Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Alba Mons Гора Альба раніше відома як Alba Patera термін яким з певного часу прийнято позначати саму лише кальдеру на ве

Гора Альба

Гора Альба

Alba Mons («Гора Альба», раніше відома як Alba Patera — термін, яким з певного часу прийнято позначати саму лише кальдеру на вершині вулкана) — це гігантський, низинний вулкан, розташований у північній частині вулканічного регіону Tharsis на планеті Марс. Це — найбільший за площею вулкан на Марсі, площа застиглих вулканічних потоків якого простягається щонайменше на 1350 км від вершини. Хоча площа вулкана близька до площі Сполучених Штатів, його висота сягає лише 6.8 км у найвищій точці. Це — всього-лиш третя частина висоти Olympus Mons — найвищого вулкана на планеті. Alba Mons має дуже пологі схили. Вздовж північного («найстрімкішого») схилу вулкана середнє значення нахилу становить 0,5°, що є в п'ять разів нижчим від кута нахилу боків трьох інших великих вулканів регіону Tharsis. У широкий профіль Alba Mons нагадує масштабний, однак заледве підвищений рубець на поверхні планети. Це — унікальне вулканічне утворення, яке не має собі рівних ані на Землі, ані деінде на Марсі.

Alba Mons
image
Знімок Alba Mons, виконаний космічним апаратом Viking. На орбітальних знімках рельєф вулкана ледве можна розгледіти. Широка система розломів на східному боці вулкана (справа) називається . Вужча система розломів на західному фланзі — це Alba Fossae. (Кольоризація Viking MDIM 2.1)
ПланетаМарс
РозташуванняКвадрангл Arcadia
Координати40°30′ пн. ш. 250°24′ сх. д. / 40.5° пн. ш. 250.4° сх. д. / 40.5; 250.4Координати: 40°30′ пн. ш. 250°24′ сх. д. / 40.5° пн. ш. 250.4° сх. д. / 40.5; 250.4
Вершина6 800 м
ВідкривачMariner 9

На додачу до гігантських розмірів та низького рельєфу, Alba Mons має також деякі інші визначні риси. Центральна частина вулкана оточена неповним кільцем розломів (грабенів) та тріщин, що звуться Alba Fossae на західному фланзі вулкана, та на його східному фланзі. Вулкан також має дуже довгі, добре збережені застиглі потоки лави, що формують променеподібний візерунок, який відходить від центрального регіону вулкана. Неймовірна довжина окремих потоків (>300 км) свідчить про те, що лава справді перебувала в рідкому стані (мала дуже низьку в'язкість), а також її було надзвичайно багато. Чимало потоків мають цілком виразні морфології, що складаються із довгих, звивистих кряжів із переривчастими центральними лавовими каналами. Низинні місцевості поміж цими кряжами (особливо вздовж північного боку вулкана) містять розгалужені візерунки неглибоких ярів та каналів (), що утворилися, найімовірніше, під впливом водних потоків.

В області Alba Mons перебувають деякі з найстаріших, в багатьох місцях оголених, вулканічних відкладів у регіоні Tharsis. Геологічні дані цього регіону свідчать про те, що значна вулканічна активність тут завершилася набагато раніше, ніж в Olympus Mons та вулканах Tharsis Montes. Вулканічні відкладення у регіоні Alba Mons за віком варіюються від Гесперійського до раннього Амазонського геологічних періодів (їх вік становить від 3600 до 3200 мільйонів років, приблизно).

Походження назви

Довгий час формальною назвою вулкана була назва Alba Patera. Patera (pl. paterae) — це латинське слово, що позначає неглибоку чашу або блюдце — фіалу. Цей термін раніше використовувався для позначення певних невірно ідентифікованих кратерів із неправильними краями, які згодом на знімках, виконаних космічними апаратами, виявилися або вулканічними, або такими, що мають неімпактне походження. У вересні 2007 року Міжнародний астрономічний союз (МАС) перейменував вулкан, присвоївши йому назву Alba Mons (Гора Альба), та закріпивши термін Alba Patera лише за двома центральними западинами вулкана (кальдерами). Тим не менш, у літературі, пов'язаній із планетологією, і дотепер досить часто вживається термін Alba Patera для позначення всього вулкана.

image
Топографічна мапа вулкана Alba Mons та навколишніх територій. Основна його частина тут зображена червоним та помаранчевим кольорами; навколишні схили показані помаранчевим, жовтим, а далі — зеленим. Рельєф є найстрімкішим з північного боку, оскільки вулкан височіє на межі . Височинний рельєф , плавно з'єднаний з підніжжям вулкана з одного боку, простягається на південь, наче ручка від сковорідки.

Термін Alba походить від латинського слова, що означає білий колір, і в даному випадку він був обраний тому, що з земних телескопів над цим регіоном досить часто бачили скупчення хмар. Вулкан був відкритий 1972 року космічним апаратом Mariner 9, і на той час він був відомий як вулканічна деталь Alba або Arcadia Ring («Кільце Аркадії», від неповного кільця розломів навколо центральної частини вулкана). 1973 року МАС присвоїв вулкану назву Alba Patera. Якщо контекст зрозумілий, вулкан прийнято називати просто Alba (Альба, без приставки «Mons»).

Розташування та розмір

Alba Mons розташований за координатами 40°28′ пн. ш. 250°24′ сх. д. / 40.47° пн. ш. 250.4° сх. д. / 40.47; 250.4 у квадранглі Arcadia (MC-3). Значна частина західного флангу вулкана перебуває в суміжному (MC-2). Лавові потоки, що відходять від цього вулкана, досягають навіть 61° пн. ш. у північному, та 26° пн. ш. у південному напрямку (північна частина ). Якщо взяти зовнішні межі цих потоків за межу основи вулкана, Alba Mons матиме протяжність з півночі на південь приблизно 2000 км, та максимальну ширину 3000 км. Він займає площу, приблизно, 5.7 мільйона км2 та має об'єм, приблизно, 2.5 мльйона км3. Вулкан домінує над рельєфом північної частини опуклості Tharsis, і є настільки великим та геологічно виразним, що його самого по собі можна трактувати як цілу вулканічну провінцію.

Хоча максимальна висота Alba Mons сягає лише 6.8 км над (марсіанським датумом), різниця висот між його вершиною та навколишнім рельєфом є значно вищою з північного боку вулкана (бл. 7.1 км) порівняно з південною його стороною (бл. 2.6 км). Причиною цієї асиметрії є те, що вулкан перебуває на межі між густо всіяними кратерами піденними височинами та рівнішими північними низовинами. Рівнини, що відходять від підніжжя вулкана на півночі, опускаються у напрямку рівнини Vastitas Borealis, середня висота поверхні якої становить 4.5 км нижче датума (-4.5 км). Південна частина Alba Mons розташована на широкому топографічному кряжі, що перебуває на осі північ-південь, який відповідає рельєфному утворенню із розломів Ноахійського періоду — (див. зображення зліва).

Фізично-географічний опис

image
Дещо перебільшений на основі даних рельєф центральної частини Alba Mons та його купола на вершині, зображений з півдня (вгорі) та півночі (внизу). Вертикальне підсилення рельєфу дорівнює 10x.

Розмір та низький профіль вулкана Alba Mons робить його досить складним утворенням для візуального вивчення, оскільки його рельєф є непомітним на орбітальних фотознімках. Однак, в період між 1997 та 2001 роками орбітальний висотомір (MOLA) — інструмент на борту космічного апарата Mars Global Surveyor — виконав понад 670 мільйонів точних вимірювань висоти по всій планеті. Використовуючи дані MOLA, вчені мають змогу вивчати найвитонченіші деталі форми та топографії вулкана, що були невидимі на знімках, виконаних попередніми космічними апаратами, такими як Viking.

image
Центральний комплекс кальдер вулкана Alba Mons. Ці кальдери є досить неглибокими, якщо порівнювати з іншими кальдерами вулканів регіону Tharsis. Всередині більшої кальдери міститься невеликий щит, на якому розташована концентрична округла деталь (біля центру). Ширина зображення відповідає 200 км на поверхні (денна інфрачервона мозаїка ).

Вулкан складається з двох, грубо кажучи, концентричних компонентів: 1) еліпсоподібне центральне тіло, приблизні розміри якого становлять 1500 км на 1000 км, оточене 2) гігантським, майже рівним шлейфом лавових потоків, що простягається ще на додаткові 1000 км назовні. Центральне тіло — це основна топографічна формація вулкана, зовнішня границя якої позначена виразним переломом висот на внутрішній межі шлейфу. На захід та схід від центрального підвищення простягаються дві широкі ділянки («плечі»), що мають форму віяла, і надають вулкану видовженого вигляду в напрямку схід-захід. Центральне підвищення має найстрімкіші схили, якщо порівнювати з рештою вулкана, але навіть тут кут нахилу сягає лише 1°. Гребінь та верхні ділянки схилів узвишшя посічені неповним кільцем грабенів, які є частиною системи розломів Alba та . Всередині кільця грабенів розташоване інше, менше кільце із дуже низьких, а в деяких місцях — обернених схилів, що утворюють плато, на якому й перебуває центральний купол у 350 км вздовж, із комплексом кальдер на вершині. Отже, центральна опуклість Alba Mons нагадує частково запалий щитовий вулкан із меншим куполом на самій його вершині (зображений справа). Купол на вершині, якщо порівнювати з рештою вулкана, має виражене зміщення у східному напрямку.

Комплекс кальдер містить велику кальдеру розмірами 170 на 100 км, розташовану в центрі вулканічного купола на вершині, а також меншу кальдеру, що формою нагадує нирку (розмірами приблизно 65 на 100 км). Менша кальдера розташована у південній частині більшої. Обидві кальдери є порівняно неглибокими, їх максимальна глибина сягає лише 1.2 км.

Більша кальдера на західному краю обмежена стрімкою стіною у формі півкола, висотою у 500 м. Ця стіна зникає на північній та південній сторонах кальдери, де вона ховається під вулканічними потоками, що походять із молодшої, меншої кальдери. Менша кальдера з усіх боків виокремлена стрімкою стіною, висота якої варіюється в межах декількох сотень метрів. Стінки обидвох кальдер мають неправильну, фестончасту форму, що може свідчити про декілька епізодів обвалів та/або . Два невеликі щити або куполи висотою у декілька сотень метрів, перебувають всередині та поряд із великою кальдерою. Щит, що перебуває всередині неї в довжину сягає 50 км. На його верхівці розміщена незвичайна концентрична округла деталь діаметром у 10 км (зображена зліва).

Кальдери утворюються шляхом колапсу, після якого наступає відтік магми та спустошення магматичної комори після виверження. Розміри кальдери дозволяють науковцям робити припущення про геометрію та глибину магматичної комори під вершиною вулкана. Незначна глибина кальдер вулкана Alba, якщо порівнювати з кальдерами на Olympus Mons та більшості інших вулканів регіону Tharsis, свідчить про те, що магматичний резервуар під Alba Mons був ширшим та мілкішим, аніж відповідні резервуари його сусідів.

Характеристики поверхні

image
Пиловий покрив на південно-західному краю малої кальдери вулкана Alba Mons ().

Більша частина центрального підвищення Alba Mons покрита шаром пилу товщиною в 2 м. Пиловий шар видимий на знімках високої роздільності (на зображенні вершини справа). У деяких місцях пиловий шар під дією вітру набув обтічних форм та зазнав деякої руйнації від зсувів. Однак, деякі відокремлені острівці пилу виглядають гладенькими та неторкнутими вітром.

Про важкий пиловий покрив також свідчать високе значення альбедо (відбиття) та низька теплова інерція цього регіону. Марсіанський пил візуально досить яскравий (альбедо > 0.27) і має низьку теплову інерцію через дуже малий розмір пилових зерен (< 40 мкм). (Див. .) Однак, теплова інерція є високою, а альбедо — нижчим на південних схилах вулкана, а також у частині його шлейфу далі на північ. Це може свідчити про частіше оголення твердих шарів, поширення піску та каміння у північних ділянках поверхні вулкана Alba порівняно з рештою його поверхні.

Висока теплова інерція може також свідчити про присутність відкритого водяного льоду. Теоретичні моделі типового для води гідрогену (англ. water-equivalent hydrogen, WEH) із , виявлених нейтронним спектрометром (MONS) космічного апарата Марс Одіссей, дозволяють припускати, що реголіт під поверхнею північного схилу вулкана Alba може містити до 7,6% гідрогену типу WEH від загальної маси реголіту. Така концентрація може також свідчити про присутність води у формі залишкового льоду або в гідратних мінералах. Alba Mons є одним із декількох регіонів планети, що може містити товсті шари відкладів льоду, близького до поверхні, що зберігся ще з попередньої епохи (від 1 до 10 мільйонів років тому), коли нахил осі обертання Марса був більшим та ще існували (гірські льодовики) в помірних та тропічних широтах. Водяний лід є нестабільним у цих місцевостях за теперішніх умов, і має тенденцію до сублімації в атмосферу. Теоретичні підрахунки свідчать про те, що залишковий лід може зберегтися на глибині нижче 1 м, якщо він покритий шаром речовини із високим значенням альбедо та низькою тепловою інерцією, такою як марсіанський пил.

