Vulkanismus na Marsu - Volcanism on Mars

Námořník 9 obraz Ascraeus Mons . Toto je jeden z prvních snímků, které ukazují, že Mars má velké sopky.
THEMIS obrázek lávových proudů. Všimněte si lalokovitého tvaru hran.
Použití Země k pochopení toho, jak mohla voda ovlivnit sopky na Marsu.

Sopečná činnost neboli vulkanismus hrála významnou roli v geologickém vývoji Marsu . Vědci od mise Mariner 9 v roce 1972 věděli, že vulkanické prvky pokrývají velké části povrchu Marsu. Mezi tyto funkce patří rozsáhlé lávové proudy, obrovské lávové pláně a největší známé sopky ve sluneční soustavě . Marťanské sopečné rysy se pohybují ve věku od Noachian (> 3,7 miliardy let) po pozdní Amazonii (<500 milionů let), což naznačuje, že planeta byla po celou dobu své historie vulkanicky aktivní a někteří spekulují, že tomu tak pravděpodobně je i dnes. Oba Země a Mars jsou velké, rozlišené planety postavené z podobných chondritickou materiálů. Mnoho stejných magmatických procesů, které se vyskytují na Zemi, se odehrálo také na Marsu a obě planety jsou si kompozičně natolik podobné, že na jejich vyvřelé horniny a minerály lze použít stejná jména .

Vulkanismus je proces, při kterém magma z nitra planety stoupá skrz kůru a vybuchuje na povrchu. Vybuchlé materiály se skládají z roztavené horniny ( láva ), horkých úlomků ( tefra nebo popel) a plynů . Vulkanismus je hlavní způsob, jakým planety uvolňují své vnitřní teplo. Sopečné erupce vytvářejí výrazné reliéfy , typy hornin a terény, které poskytují pohled na chemické složení, tepelný stav a historii interiéru planety.

Magma je komplexní, vysokoteplotní směs roztavených křemičitanů , suspendovaných krystalů a rozpuštěných plynů. Magma na Marsu pravděpodobně stoupá podobným způsobem jako na Zemi. Stoupá skrz spodní kůru v diapirických tělech, která jsou méně hustá než okolní materiál. Jak magma stoupá, nakonec se dostane do oblastí s nižší hustotou. Když se hustota magmatu shoduje s hustotou hostitelské horniny, vztlak je neutralizován a tělo magmatu se zastaví. V tomto okamžiku může vytvořit magmatickou komoru a rozložit se bočně do sítě hrází a parapetů . Následně se magma může ochladit a ztuhnout za vzniku dotěrných vyvřelých těles ( plutonů ). Geologové odhadují, že asi 80% magmatu generovaného na Zemi se zastaví v kůře a nikdy se nedostane na povrch.

Schematické diagramy ukazující principy frakční krystalizace v magmatu . Při ochlazování se magma vyvíjí ve složení, protože z taveniny krystalizují různé minerály. 1 : krystalizuje olivín ; 2 : krystalizuje olivin a pyroxen ; 3 : krystalizuje pyroxen a plagioklas ; 4 : krystalizuje plagioklas. Na dně nádrže magmatu se tvoří kumulovaná skála .

Jak magma stoupá a ochlazuje se, prochází mnoha komplexními a dynamickými kompozičními změnami. Těžší minerály mohou krystalizovat a usadit se na dně komory magmatu. Magma může také asimilovat části hostitelské horniny nebo se mísit s jinými dávkami magmatu. Tyto procesy mění složení zbývající taveniny, takže jakékoli magma dosahující povrchu může být chemicky zcela odlišné od jeho mateřské taveniny. Magmata, která byla takto pozměněna, jsou údajně „vyvinutá“, aby se odlišila od „primitivních“ magmat, která se více podobají složení jejich zdroje pláště . (Viz magmatická diferenciace a frakční krystalizace .) Vysoce vyvinutá magmata jsou obvykle felsická , která jsou ve srovnání s primitivními magmaty bohatými na železo a hořčík ( mafická ) obohacena o křemík , těkavé látky a další světelné prvky . Míra a rozsah, v jakém se magmata v průběhu času vyvíjejí, je známkou úrovně vnitřního tepla a tektonické aktivity planety . Kontinentální kůra Země je tvořena vyvinutými granitickými horninami, které se vyvinuly během mnoha epizod magmatického přepracování. Vyvinuté vyvřeliny jsou mnohem méně časté na chladných, mrtvých tělech, jako je Měsíc. Mars, který je střední velikostí mezi Zemí a Měsícem, je považován za střední úroveň magmatické aktivity.

