sličica|Olympus Mons Olympus Mons (latinsko gora Olympus) je velik ščitasti vulkan na Marsu. Po meritvah Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) je visok je več kot 21,9 km, kar je približno dva in polkrat višina Mount Everesta nad morsko gladino. Je največji vulkan in najvišja gora na Marsu ter je približno povezan z Theasilvijo na Vesti kot najvišja gora, odkrita v Sončnem sistemu. Povezan je tudi z gorovjem Tharsis Montes, veliko vulkansko regijo na Marsu.Borgia, A.; Murray, J. (2010). Is Tharsis Rise, Mars, a Spreading Volcano? in What Is a Volcano?, E. Cañón-Tapia and A. Szakács, Eds.; Geological Society of America Special Paper 470, 115–122, . Zadnjič je izbruhnil pred 25 milijoni let.
Olympus Mons je najmlajši od velikih vulkanov na Marsu in je nastal med Marsovim Hesperianskim obdobjem, izbruhi pa so se nadaljevali globoko v Amazonsko obdobje. Astronomi vedo zanj že od konca 19. stoletja kot Nix Olympica (latininsko "Olympski sneg") in so sumili na njegovo gorato naravo že veliko preden so vesoljske sonde potrdile, da gre za goro.Patrick Moore 1977, Guide to Mars, London (UK), Cutterworth Press, p. 96
Leži v Marsovi zahodni hemisferi, s središčem na , (Center Latitude: 18.65°, Center Longitude: 226.2°) tik ob severozahodnim robom izbokline Tharsis. Njegov zahodni del je v Amazonskem kvadrantu (MC-8), njegov centralni in vzhodni del pa v sosednjem kvadrantu Tharsis (MC-9).
Dvema udarnima kraterjema na Olympus Monsu je Mednarodna astronomska zveza dodelila začasni imeni – 15,6 km širok Karzok krater () in 10,4 km širok Pangboche krater (). Opazna sta kot dva od več mogočih virov za Marsove meteorite.Frankel, C.S. (2005). Worlds on Fire: Volcanoes on the Earth, the Moon, Mars, Venus and Io; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 160. .
Opis
Olympus Mons kot ščitasti vulkan po obliki spominja na velike vulkane na Havajskih otokih. Vulkan je širok okrog 600 km."Olympus Mons", NASA, retrieved 30 August 2010. Določanje višine je težko, saj je gora velika in ima kompleksne strukture na robovih. Olympus Mons stoji 21 km nad Marsovim globalnim datumom in njegov lokalni relief, od vznožij klifa, ki so severozahodna meja, do vrha, je visok več kot 21 km (malo več kot dvakratna višina Maune Kee, merjena od dna na oceanskem dnu). Skupna višinska razlika od nižavja Amazonis Planitia, več kot 1000 km proti severozahodu, do vrha se približa 26 km. Vrh gore ima šest kalder (pogreznjenih kraterjev), ki oblikujejo nepravilno depresijo 60 km × 80 kmMouginis-Mark, P.J.; Harris, A.J.L.; Rowland, S.K. (2007). Terrestrial Analogs to the Calderas of the Tharsis Volcanoes on Mars in The Geology of Mars: Evidence from Earth-Based Analogs, M. Chapman, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 84 in do 3,2 km globoko. Zunanji rob vulkana predstavlja klif, visok do 8 km, čeprav je deloma prikrit zaradi tokov lave, po čemer je unikaten med ščitastimi vulkani na Marsu. Klif bi lahko ustvarili ogromni bočni zemeljski plazovi. Olympus Mons pokriva območje veliko 300.000 km²,Frankel, C.S. (2005). Worlds on Fire: Volcanoes on the Earth, the Moon, Mars, Venus and Io; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 132. . kar je približno velikost Italije ali Filipinov in ga podpira litosfera, debela 70 km. Izjemna velikost Olympus Monsa je najverjetneje posledica tega, da Mars nima mobilnih tektonskih plošč. Za razliko od Zemlje, skorja na Marsu ostane fiksna nad stacionarno vročo točko in vulkan lahko sprošča lavo dokler ne doseže ogromne višine.Layers in Olympus Mons Basal Scarp (PSP_001432_2015), High resolution imaging Science Experiment.
Olympus Mons ima kot ščitasti vulkan zelo položna pobočja. Povprečni naklon vulkanovih pobočij je le 5 %. Nakloni so najstrmejši blizu sredine bokov in postanejo plitkejši proti osnovi, kar bokom daje konkavni vzdolžni profil. Njegovi boki so plitkejši in se raztezajo dlje od vrha v severozahodni kakor v jugovzhodni smeri. Vulkanova oblika in profil se primerjata s cirkuškim šotorom, ki ga drži en drog, ki je obrnjen proč od centra.ScienceDaily (2009). Volcanic Spreading And Lateral Variations In Structure Of Olympus Mons, Mars, Feb. 15. https://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090203175343.htm.
