Ascraeus Mons - Ascraeus Mons - Wikipedia

Ascraeus Mons
Uznání: NASA / JPL / Malin Space Science Systems
Souřadnice11 ° 55 'severní šířky 255 ° 55 'východní délky / 11,92 ° S 255,92 ° V / 11.92; 255.92Souřadnice: 11 ° 55 'severní šířky 255 ° 55 'východní délky / 11,92 ° S 255,92 ° V / 11.92; 255.92[1]
Vrchol18 225 m (59 793 ft) výše datum
15 km (49 000 ft) místní úleva
ObjevitelMariner 9
EponymAscraeus Lacus

Ascraeus Mons /əˈskriːəsˈmɒnz/ je velký štítová sopka nachází se v Tharsis oblast planeta Mars. Je to nejsevernější a nejvyšší ze tří štítových sopek kolektivně známých jako Tharsis Montes.

Objev

Umístění sopky odpovídá klasická funkce albedo Ascraeus Lacus.

Ascraeus Mons byl objeven Mariner 9 kosmická loď v roce 1971. Sopka se původně jmenovala North Spot[2] protože to byla nejsevernější z pouhých čtyř skvrn viditelných na povrchu v důsledku globální prachové bouře, která poté obklopila planetu. Když se prach vyčistil, ukázalo se, že skvrny jsou extrémně vysoké sopky, jejichž vrcholy vyčnívaly nad prachem nabitou nižší atmosféru.[3]

název

Ascraeus Lacus byl pojmenován po Ascře, venkovském rodišti Hesiod; v řečtině je slovo „ascraeus“ poetickým metonymem pro „venkov“. [4]Jméno sopky se oficiálně stalo Ascraeus Mons v roce 1973.[1]

Obecný popis

Mapa Tharsisův čtyřúhelník.
Barvené MOLA topografie Ascraea Monsa a jeho okolí. Všimněte si širokých lávových zástěr na jihozápadním a severovýchodním okraji sopky. Všimněte si také, že okolní lávové pláně na severozápadě mají mnohem nižší nadmořskou výšku než pláně na jihovýchod.

Sopka se nachází v jihovýchodní střední části Tharsisův čtyřúhelník při 11,8 ° severní šířky, 255,5 ° východní délky na západní polokouli Marsu. Skupina tří menších sopek ( Skupina Ceraunius-Uranius ) leží asi 700 km na severovýchod a Pavonis Mons (střední sopka Tharsis Montes) leží 500 km na jihozápad. Kráter o průměru 70 km Poynting se nachází 300 km na západ-jihozápad.

Ascraeus Mons má průměr zhruba 480 km[1] a je druhou nejvyšší horou na Marsu s výškou 18,1 km. Sopka má velmi nízký profil s průměrným sklonem boků 7 °.[5] Svahy jsou nejstrmější ve střední části boků, zplošťují se směrem k základně a blízko vrcholu, kde je široká vrcholová plošina a kaldera (kolapsový kráter) komplex se nachází.[6]

Sopečné otvory, které se nacházejí na severovýchodním a jihozápadním okraji sopky, jsou zdrojem širokých lávových zástěr nebo fanoušků, které zakopávají nedaleké části sopky a přesahují přes 100 km do okolních plání.[7] Orientace zástěrů na jihozápad-severovýchod odpovídá orientaci Tharsis Montes, což naznačuje, že za orientaci zástěr i řetězce Tharsis Montes odpovídá velká trhlina nebo trhlina v marťanské kůře. Přítomnost lávových zástěr způsobuje určité neshody ve skutečných rozměrech sopky. Pokud jsou zástěry zahrnuty jako součást stavby, pak má Ascraeus Mons rozměry blížící se 375 × 870 km.[5][8]

Jako většina regionu Tharsis, Ascraeus Mons má vysokou albedo (odrazivost) a nízká tepelná setrvačnost, což znamená, že sopka a okolní oblasti jsou pokryty velkým množstvím jemného prachu. (Viz Marťanský povrch.) Prach vytváří na povrchu plášť, který zakrývá nebo ztlumí většinu jemné topografie a geologie regionu.[9] Tharsis je pravděpodobně zaprášený kvůli vysokým výškám. Atmosférická hustota je příliš nízká na to, aby mobilizovala a odstranila prach, jakmile je uložen.[10] Atmosférický tlak na vrcholu Ascraea Monsa činí v průměru 100 pascalů (1,0 mbar);[11] to je pouze 17% průměrného povrchového tlaku 600 pascalů.

