Вулкан Аскрейский Монс на Марсе

Введение

Марсианский вулкан Аскрайус Монс (Ascraeus Mons) — крупный щитовой вулкан, расположенный в области Тарсис на планете Марс. Он является самым северным и самым высоким из трёх щитовых вулканов, известных как Тарсис Монтес.

Открытие

Расположение вулкана соответствует классической альбедо-особенности Аскрейус Лакус. Аскрейус Монс был обнаружен космическим аппаратом "Маринер-9" в 1971 году. Изначально вулкан назывался Северным пятном, поскольку он был самым северным из четырех пятен, видимых на поверхности из-за глобальной пылевой бури, окутывавшей тогда планету. Когда пыль рассеялась, стало ясно, что эти пятна – чрезвычайно высокие вулканы, вершины которых возвышались над запыленной нижней атмосферой.

Имя

Аскрей Лакус был назван в честь Аскры, сельской родины Гесиода; в греческом языке слово "аскрейский" является поэтическим метонимическим обозначением "сельского". В 1973 году вулкан официально получил название Аскрейус Монс. Склоны наиболее крутые в средней части бортов, сглаживаясь к основанию и вблизи вершины, где расположен широкий вершинный плато и комплекс кальдер (кратеров обрушения). Вулканические жерла, расположенные на северо-восточном и юго-западном краях вулкана, являются источниками широких лавовых потоков, или веерных отложений, которые накрывают близлежащие участки вулкана и простираются более чем на 100 км в окружающие равнины. Юго-западное – северо-восточное направление потоков соответствует направлению Тарсис Монтес, что позволяет предположить, что крупный разлом или трещина в марсианской коре определяет ориентацию как потоков, так и цепи Тарсис Монтес. Наличие лавовых потоков вызывает некоторые разногласия в определении фактических размеров вулкана. Если учитывать потоки как часть структуры, то размеры Аскрейус Монс приближаются к 375 × 870 км. Как и большая часть региона Тарсис, Аскрейус Монс имеет высокое альбедо (отражательную способность) и низкую тепловую инерцию, что указывает на то, что вулкан и окружающие территории покрыты большим количеством мелкой пыли. (См. поверхность Марса.) Пыль образует покров на поверхности, который скрывает или приглушает многие детали топографии и геологии региона. Тарсис, вероятно, пыльный из-за своей большой высоты. Плотность атмосферы слишком низкая для мобилизации и удаления пыли после её осаждения. Атмосферное давление на вершине Аскрейус Монс в среднем составляет 100 паскалей (1,0 мбар); это всего 17% от среднего поверхностного давления в 600 паскалей. Аскрейус Монс окружен лавовыми равнинами, возраст которых относится к позднему и среднеамазонскому периодам. Высота равнин в среднем составляет около 3 км над нулевым уровнем (уровнем "моря" Марса), что дает вулкану средний вертикальный перепад высот в 15 км. Однако высота равнин значительно варьируется. Равнины к северо-западу от вулкана имеют высоту менее 2 км. Наибольшая высота равнин (>3 км) наблюдается к юго-востоку от вулкана. Лавовые равнины к северо-западу от Аскрейус Монс примечательны наличием двух темных провальных ям, зафиксированных камерой HiRISE на борту Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) в ноябре 2010 года (изображения представлены в галерее ниже). Эти ямы напоминают те, которые были засняты вокруг Арсии Монс космическим аппаратом "Марс Одиссея". Ширина двух ям составляет примерно 180 и 310 м, а глубина большей ямы – около 180 метров. Восточные стенки ям состоят из крутых, нависающих уступов. На дне обеих ям содержатся осадочные породы и крупные валуны. В некоторых случаях они могут указывать на "окна"/входы в подземные лавовые пещеры.

Ascraeus Lacus had been named after Ascra, the rustic birthplace of Hesiod; in Greek, the word "ascraeus" is a poetic metonym for "rural." The volcano's name officially became Ascraeus Mons in 1973. Slopes are steepest in the middle portion of the flanks, flattening out toward the base and near the top where a broad summit plateau and caldera (collapse crater) complex are located. Volcanic vents, located on the northeastern and southwestern edges of the volcano, are sources for broad lava aprons, or fans, that bury nearby portions of the volcano and extend over 100 km out into the surrounding plains. The southwest–northeast orientation of the aprons matches the orientation of the Tharsis Montes, suggesting that a major fissure or rift in the Martian crust is responsible for the orientation of both the aprons and the Tharsis Montes chain. The presence of the lava aprons causes some disagreement in the actual dimensions of the volcano. If the aprons are included as part of the edifice then Ascraeus Mons has dimensions closer to 375 × 870 km. Like most of the Tharsis region, Ascraeus Mons has a high albedo (reflectivity) and low thermal inertia, indicating that the volcano and surrounding areas are covered with large amounts of fine dust. (See the Martian Surface.) The dust forms a mantle over the surface that obscures or mutes much of the fine scale topography and geology of the region. Tharsis is probably dusty because of its high elevations. The atmospheric density is too low to mobilize and remove dust once it is deposited. The atmospheric pressure at the summit of Ascraeus Mons averages 100 pascal (1.0 mbar); this is only 17% of the average surface pressure of 600 pascal. Ascraeus Mons is surrounded by lava flow plains that are mid to late Amazonian in age. The elevation of the plains averages about 3 km above datum (Martian "sea" level), giving the volcano an average vertical relief of 15 km. However, the elevation of the plains varies considerably. The plains northwest of the volcano are less than 2 km in elevation. The plains are highest (>3 km) southeast of the volcano. The lava plains northwest of Ascraeus Mons are notable for having two dark collapse pits photographed by the HiRISE camera on the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) in November 2010 (pictured in gallery below). The pits resemble those imaged around Arsia Mons by the Mars Odyssey spacecraft. The two pits measure about 180 and 310 m wide, and the larger pit is approximately 180 meters deep. The eastern walls of the pits consist of steep, overhanging ledges. The bottoms of both pits contain sediments and large boulders. In some cases, they may mark skylights/entrances to subsurface lava caves.

