Марстағы Альба Монс жанартауы

Кіріспе

Марстағы Альба Монс (бұрын және кейде Альба Патера деп аталатын, бірақ қазір бұл термин тек вулканның шыңындағы кальдерасымен шектелген; алғашқыда Аркадия сақинасы деп те аталған) – Марс планетасының солтүстік Тарсис аймағында орналасқан вулкан. Ол беттік ауданы бойынша Марстағы ең үлкен вулкан, оның шыңынан басталатын вулкандық ағын өрістері кем дегенде 1800 шақырымға созылады. Вулканның көлемі АҚШ-пен салыстыруға боларлық болса да, ең биік нүктесінде биіктігі тек 6,8 километрге жетеді. Бұл планетадағы ең биік вулкан – Олимп Монстың биіктігінің үштен бірін құрайды. Альба Монстың беткейлері өте көлбеу. Вулканның солтүстік (және ең тік) беткейіндегі орташа еңіс 0,5 градусқа тең, бұл басқа ірі Тарсис вулкандарының еңісінен бес есе төмен. Жалпы алғанда, Альба Монс планета бетіндегі кең, бірақ көтерілмеген дөңгелек сияқты көрінеді. Бұл Жерде де, Марста да кездеспейтін бірегей вулкандық құрылым. Көптеген ағындардың ерекше морфологиясы бар, олар ұзын, ирек қырқалардан және үзіліссіз орталық лава арналарынан тұрады. Қырқалар арасындағы төмен жатқан жерлер (әсіресе вулканның солтүстік беткейінде) судың ағып кетуінен пайда болған, тармақталған шағын шатқалдар мен арналардың (өзен желілерінің) жүйесін көрсетеді. Альба Монс Тарсис аймағындағы ең көне және кеңінен жатырған вулкандық шөгінділердің біріне ие. Геологиялық мәліметтер Альба Монстағы маңызды вулкандық белсенділік Олимп Монсы мен Тарсис Монт вулкандарына қарағанда әлдеқайда ертерек тоқтағанын көрсетеді. Альба Монстың вулкандық шөгінділерінің жасы Гесперден ерте Амазония кезеңіне дейін (шамамен 3,6 – 3,2 миллиард жыл) дейін созылады.

Атау шығу тегі

Көп жылдар бойы вулканның ресми атауы Альба Патера болды. Патера (көпше түрі – paterae) латын тіліндегі «тереңдігі аз сусынға арналған ыдыс немесе табақ» деген мағынаны білдіреді. Бұл термин алғашқыда ғарыш кемелері түсірген суреттерде көрінген, жанартаулық (немесе метеорит соқпасынан пайдалмаған) белгілі бір шекарасы жоқ, шеттері тігізделген кратерлерге қолданылған. 2007 жылдың қыркүйегінде Халықаралық астрономиялық одақ (IAU) бұл вулканы Альба Монс (Альба тауы) деп атады, ал «Альба Патера» терминін вулканның екі орталық ойысына (кальдераларға) қалдырды. «Альба» термині латын тілінде «ақ» деген сөзден алынған және бұл аймақ үстінен Жердегі телескоптардан жиі көрінетін бұлттарды білдіреді. Вулкан 1972 жылы «Маринер-9» ғарыш кемесімен ашылған және бастапқыда «Альба жанартаулық құрылысы» немесе «Аркадия сақинасы» (вулканның айналасындағы жартылай сақинаға сілтеме) деп аталған. IAU 1973 жылы вулканы Альба Патера деп атады және оның көлемі шамамен 2,5 миллион км³ құрайды. Альба Монс Марстың нөлдік деңгейінен жоғары ең биік нүктеге жетсе де, оның шыңы мен айналасындағы жер бедері арасындағы биіктік айырмашылығы (рельеф) солтүстік жағында (шамамен) оңтүстік жағына (шамамен) қарағанда әлдеқайда зор. Бұл асимметрияның себебі Альбаның оңтүстіктегі кратерлі жоталар мен солтүстіктегі жазықтар арасындағы дихотомия шекарасында орналасуында. Вулканның астындағы жазықтар солтүстікке қарай Vastitas Borealis-ке қарай еңістеп жатыр, оның орташа беткі биіктігі нөлдік деңгейден төмен ( ). Альба Монстың оңтүстік бөлігі кең, солтүстік-оңтүстік бағыттағы топографиялық жотаға орналасқан, ол Керауний Фоссасының сынған, Ноах дәуіріндегі жеріне сәйкес келеді, планета бойынша дәл биіктік өлшемдеріне сүйенсек. MOLA деректерін пайдалана отырып, планета ғалымдары вулканның пішіні мен топографиясының ұсақ-түйектерін зерттей алады, бұл бұрынғы ғарыш кемелерінен, мысалы, «Викинг» суреттерінде көрінбеген еді. Вулканның орталық бөлігі ең тік беткейге ие, бірақ олар да тек 1° шамасында. Альбаның кальдераларының Олимп тауы мен басқа Тарсис жанартауларымен салыстырғанда тегіс болуы Альбаның магма резервуары көршілеріне қарағанда кең және жақын орналасқандығын көрсетеді.

