火星の火山活動

火山活動、あるいは火山活動は、火星の地質学的進化において重要な役割を果たしてきた。^{[2]科学者たちは、1972年の}マリナー9号ミッション以来、火星の表面の大部分が火山性地形で覆われていることを知っていた。これらの地形には、広範囲にわたる溶岩流、広大な溶岩平原、太陽系で最大の火山などがある。^{[3] [4]}火星の火山性地形の年代は、ノアキアン期（37億年以上）から後期アマゾン期（5億年未満）に及び、火星がその歴史を通じて火山活動を続けてきたことを示している。 ^[5]そして、おそらく現在もそうであると推測する人もいる。 ^{[6] [7] [8]}火星と地球はどちらも、似たようなコンドライト物質でできた、大きく分化した惑星である。 ^[9]地球で起こるのと同じマグマプロセスの多くは火星でも起こり、両惑星は組成が十分に似ているため、火成岩に同じ名前を適用できる。

火山活動は、惑星内部のマグマが地殻を通り抜けて表面に噴出するプロセスです。噴出した物質は、溶融岩（溶岩）、高温の破片（テフラまたは灰）、ガスで構成されています。火山活動は、惑星が内部の熱を放出する主な方法です。火山の噴火は、独特の地形、岩石の種類、地形を生み出し、惑星内部の化学組成、熱状態、歴史を知る手がかりとなります。 ^[10]

マグマは、溶融ケイ酸塩、浮遊結晶、溶解ガスの複雑な高温混合物である。火星のマグマは、地球のマグマと同様の方法で上昇すると考えられる。 ^[11]マグマは、周囲の物質よりも密度が低いダイアピル体で地殻下部を上昇する。マグマが上昇するにつれて、最終的には密度の低い領域に到達する。マグマの密度が母岩の密度と一致すると、浮力が中和され、マグマ体は失速する。この時点で、マグマ溜まりを形成し、横方向に広がって岩脈と岩床のネットワークを形成する可能性がある。その後、マグマは冷えて固まり、貫入火成岩（プルトン）を形成する可能性がある。地質学者は、地球で生成されたマグマの約80％が地殻で失速し、地表に到達しないと推定している。^[12]

マグマが上昇して冷えると、複雑で動的な組成変化が数多く起こります。重い鉱物は結晶化してマグマ溜まりの底に沈殿することがあります。マグマは母岩の一部を吸収したり、他のマグマと混ざったりすることもあります。これらのプロセスによって残りの溶融物の組成が変化するため、地表に到達したマグマは元の溶融物とは化学的に大きく異なる可能性があります。このように変化したマグマは、マントル源の組成に近い「原始」マグマと区別するために「進化した」マグマと呼ばれます(火成岩の分化と分別結晶化を参照)。より高度に進化したマグマは通常、珪長質で、鉄とマグネシウムに富む (苦鉄質) 原始マグマに比べてシリカ、揮発性物質、その他の軽元素が豊富です。時間の経過とともにマグマが進化する程度と範囲は、惑星の内部熱と地殻活動のレベルを示します。地球の大陸地殻は、マグマの再処理を何度も繰り返して発達した花崗岩で構成されています。進化した火成岩は、月のような冷たい死体ではほとんど見られません。火星は地球と月の中間の大きさで、マグマ活動のレベルも中間であると考えられています。

地殻の浅い深さでは、マグマ体に対する岩石静圧は低下します。圧力の低下により、二酸化炭素や水蒸気などのガス（揮発性物質）が溶融物から溶出してガス泡の泡状になります。泡の核生成により周囲の溶融物が急速に膨張して冷却し、ガラス質の破片が生成され、テフラ（火砕岩とも呼ばれる）として爆発的に噴出する場合があります。細粒のテフラは一般に火山灰と呼ばれます。火山が爆発的に噴火するか、流動性のある溶岩として流出するかは、溶融物の組成によって異なります。安山岩および流紋岩の組成を持つ珪長質マグマは爆発的に噴火する傾向があります。これらは非常に粘性が高く（濃く粘着性があり）、溶解したガスが豊富です。一方、苦鉄質マグマは揮発性物質が少なく、玄武岩質溶岩流として噴出するのが一般的です。ただし、これは一般論に過ぎません。たとえば、地下水や地表水と突然接触したマグマは、マグマ水蒸気爆発と呼ばれる水蒸気爆発で激しく噴出する場合があります。噴出するマグマは、内部の組成、大気、重力場が異なる惑星では異なる挙動を示すこともあります。

