Вулкан Альба Монс на Марсе

Введение

Марсианский вулкан

Альба Монс (ранее и до сих пор иногда называемый Альба Патера, термин, который впоследствии был ограничен кальдерой вершины вулкана; также первоначально известный как кольцо Аркадия) — вулкан, расположенный в северной области Тарсис на планете Марс. Это самый большой вулкан на Марсе по площади поверхности, с полями вулканических потоков, простирающимися как минимум от его вершины. Хотя протяжённость вулкана сопоставима с протяжённостью Соединённых Штатов, его высота достигает лишь в самой высокой точке. Это примерно одна треть высоты Олимп Монс, самого высокого вулкана на планете. Склоны Альба Монс имеют очень пологий уклон. Средний уклон вдоль северного (и самого крутого) склона вулкана составляет 0,5°, что более чем в пять раз меньше, чем уклон других крупных вулканов Тарсис. В общем профиле Альба Монс напоминает обширный, но едва заметный вал на поверхности планеты. Это уникальная вулканическая структура, не имеющая аналогов ни на Земле, ни где-либо ещё на Марсе. Многие потоки имеют характерную морфологию, состоящую из длинных, извилистых хребтов с прерывистыми центральными лавовыми каналами. Низменности между хребтами (особенно вдоль северного склона вулкана) демонстрируют разветвлённую сеть мелких оврагов и каналов (долинных сетей), которые, вероятно, образовались в результате стока воды. Альба Монс содержит одни из самых древних широко обнажённых вулканических отложений в регионе Тарсис. Геологические свидетельства указывают на то, что значительная вулканическая активность на Альба Монс прекратилась гораздо раньше, чем на Олимп Монс и вулканах Тарсис Монтес. Возраст вулканических отложений Альба Монс варьируется от гесперийского до раннеамазонского периода (примерно от 3,6 до 3,2 миллиардов лет).

Название

В течение многих лет вулкан официально назывался Альба-Патера. Патера (мн.ч. paterae) – латинское слово, обозначающее неглубокую чашу или блюдце для питья. Этот термин применялся к некоторым нечетко очерченным кратерам с волнистыми краями, которые на ранних снимках космических аппаратов казались вулканическими (или не образованными ударами). В сентябре 2007 года Международный астрономический союз (МАС) переименовал вулкан в Альба Монс (Гора Альба), оставив термин Альба-Патера за двумя центральными впадинами вулкана (кальдерами). Название «Альба» происходит от латинского слова, означающего «белый», и связано с облаками, которые часто наблюдаются над этим регионом с помощью телескопов, расположенных на Земле. Вулкан был открыт космическим аппаратом «Маринер-9» в 1972 году и первоначально был известен как вулканическая структура Альбы или кольцо Аркадии (в связи с частичным кольцом разломов вокруг вулкана). В 1973 году МАС присвоил вулкану название Альба-Патера, и его объем составляет около 2,5 млн км³. Хотя Альба Монс достигает максимальной высоты над нулевым уровнем Марса, разница в высоте между его вершиной и окружающей местностью (рельеф) значительно больше на северном склоне вулкана (около) по сравнению с южным склоном (около). Причина этой асимметрии заключается в том, что Альба располагается на границе дихотомии между испещренными кратерами возвышенностями на юге и низменностями на севере. Равнины, лежащие в основании вулкана, наклонены к северу в сторону Vastitas Borealis, средняя высота поверхности которой находится ниже нулевого уровня ( ). Южная часть Альба Монс построена на широком, ориентированном с севера на юг топографическом хребте, который соответствует разломам ноахийского возраста в области Ceraunius Fossae. Точные измерения высоты по всей планете позволяют ученым-планетологам, используя данные MOLA, изучать тонкие детали формы и топографии вулкана, которые были невидимы на изображениях с более ранних космических аппаратов, таких как Viking. Центральная часть вулкана имеет самые крутые склоны, хотя они все равно составляют всего 1°. Небольшая глубина кальдер Альбы по сравнению с кальдерами на Олимпе и большинстве других вулканов Тарсис указывает на то, что магматический резервуар Альбы был шире и мельче, чем у его соседей.

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.

