Mars'ta Volkanizma - Volcanism on Mars
Volkanik aktivite veya volkanizma , Mars'ın jeolojik evriminde önemli bir rol oynamıştır . Bilim adamları, 1972'deki Mariner 9 misyonundan bu yana, volkanik özelliklerin Mars yüzeyinin büyük bölümlerini kapladığını biliyorlar. Bu özellikler, geniş lav akışlarını, geniş lav ovalarını ve Güneş Sistemi'ndeki bilinen en büyük volkanları içerir . Mars volkanik özellikleri, Noachian'dan (>3.7 milyar yıl) geç Amazon'a (<500 milyon yıl) kadar değişir ve bu, gezegenin tarihi boyunca volkanik olarak aktif olduğunu gösterir ve bazıları muhtemelen bugün hala böyle olduğunu tahmin eder. Hem Dünya hem de Mars, benzer kondritik malzemelerden yapılmış büyük, farklılaşmış gezegenlerdir . Dünya'da meydana gelen aynı magmatik süreçlerin çoğu, Mars'ta da meydana geldi ve her iki gezegen , bileşimsel olarak, magmatik kayalarına ve minerallerine aynı isimler uygulanabilecek kadar benzer .
Volkanizma, bir gezegenin iç kısmından gelen magmanın kabuğun içinden yükseldiği ve yüzeyde püskürdüğü bir süreçtir . Patlayan malzemeler erimiş kaya ( lav ), sıcak parçalı enkaz ( tephra veya kül) ve gazlardan oluşur . Volkanizma, gezegenlerin iç ısılarını serbest bırakmasının başlıca yoludur. Volkanik patlamalar , bir gezegenin iç kısmının kimyasal bileşimi, termal durumu ve tarihi hakkında bir pencere sağlayan ayırt edici yer şekilleri , kaya türleri ve araziler üretir .
Magma, erimiş silikatlar , askıda kristaller ve çözünmüş gazların karmaşık, yüksek sıcaklıkta bir karışımıdır . Mars'taki Magma muhtemelen Dünya'dakine benzer bir şekilde yükseliyor. Çevreleyen malzemeden daha az yoğun olan diyapirik cisimlerde alt kabuktan yükselir . Magma yükseldikçe, sonunda daha düşük yoğunluklu bölgelere ulaşır. Magma yoğunluğu ana kayanınkiyle eşleştiğinde, kaldırma kuvveti nötralize edilir ve magma gövdesi durur. Bu noktada, bir magma odası oluşturabilir ve yanal olarak bir set ve eşik ağına yayılabilir . Daha sonra, magma, müdahaleci magmatik cisimler ( plütonlar ) oluşturmak için soğuyabilir ve katılaşabilir . Jeologlar, Dünya'da üretilen magmanın yaklaşık %80'inin kabukta durduğunu ve asla yüzeye ulaşmadığını tahmin ediyor.
Magma yükselip soğudukça birçok karmaşık ve dinamik bileşim değişikliğine uğrar. Daha ağır mineraller kristalleşebilir ve magma odasının dibine yerleşebilir. Magma ayrıca ana kayanın kısımlarını özümseyebilir veya diğer magma gruplarıyla karışabilir. Bu süreçler, kalan eriyiğin bileşimini değiştirir, böylece yüzeye ulaşan herhangi bir magma , ana eriyiğinden kimyasal olarak oldukça farklı olabilir . Bu kadar değiştirilmiş magmaların, onları manto kaynaklarının bileşimine daha çok benzeyen "ilkel" magmalardan ayırt etmek için "evrimleştiği" söylenir . (Bkz. Magmatik farklılaşma ve fraksiyonel kristalleşme .) Daha yüksek düzeyde evrimleşmiş magmalar genellikle felsiktir , yani demir ve magnezyum açısından zengin ( mafik ) ilkel magmalara kıyasla silis , uçucu maddeler ve diğer hafif elementlerden zengindir . Magmaların zaman içinde evrimleşme derecesi ve kapsamı, bir gezegenin iç ısı ve tektonik aktivite seviyesinin bir göstergesidir . Dünya'nın kıtasal kabuğu, birçok magmatik yeniden işleme dönemi boyunca gelişen evrimleşmiş granitik kayalardan oluşur. Evrimleşmiş magmatik kayaçlar, Ay gibi soğuk, ölü cisimlerde çok daha az yaygındır. Dünya ile Ay arasında orta büyüklükte olan Mars'ın magmatik aktivite düzeyinde orta düzeyde olduğu düşünülmektedir.
