Der Olympus Mons (Latein für Gestell Olymp) ist ein großer vulkanischer Berg auf dem Planeten Mars. Durch ein Maß hat es eine Höhe fast; der höchste bekannte Berg im Sonnensystem, fast dreimal so hoch wie der Mount Everest. Der Olympus Mons ist der jüngste der großen Vulkane auf Mars, sich während der Amazonenperiode des Mars geformt. Der Olympus Mons war Astronomen seit dem Ende des 19. Jahrhunderts bekannt gewesen, weil die Rückstrahlvermögen-Eigenschaft Olympica (Latein für den "Schnee des Olympes") Über den Haufen wirft. Seine gebirgige Natur wurde verdächtigt, kurz bevor Raumsonden seine Identität als ein Berg bestätigt haben.

Der Vulkan wird in der Westhalbkugel des Mars an ungefähr gerade vom nordwestlichen Rand der Beule von Tharsis gelegen. Der Westteil des Vulkans liegt im Viereck von Amazonis (Festordner-8) und die Haupt- und Ostteile im angrenzenden Viereck von Tharsis (Festordner 9). Zwei Einfluss-Krater auf dem Olympus Mons sind provisorische Namen durch den IAU zugeteilt worden. Sie sind - der Diameter-Krater Karzok und - der Diameter-Krater Pangboche . Die Krater sind bemerkenswert, um zwei von mehreren verdächtigten Quellgebieten für shergottites, die reichlichste Klasse von Marsmeteorsteinen zu sein.

Allgemeine Beschreibung

Der Olympus Mons ist ein Schild-Vulkan, der in der Morphologie zu den großen Vulkanen ähnlich ist, die die hawaiischen Inseln zusammensetzen. Das eindrucksvolle Gebäude ist über den breiten und steht fast über der Umgebungsprärie (ein wenig zu viel zweimal die Höhe von Mauna Kea, wie gemessen, von seiner Basis auf dem Ozeanboden). Der Gipfel des Bergs hat sechs verschachtelte Krater (Zusammenbruch-Krater) das Formen einer unregelmäßigen Depression 60 × 80 km (37 × 50 mi) über und bis zu tief. Der Außenrand des Vulkans besteht aus einer steilen Böschung oder Klippe, bis zum hohen, eine unter den Schild-Vulkanen des Mars einzigartige Eigenschaft. Der Olympus Mons bedeckt ein Gebiet ungefähr die Größe Arizonas.

Ein Schild-Vulkan seiend, hat der Olympus Mons ein sehr niedriges Profil. Der durchschnittliche Hang auf den Flanken des Vulkans ist nur 5 °. Hang ist im höchsten Maße in der Nähe vom mittleren Teil der Flanken und wächst seichter zur Basis, den Flanken ein konkaves nach oben gerichtetes Profil gebend. Die Gestalt des Olympus Mons ist ausgesprochen unsymmetrisch. Seine Flanken sind seichter und strecken sich weiter vom Gipfel in der nordwestlichen Richtung aus, als sie nach Südosten tun. Die Gestalt und Profil des Vulkans sind mit einem "Zirkus-Zelt verglichen worden, das" von einem einzelnen Pol gehalten ist, der vom Zentrum ausgewechselt wird.

Wegen der Größe des Olympus Mons und seines seichten Hangs würde ein Beobachter-Stehen auf der Marsoberfläche unfähig sein, das komplette Profil des Vulkans sogar von einer großen Entfernung anzusehen. Die Krümmung des Planeten und des Vulkans selbst würde solch eine synoptische Ansicht verdunkeln. Ähnlich würde ein Beobachter in der Nähe vom Gipfel das Stehen auf einem hohen Berg nicht wissen, als sich der Hang des Vulkans außer dem Horizont, bloße 3 Kilometer weg ausstrecken würde.

Der typische atmosphärische Druck an der Oberseite vom Olympus Mons ist 72 Pascal, ungefähr 12 % des durchschnittlichen Marsoberflächendrucks von 600 Pascal. Beide sind nach Landstandards außerordentlich niedrig. Vergleichsweise ist der atmosphärische Druck auf dem Gipfel des Mount Everests 32,000 pascals, oder ungefähr 32 % des Meeresspiegel-Drucks der Erde. Trotzdem werden orographic Höhenwolken oft über den Gipfel von Olympus Mons beobachtet, und Bordmarsstaub ist noch da. Obwohl der durchschnittliche atmosphärische Marsoberflächendruck weniger als ein Prozent der Erde ist, vergrößert der viel niedrigere Ernst auf Mars die Skala-Höhe der Atmosphäre; mit anderen Worten ist die Atmosphäre des Mars aufgedunsen und fällt in der Dichte mit der Höhe so scharf nicht ab wie Erde.