V mělčích hloubkách v kůře lithostatický tlak na magmatické těleso klesá. Snížený tlak může způsobit, že se plyny ( těkavé látky ), jako je oxid uhličitý a vodní pára, vylučují z taveniny do pěny plynových bublin. Nukleace bublin způsobuje rychlou expanzi a ochlazení na okolní taveniny, výrobu skelné střepy, které může vést k výbuchu výbušně jako tephra (nazývané také láv ). Jemně zrnitá tefra se běžně označuje jako sopečný popel . Zda sopka vybuchne výbušně nebo efuzivně jako tekutá láva, závisí na složení taveniny. Felsická magma andezitového a ryolitického složení mají tendenci explozivně vybuchovat. Jsou velmi viskózní (husté a lepkavé) a bohaté na rozpuštěné plyny. Mafická magmata na druhé straně mají málo těkavých látek a při proudění čedičové lávy běžně explozivně vybuchují . Jde však pouze o zobecnění. Například magma, které přichází do náhlého kontaktu s podzemní nebo povrchovou vodou, může prudce vybuchnout při parních explozích nazývaných hydromagmatické ( phreatomagmatické nebo freatické ) erupce. Erupující magmata se také mohou chovat odlišně na planetách s různým vnitřním složením, atmosférou a gravitačním polem .

Rozdíly v sopečných stylech mezi Zemí a Marsem

Nejběžnější formou vulkanismu na Zemi je čedič. Čediče jsou extruzivní vyvřeliny odvozené z částečného roztavení horního pláště. Jsou bohaté na železo a hořčík ( mafické ) minerály a mají obvykle tmavě šedou barvu. Hlavní typ vulkanismu na Marsu je téměř jistě také čedičový. Na Zemi čedičová magma běžně vybuchují jako proudy vysoce tekutin, které buď vycházejí přímo z průduchů, nebo se vytvářejí splynutím roztavených sraženin na základně ohnivých fontán ( havajská erupce ). Tyto styly jsou také běžné na Marsu, ale nižší gravitace a atmosférický tlak na Marsu umožňují nukleaci plynových bublin (viz výše) probíhat snáze a ve větších hloubkách než na Zemi. V důsledku toho jsou marťanské čedičové sopky také schopné erupce velkého množství popela při erupcích v plinianském stylu . Při plinianské erupci je horký popel začleněn do atmosféry a vytváří obrovský konvekční sloupec (mrak). Pokud je zapracována nedostatečná atmosféra, může se kolona zhroutit za vzniku pyroklastických toků . Plinianské erupce jsou vzácné v čedičových sopkách na Zemi, kde jsou takové erupce nejčastěji spojovány s andezitovými nebo ryolitickými magmaty bohatými na oxid křemičitý (např. Mount St. Helens ).

Protože nižší gravitace Marsu generuje méně vztlakových sil na magma stoupající skrz kůru, jsou magmatické komory, které krmí sopky na Marsu, považovány za hlubší a mnohem větší než na Zemi. Pokud má magmatické těleso na Marsu dosáhnout dostatečně blízko povrchu, aby vybuchlo, než ztuhne, musí být velké. V důsledku toho jsou erupce na Marsu méně časté než na Zemi, ale mají obrovský rozsah a erupční rychlost, když k nim dojde. Poněkud paradoxně nižší gravitace Marsu také umožňuje delší a rozšířenější lávové proudy. Lávové erupce na Marsu mohou být nepředstavitelně obrovské. V západní Elysium Planitia byl nedávno popsán obrovský proud lávy velikosti státu Oregon . Předpokládá se, že tok byl turbulentně rozmístěn během několika týdnů a je považován za jeden z nejmladších lávových proudů na Marsu.

