アルバ山

アルバ山

アルバ山のバイキング画像。軌道写真では火山の起伏はほとんど見えません。火山の東側 (右) の広い断裂帯はタンタラス溝と呼ばれています。西側の側面の狭い断裂帯はアルバ溝です。(バイキング カラーMDIM 2.1)
位置	北タルシス海嶺、火星
座標	北緯40度30分 東経250度24分 / 北緯40.5度 東経250.4度 / 40.5; 250.4 [1]
発見者	マリナー9
エポニム	ラテン語 –ホワイトマウンテン

アルバ山（アルバ・パテラとも呼ばれ、現在でも時々呼ばれるが、この用語はその後、火山の山頂カルデラに限定されて使用されるようになった。^[2]当初はアルカディア・リング^[3]としても知られていた）は、火星のタルシス北部に位置する火山である。表面積では火星最大の火山であり、火山性流動場は山頂から少なくとも1,350 km（840マイル）にわたって広がっている。[ ^{4] [5]火山の広がりは}アメリカ合衆国に匹敵するが、最高地点の標高はわずか6.8 km（22,000フィート）である。^[6]これは、地球上で最も高い火山であるオリンポス山の約3分の1の高さである。 ^[7]アルバ山の斜面は非常に緩やかな傾斜をしている。火山の北側（最も急な斜面）の平均傾斜は0.5度で、他の大きなタルシス火山の傾斜の5倍以上低い。^{[6] [8]}広い輪郭で見ると、アルバ山は惑星の表面に広がるがほとんど隆起していない隆起に似ている。^[9]これは地球にも火星の他の場所にも類似するものがないユニークな火山構造である。^[6]

アルバ山はその巨大さと低い起伏に加えて、他の際立った特徴をいくつか備えている。火山の中央部は不完全な断層（地溝）と亀裂の輪に囲まれており、火山の西側斜面ではアルバ・フォッサ、東側斜面ではタンタラス・フォッサと呼ばれている。また、この火山には、火山の中央部から放射状に広がる非常に長く保存状態のよい溶岩流がある。個々の溶岩流が非常に長いもの（300 km（190マイル）超）もあることから、溶岩が非常に流動性が高く（粘性が低く）、体積が大きかったことがわかる。^[10]溶岩流の多くは特徴的な形態をしており、長く曲がりくねった尾根と不連続な中央の溶岩溝から構成されている。尾根の間の低地（特に火山​​の北側斜面）には、おそらく水の流出によって形成された浅い溝や水路（谷網）の分岐パターンが見られます。 ^[11]

アルバ山には、タルシス地域で最も古い広範囲に露出した火山堆積物があります。地質学的証拠は、アルバ山での重要な火山活動がオリンポス山やタルシス山の火山よりもはるかに早く終了したことを示しています。アルバ山の火山堆積物の年代は、ヘスペリアンから初期アマゾンまでの範囲です^[12]（約36億年前^[13]から32億年前^[14]）。

長年、この火山の正式名称はアルバ・パテラであった。 パテラ（複数形はパテラエ）はラテン語で浅い水飲みボウルまたは受け皿を意味する。この用語は、初期の宇宙船の画像で火山起源（または非衝突起源）と表示された、不明瞭で波型の縁を持つ特定のクレーターに適用された。^[15] 2007年9月、国際天文学連合（IAU）は、この火山をアルバ・モンス（アルバ山）に改名し、アルバ・パテラという用語は火山の2つの中央の窪み（カルデラ）に留保した。^[1]それにもかかわらず、惑星科学の文献では、火山全体は今でも一般的にアルバ・パテラと呼ばれている。^[16]

アルバという用語はラテン語で白を意味する言葉に由来し、地球上の望遠鏡からこの地域に頻繁に見られる雲を指します。^{[17]この火山は1972年に}マリナー9号宇宙船によって発見され、当初はアルバ火山地形^[18]またはアルカディアリング^[19]（火山の周りの部分的な亀裂のリングにちなんで）として知られていました。IAUは1973年にこの火山をアルバ・パテラと命名しました。^[1]文脈が理解されている場合、この火山は単にアルバと呼ばれることがよくあります。