For years the volcano's formal name was Alba Patera. Patera (pl. paterae) is Latin for a shallow drinking bowl or saucer. The term was applied to certain ill defined, scalloped edged craters that appeared in early spacecraft images to be volcanic (or non impact) in origin. In September 2007, the International Astronomical Union (IAU) renamed the volcano Alba Mons (Alba Mountain), reserving the term Alba Patera for the volcano's two central depressions (calderas). The term Alba is from the Latin word for white and refers to the clouds frequently seen over the region from Earth based telescopes. The volcano was discovered by the Mariner 9 spacecraft in 1972 and was initially known as the Alba volcanic feature or the Arcadia Ring (in reference to the partial ring of fractures around the volcano). The IAU named the volcano Alba Patera in 1973. and has a volume of about 2.5 million km3. Although Alba Mons reaches a maximum elevation of above Mars’ datum, the elevation difference between its summit and surrounding terrain (relief) is much greater on the north side of the volcano (about ) compared to the south side (about ). The reason for this asymmetry is that Alba straddles the dichotomy boundary between the cratered uplands in the south and the lowlands to the north. The plains underlying the volcano slope northward toward the Vastitas Borealis, which has an average surface elevation of below datum ( ). The southern part of Alba Mons is built on a broad, north south topographic ridge that corresponds to the fractured, Noachian aged terrain of Ceraunius Fossae precise elevation measurements across the planet. Using MOLA data, planetary scientists are able to study subtle details of the volcano's shape and topography that were invisible in images from earlier spacecraft such as Viking. The central edifice has the steepest slopes on the volcano, although they are still only 1°. The shallowness of Alba's calderas compared to those seen on Olympus Mons and most of the other Tharsis volcanoes implies that Alba's magma reservoir was wider and shallower than those of its neighbors.