Kabukta daha sığ derinliklerde , magma gövdesi üzerindeki litostatik basınç azalır. Azalan basınç, karbon dioksit ve su buharı gibi gazların ( uçucuların ) eriyikten bir gaz kabarcıkları köpüğüne çözülmesine neden olabilir . Çekirdeklenme kabarcıkların hızlı bir genleşmeye neden olur gibi patlayarak patlayabilir cam kırıkları üreten çevreleyen eriyik soğutma Yanardağın (aynı zamanda piroklastiklerle ). İnce taneli tefra genellikle volkanik kül olarak adlandırılır . Bir yanardağın sıvı lav olarak patlayıcı mı yoksa coşkulu bir şekilde mi püskürdüğü, eriyiğin bileşimine bağlıdır. Andezitik ve riyolitik bileşimli felsik magmalar patlayıcı olarak püskürme eğilimindedir. Çok viskoz (kalın ve yapışkan) ve çözünmüş gazlar bakımından zengindirler. Öte yandan mafik magmalar, uçucu madde bakımından düşüktür ve genellikle bazaltik lav akarken etkili bir şekilde püskürürler . Ancak bunlar sadece genellemelerdir. Örneğin, yeraltı suyu veya yüzey suyu ile ani temas eden magma, hidromagmatik ( freatomagmatik veya freatik ) püskürmeler olarak adlandırılan buhar patlamalarında şiddetli bir şekilde patlayabilir . Patlayan magmalar, farklı iç bileşimlere, atmosferlere ve yerçekimi alanlarına sahip gezegenlerde de farklı davranabilir .
Dünya ve Mars arasındaki volkanik tarzlardaki farklılıklar
Yeryüzündeki en yaygın volkanizma biçimi bazaltiktir. Bazalt olan ekstrüzif volkanik üst mantonun kısmi ergime türetilen kayalar. Demir ve magnezyum ( mafik ) mineralleri bakımından zengindirler ve genellikle koyu gri renklidirler. Mars'taki başlıca volkanizma türü de neredeyse kesinlikle bazaltiktir. Yeryüzünde, bazaltik magmalar genellikle ya doğrudan menfezlerden çıkan ya da yangın çeşmelerinin tabanındaki erimiş pıhtıların birleşmesi ile oluşan ( Hawaii püskürmesi ) oldukça akışkan akışlar olarak püskürür . Bu stiller Mars'ta da yaygındır, ancak Mars'taki daha düşük yerçekimi ve atmosferik basınç, gaz kabarcıklarının çekirdeklenmesinin (yukarıya bakın) Dünya'dan daha kolay ve daha derinlerde gerçekleşmesine izin verir. Sonuç olarak, Marslı bazaltik volkanlar, Plinian tarzı patlamalarda büyük miktarlarda kül püskürtebilir . Bir Plinian patlamasında, sıcak kül atmosfere karışarak devasa bir konvektif kolon (bulut) oluşturur. Yetersiz atmosfer dahil edilirse, kolon piroklastik akışlar oluşturmak üzere çökebilir . Plinian püskürmeleri, bu tür püskürmelerin en yaygın olarak silika bakımından zengin andezitik veya riyolitik magmalarla (örneğin, St. Helens Dağı ) ilişkili olduğu Dünya'daki bazaltik volkanlarda nadirdir .
Mars'ın düşük yerçekimi , kabuğun içinden yükselen magma üzerinde daha az kaldırma kuvveti oluşturduğundan , Mars'taki volkanları besleyen magma odalarının , Dünya'dakilerden daha derin ve çok daha büyük olduğu düşünülmektedir. Mars'taki bir magma cismi katılaşmadan önce yüzeye yeterince yaklaşacaksa, büyük olmalıdır. Sonuç olarak, Mars'taki patlamalar Dünya'dakinden daha az sıklıkta görülür, ancak meydana geldiklerinde muazzam ölçekte ve patlama hızındadır. Biraz paradoksal olarak, Mars'ın daha düşük yerçekimi ayrıca daha uzun ve daha yaygın lav akışlarına izin verir. Mars'taki lav püskürmeleri hayal edilemeyecek kadar büyük olabilir. Yakın zamanda batı Elysium Planitia'da Oregon eyaleti büyüklüğünde geniş bir lav akışı tanımlanmıştır . Akışın birkaç hafta boyunca çalkantılı bir şekilde yerleştiğine inanılıyor ve Mars'taki en genç lav akışlarından biri olduğu düşünülüyor.
Tektonik Dünya ve Mars'ta volkanların ayarları çok farklıdır. Dünyadaki aktif volkanların çoğu, ya litosferin dağıldığı ( farklı sınırlar ) ya da mantoya geri daldığı ( yakınlaşan sınırlar ) bölgelerde, levha sınırları boyunca uzun, doğrusal zincirlerde meydana gelir . Mars şu anda levha tektoniğine sahip olmadığı için , oradaki volkanlar Dünya'dakiyle aynı küresel modeli göstermiyor. Mars volkanları, sabit bir manto tüyü üzerinde oluştuğu düşünülen Hawai Adaları'ndakiler gibi karasal orta levha volkanlarına daha benzer . (Bkz sıcak nokta .) Parajenetik Yanardağın bir Hawaii gelen cüruf koni oluşturmak için mayınlı olmuştur Mars regolith uyarıcıyı araştırmacılar 1998 yılından bu yana kullanmak için.