アルバ山は、アルカディア四角形(MC-3)の40°28′N 250°24′E / 40.47°N 250.4°E / 40.47; 250.4に位置している。火山の西側斜面の多くは、隣接するディアクリア四角形(MC-2) に位置している。^{[1]火山からの噴出物は、北は 61°N、南は 26°N (北}タルシス四角形)まで確認できる。噴出物の外側の縁を火山の基部とすると、アルバ山の南北寸法は約 2,000 km (1,200 mi)、最大幅は 3,000 km (1,900 mi) となる。^[6]面積は少なくとも570万km2 [20] あり^、体積は約250万km3である^{。[12]この火山は}タルシス隆起部の北部を占めており、非常に大きく地質学的に特徴的なため、それ自体が一つの火山地域として扱うことができる。^{[21] [22]}

アルバ山は火星の基準面から最高標高6.8km（22,000フィート）に達しますが、山頂と周囲の地形（起伏）の標高差は、火山の北側（約7.1km（23,000フィート））の方が南側（約2.6km（8,500フィート））よりもはるかに大きくなっています。この非対称性の理由は、アルバ山が南のクレーターのある高地と北の低地の二分境界にまたがっているためです。火山の下にある平野は北向きに傾斜しており^[23]、平均地表標高は基準面より4.5km（15,000フィート）下（-4,500km（14,760フィート））にあります。アルバ山の南部は、南北に広がる広い地形の尾根の上に築かれており、ノアキアン期の断裂したケラウニウス・フォッサエ^[12]の地形に一致している（左の写真）。

アルバは大きさと低い形状のため、軌道写真では火山の起伏のほとんどが判別できないため、視覚的に研究するのが難しい構造になっています。しかし、1997年から2001年の間に、火星グローバルサーベイヤー探査機の火星軌道レーザー高度計（MOLA）は、惑星全体で6億7000万回以上の^{[24]正確な標高測定を行いました。MOLAデータを使用して、惑星科学者は、}バイキングなどの以前の探査機の画像では見えなかった火山の形状と地形の微妙な詳細を研究することができます。^[12]

この火山は、ほぼ同心円状の2つの部分から成ります。1) 楕円形で、およそ幅1,500 km (930 mi)、長さ1,000 km (620 mi) の中央部と、それを取り囲む 2) 広大でほぼ平坦な溶岩流のエプロンで、エプロンは外側に約1,000 km (620 mi) 広がります。中央部は火山の主要な地形的建造物で、エプロンの内側の境界で傾斜が顕著に変化します。中央部から東西に伸びる2つの幅広い扇形のローブ (肩) により、火山は東西方向に細長くなっています。^{[12] [25]}中央部の傾斜は火山の中で最も急ですが、それでもわずか1°です。^[6]岩塊の頂上と上部の側面は、アルバ・タンタロス・フォッサ断層系の一部である部分的な地溝帯によって切り開かれている。地溝帯の内側には、非常に低く、場所によっては逆斜面の環状部がある^[6]。これが台地を形成し、その上に直径350km (220マイル) の中央ドームがあり、その上にカルデラ複合体が重なっている。^[25]そのため、アルバ山の中央の岩塊は、部分的に崩壊した盾状火山に似ており、その上に小さな山頂ドームが乗っている (右の写真)。山頂ドームは東に明確に傾いている。

カルデラ群は、山頂ドームの中央にある直径約170 km (110 mi) x 100 km (62 mi)の大きなカルデラで構成されています。小さな腎臓形のカルデラ (約65 km (40 mi) x 45 km (28 mi)) は、大きなカルデラの南半分にあります。両方のカルデラは比較的浅く、^[4]最大深度はわずか1.2 km (3,900 ft) です。^[7]

大きい方のカルデラは、西端が高さ500メートルの急峻な半円形の壁で区切られている。この壁はカルデラの北側と南側では消え、より新しく小さなカルデラから発生した火山流に埋もれている。^[4]小さい方のカルデラは至る所で急峻な壁で囲まれており、高さは数百メートルの範囲で変化する。両方のカルデラの壁は波型になっており、複数回の沈下や岩塊の消失があったことを示唆している。^[12]数百メートルの高さの2つの小さなシールドまたはドームが、大きなカルデラ内および隣接して存在している。大きなカルデラ内のシールドは、直径約50キロメートルである。その頂上には、直径10キロメートルの特異な同心円状の地形がある^{[12] [25]}（左の写真）。