地球上で最も一般的な火山活動は玄武岩質である。玄武岩は上部マントルの部分溶融から生じた噴出 火成岩である。玄武岩は鉄とマグネシウム（塩基性）鉱物に富み、通常は暗灰色である。火星の火山活動の主たるタイプも、ほぼ間違いなく玄武岩質である。^{[13]地球では、玄武岩質マグマは一般に非常に流動性の高い流れとして噴出し、火口から直接噴出するか、}溶岩噴出源の底にある溶融した凝塊が合体して形成される（ハワイ噴火）。これらのスタイルは火星でも一般的であるが、火星の重力と大気圧が低いため、地球よりもガス泡の核生成（上記参照）がより容易に、より深いところで起こる。その結果、火星の玄武岩質火山はプリニー式噴火で大量の灰を噴出する能力も有している。プリニー式噴火では、高温の火山灰が大気中に取り込まれ、巨大な対流柱（雲）を形成します。取り込まれた大気が不十分な場合、柱が崩壊して火砕流を形成する可能性があります。^[14]プリニー式噴火は地球上の玄武岩質火山ではまれであり、そのような噴火はシリカを多く含む安山岩質または流紋岩質のマグマ（例：セントヘレンズ山）と最も一般的に関連しています。

火星の重力が低いため、地殻を上昇するマグマに生じる浮力は小さいため、火星の火山に水を供給するマグマ溜まりは地球のものよりも深く、はるかに大きいと考えられています。 ^[15]火星のマグマ体が固まる前に地表に十分近づいて噴火するには、大きなものでなければなりません。その結果、火星での噴火は地球よりも頻度は低いですが、発生した場合は規模と噴火速度が非常に大きくなります。やや逆説的ですが、火星の重力が低いため、より長く広範囲に渡る溶岩流も可能になります。火星での溶岩噴火は想像を絶するほど巨大になる可能性があります。オレゴン州ほどの大きさの巨大な溶岩流が最近、エリシウム平原西部で発見されました。この溶岩流は数週間にわたって乱流になったと考えられており、火星で最も新しい溶岩流の1つであると考えられています。^{[16] [17]}

地球と火星の火山のテクトニックな状況は非常に異なっている。地球上の活火山のほとんどは、リソスフェアが広がっている地域（発散境界）か、マントルに沈み込んでいる地域（収束境界）のいずれかで、プレート境界に沿って長く直線的に連なっている。火星には現在プレートテクトニクスがないため、火星の火山は地球と同じグローバルパターンを示していない。火星の火山は、静止したマントルプルームの上に形成されたと考えられているハワイ諸島の火山などの地球のプレート中央部の火山に似ている。^[19]（ホットスポットを参照）。ハワイのシンダーコーンからの共生テフラは、1998年以来、研究者が使用する火星のレゴリス模擬物を作成するために採掘されている。 ^{[20] [21]}

火星で最大かつ最も目立つ火山は、タルシスとエリシウム地域にあります。これらの火山は、地球の楯状火山と驚くほど似ています。どちらも、緩やかな傾斜の側面と山頂カルデラを持っています。火星の楯状火山と地球の楯状火山の主な違いは大きさです。火星の楯状火山は本当に巨大です。たとえば、火星で最も高い火山であるオリンポス山は、直径550km、高さ21kmです。これは、地球上で最大の活楯状火山であるハワイのマウナ・ロアのほぼ100倍の体積です。地質学者は、火星の火山がこれほど大きく成長できる理由の1つは、火星にプレートテクトニクスがないためだと考えています。火星のリソスフェアは地球のように上部マントル（アセノスフェア）の上を滑らないため、静止したホットスポットからの溶岩は10億年以上もの間、表面の1か所に蓄積することができます。

2012年、火星探査車キュリオシティが「ロックネスト」で火星の土壌のX線回折分析を初めて実施した。探査車のCheMin分析装置による結果では、長石、輝石、カンラン石など複数の鉱物の存在が明らかになり、サンプル中の火星の土壌はハワイの火山の「風化した玄武岩質土壌」に似ていることが示唆された。^[18] 2015年、同じ探査車がゲールクレーターの岩石サンプルでトリディマイトを特定し、科学者たちは、珪質火山活動が火星の火山史においてこれまで考えられていたよりもはるかに大きな役割を果たしてきた可能性があると考えるようになった。^[22]