První rentgenový difrakční pohled na marťanskou půdu - CheMin analýza odhaluje minerály (včetně živců , pyroxenů a olivínu ) připomínající „zvětralé čedičové půdyhavajských sopek ( Curiosity rover na „ Rocknest “, 17. října 2012). Každý kruh je difrakční pík, který odpovídá konkrétní vzdálenosti atom-atom, které jsou dostatečně jedinečné pro identifikaci minerálů. Menší prsteny odpovídají větším rysům a naopak.

Tyto tektonické nastavení sopek na Zemi a Marsu jsou velmi rozdílné. Většina aktivních sopek na Zemi se vyskytuje v dlouhých lineárních řetězcích podél hranic desek, a to buď v zónách, kde se litosféra šíří od sebe ( divergentní hranice ), nebo jsou subdukovány zpět do pláště ( konvergentní hranice ). Protože Mars v současné době postrádá deskovou tektoniku , vulkány tam nevykazují stejný globální vzorec jako na Zemi. Marťanské sopky jsou analogičtější se suchozemskými sopkami střední desky, jako jsou ty na Havajských ostrovech , o nichž se předpokládá, že se vytvořily nad nepohyblivým oblakem pláště . (Viz hot spot .) Paragenetická tefra z havajského škvárového kužele byla těžena za účelem vytvoření simulátoru marťanského regolitu, který mohou vědci používat od roku 1998.

Největší a nejnápadnější sopky na Marsu se nacházejí v oblastech Tharsis a Elysium . Tyto sopky jsou nápadně podobné štítovým sopkám na Zemi. Oba mají mělké svahy a vrcholové kaldery . Hlavní rozdíl mezi marťanskými štítovými sopkami a těmi na Zemi je ve velikosti: Marťanské štítové sopky jsou opravdu kolosální. Například nejvyšší sopka na Marsu, Olympus Mons , má 550 km v průměru a 21 km na výšku. Je to téměř 100krát větší objem než Mauna Loa na Havaji , největší štítová sopka na Zemi. Geologové se domnívají, že jedním z důvodů, proč jsou sopky na Marsu tak velké, je to, že na Marsu chybí desková tektonika. Marťanská litosféra neklouže po horním plášti ( astenosféře ) jako na Zemi, takže láva ze stacionárního horkého místa se dokáže akumulovat na jednom místě na povrchu po miliardu let nebo déle.

Dne 17. října 2012 zvědavost vozítko na Marsu v „ Rocknest “ provedl první rentgenové difrakční analýzy na Marsu půdy . Výsledky z analyzátoru CheMin roveru odhalily přítomnost několika minerálů, včetně živců , pyroxenů a olivínu , a naznačily, že marťanská půda ve vzorku byla podobná „zvětralým čedičovým půdámhavajských sopek . V červenci 2015 stejný rover identifikoval tridymit v horninovém vzorku z kráteru Gale, což vedlo vědce k názoru, že křemičitý vulkanismus mohl hrát mnohem větší roli v sopečné historii planety, než se dříve předpokládalo.

Sopečná provincie Tharsis

MOLA vybarvená stínovaná mapa reliéfu západní polokoule Marsu zobrazující bouli Tharsis (odstíny červené a hnědé). Vysoké sopky vypadají bílé.
Obraz vikingského orbitera tří Tharsis Montes : Arsia Mons (dole), Pavonis Mons (uprostřed) a Ascraeus Mons (nahoře)

Západní polokouli Marsu dominuje mohutný vulkanotektonický komplex známý jako oblast Tharsis nebo Tharsisova boule. Tato obrovská, vyvýšená struktura má průměr tisíce kilometrů a pokrývá až 25% povrchu planety. V průměru 7–10 km nad nulovým bodem (marťanská „hladina moře“) obsahuje Tharsis nejvyšší výšky na planetě. Tři obrovské sopky, Ascraeus Mons , Pavonis Mons a Arsia Mons (souhrnně známé jako Tharsis Montes ), sedí zarovnané severovýchod - jihozápad podél hřebene boule. Rozlehlá Alba Mons (dříve Alba Patera) zaujímá severní část regionu. Obrovská štítová sopka Olympus Mons leží mimo hlavní výdutě, na západním okraji provincie.