Mars'taki en büyük ve en göze çarpan volkanlar Tharsis ve Elysium bölgelerinde meydana gelir . Bu volkanlar, Dünya'daki kalkan volkanlarına çarpıcı bir şekilde benzer . Her ikisi de sığ eğimli kanatlara ve zirve kalderalarına sahiptir . Mars kalkan volkanları ile Dünya'dakiler arasındaki temel fark büyüklüktür: Mars kalkan volkanları gerçekten devasadır. Örneğin, Mars'taki en yüksek yanardağ olan Olympus Mons , 550 km çapında ve 21 km yüksekliğindedir. Hacmi , dünyadaki en büyük kalkan yanardağ olan Hawaii'deki Mauna Loa'dan yaklaşık 100 kat daha büyüktür . Jeologlar, Mars'taki volkanların bu kadar büyüyebilmesinin nedenlerinden birinin, Mars'ın levha tektoniğinden yoksun olması olduğunu düşünüyor. Mars litosferi, Dünya'da olduğu gibi üst manto ( astenosfer ) üzerinde kaymaz, bu nedenle sabit bir sıcak noktadan gelen lav, bir milyar yıl veya daha uzun süre yüzeyde bir yerde birikebilir.
Ekim 2012'de 17 günü, Curiosity Rover üzerinde gezegen Mars "da Rocknest " ilk gerçekleştirilen X-ışını kırınım analizi ait Mars toprağı . Gezicinin CheMin analizöründen elde edilen sonuçlar, feldspat , piroksenler ve olivin dahil olmak üzere çeşitli minerallerin varlığını ortaya çıkardı ve numunedeki Mars toprağının Hawaii yanardağlarının "yıpranmış bazaltik topraklarına " benzer olduğunu öne sürdü . Temmuz 2015'te, aynı gezici Gale Krateri'nden bir kaya örneğinde tridimit tanımladı ve bilim adamlarının silisik volkanizmanın gezegenin volkanik tarihinde önceden düşünülenden çok daha yaygın bir rol oynamış olabileceğine inanmalarına yol açtı.
Tharsis volkanik bölgesi
Mars'ın batı yarım küresine , Tharsis bölgesi veya Tharsis çıkıntısı olarak bilinen devasa bir volkan-tektonik kompleksi hakimdir . Bu muazzam, yüksek yapı binlerce kilometre çapındadır ve gezegen yüzeyinin %25'ini kaplar. Verinin (Mars "deniz" seviyesi) ortalama 7-10 km üzerinde olan Tharsis, gezegendeki en yüksek rakımları içerir. Üç devasa yanardağ, Ascraeus Mons , Pavonis Mons ve Arsia Mons (topluca Tharsis Montes olarak bilinir ), çıkıntının tepesi boyunca kuzeydoğu-güneybatı doğrultusunda hizalanır. Geniş Alba Mons (eski adıyla Alba Patera) bölgenin kuzey kesimini kaplar. Devasa kalkan volkan Olympus Mons , eyaletin batı ucunda, ana çıkıntının dışında uzanıyor.
Sayısız nesil lav akıntısı ve kül tarafından inşa edilen Tharsis çıkıntısı, Mars'taki en genç lav akıntılarından bazılarını içeriyor, ancak çıkıntının kendisinin çok eski olduğuna inanılıyor. Jeolojik kanıtlar, Tharsis kütlesinin çoğunun, yaklaşık 3,7 milyar yıl önce (Gya) Noachian Dönemi'nin sonunda yerinde olduğunu gösteriyor. Tharsis o kadar büyük ki , gezegenin litosferine muazzam baskılar yerleştirdi ve gezegenin yarısına kadar uzanan muazzam genişleme kırıkları ( grabenler ve yarık vadileri ) üretti. Tharsis kütlesi, Mars'ın dönme ekseninin yönünü bile değiştirerek iklim değişikliklerine neden olabilirdi.
Tharsis Montes
Üç Tharsis Montes olan kalkan volkan boylam 247 ° D ekvator merkezli. Hepsinin çapı birkaç yüz kilometredir ve yüksekliği 14 ila 18 km arasındadır. Grubun en güneyindeki Arsia Mons , 130 kilometre (81 mil) çapında ve 1,3 kilometre (0,81 mil) derinliğinde büyük bir zirve kalderasına sahiptir. Orta yanardağ olan Pavonis Mons , daha küçük olanı neredeyse 5 kilometre (3,1 mil) derinliğinde olan iki iç içe kalderaya sahiptir. Kuzeydeki Ascraeus Mons , karmaşık bir iç içe kaldera kümesine ve Mars tarihinin çoğunu kapsadığına inanılan uzun bir patlama geçmişine sahiptir.