Мінеральний склад порід, з яких утворена гора Alba Mons складно визначити методом через панування поверхневого пилу на усій території регіону. Однак глобальну інформацію щодо поверхневого мінерально-хімічного складу можна дізнатися за допомогою спектрометра гамма-випромінювання (GRS), що на космічному апараті Марс Одіссей. Цей інструмент дозволив науковцям простежити поширення гідрогену (H), кремнію (Si), заліза (Fe), хлору (Cl), торію (Th) та калію (K) неглибоко під поверхнею. даних GRS свідчить про те, що Alba Mons, так само як і решта регіону Tharsis належать до хімічно відокремленої провінції, яка характеризується порівняно низьким вмістом Si (19 wt%), Th (0.58 pppm), та K (0.29 wt%), але із значно більшим поширенням Cl (0.56 wt%) порівняно з середнім значенням на решті поверхні Марса. Низький вміст кремнію говорить про наявність основних та ультраосновних магматичних гірських порід, таких як базальт та дуніт.

Дуже малоймовірно, що Alba Mons може стати ціллю будь-якої космічної місії у близькому майбутньому. Товстий шар пилу ховає під собою скельну основу, чим робить побирання зразків породи in situ дуже складним, а тому наукова цінність цієї місцевості є дуже низькою. Пиловий шар також, найімовірніше, становитиме значну проблему для руху марсоходів. За іронією долі, регіон з вершиною вулкана розглядався як першочергове запасне місце для посадки спускового апарата Вікінг-2, оскільки ця місцевість на знімках, виконаних 1970 року космічним апаратом Mariner 9 виглядала дуже рівною та гладенькою — ледь не ідеальним місцем для посадки.

Геологія

image
Листові потоки на північно-східному боці Alba Mons. Зверніть увагу на численні взаємні накладання цих потоків. ( VIS)
image
Потоки лави, що простягаються в північному та північно-західному напрямках від Alba Mons. Звивисті кряжі — це потоки лави, що наповнювалися від зовнішніх та трубчастих підземних каналів. Малопомітні, поруйновані потоки та кряжі на півночі є частиною широкого лавового шлейфу вулкана ().

Чимало геологічних вивчень регіону Alba Mons зосереджуються на морфології потоків лави у ньому, а також на геометрії розломів, що прорізують боки вулкана. Деталі поверхні вулкана, такі як яри та мережі долин, теж досить широко вивчаються. Загальною метою усіх цих наукових зусиль є розшифрування геологічної історії вулкана та вулканічно-тектонічних процесів, що брали участь у його формуванні. Така інформація може пролити світло на природу та еволюцію внутрішніх шарів Марса, а також на історію клімату на планеті.

Потоки лави

Alba Mons дуже вирізняється неймовірною довжиною, розмаїттям та свіжим виглядом своїх лавових потоків. Багато з них відходять від вершини у формі променів, але інші, схоже, походять із отворів та тріщин із нижчих частин боків вулкана. Окремі потоки в довжину можуть сягати навіть 500 км. Лавові потоки поблизу кальдер на вершині виглядають значно коротшими та вужчими, аніж ті, що перебувають на віддаленіших частинах вулкана. Найпоширенішими типами вулканічних потоків на Alba Mons є поверхневі листоподібні (покривні) потоки, а також потоки у формі зовнішніх або підземних трубчастих каналів.

Листові потоки (також відомі як пластинчасті, англ. tabular) утворюють численні поверхневі виступи, що взаємно перекриваються та мають круті краї. Такі потоки зазвичай не мають центральних каналів. Зверху вони плоскі і за шириною сягають 5 км у верхніх частинах вулкана, але значно звужуються та розщеплюються на частини у нижчих (більш віддалених) ділянках. Більшість, як видається, походять із неповного кільця розломів, утвореного із Alba та Tantalus Fossae, однак справжні джерела листових лавових потоків — невидимі, оскільки могли бути поховані під тією лавою, яку вони вивергали. Товщина деяких таких потоків була визначена на основі даних MOLA. За товщиною потоки варіюються від 20- до 130-метрових, і зазвичай найтовщими вони є на віддалених краях.

Другим таким основним типом лавових потоків на схилах Alba Mons є потоки у формі наземних каналових та підземних трубчастих потоків, або гребінчастих потоків. Вони утворюють довгі, звивисті кряжі, що відходять променями від центрального регіону вулкана. Зазвичай їх ширина становить від 5 до 10 км. Окремі такі кряжі можуть мати переривчастий канал або лінію западин, що простягається вздовж гребеня. Трубчасті та каналові потоки особливо виразні на західному боці вулкана, де шлях окремих кряжів можна простежити на декілька сотень кілометрів. Походження цих кряжів достеменно невідоме. Вони могли утворитися внаслідок послідовного накопичення частково застиглої лави на початку каналу чи тунелю, при чому кожен наступний поштовх під тиском нової порції лави докладався до збільшення довжини кряжа.

На додачу до двох основних різновидів лавових потоків, навколо Alba Mons присутня також велика кількість недиференційованих потоків, що або зазнали надто сильних руйнувань, аби їх можна було однозначно класифікувати, або ж вони мають гібридні характеристики. Кряжі з плоскою верхівкою, нечіткими межами та нерівною поверхнею, що розцінюються як різновид лавових потоків, є досить поширеними вздовж нижніх ділянок Alba Mons, а їх різкуватий рельєф дещо вирівнюється зі збільшенням відстані від центрального підвищення. На знімках із високою роздільністю було виявлено, що чимало потоків на верхніх частинах схилів вулкана, що були початково охарактеризовані як листові потоки, мають центральні канали із дамбоподібними кряжами.

Морфологія лавових потоків може надати відомості щодо властивостей лави, коли вона перебувала в розтопленому стані, зокрема, можна отримати інформацію щодо реології та об'ємів потоку. Разом ці дані можуть надати підказки щодо мінерального складу лави, а також швидкості виверження. Наприклад, лавові тунелі на Землі формуються лише з лави базальтової композиції. Лава, багата на діоксид кремнію, така як андезитова лава, є надто в'язкою для формування тунелів. Початковий кількісний аналіз лавових потоків вулкана Alba Mons виявив, що лава мала низьку границю пружності та низьку в'язкість, а виверження відбувалося із дуже великою швидкістю. З огляду на незвично низький профіль вулкана, дехто припускав, що у його формуванні брала участь надзвичайно текуча лава, можливо, коматіїтова, яка є примітивною ультраосновною лавою, що формується при дуже високих температурах. Однак останні дослідження, об'єктами яких були каналові та трубчасті потоки, свідчать про те, що в'язкість лави перебувала в межах, типових для базальтів (від 100 до 1 мільйона Па·c−1). Щодо швидкості потоків — то підрахунки виявили, що вона теж була меншою, аніж та, яку припускали раніше, і варіювалася від 10 до 1.3 мільйона м3 на секунду. Найнижча швидкість виверження Alba Mons перебувала десь у межах найпотужніших вулканічних потоків, що відбувалися на Землі, прикладами яких є Мауна-Лоа 1984 року, (провінція Мак-Брайд), та базальти річки Колумбія. Найвища ж швидкість потоків була на декілька порядків величини вищою за швидкість виверження будь-якого із земних вулканів.

Починаючи з пізніх 1980-х деякі дослідники висловлювали припущення, що у виверженнях Alba Mons брала участь велика кількість пірокластичних порід (а тому було багато вибухової активності), особливо протягом ранніх етапів активності вулкана. Приводом для таких припущень стала присутність численних мереж долин на північному боці вулкана, які виглядали так, наче були вирізьблені текучою водою (див. нижче). Оця ознака, в поєднанні з даними щодо теплової інерції, які свідчать про те, що на поверхні домінує дрібнозерниста речовина (пил), дозволили припустити, що раніше тут могли бути присутні речовини, що легко піддаються ерозії, такі як вулканічний попіл. Надзвичайно низький профіль вулкана також матиме просте пояснення, якщо підтвердиться, що основне, центральне підвищення, було утворене із відкладень пірокластичних потоків (ігнімбриту).

Останні дані, зібрані космічними апаратами Mars Global Surveyor та Mars Odyssey не виявили якихось однозначних доказів того, що вибухові виверження Alba Mons взагалі відбувались. Альтернативне пояснення утворення мереж долин на північному боці вулкана пов'язує його із просочуванням або таненням частинок пилу із льодом, що були відкладені тут протягом порівняно недавньої льодовикової епохи часів Амазонського періоду.

Загалом, поточний геологічний аналіз Alba Mons дозволяє припустити, що вулкан був утворений лавою із реологічними властивостями, типовими для базальтової лави. Якщо вибухова активність будь-коли і відбувалася в регіоні Alba Mons, більшість доказів (у формі масштабних відкладень попелу) зараз похована під товстим шаром молодшої базальтової лави.

image
Прості грабени та горсти у на східному боці Alba Mons. Лінія ерозійних кратерів свідчить про западання у підповерхневі порожнини, ймовірно утворені розломами під впливом розтягування поверхні. (інфрачервона денна мозаїка ).
image
Грабени утворюються під впливом процесів розтягування (червоні стрілки), що відбуваються у корі. Грабени складаються із долин з пласким дном, що з двох сторін обмежені протилежними звичайними розломами, а два або більше грабенів можуть бути відокремлені один від одного блоками нагір'їв, які звуться горстами.

Тектонічні деталі

Гігантська система розломів, що оточують Alba Mons, є, можливо, найбільш дивовижною деталлю вулкана. Ці розломи є тектонічними деталями, що свідчать про напруження в літосфері планети. Вони утворюються тоді, коли напруження перевищує границю пружності породи, чим спричинюється деформація поверхні. Зазвичай ця деформація проявляє себе у формі зсувів у місці розломів, які можна розгледіти на орбітальних знімках.

Тектонічні деталі Alba Mons є майже виключно такими, що утворилися під дією сил розтягування, і складаються зі звичайних розломів, грабенів, та простих тріщин, утворених внаслідок розтягу. Найпоширенішими деталями на Alba Mons (як і на Марсі загалом) є прості грабени. Грабени — це довгі, вузькі пази на поверхні, обмежені з двох боків протилежними стінками звичайних розломів, що височать над блоком запалої поверхні (див. зображення справа). Alba Mons має, можливо, найчіткішу видимість простих грабенів на усій планеті. Довжина грабенів Альби становить до 1000 км, ширина варіюється від 2 до 10 км, а глибина — від 100 до 350 м.

Натяжні тріщини (окремості) — це деталі поверхні, що утворилися внаслідок руху кори під впливом сил розтягу, при чому значних зсувів між двома відокремленими масами породи не відбулося. В теорії вони мали б виглядати як глибокі борозни із загостреними профілями, що формою нагадують літеру V, але на практиці їх буває досить важко відрізнити від грабенів, оскільки вони швидко наповнюються осипами зі стінок, внаслідок чого утворюються плоскі грабеноподібні поверхні на дні.Ланцюжки ерозійних кратерів (catenae), поширені в багатьох розломах на боках Альби, можуть бути поверхневим проявом глибинних тріщин, спричинених розтягуванням поверхні, у які й просочується поверхнева речовина, утворюючи кратери-западини.

image
Ерозійні кратери у Cyane Fossae, знімок .

Грабени та тріщини навколо Alba Mons (тут і далі вони окреслюватимуться як «розломи», якщо не буде вказано інше) трапляються цілими групами, яким прийнято присвоювати окремі назви залежно від їхнього розташування відносно центру вулкана. Південь вулкана — це широка ділянка, із сильно посіченим тріщинами рельєфом, яка зветься , і складається із приблизно паралельних рядів вузьких розломів орієнтованих на північ-південь. Загалом, усі такі розломи розходяться по поверхні сторін вулкана, утворюючи неповне коло діаметром приблизно 500 км. Група розломів на західному боці Alba Mons зветься Alba Fossae, а група на східному фланзі — . На півночі вулкана такі розломи розходяться все далі, у північно-східному напрямку, простягаючи на сотні кілометрів. Візерунок розломів, що видніються на боках вулкана Альба, порівнювали з виглядом текстури деревини навколо сучка. Загалом, уся система розломів Ceraunius-Alba-Tantalus сягає 3000 км в довжину та 900–1000 км у ширину.

Вчені припускали декілька причин появи розломів, зокрема — місцеві напруження поверхні, що створювалися опуклістю Tharsis, вулканічними дайками та самою вагою Alba Mons, що тисне на кору планети в цьому місці. Розломи Ceraunius та Tantalus Fossae перебувають приблизно на одній лінії із центром регіону Tharsis, а тому є велика ймовірність, що вони є реакцією кори на значну вагу опуклості Tharsis, що спричинює просідання всієї поверхні навкруги. Розломи, що оточують кільцем вершину вулкана Alba, можуть бути наслідком комбінації тиску великої ваги вулкана та зустрічної сили, яку створює підняття магми, або утворення із мантії внизу додаткової тектонічної плити. Деякі розломи, найімовірніше, є реакцією поверхні на гігантські, радіальні до регіону Tharsis, скупчення дайок. Знімок, виконаний камерою космічного апарата Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), демонструє лінію ерозійних кратерів без бічних валів у на західному схилі Альби (див. знімок справа). Ці западини утворилися, найімовірніше, внаслідок просідання поверхневих матеріалів у відкриті тріщини, створені підняттям магми у підповерхневі шари породи, що спричинило появу дайок.