Жер бетінің ерекшеліктері

Альба Монстың орталық құрылысының көп бөлігі шамамен қалың шаң қабатымен жабылыпты. Шаң қабаты шыңның жоғары ажыратымдылықтағы суреттерінде көрінеді (оң жақтағы суретте). Кейбір жерлерде шаң желдің әсерінен тегістеліп, ұсақ-түйек жер сілкінісі салдарынан тілінген. Дегенмен, шаңның кейбір оқшауланған бөліктері желдің әсеріне ұшырамаған, тегіс күйде сақталған. Аймақтың жоғары альбедосы (шағылыстыру қабілеті) және төмен жылулық инерциясы қалың шаңмен жабылғанын көрсетеді. Марс шаңының альбедосы жоғары (> 0.27) және оның бөлшектерінің кішілігіне байланысты жылулық инерциясы төмен. (Марс бетіне қараңыз.) Алайда, вулканның солтүстік беткейлерінде және солтүстікке қарай созылған алқаптарда жылулық инерция жоғары, ал альбедосы төмен. Бұл Альба бетінің солтүстік бөліктерінде қатты қыртыстар, құм және тау жыныстарының қалған бөліктеріне қарағанда көп болуы мүмкін екенін ұғындырады. Мұндай шоғырлану судың қалдық мұз немесе гидратталған минералдар түрінде болуын көрсетеді. Альба Монс – планетадағы бірнеше аймақтардың бірі, мұнда Марстың осінің бұрылысы (көлбеулігі) жоғары болған және тау мұздықтары орта ендіктерде және тропиктерде болған ертерек кезеңде (1-ден 10 миллион жыл бұрын) жер бетіне жақын қалың мұз жинақтары сақталған болуы мүмкін. Қазіргі жағдайларда су мұзы осы жерлерде тұрақсыз және атмосфераға сублимацияланады. Теориялық есептеулерге сәйкес, қалдық мұз 1 метр тереңдікте сақталуы мүмкін, егер ол жоғары альбедосы және төмен жылулық инерциясы бар материалмен, мысалы, шаңмен жабылса. Альба Монсты құрайтын тау жыныстарының минералдық құрамын орбиталық рефлекциялық спектрометрия арқылы анықтау қиын, себебі бүкіл аймақта жер бетіндегі шаң басым. Дегенмен, жаһандық масштабтағы жер бетінің құрамын Марс Одиссея гамма-сәуле спектрометрі (GRS) арқылы анықтауға болады. Бұл құрал ғалымдарға сутегі (H), кремний (Si), темір (Fe), хлор (Cl), торий (Th) және калий (K) элементтерінің жер астындағы таралуын анықтауға мүмкіндік берді. GRS деректерінің көпөлшемді талдауы Альба Монс пен Тарсис аймағының қалған бөлігінің химиялық жағынан ерекшеленетін аймаққа жататынын көрсетеді. Бұл аймақ салыстырмалы түрде төмен Si (19 салмақтық%), Th (0.58 ppm) және K (0.29 салмақтық%) құрамымен, бірақ Cl мөлшері (0.56 салмақтық%) Марс бетінің орташа көрсеткіштерінен жоғары. Кремнийдің төмен құрамы мафикалық және ультрамафикалық магмалық тау жыныстарын, мысалы, базальт пен дунитті көрсетеді. Альба Монс жақын болашақта адамсыз қондырғыштар үшін ыңғайлы нысана болып табылмайды. Қалың шаң қабаты жер астындағы тау жыныстарын жасырып, оларды жерінде зерттеуге және үлгі алуға қиындық туғызады, соның салдарынан бұл аймақтың ғылыми құндылығы төмендейді. Шаң қабаты роверлердің қимыл-қозғалысына да қиындықтар туғызуы мүмкін. Қызығы, бұл аймақтың шыңы бастапқыда Viking 2 қондырғысы үшін қосалқы қону орны ретінде қарастырылған, себебі 1970 жылдардың басында алынған Mariner 9 суреттерінде бұл аймақ өте тегіс көрінген.

Most of the central edifice of Alba Mons is mantled with a layer of dust approximately thick. The dust layer is visible in high resolution images of the summit (pictured right). In places, the dust has been carved into streamlined shapes by the wind and is cut by small landslides. However, some isolated patches of dust appear smooth and undisturbed by the wind. Heavy dust cover is also indicated by the high albedo (reflectivity) and low thermal inertia of the region. Martian dust is visually bright (albedo > 0.27) and has a low thermal inertia because of its small grain size (<). (See the Martian surface.) However, the thermal inertia is high and albedo lower on the northern flanks of the volcano and in the apron area farther to the north. This suggests that the northern portions of Alba's surface may contain a higher abundance of duricrusts, sand, and rocks compared to the rest of the volcano. This concentration could indicate water present as remnant ice or in hydrated minerals. Alba Mons is one of several areas on the planet that may contain thick deposits of near surface ice preserved from an earlier epoch (1 to 10 million years ago), when Mars’ axial tilt (obliquity) was higher and mountain glaciers existed at mid latitudes and tropics. Water ice is unstable at these locations under present conditions and will tend to sublimate into the atmosphere. Theoretical calculations indicate that remnant ice can be preserved below depths of 1 m if it is blanketed by a high albedo and low thermal inertia material, such as dust. The mineral composition of rocks making up Alba Mons is difficult to determine from orbital reflectance spectrometry because of the predominance of surface dust throughout the region. However, global scale surface composition can be inferred from the Mars Odyssey gamma ray spectrometer (GRS). This instrument has allowed scientists to determine the distribution of hydrogen (H), silicon (Si), iron (Fe), chlorine (Cl), thorium (Th) and potassium (K) in the shallow subsurface. Multivariate analysis of GRS data indicates that Alba Mons and the rest of the Tharsis region belongs to a chemically distinct province characterized by relatively low Si (19 wt%), Th (0.58 pppm), and K (0.29 wt%) content, but with Cl abundance (0.56 wt%) higher than Mars' surface average. Low silicon content is indicative of mafic and ultramafic igneous rocks, such as basalt and dunite. Alba Mons is an unlikely target for unmanned landers in the near future. The thick mantle of dust obscures the underlying bedrock, probably making in situ rock samples hard to come by and thus reducing the site's scientific value. The dust layer would also likely cause severe maneuvering problems for rovers. Ironically, the summit region was originally considered a prime backup landing site for the Viking 2 lander because the area appeared so smooth in Mariner 9 images taken in the early 1970s.