Der Olympus Mons ist eine unwahrscheinliche landende Position für automatisierte Raumsonden in der nahen Zukunft. Die hohen Erhebungen schließen Fallschirm-geholfene Landungen wegen der ungenügenden atmosphärischen Dicke aus, um das Raumfahrzeug zu verlangsamen. Außerdem wird der Olympus Mons in einem der staubigsten Gebiete des Mars gelegen. Ein Mantel von feinen Staubschutzen viel vom Terrain, die zu Grunde liegende Grundlage verdunkelnd (könnten Felsen-Proben hart sein, durch zu kommen). Die Staub-Schicht würde auch wahrscheinlich strenge manövrierende Probleme für Rover verursachen.

Geologie

Der Olympus Mons ist das Ergebnis von vielen tausend von hoch flüssigen, basaltischen Lava-Flüssen, die von vulkanischen Öffnungen im Laufe eines langen Zeitraumes der Zeit geströmt sind. (Die hawaiischen Inseln veranschaulichen ähnliche Schild-Vulkane auf einer kleineren Skala - sieh Mauna Kea.) Ist die außergewöhnliche Größe des Olympus Mons wahrscheinlich, weil Mars an beweglichen tektonischen Tellern Mangel hat. Unterschiedlich auf der Erde bleibt die Kruste des Mars fest über einen stationären Krisenherd, und ein Vulkan kann fortsetzen, Lava zu entladen, bis es eine enorme Höhe erreicht.

Die Flanken des Olympus Mons werden aus unzähligen Lava-Flüssen und Lava-Kanälen zusammengesetzt. Viele der Flüsse haben Morgenempfänge entlang ihren (geschilderten) Rändern. Morgenempfänge sind parallele an den Rändern von Lava-Flüssen gebildete Kämme. Die kühleren Außenränder des Flusses werden fest, einen Haupttrog der geschmolzenen, fließenden Lava verlassend. Teilweise ist zusammengebrochen Lava-Tuben sind als Ketten von Grube-Kratern sichtbar, und breite Lava-Anhänger, die durch die Lava gebildet sind, die aus intakten, unterirdischen Tuben erscheint, sind auch üblich. In Plätzen entlang der Basis des Vulkans können Lava-Flüsse gesehen werden, sich in die Umgebungsprärie ergießend, breite Schürzen bildend, und die grundlegende steile Böschung begrabend. (Bemerken Sie: Lava-Flüsse beziehen sich sowohl auf die aktiv fließende Lava als auch auf den konsolidierten landforms, den sie erzeugen. Die Bedeutung hier ist die Letzteren, da Mars keine aktiven Lava-Flüsse zurzeit hat.) Krater-Zählungen von hohen Entschlossenheitsimages, die vom Schnellzug von Mars orbiter 2004 genommen sind, zeigen an, dass Lava auf der nordwestlichen Flanke der Reihe von Olympus Mons im Alter vom 115-million-jährigen (Mya) zu nur 2 Mya fließt. Diese Alter sind in geologischen Begriffen sehr neu, darauf hinweisend, dass der Berg noch, obwohl auf eine sehr ruhige und episodische Mode vulkanisch aktiv sein kann.

Der Krater-Komplex an der Spitze des Vulkans wird aus mindestens sechs überlappenden Kratern und (geschilderten) Krater-Segmenten gemacht. Krater werden durch den Dach-Zusammenbruch im Anschluss an die Erschöpfung und den Abzug des unterirdischen Magma-Raums nach einem Ausbruch gebildet. Jeder Krater vertritt so einen getrennten Puls der vulkanischen Tätigkeit auf dem Berg. Das größte und älteste Krater-Segment scheint, sich als ein einzelner, großer Lava-See geformt zu haben. Die Größe eines Kraters ist ein Nachdenken der Größe des zu Grunde liegenden Magma-Raums. Mit geometrischen Beziehungen von Krater-Dimensionen von Labormodellen haben Wissenschaftler eingeschätzt, dass der Magma-Raum, der mit dem größten Krater auf dem Olympus Mons vereinigt ist, an einer Tiefe von ungefähr 32 km unter dem Krater-Fußboden liegt. Der Krater-Vertrieb der Größe-Frequenz auf den Krater-Stöcken zeigt die Krater-Reihe im Alter von 350 Mya bis ungefähr 150 Mya an. Alle haben sich wahrscheinlich innerhalb von 100 Millionen Jahren einander geformt.