Характеристики поверхности

Большая часть центральной структуры Альба Монс покрыта слоем пыли толщиной около [укажите толщину]. Слой пыли виден на изображениях вершины с высоким разрешением (изображение справа). В некоторых местах ветер сформировал из пыли обтекаемые формы, а небольшие оползни рассекают её. Однако отдельные участки пыли остаются гладкими и нетронутыми ветром. На значительное пылевое покрытие указывают также высокое альбедо (отражательная способность) и низкая тепловая инерция региона. Марсианская пыль визуально яркая (альбедо > 0,27) и обладает низкой тепловой инерцией из-за малого размера зерен (<). (См. поверхность Марса.) Однако тепловая инерция выше, а альбедо ниже на северных склонах вулкана и в предгорной области, расположенной севернее. Это позволяет предположить, что северные части поверхности Альбы могут содержать большее количество дурикрустов, песка и камней, чем остальная часть вулкана. Такая концентрация может свидетельствовать о наличии воды в виде остаточного льда или гидратированных минералов. Альба Монс – одна из нескольких областей на планете, где могут находиться значительные залежи льда, расположенного близко к поверхности и сохранившегося с более ранней эпохи (от 1 до 10 миллионов лет назад), когда наклон оси Марса (осевая наклонность) был больше, а в средних широтах и тропиках существовали горные ледники. В современных условиях водяной лед нестабилен в этих местах и будет сублимироваться в атмосферу. Теоретические расчеты показывают, что остаточный лед может сохраняться на глубине менее 1 м, если он покрыт материалом с высоким альбедо и низкой тепловой инерцией, таким как пыль. Минеральный состав пород, составляющих Альба Монс, сложно определить с помощью орбитальной спектрометрии отражения из-за преобладания поверхностной пыли во всем регионе. Однако глобальный состав поверхности можно оценить по данным гамма-спектрометра (GRS) аппарата Mars Odyssey. Этот прибор позволил ученым определить распределение водорода (H), кремния (Si), железа (Fe), хлора (Cl), тория (Th) и калия (K) в неглубоких слоях под поверхностью. Многомерный анализ данных GRS показывает, что Альба Монс и остальная часть региона Тарсис относятся к химически обособленной провинции, характеризующейся относительно низким содержанием Si (19 мас.%), Th (0,58 ррм) и K (0,29 мас.%), но более высоким содержанием Cl (0,56 мас.%) по сравнению со средним содержанием на поверхности Марса. Низкое содержание кремния указывает на мафические и ультрамафические магматические породы, такие как базальт и дунит. Альба Монс маловероятно станет целью для беспилотных посадочных аппаратов в ближайшем будущем. Толстый слой пыли скрывает лежащую в основе коренную породу, что, вероятно, затруднит получение образцов непосредственно на месте и, следовательно, снизит научную ценность этого района. Кроме того, слой пыли, вероятно, создаст серьезные проблемы с маневрированием для марсоходов. Ирония заключается в том, что вершина первоначально рассматривалась как основной резервный участок посадки для посадочного аппарата Viking 2, поскольку в изображениях Mariner 9, сделанных в начале 1970-х годов, эта область казалась очень ровной.

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

Большая часть геологических исследований Альба-Монс была посвящена морфологии его лавовых потоков и геометрии разломов, рассекающих его склоны. Также широко изучались поверхностные образования вулкана, такие как овраги и долинные сети. Эти усилия преследуют общую цель – раскрыть геологическую историю вулкана и вулкано-тектонические процессы, участвовавшие в его формировании. Подобное понимание может пролить свет на природу и эволюцию недр Марса и историю климата планеты.

Тектонические особенности

Огромная система трещин, окружающая Альба-Монс, пожалуй, самая заметная особенность этого вулкана. Тектонические структуры Альбы почти полностью растяженные, состоящие из нормальных разломов, грабенов и трещин растяжения. Наиболее распространенными растяженными структурами на Альба-Монс (и на Марсе в целом) являются простые грабены. Грабены – это длинные, узкие понижения, ограниченные двумя внутрь направленными нормальными разломами, заключающими опущенный блок коры (изображено справа). На Альбе, вероятно, наблюдается наиболее четкое проявление простых грабенов на всей планете. Грабены Альбы достигают длины до – и имеют ширину порядка –, при глубине –. Трещины растяжения (или трещины) – это растяженные структуры, образующиеся при разрыве коры без значительного смещения между отдельными горными породами. Теоретически они должны выглядеть как глубокие трещины с острыми V-образными профилями, но на практике их часто трудно отличить от грабенов, поскольку их внутренние пространства быстро заполняются обломками со склонов, образуя относительно плоские, грабен-подобные днища. Вся система разломов Ceraunius Alba Tantalus имеет протяженность не менее – и ширину –.

Было предложено несколько причин возникновения этих разломов, включая региональные напряжения, создаваемые выпуклостью Тарсис, вулканические дайки и нагрузку коры, оказываемую самим Альба-Монс. Изображение, полученное с помощью High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) на борту Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), показывает цепочку кратеров без валов в области Cyane Fossae на западном склоне Альбы (изображено справа). Эти кратеры, вероятно, образовались в результате обрушения поверхностных материалов в открытые трещины, возникшие при внедрении магмы в подземные породы с образованием даек.