Üç Tharsis Montes yaklaşık 700 kilometre (430 mil) uzaklıktadır. Bazı ilgilerin kaynağı olan belirgin bir kuzeydoğu-güneybatı hizalaması gösterirler. Ceraunius Tholus ve Uranius Mons , kuzeydoğuya doğru aynı trendi takip ediyor ve üç Tharsis Montes'in de kanatlarındaki genç lav akıntılarının önlükleri aynı kuzeydoğu-güneybatı yönünde hizalanıyor. Bu çizgi açıkça Mars kabuğunda önemli bir yapısal özelliği işaret ediyor, ancak kökeni belirsiz.
Tholi ve patera
Büyük kalkan volkanlarına ek olarak, Tharsis, tholi ve paterae adı verilen bir dizi daha küçük volkan içerir . Tholi, daha büyük Tharsis kalkanlarından çok daha dik yanları olan kubbe şeklindeki yapılardır. Merkez kalderaları da taban çaplarına oranla oldukça büyüktür. Pek çok tholi üzerindeki çarpma kraterlerinin yoğunluğu, geç Noachian ve erken Hesperian zamanları arasında oluşmuş büyük kalkanlardan daha eski olduklarını gösterir. Ceraunius Tholus ve Uranius Tholus'un yoğun kanallı kanatlara sahip olması, kanat yüzeylerinin kül gibi kolayca aşınabilir malzemeden yapıldığını düşündürür. Tholi'nin yaşı ve morfolojisi, tholi'nin daha genç lav akıntılarının büyük kalınlıkları tarafından büyük ölçüde gömülmüş eski kalkan volkanların zirvelerini temsil ettiğine dair güçlü kanıtlar sağlar. Bir tahmine göre, Tharsis tholi 4 km'ye kadar lav tarafından gömülebilir.
Patera (pl. paterae), sığ bir içme kabı için Latincedir. Terim, erken uzay aracı görüntülerinde büyük volkanik kalderalar olarak görünen belirli belirsiz, taraklı kenarlı kraterlere uygulandı. Tharsis'teki daha küçük pateralar, daha büyük kalderalara sahip olmaları dışında, morfolojik olarak tholi'ye benzer görünmektedir. Tholi gibi, Tharsis pateraları da muhtemelen daha büyük, şimdi gömülü kalkan volkanlarının tepelerini temsil ediyor. Tarihsel olarak, patera terimi, Mars'taki belirli volkanların (örneğin, Alba Patera) tüm yapısını tanımlamak için kullanılmıştır. 2007'de Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Alba Patera , Uranius Patera ve Ulysses Patera terimlerini yalnızca bu volkanların merkezi kalderalarına atıfta bulunacak şekilde yeniden tanımladı .
2001 Mars Odyssey THEMIS ait mozaik Uranius THOLUS (üst volkan) ve Ceraunius THOLUS (alt volkan). İkincisi, Dünya'nın Everest Dağı kadar yüksektir.
2001 Mars Odyssey THEMIS Tharsis Tholus mozaiği .
THEMIS tarafından görüldüğü gibi Jovis Tholus'un batı kısmı .
Ulysses Tholus, gösterilen diğer yanardağlara göre konumuyla (THEMIS'in fotoğrafı).
Olimpos Dağı
Olympus Mons , Mars'taki en genç ve en yüksek büyük yanardağdır. Tharsis Montes'in 1200 km kuzeybatısında, Tharsis çıkıntısının batı kenarının hemen dışında yer almaktadır. Zirvesi, verinin 21 km üzerindedir (Mars "deniz" seviyesi) ve birlikte 72 x 91 km genişliğinde ve 3.2 km derinliğinde bir çöküntü oluşturan altı iç içe kalderadan oluşan merkezi bir kaldera kompleksine sahiptir. Kalkan volkan olarak, ortalama 4-5 derece arasında değişen sığ eğimlerle son derece düşük bir profile sahiptir. Volkan, binlerce bireysel yüksek derecede akışkan lav akışı tarafından inşa edildi. 8 km yüksekliğe kadar olan yerlerde düzensiz bir eğim, yanardağın tabanında yer alır ve yanardağın oturduğu bir tür kaide oluşturur. Volkanın etrafındaki çeşitli yerlerde, bitişik ovalara uzanan ve kayalıkları gömen muazzam lav akıntıları görülebilir. Orta çözünürlüklü görüntülerde (100 m/piksel), yanardağın yüzeyi , yanlarını kaplayan sayısız akış ve leveed lav kanalları nedeniyle ince bir radyal dokuya sahiptir .
