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| 機能タイプ | シールド火山 |
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| 位置 | 西タルシス・ライズ、火星 |
| 座標 | 北緯18°39′ 東経226°12′ / 北緯18.650° 東経226.200° / 18.650; 226.200 [1] |
| ピーク | 基準面から21.9 km (13.6 mi) 上方[2]平野から 26 km (16 mi) 上方局所地形[3] |
| 発見者 | マリナー9 |
| エポニム | ラテン語 –オリンポス山 |
オリンポス山（/ əˌlɪmpəsˈmɒnz , oʊ - / ; [4] ラテン語で「オリンポス山」の意）は、火星にある大きな盾状火山である。火星探査機レーザー高度計（ MOLA ）による測定では、高さは21.9km（13.6マイル、72,000フィート）を超えており、[ 5 ]エベレストの海抜の約2.5倍である。火星で最も高い火山であり、惑星で最も高い山であり、現在太陽系で発見されている最も高い山としてベスタのレアシルビアとほぼ並んでいる。タルシス山脈の火山地域に関連している。[6] [7] [8]最後に噴火したのは2500万年前である。[9]
オリンポス山は火星の大きな火山の中で最も新しく、火星のヘスペリアン期に形成され、噴火はアマゾン期まで続いた。19世紀後半から天文学者にはアルベドの特徴である ニクス・オリンピックカ（ラテン語で「オリンピックの雪」）として知られており、宇宙探査機が山であると確認するずっと前からその山岳性は疑われていた。[10]
国際天文学連合は、オリンポス山の2つの衝突クレーターに、直径15.6キロメートル（9.7マイル）のカルゾククレーターと直径10.4キロメートル（6.5マイル）のパンボチェクレーターという暫定的な名前を割り当てました。 [11] これらは、火星隕石の中で最も豊富な種類のシャーゴッタイトの起源と疑われる地域のうちの2つです。[ 12]
説明
オリンポス山は盾状火山であり、ハワイ諸島を構成する大きな火山の形に似ている。山体の幅は約600km (370マイル)である。[13]山が非常に大きく、縁の構造が複雑なため、高さを特定するのは困難である。オリンポス山は火星基準面[具体的に]から21km (13マイル)の高さに位置し、北西縁を形成する崖の麓から山頂までの地形は21km (13マイル)を超えている[5] (海底の麓から測ったマウナケアの高さの2倍強)。北西に1,000km (620マイル)以上あるアマゾニス平原から山頂までの標高差は合計で26km (16マイル)に迫る。[3]山頂には6つのカルデラ（崩壊したクレーター）が重なり合って、幅60km（37マイル）×80km（50マイル）[14]、深さ最大3.2km（2.0マイル）の不規則な窪みを形成している。[ 15]火山の外縁は、最大8km（5.0マイル）の高さの断崖（場所によっては溶岩流で見えにくい）で構成されており、火星の楯状火山の中ではユニークな特徴で、巨大な側面の地滑りによって形成された可能性がある。[16]オリンポス山の面積は約300,000km2（120,000平方マイル）で、 [ 17]イタリアやフィリピンとほぼ同じ大きさで、70km（43マイル）の厚さのリソスフェアに支えられている。オリンポス山の異常な大きさは、火星に可動性の地殻がないためだと考えられる。地球とは異なり、火星の地殻は静止したホットスポットの上に固定されており、火山は巨大な高さに達するまで溶岩を放出し続けることができる。[18]
オリンポス山は盾状火山であるため、非常に緩やかな傾斜をしています。火山の側面の平均傾斜はわずか 5% です。[15]斜面は側面の中央付近で最も急で、基部に向かって緩やかになり、側面は上向きの凹面になっています。側面はより緩やかで、山頂から南東方向よりも北西方向に長く伸びています。火山の形状と側面は、中心からずれた 1 本の支柱で支えられた「サーカスのテント」に例えられています。[19]
