanály. Mnoho toků má podél svých okrajů hráze (na obrázku). Chladnější vnější okraje toku tuhnou a zanechávají centrální žlab roztavené, tekoucí lávy. Částečně zhroucené lávové trubky jsou viditelné jako řetězy důlních kráterů a běžné jsou také široké lávové vějíře tvořené lávou vystupující z neporušených podpovrchových trubek. V místech podél základny sopky je vidět, jak se ztuhlé proudy lávy rozlévají do okolních plání, vytvářejí široké zástěry a pohřbívají bazální sráz. Počty kráterů ze snímků s vysokým rozlišením pořízených orbiterem Mars Express v roce 2004 naznačují, že proudy lávy na severozápadním křídle Olympu Mons jsou staré od 115 milionů let (Mya) do pouhých 2 Mya. Tyto věky jsou z geologického hlediska velmi nedávné, což naznačuje, že hora může být stále vulkanicky aktivní, i když velmi klidným a epizodickým způsobem.
Komplex kaldery na vrcholu sopky se skládá z nejméně šesti překrývajících se kalder a segmentů kaldery (na obrázku). Kaldery se tvoří zhroucením střechy po vyčerpání a stažení podpovrchové magmatické komory po erupci. Každá kaldera tak představuje samostatný puls sopečné činnosti na hoře. Zdá se, že největší a nejstarší segment kaldery vznikl jako jediné velké lávové jezero. Pomocí geometrických vztahů rozměrů kaldery z laboratorních modelů vědci odhadli, že magmatická komora spojená s největší kalderou na Olympu Mons leží v hloubce asi 32 km (105 000 stop) pod dnem kaldery. Rozložení velikosti a frekvence kráterů na dně kalder ukazuje, že stáří kalder je od 350 Mya do přibližně 150 Mya. Všechny pravděpodobně vznikly v rozmezí 100 milionů let od sebe.
Olympus Mons je strukturálně i topograficky asymetrický . Delší, mělčí severozápadní křídlo vykazuje extenzivní rysy, jako jsou velké propady a normální zlomy . Naproti tomu strmější jihovýchodní strana sopky má rysy indikující kompresi, včetně stupňovitých teras v oblasti středního boku sopky (interpretované jako tahové zlomy ) a množství vrásčitých hřebenů umístěných u bazálního srázu. Proč by opačné strany hory měly vykazovat různé styly deformace, může spočívat v tom, jak velké štítové sopky rostou bočně a jak variace v sopečném substrátu ovlivnily konečný tvar hory.
Velké štítové sopky rostou nejen přidáváním materiálu na jejich boky jako vybuchující láva, ale také tím, že se šíří příčně na jejich základnách. Jak vulkán roste, mění se pole napětí pod sopkou z kompresního na extenzní. Na úpatí sopky se může vyvinout podzemní trhlina, která způsobí, že se pod ní rozloží kůra. Pokud sopka spočívá na sedimentech obsahujících mechanicky slabé vrstvy (např. lůžka jílu nasyceného vodou), mohou se ve slabých vrstvách vyvinout odlučovací zóny ( décollements ). Extenzní napětí v oddělovacích zónách může způsobit obří sesuvy půdy a normální poruchy na bocích sopky, což vede k vytvoření bazálního srázu. Dále od sopky se tyto oddělovací zóny mohou projevovat jako posloupnost překrývajících se tahových poruch způsobených gravitací. Tento mechanismus byl dlouho citován jako vysvětlení usazenin aureol Olympus Mons (diskutované níže).
Snímek Mars Global Surveyor ukazující proudy lávy různého stáří na základně Olympus Mons. Plochá rovina je mladší tok. Starší tok má lávové kanály s hrázemi podél okrajů. Hrádky jsou docela běžné pro lávové proudy na Marsu.
Lávové proudy na Olympus Mons se staršími a mladšími proudy označenými, jak to viděl HiRISE během programu HiWish.
Calderas na vrcholu Olympu Mons. Nejmladší kaldery tvoří kruhové kolapsové krátery. Starší kaldery se jeví jako půlkruhové segmenty, protože jsou protínány mladšími kalderami.
Šikmý pohled na Olympus Mons z mozaiky vikingského snímku překrytého na datech nadmořské výšky MOLA , která ukazuje asymetrii sopky. Pohled je ze SSV ; vertikální převýšení je 10×. Širší, mírně se svažující severní strana je vpravo. Užší a strmě se svažující jižní křídlo (vlevo) má nízké, zaoblené terasy, rysy interpretované jako tahové chyby . Výrazný je bazální sráz sopky.
Detailní THEMIS denní infračervená mozaika snímku Olympus Mons.