Olympus Mons aureole, escarpment ve kalderanın geniş görünümü
CTX tarafından görüldüğü gibi, Olympus Dağı çevresindeki uçurumdan akan lavın geniş görünümü
HiWish programı kapsamında HiRISE tarafından görüldüğü gibi, Olympus Dağı çevresindeki uçurumun üzerinde hareket eden lavın yakın görünümü
HiWish programı kapsamında HiRISE tarafından görüldüğü gibi, Olympus Mons'ta lav akar, daha yaşlı ve daha genç akışlarla etiketlenir
Alba Mons (Alba Patera)
Alba Mons'un yerini gösteren MOLA gölgeli kabartma haritaları
Kuzey Tharsis bölgesinde bulunan Alba Mons , Dünya'da veya Mars'ta başka bir yerde benzeri olmayan eşsiz bir volkanik yapıdır. Volkanın yanları, geniş lav akıntıları ve kanalları ile karakterize edilen son derece düşük eğimlere sahiptir. Alba Mons'taki ortalama kanat eğimi, diğer Tharsis yanardağlarındaki eğimlerden beş kat daha düşük, sadece yaklaşık 0,5°'dir. Volkan, zirvesinde bir çift kaldera kompleksi ile 350 km genişliğinde ve 1,5 km yüksekliğinde merkezi bir yapıya sahiptir. Merkezi yapıyı çevreleyen, tamamlanmamış bir kırık halkasıdır. Volkanla ilgili akışlar kuzeyde 61°N ve güneyde 26°N kadar izlenebilir. Bu yaygın akış alanlarını sayarsak, yanardağ 2000 km kuzey-güney ve 3000 km doğu-batı yönünde geniş bir alana yayılarak onu Güneş Sistemi'ndeki en kapsamlı volkanik özelliklerden biri haline getiriyor. Çoğu jeolojik model, Alba Mons'un oldukça akışkan bazaltik lav akıntılarından oluştuğunu öne sürüyor, ancak bazı araştırmacılar yanardağın yan kısımlarında olası piroklastik tortular belirlediler . Alba Mons , Hellas çarpma havzasına zıt konumda olduğu için , bazı araştırmacılar yanardağın oluşumunun , gezegenin karşı tarafına odaklanan güçlü sismik dalgalar üreten Hellas etkisinden kaynaklanan kabuksal zayıflama ile ilgili olabileceğini tahmin ettiler .
Elysium volkanik bölge
Daha küçük bir volkanik merkez, Elysium'da Tharsis'in birkaç bin kilometre batısında yer alır . Elysium volkanik kompleksi yaklaşık 2.000 kilometre çapındadır ve Elysium Mons , Hecates Tholus ve Albor Tholus olmak üzere üç ana volkandan oluşur . İlin Kuzeybatı kenarı ve çok kanallı (karakterizedir Granicus ve Tinjar birkaç ortaya Valles) grabenlerin Elysium Mons'un yanları. Grabenler yer altı dayklarından oluşmuş olabilir . Bentler , kriyosferi kırmış ve kanalları oluşturmak için büyük miktarda yeraltı suyu salmış olabilir . Kanallarla ilişkili, çamur akıntılarından veya laharlardan oluşmuş olabilecek yaygın tortul çökellerdir . Elysium volkanlar grubunun, Tharsis Montes'ten biraz farklı olduğu düşünülür, çünkü eskinin gelişimi hem lavları hem de piroklastikleri içerir .
Elysium Mons, eyaletteki en büyük volkanik yapıdır. Genişliği 375 km (tabanın nasıl tanımlandığına bağlı olarak) ve 14 km yüksekliğindedir. Zirvesinde 14 km genişliğinde ve 100 m derinliğinde tek, basit kaldera vardır. Yanardağın profili belirgin bir şekilde koniktir, bu da bazılarının ona stratocon demesine yol açar ; ancak, ağırlıklı olarak düşük eğimler göz önüne alındığında, muhtemelen bir kalkandır. Elysium Mons, Arsia Mons'un hacminin sadece beşte biri kadardır.
Hecates Tholus 180 km çapında ve 4.8 km yüksekliğindedir. Yanardağın yamaçları kanallarla yoğun bir şekilde parçalanmıştır, bu da yanardağın volkanik kül gibi kolayca aşınabilir malzemeden oluştuğunu düşündürür. Kanalların kökeni bilinmiyor; lavlara, kül akışlarına ve hatta kar veya yağmurdan gelen suya atfedilmiştir. Elysium yanardağlarının en güneyindeki Albor Tholus, 150 km çapında ve 4,1 km yüksekliğindedir. Eğimleri, diğer Elysium yanardağlarının yamaçlarından daha pürüzsüz ve daha az kraterlidir.