Геология

Аскрейус Монс был построен многими тысячами потоков жидкой базальтовой лавы. За исключением своих больших размеров, он напоминает земные щитовые вулканы, подобные тем, что формируют Гавайские острова. Фланги Аскрейус Монс покрыты узкими, лопастными потоками лавы и лавовыми каналами. Многие из этих лавовых потоков имеют дамбы (навалами) по краям. Левии – это параллельные хребты, образованные по краям лавовых потоков. Более холодные, внешние края потока затвердевают, оставляя центральную ямку расплавленной, текущей лавы. Частично обрушившиеся лавовые трубки видны в виде цепочек ямных кратеров. Изучая морфологию структуры лавовых потоков на Аскрейус Монс, геологи могут рассчитать реологические свойства лавы и оценить скорость её излияния во время извержения (скорость эффузии). Результаты показывают, что лава была очень текучей (низкой вязкости) с низкой прочностью, напоминая гавайскую и исландскую базальтовую лаву. Средние скорости эффузии составляют около 185 м³/с. Эти значения сопоставимы с наблюдаемыми на Гавайях и в Исландии. Радарные исследования с Земли показывают, что Аскрейус Монс имеет более высокую отражающую способность радара, чем другие вулканические структуры на планете. Это может указывать на то, что лавовые потоки на флангах Аскрейус Монс состоят из грубых потоков типа аа, что подтверждается фотогеологическим анализом морфологии лавовых потоков. Фланги Аскрейус Монс имеют складчатый вид, вызванный многочисленными низкими, округлыми террасовидными структурами, расположенными концентрически вокруг вершины вулкана. Террасы расположены на расстоянии от 30 до 50 км друг от друга, имеют длину до 100 км, радиальную ширину 30 км и высоту около 3 км. Отдельные террасы не являются сплошными вокруг вулкана, а состоят из дугообразных сегментов, перекрывающихся друг с другом, образуя чешуйчатый рисунок. Они интерпретируются как поверхностное проявление надвигов, образовавшихся из-за сжатия вдоль флангов вулкана. Фланговые террасы также распространены на Олимпе и других щитовых вулканах Тарсис. Источник сжимающих напряжений до сих пор обсуждается. Фланговые террасы могут быть вызваны сжатием вулкана, изгибом подстилающей литосферы из-за огромного веса вулкана, циклами надувания и сдувания магматической камеры или мелким гравитационным обрушением. Трещины, или боковые жерла, на юго-западном и северо-восточном краях вулкана являются источниками лавовых потоков, распространяющихся по окружающим равнинам. Похоже, что трещины образовались в результате слияния многочисленных узких, ущельеподобных впадин. В некоторых местах впадины образуют извилистые каналы с островами и другими элементами, указывающими на эрозию жидкостью. Вопрос о том, были ли каналы сформированы преимущественно водой или лавой, остаётся предметом дискуссий, однако обширное изучение аналогичных сред (например, Гавайи, Луна, другие регионы Марса) и морфологических особенностей, проведённое несколькими исследователями, привело к выводу, что вулканическое происхождение наиболее вероятно. Кальдерный комплекс состоит из центральной кальдеры, окружённой четырьмя слившимися кальдерами. Центральная кальдера имеет диаметр около 24 км и глубину 3,4 км и является самой молодой из структур обрушения. Подсчёт кратеров указывает на то, что центральной кальдере около 100 миллионов лет (млн лет). Окружающие кальдеры имеют возраст около 200, 400 и 800 млн лет или более. Небольшая, частично сохранившаяся депрессия к юго-востоку от главной кальдеры может быть возрастом 3,8 миллиарда лет (Гр). Если эти датировки верны, то Аскрейус Монс мог быть активен на протяжении большей части истории Марса. На западном фланге вулкана расположена область своеобразных веерообразных отложений (ВО). ВО состоит из зоны бугристой местности, очерченной полукруглой зоной концентрических хребтов. Подобные отложения также обнаружены на северо-западных краях двух других гор Тарсис Монтес, Павонис Монс и Арсия Монс, а также на Олимпе Монс. ВО на Аскрейус Монс является самым маленьким из тех, что на Тарсис Монтес, занимая площадь 14 000 км² и простираясь наружу от основания вулкана примерно на 100 км. О происхождении этих отложений спорят уже несколько десятилетий. Однако недавние геологические данные свидетельствуют о том, что ВО – это отложения, оставленные ледниками, которые покрывали части вулканов в течение недавнего периода высокой наклонности оси вращения. В периоды высокой наклонности (осевого наклона) полярные регионы получают больше солнечного света. Больше воды из полюсов поступает в атмосферу и конденсируется в виде льда или снегопада в более прохладных экваториальных регионах. Наклон оси вращения Марса изменяется от примерно 15° до 35° в циклах продолжительностью 120 000 лет.