Геология

Альба Монстағы геологиялық жұмыстардың көп бөлігі оның лава ағындарының морфологиясына және оның беткейлерін кесіп өтетін жарықтардың геометриясына шоғырланған. Жанартаудың жер бетіндегі шатқалдар мен аңғарлар желісі сияқты ерекшеліктер де жан-жақты зерттелді. Бұл күш-жігердің жалпы мақсаты – жанартаудың геологиялық тарихын және оның қалыптасуына қатысқан вулкандық-тектоникалық процестерді түсіндіру. Мұндай түсінік Марс планетасының ішкі құрылымын және оның климат тарихын түсінуге жарық береді.

Тектоникалық ерекшеліктер

Альба Монсты қоршап тұрған үлкен сынықтар жүйесі, бұл жанартаудың ең көрнекті ерекшелігі болуы мүмкін. Альбаның тектоникалық ерекшеліктері негізінен созылушы, қалыпты жарықтардан, грабендер мен кернеу жарықтарынан тұрады. Альба Монста (және жалпы Марста) ең көп кездесетін созылу белгілері – қарапайым грабендер. Грабендер – бұл екі қалыпты жарықпен шектелген, қабықтың төменгі бөлігіне қарай батып кеткен ұзын, тар ойыстар (оң жақтағы суретте көрсетілген). Альба планетадағы ең анық грабендерді көрсетеді. Альбаның грабендерінің ұзындығы –ға дейін, ені – шамасында, ал тереңдігі – шамасында жетеді. Кернеу жарықтары (немесе тік сызықтар) – бұл қабықтың бөлінген тау жыныстары арасында айтарлықтай жылжусыз жарылу кезінде пайда болатын созылу белгілері. Теория бойынша, олар V пішіндес өткір профильді терең жарықтар ретінде көрінуі керек, бірақ практикада оларды грабендерден ажырату қиын, себебі олардың ішкі кеңістіктері айналасындағы қабырғалардан құлаған тау жыныстарымен (талус) тез толып, салыстырмалы түрде тегіс, грабенге ұқсас еденді құрайды. Бүкіл Ceraunius Alba Tantalus жарық жүйесі кем дегенде – ұзын және – енді.

Бұл жарықтардың пайда болуына бірнеше себеп ұсынылған, соның ішінде Тарсис дөңгелегінен туындаған аймақтық кернеулер, жанартаулық дикелер және Альба Монстың өзінің қабыққа тигізген жүктемесі. Марс зерттеу орбитасындағы (MRO) Жоғары ажыратымдылықтағы суреттерді алу экспериментінен (HiRISE) алынған сурет Альбаның батыс бетіндегі (оң жақтағы суретте) Сайан Фоссадағы жиексіз шұңқыр кратерлерінің қатарын көрсетеді. Бұл шұңқырлар, ең болмаса, магма жер астындағы тау жыныстарына еніп, дикелер құрағанда пайда болған ашық жарықтарға жер бетіндегі материалдардың құлауынан пайда болған болуы мүмкін.