Ascraeus Mons je obklopen lávovými pláněmi, které jsou středně až pozdě Amazonský ve věku.[12] Nadmořská výška plání je v průměru asi 3 km nad základnou (marťanská „mořská“ hladina), což sopce dává průměrný vertikální reliéf 15 km.[13] Nadmořská výška plání se však značně liší. Roviny severozápadně od sopky jsou v nadmořské výšce necelé 2 km. Roviny jsou nejvyšší (> 3 km) jihovýchodně od sopky.

Lávové pláně severozápadně od Ascraea Monsa jsou pozoruhodné tím, že mají dvě temné kolapsové jámy vyfotografované HiRISE fotoaparát na Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) v listopadu 2010 (na obrázku v galerii níže). Jámy se podobají těm zobrazeným kolem Arsia Mons podle Mars Odyssey kosmická loď. Tyto dvě jámy měří asi 180 a 310 m,[14] a větší jáma je hluboká přibližně 180 metrů.[15] Východní stěny boxů sestávají ze strmých, převislých říms. Dna obou jam obsahují sedimenty a velké balvany.[14] Předpokládá se, že se tyto krátery bez okrajů tvoří zhroucením povrchového materiálu do podpovrchové dutiny vytvořené buď hráz nebo lávová trubice. Jsou obdobou vulkanické krátery na Zemi, jako je kráter Ďáblovo hrdlo v horním východním trhlině sopky Kilauea na Havaji.[16][17] V některých případech mohou označovat světlíky / vchody do podpovrchového povrchu lávové jeskyně.[18]

Geologie

Ascraeus Mons byl postaven mnoha tisíci tekutin čedičový lávové proudy. Kromě své velké velikosti připomíná pozemské štítové sopky jako ty, které tvoří Havajské ostrovy. Boky Ascraea Monsa jsou pokryty úzkými, laločnatými lávovými proudy[19] a lávové kanály. Mnoho lávových proudů má podél svých okrajů hráze. Vírusy jsou paralelní hřebeny vytvořené na okrajích lávových proudů. Chladnější vnější okraje toku tuhnou a zanechávají centrální koryto roztavené tekoucí lávy. Částečně zhroucené lávové trubice jsou viditelné jako řetězy kráterů.

Zkoumáním morfologie struktur lávového proudu na Ascraeus Mons jsou geologové schopni vypočítat reologické vlastnosti lávy a odhadněte rychlost, jakou se vylila během erupce (rychlost výpotku). Výsledky ukazují, že láva byla vysoce tekutá (nízká viskozita ) s nízkou mez kluzu, připomínající havajské a islandský čedičové lávy. Průměrné rychlosti výpotku jsou asi 185 metrů3/ s. Tyto sazby jsou srovnatelné s sazbami zaznamenanými na Havaji a na Islandu.[20][21] Pozemské radarové studie ukazují, že Ascraeus Mons má vyšší sílu radarové echa než jiné vulkanické struktury na planetě. To by mohlo naznačovat, že lávové proudy na bocích Ascraea Monsa jsou drsné „Á.“ -typové toky,[22] závěr podporovaný foteologickou analýzou morfologií toku lávy.[23]

Boční terasy na svazích Ascraea Monsa dávají severozápadnímu (vlevo) a jihovýchodním bokům (vpravo) zvlněný vzhled sopky. Všimněte si četných prohlubní a kanálů na jihozápadním křídle sopky (dole). Vertikální přehánění je 3x. Obrázek je THEMIS IR denní mozaika se překrývá MOLA topografie.

Boky Ascraea Monsa mají pokrčený vzhled způsobený četnými nízkými, zaoblenými terasa struktury podobné soustředěně uspořádané kolem vrcholu sopky. Terasy jsou od sebe vzdáleny 30 až 50 km,[24] mají délky až 100 km, radiální šířky 30 km a výšky asi 3 km. Jednotlivé terasy nejsou spojité kolem sopky, ale místo toho se skládají z obloukových segmentů, které se navzájem překrývají a tvoří napodobit vzor.[25] Jsou interpretovány jako povrchové vyjádření poruchy tahu která se vytvořila v důsledku stlačení podél boků sopky. Běžné terasy jsou také běžné na Olympus Mons a další sopky štítu Tharsis. O zdroji tlakových napětí se stále diskutuje. Boční terasy mohou být způsobeny tlakovým selháním sopky a ohnutím podkladu litosféra kvůli obrovské hmotnosti sopky, cykly magmatická komora inflace a deflace, nebo mělké gravitační propad.[26]

THEMIS IR denní mozaika vějířovité usazeniny na západním okraji Ascraea Mons. Vklady jsou považovány za ledovcové morény tvořené horskými ledovci.

