Olimpos Dağı -Olympus Mons
| |
| koordinatlar | 18°39′K 226°12′E / 18.650°K 226.200°D Koordinatlar: 18°39′K 226°12′D / 18.650°K 226.200°D |
|---|---|
| Boyutlar | Güneş Sistemindeki en büyük ve en yüksek dağ |
| Zirve | 21,9 km (13,6 mil) verinin üzerinde 26 km (16 mil) ovaların üzerinde yerel kabartma |
| keşfedici | denizci 9 |
| eponym | Latince - Olimpos Dağı |
Olympus Mons ( / ə ˌ l ɪ m p ə s ˈ m ɒ n z , oʊ ˌ -/ ; Olimpos Dağı için Latince ) Mars'ta devasa bir kalkan yanardağdır . Volkan, Mars Orbiter Lazer Altimetresi (MOLA) ile ölçüldüğü üzere 21.9 km'nin (13.6 mi veya 72.000 ft) üzerinde bir yüksekliğe sahiptir . Olympus Dağı, Everest Dağı'nın deniz seviyesinden yüksekliğinin yaklaşık iki buçuk katıdır . Dünyanın en büyük ve en yüksek dağı ve yanardağıdır . Güneş Sistemi ve Tharsis Montes , Mars'ta büyük bir volkanik bölge ile ilişkilidir .
Olympus Mons, Mars'ın Hesperian Dönemi'nde Amazon'a doğru devam eden püskürmelerle oluşmuş, Mars'taki büyük volkanların en küçüğüdür . Albedo özelliği Nix Olympica ("Olimpik Kar" için Latince) olarak 19. yüzyılın sonlarından beri gökbilimciler tarafından biliniyordu . Dağlık doğası, uzay araştırmaları bir dağ olarak kimliğini doğrulamadan çok önce şüpheleniliyordu .
Volkan, Mars'ın batı yarım küresinde, merkezi 18°39'K 226°12'D'de / 18.650°K 226.200°D , Tharsis çıkıntısının kuzeybatı kenarının hemen dışında yer almaktadır . Yanardağın batı kısmı Amazonis dörtgeninde (MC-8) ve bitişik Tharsis dörtgeninde (MC-9) orta ve doğu kısımlarında yer almaktadır.
Olympus Dağı üzerindeki iki çarpma kraterine Uluslararası Astronomi Birliği tarafından geçici isimler verildi . Bunlar 15,6 kilometre çapında (9,7 mi) Karzok krateri ( 18°25'K 228°05'D / 18.417°K 228.083°D ) ve 10,4 kilometre çapında (6,5 mi) Pangboche krateri ( 17°10'K 226°25'D) / 17.167°K 226.417°D ). Kraterler, Mars meteoritlerinin en bol sınıfı olan shergottitlerin şüpheli kaynak alanlarından ikisi olmaları bakımından dikkate değerdir .
Tanım
Bir kalkan volkan olarak Olympus Mons, Hawaii Adaları'nı oluşturan büyük volkanların şeklini andırıyor . Yapı yaklaşık 600 km (370 mil) genişliğindedir. Dağ çok büyük olduğundan, kenarlarında karmaşık bir yapı olduğundan, ona bir yükseklik tahsis etmek zordur. Olympus Dağı, Mars küresel verisinin 21 km (13 mil) üzerindedir ve kuzeybatı kenarını oluşturan kayalıkların eteğinden zirvesine kadar olan yerel kabartması 21 km'nin (13 mil) üzerindedir (yüksekliğin iki katından biraz fazla). okyanus tabanındaki tabanından ölçülen Mauna Kea ). Amazonis Planitia ovalarından kuzeybatıya doğru 1000 km (620 mil) üzerinde, zirveye kadar olan toplam yükseklik değişimi 26 km'ye (16 mil) yaklaşmaktadır. Dağın zirvesi, 60 km (37 mi) × 80 km (50 mi) çapında ve 3,2 km (2.0 mi) derinliğe kadar düzensiz bir çöküntü oluşturan altı iç içe kalderaya (çökmüş kraterler) sahiptir. Volkanın dış kenarı, 8 km (5,0 mil) yüksekliğe kadar ( yer yer lav akıntıları tarafından gizlenmiş olsa da) bir kayalık veya uçurumdan oluşur; bu, muazzam yan heyelanlar tarafından yaratılmış olabilecek, Mars'ın kalkan volkanları arasında benzersiz bir özelliktir. . Olympus Dağı, yaklaşık olarak İtalya veya Filipinler büyüklüğünde olan yaklaşık 300.000 km2'lik (120.000 sq mi) bir alanı kaplar ve 70 km (43 mil) kalınlığında bir litosfer tarafından desteklenir . Olympus Mons'un olağanüstü boyutu, Mars'ın hareketli tektonik plakalardan yoksun olması muhtemeldir . Dünya'dan farklı olarak, Mars'ın kabuğu sabit bir sıcak nokta üzerinde sabit kalır ve bir yanardağ muazzam bir yüksekliğe ulaşana kadar lav boşaltmaya devam edebilir.