Өзендер мен арықтар

Альба Монстың солтүстік беткейлерінде көптеген тармақталған арналар жүйесі немесе аңғарлар желілері бар, олар жаңбырдың жер бетінде пайда болған дренаждық ерекшеліктерге ұқсайды. Альбаның аңғар желілері 1970 жылдары "Маринер 9" және "Викинг" суреттерінде анықталды, олардың шығу тегі ұзақ уақыт бойы Марс зерттеулерінің тақырыбы болды. Аңғар желілері Марстың ежелгі Ноахтық дәуірдегі оңтүстік таулы жерлерінде кеңінен кездеседі, сонымен қатар кейбір үлкен жанартаулардың бүйірлерінде де кездеседі. Альба Монстағы аңғарлар желісі Амазонка дәуіріне жатады және оңтүстік таулы аймақтағылардан әлдеқайда жас. Бұл факт зерттеушілерге қиындық тудырады, өйткені олар Марс тарихының ерте, жылы және ылғалды кезеңінде жаңбырдың ағып кетуімен аңғар желілері ойылып жасалды деп болжайды. Егер климаттық жағдайлар миллиардтаған жылдар бұрын бүгінгі Марстың суық және құрғақ жеріне (жаңбыр жаууы мүмкін емес) өзгерген болса, онда Альба Монстағы жас аңғарларды қалай түсіндіруге болады? Альбаның аңғар желілері таулы аймақтардағыдан өзгеше қалыптасты ма және егер солай болса, қалай? Неге Альба Монс аңғарлары негізінен жанартаудың солтүстік жақтарында орналасқан? Бұл сұрақтар әлі талқылануда. "Викинг" суреттерінде Альбаның аңғар желілерінің жер үсті жауын-шашын аңғарларына ұқсастығы өте таңғаларлық. Аңғар желілері жақсы интеграцияланған сағалық аңғарлармен және дендриттік үлгіге параллель, жақсы текстуралы, жер бетіндегі Гавайи жанартауларындағымен салыстырмалы дренаждық тығыздықтармен сипатталады. Алайда, Еуропалық Марс Экспресс орбитасында орналасқан жоғары ажыратылатын стерео камерасының (HRSC) стереоскопиялық суреттері аңғарлардың салыстырмалы түрде жай (немесе одан да аз) екенін және тұрақты эрозиядан пайда болған аңғарларға қарағанда аралық ағып кетуден пайда болған құйылымдарға немесе саздарға көбірек ұқсайтынын көрсетеді. Альба Монстағы аңғарлар уақытша эрозиялық процестер нәтижесінде пайда болған, мүмкін, жанартаулық белсенділік кезінде балқыған қар немесе мұз жинақтарымен немесе қысқа мерзімдегі жаһандық климаттың өзгеруімен байланысты. Стеноның суперпозиция заңы бойынша стратиграфиялық тізбектің төменгі бөлігіндегі мүшелер жоғарыда жатқан мүшелерден үлкен. Ең көне бірлік (төменгі мүше) Альба Монс ғимаратын қоршап тұрған кең лавалық алжапқысқа сәйкес келеді. Бұл құрылымға төмен, жалпақ жоғарғы қырқалар жиынтығы тән, олар батыс, солтүстік және солтүстік-шығысқа қарай жүздеген шақырымға созылатын радиалды үлгі қалыптастырады. Бұл жоталар лава ағындары деп түсіндіріледі, сондықтан Альба Монстағы жанартау қызметінің ең ерте кезеңінде, мүмкін, вулканның кең, жалпақ алжапқышын құрайтын төменгі тұтқыр лаваның үлкен лавалық жарылыстары болған. Алжапқыштың лава ағыны ерте Геспердің соңғы Геспер шекарасын алып жатыр, шамамен 3700-3500 миллион жыл бұрын жарылды. Ең жас бірлік, сонымен қатар ерте Амазонка, саммит үстіртін, күмбезі мен кальдера кешенін қамтиды. Бұл кезеңдегі белсенділік салыстырмалы түрде қысқа ұзындықтағы табақ ағыны және саммит күмбезі мен үлкен кальдераның құрылысымен сипатталады. Бұл кезең саммит күмбезінің шығысқа қарай еңкейуімен аяқталды, бұл Альба-Фоссадағы қосымша грабенді қалыптастыруды бастаған болуы мүмкін. Соңғы болып пайда болған вулкандық нысандар - таудың түбіндегі шағын қалқан мен кальдера. Көп ұзамай, шамамен 1000 мен 500 миллион жыл бұрын, бөгеттің соңғы сатысы пайда болды, ол бөгеттің орналасуы мен шұңқыр кратерлік тізбектердің пайда болуымен байланысты болуы мүмкін. (соның ішінде Марстың оңтүстік таулы аймақтарында орналасқан, көк шөгінділері бар, төменгі орналасқан ежелгі жанартаулар) және тағы басқалары оны Марсқа тән біртекті жанартау құрылымы деп санайды. Альба Монс Сертс Майор жанартау құрылысымен кейбір сипаттамаларды бөліседі. (Марстағы вулканизмді қараңыз.) Екі жанартаудың да жасы Геспер дәуірінде, үлкен аумақтарды алып жатыр, рельефі өте төмен және тереңдігі аз үлкен кальдералар бар. Сондай-ақ, Альба сияқты, Сыртис Майорда лава ағыны бар түтікшелер мен арналар бар. Альба Монс Геллас әсері алабына қарама-қарсы орналасқандықтан, бірнеше зерттеушілер вулканның пайда болуы Геллас әсерінен жер қыртысының әлсіреуіне байланысты болуы мүмкін деп болжады, бұл планетаның қарама-қарсы жағына бағытталған күшті сейсмикалық толқындарды туғызды.