Pukliny nebo boční průduchy na jihozápadním a severovýchodním okraji sopky jsou zdrojem lávových zástěr, které se šíří po okolních pláních. Zdá se, že trhliny vznikly sloučením mnoha úzkých Rille - jako deprese.[27] V místech deprese tvoří klikaté kanály s ostrůvky a dalšími rysy, které naznačují erozi tekutinou. Ať už kanály tvořily převážně voda nebo láva, je stále předmětem debaty,[28] ačkoli rozsáhlé studium analogických prostředí (např. Havaj, Měsíc, jinde na Marsu) a morfologických rysů prováděných několika výzkumníky vedlo k závěru, že sopečný původ je nejpravděpodobnější.[29]

Komplex kaldery se skládá z centrální kaldery obklopené čtyřmi splynulými kaldery. Centrální kaldera měří asi 24 km napříč a 3,4 km hluboko a je nejmladší z hroutících se struktur.[30] Počítání kráterů naznačuje, že centrální kaldera je stará asi 100 milionů let (Myr). Okolní kaldery mají stáří asi 200, 400 a 800 let staré nebo starší.[31] Malá, částečně zachovaná deprese na jihovýchod od hlavní kaldery může být stará až 3,8 miliardy let (Gyr). Pokud jsou data platná, pak Ascraeus Mons mohl být aktivní po většinu historie Marsu.[32]

Na západním křídle sopky leží oblast zvláštních ložisek ve tvaru vějíře (FSD). FSD se skládá z oblasti hrbolatého terénu ohraničené půlkruhovou zónou soustředných hřebenů. Podobné vklady se nacházejí také na severozápadních okrajích dalších dvou Tharsis Montes, Pavonis Mons a Arsia Mons, stejně jako na Olympu Mons. FSD v Ascraeus Mons je nejmenší z těch na Tharsis Montes, o rozloze 14 000 km2 a táhnoucí se ven ze základny sopky asi 100 km. O původu těchto vkladů se diskutuje po celá desetiletí. Nedávné geologické důkazy však naznačují, že FSD jsou ložiska, která zde zůstala ledovce, který pokrýval části sopek během nedávného období vysokých křivolakost.[33] Během období vysoké šikmosti (axiální náklon) dostávají polární oblasti vyšší úroveň slunečního světla. Více vody z pólů vstupuje do atmosféry a kondenzuje jako led nebo sněžení v chladnějších rovníkových oblastech. Mars mění svou šikmost z přibližně 15 ° na 35 ° v cyklech 120 000 let.[34]

Galerie

  • Mars Global Surveyor Mars Orbital Camera (MOC) obraz lalokovitých lávových proudů na úbočí Ascraea Mons.

  • Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera (MOC) snímek lávového kanálu na severovýchodním vrcholu Ascraea Mons.

  • HiRISE obrázek usměrněného lávového proudu s hrázemi na severním křídle Ascraea Mons.

  • HiRISE obrázek tmavých bezokrajových jam severozápadně od Ascraea Mons.

  • Detailní záběr na jámu severozápadně od Ascraea Mons. Kontrast byl natažen, aby odhalil vnitřní prvky.

  • Kanály na severozápadní straně Ascraea Mons. Některé mohou být sbalené lávové trubice.

Valentýnská jeskyně Lava Beds národní památník, Kalifornie. To ukazuje klasický tvar trubice; drážky na zdi označují dřívější úrovně průtoku. Jámy poblíž vulkanických oblastí Marsu mohou být otvory v jeskyních, jako je tato.