Bulha Tharsis, vybudovaná nesčetnými generacemi lávových proudů a popela, obsahuje jedny z nejmladších lávových proudů na Marsu, ale samotná boule je považována za velmi starobylou. Geologické důkazy naznačují, že většina hmoty Tharsis byla na místě do konce Noachianského období, asi před 3,7 miliardami let (Gya). Tharsis je tak masivní, že kladl na litosféru planety obrovské napětí a generoval nesmírné roztažné zlomeniny ( drapáky a příkopová údolí ), které se rozprostírají v polovině planety. Hmotnost Tharsisu mohla dokonce změnit orientaci rotační osy Marsu, což způsobilo klimatické změny.

Tharsis Montes

Topografická mapa se středem Olympu a Tharsisu

Tři Tharsis Montes jsou štítové sopky soustředěné blízko rovníku na 247 ° východní délky. Všechny mají průměr několik stovek kilometrů a dosahují výšky od 14 do 18 km. Arsia Mons , nejjižnější ze skupiny, má velkou vrcholovou kalderu, která má průměr 130 kilometrů a hloubku 1,3 kilometru. Pavonis Mons , střední sopka, má dvě vnořené kaldery, přičemž ta menší je hluboká téměř 5 kilometrů. Ascraeus Mons na severu má složitou sadu internovaných kalder a dlouhou historii erupcí, o nichž se věří, že pokrývají většinu historie Marsu.

Tři Tharsis Montes jsou od sebe vzdáleny asi 700 kilometrů (430 mi). Ukazují výrazné zarovnání severovýchod -jihozápad, které bylo zdrojem určitého zájmu. Ceraunius Tholus a Uranius Mons sledují stejný trend na severovýchodě a zástěry mladých lávových proudů na bocích všech tří Tharsis Montes jsou zarovnány ve stejné orientaci severovýchod -jihozápad. Tato linie jasně označuje hlavní strukturální rys marťanské kůry, ale její původ je nejistý.

Tholi a paterae

Kromě velkých štítových sopek obsahuje Tharsis řadu menších sopek zvaných tholi a paterae . Tholi jsou kopulovité stavby s boky, které jsou mnohem strmější než větší štíty Tharsis. Jejich centrální kaldery jsou také poměrně velké v poměru k jejich základním průměrům. Hustota impaktních kráterů na mnoha tholích naznačuje, že jsou starší než velké štíty, které se vytvořily mezi pozdní noachianskou a ranou hesperianskou dobou. Ceraunius Tholus a Uranius Tholus mají hustě usměrněné boky, což naznačuje, že boční povrchy jsou vyrobeny ze snadno erodovatelného materiálu, jako je popel. Stáří a morfologie tholů poskytují silný důkaz, že tholi představují vrcholy starých štítových sopek, které byly z velké části pohřbeny velkou tloušťkou mladších lávových proudů. Podle jednoho odhadu může být Tharsis tholi pohřben až 4 km lávy.

Patera (pl. Paterae) je latinsky mělká miska na pití. Tento termín byl aplikován na určité špatně definované krátery s vroubkovanými hranami, které se na raných obrázcích kosmických lodí objevovaly jako velké sopečné kaldery. Menší paterae v Tharsis se zdají být morfologicky podobné tholi, kromě toho, že mají větší kaldery. Stejně jako tholi, Tharsis paterae pravděpodobně představují vrcholy větších, nyní pohřbených štítových sopek. Historicky byl termín patera použit k popisu celé stavby určitých sopek na Marsu (např. Alba Patera). V roce 2007 Mezinárodní astronomická unie (IAU) předefinovala pojmy Alba Patera , Uranius Patera a Ulysses Patera tak, aby odkazovaly pouze na centrální kaldery těchto vulkánů.

Olympus Mons

Olympus Mons je nejmladší a nejvyšší velká sopka na Marsu. Nachází se 1200 km severozápadně od Tharsis Montes, jen kousek od západního okraje Tharsisovy boule. Jeho vrchol je 21 km nad nulovým bodem („mořská“ hladina Marsu) a má centrální kalderový komplex skládající se ze šesti vnořených kalder, které dohromady tvoří prohlubeň 72 x 91 km širokou a 3,2 km hlubokou. Jako štítová sopka má extrémně nízký profil s mělkými svahy v průměru mezi 4–5 stupni. Sopku vybudovalo mnoho tisíc jednotlivých proudů vysoce tekuté lávy. Nepravidelný sráz, místy až 8 km vysoký, leží na úpatí sopky a tvoří jakýsi podstavec, na kterém sopka sedí. Na různých místech kolem sopky lze vidět obrovské lávové proudy, které zasahují do přilehlých plání a pohřbívají sráz. Na snímcích se středním rozlišením (100 m/pixel) má povrch sopky jemnou radiální strukturu díky nesčetným tokům a uvolněným lávovým kanálům, které lemují její boky.