HiWish programı kapsamında HiRISE tarafından görüldüğü gibi lav salları. Konum Elysium dörtgenidir .
Sirt Binbaşı
Syrtis Major Planum , aynı adı taşıyan albedo özelliği içinde yer alan, Hesperian yaşlı geniş bir kalkan yanardağıdır . Volkanın çapı 1200 km, yüksekliği ise sadece 2 km. Meroe Patera ve Nili Patera olmak üzere iki kalderaya sahiptir. Bölgesel gravite alanını içeren çalışmalar, yüzeyin altında en az 5 km kalınlığında katılaşmış bir magma odasının bulunduğunu göstermektedir. Syrtis Major, jeologların ilgisini çekiyor çünkü orada yörüngedeki uzay aracından dasit ve granit tespit edildi. Dasitler ve granitler, bazalttan kimyasal olarak daha gelişmiş ve farklılaşmış bir magmadan kristalleşen silika bakımından zengin kayalardır. Olivin ve piroksen ( demir ve magnezyum içerenler ) gibi ağır mineraller dibe çöktükten sonra bir magma odasının tepesinde oluşabilirler . Dasitler ve granitler Dünya'da çok yaygındır, ancak Mars'ta nadirdir.
Arabistan Toprakları
Arabia Terra , Mars'ın kuzeyinde, çoğunlukla Arabia dörtgeninde yer alan büyük bir yayla bölgesidir . Bölgede bulunan birkaç düzensiz şekilli krater, hep birlikte bir mars magmatik eyaletini temsil eden bir tür yayla volkanik yapısını temsil ediyor. Bölgedeki alçak rölyefli pateralar, karasal süpervolkanlara benzer yapısal çöküş, taşkın volkanizma ve patlayıcı püskürmeler gibi bir dizi jeomorfik özelliğe sahiptir . Bölgedeki esrarengiz yayla çıkıntılı ovalar, kısmen ilgili lav akışıyla oluşmuş olabilir.
Yayla pateraları
Güney yarım kürede, özellikle Hellas çarpma havzasının çevresinde, yayla patera adı verilen birkaç düz uzanan volkanik yapı vardır. Bu volkanlar, Mars'taki en eski tanımlanabilir volkanik yapılardan bazılarıdır. Yüksek derecede aşınmış sırtlara ve bozulmuş, merkezi bir kaldera kompleksinden dışarıya doğru yayılan kanallara sahip son derece düşük profillere sahip olmaları ile karakterize edilirler. Bunlar Tyrrhena patera , Hadriaca patera Hellas ve kuzeydoğusundaki Amphitrites patera , peneus patera , Malea patera ve Pityusa patera Hellas güneybatıda. Jeomorfolojik kanıtlar, yayla pateralarının , magmanın su ile etkileşiminden lav akıntıları ve piroklastiklerin bir kombinasyonu yoluyla üretildiğini göstermektedir . Bazı araştırmacılar, Hellas çevresindeki yayla pateralarının konumunun, magmanın yüzeye yükselmesi için kanallar sağlayan çarpmanın neden olduğu derin yerleşimli kırıklardan kaynaklandığını düşünüyor. Çok yüksek olmasalar da, bazı pateralar geniş alanları kaplar - örneğin, Ampritrites Patera, Olympus Mons'tan daha geniş bir alanı kaplarken, en büyüğü olan Pityusa Patera, içine Olympus Mons'u sığdıracak kadar büyük bir kalderaya sahiptir.
Volkanik ovalar
Mars'ta volkanik ovalar yaygındır. İki tip ova yaygın olarak tanınır: lav akışı özelliklerinin yaygın olduğu yerler ve akış özelliklerinin genellikle olmadığı ancak volkanik bir kökenin diğer özelliklerden anlaşıldığı yerler. Bol lav akışı özelliklerine sahip ovalar, Tharsis ve Elysium'un büyük volkanik bölgelerinin içinde ve çevresinde oluşur. Akış özellikleri, hem tabaka akışını hem de boru ve kanal beslemeli akış morfolojilerini içerir. Levha akışları karmaşık, örtüşen akış lobları gösterir ve kaynak alanlarından yüzlerce kilometre uzağa uzanabilir. Lav akıntıları , maruz kalan üst lav katmanları soğuduğunda ve bir çatı oluşturmak üzere katılaştığında, alttaki lav akmaya devam ettiğinde bir lav tüpü oluşturabilir . Çoğu zaman, kalan tüm lavlar tüpü terk ettiğinde, çatı çökerek bir kanal veya çukur kraterleri ( catena ) oluşturur.