Долини та яри

image
Знімок високої роздільності, на якому видно мережі долин на північно-західному схилі Alba Mons. Молодший розлом перетинає територію, проходячи впоперек долин. Ширина знімка відповідає 3 км на поверхні. (Mars Global Surveyor, MOC-NA)

Північні схили Alba Mons містять чимало розгалужених систем каналів, також відомих як (англ. valley networks), що візуально дуже нагадують водостічні канали, що утворюються в результаті дощових опадів на Землі. Мережі долин на поверхні вулкана Alba Mons були ідентифіковані у 1970-х роках на знімках, виконаних космічними апаратами Mariner 9 та Viking, а їх походження довго було предметом досліджень. Мережі долин найбільш поширені на стародавніх південних високогір'ях (Ноахійського періоду), однак також трапляються і на схилах деяких великих вулканів. Мережі долин на Alba Mons походять з (Амазонського періоду), а тому є значно молодшими за більшість подібних систем, на які можна натрапити у південній високогірній півкулі планети. Цей факт становить певну проблему для дослідників, які стверджують, що мережі долин могли утворитися внаслідок водних потоків, викликаних сильними опадами протягом раннього, теплого та вологого періоду марсіанської історії. Якщо ж кліматичні умови ще мільярди років тому зазнали переходу до теперішнього стану холодного та сухого Марса (де дощові опади взагалі неможливі), яким чином пояснити значно молодші долини на Alba Mons? Чи може мережі долин на поверхні вулкана утворилися якимсь іншим чином, відмінним від тих, які можна побачити на південних височинах? А якщо так — то який був механізм їх утворення? Чому долини на поверхні Alba Mons зустрічаються майже виключно на північних схилах вулкана? Над цими запитаннями вчені й досі ламають голову.

На знімках «Вікінга» подібність мереж долин на поверхні Alba Mons до земних плювіальних (дощових) долин є досить дивовижною. Мережі долин мають чіткий, іноді паралельний, іноді сильно розгалужений візерунок із правильно приєднаними долинами-притоками та , яку можна порівняти з густотою дренажних мереж на вулканах на Гаваях. Однак, стереоскопічні зображення, виконані камерою High Resolution Stereo Camera (HRSC), що на європейському орбітальному апараті Mars Express, показують, що ці долини є порівняно неглибокими (до 30 м у глибину, або й менше) і зблизька більше нагадують ложа струмків, або яри, утворені внаслідок переривчастої, періодичної стічної ерозії, аніж долини, утворені внаслідок безперервної ерозії. Видається ймовірним, що долини на поверхні Alba Mons сформувалися в результаті перехідних ерозійних процесів, що можуть бути пов'язаними із таненням відкладень снігу чи льоду під час вулканічної активності, або з короткочасними періодами глобальної зміни клімату. (Див. «Характеристики поверхні» вгорі.) Досі невідомо, чи речовина, що зазнала ерозії, була багатим на лід пилом, чи це був крихкий шар вулканічного попелу.

Геологічна історія

image
Лавові потоки із центральними каналами на північно-західному схилі Alba Mons. Зауважте, що лавові потоки перетинаються впоперек розломами та грабенами, що свідчить про те, що ці розломи є молодшими за застиглі потоки ( VIS).

Добре збережені потоки лави та розломи на Alba Mons становлять чудовий фотогеологічний запис еволюційної історії вулкана. Використовуючи підрахунок кратерів та основоположні принципи стратиграфії, такі як закон нашарувань та взаємозв'язки геологічних формувань, що перетинають інші такі формування (вважається, що ті формації, які перетинають інших, є молодшими за тих, крізь які вони, власне, проходять), геологи спромоглися відтворити значну частину геологічної та тектонічної історії вулкана. Більшість будівельної вулканічної активності Alba Mons, вважається, відбулася протягом порівняно короткого періоду часу (близько 400 мільйонів років) марсіанської історії, переважно з кінця Гесперійської до самого початку Амазонської епохи. Утворення розломів та грабенів у цьому регіоні відбулося на двох ранніх етапах: один передував, а інший відбувався одночасно з формуванням вулкана. Два пізні етапи формування грабенів трапилися вже після того, як вулканічна активність загалом припинилася.

Базуючись на знімках, виконаних орбітальним апаратом Viking, вулканічні матеріали, пов'язані з формуванням та еволюцією вулкана, були віднесені до окремої групи формації Alba Patera, яка додатково ділиться на нижній, середній та верхній . Нижні підрозділи формації у стратиграфічній послідовності є старшими за ті, що розташовані вище, відповідно до закону нашарувань, описаного Ніколасом Стено.

Найстаріша одиниця (найнижчий підрозділ) відповідає широкому лавовому шлейфу, що оточує центральне підвищення Alba Mons. Ця одиниця характеризується наборами низьких кряжів із плоскими верхівками, що утворюють радіальний візерунок, який простягається на сотні кілометрів на захід, північ та північний схід від центральної вершини. Ці кряжі розглядаються як лавові потоки, хоча границі цих потоків зараз сильно поруйновані, а тому їх важко чітко відокремлювати. Широкі лавові потоки та кряжі з плоскими верхівками є характерними рисами трапових провінцій на Землі (напр., базальти річки Колумбія), які формувалися під дією дуже швидких вивержень. Таким чином, найбільш ранній етап вулканічної активності Alba Mons, найімовірніше, включав масивні, нестримні виверження лави із низькою в'язкістю, з якої й утворився широкий, рівнинний лавовий шлейф вулкана. Лавові потоки із стратиграфічного підрозділу, до якого належить шлейф, походять із раннього Гесперійського — пізнього Гесперійського періоду, тож виверження відбулося приблизно від 3700 до 3500 мільйонів років тому.

До середнього підрозділу, вік якого сягає раннього Амазонського періоду, належать схили центрального підвищення вулкана Alba, які зберігають історію більш експансивної активності, до якої належить утворення каналових та трубчастих лавових потоків. Вулканічне поширення лави відбулося у північному напрямку, внаслідок чого утворилися два бокові виступи. Формування розломів та грабенів в Alba та Tantalus Fossae трапилось протягом, або безпосередньо після застигання лавових потоків. Будь-яка рання вибухова активність вулкана могла відбуватись в період кульмінації цієї серединної фази активності, яка завершилася 3400 мільйонів років тому.

Наймолодша стратиграфічна одиниця, теж з раннього Амазонського періоду, покриває плато на вершині, купол, та комплекс кальдер. Цей період активності харектеризується порівняно короткими (за довжиною) листовими потоками та розбудовою купола на вершині, а також великої кальдери. Ця стадія завершилася деяким зміщенням купола на вершині у східному напрямку, що могло започаткувати додаткові процеси формування грабенів у Alba Fossae. Останніми геологічними деталями, що утворилися — були малий щит та мала кальдера на вершині. Значно пізніше, десь між, приблизно, 1000 та 500 мільйонами років тому, відбулася остання стадія утворення розломів, які можуть бути пов'язані з розташуванням дайків та формуванням ланцюжків ерозійних кратерів.

Класифікація

Класифікація вулкана Alba Mons є непевною. Деякі дослідники описують його як щитовий вулкан, інші — як низькогірну патеру, (як протилежність (високогірним патерам), які, по суті, є низькими древніми вулканами із борозенчастими відкладеннями попелу, розташовані у південних високогір'ях Марса), а дехто й взагалі вважає його єдиною вулканічною структурою такого типу — унікальною для Марса. Деякі вчені порівнювали Alba Mons із утвореннями на планеті Венера під назвою («корони»). Alba Mons має деякі схожі характеристики з вулканічною структурою Syrtis Major. (Див. Вулканізм на Марсі.) Обидва вулкани походять з (Гесперійського періоду), охоплюють значні території, мають дуже низький рельєф, і величезні, проте неглибокі кальдери. Також, так само як і Alba, Syrtis Major має трубчасті та каналові потоки лави. Оскільки вулкан Alba Mons розташований у точці, протилежній до ударного басейну Hellas, деякі дослідники висловили здогадки, що утворення вулкана може бути пов'язане з ослабленням кори планети внаслідок руйнівного падіння космічного тіла в районі Hellas, яке спричинило потужні сейсмічні хвилі, точка удару яких припала на протилежний бік планети — приблизно в регіон Tharsis та поблизу нього.