Alba Mons (Alba Patera)

Alba Mons , která se nachází v severní oblasti Tharsis, je jedinečnou sopečnou strukturou a na Zemi ani jinde na Marsu nemá obdobu. Boky sopky mají extrémně nízké svahy charakterizované rozsáhlými lávovými proudy a kanály. Průměrný svah boku na Alba Mons je jen asi 0,5 °, více než pětkrát nižší než svahy ostatních sopek Tharsis. Sopka má centrální stavbu 350 km širokou a 1,5 km vysokou s dvojitým kalderovým komplexem na vrcholu. Centrální stavbu obklopuje neúplný prsten zlomenin. Toky související se sopkou lze vysledovat až na severu až na 61 ° severní šířky a na jih až na 26 ° severní šířky. Pokud člověk počítá tato rozšířená toková pole, sopka se rozkládá na nesmírných 2 000 km severo -jih a 3 000 km východ -západ, což z něj činí jeden z nejrozsáhlejších sopečných prvků ve sluneční soustavě. Většina geologických modelů naznačuje, že Alba Mons se skládá z vysoce tekutých čedičových lávových proudů, ale někteří vědci identifikovali možná pyroklastická ložiska na bocích sopky. Protože Alba Mons leží protilehle k dopadové pánvi Hellas , někteří vědci se domnívali, že vznik sopky mohl souviset s oslabením kůry vlivem Hellasova nárazu , který produkoval silné seismické vlny, které se soustředily na opačnou stranu planety.

Sopečná provincie Elysium

Pohled MOLA na provincii Elysium. Uprostřed je Elysium Mons . Albor Tholus a Hecates Tholus jsou dole, respektive nahoře.

Menší sopečné centrum leží několik tisíc kilometrů západně od Tharsis v Elysiu . Sopečný komplex Elysium má průměr asi 2 000 kilometrů a skládá se ze tří hlavních sopek, Elysium Mons , Hecates Tholus a Albor Tholus . Severozápadní okraj provincie se vyznačuje velkými kanály ( Granicus a Tinjar Valles), které vycházejí z několika úchytů na bocích Elysium Mons. Grabeny se mohly vytvořit z podpovrchových hrází . Hráze mohly rozbít kryosféru a uvolnit velké objemy podzemní vody za vzniku kanálů. S kanály jsou spojena rozšířená sedimentární ložiska, která se mohla vytvořit z bahenních toků nebo laharů . Elysiová skupina sopek je myšlenka být poněkud odlišný od Tharsis Montes, v tom vývoji prvního zahrnoval jak lávy tak pyroclastics .

Elysium Mons je největší sopečnou stavbou v provincii. Je 375 km napříč (podle toho, jak kdo definuje základnu) a 14 km vysoký. Na svém vrcholu má jednoduchou kalderu, která měří 14 km na šířku a 100 m do hloubky. Sopka má zřetelně kuželovitý profil, což některým říkalo stratocone ; vzhledem k převážně nízkým svahům se však pravděpodobně jedná o štít. Elysium Mons je jen asi pětina objemu Arsia Mons.

Hecates Tholus má průměr 180 km a výšku 4,8 km. Svahy sopky jsou silně členité kanály, což naznačuje, že sopka je složena ze snadno erodovatelného materiálu, jako je sopečný popel. Původ kanálů není znám; byly přičteny lávě, proudům popela nebo dokonce vodě ze sněhu nebo srážek. Albor Tholus, nejjižnější vulkán Elysia, má průměr 150 km a výšku 4,1 km. Jeho svahy jsou hladší a méně silně kráterovité než svahy ostatních sopek Elysia.