火星の西半球は、タルシス地域またはタルシス隆起部として知られる巨大な火山構造複合体によって占められている。この巨大な隆起構造は、直径数千キロメートルで、火星表面の最大25％を覆っている。^[23]基準面（火星の「海」面）より平均7～10キロメートル高いタルシスは、火星で最も標高が高い場所である。3つの巨大な火山、アスクレイオス山、パヴォニス山、アルシア山（総称してタルシス山）は、隆起部の頂上に沿って北東から南西に並んでいる。広大なアルバ山（旧アルバ・パテラ）は、この地域の北部を占めている。巨大な盾状火山 オリンポス山は、この地域の西端のメイン隆起部から外れたところにある。

数え切れない世代の溶岩流と灰によって形成されたタルシス隆起部には、火星で最も新しい溶岩流が含まれていますが、隆起部自体は非常に古いと考えられています。地質学的証拠によると、タルシスの大部分の塊は、約37億年前（ギガ）のノアキアン期の終わりまでに形成されました。^[24]タルシスは非常に大きいため、惑星のリソスフェアに多大なストレスを与え、惑星の半分まで広がる巨大な伸張性亀裂（地溝と地溝帯）を生み出しています。 ^[25]タルシスの塊は火星の自転軸の方向を変え、気候変動を引き起こした可能性もあります。^{[26] [27]}

3 つのタルシス山は、赤道付近の東経 247 度を中心とする楯状火山である。いずれも直径数百キロメートル、高さは 14 から 18 キロメートルである。このグループの最南端にあるアルシア山には、直径 130 キロメートル (81 マイル)、深さ 1.3 キロメートル (0.81 マイル) の大きな山頂カルデラがある。中央の火山であるパヴォニス山には 2 つのカルデラが入れ子になっていて、小さい方の深さは 5 キロメートル (3.1 マイル) 近くある。北にあるアスクレイオス山には、複雑に入れ子になったカルデラがあり、火星の歴史のほとんどにわたって噴火が続いていると考えられている。^[28]

3 つのタルシス山は、約 700 キロメートル (430 マイル) 離れています。これらは、北東から南西に伸びる特徴的な配列を示しており、関心を集めています。ケラウニウス トゥルス山とウラニウス山は、北東方向に同じ傾向をたどり、3 つのタルシス山の側面にある若い溶岩流のエプロンは、すべて同じ北東から南西方向に並んでいます。この線は、火星の地殻の主要な構造的特徴を明確に示していますが、その起源は不明です。

タルシスには、大きな盾状火山に加えて、トーリとパテラエと呼ばれるいくつかの小さな火山があります。トーリはドーム型の建造物で、側面はより大きなタルシスの盾状火山よりもはるかに急峻です。その中央カルデラも、底面の直径に比例してかなり大きいです。多くのトーリにある衝突クレーターの密度は、それらが大きな盾状火山よりも古く、ノアキアン後期からヘスペリアン前期の間に形成されたことを示しています。ケラウニウス トーリとウラニウス トーリの側面は密集しており、側面は灰などの侵食されやすい物質でできていることを示唆しています。トーリの年代と形態は、トーリが古い盾状火山の頂上を表しており、その大部分が若い溶岩流の厚い層に埋もれていることを強く示唆しています。^[29]ある推定によれば、タルシス火山は最大4kmの溶岩に埋もれている可能性がある。^[30]

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を意味します。この用語は、初期の宇宙船の画像で大きな火山カルデラとして現れた、不明瞭で波型の縁を持つ特定のクレーターに適用されました。タルシスの小さなパテラは、カルデラが大きいことを除いて、形態的にはトーリに似ているようです。トーリと同様に、タルシスのパテラは、現在は埋もれているより大きなシールド火山の頂上を表している可能性があります。歴史的に、パテラという用語は、火星の特定の火山（アルバ・パテラなど）の建物全体を表すために使用されていました。2007年、国際天文学連合（IAU）は、アルバ・パテラ、ウラニウス・パテラ、ユリシーズ・パテラという用語を再定義し、これらの火山の中央カルデラのみを指すようにしました。^[31]

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  2001 火星オデッセイ THEMISによるウラニウス トゥルス(上部火山) とケラウニウス トゥルス(下部火山)のモザイク。後者は地球のエベレストとほぼ同じ高さです。
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  2001年火星オデッセイ、 THEMISによるタルシス・トゥルスのモザイク。
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  THEMISが捉えたJovis Tholusの西部。
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  隣接するビブリス座とユリシーズ座（THEMIS 昼間赤外線モザイク）。
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  ユリシーズ・トゥルスと、他の火山との関係を示す位置図（THEMIS 撮影）。