カルデラは、噴火後のマグマ溜まりの収縮と枯渇に伴う崩壊によって形成される。カルデラの寸法から、科学者は火山の頂上下にあるマグマ溜まりの形状と深さを推測することができる。^[26]オリンポス山や他のタルシス火山のほとんどと比較してアルバのカルデラが浅いことから、アルバのマグマ溜まりは近隣の火山よりも広く浅かったことが示唆される。^[27]

アルバ山の中央の建物の大部分は、厚さ約2メートル（6.6フィート）の塵の層で覆われている。^{[28] [29]}塵の層は、山頂の高解像度画像（右の写真）で見ることができる。場所によっては、塵が風によって流線型に削られ、小さな地滑りによって切り取られている。しかし、いくつかの孤立した塵の塊は、風によって乱されずに滑らかに見える。^[30]

この地域は塵に覆われていることも、アルベド（反射率）が高く、熱慣性が低いことからわかる。火星の塵は肉眼で明るく（アルベド＞0.27）、粒径が小さい（＜40 μm（0.0016インチ））ため、熱慣性は低い。 ^{[28] [31]}（火星の表面を参照）。しかし、火山の北側斜面と、さらに北のエプロンエリアでは、熱慣性が高く、アルベドは低い。これは、アルバの北部の表面には、火山の他の部分に比べて、デュリクラスト、砂、岩石が豊富に含まれていることを示唆している。 ^[31]

高い熱慣性は、露出した水氷の存在を示すこともできる。マーズ・オデッセイ中性子分光計（MONS）によって検出された熱外中性子からの水当量水素（WEH）の理論モデルは、アルバ山の北側斜面の真下の表土には質量比で7.6%のWEHが含まれている可能性があることを示唆している。[ ^32]この濃度は、残留氷または水和鉱物として水が存在することを示している可能性がある。^{[33]アルバ山は、火星の}軸の傾き（黄道傾斜角）が高く、中緯度と熱帯に山岳氷河が存在していた以前の時代（100万年から1000万年前）から保存された地表近くの厚い氷の堆積物を含む可能性がある惑星上のいくつかの地域の1つである。現在の状況では、水氷はこれらの場所で不安定であり、大気中に昇華する傾向がある。 ^[34]理論計算によれば、残留氷は塵などの高アルベドかつ低熱慣性物質で覆われていれば、水深1メートル以下でも保存できることが示されている。^[35]

アルバ山を構成する岩石の鉱物組成は、その地域全体で表面の塵が優勢であるため、軌道反射分光法から判定するのが難しい。しかし、地球規模での表面組成は、マーズ・オデッセイのガンマ線分光計（GRS）から推測できる。この機器により、科学者は浅い地下の水素（H）、ケイ素（Si）、鉄（Fe）、塩素（Cl）、トリウム（Th）、カリウム（K）の分布を判定することができた。GRSデータの多変量解析によると、アルバ山とタルシス地域の残りの部分は、比較的低いケイ素（19 wt%）、トリウム（0.58 pppm）、およびカリウム（0.29 wt%）含有量を特徴とする化学的に異なる地域に属し、一方で、火星の表面平均よりも高い塩素（0.56 wt%）の存在を示している。^{[36]ケイ素含有量が低いことは、}玄武岩やダナイトなどの苦鉄質および超苦鉄 質火成岩を示している。

アルバ山は、近い将来、無人着陸機の目的地にはなりそうにありません。厚い塵のマントルが下にある岩盤を覆い隠しているため、おそらくその場で岩石サンプルを採取することが難しくなり、この場所の科学的価値が下がってしまうでしょう。また、塵の層は、ローバーの操縦に深刻な問題を引き起こす可能性があります。皮肉なことに、山頂地域は、 1970年代初頭に撮影されたマリナー9号の画像で非常に滑らかに見えたため、当初はバイキング2号着陸機の主要な予備着陸地点と考えられていました。^[37]

アルバ山の地質学的研究の多くは、溶岩流の形態と山腹を切る断層の形状に焦点を当てています。峡谷や谷網などの火山表面の特徴も広範囲に研究されています。これらの取り組みの全体的な目標は、火山の地質学的歴史とその形成に関係する火山テクトニクスのプロセスを解明することです。このような理解は、火星内部の性質と進化、および惑星の気候史に光を当てることができます。