Syrtis Major

Syrtis Major Planum je obrovská štítová sopka ve stáří Hesperianů, která se nachází ve stejnojmenném albedovém prvku . Sopka má průměr 1 200 km, ale pouze 2 km na výšku. Má dvě kaldery, Meroe Patera a Nili Patera. Studie zahrnující regionální gravitační pole naznačují, že pod povrchem leží ztuhlá magmatická komora o tloušťce nejméně 5 km. Syrtis Major je pro geology zajímavý, protože tam byl z obíhajících kosmických lodí detekován dacit a žula . Dacity a žuly jsou horniny bohaté na oxid křemičitý, které krystalizují z magmatu, které je chemicky vyvinutější a diferencovanější než čedič. Mohou se tvořit v horní části magmatické komory poté, co se těžké minerály, jako je olivin a pyroxen (obsahující železo a hořčík ), usadily na dně. Dacity a žuly jsou na Zemi velmi běžné, ale na Marsu vzácné.

Arabia Terra

Arabia Terra je velká horská oblast na severu Marsu, která leží převážně v arabském čtyřúhelníku . Několik kráterů nepravidelného tvaru, nacházejících se v této oblasti, představuje typ horské sopečné konstrukce, která dohromady představuje marťanskou vyvřelinu. Paterae s nízkým reliéfem v této oblasti mají řadu geomorfických rysů, včetně strukturálního kolapsu, výbušného vulkanismu a výbušných erupcí, které jsou podobné pozemským supervulkánům . Tajemné vysokohorské hřebenové pláně v této oblasti mohly být částečně vytvořeny souvisejícím tokem láv.

Vysočina paterae

Vikingský oběžný pohled na Peneus Patera (vlevo) a Amphitrites Patera (vpravo). Oba jsou starověké sopečné stavby jihozápadně od Hellasu.

Na jižní polokouli, zejména kolem dopadové pánve Hellas, je několik plochých vulkanických struktur nazývaných horské paterae. Tyto sopky jsou jedny z nejstarších identifikovatelných sopečných staveb na Marsu. Vyznačují se extrémně nízkými profily s vysoce erodovanými hřebeny a kanály, které vyzařují ven z degradovaného centrálního komplexu kaldery. Patří mezi ně Tyrrhena Patera , Hadriaca Patera na severovýchodě Hellas a Amphitrites Patera , Peneus Patera , Malea Patera a Pityusa Patera na jihozápad od Hellas. Geomorfologické důkazy naznačují, že patera z vysočiny byla produkována kombinací lávových proudů a pyroklastů z interakce magmatu s vodou. Někteří vědci spekulují, že umístění horských paterae kolem Hellas je způsobeno hluboce uloženými zlomeninami způsobenými nárazem, který poskytl potrubí pro stoupání magmatu na povrch. Ačkoli nejsou příliš vysoké, některé paterae pokrývají velké oblasti - například Amphritrites Patera pokrývá větší oblast než Olympus Mons, zatímco Pityusa Patera, největší, má kalderu téměř dostatečně velkou, aby se do ní vešel Olympus Mons.

Sopečné pláně

Sopečné pláně jsou na Marsu rozšířené. Běžně se uznávají dva typy rovin: ty, kde jsou běžné rysy toku lávy, a ty, kde rysy proudění obecně chybí, ale sopečný původ je odvozen z jiných charakteristik. Ve velkých vulkanických provinciích Tharsis a Elysium a v jejich okolí se nacházejí pláně s bohatými rysy lávového proudu. Průtočné funkce zahrnují jak proudění v archu, tak i morfologii toku přiváděného trubkami a kanály. Listové toky ukazují složité, překrývající se tokové laloky a mohou se rozprostírat mnoho stovek kilometrů od jejich zdrojových oblastí. Lávové proudy mohou tvořit lávovou trubici, když se odhalené horní vrstvy lávy ochladí a ztuhnou, aby vytvořily střechu, zatímco láva pod ní dále teče. Často, když veškerá zbývající láva opustí trubku, střecha se zhroutí a vytvoří kanál nebo řadu kráterů ( catena ).