オリンポス山は規模が大きく、斜面が緩やかなため、火星の表面に立つ観測者は、たとえ遠くからでも火山の全体を眺めることはできない。惑星と火山自体の曲率により、このような総観的な眺めは不明瞭になる。[20]同様に、山頂近くにいる観測者は、火山の斜面が地平線をはるかに越えてわずか3キロメートルしか離れていないため、非常に高い山の上に立っていることに気付かないだろう。[21]
オリンポス山の頂上の典型的な大気圧は72パスカルで、火星の平均表面気圧600パスカルの約12%である。[22] [23]どちらも地球の基準からすると極めて低い。比較すると、エベレスト山頂の大気圧は32,000パスカルで、地球の海面気圧の約32%である。[24]それでも、高高度の山岳雲がオリンポス山の頂上に頻繁に漂い、火星の塵が空中に舞っている。[25]火星の平均表面大気圧は地球の1%未満であるが、火星のはるかに低い重力は大気のスケール高を増加させる。言い換えれば、火星の大気は膨張性であり、高度とともに密度が地球ほど急激に低下しない。
オリンポス山の成分は、ケイ酸塩が約 44%、酸化鉄が17.5% (惑星の赤色の元)、アルミニウムが 7%、マグネシウムが6% 、カルシウムが6% 、そして二酸化硫黄が 7% と特に高い割合で含まれています。これらの結果は、表面が主に玄武岩やその他の塩基性岩で構成されていることを示しており、これが低粘性の溶岩流として噴火し、惑星表面の勾配が緩やかになったと考えられます。
地質学
オリンポス山は、長い年月をかけて火口から流れ出た何千もの流動性の高い玄武岩質 溶岩流によって形成されました (ハワイ諸島は、小規模ではありますが同様の楯状火山の例です。マウナ ケアを参照)。地球の玄武岩火山と同様に、火星の玄武岩質火山は大量の火山灰を噴出する可能性があります。火星の重力は地球に比べて小さいため、地殻から上昇するマグマにかかる浮力は小さくなります。さらに、マグマ溜まりは地球のものよりもはるかに大きくて深いと考えられています。オリンポス山の側面は、無数の溶岩流と溝で構成されています。溶岩流の多くには、縁に沿って堤防があります(写真)。溶岩流のより冷たい外側の縁は固まり、中央に溶けた溶岩の谷が残ります。部分的に崩壊した溶岩洞はピットクレーターの列として見ることができ、無傷の地下の洞から溶岩が噴出して形成された広い溶岩扇状地もよく見られます。[26]火山の麓では、固まった溶岩流が周囲の平野に溢れ出し、広いエプロンを形成し、基底の断崖を埋めているのが見られます。 2004年にマーズ・エクスプレス探査機が撮影した高解像度画像からのクレーター数によると、オリンポス山の北西斜面の溶岩流の年代は1億1500万年前からわずか200万年前までの範囲です。[27]これらの年代は地質学的には非常に最近のものであり、この山は極めて静穏かつ断続的ではありますが、依然として火山活動が続いている可能性があることを示唆しています。[28]
火山の頂上にあるカルデラ複合体は、少なくとも6つの重なり合ったカルデラとカルデラセグメントで構成されています（写真）。[29]カルデラは、噴火後に地下のマグマ溜まりが枯渇して引き抜かれた後の天蓋の崩壊によって形成されます。したがって、各カルデラは山の火山活動の個別の脈動を表しています。[30]最大かつ最古のカルデラセグメントは、単一の大きな溶岩湖として形成されたようです。[31]実験室モデルによるカルデラ寸法の幾何学的関係を使用して、科学者は、オリンポス山の最大のカルデラに関連するマグマ溜まりが、カルデラ底から約32 km（105,000フィート）の深さにあると推定しました。[32]カルデラ底の火口サイズ頻度分布は、カルデラの年代が3億5000万年前から約1億5000万年前までの範囲にあることを示しています。これらはすべて、おそらく1億年以内に形成されたものと考えられる。[33] [34]オリンポス山のマグマ溜まりは、カルデラ底が形成された後にマントルから新たなマグマを受け取り、各マグマ溜まりが膨張し、火山の山頂の一部が隆起した可能性がある。[35]