Долины и ущелья

Северные склоны Альба-Монса содержат многочисленные системы разветвленных каналов или сети долин, которые поверхностно напоминают дренажные образования, создаваемые на Земле под воздействием дождей. Сети долин Альбы были идентифицированы на изображениях, полученных аппаратами "Маринер-9" и "Викинг" в 1970-х годах, и их происхождение долгое время является предметом марсианских исследований. Сети долин наиболее распространены в древних ноахийских породах южных высокогорий Марса, но также встречаются на склонах некоторых крупных вулканов. Долины Альба-Монса относятся к амазонскому периоду и, следовательно, значительно моложе большинства долин южных высокогорий. Этот факт представляет собой проблему для исследователей, предполагающих, что сети долин были сформированы стоком дождей в ранний, теплый и влажный период истории Марса. Если климатические условия изменились миллиарды лет назад до современного холодного и сухого Марса (где дожди невозможны), как объяснить молодые долины на Альба-Монсе? Сформировались ли сети долин Альбы иначе, чем в высокогорьях, и если да, то как? Почему долины на Альба-Монсе расположены преимущественно на северных склонах вулкана? Эти вопросы все еще обсуждаются. На изображениях, полученных аппаратом "Викинг", сходство долинных сетей Альбы с земными долинами, образованными дождями, весьма заметно. Сети долин демонстрируют тонкую текстуру, параллельную дендритной структуре, с хорошо интегрированными притоками и плотностью дренажа, сопоставимой с таковой на гавайских вулканах Земли. Однако стереоскопические изображения с высокоразрешающей стереокамеры (HRSC) на борту европейского орбитального аппарата "Марс Экспресс" показывают, что долины относительно неглубокие (или менее) и больше напоминают овраги или русла от периодической эрозии стока, чем долины, образованные устойчивой эрозией. Вероятно, долины на Альба-Монсе сформировались в результате временных эрозионных процессов, возможно, связанных с таянием снега или льда во время вулканической активности, или с кратковременными периодами глобальных изменений климата. Члены, расположенные ниже в стратиграфической последовательности, старше тех, что лежат выше, в соответствии с законом суперпозиции Стенона. Самое старое подразделение (нижний член) соответствует широкому лавовому покрову, окружающему массив Альба-Монса. Этот блок характеризуется набором низких, плоских хребтов, образующих радиальную структуру, простирающуюся на сотни километров к западу, северу и северо-востоку от основного массива. Хребты интерпретируются как лавовые потоки. Таким образом, самая ранняя фаза вулканической активности на Альба-Монсе, вероятно, включала в себя масштабные излияния лавы низкой вязкости, которые сформировали широкий, плоский лавовый покров вулкана. Лавовые потоки этого блока пересекают границу раннего и позднего гесперийского периодов, извергнувшись примерно 3700–3500 миллионов лет назад. Самый молодой блок, также относящийся к раннему амазонскому периоду, покрывает вершинное плато, купол и комплекс кальдер. Этот период активности характеризуется относительно короткими листовидными потоками и формированием вершинного купола и большой кальдеры. Эта фаза завершилась наклоном вершинного купола на восток, что, возможно, инициировало дополнительное образование грабенов в Альба-Фоссае. Последними вулканическими образованиями были небольшой щитовой вулкан и кальдера на вершине. Гораздо позже, примерно между 1000 и 500 миллионами лет назад, произошла заключительная стадия разломов, которая, возможно, была связана с внедрением даек и образованием цепочек ямных кратеров. (в отличие от высокогорных патер, которые представляют собой низменные древние вулканы с бороздчатыми отложениями пепла, расположенные в южных марсианских высокогорьях), а другие считают его уникальной вулканической структурой, не имеющей аналогов на Марсе. Альба-Монс имеет некоторые общие черты с вулканической структурой Сиртис-Майора. (См. Вулканизм на Марсе.) Оба вулкана относятся к гесперийскому периоду, занимают большие площади, имеют очень небольшой рельеф и большие мелкие кальдеры. Как и на Альба-Монсе, на Сиртис-Майоре наблюдаются извилистые трубчатые и канальные лавовые потоки. Поскольку Альба-Монс находится на антиподе бассейна Геллас, некоторые исследователи предполагают, что формирование вулкана могло быть связано с ослаблением коры в результате удара в Гелласе, который вызвал сильные сейсмические волны, сфокусированные на противоположной стороне планеты.

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.