Zaradi njegove velikosti in plitkih pobočij opazovalec, ki bi stal na Marsovi površini, ne bi mogel videti celotnega profila vulkana, niti z velike oddaljenosti. Ukrivljenost planeta in samega vulkana bi zameglila sinoptični pogled.Hanlon, M. (2004). The Real Mars; Constable & Robinson: London, p. 22. . Podobno se opazovalec blizu vrha ne bi zavedal, da stoji na zelo visoki gori, saj se pobočja vulkana raztezajo daleč za horizont, vsega 3 km proč.Martian Volcanoes on HST Images How Far Could I See Standing on Olympus Mons, "2.37 miles", Jeff Beish, Former A.L.P.O. Mars Recorder
Tipični atmosferski pritisk na vrhu Olympusa Monsa je 72 paskalov, okrog 12 % povprečnega Marsovega pritiska, 600 paskalov.Public Access to Standard Temperature-Pressure Profiles Standardni profili pritiska, ki jih je izmerila skupina MGS Radio Science na razdalji 27 km so med 30 in 50 Pa.Late Martian Weather! stanford.edu temperature/pressure profiles 1998 to 2005 Oba pritiska sta izredno nizka za zemeljske razmere. Atmosferski pritisk na vrhu Mount Everesta je na primer 32.000 paskalov, okrog 32 % pritiska na nadmorski višini pri morju. Ne glede na to orografski oblaki na veliki višini pogosto drsijo nad vrhom Olympusa Monsa in zračni Marsov prah je še vedno prisoten.Hartmann, W.K. A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. Workman: New York, 2003, p. 300. Čeprav je povprečni Marsov površinski atmosferski pritisk manj kot 1 % Zemljinega, veliko manjša gravitacija Masa povečuje atmosferino višino. Z drugimi besedami, Marsova atmosfera je ekspanzivna in ne pada ob rasti višine tako ostro kot Zemljina.
Sestava Olympusa Monsa je okrog 44 % silikatov, 17,5 % železovih oksidov (ko planetu dajejo rdečo obarvanost), 7 % aluminija, 6 % magnezija, 6 % kalcija in posebno velik delež žveplovega dioksida, 7 %. Ta sestava povzroča, da je površina v veliki meri sestavljena iz bazaltov in drugih mafičnih skal, ki izbruhnejo ko teče nizko viskozna lava in posledično vodijo v nizke gradiente na površini planeta.
Olympus Mons v bližnji prihodnosti ni verjetno mesto pristanka za vesoljske sonde. Visoka višina ne dovoljuje pristankov s padali, saj je atmosfera preredka, da bi vesoljsko vozilo upočasnila. Poleg tega je to območje eno najbolj prašnih območij Marsa. Odeja finega praha zakriva kamnito podlago, zaradi česar je kamnite vzorce težko pridobiti, roverji pa bi se težko premikali.
Geologija Olympus Mons je posledica več tisoč visoko tekočih, bazaltnih tokov lave, ki so tekli skoti vulkanske odprtine skozi daljše časovno obdobje (Havajski otoki ponazarjajo podobne ščitaste vulkane na manjši ravni – glej Mauna Kea). Tako kot bazaltni vulkani na Zemlji, so tudi Marsovi bazaltni vulkani zmožni bruhanja ogromnih količin pepela. Ker ima Mars manjšo gravitacijo od Zemlje, na magmo, ki se dviga iz skorje delujejo manj plovne sile. Poleg tega so prostori z magmo verjetno veliko večji in globlji od tistih na Zemlji. Boki Olympus Monsa so narejeni iz neštetih tokov lave in kanalov. Veliko teh tokov ima nasipe vzdolž svojih mej (na sliki). Hladnejši, zunanji robovi toka se strdijo in ostane centralno dno staljene, tekoče lave. Delno sesedle lavine cevi so vidne kot verige vdolbinastih kraterjev, pogoste so tudi široke lavine pahljače, ki jih oblikuje lava, ki se dviga iz nepoškodovanih podpovršinskih cevi.Richardson, J. W. et al. (2009). "The Relationship between Lava Fans and Tubes on Olympus Mons in the Tharsis Region, Mars". 40th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1527. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/1527.pdf. Na krajih vzdolž vulkanove osnove, se strjeni tokovi lave lahko prelivajo na okoliške ravnice in tako oblikujejo široke predpasnike in pokopavajo škarpe. Štetje kraterjev s fotografij z visoko ločljivostjo, ki jih je posnel orbiter Mars Express leta 2004, kažejo na to, da so tokovi lave na severozahodnem boku Olympus Monsa stari od 115 mio let do le 2 mio let. Te starosti so zelo majhne v geološkem smislu in lahko pomenijo, da je gora še vedno vulkansko aktivna, čeprav na zelo mirujoč in epizodičen način.Soderblom, L.A.; Bell, J.F. (2008). Exploration of the Martian Surface: 1992–2007 in The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties, J. Bell, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 15.