Olympus Mons leží na okraji vybouleniny Tharsis , starověké rozlehlé sopečné plošiny, která pravděpodobně vznikla koncem noachovského období . Během Hesperian , kdy se začal formovat Olympus Mons, se sopka nacházela na mělkém svahu, který sestupoval z vrchu v Tharsis do severních nížinných pánví. Postupem času tyto pánve přijaly velké objemy sedimentů erodovaných z Tharsis a jižní vysočiny. Sedimenty pravděpodobně obsahovaly hojné fylosilikáty (jíly) noachovského stáří vytvořené během raného období na Marsu, kdy byla povrchová voda hojná, a byly nejtlustší na severozápadě, kde byla hloubka pánve největší. Jak sopka rostla bočním šířením, v tlustších vrstvách sedimentu na severozápadě se přednostně vyvinuly zóny s nízkým třením, které vytvořily bazální sráz a rozšířené laloky aureolového materiálu ( Lycus Sulci ). Šíření nastalo také na jihovýchod; v tomto směru to však bylo více omezeno vzestupem Tharsis, který představoval zónu vyššího tření na základně sopky. Tření bylo v tomto směru vyšší, protože sedimenty byly tenčí a pravděpodobně sestávaly z hrubšího zrnitého materiálu odolného vůči skluzu. Kompetentní a drsné základy Tharsis působily jako další zdroj tření. Tato inhibice jihovýchodního bazálního šíření v Olympu Mons by mohla vysvětlit strukturální a topografickou asymetrii hory. Ukázalo se, že numerické modely dynamiky částic zahrnující boční rozdíly ve tření podél základny Olympus Mons docela dobře reprodukují současný tvar a asymetrii sopky.
Spekulovalo se, že oddělení podél slabých vrstev napomohla přítomnost vysokotlaké vody v prostorech pórů sedimentu, což by mělo zajímavé astrobiologické důsledky. Pokud v sedimentech pod vulkánem stále existují zóny nasycené vodou, pravděpodobně by byly udržovány v teple vysokým geotermálním gradientem a zbytkovým teplem z magmatické komory sopky. Potenciální prameny nebo průsaky kolem sopky by nabídly vzrušující možnosti pro detekci mikrobiálního života.
Raná pozorování a pojmenování
Olympus Mons a několik dalších sopek v oblasti Tharsis stojí dostatečně vysoko na to, aby dosáhly nad časté marťanské prachové bouře zaznamenané teleskopickými pozorovateli již v 19. století. Astronom Patrick Moore poukázal na to, že Schiaparelli (1835–1910) „zjistil, že jeho Nodus Gordis a Olympic Snow [Nix Olympica] byly téměř jedinými útvary, které lze vidět“ během prachových bouří, a „správně odhadl, že musí být vysoko“. .
Sonda Mariner 9 dorazila na oběžnou dráhu kolem Marsu v roce 1971 během globální prachové bouře. První objekty, které se staly viditelnými, když se prach začal usazovat, vrcholky vulkánů Tharsis, ukázaly, že nadmořská výška těchto útvarů značně převyšuje nadmořskou výšku jakékoli hory nalezené na Zemi, jak astronomové očekávali. Pozorování planety z Mariner 9 potvrdilo, že Nix Olympica byla sopka. Nakonec astronomové přijali jméno Olympus Mons pro albedo prvek známý jako Nix Olympica.
Regionální prostředí a okolní prvky
Olympus Mons se nachází mezi severozápadním okrajem regionu Tharsis a východním okrajem Amazonis Planitia . Stojí asi 1200 km (750 mi) od ostatních tří velkých marťanských štítových sopek, souhrnně nazývaných Tharsis Montes ( Arsia Mons , Pavonis Mons a Ascraeus Mons ). Tharsis Montes jsou o něco menší než Olympus Mons.
Široká prstencová prohlubeň nebo příkop hluboký asi 2 km (1,2 mil) obklopuje základnu Olympus Mons a předpokládá se, že je způsobena nesmírnou hmotností sopky, která tlačí na marťanskou kůru. Hloubka této deprese je větší na severozápadní straně hory než na jihovýchodní straně.
Olympus Mons je částečně obklopen oblastí výrazného rýhovaného nebo zvlněného terénu známého jako Olympus Mons aureole. Aureola se skládá z několika velkých laloků. Severozápadně od sopky se aureola rozprostírá na vzdálenost až 750 km (470 mi) a je známá jako Lycus Sulci ( 24°36′N 219°00′E / 24.600°N 219.000°E ). Východně od Olympu Mons je aureola částečně pokryta proudy lávy, ale tam, kde je vystavena, má jiná jména ( například Gigas Sulci ). Původ aureoly zůstává diskutován, ale pravděpodobně byla vytvořena obrovskými sesuvy půdy nebo gravitací poháněnými přítlačnými vrstvami , které se oddělily od okrajů štítu Olympus Mons.
Interaktivní mapa Marsu
Interaktivní obrazová mapa globální topografie Marsu . Umístěním myši na obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických objektů a kliknutím na ně vytvoříte odkaz. Barvení základní mapy ukazuje relativní nadmořské výšky na základě dat z Mars Orbiter Laser Altimeter na Mars Global Surveyor NASA . Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km ); následují růžové a červené (+8 až +3 km ); žlutá je0 km ; zelené a modré jsou nižší nadmořské výšky (až do-8 km ). Osy jsou zeměpisná šířka a délka ; Jsou zaznamenány polární oblasti .
Viz také
- Geografie Marsu – Vymezení a charakterizace marťanských oblastí
- Cydonia (Mars) – Oblast Marsu, která přitahuje vědeckou a populární pozornost
- Geologie Marsu – Vědecká studie povrchu, kůry a vnitřku planety Mars
- Seznam hor na Marsu podle výšky
- Seznam nejvyšších hor ve sluneční soustavě
- Tharsis – vulkanická vysočina na náhorní plošině Mars
- Skutečné polární putování na Marsu
- Vulkanismus na Marsu – Přehled vulkanismu v geologické historii Marsu