Bir kalkan yanardağ olan Olympus Mons, çok hafif eğimli bir profile sahiptir. Volkanın kanatlarındaki ortalama eğim sadece %5'tir. Eğimler, kanatların orta kısmına yakın en diktir ve tabana doğru daha sığ büyür, kanatlara yukarı doğru içbükey bir profil verir. Yanları daha sığdır ve kuzeybatı yönündeki zirveden güneydoğuya göre daha uzağa uzanır. Volkanın şekli ve profili, merkezden kaydırılan tek bir direk tarafından tutulan bir "sirk çadırına" benzetilmiştir.
Olympus Dağı'nın boyutu ve sığ eğimleri nedeniyle, Mars yüzeyinde duran bir gözlemci, çok uzak bir mesafeden bile yanardağın tüm profilini göremezdi. Gezegenin eğriliği ve yanardağın kendisi, böyle bir sinoptik görüşü gizleyecektir. Benzer şekilde, yanardağın eğimi ufkun çok ötesine, sadece 3 kilometre öteye uzanacağından, zirveye yakın bir gözlemci çok yüksek bir dağda durduğundan habersiz olacaktır.
Olympus Dağı'nın tepesindeki tipik atmosfer basıncı 72 paskaldır , bu da 600 paskal olan ortalama Mars yüzey basıncının yaklaşık %12'sidir. Her ikisi de karasal standartlara göre aşırı derecede düşüktür; Karşılaştırıldığında, Everest Dağı'nın zirvesindeki atmosfer basıncı 32.000 paskal veya Dünya'nın deniz seviyesi basıncının yaklaşık %32'sidir. Buna rağmen, yüksek irtifalı orografik bulutlar sıklıkla Olympus Dağı zirvesi üzerinde sürüklenir ve havada uçuşan Mars tozu hala mevcuttur. Ortalama Mars yüzeyi atmosfer basıncı Dünya'nın yüzde birinden daha az olmasına rağmen, Mars'ın çok daha düşük yerçekimi atmosferin ölçek yüksekliğini arttırır ; başka bir deyişle, Mars'ın atmosferi geniştir ve yoğunluğu Dünya'nınki kadar keskin bir şekilde düşmez.
Olympus Mons'un bileşimi yaklaşık olarak %44 silikatlar , %17,5 demir oksitler (gezegenin kırmızı rengini verir), %7 alüminyum , %6 magnezyum , %6 kalsiyum ve özellikle %7 ile yüksek oranlarda kükürt dioksitten oluşur . Bu sonuçlar, yüzeyin büyük ölçüde bazaltlardan ve düşük viskoziteli lav akıntıları olarak patlayacak ve dolayısıyla gezegenin yüzeyinde düşük eğimlere yol açacak diğer mafik kayalardan oluştuğuna işaret ediyor.
Olympus Mons, yakın gelecekte otomatik uzay sondaları için olası bir iniş yeri değil. Yüksek rakımlar, paraşütle inişleri engellemektedir çünkü atmosfer, uzay aracını yavaşlatmak için yeterince yoğun değildir. Üstelik Olympus Mons, Mars'ın en tozlu bölgelerinden birinde bulunuyor. İnce tozdan oluşan bir örtü, alttaki ana kayayı gizler, bu da muhtemelen kaya örneklerinin gelmesini zorlaştırır ve muhtemelen geziciler için önemli bir engel teşkil eder.