オリンポス山は構造的にも地形的にも非対称である。より長く、より浅い北西斜面には、大きな滑落や正断層などの伸張的特徴が見られる。対照的に、火山のより急峻な南東側は、火山の中央斜面地域の階段状のテラス（逆断層と解釈されている[36] ）や基底断層に位置する多数のしわ状の尾根など、圧縮を示唆する特徴がある[37] 。山の反対側で異なるスタイルの変形が見られるのは、大規模なシールド火山が横方向にどのように成長するか、および火山基盤内の変化が山の最終的な形状にどのように影響したかによるのかもしれない。
大きな楯状火山は、噴出した溶岩によって山腹に物質が加わるだけでなく、山麓でも横方向に広がることによって成長する。火山が大きくなると、火山下の応力場は圧縮から伸張に変化する。火山の麓に地溝が生じ、その下の地殻が広がることがある。[38]火山が機械的に弱い層（例えば、水で飽和した粘土層）を含む堆積物の上にある場合、弱い層に剥離帯（デコルマン）が発生することがある。剥離帯の伸張応力によって、火山の山腹に巨大な地滑りや正断層が生じ、基底急斜面が形成されることがある。[39]火山からさらに離れた場所では、これらの剥離帯は、重力によって駆動される一連の重なり合う逆断層として現れることがある。このメカニズムは、オリンポス山のオーレオール堆積物（後述）の説明として長い間引用されてきた。[40]
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マーズ・グローバル・サーベイヤーの画像には、オリンポス山の麓にあるさまざまな年代の溶岩流が写っている。平らな平原は新しい溶岩流である。古い溶岩流には、縁に沿って堤防のある溶岩の溝がある。火星の溶岩流では堤防はごく一般的である。 -
HiWish プログラム中にHiRISEが撮影した、オリンポス山の溶岩流。古い溶岩流と新しい溶岩流のラベルが付けられている。 -
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オリンポス山の詳細なTHEMIS昼間赤外線画像モザイク
オリンポス山はタルシス隆起部の端に位置している。タルシス隆起部は、ノアキス期末までに形成されたと考えられる古代の広大な火山台地である。オリンポス山が形成され始めたヘスペリアン時代には、この火山はタルシス高地から北部の低地盆地へと下る緩やかな斜面に位置していた。時が経つにつれ、これらの盆地はタルシスと南部の高地から浸食された大量の堆積物を受け取るようになった。堆積物には、火星の初期、表面水が豊富であった時期に形成されたノアキス期のフィロ珪酸塩鉱物（粘土）が豊富に含まれていた可能性があり、 [41]盆地の深さが最も深かった北西部で最も厚かった。火山が側方拡大によって成長するにつれ、北西の厚い堆積層に低摩擦剥離帯が優先的に発達し、基底の断崖と広範囲にわたる周縁物質の突出部 ( Lycus Sulci ) を形成した。拡大は南東方向にも起こったが、火山の基底に高摩擦帯を呈するタルシス隆起によってその方向への拡大はより制限された。堆積物がより薄く、おそらく滑りにくい粗粒の物質で構成されていたため、その方向の摩擦はより大きかった。タルシスの堅固でごつごつした基盤岩は、さらなる摩擦源として機能した。オリンポス山の南東方向の基底拡大がこのように抑制されたことが、この山の構造的および地形的非対称性を説明する可能性がある。オリンポス山の麓に沿った摩擦の左右差を考慮した粒子力学の数値モデルは、火山の現在の形状と非対称性をかなり正確に再現することが示されている。[39]
弱い層に沿った剥離は、堆積物の隙間に高圧水が存在したことによって促進されたと推測されており、これは興味深い宇宙生物学的意味合いを持つだろう。火山の下の堆積物に水飽和帯がまだ存在する場合、高い地熱勾配と火山のマグマ溜まりからの残留熱によって暖かく保たれている可能性が高い。火山の周囲に潜在的な泉や湧出水があれば、微生物の生命を検出する多くの可能性が提供されるだろう。[42]
初期の観察と命名
オリンポス山とタルシス地域の他のいくつかの火山は、19世紀初頭に望遠鏡観測者によって記録された火星の頻繁な砂嵐よりも高いところにある。天文学者のパトリック・ムーアは、スキアパレッリ（1835年 - 1910年）が砂嵐の間に「ノドゥス・ゴルディスとオリンピックの雪（ニクス・オリンピカ）がほとんど唯一見える地形であることを発見し」、そして「それらは高いはずだと正しく推測した」と指摘した。[43]