Elysium'un güneyindeki Cerberus ovalarında ve Amazonis'te alışılmadık bir akış özelliği görülür. Bu akışlar, açık tonlu bir matrise gömülü koyu, kilometre ölçekli levhalardan oluşan kırık bir levha dokusuna sahiptir. Hala erimiş bir yeraltı yüzeyinde yüzen katılaşmış lav levhalarına atfedildiler. Diğerleri, kırık levhaların Cerberus Fossae bölgesinden büyük miktarda yeraltı suyu salımından sonra bölgede biriken bir deniz üzerinde donan paket buzu temsil ettiğini iddia etti .
İkinci tip volkanik ovalar (sırtlı ovalar) bol buruşuk sırtlar ile karakterize edilir . Volkanik akış özellikleri nadirdir veya yoktur. Çıkıntılı ovaların , Ay denizine benzetilerek, geniş taşkın bazaltlarının bulunduğu bölgeler olduğuna inanılıyor . Sırtlı ovalar Mars yüzeyinin yaklaşık %30'unu oluşturur ve en çok Lunae, Hesperia ve Malea Plana'da ve ayrıca kuzey ovalarının çoğunda belirgindir. Sırtlı ovaların tümü Hesperian yaştadır ve bu süre zarfında küresel olarak baskın olan bir volkanizma tarzını temsil eder. Hesperian Dönemi, adını Hesperia Planum'daki çıkıntılı ovalardan almıştır.
Potansiyel mevcut volkanizma
Bilim adamları, Mars yüzeyinde hiçbir zaman aktif bir yanardağ patlaması kaydetmediler; dahası, son on yılda termal işaretler ve yüzey değişiklikleri için yapılan araştırmalar, aktif volkanizma için herhangi bir olumlu kanıt vermemiştir.
Bununla birlikte, Avrupa Uzay Ajansı'nın Mars Express yörünge aracı, 2004 yılında yorumlanan lav akışlarını, son iki milyon yıl içinde meydana geldiğine göre fotoğrafladı ve bu da nispeten yeni bir jeolojik aktivite olduğunu gösteriyor. 2011'de güncellenmiş bir çalışma, en genç lav akıntılarının son birkaç on milyonlarca yılda meydana geldiğini tahmin ediyor. Yazarlar, bu çağın Mars'ın henüz volkanik olarak neslinin tükenmediğini mümkün kıldığını düşünüyor.
InSight'ı eğer varsa Lander görev belirleyecek sismik aktivitesi , iç ısı akış miktarını ölçmek Mars boyutunu tahmin, çekirdek ve çekirdek, sıvı veya katı olup olmadığına.
Kasım 2020'de gökbilimciler, 53.000 yıl kadar kısa bir süre önce Mars'ta volkanik aktivite için yeni kanıtlar bulduklarını bildirdiler. Bu tür bir faaliyet, yaşam formlarını desteklemek için ihtiyaç duyulan enerji ve kimyasallar açısından çevreyi sağlayabilirdi .
Volkanlar ve buz
Mars'ın yeraltı yüzeyinde büyük miktarlarda su buzu bulunduğuna inanılıyor. Buzun erimiş kaya ile etkileşimi, farklı yer şekilleri üretebilir. Dünya'da, sıcak volkanik malzeme yüzey buzu ile temas ettiğinde, büyük miktarda sıvı su ve çamur, büyük döküntüler akarken ( laharlar ) yokuş aşağı felaketle akan bir sıvı oluşturabilir . Elysium Mons yakınlarındaki Hrad Vallis gibi Mars volkanik bölgelerindeki bazı kanallar benzer şekilde laharlar tarafından oyulmuş veya değiştirilmiş olabilir. Su ile doyurulmuş toprak üzerinde akan lav su (bkz buhar patlaması şiddetle patlak neden olabilir altı suyu patlama küçük volkan benzeri denilen şekilleri üreten) pseudocraters veya köksüz konileri. Karasal köksüz konilere benzeyen özellikler Elysium, Amazonis , Isidis ve Chryse Planitiae'de görülür . Ayrıca, freatomagmatizm Dünya'da tüf halkaları veya tüf konileri üretir ve Mars'ta da benzer yer şekillerinin varlığı beklenir. Varlıkları Nepenthes / Amentes bölgesinden ileri sürülmüştür . Son olarak, bir buz tabakasının altında bir yanardağ patladığında, tuya veya masa dağı adı verilen ayrı, mesa benzeri bir yer biçimi oluşturabilir . Bazı araştırmacılar, Valles Marineris'teki katmanlı iç tortuların çoğunun, tuyaların Marslı eşdeğeri olabileceğine dair jeomorfik kanıtlar gösteriyor .