アルバ山は、その溶岩流の驚くべき長さ、多様性、鮮明な外観で有名です。^[37]溶岩流の多くは山頂から放射状に流れていますが、他の溶岩流は火山の下部斜面の火口や割れ目から発生しているようです。 ^[38]個々の溶岩流の長さは500 km (310 mi) を超えることもあります。^[39]山頂カルデラ付近の溶岩流は、火山のより遠方の部分の溶岩流よりも大幅に短く狭いようです。^[40]アルバ山の最も一般的な2種類の火山流は、シート状溶岩流と管路供給流です。

シート状流（タビュラー流とも呼ばれる^[39]）は、急峻な縁を持つ複数の重なり合ったローブを形成する。この流には通常、中央のチャネルがない。火山の上部斜面では平らな頂部で、一般的に幅は約 5 km (3.1 マイル) であるが、下流（遠位）端に向かって幅が広くなり、ローブ状になる。^[38]大半はアルバおよびタンタラス・フォッサエ断裂リング付近から発生しているように見えるが、シート状流の実際の噴出口は見えず、シート状流自体の噴出物によって埋もれている可能性がある。^[10] MOLA データに基づいて、多数のシート状流の流厚が測定されている。流厚は 20 m (66 フィート) から 130 m (430 フィート) の範囲で、一般的に遠位端で最も厚くなる。^[41]

アルバ山の斜面にある 2 番目に大きいタイプの溶岩流は、チューブおよびチャネル給水流、またはクレスト フローと呼ばれています。^[39]これらは、火山の中央部から外側に放射状に広がる長く曲がりくねった尾根を形成します。通常は幅が 5 km (3.1 mi) ～ 10 km (6.2 mi) です。個々の尾根には、その頂上に沿って不連続なチャネルまたはピットの列が走る場合があります。チューブおよびチャネル給水流は、個々の尾根を数百 km にわたって追跡できる火山の西側斜面で特に顕著です。尾根の起源は不明です。これらは、チャネルまたはチューブの口で固まった溶岩が連続的に堆積して形成され、溶岩が流れるたびに尾根の長さが増す可能性があります。^[42]

アルバ山の周囲には、2種類の主な流れの他に、特徴づけるには劣化が進みすぎているか、あるいは混合した特徴を持つ、区別のつかない流れが多数存在する。^{[10] [37]}溶岩流と解釈される、縁が不明瞭で表面が凸凹した平らな尾根は、アルバ山の下部斜面によく見られ、山体から離れるにつれて、その外観は不明瞭になる。^[12]高解像度の画像では、もともとシート状の流れとして特徴づけられていた火山の上部斜面の流れの多くには、中央に堤防のような尾根のある溝がある。^[43]

溶岩流の形態は、レオロジーや流量など、溶融時の溶岩の特性を示すことができる。これらの特性を組み合わせることで、溶岩の組成と噴出率の手がかりを得ることができる。 ^[37]たとえば、地球上の溶岩チューブは、玄武岩組成の溶岩でのみ形成される。安山岩などのシリカを多く含む溶岩は、チューブを形成するには粘性が高すぎる。^[10]アルバの溶岩流の初期の定量分析^{[38]では、溶岩の降伏強度と}粘性が低く、非常に高い速度で噴出していることが示された。アルバの異常に低いプロファイルから、非常に流動性の高い溶岩、おそらく非常に高温で形成される原始的な超塩基性溶岩であるコマチアイトが火山の形成に関与していたのではないかと考える人もいる。^[4]しかし、チューブとチャネルから供給される溶岩流に関する最近の研究では、溶岩の粘度は典型的な玄武岩の範囲内（1億から100万Pa s ⁻¹の間）であることが示されています。^[44]計算された流量も当初考えられていたよりも低く、1000万から130万m ^{3 /秒の範囲です。アルバ山の噴火率の下限範囲は、1984年の}マウナロア、ノースクイーンズランド（マクブライド地方）、コロンビア川玄武岩など、陸上の火山流の最高範囲にあります。最高範囲は、どの陸上火山の噴出率よりも数桁高いです。^[43]