jeoloji
Olympus Dağı, uzun bir süre boyunca volkanik menfezlerden dökülen binlerce yüksek düzeyde akışkan, bazaltik lav akışının sonucudur ( Hawaii Adaları , daha küçük ölçekte benzer kalkan volkanlarına örnektir – bkz . Mauna Kea ). Dünyadaki bazalt volkanları gibi, Marslı bazaltik volkanlar da muazzam miktarlarda kül püskürtebilir . Mars'ın yerçekiminin Dünya'ya kıyasla azalması nedeniyle, kabuktan yükselen magma üzerinde daha az kaldırma kuvveti vardır. Ayrıca magma odalarının Dünya'da bulunanlardan çok daha büyük ve derin olduğu düşünülmektedir. Olympus Dağı'nın yanları sayısız lav akıntısı ve kanalından oluşur. Akışların birçoğunun kenarlarında setler vardır (resimde). Akışın daha soğuk, dış kenarları katılaşır ve ortada erimiş, akan lav çukuru bırakır. Kısmen çökmüş lav tüpleri , çukur krater zincirleri olarak görülebilir ve sağlam, yeraltı tüplerinden çıkan lavların oluşturduğu geniş lav yelpazeleri de yaygındır. Volkanın tabanındaki yerlerde, katılaşmış lav akıntılarının çevredeki ovalara döküldüğü, geniş önlükler oluşturduğu ve bazal eğimi gömdüğü görülebilir. 2004 yılında Mars Express yörünge aracı tarafından alınan yüksek çözünürlüklü görüntülerden elde edilen krater sayıları , Olympus Dağı'nın kuzeybatı kanadındaki lav akışının 115 milyon yıldan (Mya) sadece 2 Mya'ya kadar olduğunu gösteriyor. Bu yaşlar jeolojik açıdan çok yenidir, bu da dağın çok durgun ve epizodik bir tarzda olsa da volkanik olarak hala aktif olabileceğini düşündürür.
Yanardağın zirvesindeki kaldera kompleksi, üst üste binen en az altı kaldera ve kaldera parçasından oluşur (resimde). Kalderalar, bir patlamadan sonra yeraltı magma odasının tükenmesi ve geri çekilmesinin ardından çatı çökmesi ile oluşur. Böylece her kaldera, dağdaki ayrı bir volkanik aktivite darbesini temsil eder. En büyük ve en eski kaldera segmenti, tek bir büyük lav gölü olarak oluşmuş gibi görünüyor. Bilim adamları, laboratuvar modellerinden kaldera boyutlarının geometrik ilişkilerini kullanarak, Olympus Dağı'ndaki en büyük kaldera ile ilişkili magma odasının kaldera tabanının yaklaşık 32 km (105.000 ft) altında olduğunu tahmin ettiler. Kaldera tabanlarındaki krater boyutu-frekans dağılımları, kalderaların yaşlarının 350 Mya ile yaklaşık 150 Mya arasında olduğunu göstermektedir. Hepsi muhtemelen birbirinden 100 milyon yıl sonra oluştu.
Olympus Mons, topografik olarak olduğu kadar yapısal olarak da asimetriktir . Daha uzun, daha sığ kuzeybatı kanadı, büyük çökmeler ve normal faylar gibi genişleme özellikleri gösterir . Buna karşılık, yanardağın daha dik güneydoğu tarafı, volkanın orta yan bölgesindeki basamaklı teraslar ( bindirme fayları olarak yorumlanır) ve bazal yamaçta yer alan bir dizi kırışık sırt dahil olmak üzere sıkışmayı gösteren özelliklere sahiptir. Dağın zıt taraflarının neden farklı deformasyon stilleri göstermesi gerektiği, kalkan volkanlarının yanal olarak ne kadar büyük büyüdüğü ve volkanik substrat içindeki varyasyonların dağın son şeklini nasıl etkilediği konusunda olabilir.
Büyük kalkan volkanlar, püsküren lav olarak yanlarına malzeme ekleyerek değil, aynı zamanda tabanlarında yanal olarak yayılarak da büyürler. Bir yanardağın boyutu büyüdükçe, yanardağın altındaki stres alanı sıkışmadan genişlemeye doğru değişir. Volkanın tabanında bir yeraltı yarığı gelişebilir ve alttaki kabuğun dağılmasına neden olabilir. Volkan, mekanik olarak zayıf katmanlar (örneğin, suya doymuş kil yatakları) içeren tortullar üzerinde duruyorsa, zayıf katmanlarda ayrılma bölgeleri (dekolmanlar ) gelişebilir. Ayırma bölgelerindeki genişleme gerilmeleri, volkanın yanlarında dev toprak kaymaları ve normal faylar üretebilir ve bu da bir bazal escarpment oluşumuna yol açar. Volkanın ötesinde, bu ayrılma bölgeleri kendilerini birbirinin üzerine binen, yerçekimi tahrikli bindirme fayları olarak ifade edebilir. Bu mekanizma uzun zamandır Olympus Mons aureole yataklarının bir açıklaması olarak anılmaktadır (aşağıda tartışılmaktadır).