Neobvyklý typ toku se vyskytuje v pláních Cerberus jižně od Elysia a v Amazonis. Tyto toky mají rozbitou deskovitou strukturu, skládající se z tmavých desek kilometrového měřítka uložených ve světlé tónované matrici. Byly přičítány raftovaným deskám ztuhlé lávy vznášející se na ještě roztaveném podpovrchu. Jiní tvrdili, že rozbité desky představují led ledovce, který zamrzl nad mořem, které se v této oblasti spojilo po masivním vypouštění podzemních vod z oblasti Cerberus Fossae .

Druhý typ sopečných plání (hřebenové pláně) se vyznačují hojnými rýhami vrásek . Funkce sopečného toku jsou vzácné nebo chybí. Hřebenové pláně jsou považovány za oblasti rozsáhlých povodňových čedičů , analogicky s měsíční marií . Riblované pláně tvoří asi 30% povrchu Marsu a jsou nejvýraznější v Lunae, Hesperia a Malea Plana, stejně jako ve velké části severních nížin. Ridged plains are all Hesperian in age and represent a style of vulcanism globally převládající během tohoto časového období. Hesperianské období je pojmenováno podle hřebenových plání v Hesperia Planum.

Potenciální současný vulkanismus

HiRISE obrázek možných kuželů bez kořenů východně od oblasti Elysium. Řetězy prstenů jsou interpretovány jako způsobené parními výbuchy, když se láva pohybovala po zemi, která byla bohatá na vodní led.
Rootless Cones “ na Marsu - kvůli lávovým proudům interagujícím s vodou ( MRO , 4. ledna 2013) ( 21,965 ° S 197,807 ° E ) 21 ° 57'54 "N 197 ° 48'25" E /  / 21,965; 197,807

Vědci nikdy nezaznamenali aktivní výbuch sopky na povrchu Marsu; navíc hledání tepelných podpisů a povrchových změn v posledním desetiletí nepřineslo žádný pozitivní důkaz pro aktivní vulkanismus.

Sonda Mars Express Evropské vesmírné agentury Mars Express však fotografovala lávové proudy interpretované v roce 2004 tak, že k nim došlo během posledních dvou milionů let, což naznačuje relativně nedávnou geologickou aktivitu. Aktualizovaná studie z roku 2011 odhaduje, že k nejmladším proudům lávy došlo za posledních několik desítek milionů let. Autoři se domnívají, že tento věk umožňuje, že Mars ještě vulkanicky nevyhynul.

InSight Lander mise určí, zda existuje nějaký seismická aktivita , měření množství průtoku tepla z vnitřního prostoru, odhadnout velikost Marsu jádra a zda jádro je kapalina nebo pevná látka.

V listopadu 2020 astronomové oznámili nově nalezené důkazy o sopečné aktivitě na Marsu již před 53 000 lety. Taková činnost by mohla poskytnout prostředí, pokud jde o energii a chemikálie, potřebné k podpoře forem života .

Sopky a led

Předpokládá se, že v marťanském podpovrchu je přítomno velké množství vodního ledu. Interakce ledu s roztavenou horninou může vést k výrazným reliéfům. Když se na Zemi horký sopečný materiál dostane do kontaktu s povrchovým ledem, může se vytvořit velké množství kapalné vody a bahna, které katastroficky proudí dolů svahem, zatímco proudí masivní úlomky ( lahars ). Některé kanály v marťanských vulkanických oblastech, jako například Hrad Vallis poblíž Elysium Mons , mohly být podobně vytesány nebo upraveny lahars. Láva tekoucí po vodě nasycené zemi může způsobit, že voda prudce vybuchne při výbuchu páry (viz freatická erupce ), čímž vzniknou malé vulkánské reliéfy zvané pseudokrati nebo kužele bez kořenů. Rysy, které připomínají pozemské kužele bez kořenů, se vyskytují u Elysium, Amazonis a Isidis a Chryse Planitiae . Phreatomagmatismus také produkuje tufové prstence nebo tufové kužely na Zemi a očekává se také existence podobných tvarů na Marsu. Jejich existence byla navržena z oblasti Nepenthes / Amenthes . Konečně, když sopka vybuchne pod ledovou pokrývkou, může vytvořit výraznou, mesa-podobnou formu zvanou tuya nebo stolní hora. Někteří vědci uvádějí geomorfní důkazy, že mnoho vrstevnatých vnitřních ložisek ve Valles Marineris může být marťanským ekvivalentem tuyů.