Viz také

Reference

  1. ^ A b C Místopisný člen planetární nomenklatury. http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/417
  2. ^ Carr, Michael H. (1973). „Vulkanismus na Marsu“. Journal of Geophysical Research. 78 (20): 4049–4062. Bibcode:1973JGR .... 78,4049C. doi:10.1029 / JB078i020p04049.
  3. ^ Snyder, C.W .; Moroz, V.I. (1992). "Průzkum kosmických lodí". In Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; Matthews, M.S. (eds.). Mars. Tucson: University of Arizona Press. str.90 Obr. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  4. ^ Blunck, J. 1982. Mars a jeho satelity. Výstavní tisk. Smithtown, NY
  5. ^ A b Plescia, J. B. (2004). "Morfometrické vlastnosti marťanských sopek". Journal of Geophysical Research. 109: E03003. Bibcode:2004JGRE..10903003P. doi:10.1029 / 2002JE002031. Stůl 1.
  6. ^ Cattermole, P.J. (2001). Mars: Tajemství se odvíjí. Oxford, Velká Británie: Oxford University Press. str.79. ISBN  978-0-19-521726-1.
  7. ^ Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. str. 49. ISBN  978-0-521-87201-0.
  8. ^ Garry, W.B .; Zimbleman, J. R. (2007). „Geologické mapování sopky Ascraeus Mons, Mars v měřítku 1: 1M“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXVIII. str. 1363, abstrakt # 1363. Bibcode:2007LPI ... 38,1363G.
  9. ^ Zimbleman, J. R. (1985). „Povrchové vlastnosti Ascraea Monsa: Vklady prachu na sopce Tharsis“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XVI: 934–935, abstrakt # 1477. Bibcode:1985LPI .... 16..934Z.
  10. ^ Hartmann, W.K. Průvodce cestovatele po Marsu: Tajemné krajiny rudé planety; Pracovník: New York, str. 59.
  11. ^ Dressing, C.D .; Andros, J. L .; Kashdan, H. E.; Zimbelman, J. R .; Hennig, L. A. (2006). „Příčné liparské hřebeny pozorované při tlakových extrémech v atmosféře Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXVII. str. 1740, abstrakt # 1740. Bibcode:2006LPI ... 37.1740D.
  12. ^ Scott, D.H .; Tanaka, K.L. (1986). Geologická mapa západní rovníkové oblasti Marsu; USGS: Flagstaff, AZ, 1-1802-A.
  13. ^ Murray, J. B.; Byrne, P.K .; van Wyk de Vries, B .; Troll, V.R. (2008). "Tektonické struktury na Ascraeovi Monsovi". Americká geofyzikální unie, podzimní setkání 2008. 43. str. 1382, abstrakt # P43A-1382. Bibcode:2008AGUFM.P43A1382M.
  14. ^ A b Gulick, V. (2010). HiRISE Werbsite. Dark Rimless Pits v oblasti Tharsis (ESP_019997_1975). University of Arizona. http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_019997_1975.
  15. ^ Ellison, D.J. (2010). Web bezpilotních kosmických letů. http://www.unmannedspaceflight.com/index.php?showtopic=5537&st=195
  16. ^ Dundas, C. (2009). HiRISE Werbsite. Sbalte jámu v Tractus Fossae (ESP_011386_2065). University of Arizona. http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_011386_2065.
  17. ^ USGS. (2007). Webové stránky observatoře havajských sopek. První sestup do Ďáblova hrdla. http://hvo.wr.usgs.gov/gallery/kilauea/erz/devilsthroat.html.
  18. ^ National Geographic Daily News. Fotografie: Obří jámy Marsu odhalené v ostrých detailech. 21. prosince 2010. http://news.nationalgeographic.com/news/2010/12/photogalleries/101221-mars-pits-pictures-photos-science-nasa-space-caves/#/mars-pits-larger_30636_600x450.jpg.
  19. ^ Mouginis-Mark, P.J .; Wilson, L .; Zuber, M.T. (1992). „Fyzická vulkanologie Marsu“. In Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Snyder, C.W .; Matthews, M.S. (eds.). Mars. Tucson: University of Arizona Press. str.426. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  20. ^ Hiesinger, H .; Reiss, D .; Chlapi.; Ohm, C .; Neukum, G .; Head, J. W. (2008). „Arsia, Pavonis a Ascraeus Mons, Mars: Reologické vlastnosti toků mladé lávy“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXIV. str. 1277, abstraktní # 1277. Bibcode:2008LPI ... 39.1277H.