マリナー9 号宇宙船は、1971 年に地球規模の砂嵐の最中に火星の周回軌道に到着しました。砂が落ち着き始めると最初に見えるようになった物体、タルシス火山の頂上は、天文学者の予想通り、これらの地形の高度が地球上のどの山よりも高いことを実証しました。マリナー 9 号による惑星の観測により、ニクス オリンピカは火山であることが確認されました。最終的に、天文学者はニクス オリンピカとして知られるアルベド地形に オリンポス山という名前を採用しました。
地域環境と周辺地域の特徴
オリンポス山は、タルシス地域の北西端とアマゾニス平原の東端の間に位置しています。タルシス山(アルシア山、パヴォニス山、アスクレイオス山) と総称される、火星の他の 3 つの大きな楯状火山から約 1,200 km (750 マイル) 離れています。タルシス山はオリンポス山よりわずかに小さいです。
オリンポス山の麓には、深さ約 2 km (1.2 マイル) の広い環状の窪みまたは堀が囲んでいます。これは、火星の地殻を圧迫する火山の巨大な重量によるものと考えられています。この窪みの深さは、山の南東側よりも北西側の方が深くなっています。
オリンポス山は、オリンポス山の周縁部として知られる、特徴的な溝や波状の地形に部分的に囲まれている。周縁部はいくつかの大きな突出部からなる。火山の北西では、周縁部は最大 750 km (470 mi) まで広がり、Lycus Sulci ( 24°36′N 219°00′E / 24.600°N 219.000°E / 24.600; 219.000 ) として知られている。オリンポス山の東では、周縁部は部分的に溶岩流に覆われているが、露出している場所では別の名前で呼ばれている (例えば、 Gigas Sulci )。周縁部の起源は依然として議論されているが、おそらく巨大な地滑り[16]か、オリンポス山の盾状岩の端から剥がれ落ちた重力駆動の逆断層によって形成されたものと考えられる。[44]
インタラクティブな火星地図
火星の地球全体の地形を示すインタラクティブな画像マップ。あなたのマウス画像の上にマウスを移動すると、60 を超える主要な地理的特徴の名前が表示され、クリックするとリンクします。ベースマップの色は、NASA のMars Global SurveyorのMars Orbiter Laser Altimeterのデータに基づく相対的な標高を示しています。白と茶色は、最も高い標高 (+12～+8 km）に続き、ピンクと赤（+8～+3 km）;黄色は0 km ; 緑と青は低い標高（（−8 km）。軸は緯度と経度です。極地が示されています。（参照：火星探査車地図と火星記念碑地図）（表示•議論）
参照
- 火星の地理学 - 火星の地域の描写と特徴
- シドニア（火星） – 火星の領域
- 火星の地質学 – 火星の表面、地殻、内部の科学的研究
- 火星の山々（高さ順）一覧 – 火星の山の名前
- 太陽系で最も高い山のリスト
- タルシス – 火星の火山台地
- 火星の真の極移動 - 火星の極の位置の変動
- 火星の火山活動
参考文献
- ^ 「オリンポス山」。惑星命名法書。USGS 天体地質学研究プログラム。（中心緯度：18.65°、中心経度：226.20°）
- ^ 「火星探査機レーザー高度計：実験概要」（PDF）。
- ^ニール・F・コミンズ（2012年）。本質的な宇宙の発見。WH フリーマン。p.148。ISBN 978-1-4292-5519-6。
- ^ 「オリンパス」。Dictionary.com完全版（オンライン） nd 「モンス」。Dictionary.com完全版(オンライン)。nd
- ^ ab Plescia, JB (2004). 「火星の火山の形態測定特性」. Journal of Geophysical Research . 109 (E3): E03003. Bibcode :2004JGRE..109.3003P. doi : 10.1029/2002JE002031 .