THEMIS obrázek Hradu Vallis . Toto údolí mohlo vzniknout, když erupce v sopečném komplexu Elysium Mons roztály zemský nebo povrchový led.

Tektonické hranice

Na Marsu byly objeveny tektonické hranice. Valles Marineris je horizontálně posuvná tektonická hranice, která rozděluje dvě hlavní částečné nebo úplné desky Marsu. Nedávné zjištění naznačuje, že Mars je geologicky aktivní s výskytem v milionech let. V minulosti existovaly důkazy o geologické aktivitě Marsu. Mars Global Surveyor (MGS) objevil magnetických proužků v kůře Marsu, a to zejména v Phaethontis a čtyřúhelníků Eridania . Magnetometr na MGS objevil 100 km široké pruhy magnetizované kůry probíhající zhruba rovnoběžně až 2 000 km. Tyto pruhy se střídají v polaritě se severním magnetickým pólem jednoho směrem nahoru od povrchu a se severním magnetickým pólem dalšího směrem dolů. Když byly v 60. letech na Zemi objeveny podobné pruhy, byly považovány za důkaz deskové tektoniky . Existují však určité rozdíly mezi magnetickými pruhy na Zemi a na Marsu. Marťanské pruhy jsou širší, mnohem silněji magnetizované a nezdá se, že by se šířily ze střední zóny šíření kůry. Protože je oblast s magnetickými pruhy stará asi 4 miliardy let, věří se, že globální magnetické pole pravděpodobně trvalo jen prvních několik set milionů let života Marsu. V té době mohla být teplota roztaveného železa v jádru planety dostatečně vysoká, aby se promíchala do magnetického dynama. Mladší rock nevykazuje žádné pruhy. Když roztavená hornina obsahující magnetický materiál, jako je hematit (Fe 2 O 3 ), v přítomnosti magnetického pole ochlazuje a tuhne, magnetizuje se a nabývá polaritu pole pozadí. Tento magnetismus se ztratí, pouze pokud se hornina následně zahřeje nad teplotu Curie , která je u čistého železa 770 ° C, ale nižší u oxidů, jako je hematit (přibližně 650 ° C) nebo magnetit (přibližně 580 ° C). Magnetismus zanechaný v horninách je záznamem magnetického pole, když hornina ztuhla.

Mars crustal magnetism

Sopečné rysy Marsu lze přirovnat ke geologickým hotspotům Země . Pavonis Mons je středem tří sopek (souhrnně známých jako Tharsis Montes) na vyvýšenině Tharsis poblíž rovníku planety Mars. Ostatní sopky Tharsis jsou Ascraeus Mons a Arsia Mons. Tři Tharsis Montes spolu s několika menšími sopkami na severu tvoří přímku. Toto uspořádání naznačuje, že byly vytvořeny kůrovcovou deskou pohybující se přes horké místo. Takové uspořádání existuje v Tichém oceánu Země jako Havajské ostrovy . Havajské ostrovy jsou v přímce, nejmladší na jihu a nejstarší na severu. Geologové se tedy domnívají, že se deska pohybuje, zatímco stacionární oblak horkého magmatu stoupá a proráží skrz kůru a vytváří vulkanické hory. Předpokládá se však, že největší sopka na planetě, Olympus Mons, vznikla, když se desky nepohybovaly. Olympus Mons se možná vytvořil těsně poté, co se pohyb desky zastavil. Kobylí podobné pláně na Marsu jsou zhruba 3 až 3,5 miliardy let staré. Obří štítové sopky jsou mladší, vznikly před 1 až 2 miliardami let. Olympus Mons může být „až 200 milionů let“.

Norman H. Sleep, profesor geofyziky na Stanfordské univerzitě, popsal, jak mohou být tři sopky, které tvoří čáru podél Tharsis Ridge, vyhynulé ostrovní obloukové sopky jako japonský ostrovní řetězec.

Viz také

Reference

Bibliografie

  • Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu . New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
  • Boyce, JM (2008). Smithsonova kniha Marsu . Old Saybrook, CT: Konecky & Konecky. ISBN 978-1-58834-074-0.

externí odkazy