1980年代後半から、アルバ山の噴火には、その発達の初期段階でかなりの量の火砕流（したがって爆発活動）が含まれていたのではないかと疑う研究者もいる。その証拠は、流水によって削り取られたと思われる火山の北側斜面に多数の谷網が存在することに基づいていた（下記参照）。この証拠と、表面が細粒物質で占められていることを示す熱慣性データを組み合わせると、火山灰などの侵食されやすい物質が存在していたことが示唆される。火山の極端に低いプロファイルも、その建物が主に火砕流堆積物（イグニンブライト）で構築されたとすれば、より簡単に説明できる。^{[45] [46] [47]}

マーズ・グローバル・サーベイヤーとマーズ・オデッセイ宇宙船の最近のデータでは、アルバ山で爆発的な噴火が起こったという具体的な証拠は示されていない。火山の北側にある谷のネットワークについては、比較的最近のアマゾンの氷河期に堆積した氷を多く含む塵が流出または溶解して形成されたという別の説明がある。 ^{[12] [48]}

要約すると、アルバ山の現在の地質学的分析は、この火山が玄武岩に似たレオロジー特性を持つ溶岩によって形成されたことを示唆している。^[49]アルバ山で初期の爆発活動が起こった場合、その証拠（広範囲にわたる灰の堆積物の形）は主に若い玄武岩質溶岩に埋もれている。^[12]

アルバ山を取り囲む巨大な断層システムは、おそらくこの火山の最も印象的な特徴である。^[6]断層は、惑星の岩石圏の応力を示す地殻構造である。応力が岩石の降伏強度を超えたときに形成され、その結果、表面の物質が変形する。通常、この変形は断層のずれとして現れ、軌道からの画像で認識できる。^[51]

アルバの地質構造はほぼ完全に伸張性であり、^[52]正断層、グラベン、張力亀裂で構成されています。アルバ山 (および火星全般) で最も一般的な伸張性構造は単純グラベンです。グラベンは、2 つの内側を向いた正断層で囲まれた細長い谷で、下向きの断層のある地殻ブロック (右の写真) を囲んでいます。アルバは、おそらく地球全体で最も明瞭な単純グラベンを示しています。^[53]アルバのグラベンは最大 1,000 km (620 mi) の長さがあり、幅は 2 km (1.2 mi) ～ 10 km (6.2 mi) 程度、深さは 100 m (330 ft) ～ 350 m (1,150 ft) です。^[54]

張力亀裂（または節理）は、地殻が引き裂かれたときに、分離した岩塊の間に大きな滑りがない状態で生じる伸張構造である。理論的には、鋭いV字型のプロファイルを持つ深い亀裂として現れるはずであるが、実際には、その内部が周囲の壁からの崖錐で急速に満たされ、比較的平坦なグラベンのような床を形成するため、グラベンと区別することが難しいことが多い。 ^[53]アルバ山腹の多くのグラベンに共通するピットクレーターチェーン（カテナ）は、表面物質が流れ込んだ深い張力亀裂が表面に現れたものかもしれない。^[51]

アルバ山周辺の地溝と断層（以下、特に断りのない限り単に断層と呼ぶ）は群をなして発生しており、アルバの中心に対する位置によって様々な名前で呼ばれている。^{[51]火山の南には、}ケラウニウス・フォッサエと呼ばれる広範囲に渡る断層地帯があり、南北方向に延びる狭い断層がほぼ平行に並んでいる。これらの断層は火山の側面を囲むように広がり、直径約500km（310マイル）の不完全なリングを形成している。^[6]アルバの西側側面の断層群はアルバ・フォッサエ、東側側面の断層群はタンタラス・フォッサエと呼ばれている。火山の北側では、断層は数百kmにわたって北東方向に広がっている。アルバ山の斜面を曲がる断層のパターンは、節を走る木片の木目に似ていると例えられている。^[55]ケラウニウス・アルバ・タンタロス断層系全体の長さは少なくとも3,000 km (1,900 mi)、幅は900 km (560 mi)～1,000 km (620 mi) である。^[56]