Див. також

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Гора Альба

Джерела та примітки

  1. Alba Mons. Gazetteer of Planetary Nomenclature. . Архів оригіналу за 8 серпня 2014. Процитовано 8 вересня 2013.(англ.)
  2. . Gazetteer of Planetary Nomenclature. . Архів оригіналу за 14 грудня 2016. Процитовано 8 вересня 2013.(англ.)
  3. Cattermole, 2001, p. 85.
  4. Carr, 2006, p. 54.
  5. Plescia, J. B. (2004). Morphometric Properties of Martian Volcanoes. J. Geophys. Res., 109(E03003), Tbl. 1, DOI:10.1029/2002JE002031.
  6. Boyce, 2008, p. 104.
  7. Див. Carr, 2006, с. 54, рис. 3.10, де є порівняння профілів Alba Mons та Olympus Mons, створене на основі даних . Різниця у рельєфі просто дивовижна.
  8. Greeley, R.; Spudis, P. (1981). Volcanism on Mars. Rev. Geophys. Space Phys. 19 (1): 13—41. doi:10.1029/rg019i001p00013.(англ.)
  9. Gulick, V.C.; Baker, V.R. (1990). Origin and Evolution of Valleys on Martian Volcanoes. J. Geophys. Res. 95 (B9): 14325—14344. doi:10.1029/jb095ib09p14325.(англ.)
  10. Ivanov, M. A.; Head, J.W. (2006), Alba Patera, Mars: Topography, Structure, and Evolution of a Unique Late Hesperian-Early Amazonian Shield Volcano. J. Geophys. Res., 111 E09003, DOI:10.1029/2005JE002469.
  11. Werner, S.C.; Tanaka, K.L.; Skinner, J.A. (2011). Mars: The Evolutionary History of the Northern Lowlands Based on Crater Counting and Geologic Mapping. Planet. Space Sci., in press, DOI:10.1016/j.pss.2011.03.022.
  12. Hartmann, W.K. (2005). Martian Cratering 8: Isochron Refinement and the Chronology of Mars. Icarus. 174: 317 Tbl. 3. Bibcode:2005Icar..174..294H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.023.
  13. Russell, J.F.; Snyder, C.W.; Kieffer, H.H. (1992). Origin and Use of Martian Nomenclature in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, p. 1312.
  14. Пошук через Google Академія серед літератури з планетології з 2007 по 2011 рр видає 106 використань терміна Alba Patera проти 5 Alba Mons (станом на 7 травня 2011 р.).
  15. Hartmann, 2003, p. 308
  16. Masursky, H (1973). An Overview of Geological Results from Mariner 9. J. Geophys. Res. 78 (20): 4009—4030. doi:10.1029/jb078i020p04009.
  17. Carr, M.H. (1973). Volcanism on Mars. J. Geophys. Res. 78 (20): 4049—4062. doi:10.1029/jb078i020p04049.
  18. Cattermole, P (1990). Volcanic Flow Development at Alba Patera, Mars. Icarus. 83: 453—493. doi:10.1016/0019-1035(90)90079-o.
  19. Frankel, 2005, p. 134.
  20. Tanaka, K.L. (1990). . Lunar. Planet. Sci. Conf. 20: 515—523. Архів оригіналу за 3 березня 2016. Процитовано 5 березня 2015.(англ.)
  21. Jager, K. M.; Head, J. W.; Thomson, B.; McGovern, P. J.; Solomon, S. C. (1999). Alba Patera, Mars: Characterization Using Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) Data and Comparison with Other Volcanic Edifices. 30th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1915. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1915.pdf.(англ.) [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.]
  22. . MIT MOLA Website. Архів оригіналу за 21 червня 2021. Процитовано 23-05-2011.(англ.)
  23. Ivanov, M.A.; Head, J.W. (2002). Alba Patera, Mars: Assessment of its Evolution with MOLA and MOC Data. 33rd Lunar and Planetary Science Conference. LPI: Houston, TX, Abstract #1349. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1349.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  24. Mouginis-Mark, P.J.; Harris, A.J.; Rowland, S.K. (2008). 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. 71.
  25. Cattermole, 2001, p. 86.
  26. Christensen, P.R. (1986). Regional Dust Deposits on Mars: Physical Properties, Age, and History. J. Geophys. Res., 91(B3), 3533-3545. http://www.agu.org/journals/ABS/1986/JB091iB03p03533.shtml.
  27. Ruff, S. W.; Christensen, P. R. (2001). A Spectrally-based Global Dust Cover Index for Mars from Thermal Emission Spectrometer Data. First Landing Site Workshop for the 2003 Mars Exploration Rovers, Abstract #9026. http://www.lpi.usra.edu/meetings/mer2003/pdf/9026.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  28. Keszthelyi, L.P. (2006). . University of Arizona HiRISE Website. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 18-05-2011.(англ.)
  29. Putzig, N.E. et al. (2005). Global Thermal Inertia and Surface Properties of Mars from the MGS Mapping Mission. Icarus, 173 Tbl. 1, Fig. 5, p. 331.
  30. Feldman, W.C.; Mellon, M.T.; Gasnault, O.; Maurice, S.; Prettyman, T.H. (2008). Volatiles on Mars: Scientific Results from the Mars Odyssey Neutron Spectrometer in The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties, J.F. Bell III, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 135 and Fig. 6.8. .
  31. Barlow, N.G. (2008). Mars: An Introduction to its interior, Surface, and Atmosphere; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 202. .
  32. Farmer, C.B.; Doms, P.E. (1979). Global Seasonal Variation of Water Vapor on Mars and the Implications for Permafrost. J. Geophys. Res. 84(B6), 2881–2888.
  33. Feldman, W. C.; Prettyman, T. H.; Maurice, S.; Lawrence, D. J.; Pathare, A.; Milliken, R. E.; Travis B. J. (2011). Search for Remnant Water Ice from Past Glacial Climates on Mars: The Mars Odyssey Neutron Spectrometer. 42nd Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #2420. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2420.pdf [ 11 червня 2016 у Wayback Machine.].
  34. Gasnault, O. (2006). (PDF). 37th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #2328. Архів оригіналу (PDF) за 3 березня 2016. Процитовано 5 березня 2015.(англ.)
  35. Carr, M.H.; Greeley, R.; Blasius, K.R.; Guest, J.E.; Murray, J.B. (1977). Some Martian Volcanic Features as Viewed From the Viking Orbiters. J. Geophys. Res. 82 (28): 3985—4015. doi:10.1029/js082i028p03985.
  36. Cattermole, P. (1987). Sequence, Rheological Properties, and Effusion Rates of Volcanic Flows at Alba Patera, Mars. J. Geophys. Res., 92(B4), E553-E560.
  37. Pieri, D.; Schneeberger, D. (1988). Morphology of Lava Flows at Alba Patera. 19th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1471. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1988/pdf/1471.pdf [ 4 березня 2016 у Wayback Machine.].
  38. Schneeberger and Pieri, 1991, cited by McGovern et al., 2001.
  39. Shockey, K.M.; Glaze, L.S.; Baloga, S.M. (2004). Analysis of Alba Patera Flows: A Comparison of Similarities and Differences. 35th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1154. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1154.pdf [ 11 червня 2016 у Wayback Machine.].
  40. Carr, 2006, pp. 55-56.
  41. Riedel, S. J.; Sakimoto, S. E. H. (2002). MOLA Topographic Constraints on Lava Tube Effusion Rates for Alba Patera, Mars. 33rd Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1410. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1410.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  42. Sakimoto, S.; Crisp, J.; Baloga, S.M. (1997). Eruption constraints on Tube-Fed Planetary Lava Flows. J. Geophys. Res., 102 6597-6614. Cited in Cattermole, 2001, p. 85.
  43. Mouginis-Mark, P.J.; Zimbelman, J.R. (1987). Channels on Alba Patera, Mars: Evidence for Polygenic Eruptions. 18th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1346. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1987/pdf/1346.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  44. Mouginis-Mark, P.J.; Wilson, L.; Zimbelman, J.R. (1988). Polygenic eruptions on Alba Patera, Mars: Evidence of channel erosion on Pyroclastic Flows. Bull. Vol. 50: 361—379. doi:10.1007/bf01050636.
  45. Mouginis-Mark, P.J.; Wilson, L.; Zuber, M.T. (1992). Physical Volcanology in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 247–248, and Fig. 6.
  46. Carr, 2006, p. 56.
  47. Schneeberger, D.M.; Pieri, D.C. (1991). Geomorphology and Stratigraphy of Alba Patera, Mars. J. Geophys. Res., 96(B2), 1907–1930, DOI:10.1029/90JB01662. http://www.agu.org/journals/ABS/1991/90JB01662.shtml.
  48. Carr, 2006, p. 86, Fig. 4.6.
  49. Banerdt, W.B.; Golombek, M.P.; Tanaka, K.L. (1992). Stress and Tectonics on Mars in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 248–297.
  50. McGovern, P.J. et al. (2001). Extension and Uplift at Alba Patera, Mars: Insights from MOLA Observations and Loading Models. J. Geophys. Res., 106(E10), 23,769-23,809.
  51. Carr, 2006, pp. 86-87.
  52. Cailleau, B. et al. (2003). Modeling Volcanic Deformation in a Regional Stress Field: Implications for the Formation of Graben Structures on Alba Patera, Mars. J. Geophys. Res., 108(E12), 5141, DOI:10.1029/2003JE002135.
  53. Morton, 2002, p.101-102.
  54. Raitala, J (1988). Composite Graben Tectonics of Alba Patera on Mars. Earth, Moon, and Planets. 42: 277—291. doi:10.1007/bf00058491.
  55. Scott; E.D.; Wilson, L.; Head III, J.W. (2002). Emplacement of Giant Radial Dikes in the Northern Tharsis Region of Mars. J. Geophys. Res., 107(E4), 5019, DOI:10.1029/2000JE001431.
  56. Okubo, C. H.; Schultz, R.A. (2005). Evidence of Tharsis-Radial Dike Intrusion in Southeast Alba Patera from MOLA-based Topography of Pit Crater Chains. 36th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1007. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1007.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  57. University of Arizona HiRISE Website. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010345_2150 [ 2 жовтня 2016 у Wayback Machine.].
  58. For; Craddock, R. A.; Howard, A.D. (2002). The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars. J. Geophys. Res. 107 (E11): 5111. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505.
  59. Див. Carr, M.H. (1996). Water on Mars; Oxford University Press: Oxford, UK, pp.90-92, де можна почитати всі деталі дискусії щодо цих питань.
  60. Gulick, V.C. (2005). Revisiting Valley Development on Martian Volcanoes Using MGS and Odyssey Data. 36th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #2345. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/2345.pdf [ 4 березня 2016 у Wayback Machine.].
  61. Ansan, V.; Mangold, N.; Masson, Ph.; Neukum, G. (2008). The Topography of Valley Networks on Mars: Comparison Between Valleys of Different Ages. 39th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1585. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1585.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  62. Gulick, V.C. (2001). Origin of the Valley Networks on Mars: a Hydrological Perspective. Geomorphology. 37: 241—268. doi:10.1016/s0169-555x(00)00086-6.
  63. Cross Cutting. World of Earth Science. Ed. K. Lee Lerner and Brenda Wilmoth Lerner. Gale Cengage, 2003.
  64. Scott, D.H.; Tanaka, K.L. (1986). Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars. USGS Miscellaneous Investigations Series Map I-1802-A.
  65. Hooper, P. R. (1988). The Columbia River Basalt, in Continental Flood Basalts, J. D. Macdougall, Ed.; Springer: New York, pp 1-33 and Self, S.; Thordarson, T.; Keszthelyi, L. (1997). Emplacement of Continental Flood Basalt Lava Flows, in Large Igneous Provinces, J. J. Mahoney and M. F. Coffin, Eds.; AGU, Monograph 100, pp. 381–410. Cited in Ivanov and Head (2006), p. 21.
  66. Ivanov and Head (2006), Fig. 32.
  67. Cattermole, 2001, p. 72
  68. Barlow, N.G.; Zimbleman, J.R. (1988). Venusian Coronae: Comparisons to Alba Patera, Mars. 19th Lunar and Planetary Science Conference. Abstract #1019. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1988/pdf/1019.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  69. Watters, T.R.; Janes, D.M. (1995). Coronae on Venus and Mars: Implications for Similar Structures on Earth. Geology, 23(3), 200–204, DOI:10.1130/0091-7613.
  70. Woodcock, B. L.; Sakimoto, S. E. H. (2006). Lava Tube Flow: Constraints on Maximum Sustained Eruption Rates for Major Martian Volcanic Edifices. 37th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1992. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1992.pdf [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.].
  71. Peterson, J. E. (March 1978). . Lunar and Planetary Science. IX: 885—886. Архів оригіналу за 2 квітня 2015. Процитовано 4 липня 2012.
  72. Williams, D. A.; Greeley, R. (1991). (PDF). Lunar and Planetary Science. XXII: 1505—1506. Архів оригіналу (PDF) за 2 квітня 2015. Процитовано 4 липня 2012.
  73. Williams, D. A.; Greeley, R. (1994). Assessment of antipodal-impact terrains on Mars. Icarus. 110: 196—202. Bibcode:1994Icar..110..196W. doi:10.1006/icar.1994.1116.

Бібліографія та рекомендована література

  • Boyce, Joseph, M. (2008). The Smithsonian Book of Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT,
  • Carr, Michael, H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, .
  • Cattermole, Peter, J. (2001). Mars: The Mystery Unfolds; Oxford University Press: Oxford, UK, .
  • Frankel, Charles (2005). Worlds on Fire: Volcanoes on the Earth, the Moon, Mars, Venus and Io; Cambridge University Press: Cambridge, UK, .
  • Hartmann, William, K. (2003). A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet; Workman: New York, .
  • Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World; Picador: New York, .