Olympus Dağı'nın tabanında farklı yaşlardaki lav akıntılarını gösteren Mars Global Surveyor görüntüsü. Düz ova genç akıştır. Eski akış, kenarlarında setler bulunan lav kanallarına sahiptir. Leveler, Mars'taki lav akıntılarında oldukça yaygındır.
HiWish programı sırasında HiRISE tarafından görüntülendiği gibi, Olympus Mons'ta lav akar, daha yaşlı ve daha genç akışlar etiketlenir .
Olympus Mons zirvesinde kalderalar . En genç kalderalar dairesel çöküntü kraterleri oluşturur. Daha yaşlı kalderalar, daha genç kalderalar tarafından kesildikleri için yarım daire segmentleri olarak görünürler.
Volkanın asimetrisini gösteren, MOLA altimetri verileri üzerinde kaplanmış bir Viking görüntü mozaiğinden Olympus Dağı'nın eğik görünümü . Manzara NNE'den ; dikey abartma 10×'dir. Daha geniş, hafifçe eğimli kuzey kanadı sağda. Daha dar ve dik eğimli güney kanadında (solda), bindirme fayları olarak yorumlanan düşük, yuvarlak teraslar vardır . Volkanın bazal eğimi belirgindir.
Olympus Mons'un ayrıntılı THEMIS gündüz kızılötesi görüntü mozaiği.
Olympus Mons, muhtemelen Noachian Dönemi'nin sonunda oluşmuş eski bir geniş volkanik plato olan Tharsis çıkıntısının kenarında yer almaktadır . Hesperian döneminde, Olympus Dağı oluşmaya başladığında, yanardağ, Tharsis'teki yükseklerden kuzey ova havzalarına inen sığ bir yamaçta bulunuyordu. Zamanla, bu havzalar, Tharsis'ten ve güneydeki dağlık bölgelerden aşınmış büyük miktarda tortu aldı. Sedimentler muhtemelen Mars'ta yüzey suyunun bol olduğu erken bir dönemde oluşan bol miktarda Noachian yaşlı fillosilikatlar (killer) içeriyordu ve havza derinliğinin en büyük olduğu kuzeybatıda en kalındı. Yanardağ yanal yayılma yoluyla büyüdükçe, tercihen kuzeybatıya doğru daha kalın tortu tabakalarında düşük sürtünmeli ayrılma bölgeleri gelişti ve bazal sarplığı ve aureole malzemesinin yaygın loblarını ( Lycus Sulci ) yarattı. Güneydoğuya da yayılma meydana geldi; ancak, yanardağın tabanında daha yüksek bir sürtünme bölgesi sunan Tharsis yükselişi tarafından bu yönde daha kısıtlıydı. Sürtünme bu yönde daha yüksekti çünkü tortular daha inceydi ve muhtemelen kaymaya karşı dirençli daha iri taneli malzemeden oluşuyordu. Tharsis'in yetkin ve sağlam temel kayaları, ek bir sürtünme kaynağı görevi gördü. Olympus Dağı'ndaki güneydoğu bazal yayılmasının bu şekilde engellenmesi, dağın yapısal ve topografik asimetrisini açıklayabilir. Olympus Dağı'nın tabanı boyunca sürtünmedeki yanal farklılıkları içeren sayısal parçacık dinamiği modellerinin, yanardağın mevcut şeklini ve asimetrisini oldukça iyi bir şekilde yeniden ürettiği gösterilmiştir.
Zayıf katmanlar boyunca ayrılmaya, tortu gözenek boşluklarında ilginç astrobiyolojik etkileri olabilecek yüksek basınçlı suyun mevcudiyetinin yardımcı olduğu tahmin edilmektedir. Volkanın altındaki tortullarda hala suya doymuş bölgeler varsa, yüksek jeotermal gradyan ve yanardağın magma odasından kalan ısı ile muhtemelen sıcak tutulurlardı. Volkanın etrafındaki potansiyel yaylar veya sızıntılar, mikrobiyal yaşamı tespit etmek için heyecan verici olanaklar sunacaktır.