断層の原因としては、タルシス隆起による地域的な応力、火山岩脈、アルバ山自体による地殻荷重など、いくつか考えられている。^[6]ケラウニウス断層とタンタラス断層はタルシスの中心に対してほぼ放射状に伸びており、タルシス隆起の沈下重量に対する地殻の反応である可能性が高い。アルバ山頂地域を取り囲む断層は、アルバ山体からの荷重とマグマの隆起または下層のマントルからのアンダープレーティングの組み合わせによるものと考えられる。^{[52] [54]亀裂の一部は、タルシスに放射状に}伸びる巨大な岩脈群が地表に現れたものと思われる。^{[57] [58]}火星探査機（MRO）の高解像度画像科学実験（ HiRISE ）の画像には、アルバ山の西側斜面にあるシアン・フォッサエの縁のないピット・クレーターの列が写っている（右の写真）。このピットは、マグマが地下の岩盤に侵入して岩脈を形成したときに、表面の物質が開いた亀裂に崩れて形成されたものと思われる。^[59]

アルバ山の北斜面には、地球の降雨によって形成された排水溝に表面上似ている、多数の分岐水路システムや谷網がある。アルバ山の谷網は、1970 年代にマリナー 9 号とバイキングの画像で特定され、その起源は長い間火星研究のテーマとなってきた。谷網は、火星の古代ノアキアン時代の南部高地で最も一般的であるが、いくつかの大きな火山の側面にも見られる。アルバ山の谷網はアマゾン川の年代と同じで、したがって南部高地のほとんどの谷網よりもかなり新しい。この事実は、谷網が火星の歴史の初期の温暖で湿潤な時期に降雨流出によって形成されたと提唱する研究者にとって問題である。^[60]数十億年前に気候条件が今日の寒くて乾燥した火星(降雨が不可能) に変化した場合、アルバ山のより新しい谷をどのように説明できるだろうか。アルバ山の谷網は高地の谷網とは異なった形で形成されたのか、もしそうなら、どのように形成されたのか。アルバ山の谷が主に火山の北側斜面に分布しているのはなぜでしょうか？この疑問は今も議論されています。^[61]

バイキングの画像では、アルバ山の谷のネットワークが地球の雨量谷に非常に似ていることが印象的です。谷のネットワークは、きめの細かい、樹枝状パターンに平行で、よく統合された支流谷と排水密度が地球のハワイ火山のものと同等です。^{[11] [62]しかし、欧州の}マーズ・エクスプレス探査機に搭載された高解像度ステレオカメラ（HRSC）の立体画像では、谷は比較的浅く（30メートル（98フィート）以下）、持続的な浸食で形成された谷よりも、断続的な流出浸食による小川や峡谷に似ていることがわかります。 ^[63]アルバ山の谷は、一時的な浸食プロセスの結果として形成された可能性があり、火山活動中に雪や氷の堆積物が溶けたり、^{[63] [64]}または短期間の地球規模の気候変動に関連したものである可能性があります。^[12]（上記表面特性を参照）侵食された物質が氷を多く含む塵なのか、砕けやすい火山灰なのかはまだ不明です。

アルバのよく保存された溶岩流と断層は、火山の進化に関する優れた写真地質学的記録を提供している。地質学者は、クレーターの数え方や、重なり合いや交差関係などの地層学の基本原理を使用して、アルバの地質学的および地質学的歴史の多くを再構築することができた。アルバの建設的な火山活動のほとんどは、火星の歴史の中で比較的短い期間（約4億年）内に発生したと考えられており、主にヘスペリアン後期からアマゾン初期にかけて発生した。この地域の断層と地溝の形成は、2つの初期段階で発生した。1つは火山の形成に先立ち、もう1つは火山の形成と同時である。地溝形成の2つの後期段階は、火山活動がほぼ終了した後に発生した。^[22]

バイキング・オービターの画像に基づいて、火山の形成と進化に関連する火山物質は、下部、中部、上部層からなるアルバ・パテラ層に分類されています。^{[12] [65]}ステノの重ね合わせの法則に従って、地層の下位にある層は上位にある層よりも古いです。