Der Olympus Mons ist strukturell sowie topografisch asymmetrisch. Die längere, seichtere nordwestliche Flanke zeigt Verlängerungseigenschaften, wie große Stürze und normale Schulden. Im Gegensatz hat die steilere südöstliche Seite des Vulkans Eigenschaften, die Kompression anzeigen. Sie schließen stufenartige Terrassen Mitte des Vulkans Flanke-Gebiet (interpretiert als Stoß-Schulden) und mehrere an der grundlegenden steilen Böschung gelegene Runzel-Kämme ein. Warum Gegenseiten des Bergs zeigen sollten, dass verschiedene Stile der Deformierung rätselhaft sind. Die Antwort kann im Verstehen liegen, wie große Schild-Vulkane seitlich und darauf wachsen, wie Schwankungen innerhalb des Substrats des Vulkans die Endgestalt des Bergs betreffen.

Große Schild-Vulkane wachsen nicht nur durch das Hinzufügen des Materials zu ihren Flanken, wie Lava, sondern auch durch das Verbreiten seitlich an ihren Basen ausgebrochen hat. Als ein Vulkan in der Größe wächst, ändert sich das Betonungsfeld unter dem Vulkan von compressional bis Verlängerungs-. Ein unterirdischer Bruch kann sich an der Basis des Vulkans entwickeln, die zu Grunde liegende Kruste veranlassend, sich einzeln auszubreiten. Wenn der Vulkan auf Bodensätzen ruht, die mechanisch schwache Schichten enthalten (z.B, Betten von wasserdurchtränktem Ton), können sich Abstand-Zonen (decollements) in den schwachen Schichten entwickeln. Die Verlängerungsbetonungen in den Abstand-Zonen können riesige Erdrutsche und normale Schulden auf den Flanken des Vulkans erzeugen, zur Bildung einer grundlegenden steilen Böschung führend. Weiter vom Vulkan können sich diese Abstand-Zonen als eine Folge der Überschneidung, Ernst gesteuerte Stoß-Schulden äußern. Dieser Mechanismus ist lange als eine Erklärung der Aureole-Ablagerungen von Olympus Mons (besprochen unten) zitiert worden.

Der Olympus Mons liegt am Rand der Beule von Tharsis, ein riesengroßes vulkanisches Plateau, das sehr alt ist. Die Bildung von Tharsis war wahrscheinlich am Ende der Noachian Periode abgeschlossen. In der Zeit hat der Olympus Mons begonnen, sich in Zeiten von Hesperian zu formen, der Vulkan wurde auf einem seichten Hang gelegen, der vom hohen in Tharsis in die nördlichen Tiefland-Waschschüsseln hinuntergestiegen ist. Mit der Zeit hätten diese Waschschüsseln große Volumina von Bodensatz erhalten, der von Tharsis und den südlichen Hochländern weggefressen ist. Die Bodensätze haben wahrscheinlich reichlich Noachian-im-Alter-von phyllosilicates (Töne) enthalten, die während einer frühen Periode auf Mars gebildet sind, als Oberflächenwasser reichlich war. Die Bodensätze würden im Nordwesten am dicksten sein, wo Waschschüssel-Tiefe am größten war. Weil der Vulkan durch das seitliche Verbreiten, Abstand-Zonen der niedrigen Reibung gewachsen ist, die bevorzugt in den dickeren Bodensatz-Schichten nach Nordosten entwickelt sind, die grundlegende steile Böschung und weit verbreiteten Lappen des Aureole-Materials (Lycus Sulci) schaffend. Das Verbreiten ist auch nach Südosten vorgekommen; jedoch wurde es in dieser Richtung durch den Anstieg von Tharsis mehr beschränkt, der eine Zone der höheren Reibung an der Basis des Vulkans präsentiert hat. Reibung war in dieser Richtung höher, weil die Bodensätze dünner waren und wahrscheinlich aus dem raueren grained gegen das Schieben widerstandsfähigen Material bestanden haben. Die fähigen und rauen Kellerfelsen von Tharsis haben als eine zusätzliche Quelle der Reibung gehandelt. So wurde das grundlegende Verbreiten des Olympus Mons in der Südostrichtung gehemmt, für die strukturelle und topografische Asymmetrie des Bergs verantwortlich seiend. Wie man gezeigt hat, haben numerische Modelle der Partikel-Dynamik, die seitliche Unterschiede in der Reibung entlang der Basis des Olympus Mons einschließt, die gegenwärtige Gestalt und Asymmetrie des Vulkans ziemlich gut wieder hervorgebracht.