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Alba Mons Gora Alba ranishe vidoma yak Alba Patera termin yakim z pevnogo chasu prijnyato poznachati samu lishe kalderu na vershini vulkana ce gigantskij nizinnij vulkan roztashovanij u pivnichnij chastini vulkanichnogo regionu Tharsis na planeti Mars Ce najbilshij za plosheyu vulkan na Marsi plosha zastiglih vulkanichnih potokiv yakogo prostyagayetsya shonajmenshe na 1350 km vid vershini Hocha plosha vulkana blizka do ploshi Spoluchenih Shtativ jogo visota syagaye lishe 6 8 km u najvishij tochci Ce vsogo lish tretya chastina visoti Olympus Mons najvishogo vulkana na planeti Alba Mons maye duzhe pologi shili Vzdovzh pivnichnogo najstrimkishogo shilu vulkana serednye znachennya nahilu stanovit 0 5 sho ye v p yat raziv nizhchim vid kuta nahilu bokiv troh inshih velikih vulkaniv regionu Tharsis U shirokij profil Alba Mons nagaduye masshtabnij odnak zaledve pidvishenij rubec na poverhni planeti Ce unikalne vulkanichne utvorennya yake ne maye sobi rivnih ani na Zemli ani deinde na Marsi Alba MonsZnimok Alba Mons vikonanij kosmichnim aparatom Viking Na orbitalnih znimkah relyef vulkana ledve mozhna rozglediti Shiroka sistema rozlomiv na shidnomu boci vulkana sprava nazivayetsya Vuzhcha sistema rozlomiv na zahidnomu flanzi ce Alba Fossae Kolorizaciya Viking MDIM 2 1 PlanetaMarsRoztashuvannyaKvadrangl ArcadiaKoordinati40 30 pn sh 250 24 sh d 40 5 pn sh 250 4 sh d 40 5 250 4 Koordinati 40 30 pn sh 250 24 sh d 40 5 pn sh 250 4 sh d 40 5 250 4Vershina6 800 mVidkrivachMariner 9 Na dodachu do gigantskih rozmiriv ta nizkogo relyefu Alba Mons maye takozh deyaki inshi viznachni risi Centralna chastina vulkana otochena nepovnim kilcem rozlomiv grabeniv ta trishin sho zvutsya Alba Fossae na zahidnomu flanzi vulkana ta na jogo shidnomu flanzi Vulkan takozh maye duzhe dovgi dobre zberezheni zastigli potoki lavi sho formuyut promenepodibnij vizerunok yakij vidhodit vid centralnogo regionu vulkana Nejmovirna dovzhina okremih potokiv gt 300 km svidchit pro te sho lava spravdi perebuvala v ridkomu stani mala duzhe nizku v yazkist a takozh yiyi bulo nadzvichajno bagato Chimalo potokiv mayut cilkom virazni morfologiyi sho skladayutsya iz dovgih zvivistih kryazhiv iz pererivchastimi centralnimi lavovimi kanalami Nizinni miscevosti pomizh cimi kryazhami osoblivo vzdovzh pivnichnogo boku vulkana mistyat rozgaluzheni vizerunki neglibokih yariv ta kanaliv sho utvorilisya najimovirnishe pid vplivom vodnih potokiv V oblasti Alba Mons perebuvayut deyaki z najstarishih v bagatoh miscyah ogolenih vulkanichnih vidkladiv u regioni Tharsis Geologichni dani cogo regionu svidchat pro te sho znachna vulkanichna aktivnist tut zavershilasya nabagato ranishe nizh v Olympus Mons ta vulkanah Tharsis Montes Vulkanichni vidkladennya u regioni Alba Mons za vikom variyuyutsya vid Gesperijskogo do rannogo Amazonskogo geologichnih periodiv yih vik stanovit vid 3600 do 3200 miljoniv rokiv priblizno Pohodzhennya nazviDovgij chas formalnoyu nazvoyu vulkana bula nazva Alba Patera Patera pl paterae ce latinske slovo sho poznachaye negliboku chashu abo blyudce fialu Cej termin ranishe vikoristovuvavsya dlya poznachennya pevnih nevirno identifikovanih krateriv iz nepravilnimi krayami yaki zgodom na znimkah vikonanih kosmichnimi aparatami viyavilisya abo vulkanichnimi abo takimi sho mayut neimpaktne pohodzhennya U veresni 2007 roku Mizhnarodnij astronomichnij soyuz MAS perejmenuvav vulkan prisvoyivshi jomu nazvu Alba Mons Gora Alba ta zakripivshi termin Alba Patera lishe za dvoma centralnimi zapadinami vulkana kalderami Tim ne mensh u literaturi pov yazanij iz planetologiyeyu i doteper dosit chasto vzhivayetsya termin Alba Patera dlya poznachennya vsogo vulkana Topografichna mapa vulkana Alba Mons ta navkolishnih teritorij Osnovna jogo chastina tut zobrazhena chervonim ta pomaranchevim kolorami navkolishni shili pokazani pomaranchevim zhovtim a dali zelenim Relyef ye najstrimkishim z pivnichnogo boku oskilki vulkan visochiye na mezhi Visochinnij relyef plavno z yednanij z pidnizhzhyam vulkana z odnogo boku prostyagayetsya na pivden nache ruchka vid skovoridki Termin Alba pohodit vid latinskogo slova sho oznachaye bilij kolir i v danomu vipadku vin buv obranij tomu sho z zemnih teleskopiv nad cim regionom dosit chasto bachili skupchennya hmar Vulkan buv vidkritij 1972 roku kosmichnim aparatom Mariner 9 i na toj chas vin buv vidomij yak vulkanichna detal Alba abo Arcadia Ring Kilce Arkadiyi vid nepovnogo kilcya rozlomiv navkolo centralnoyi chastini vulkana 1973 roku MAS prisvoyiv vulkanu nazvu Alba Patera Yaksho kontekst zrozumilij vulkan prijnyato nazivati prosto Alba Alba bez pristavki Mons Roztashuvannya ta rozmirAlba Mons roztashovanij za koordinatami 40 28 pn sh 250 24 sh d 40 47 pn sh 250 4 sh d 40 47 250 4 u kvadrangli Arcadia MC 3 Znachna chastina zahidnogo flangu vulkana perebuvaye v sumizhnomu MC 2 Lavovi potoki sho vidhodyat vid cogo vulkana dosyagayut navit 61 pn sh u pivnichnomu ta 26 pn sh u pivdennomu napryamku pivnichna chastina Yaksho vzyati zovnishni mezhi cih potokiv za mezhu osnovi vulkana Alba Mons matime protyazhnist z pivnochi na pivden priblizno 2000 km ta maksimalnu shirinu 3000 km Vin zajmaye ploshu priblizno 5 7 miljona km2 ta maye ob yem priblizno 2 5 mljona km3 Vulkan dominuye nad relyefom pivnichnoyi chastini opuklosti Tharsis i ye nastilki velikim ta geologichno viraznim sho jogo samogo po sobi mozhna traktuvati yak cilu vulkanichnu provinciyu Hocha maksimalna visota Alba Mons syagaye lishe 6 8 km nad marsianskim datumom riznicya visot mizh jogo vershinoyu ta navkolishnim relyefom ye znachno vishoyu z pivnichnogo boku vulkana bl 7 1 km porivnyano z pivdennoyu jogo storonoyu bl 2 6 km Prichinoyu ciyeyi asimetriyi ye te sho vulkan perebuvaye na mezhi mizh gusto vsiyanimi kraterami pidennimi visochinami ta rivnishimi pivnichnimi nizovinami Rivnini sho vidhodyat vid pidnizhzhya vulkana na pivnochi opuskayutsya u napryamku rivnini Vastitas Borealis serednya visota poverhni yakoyi stanovit 4 5 km nizhche datuma 4 5 km Pivdenna chastina Alba Mons roztashovana na shirokomu topografichnomu kryazhi sho perebuvaye na osi pivnich pivden yakij vidpovidaye relyefnomu utvorennyu iz rozlomiv Noahijskogo periodu div zobrazhennya zliva Fizichno geografichnij opisDesho perebilshenij na osnovi danih relyef centralnoyi chastini Alba Mons ta jogo kupola na vershini zobrazhenij z pivdnya vgori ta pivnochi vnizu Vertikalne pidsilennya relyefu dorivnyuye 10x Rozmir ta nizkij profil vulkana Alba Mons robit jogo dosit skladnim utvorennyam dlya vizualnogo vivchennya oskilki jogo relyef ye nepomitnim na orbitalnih fotoznimkah Odnak v period mizh 1997 ta 2001 rokami orbitalnij visotomir MOLA instrument na bortu kosmichnogo aparata Mars Global Surveyor vikonav ponad 670 miljoniv tochnih vimiryuvan visoti po vsij planeti Vikoristovuyuchi dani MOLA vcheni mayut zmogu vivchati najvitonchenishi detali formi ta topografiyi vulkana sho buli nevidimi na znimkah vikonanih poperednimi kosmichnimi aparatami takimi yak Viking Centralnij kompleks kalder vulkana Alba Mons Ci kalderi ye dosit neglibokimi yaksho porivnyuvati z inshimi kalderami vulkaniv regionu Tharsis Vseredini bilshoyi kalderi mistitsya nevelikij shit na yakomu roztashovana koncentrichna okrugla detal bilya centru Shirina zobrazhennya vidpovidaye 200 km na poverhni denna infrachervona mozayika Vulkan skladayetsya z dvoh grubo kazhuchi koncentrichnih komponentiv 1 elipsopodibne centralne tilo priblizni rozmiri yakogo stanovlyat 1500 km na 1000 km otochene 2 gigantskim majzhe rivnim shlejfom lavovih potokiv sho prostyagayetsya she na dodatkovi 1000 km nazovni Centralne tilo ce osnovna topografichna formaciya vulkana zovnishnya granicya yakoyi poznachena viraznim perelomom visot na vnutrishnij mezhi shlejfu Na zahid ta shid vid centralnogo pidvishennya prostyagayutsya dvi shiroki dilyanki plechi sho mayut formu viyala i nadayut vulkanu vidovzhenogo viglyadu v napryamku shid zahid Centralne pidvishennya maye najstrimkishi shili yaksho porivnyuvati z reshtoyu vulkana ale navit tut kut nahilu syagaye lishe 1 Grebin ta verhni dilyanki shiliv uzvishshya posicheni nepovnim kilcem grabeniv yaki ye chastinoyu sistemi rozlomiv Alba ta Vseredini kilcya grabeniv roztashovane inshe menshe kilce iz duzhe nizkih a v deyakih miscyah obernenih shiliv sho utvoryuyut plato na yakomu j perebuvaye centralnij kupol u 350 km vzdovzh iz kompleksom kalder na vershini Otzhe centralna opuklist Alba Mons nagaduye chastkovo zapalij shitovij vulkan iz menshim kupolom na samij jogo vershini zobrazhenij sprava Kupol na vershini yaksho porivnyuvati z reshtoyu vulkana maye virazhene zmishennya u shidnomu napryamku Kompleks kalder mistit veliku kalderu rozmirami 170 na 100 km roztashovanu v centri vulkanichnogo kupola na vershini a takozh menshu kalderu sho formoyu nagaduye nirku rozmirami priblizno 65 na 100 km Mensha kaldera roztashovana u pivdennij chastini bilshoyi Obidvi kalderi ye porivnyano neglibokimi yih maksimalna glibina syagaye lishe 1 2 km Bilsha kaldera na zahidnomu krayu obmezhena strimkoyu stinoyu u formi pivkola visotoyu u 500 m Cya stina znikaye na pivnichnij ta pivdennij storonah kalderi de vona hovayetsya pid vulkanichnimi potokami sho pohodyat iz molodshoyi menshoyi kalderi Mensha kaldera z usih bokiv viokremlena strimkoyu stinoyu visota yakoyi variyuyetsya v mezhah dekilkoh soten metriv Stinki obidvoh kalder mayut nepravilnu festonchastu formu sho mozhe svidchiti pro dekilka epizodiv obvaliv ta abo Dva neveliki shiti abo kupoli visotoyu u dekilka soten metriv perebuvayut vseredini ta poryad iz velikoyu kalderoyu Shit sho perebuvaye vseredini neyi v dovzhinu syagaye 50 km Na jogo verhivci rozmishena nezvichajna koncentrichna okrugla detal diametrom u 10 km zobrazhena zliva Kalderi utvoryuyutsya shlyahom kolapsu pislya yakogo nastupaye vidtik magmi ta spustoshennya magmatichnoyi komori pislya viverzhennya Rozmiri kalderi dozvolyayut naukovcyam robiti pripushennya pro geometriyu ta glibinu magmatichnoyi komori pid vershinoyu vulkana Neznachna glibina kalder vulkana Alba yaksho porivnyuvati z kalderami na Olympus Mons ta bilshosti inshih vulkaniv regionu Tharsis svidchit pro te sho magmatichnij rezervuar pid Alba Mons buv shirshim ta milkishim anizh vidpovidni rezervuari jogo susidiv Harakteristiki poverhniPilovij pokriv na pivdenno zahidnomu krayu maloyi kalderi vulkana Alba Mons Bilsha chastina centralnogo pidvishennya Alba Mons pokrita sharom pilu tovshinoyu v 2 m Pilovij shar vidimij na znimkah visokoyi rozdilnosti na zobrazhenni vershini sprava U deyakih miscyah pilovij shar pid diyeyu vitru nabuv obtichnih form ta zaznav deyakoyi rujnaciyi vid zsuviv Odnak deyaki vidokremleni ostrivci pilu viglyadayut gladenkimi ta netorknutimi vitrom Pro vazhkij pilovij pokriv takozh svidchat visoke znachennya albedo vidbittya ta nizka teplova inerciya cogo regionu Marsianskij pil vizualno dosit yaskravij albedo gt 0 27 i maye nizku teplovu inerciyu cherez duzhe malij rozmir pilovih zeren lt 40 mkm Div Odnak teplova inerciya ye visokoyu a albedo nizhchim na pivdennih shilah vulkana a takozh u chastini jogo shlejfu dali na pivnich Ce mozhe svidchiti pro chastishe ogolennya tverdih shariv poshirennya pisku ta kaminnya u pivnichnih dilyankah poverhni vulkana Alba porivnyano z reshtoyu jogo poverhni Visoka teplova inerciya mozhe takozh svidchiti pro prisutnist vidkritogo vodyanogo lodu Teoretichni modeli tipovogo dlya vodi