最も古いユニット（下部メンバー）は、アルバ山体を取り囲む広い溶岩エプロンに相当します。このユニットは、低く平らな頂上を持つ尾根の集合体によって特徴付けられ、主要な山体の西、北、北東に数百キロメートルにわたって放射状に伸びています。尾根は溶岩流であると解釈されていますが、^[65]流れの縁は現在劣化しており、境界を定めるのは困難です。平らな頂上を持つ尾根を持つ広い溶岩流は、地球上の溶岩洪水地域（例：コロンビア川玄武岩）の高い噴火率で形成された特徴的な特徴です。^[66]したがって、アルバ山の火山活動の最も初期の段階は、おそらく火山の広くて平らなエプロンを形成した低粘性溶岩の大規模な噴火でした。エプロンユニットの溶岩流は、ヘスペリアン前期とヘスペリアン後期の境界にまたがっており、約37億年から35億年前に噴火した。^{[12] [14]}

中層ユニットは、初期アマゾンの時代に遡り、アルバ火山の主岩盤の側面を構成し、長い管とチャネルから流れ込む流れからなる、より集中した噴出活動の時代を記録している。火山の拡大は北方向に起こり、2つの側面のローブを形成した。（火星の火山の拡大については、オリンポス山とタルシスを参照。）アルバ火山とタンタロス火山の断層と地溝の形成は、溶岩流とほぼ同時期に起こった。火山の初期の爆発活動は、約34億年前に終わったこの中期活動の最高潮の間に起こった可能性がある。^{[12] [14] [67]}

最も新しいユニットもアマゾン前期のもので、山頂台地、ドーム、カルデラ複合体を覆っている。この活動期は、比較的短いシート状の流れと、山頂ドームと大きなカルデラの形成を特徴とする。この段階は、山頂ドームの東への傾斜で終了し、これがアルバ・フォッサエのさらなる地溝形成のきっかけとなった可能性がある。最後に形成された火山の特徴は、山頂の小さなシールドとカルデラである。ずっと後の約10億年から5億年前の間に、断層の最終段階が発生し、岩脈の設置とピット・クレーター列の形成に関連していた可能性がある。^{[12] [14] [67]}

アルバ山の火山の分類ははっきりしていない。研究者の中には、この火山を楯状火山と表現する者もいる [12] [52] し、低地パテラ [68] （火星南部の高地にある、溝状の灰が堆積した低地の古代火山である高地パテラとは対照的）^とする者も^いる。また、火星特有のユニークな火山構造であると考える者もいる^{[6] [10]}。アルバ山を金星のコロナ構造 と比較する研究者もいる^{[69] [70] 。アルバ山は、}シルティス・マジョールの火山構造といくつかの特徴を共有している（火星の火山活動を参照）。どちらの火山もヘスペリアン期のもので、広い地域を覆い、起伏が非常に低く、大きくて浅いカルデラを持っている。またアルバ山と同様に、シルティス・マジョールには尾根状のチューブとチャネルから流入した溶岩流が見られる。^[71]アルバ山はヘラス衝突盆地の反対側に位置しているため、一部の研究者は、この火山の形成はヘラス衝突による地殻の弱体化と関係している可能性があると推測している。ヘラス衝突は、惑星の反対側に集中した強い地震波を生み出した。 ^{[72] [73] [74]}

• 火星の地理
• 火星の地質
• 火星の山々の高さ別リスト
• タム山塊
• 火星の火山活動

• ボイス、ジョセフ、M. (2008)。『スミソニアン火星の書』、コネッキー＆コネッキー：オールドセイブルック、コネチカット州、ISBN 978-1-58834-074-0 
• Carr, Michael, H. (2006). 『火星の表面』; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0 . 
• カッターモール、ピーター、J. (2001)。『火星：謎が解き明かされる』、オックスフォード大学出版局：オックスフォード、イギリス、ISBN 978-0-19-521726-1。 
• フランケル、チャールズ（2005年）。『燃える世界：地球、月、火星、金星、イオの火山』ケンブリッジ大学出版局：ケンブリッジ、英国、ISBN 978-0-521-80393-9。 
• ハートマン、ウィリアム、K.（2003）。『火星旅行者ガイド：赤い惑星の神秘的な風景』、ワークマン：ニューヨーク、ISBN 0-7611-2606-6。 
• モートン、オリバー（2003年）。『火星の地図：科学、想像力、そして世界の誕生』、ピカドール：ニューヨーク、ISBN 0-312-42261-X。 

ウィキメディア・コモンズには、 アルバ・パテラに関連するメディアがあります。

• 2017年にマーズ・エクスプレスが撮影した北極から下まで広がるアルブラ山の眺め