Dem Abstand entlang den schwachen Schichten wurde wahrscheinlich durch die Anwesenheit von Hochdruckwasser in den Bodensatz-Porenräumen geholfen. Diese Möglichkeit hat interessante astrobiological Implikationen. Wenn wasserdurchtränkte Zonen noch in Bodensätzen unter dem Vulkan bestehen, würden sie wahrscheinlich warm durch einen hohen geothermischen Anstieg und restliche Hitze vom Magma-Raum des Vulkans behalten worden sein. Potenzielle Frühlinge oder sickern um den Vulkan würde aufregende Möglichkeiten anbieten, um mikrobisches Leben zu entdecken.

Frühe Beobachtungen und das Namengeben

Der Olympus Mons und einige andere Vulkane im Gebiet von Tharsis ertragen hoch genug, über den häufigen Marsstaubstürmen zu reichen, die von teleskopischen Beobachtern schon im 19. Jahrhundert registriert sind. Der Astronom Patrick Moore weist darauf hin, dass Schiaparelli (1835-1910) "gefunden hatte, dass sein Nodus Gordis und Olympic Snow [Olympica] Über den Haufen werfen, waren fast die einzigen Eigenschaften, die" während Staubstürme zu sehen sind, und "hat richtig geglaubt, dass sie hoch sein müssen". Der Seemann 9 Raumfahrzeuge ist in die Bahn um Mars 1971 während eines globalen Staubsturms angekommen. Die ersten Gegenstände, sichtbar als der Staub zu werden, haben begonnen, sich, die Spitzen der Vulkane von Tharsis niederzulassen, hat demonstriert, dass die Höhe dieser Eigenschaften außerordentlich die jedes auf der Erde gefundenen Bergs überschritten hat, wie Astronomen erwartet haben. Später haben Astronomen den Namen der Olympus Mons für die bekannte Rückstrahlvermögen-Eigenschaft angenommen, wie Olympica Über den Haufen werfen.

Regionaleinstellung und Umgebung von Eigenschaften

Der Olympus Mons wird am nordwestlichen Rand des Gebiets von Tharsis, 1200 km von den anderen drei großen Marsschild-Vulkanen, insgesamt genannt Tharsis Montes (Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons) gelegen. Die Tharsis Montes sind ein bisschen kleiner als der Olympus Mons.

Eine breite Ringdepression oder Burggraben über den tiefen umgeben die Basis des Olympus Mons und werden gedacht, wegen des riesigen Gewichts des Vulkans zu sein, das unten auf der Marskruste drückt. Die Tiefe dieser Depression ist auf der Nordwestseite des Bergs größer als auf der Südostseite.

Der Olympus Mons wird durch ein Gebiet des kennzeichnenden gerillten oder gewellten als die Aureole von Olympus Mons bekannten Terrains teilweise umgeben. Die Aureole besteht aus mehreren großen Lappen. Nordwestlich vom Vulkan erweitert die Aureole eine Entfernung von bis zu 750 km und ist als Lycus Sulci (24.6 ° N, 219 ° E) bekannt. Östlich vom Olympus Mons wird die Aureole durch Lava-Flüsse teilweise bedeckt, aber wo es ausgestellt wird, geht es durch verschiedene Namen (Gigas Sulci, zum Beispiel). Der Ursprung der Aureole bleibt diskutiert, aber es wurde wahrscheinlich durch riesige Erdrutsche oder Ernst-gesteuerte Stoß-Platten gebildet, die die Ränder des Schildes von Olympus Mons abgelegt haben.

Siehe auch

• Liste von Bergen auf Mars durch die Höhe
• Volcanism auf Mars
• Geologie des Mars
• Plateau von Tharsis

Links

• Astronomie-Bild des Tages am 26. Mai 2004
• Westflanke des Olympus Mons und der Aureole
• Volcanism auf Mars http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMIPVMVGJE_0.html

• Der Olympus Mons von Google Mars