Erken gözlemler ve adlandırma
Tharsis bölgesindeki Olympus Mons ve diğer birkaç yanardağ , 19. yüzyılın başlarında teleskopik gözlemciler tarafından kaydedilen sık görülen Mars toz fırtınalarının üzerine çıkmak için yeterince yüksekte duruyor . Gökbilimci Patrick Moore , Schiaparelli'nin (1835–1910) toz fırtınaları sırasında " kendi Nodus Gordis ve Olimpik Kar [Nix Olympica]'nın neredeyse görülmesi gereken tek özellikler olduğunu" bulduğunu ve "yüksek olması gerektiğini doğru tahmin ettiğini" belirtti. .
Mariner 9 uzay aracı , 1971'de küresel bir toz fırtınası sırasında Mars'ın yörüngesine geldi. Toz çökmeye başladığında görünür hale gelen ilk nesneler, Tharsis yanardağlarının tepeleri, gökbilimcilerin beklediği gibi, bu özelliklerin yüksekliğinin Dünya'da bulunan herhangi bir dağınkinden çok daha yüksek olduğunu gösterdi. Mariner 9'dan gezegenin gözlemleri, Nix Olympica'nın bir yanardağ olduğunu doğruladı. Sonunda, gökbilimciler Nix Olympica olarak bilinen albedo özelliği için Olympus Mons adını benimsediler .
Bölgesel ortam ve çevredeki özellikler
Olympus Mons, Tharsis bölgesinin kuzeybatı kenarı ile Amazonis Planitia'nın doğu kenarı arasında yer almaktadır . Toplu olarak Tharsis Montes ( Arsia Mons , Pavonis Mons ve Ascraeus Mons ) olarak adlandırılan diğer üç büyük Mars kalkan volkanından yaklaşık 1.200 km (750 mil) uzaktadır. Tharsis Montes, Olympus Mons'tan biraz daha küçüktür.
Olympus Dağı'nın tabanını yaklaşık 2 km (1,2 mil) derinliğinde geniş, dairesel bir çöküntü veya hendek çevreler ve volkanın Mars kabuğuna baskı yapan muazzam ağırlığına bağlı olduğu düşünülmektedir. Bu çöküntünün derinliği, dağın kuzeybatı tarafında güneydoğu tarafına göre daha fazladır.
Olympus Mons, Olympus Mons aureole olarak bilinen kendine özgü oluklu veya oluklu arazi bölgesi ile kısmen çevrilidir. Aureole birkaç büyük lobdan oluşur. Volkanın kuzey batısında, aureole 750 km'ye (470 mi) kadar uzanır ve Lycus Sulci ( 24°36′K 219° / 24.600°K 219.000°D 00′E) olarak bilinir . Olympus Dağı'nın doğusunda, aureole kısmen lav akıntılarıyla kaplıdır, ancak maruz kaldığı yerlerde farklı isimler alır ( örneğin Gigas Sulci ). Aureole'nin kökeni tartışılmaya devam ediyor, ancak büyük heyelanlar veya Olympus Mons kalkanının kenarlarından dökülen yerçekimi kaynaklı itme levhaları tarafından oluşturulmuş olabilir.
Etkileşimli Mars haritası
Mars'ın küresel topografyasının etkileşimli görüntü haritası . 60'ın üzerinde belirgin coğrafi özelliğin adlarını görmek için farenizi resmin üzerine getirin ve bunlara bağlantı vermek için tıklayın. Temel haritanın renklendirilmesi, NASA'nın Mars Global Surveyor'ındaki Mars Orbiter Lazer Altimetresinden alınan verilere dayalı olarak göreceli yükseklikleri gösterir . Beyazlar ve kahverengiler en yüksek rakımları gösterir (+12 ila +8 km ); ardından pembeler ve kırmızılar (+8 ila +3 km ); sarı0 km ; yeşiller ve maviler daha düşük kotlardır (aşağıya-8 km ). Eksenler enlem ve boylamdır ; _ Kutup bölgeleri not edilir.
Ayrıca bakınız
- Mars Coğrafyası - Mars bölgelerinin tanımlanması ve karakterizasyonu
- Cydonia (Mars) – Bilimsel ve popüler ilgiyi çeken Mars bölgesi
- Mars Jeolojisi - Mars gezegeninin yüzeyinin, kabuğunun ve iç kısmının bilimsel çalışması
- Yüksekliğe göre Mars'taki dağların listesi
- Güneş Sistemindeki en yüksek dağların listesi
- Tharsis - Mars platosunda volkanik yayla
- Mars'ta gerçek kutup gezintisi
- Mars'ta Volkanizma - Mars'ın jeolojik tarihindeki volkanizme genel bakış