gidrogenu angl water equivalent hydrogen WEH iz viyavlenih nejtronnim spektrometrom MONS kosmichnogo aparata Mars Odissej dozvolyayut pripuskati sho regolit pid poverhneyu pivnichnogo shilu vulkana Alba mozhe mistiti do 7 6 gidrogenu tipu WEH vid zagalnoyi masi regolitu Taka koncentraciya mozhe takozh svidchiti pro prisutnist vodi u formi zalishkovogo lodu abo v gidratnih mineralah Alba Mons ye odnim iz dekilkoh regioniv planeti sho mozhe mistiti tovsti shari vidkladiv lodu blizkogo do poverhni sho zberigsya she z poperednoyi epohi vid 1 do 10 miljoniv rokiv tomu koli nahil osi obertannya Marsa buv bilshim ta she isnuvali girski lodoviki v pomirnih ta tropichnih shirotah Vodyanij lid ye nestabilnim u cih miscevostyah za teperishnih umov i maye tendenciyu do sublimaciyi v atmosferu Teoretichni pidrahunki svidchat pro te sho zalishkovij lid mozhe zberegtisya na glibini nizhche 1 m yaksho vin pokritij sharom rechovini iz visokim znachennyam albedo ta nizkoyu teplovoyu inerciyeyu takoyu yak marsianskij pil Mineralnij sklad porid z yakih utvorena gora Alba Mons skladno viznachiti metodom cherez panuvannya poverhnevogo pilu na usij teritoriyi regionu Odnak globalnu informaciyu shodo poverhnevogo mineralno himichnogo skladu mozhna diznatisya za dopomogoyu spektrometra gamma viprominyuvannya GRS sho na kosmichnomu aparati Mars Odissej Cej instrument dozvoliv naukovcyam prostezhiti poshirennya gidrogenu H kremniyu Si zaliza Fe hloru Cl toriyu Th ta kaliyu K negliboko pid poverhneyu danih GRS svidchit pro te sho Alba Mons tak samo yak i reshta regionu Tharsis nalezhat do himichno vidokremlenoyi provinciyi yaka harakterizuyetsya porivnyano nizkim vmistom Si 19 wt Th 0 58 pppm ta K 0 29 wt ale iz znachno bilshim poshirennyam Cl 0 56 wt porivnyano z serednim znachennyam na reshti poverhni Marsa Nizkij vmist kremniyu govorit pro nayavnist osnovnih ta ultraosnovnih magmatichnih girskih porid takih yak bazalt ta dunit Duzhe malojmovirno sho Alba Mons mozhe stati cillyu bud yakoyi kosmichnoyi misiyi u blizkomu majbutnomu Tovstij shar pilu hovaye pid soboyu skelnu osnovu chim robit pobirannya zrazkiv porodi in situ duzhe skladnim a tomu naukova cinnist ciyeyi miscevosti ye duzhe nizkoyu Pilovij shar takozh najimovirnishe stanovitime znachnu problemu dlya ruhu marsohodiv Za ironiyeyu doli region z vershinoyu vulkana rozglyadavsya yak pershochergove zapasne misce dlya posadki spuskovogo aparata Viking 2 oskilki cya miscevist na znimkah vikonanih 1970 roku kosmichnim aparatom Mariner 9 viglyadala duzhe rivnoyu ta gladenkoyu led ne idealnim miscem dlya posadki GeologiyaListovi potoki na pivnichno shidnomu boci Alba Mons Zvernit uvagu na chislenni vzayemni nakladannya cih potokiv VIS Potoki lavi sho prostyagayutsya v pivnichnomu ta pivnichno zahidnomu napryamkah vid Alba Mons Zvivisti kryazhi ce potoki lavi sho napovnyuvalisya vid zovnishnih ta trubchastih pidzemnih kanaliv Malopomitni porujnovani potoki ta kryazhi na pivnochi ye chastinoyu shirokogo lavovogo shlejfu vulkana Chimalo geologichnih vivchen regionu Alba Mons zoseredzhuyutsya na morfologiyi potokiv lavi u nomu a takozh na geometriyi rozlomiv sho prorizuyut boki vulkana Detali poverhni vulkana taki yak yari ta merezhi dolin tezh dosit shiroko vivchayutsya Zagalnoyu metoyu usih cih naukovih zusil ye rozshifruvannya geologichnoyi istoriyi vulkana ta vulkanichno tektonichnih procesiv sho brali uchast u jogo formuvanni Taka informaciya mozhe proliti svitlo na prirodu ta evolyuciyu vnutrishnih shariv Marsa a takozh na istoriyu klimatu na planeti Potoki lavi Alba Mons duzhe viriznyayetsya nejmovirnoyu dovzhinoyu rozmayittyam ta svizhim viglyadom svoyih lavovih potokiv Bagato z nih vidhodyat vid vershini u formi promeniv ale inshi shozhe pohodyat iz otvoriv ta trishin iz nizhchih chastin bokiv vulkana Okremi potoki v dovzhinu mozhut syagati navit 500 km Lavovi potoki poblizu kalder na vershini viglyadayut znachno korotshimi ta vuzhchimi anizh ti sho perebuvayut na viddalenishih chastinah vulkana Najposhirenishimi tipami vulkanichnih potokiv na Alba Mons ye poverhnevi listopodibni pokrivni potoki a takozh potoki u formi zovnishnih abo pidzemnih trubchastih kanaliv Listovi potoki takozh vidomi yak plastinchasti angl tabular utvoryuyut chislenni poverhnevi vistupi sho vzayemno perekrivayutsya ta mayut kruti krayi Taki potoki zazvichaj ne mayut centralnih kanaliv Zverhu voni ploski i za shirinoyu syagayut 5 km u verhnih chastinah vulkana ale znachno zvuzhuyutsya ta rozsheplyuyutsya na chastini u nizhchih bilsh viddalenih dilyankah Bilshist yak vidayetsya pohodyat iz nepovnogo kilcya rozlomiv utvorenogo iz Alba ta Tantalus Fossae odnak spravzhni dzherela listovih lavovih potokiv nevidimi oskilki mogli buti pohovani pid tiyeyu lavoyu yaku voni vivergali Tovshina deyakih takih potokiv bula viznachena na osnovi danih MOLA Za tovshinoyu potoki variyuyutsya vid 20 do 130 metrovih i zazvichaj najtovshimi voni ye na viddalenih krayah Drugim takim osnovnim tipom lavovih potokiv na shilah Alba Mons ye potoki u formi nazemnih kanalovih ta pidzemnih trubchastih potokiv abo grebinchastih potokiv Voni utvoryuyut dovgi zvivisti kryazhi sho vidhodyat promenyami vid centralnogo regionu vulkana Zazvichaj yih shirina stanovit vid 5 do 10 km Okremi taki kryazhi mozhut mati pererivchastij kanal abo liniyu zapadin sho prostyagayetsya vzdovzh grebenya Trubchasti ta kanalovi potoki osoblivo virazni na zahidnomu boci vulkana de shlyah okremih kryazhiv mozhna prostezhiti na dekilka soten kilometriv Pohodzhennya cih kryazhiv dostemenno nevidome Voni mogli utvoritisya vnaslidok poslidovnogo nakopichennya chastkovo zastigloyi lavi na pochatku kanalu chi tunelyu pri chomu kozhen nastupnij poshtovh pid tiskom novoyi porciyi lavi dokladavsya do zbilshennya dovzhini kryazha Na dodachu do dvoh osnovnih riznovidiv lavovih potokiv navkolo Alba Mons prisutnya takozh velika kilkist nediferencijovanih potokiv sho abo zaznali nadto silnih rujnuvan abi yih mozhna bulo odnoznachno klasifikuvati abo zh voni mayut gibridni harakteristiki Kryazhi z ploskoyu verhivkoyu nechitkimi mezhami ta nerivnoyu poverhneyu sho rozcinyuyutsya yak riznovid lavovih potokiv ye dosit poshirenimi vzdovzh nizhnih dilyanok Alba Mons a yih rizkuvatij relyef desho virivnyuyetsya zi zbilshennyam vidstani vid centralnogo pidvishennya Na znimkah iz visokoyu rozdilnistyu bulo viyavleno sho chimalo potokiv na verhnih chastinah shiliv vulkana sho buli pochatkovo oharakterizovani yak listovi potoki mayut centralni kanali iz dambopodibnimi kryazhami Morfologiya lavovih potokiv mozhe nadati vidomosti shodo vlastivostej lavi koli vona perebuvala v roztoplenomu stani zokrema mozhna otrimati informaciyu shodo reologiyi ta ob yemiv potoku Razom ci dani mozhut nadati pidkazki shodo mineralnogo skladu lavi a takozh shvidkosti viverzhennya Napriklad lavovi tuneli na Zemli formuyutsya lishe z lavi bazaltovoyi kompoziciyi Lava bagata na dioksid kremniyu taka yak andezitova lava ye nadto v yazkoyu dlya formuvannya tuneliv Pochatkovij kilkisnij analiz lavovih potokiv vulkana Alba Mons viyaviv sho lava mala nizku granicyu pruzhnosti ta nizku v yazkist a viverzhennya vidbuvalosya iz duzhe velikoyu shvidkistyu Z oglyadu na nezvichno nizkij profil vulkana dehto pripuskav sho u jogo formuvanni brala uchast nadzvichajno tekucha lava mozhlivo komatiyitova yaka ye primitivnoyu ultraosnovnoyu lavoyu sho formuyetsya pri duzhe visokih temperaturah Odnak ostanni doslidzhennya ob yektami yakih buli kanalovi ta trubchasti potoki svidchat pro te sho v yazkist lavi perebuvala v mezhah tipovih dlya bazaltiv vid 100 do 1 miljona Pa c 1 Shodo shvidkosti potokiv to pidrahunki viyavili sho vona tezh bula menshoyu anizh ta yaku pripuskali ranishe i variyuvalasya vid 10 do 1 3 miljona m3 na sekundu Najnizhcha shvidkist viverzhennya Alba Mons perebuvala des u mezhah najpotuzhnishih vulkanichnih potokiv sho vidbuvalisya na Zemli prikladami yakih ye Mauna Loa 1984 roku provinciya Mak Brajd ta bazalti richki Kolumbiya Najvisha zh shvidkist potokiv bula na dekilka poryadkiv velichini vishoyu za shvidkist viverzhennya bud yakogo iz zemnih vulkaniv Pochinayuchi z piznih 1980 h deyaki doslidniki vislovlyuvali pripushennya sho u viverzhennyah Alba Mons brala uchast velika kilkist piroklastichnih porid a tomu bulo bagato vibuhovoyi aktivnosti osoblivo protyagom rannih etapiv aktivnosti vulkana Privodom dlya takih pripushen stala prisutnist chislennih merezh dolin na pivnichnomu boci vulkana yaki viglyadali tak nache buli virizbleni tekuchoyu vodoyu div nizhche Ocya oznaka v poyednanni z danimi shodo teplovoyi inerciyi yaki svidchat pro te sho na poverhni dominuye dribnozernista rechovina pil dozvolili pripustiti sho ranishe tut mogli buti prisutni rechovini sho legko piddayutsya eroziyi taki yak vulkanichnij popil Nadzvichajno nizkij profil vulkana takozh matime proste poyasnennya yaksho pidtverditsya sho osnovne centralne pidvishennya bulo utvorene iz vidkladen piroklastichnih potokiv ignimbritu Ostanni dani zibrani kosmichnimi aparatami Mars Global Surveyor ta Mars Odyssey ne viyavili yakihos odnoznachnih dokaziv togo sho vibuhovi viverzhennya Alba Mons vzagali vidbuvalis Alternativne poyasnennya utvorennya merezh dolin na pivnichnomu boci vulkana pov yazuye jogo iz prosochuvannyam abo tanennyam chastinok pilu iz lodom sho buli vidkladeni tut protyagom porivnyano nedavnoyi lodovikovoyi epohi chasiv Amazonskogo periodu Zagalom potochnij geologichnij analiz Alba Mons dozvolyaye pripustiti sho vulkan buv utvorenij lavoyu iz reologichnimi vlastivostyami tipovimi dlya bazaltovoyi lavi Yaksho vibuhova aktivnist bud koli i vidbuvalasya v regioni Alba Mons bilshist dokaziv u formi masshtabnih vidkladen popelu zaraz pohovana pid tovstim sharom molodshoyi bazaltovoyi lavi Prosti grabeni ta gorsti u na shidnomu boci Alba Mons Liniya erozijnih krateriv svidchit pro zapadannya u pidpoverhnevi porozhnini jmovirno utvoreni rozlomami pid vplivom roztyaguvannya poverhni infrachervona denna mozayika Grabeni utvoryuyutsya pid vplivom procesiv roztyaguvannya chervoni strilki sho vidbuvayutsya u kori Grabeni skladayutsya iz dolin z plaskim dnom sho z dvoh storin obmezheni protilezhnimi zvichajnimi rozlomami a dva abo bilshe grabeniv mozhut buti vidokremleni odin vid odnogo blokami nagir yiv yaki zvutsya gorstami Tektonichni detali Gigantska sistema rozlomiv sho otochuyut Alba Mons ye mozhlivo najbilsh divovizhnoyu detallyu vulkana Ci rozlomi ye tektonichnimi detalyami sho svidchat pro napruzhennya v litosferi planeti Voni utvoryuyutsya todi koli napruzhennya perevishuye granicyu pruzhnosti porodi chim sprichinyuyetsya deformaciya poverhni Zazvichaj cya deformaciya proyavlyaye sebe u formi zsuviv u misci rozlomiv yaki mozhna rozglediti na orbitalnih znimkah Tektonichni detali Alba Mons ye majzhe viklyuchno takimi sho utvorilisya pid diyeyu sil roztyaguvannya i skladayutsya zi zvichajnih rozlomiv grabeniv ta prostih trishin utvorenih vnaslidok roztyagu Najposhirenishimi detalyami na Alba Mons yak i na Marsi zagalom ye prosti grabeni Grabeni ce dovgi vuzki pazi na poverhni obmezheni z dvoh bokiv protilezhnimi stinkami zvichajnih rozlomiv sho visochat nad blokom zapaloyi poverhni div zobrazhennya sprava Alba Mons maye mozhlivo najchitkishu vidimist prostih grabeniv na usij planeti Dovzhina grabeniv Albi stanovit do 1000 km shirina variyuyetsya vid 2 do 10 km a glibina vid 100 do 350 m Natyazhni trishini okremosti ce detali poverhni sho utvorilisya