  21. ^ Cattermole, P.J. (2001). Mars: Tajemství se odvíjí. Oxford, Velká Británie: Oxford University Press. str.80. ISBN  978-0-19-521726-1.
  22. ^ Thompson, T.W .; Moore, HJ (1989). "Model pro depolarizované radarové ozvěny z Marsu". Proc. Měsíční planeta. Sci. Konf. 19: 402–422. Bibcode:1989LPSC ... 19..409T. Citováno v Mouginis-Mark et al. (1992), str. 433, tabulka 1.
  23. ^ Hiesinger, H .; Head, J.W .; Neukum, G .; Tým spolurozhodovatelů HRSC (2005). „Reologické vlastnosti pozdních stádií lávových toků na Ascraeus Mons: nový důkaz z HRSC“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXVI. str. 1727, Abstrakt # 1727. Bibcode:2005LPI .... 36.1727H.
  24. ^ Zimbleman, J.R .; Johnston, A .; Lovett, C .; Jenson, D. (1996). "Geologická mapa sopky Ascraeus Mons, Mars". Měsíční a planetární věda. XXVII: 1497. Bibcode:1996LPI .... 27.1497Z.
  25. ^ Byrne, Paul K .; van Wyk de Vries, Benjamin; Murray, John B .; Troll, Valentin R. (2009-04-30). „Geometrie sopkových bočních teras na Marsu“. Dopisy o Zemi a planetách. 281 (1): 1–13. doi:10.1016 / j.epsl.2009.01.043. ISSN  0012-821X.
  26. ^ Byrne, P.K .; Murray, J. B .; Van Wyk De Vries, B .; Troll, V. R. (2007). „Flank Terrace Architecture of Martian Shield Volcanoes“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXVIII. str. 2380, Abstrakt # 2380. Bibcode:2007LPI ... 38,2380B.
  27. ^ Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. str. 49–50. ISBN  978-0-521-87201-0.
  28. ^ Příklad vulkanického argumentu viz Bleacher, J.B .; De Wet, A. P .; Garry, W. B .; Zimbelman, J. R .; Trumble, M. E. (2010). „Volcanic or Fluvial: Comparison of the Ascraeus Mons, Mars, Braided and Sinuous Channel with Features of the 1859 Mauna Loa Flow and Mare Imbrium Flows“ (PDF). Měsíční a planetární věda. 41. str. 1612, abstrakt # 1612. Bibcode:2010LPI .... 41.1612B.
    Příklad fluviálního argumentu viz Murray, J. B.; van Wyk de Vries, B .; Marquez, A .; Williams, D. A.; Byrne, P .; Muller, J.-P .; Kim, J.-R. (2010). „Pozdní fáze vodních erupcí ze sopky Ascraeus Mons, Mars: Důsledky pro její strukturu a historii“. Dopisy o Zemi a planetách. 249 (3–4): 479–491. Bibcode:2010E & PSL.294..479M. doi:10.1016 / j.epsl.2009.06.020.
  29. ^ Například viz Collins, A .; DeWet, A .; Bleacher, J .; Schierl, Z .; Schwans, B .; Signorella, J .; Judge, S. (2012). „Srovnání a analogová analýza klikatých kanálů na trhlinách zátok sopek Ascraeus Mons a Pavonis Mons, Mars“ (PDF). 43. lunární a planetární vědecká konference. Abstraktní # 1686.
  30. ^ Mouginis-Mark, P.J .; Harris, A.J.L .; Rowland, S.K. (2007). Pozemní analogie ke kalderám sopek Tharsis na Marsu v Gelogoy of Mars: Evidence from Earth-based Analogs, M. Chapman, ed .; Cambridge University Press: Cambridge, UK, str. 80–81.
  31. ^ Neukum, G; Jaumann, R; Hoffmann, H; Hauber, E; Head, JW; Basilevskij, AT; Ivanov, BA; Werner, SC; et al. (2004). „Nedávná a epizodická vulkanická a ledová aktivita na Marsu odhalená stereofonní kamerou s vysokým rozlišením“ (PDF). Příroda. 432 (7020): 971–9. Bibcode:2004 Natur.432..971N. doi:10.1038 / nature03231. PMID  15616551.
  32. ^ Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. str. 49. ISBN  978-0-521-87201-0.
  33. ^ Kadish, S; Head, J; Parsons, R; Marchant, D (2008). „Ložisko ve tvaru vějíře Ascraeus Mons: Interakce sopky a ledu a klimatické důsledky zalednění na tropických horách za studena“ (PDF). Icarus. 197: 84–109. Bibcode:2008Icar..197 ... 84K. doi:10.1016 / j.icarus.2008.03.019.
  34. ^ Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Hořčice, John F. (2002). „Orbitální vynucování marťanských vrstev polárních vrstev“ (PDF). Příroda. 419 (6905): 375–7. Bibcode:2002 Natur.419..375L. doi:10.1038 / nature01066. PMID  12353029.