The northern slopes of Alba Mons contain numerous branching channel systems or valley networks that superficially resemble drainage features produced on Earth by rainfall. Alba's valley networks were identified in Mariner 9 and Viking images in the 1970s, and their origin has long been a topic of Mars research. Valley networks are most common in the ancient Noachian aged southern highlands of Mars, but also occur on the flanks of some of the large volcanoes. The valley networks on Alba Mons are Amazonian in age and thus significantly younger than the majority of those in the southern highlands. This fact presents a problem for researchers who propose that valley networks were carved by rainfall runoff during an early, warm and wet period of Martian history. If the climate conditions changed billions of years ago into today's cold and dry Mars (where rainfall is impossible), how does one explain the younger valleys on Alba Mons? Did Alba's valley networks form differently from those in the highlands, and if so, how? Why do the valleys on Alba Mons occur mainly on the northern flanks of the volcano? These questions are still being debated. In Viking images, the resemblance of Alba's valley networks to terrestrial pluvial (rainfall) valleys is quite striking. The valley networks show a fine textured, parallel to dendritic pattern with well integrated tributary valleys and drainage densities comparable to those on Earth's Hawaiian volcanoes. However, stereoscopic images from the High Resolution Stereo Camera (HRSC) on the European Mars Express orbiter show that the valleys are relatively shallow ( or less) and more closely resemble rills or gullies from intermittent runoff erosion than valleys formed from sustained erosion. It seems likely that the valleys on Alba Mons formed as a result of transient erosional processes, possibly related to snow or ice deposits melting during volcanic activity, or to short lived periods of global climate change. Members low in the stratigraphic sequence are older than those lying above, in accordance with Steno's law of superposition. The oldest unit (lower member) corresponds to the broad lava apron surrounding the Alba Mons edifice. This unit is characterized by sets of low, flat topped ridges that form a radial pattern extending for hundreds of kilometers to the west, north, and northeast of the main edifice. The ridges are interpreted to be lava flows, Thus, the earliest phase of volcanic activity at Alba Mons probably involved massive effusive eruptions of low viscosity lavas that formed the volcano's broad, flat apron. Lava flows of the apron unit straddle the early Hesperian late Hesperian boundary, having erupted approximately 3700 to 3500 million years ago. The youngest unit, also early Amazonian, covers the summit plateau, dome, and caldera complex. This period of activity is characterized by relatively short length sheet flows and construction of the summit dome and the large caldera. This phase ended with an eastward tilting of the summit dome, which may have initiated additional graben formation in Alba Fossae. The last volcanic features to form were the small shield and caldera at the summit. Much later, between about 1,000 and 500 million years ago, a final stage of faulting occurred that may have been related to dike emplacement and the formation of pit crater chains. (in contrast to highland paterae, which are low lying ancient volcanoes with furrowed ash deposits located in the southern Martian highlands), and still others consider it a one of a kind volcanic structure unique to Mars. Alba Mons shares some characteristics with the Syrtis Major volcanic structure. (See Volcanism on Mars.) Both volcanoes are Hesperian in age, cover large areas, have very low relief, and large shallow calderas. Also like Alba, Syrtis Major displays ridged tube and channel fed lava flows. Because Alba Mons lies antipodal to the Hellas impact basin, a few researchers have conjectured that the volcano's formation may have been related to crustal weakening from the Hellas impact, which produced strong seismic waves that focused on the opposite side of the planet.