vnaslidok ruhu kori pid vplivom sil roztyagu pri chomu znachnih zsuviv mizh dvoma vidokremlenimi masami porodi ne vidbulosya V teoriyi voni mali b viglyadati yak gliboki borozni iz zagostrenimi profilyami sho formoyu nagaduyut literu V ale na praktici yih buvaye dosit vazhko vidrizniti vid grabeniv oskilki voni shvidko napovnyuyutsya osipami zi stinok vnaslidok chogo utvoryuyutsya ploski grabenopodibni poverhni na dni Lancyuzhki erozijnih krateriv catenae poshireni v bagatoh rozlomah na bokah Albi mozhut buti poverhnevim proyavom glibinnih trishin sprichinenih roztyaguvannyam poverhni u yaki j prosochuyetsya poverhneva rechovina utvoryuyuchi krateri zapadini Erozijni krateri u Cyane Fossae znimok Grabeni ta trishini navkolo Alba Mons tut i dali voni okreslyuvatimutsya yak rozlomi yaksho ne bude vkazano inshe traplyayutsya cilimi grupami yakim prijnyato prisvoyuvati okremi nazvi zalezhno vid yihnogo roztashuvannya vidnosno centru vulkana Pivden vulkana ce shiroka dilyanka iz silno posichenim trishinami relyefom yaka zvetsya i skladayetsya iz priblizno paralelnih ryadiv vuzkih rozlomiv oriyentovanih na pivnich pivden Zagalom usi taki rozlomi rozhodyatsya po poverhni storin vulkana utvoryuyuchi nepovne kolo diametrom priblizno 500 km Grupa rozlomiv na zahidnomu boci Alba Mons zvetsya Alba Fossae a grupa na shidnomu flanzi Na pivnochi vulkana taki rozlomi rozhodyatsya vse dali u pivnichno shidnomu napryamku prostyagayuchi na sotni kilometriv Vizerunok rozlomiv sho vidniyutsya na bokah vulkana Alba porivnyuvali z viglyadom teksturi derevini navkolo suchka Zagalom usya sistema rozlomiv Ceraunius Alba Tantalus syagaye 3000 km v dovzhinu ta 900 1000 km u shirinu Vcheni pripuskali dekilka prichin poyavi rozlomiv zokrema miscevi napruzhennya poverhni sho stvoryuvalisya opuklistyu Tharsis vulkanichnimi dajkami ta samoyu vagoyu Alba Mons sho tisne na koru planeti v comu misci Rozlomi Ceraunius ta Tantalus Fossae perebuvayut priblizno na odnij liniyi iz centrom regionu Tharsis a tomu ye velika jmovirnist sho voni ye reakciyeyu kori na znachnu vagu opuklosti Tharsis sho sprichinyuye prosidannya vsiyeyi poverhni navkrugi Rozlomi sho otochuyut kilcem vershinu vulkana Alba mozhut buti naslidkom kombinaciyi tisku velikoyi vagi vulkana ta zustrichnoyi sili yaku stvoryuye pidnyattya magmi abo utvorennya iz mantiyi vnizu dodatkovoyi tektonichnoyi pliti Deyaki rozlomi najimovirnishe ye reakciyeyu poverhni na gigantski radialni do regionu Tharsis skupchennya dajok Znimok vikonanij kameroyu kosmichnogo aparata Mars Reconnaissance Orbiter MRO demonstruye liniyu erozijnih krateriv bez bichnih valiv u na zahidnomu shili Albi div znimok sprava Ci zapadini utvorilisya najimovirnishe vnaslidok prosidannya poverhnevih materialiv u vidkriti trishini stvoreni pidnyattyam magmi u pidpoverhnevi shari porodi sho sprichinilo poyavu dajok Dolini ta yari Znimok visokoyi rozdilnosti na yakomu vidno merezhi dolin na pivnichno zahidnomu shili Alba Mons Molodshij rozlom peretinaye teritoriyu prohodyachi vpoperek dolin Shirina znimka vidpovidaye 3 km na poverhni Mars Global Surveyor MOC NA Pivnichni shili Alba Mons mistyat chimalo rozgaluzhenih sistem kanaliv takozh vidomih yak angl valley networks sho vizualno duzhe nagaduyut vodostichni kanali sho utvoryuyutsya v rezultati doshovih opadiv na Zemli Merezhi dolin na poverhni vulkana Alba Mons buli identifikovani u 1970 h rokah na znimkah vikonanih kosmichnimi aparatami Mariner 9 ta Viking a yih pohodzhennya dovgo bulo predmetom doslidzhen Merezhi dolin najbilsh poshireni na starodavnih pivdennih visokogir yah Noahijskogo periodu odnak takozh traplyayutsya i na shilah deyakih velikih vulkaniv Merezhi dolin na Alba Mons pohodyat z Amazonskogo periodu a tomu ye znachno molodshimi za bilshist podibnih sistem na yaki mozhna natrapiti u pivdennij visokogirnij pivkuli planeti Cej fakt stanovit pevnu problemu dlya doslidnikiv yaki stverdzhuyut sho merezhi dolin mogli utvoritisya vnaslidok vodnih potokiv viklikanih silnimi opadami protyagom rannogo teplogo ta vologogo periodu marsianskoyi istoriyi Yaksho zh klimatichni umovi she milyardi rokiv tomu zaznali perehodu do teperishnogo stanu holodnogo ta suhogo Marsa de doshovi opadi vzagali nemozhlivi yakim chinom poyasniti znachno molodshi dolini na Alba Mons Chi mozhe merezhi dolin na poverhni vulkana utvorilisya yakims inshim chinom vidminnim vid tih yaki mozhna pobachiti na pivdennih visochinah A yaksho tak to yakij buv mehanizm yih utvorennya Chomu dolini na poverhni Alba Mons zustrichayutsya majzhe viklyuchno na pivnichnih shilah vulkana Nad cimi zapitannyami vcheni j dosi lamayut golovu Na znimkah Vikinga podibnist merezh dolin na poverhni Alba Mons do zemnih plyuvialnih doshovih dolin ye dosit divovizhnoyu Merezhi dolin mayut chitkij inodi paralelnij inodi silno rozgaluzhenij vizerunok iz pravilno priyednanimi dolinami pritokami ta yaku mozhna porivnyati z gustotoyu drenazhnih merezh na vulkanah na Gavayah Odnak stereoskopichni zobrazhennya vikonani kameroyu High Resolution Stereo Camera HRSC sho na yevropejskomu orbitalnomu aparati Mars Express pokazuyut sho ci dolini ye porivnyano neglibokimi do 30 m u glibinu abo j menshe i zblizka bilshe nagaduyut lozha strumkiv abo yari utvoreni vnaslidok pererivchastoyi periodichnoyi stichnoyi eroziyi anizh dolini utvoreni vnaslidok bezperervnoyi eroziyi Vidayetsya jmovirnim sho dolini na poverhni Alba Mons sformuvalisya v rezultati perehidnih erozijnih procesiv sho mozhut buti pov yazanimi iz tanennyam vidkladen snigu chi lodu pid chas vulkanichnoyi aktivnosti abo z korotkochasnimi periodami globalnoyi zmini klimatu Div Harakteristiki poverhni vgori Dosi nevidomo chi rechovina sho zaznala eroziyi bula bagatim na lid pilom chi ce buv krihkij shar vulkanichnogo popelu Geologichna istoriya Lavovi potoki iz centralnimi kanalami na pivnichno zahidnomu shili Alba Mons Zauvazhte sho lavovi potoki peretinayutsya vpoperek rozlomami ta grabenami sho svidchit pro te sho ci rozlomi ye molodshimi za zastigli potoki VIS Dobre zberezheni potoki lavi ta rozlomi na Alba Mons stanovlyat chudovij fotogeologichnij zapis evolyucijnoyi istoriyi vulkana Vikoristovuyuchi pidrahunok krateriv ta osnovopolozhni principi stratigrafiyi taki yak zakon nasharuvan ta vzayemozv yazki geologichnih formuvan sho peretinayut inshi taki formuvannya vvazhayetsya sho ti formaciyi yaki peretinayut inshih ye molodshimi za tih kriz yaki voni vlasne prohodyat geologi spromoglisya vidtvoriti znachnu chastinu geologichnoyi ta tektonichnoyi istoriyi vulkana Bilshist budivelnoyi vulkanichnoyi aktivnosti Alba Mons vvazhayetsya vidbulasya protyagom porivnyano korotkogo periodu chasu blizko 400 miljoniv rokiv marsianskoyi istoriyi perevazhno z kincya Gesperijskoyi do samogo pochatku Amazonskoyi epohi Utvorennya rozlomiv ta grabeniv u comu regioni vidbulosya na dvoh rannih etapah odin pereduvav a inshij vidbuvavsya odnochasno z formuvannyam vulkana Dva pizni etapi formuvannya grabeniv trapilisya vzhe pislya togo yak vulkanichna aktivnist zagalom pripinilasya Bazuyuchis na znimkah vikonanih orbitalnim aparatom Viking vulkanichni materiali pov yazani z formuvannyam ta evolyuciyeyu vulkana buli vidneseni do okremoyi grupi formaciyi Alba Patera yaka dodatkovo dilitsya na nizhnij serednij ta verhnij Nizhni pidrozdili formaciyi u stratigrafichnij poslidovnosti ye starshimi za ti sho roztashovani vishe vidpovidno do zakonu nasharuvan opisanogo Nikolasom Steno Najstarisha odinicya najnizhchij pidrozdil vidpovidaye shirokomu lavovomu shlejfu sho otochuye centralne pidvishennya Alba Mons Cya odinicya harakterizuyetsya naborami nizkih kryazhiv iz ploskimi verhivkami sho utvoryuyut radialnij vizerunok yakij prostyagayetsya na sotni kilometriv na zahid pivnich ta pivnichnij shid vid centralnoyi vershini Ci kryazhi rozglyadayutsya yak lavovi potoki hocha granici cih potokiv zaraz silno porujnovani a tomu yih vazhko chitko vidokremlyuvati Shiroki lavovi potoki ta kryazhi z ploskimi verhivkami ye harakternimi risami trapovih provincij na Zemli napr bazalti richki Kolumbiya yaki formuvalisya pid diyeyu duzhe shvidkih viverzhen Takim chinom najbilsh rannij etap vulkanichnoyi aktivnosti Alba Mons najimovirnishe vklyuchav masivni nestrimni viverzhennya lavi iz nizkoyu v yazkistyu z yakoyi j utvorivsya shirokij rivninnij lavovij shlejf vulkana Lavovi potoki iz stratigrafichnogo pidrozdilu do yakogo nalezhit shlejf pohodyat iz rannogo Gesperijskogo piznogo Gesperijskogo periodu tozh viverzhennya vidbulosya priblizno vid 3700 do 3500 miljoniv rokiv tomu Do serednogo pidrozdilu vik yakogo syagaye rannogo Amazonskogo periodu nalezhat shili centralnogo pidvishennya vulkana Alba yaki zberigayut istoriyu bilsh ekspansivnoyi aktivnosti do yakoyi nalezhit utvorennya kanalovih ta trubchastih lavovih potokiv Vulkanichne poshirennya lavi vidbulosya u pivnichnomu napryamku vnaslidok chogo utvorilisya dva bokovi vistupi Formuvannya rozlomiv ta grabeniv v Alba ta Tantalus Fossae trapilos protyagom abo bezposeredno pislya zastigannya lavovih potokiv Bud yaka rannya vibuhova aktivnist vulkana mogla vidbuvatis v period kulminaciyi ciyeyi seredinnoyi fazi aktivnosti yaka zavershilasya 3400 miljoniv rokiv tomu Najmolodsha stratigrafichna odinicya tezh z rannogo Amazonskogo periodu pokrivaye plato na vershini kupol ta kompleks kalder Cej period aktivnosti harekterizuyetsya porivnyano korotkimi za dovzhinoyu listovimi potokami ta rozbudovoyu kupola na vershini a takozh velikoyi kalderi Cya stadiya zavershilasya deyakim zmishennyam kupola na vershini u shidnomu napryamku sho moglo zapochatkuvati dodatkovi procesi formuvannya grabeniv u Alba Fossae Ostannimi geologichnimi detalyami sho utvorilisya buli malij shit ta mala kaldera na vershini Znachno piznishe des mizh priblizno 1000 ta 500 miljonami rokiv tomu vidbulasya ostannya stadiya utvorennya rozlomiv yaki mozhut buti pov yazani z roztashuvannyam dajkiv ta formuvannyam lancyuzhkiv erozijnih krateriv KlasifikaciyaKlasifikaciya vulkana Alba Mons ye nepevnoyu Deyaki doslidniki opisuyut jogo yak shitovij vulkan inshi yak nizkogirnu pateru yak protilezhnist visokogirnim pateram yaki po suti ye nizkimi drevnimi vulkanami iz borozenchastimi vidkladennyami popelu roztashovani u pivdennih visokogir yah Marsa a dehto j vzagali vvazhaye jogo yedinoyu vulkanichnoyu strukturoyu takogo tipu unikalnoyu dlya Marsa Deyaki vcheni porivnyuvali Alba Mons iz utvorennyami na planeti Venera pid nazvoyu koroni Alba Mons maye deyaki shozhi harakteristiki z vulkanichnoyu strukturoyu Syrtis Major Div Vulkanizm na Marsi Obidva vulkani pohodyat z Gesperijskogo periodu ohoplyuyut znachni teritoriyi mayut duzhe nizkij relyef i velichezni prote negliboki kalderi Takozh tak samo yak i Alba Syrtis Major maye trubchasti ta kanalovi potoki lavi Oskilki vulkan Alba Mons roztashovanij u tochci protilezhnij do udarnogo basejnu Hellas deyaki doslidniki vislovili zdogadki sho utvorennya vulkana mozhe buti pov yazane z oslablennyam kori planeti vnaslidok rujnivnogo padinnya kosmichnogo tila v rajoni Hellas yake sprichinilo potuzhni sejsmichni hvili tochka udaru yakih pripala na protilezhnij bik planeti priblizno v region Tharsis ta poblizu nogo Div takozhVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Gora AlbaVulkanizm na Marsi Geografiya Marsa Geologiya Marsa Masiv Tamu Spisok gir na Marsi za visotoyu TharsisDzherela ta primitkiAlba Mons Gazetteer of Planetary Nomenclature Arhiv originalu za 8 serpnya 2014 Procitovano 8 