Ascraeus Mons was built by many thousands of fluid basaltic lava flows. Except for its great size, it resembles terrestrial shield volcanoes like those that form the Hawaiian Islands. The flanks of Ascraeus Mons are covered with narrow, lobate lava flows and lava channels. Many of the lava flows have levees along their margins. Levees are parallel ridges formed at the edges of lava flows. The cooler, outer margins of the flow solidify, leaving a central trough of molten, flowing lava. Partially collapsed lava tubes are visible as chains of pit craters. By examining the morphologies of lava flow structures on Ascraeus Mons, geologists are able to calculate the rheological properties of the lava and estimate the rate at which it poured out during eruption (effusion rate). Results show that the lava was highly fluid (low viscosity) with low yield strength, resembling Hawaiian and Icelandic basaltic lavas. Average effusion rates are about 185 m3/s. These rates are comparable to those seen in Hawaii and Iceland. Earth based radar studies show that Ascraeus Mons has a higher radar echo strength than other volcanic structures on the planet. This could indicate that the lava flows on the flanks of Ascraeus Mons consist of rough Aā type flows, a conclusion supported by photogeologic analysis of lava flow morphologies. The flanks of Ascraeus Mons have a rumpled appearance caused by numerous low, rounded terrace like structures arranged concentrically around the summit of the volcano. The terraces are spaced 30 to 50 km apart, have lengths up to 100 km, radial widths of 30 km, and heights of about 3 km. Individual terraces are not continuous around the volcano, but instead consist of arcuate segments that overlap with each other, forming an imbricate pattern. They are interpreted to be the surface expression of thrust faults that formed due to compression along the volcano's flanks. Flank terraces are also common on Olympus Mons and the other Tharsis shield volcanoes. The source of the compressive stresses is still debated. The flank terraces may be due to compressional failure of the volcano, flexing of the underlying lithosphere due to the volcano's massive weight, cycles of magma chamber inflation and deflation, or shallow gravitational slumping. Fissures, or flank vents, at the southwestern and northeastern edges of the volcano are the sources of the lava aprons that spread out across the surrounding plains. The fissures seem to have formed by the merger of numerous, narrow rille like depressions. In places, the depressions form sinuous channels with islands and other features suggestive of erosion by a fluid. Whether the channels were formed predominately by water or lava is still a topic of debate, though extensive study of analogous environments (e. g. Hawaii, the Moon, elsewhere on Mars) and morphologic features by multiple researchers has led to the conclusion that a volcanic origin is most probable. The caldera complex consists of a central caldera surrounded by four coalesced calderas. The central caldera measures about 24 km across and 3.4 km deep and is the youngest of the collapse structures. Crater counting indicates that the central caldera is about 100 million years (Myr) old. The surrounding calderas have ages of about 200, 400, and 800 Myr old, or earlier. A small, partly preserved depression southeast of the main caldera may be as old as 3.8 billion years (Gyr). If the dates are valid, then Ascraeus Mons may have been active through most of Mars' history. An area of peculiar, fan shaped deposits (FSD) lies on the volcano's western flank. The FSD consists of a zone of knobby terrain outlined by a semicircular zone of concentric ridges. Similar deposits are also found at the northwestern edges of the other two Tharsis Montes, Pavonis Mons and Arsia Mons, as well as on Olympus Mons. The FSD at Ascraeus Mons is the smallest of those on the Tharsis Montes, covering an area of 14,000 km2 and extending outward from the volcano's base for about 100 km. The origin of these deposits has been debated for decades. However, recent geologic evidence suggests that FSDs are deposits left by glaciers, which covered portions of the volcanoes during a recent period of high obliquity. During periods of high obliquity (axial tilt) the polar regions receive higher levels of sunlight. More water from the poles enters the atmosphere and condenses as ice or snowfall in the cooler equatorial regions. Mars changes its obliquity from about 15° to 35° in cycles of 120,000 years.