- ^ 「火星探査：マルチメディア」。
- ^ Borgia, A.; Murray, J. (2010). 火星のタルシス海嶺は拡大火山か? E. Cañón-Tapia および A. Szakács 編著「火山とは何か?」; アメリカ地質学会特別論文 470, 115–122, doi :10.1130/2010.2470(08).
- ^ 「火星の衝突クレーターか超巨大火山か？」
- ^ 「オリンポス山：太陽系最大の火山」Space.com 2017年12月9日。
- ^ パトリック・ムーア1977年、「火星へのガイド」、ロンドン（英国）、カッターワース・プレス、p. 96 [ ISBN欠落]
- ^ 「オリンポス山の新しい名前」USGS。2006年6月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7月11日閲覧。
- ^ Frankel, CS (2005). Worlds on Fire: Volcanoes on the Earth, the Moon, Mars, Venus and Io; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 160. ISBN 978-0-521-80393-9 .
- ^ 「オリンポス山」、NASA、2010年8月30日閲覧。
- ^ Mouginis-Mark, PJ; Harris, AJL; Rowland, SK (2007). 火星のタルシス火山のカルデラの地上類似物、火星の地質学: 地球ベースの類似物からの証拠、 M. Chapman 編、ケンブリッジ大学出版局: ケンブリッジ、英国、p. 84 [ ISBN 不明]
- ^ ab カー、マイケル H. (2007)。火星の表面。ケンブリッジ大学出版局。p. 51。ISBN 978-1-139-46124-5。
- ^ ab Lopes, R.; Guest, JE; Hiller, K.; Neukum, G. (1982年1月). 「オリンポス山のオーレオールの質量運動起源に関するさらなる証拠」. Journal of Geophysical Research . 87 (B12): 9917–9928. Bibcode :1982JGR....87.9917L. doi : 10.1029/JB087iB12p09917 .
- ^ Frankel, CS (2005). Worlds on Fire: Volcanoes on the Earth, the Moon, Mars, Venus and Io; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 132. ISBN 978-0-521-80393-9 .
- ^ オリンポス山基底断崖の層（PSP_001432_2015）、高解像度画像科学実験。
- ^ ScienceDaily (2009). 火山の拡大とオリンポス山の構造の横方向の変化、火星、2月15日。https://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090203175343.htm.
- ^ハンロン、M .（2004）。The Real Mars。コンスタブル＆ロビンソン：ロンドン、p。22。ISBN 1-84119-637-1。
- ^ HST の画像に映る火星の火山 オリンポス山に立ってどこまで見えるか、「2.37 マイル」、ジェフ・ベイシュ、元 ALPO 火星記録者 2009 年 8 月 27 日アーカイブ、Wayback Machineより
- ^標準温度-圧力プロファイルへのパブリックアクセスは、2007-06-21に Wayback Machineにアーカイブされています。MGS無線科学チームによって27 km (17 mi)で測定された標準圧力プロファイルは、およそ30～50 Paの範囲です。
- ^火星の天気が遅い! 2006-04-28 に Wayback Machineでアーカイブstanford.edu 1998 年から 2005 年までの気温/気圧プロファイル
- ^ Kenneth Baillie & Alistair Simpson. 「高高度気圧」。Apex (Altitude Physiology Expeditions)。2019年5月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年7月6日閲覧。
- ^ ハートマン、WK 『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、2003年、300ページ。[ ISBN不明]
- ^ Richardson, JW 他 (2009)。「火星タルシス地域のオリンポス山における溶岩扇状地と溶岩チューブの関係」第 40 回月惑星科学会議、要旨 #1527。http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/1527.pdf。
- ^ Martel, Linda MV (2005-01-31). 「火星の最近の活動: 火と氷」. 惑星科学研究の発見. 2006-07-11閲覧。