Kompleks kalder na vrhu vulkana je narejen iz vsaj šestih prekrivajočih se kalder in segmentov kalder (na sliki).Mouginis-Mark, P.J. (1981). Late-stage Summit Activity of Martian Shield Volcanoes. Proc. 12th Lunar and Planetary Science Conference; Houston: LPI, 12B, pp. 1431–1447. Kaldere nastanejo ko se sesede streha po osiromašenju in umiku podpovršinskih prostorov magme po izbruhu. Vsaka kaldera tako predstavlja ločen pulz vulkanske dejavnosti na gori. Največji in najstarejši segment kaldere naj bi bil oblikovan kot eno veliko jezero lave.Mouginis-Mark, P.J.; Harris, A.J.L.; Rowland, S.K. (2007). Terrestrial Analogs to the Calderas of the Tharsis Volcanoes on Mars in The Geology of Mars: Evidence from Earth-Based Analogs, M. Chapman, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 86 S pomočjo geometrijskih razmerij dimenzij kaldere iz laboratorijskih modelov znanstveniki ocenjujejo, da je prostor magme, povezan z največjo kaldero na Olympus Monsu, leži na globini okrog 32 km pod dnom kaldere.Beddingfield, C.B.; Burr, D.M. (2011). Formation and Evolution of Surface and Subsurface Structures within the Large Caldera of Olympus Mons, Mars. 42nd Lunar and Planetary Science Conference. LPI: Houston, TX, Abstract #2386. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2386.pdf Porazdelitev pogostosti velikosti kraterjev na tleh kalder kažejo na starost kalder med 350 mio in 150 mio let. Najverjetneje so vse nastale v intervalu 100 mio let.Robbins, S.J. et al. (2010). Dating The Most Recent Episodes of Volcanic Activity From Mars's Main Volcanic Calderae (sic). 41st Lunar and Planetary Science Conference, Abstract 2252. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/2252.pdf.
Olympus Mons je strukturno in topografsko asimetričen. Daljši, plitkejši severozahodni bok kaže na razširjene značilnosti, kot so veliko padci in normalni prelomi. Vulkanova strmejša jugovzhodna stran ima po drugi strani značilnosti, ki kažejo na kompresijo, vključno s strmimi terasami na srednjem boku vulkana (prepoznani kot potisnjeni prelomiByrne, P.K. et al. (2009). An Overview of Volcano Flank Terraces on Mars. 40th Lunar and Planetary Science Conference. LPI: Houston, abstract #2192. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/2192.pdf.) in več nagubanih hrbtov, ki ležijo pri škarpi. Razlog za to, da nasprotne strani gore kažejo različne sloge deformacije je to, da veliki ščitasti vulkani rastejo bočno in da so variacije v okviru vulkanskega substrata lahko vplivale na končno obliko gore.
Veliki ščitasti vulkani rastejo ne le z dodajanjem materiala na njihove boke ko bruhajo laco, ampak tudi s stranskim širjenjem pri svoji osnovi. Ko vulkan raste po velikosti, se stres pod vulkanom spremeni iz kompresijskega v raztezljivega. Podzemeljska razpoka lahko nastane pri osnovi vulkana in povzroči, da se globlje ležeča skorja raztegne narazen. Če vulkan počiva na nanosih, ki vsebujejo mehanično šibke plasti (npr. posteljice razmočene gline), se lahko v šibkih plasteh razvijejo odcepitvena območja. Raztezni stresi v odcepitvenih območjih lahko proizvedejo ogromne zemeljske plazove in normalne prelome na bokih vulkana, kar vodi v oblikovanje škarp. Dlje od vulkana se ta odcepitvena območja lahko izrazijo kot nasledstvo prekrivanja, razpoke, ki jih poganja gravitacija. Ta mehanizem se že dolgo navaja kot razlaga za aureolne nanose Olympus Monsa (glej spodaj).