tektonik sınırlar
Mars'ta tektonik sınırlar keşfedildi. Valles Marineris, Mars'ın iki ana kısmi veya tam plakasını ayıran yatay olarak kayan bir tektonik sınırdır. Son bulgu, Mars'ın milyonlarca yıl içinde meydana gelen olaylarla jeolojik olarak aktif olduğunu gösteriyor. Mars'ın jeolojik aktivitesine dair daha önce kanıtlar vardı. Mars Global Ölçüm (MGS), özellikle Phaethontis ve Mars kabukta manyetik şeritler keşfettik Eridania dörtgenlerin . MGS üzerindeki manyetometre, 2000 km'ye kadar kabaca paralel uzanan 100 km genişliğinde manyetize kabuk şeritleri keşfetti. Bu şeritler polaritede, birinin kuzey manyetik kutbu yüzeyden yukarıyı ve bir sonrakinin kuzey manyetik kutbu aşağıyı gösterecek şekilde değişir. 1960'larda Dünya'da benzer çizgiler keşfedildiğinde, bunlar plaka tektoniğinin kanıtı olarak alındı . Bununla birlikte, Dünya'daki manyetik şeritler ile Mars'takiler arasında bazı farklılıklar vardır . Mars çizgileri daha geniştir, çok daha güçlü bir şekilde manyetizedir ve orta kabuk yayılma bölgesinden yayılmış gibi görünmüyor. Manyetik şeritli alan yaklaşık 4 milyar yaşında olduğu için, küresel manyetik alanın muhtemelen Mars'ın yaşamının sadece ilk birkaç yüz milyon yılı boyunca sürdüğüne inanılıyor. O zaman, gezegenin çekirdeğindeki erimiş demirin sıcaklığı, onu manyetik bir dinamoya karıştıracak kadar yüksek olabilirdi. Daha genç kaya herhangi bir çizgi göstermez. Hematit (Fe 2 O 3 ) gibi manyetik malzeme içeren erimiş kaya bir manyetik alan varlığında soğur ve katılaşır, manyetize olur ve arka plan alanının polaritesini alır. Bu manyetizma, ancak kaya daha sonra saf demir için 770 °C olan, ancak hematit (yaklaşık 650 °C) veya manyetit (yaklaşık 580 °C) gibi oksitler için daha düşük olan Curie sıcaklığının üzerine ısıtılırsa kaybolur . Kayalarda kalan manyetizma, kaya katılaştığında oluşan manyetik alanın bir kaydıdır.
Mars'ın volkanik özellikleri, Dünya'nın jeolojik sıcak noktalarına benzetilebilir . Pavonis Mons, Mars gezegeninin ekvatorunun yakınındaki Tharsis çıkıntısında bulunan üç yanardağın (topluca Tharsis Montes olarak bilinir) ortasıdır. Diğer Tharsis volkanları Ascraeus Mons ve Arsia Mons'tur. Üç Tharsis Montes, kuzeydeki bazı küçük volkanlarla birlikte düz bir çizgi oluşturur. Bu düzenleme, sıcak bir nokta üzerinde hareket eden bir kabuk plakası tarafından oluşturulduğunu göstermektedir. Böyle bir düzenleme Dünya'nın içinde var olan Pasifik Okyanusu olarak Hawaii Adaları . Hawaii Adaları, en küçüğü güneyde ve en yaşlısı kuzeyde olmak üzere düz bir çizgidedir. Bu nedenle jeologlar, sabit bir sıcak magma tüyü yükselirken ve volkanik dağlar oluşturmak için kabuğu delip geçerken levhanın hareket ettiğine inanıyor . Ancak gezegendeki en büyük yanardağ olan Olympus Mons'un levhalar hareket etmediğinde oluştuğu düşünülüyor. Olympus Mons, plaka hareketi durduktan hemen sonra oluşmuş olabilir. Mars'taki kısrak benzeri ovalar kabaca 3 ila 3,5 milyar yaşındadır. Dev kalkan volkanları daha genç, 1 ila 2 milyar yıl önce oluşmuş. Olympus Mons "200 milyon yıl kadar genç" olabilir.
Stanford Üniversitesi'nde jeofizik profesörü olan Norman H. Sleep, Tharsis Sırtı boyunca bir hat oluşturan üç yanardağın nasıl Japon Adası zinciri gibi soyu tükenmiş ada yayı yanardağları olabileceğini anlattı.
Ayrıca bakınız
- Mars Jeolojisi - Mars gezegeninin yüzeyinin, kabuğunun ve iç kısmının bilimsel çalışması
- Mars'taki Gayzerler - Mars'ta varsayılan CO2 gazı ve toz püskürmeleri
- Mars depremi
- Venüs'teki Volkanizma
- Io'daki Volkanizma - Jüpiter'in uydusu Io'nun volkanizması
Referanslar
bibliyografya
- Carr, Michael H. (2006). Mars Yüzeyi . New York: Cambridge University Press. ISBN'si 978-0-521-87201-0.
- Boyce, JM (2008). Smithsonian Mars Kitabı . Eski Saybrook, CT: Konecky ve Konecky. ISBN'si 978-1-58834-074-0.