veresnya 2013 angl Gazetteer of Planetary Nomenclature Arhiv originalu za 14 grudnya 2016 Procitovano 8 veresnya 2013 angl Cattermole 2001 p 85 Carr 2006 p 54 Plescia J B 2004 Morphometric Properties of Martian Volcanoes J Geophys Res 109 E03003 Tbl 1 DOI 10 1029 2002JE002031 Boyce 2008 p 104 Div Carr 2006 s 54 ris 3 10 de ye porivnyannya profiliv Alba Mons ta Olympus Mons stvorene na osnovi danih Riznicya u relyefi prosto divovizhna Greeley R Spudis P 1981 Volcanism on Mars Rev Geophys Space Phys 19 1 13 41 doi 10 1029 rg019i001p00013 angl Gulick V C Baker V R 1990 Origin and Evolution of Valleys on Martian Volcanoes J Geophys Res 95 B9 14325 14344 doi 10 1029 jb095ib09p14325 angl Ivanov M A Head J W 2006 Alba Patera Mars Topography Structure and Evolution of a Unique Late Hesperian Early Amazonian Shield Volcano J Geophys Res 111 E09003 DOI 10 1029 2005JE002469 Werner S C Tanaka K L Skinner J A 2011 Mars The Evolutionary History of the Northern Lowlands Based on Crater Counting and Geologic Mapping Planet Space Sci in press DOI 10 1016 j pss 2011 03 022 Hartmann W K 2005 Martian Cratering 8 Isochron Refinement and the Chronology of Mars Icarus 174 317 Tbl 3 Bibcode 2005Icar 174 294H doi 10 1016 j icarus 2004 11 023 Russell J F Snyder C W Kieffer H H 1992 Origin and Use of Martian Nomenclature in Mars H H Kieffer et al Eds University of Arizona Press Tucson AZ p 1312 Poshuk cherez Google Akademiya sered literaturi z planetologiyi z 2007 po 2011 rr vidaye 106 vikoristan termina Alba Patera proti 5 Alba Mons stanom na 7 travnya 2011 r Hartmann 2003 p 308 Masursky H 1973 An Overview of Geological Results from Mariner 9 J Geophys Res 78 20 4009 4030 doi 10 1029 jb078i020p04009 Carr M H 1973 Volcanism on Mars J Geophys Res 78 20 4049 4062 doi 10 1029 jb078i020p04049 Cattermole P 1990 Volcanic Flow Development at Alba Patera Mars Icarus 83 453 493 doi 10 1016 0019 1035 90 90079 o Frankel 2005 p 134 Tanaka K L 1990 Lunar Planet Sci Conf 20 515 523 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 5 bereznya 2015 angl Jager K M Head J W Thomson B McGovern P J Solomon S C 1999 Alba Patera Mars Characterization Using Mars Orbiter Laser Altimeter MOLA Data and Comparison with Other Volcanic Edifices 30th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1915 http www lpi usra edu meetings LPSC99 pdf 1915 pdf angl 3 bereznya 2016 u Wayback Machine MIT MOLA Website Arhiv originalu za 21 chervnya 2021 Procitovano 23 05 2011 angl Ivanov M A Head J W 2002 Alba Patera Mars Assessment of its Evolution with MOLA and MOC Data 33rd Lunar and Planetary Science Conference LPI Houston TX Abstract 1349 http www lpi usra edu meetings lpsc2002 pdf 1349 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Mouginis Mark P J Harris A J Rowland S K 2008 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 71 Cattermole 2001 p 86 Christensen P R 1986 Regional Dust Deposits on Mars Physical Properties Age and History J Geophys Res 91 B3 3533 3545 http www agu org journals ABS 1986 JB091iB03p03533 shtml Ruff S W Christensen P R 2001 A Spectrally based Global Dust Cover Index for Mars from Thermal Emission Spectrometer Data First Landing Site Workshop for the 2003 Mars Exploration Rovers Abstract 9026 http www lpi usra edu meetings mer2003 pdf 9026 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Keszthelyi L P 2006 University of Arizona HiRISE Website Arhiv originalu za 25 serpnya 2011 Procitovano 18 05 2011 angl Putzig N E et al 2005 Global Thermal Inertia and Surface Properties of Mars from the MGS Mapping Mission Icarus 173 Tbl 1 Fig 5 p 331 Feldman W C Mellon M T Gasnault O Maurice S Prettyman T H 2008 Volatiles on Mars Scientific Results from the Mars Odyssey Neutron Spectrometer in The Martian Surface Composition Mineralogy and Physical Properties J F Bell III Ed Cambridge University Press Cambridge UK p 135 and Fig 6 8 ISBN 978 0 521 86698 9 Barlow N G 2008 Mars An Introduction to its interior Surface and Atmosphere Cambridge University Press Cambridge UK p 202 ISBN 978 0 521 85226 5 Farmer C B Doms P E 1979 Global Seasonal Variation of Water Vapor on Mars and the Implications for Permafrost J Geophys Res 84 B6 2881 2888 Feldman W C Prettyman T H Maurice S Lawrence D J Pathare A Milliken R E Travis B J 2011 Search for Remnant Water Ice from Past Glacial Climates on Mars The Mars Odyssey Neutron Spectrometer 42nd Lunar and Planetary Science Conference Abstract 2420 http www lpi usra edu meetings lpsc2011 pdf 2420 pdf 11 chervnya 2016 u Wayback Machine Gasnault O 2006 PDF 37th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 2328 Arhiv originalu PDF za 3 bereznya 2016 Procitovano 5 bereznya 2015 angl Carr M H Greeley R Blasius K R Guest J E Murray J B 1977 Some Martian Volcanic Features as Viewed From the Viking Orbiters J Geophys Res 82 28 3985 4015 doi 10 1029 js082i028p03985 Cattermole P 1987 Sequence Rheological Properties and Effusion Rates of Volcanic Flows at Alba Patera Mars J Geophys Res 92 B4 E553 E560 Pieri D Schneeberger D 1988 Morphology of Lava Flows at Alba Patera 19th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1471 http www lpi usra edu meetings lpsc1988 pdf 1471 pdf 4 bereznya 2016 u Wayback Machine Schneeberger and Pieri 1991 cited by McGovern et al 2001 Shockey K M Glaze L S Baloga S M 2004 Analysis of Alba Patera Flows A Comparison of Similarities and Differences 35th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1154 http www lpi usra edu meetings lpsc2004 pdf 1154 pdf 11 chervnya 2016 u Wayback Machine Carr 2006 pp 55 56 Riedel S J Sakimoto S E H 2002 MOLA Topographic Constraints on Lava Tube Effusion Rates for Alba Patera Mars 33rd Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1410 http www lpi usra edu meetings lpsc2002 pdf 1410 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Sakimoto S Crisp J Baloga S M 1997 Eruption constraints on Tube Fed Planetary Lava Flows J Geophys Res 102 6597 6614 Cited in Cattermole 2001 p 85 Mouginis Mark P J Zimbelman J R 1987 Channels on Alba Patera Mars Evidence for Polygenic Eruptions 18th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1346 http www lpi usra edu meetings lpsc1987 pdf 1346 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Mouginis Mark P J Wilson L Zimbelman J R 1988 Polygenic eruptions on Alba Patera Mars Evidence of channel erosion on Pyroclastic Flows Bull Vol 50 361 379 doi 10 1007 bf01050636 Mouginis Mark P J Wilson L Zuber M T 1992 Physical Volcanology in Mars H H Kieffer et al Eds University of Arizona Press Tucson AZ pp 247 248 and Fig 6 Carr 2006 p 56 Schneeberger D M Pieri D C 1991 Geomorphology and Stratigraphy of Alba Patera Mars J Geophys Res 96 B2 1907 1930 DOI 10 1029 90JB01662 http www agu org journals ABS 1991 90JB01662 shtml Carr 2006 p 86 Fig 4 6 Banerdt W B Golombek M P Tanaka K L 1992 Stress and Tectonics on Mars in Mars H H Kieffer et al Eds University of Arizona Press Tucson AZ pp 248 297 McGovern P J et al 2001 Extension and Uplift at Alba Patera Mars Insights from MOLA Observations and Loading Models J Geophys Res 106 E10 23 769 23 809 Carr 2006 pp 86 87 Cailleau B et al 2003 Modeling Volcanic Deformation in a Regional Stress Field Implications for the Formation of Graben Structures on Alba Patera Mars J Geophys Res 108 E12 5141 DOI 10 1029 2003JE002135 Morton 2002 p 101 102 Raitala J 1988 Composite Graben Tectonics of Alba Patera on Mars Earth Moon and Planets 42 277 291 doi 10 1007 bf00058491 Scott E D Wilson L Head III J W 2002 Emplacement of Giant Radial Dikes in the Northern Tharsis Region of Mars J Geophys Res 107 E4 5019 DOI 10 1029 2000JE001431 Okubo C H Schultz R A 2005 Evidence of Tharsis Radial Dike Intrusion in Southeast Alba Patera from MOLA based Topography of Pit Crater Chains 36th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1007 http www lpi usra edu meetings lpsc2005 pdf 1007 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine University of Arizona HiRISE Website http hirise lpl arizona edu PSP 010345 2150 2 zhovtnya 2016 u Wayback Machine For Craddock R A Howard A D 2002 The Case for Rainfall on a Warm Wet Early Mars J Geophys Res 107 E11 5111 Bibcode 2002JGRE 107 5111C doi 10 1029 2001JE001505 Div Carr M H 1996 Water on Mars Oxford University Press Oxford UK pp 90 92 de mozhna pochitati vsi detali diskusiyi shodo cih pitan Gulick V C 2005 Revisiting Valley Development on Martian Volcanoes Using MGS and Odyssey Data 36th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 2345 http www lpi usra edu meetings lpsc2005 pdf 2345 pdf 4 bereznya 2016 u Wayback Machine Ansan V Mangold N Masson Ph Neukum G 2008 The Topography of Valley Networks on Mars Comparison Between Valleys of Different Ages 39th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1585 http www lpi usra edu meetings lpsc2008 pdf 1585 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Gulick V C 2001 Origin of the Valley Networks on Mars a Hydrological Perspective Geomorphology 37 241 268 doi 10 1016 s0169 555x 00 00086 6 Cross Cutting World of Earth Science Ed K Lee Lerner and Brenda Wilmoth Lerner Gale Cengage 2003 Scott D H Tanaka K L 1986 Geologic Map of the Western Equatorial Region of Mars USGS Miscellaneous Investigations Series Map I 1802 A Hooper P R 1988 The Columbia River Basalt in Continental Flood Basalts J D Macdougall Ed Springer New York pp 1 33 and Self S Thordarson T Keszthelyi L 1997 Emplacement of Continental Flood Basalt Lava Flows in Large Igneous Provinces J J Mahoney and M F Coffin Eds AGU Monograph 100 pp 381 410 Cited in Ivanov and Head 2006 p 21 Ivanov and Head 2006 Fig 32 Cattermole 2001 p 72 Barlow N G Zimbleman J R 1988 Venusian Coronae Comparisons to Alba Patera Mars 19th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1019 http www lpi usra edu meetings lpsc1988 pdf 1019 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Watters T R Janes D M 1995 Coronae on Venus and Mars Implications for Similar Structures on Earth Geology 23 3 200 204 DOI 10 1130 0091 7613 Woodcock B L Sakimoto S E H 2006 Lava Tube Flow Constraints on Maximum Sustained Eruption Rates for Major Martian Volcanic Edifices 37th Lunar and Planetary Science Conference Abstract 1992 http www lpi usra edu meetings lpsc2006 pdf 1992 pdf 3 bereznya 2016 u Wayback Machine Peterson J E March 1978 Lunar and Planetary Science IX 885 886 Arhiv originalu za 2 kvitnya 2015 Procitovano 4 lipnya 2012 Williams D A Greeley R 1991 PDF Lunar and Planetary Science XXII 1505 1506 Arhiv originalu PDF za 2 kvitnya 2015 Procitovano 4 lipnya 2012 Williams D A Greeley R 1994 Assessment of antipodal impact terrains on Mars Icarus 110 196 202 Bibcode 1994Icar 110 196W doi 10 1006 icar 1994 1116 Bibliografiya ta rekomendovana literaturaBoyce Joseph M 2008 The Smithsonian Book of Mars Konecky amp Konecky Old Saybrook CT ISBN 978 1 58834 074 0 Carr Michael H 2006 The Surface of Mars Cambridge University Press Cambridge UK ISBN 978 0 521 87201 0 Cattermole Peter J 2001 Mars The Mystery Unfolds Oxford University Press Oxford UK ISBN 978 0 19 521726 1 Frankel Charles 2005 Worlds on Fire Volcanoes on the Earth the Moon Mars Venus and Io Cambridge University Press Cambridge UK ISBN 978 0 521 80393 9 Hartmann William K 2003 A Traveler s Guide to Mars The Mysterious Landscapes of the Red Planet Workman New York ISBN 0 7611 2606 6 Morton Oliver 2003 Mapping Mars Science Imagination and the Birth of a World Picador New York ISBN 0 312 42261 X

Дата публікації:
Топ