- ^ Soderblom, LA; Bell, JF (2008). 火星表面の探査: 1992–2007、火星表面: 組成、鉱物学、物理的特性、 J. Bell 編、ケンブリッジ大学出版局: ケンブリッジ、英国、p. 15。[ ISBN 不明]
- ^ Mouginis-Mark, PJ (1981). 火星の楯状火山の山頂活動後期。第12回月惑星科学会議議事録。ヒューストン：LPI、12B、pp. 1431–1447。
- ^ 「オリンポス山 – カルデラのクローズアップ」ESA 2004-02-11 . 2006-07-11閲覧。
- ^ Mouginis-Mark, PJ; Harris, AJL; Rowland, SK (2007)。火星のタルシス火山のカルデラの地上類似物、火星の地質学：地球ベースの類似物からの証拠、 M. Chapman 編、ケンブリッジ大学出版局：ケンブリッジ、英国、p. 86
- ^ Beddingfield, CB; Burr, DM (2011)。火星オリンポス山大カルデラ内の表面および地下構造の形成と進化。第 42 回月惑星科学会議。LPI: ヒューストン、テキサス州、抄録 #2386。http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2386.pdf
- ^ Neukum, G.; et al. (2004). 「高解像度ステレオカメラで明らかになった火星の最近の断続的な火山活動と氷河活動」Nature . 432 (7020): 971–979. Bibcode :2004Natur.432..971N. doi :10.1038/nature03231. PMID 15616551. S2CID 308864.
- ^ Robbins, SJ et al. (2010). 火星の主要火山カルデラにおける最近の火山活動の年代測定 (sic). 第 41 回月惑星科学会議、抄録 2252。http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/2252.pdf。
- ^ Mouginis-Mark, PJ; Wilson, Lionel (2019). 「火星のオリンポス山とアスクレウス山における後期侵入活動」(PDF) .第50回LPSC . 2132 .
- ^ Byrne, PK 他 (2009)。火星の火山側面段丘の概要。第 40 回月惑星科学会議。LPI: ヒューストン、抄録 #2192。http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/2192.pdf。
- ^ Byrne, Paul K.; van Wyk de Vries, Benjamin; Murray, John B.; Troll, Valentin R. (2009-04-30). 「火星の火山側面テラスの形状」.地球惑星科学レター. 281 (1): 1–13. Bibcode :2009E&PSL.281....1B. doi :10.1016/j.epsl.2009.01.043. ISSN 0012-821X.
- ^ Borgia, A (1994). 「火山の拡散の動的基礎」J. Geophys. Res . 99 (B4): 17791–17804. Bibcode :1994JGR....9917791B. doi :10.1029/94jb00578.
- ^ ab McGovern, PJ; Morgan, JK (2009). 「火星オリンポス山の構造における火山の拡大と横方向の変化」地質学. 37 (2): 139–142. Bibcode :2009Geo....37..139M. doi :10.1130/g25180a.1.
- ^ Francis, PW; Wadge, G. (1983). 「オリンポス山のオーレオール：重力による拡散による形成」J. Geophys. Res . 88 (B10): 8333–8344. Bibcode :1983JGR....88.8333F. doi :10.1029/jb088ib10p08333.
- ^ Bibring, Jean-Pierre; et al. (2006). 「OMEGA/Mars Expressデータから導き出された火星の鉱物学および水生史」。サイエンス。312 ( 5772): 400–404。Bibcode : 2006Sci ...312..400B。doi : 10.1126 /science.11 22659。PMID 16627738 。
- ^ McGovern, PJ (2010). オリンポス山: 火星生物学の主要なターゲット。天体生物学科学会議、LPI、抄録 #5633。http://www.lpi.usra.edu/meetings/abscicon2010/pdf/5633.pdf。
- ^ ムーア 1977年、「火星へのガイド」、120ページ
- ^ カッターモール・P・マーズ：謎が解き明かされる；オックスフォード大学出版局：ニューヨーク、2001年。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、オリンポス山に関連するメディアがあります。
- 今日の天文写真 2004 年 5 月 26 日
- オリンポス山の西側斜面とオーレオール – 非アクティブリンク
- 火星の火山活動
- オリンポス山の東の断崖 – 非アクティブなリンク