オリンポス山は火星で最も新しく、最も高い大火山です。タルシス山脈の北西 1200 km、タルシス隆起の西端のすぐそばにあります。山頂は基準面 (火星の「海」面) より 21 km 上にあり、中央カルデラ複合体は 6 つの入れ子状のカルデラで構成され、幅 72 x 91 km、深さ 3.2 km の窪地を形成しています。盾状火山であるため、平均 4 ～ 5 度の緩やかな傾斜で、非常に低いプロファイルになっています。この火山は、非常に流動性の高い溶岩の何千もの個別の流れによって形成されました。火山の麓には、場所によっては高さ 8 km にもなる不規則な断崖があり、火山が載る一種の台座を形成しています。火山の周囲のさまざまな場所で、巨大な溶岩流が隣接する平野にまで広がり、断崖を埋め尽くしているのが見られます。中解像度の画像 (100 m/ピクセル) では、火山の側面に並ぶ無数の溶岩流と盛土された溶岩の溝により、火山の表面は細かい放射状のテクスチャになっています。

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  オリンポス山の光輪、断崖、カルデラの広い眺め
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  CTX が撮影したオリンポス山周辺の崖を流れる溶岩の広域画像
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  HiWish プログラムの HiRISE が撮影した、オリンポス山周辺の崖を流れる溶岩のクローズアップ画像
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  HiWish プログラムの HiRISE によって撮影された、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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  アルバ山の位置を示すMOLA陰影地図

アルバ山はタルシス地域北部に位置し、地球にも火星にも類を見ないユニークな火山構造である。火山の側面は極めて緩やかな傾斜で、広範囲にわたる溶岩流と溝が特徴である。アルバ山の側面の平均傾斜はわずか約 0.5° で、他のタルシス火山の傾斜の 5 倍以上低い。この火山は幅 350 km、高さ 1.5 km の中央山頂を持ち、頂上には二重カルデラ複合体がある。中央山頂の周囲には不完全な断裂の輪がある。火山に関連する流れは北は北緯 61 度、南は北緯 26 度まで遡ることができる。これらの広範囲にわたる流動場を含めると、この火山は南北に2000km、東西に3000kmと広大に広がり、太陽系で最も面積の広い火山の一つとなっている。^{[32] [33] [34]}ほとんどの地質モデルは、アルバ山が非常に流動性の高い玄武岩質の溶岩流で構成されていることを示唆しているが、一部の研究者は、火山の側面に火砕堆積物がある可能性があると特定している。^{[35] [36]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、惑星の反対側に集中した強力な地震波を生み出したヘラス衝突による地殻の弱化に関連している可能性があると推測している。^[37]

より小規模な火山の中心地が、タルシスの数千キロ西のエリシウムにある。エリシウム火山群は直径約2,000キロで、エリシウム山、ヘカテス・トゥルス、アルボル・トゥルスの3つの主要な火山からなる。同県の北西端は、エリシウム山の側面にあるいくつかの地溝から現れる大きな水路（グラニコス渓谷とティンジャール渓谷）によって特徴づけられる。地溝は地下の岩脈から形成された可能性がある。岩脈は氷圏を破壊し、大量の地下水を放出して水路を形成した可能性がある。水路に関連して、泥流またはラハールから形成されたと思われる広範囲にわたる堆積性堆積物がある。^{[38]エリシウム火山群は、前者の発達には溶岩と}火砕岩の両方が関与したという点で、タルシス山とは多少異なると考えられている。^[39]

エリシウム山は、この州で最大の火山体である。幅は 375 km (基底の定義による)、高さは 14 km である。山頂には幅 14 km、深さ 100 m の単純なカルデラが 1 つある。この火山は円錐形の輪郭をしており、成層円錐と呼ばれることもある。^[40]しかし、主に低い斜面であることから、おそらく盾状山である。エリシウム山の体積はアルシア山の 5 分の 1 程度である。^[38]

ヘカテス・トゥルスは直径180km、高さ4.8kmである。火山の斜面は溝で大きく分断されており、火山灰などの侵食されやすい物質でできていることを示唆している。溝の起源は不明であるが、溶岩、灰流、あるいは雪や雨水によるものとされている。^[41]エリシウム火山群の最南端にあるアルボル・トゥルスは直径150km、高さ4.1kmである。その斜面は他のエリシウム火山群の斜面よりも滑らかで、クレーターも少ない。^[42]

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  HiWish プログラムの HiRISE が撮影した溶岩ラフト。場所はエリジウム四角形です。

シルティス・マジョール平原は、同名のアルベド地形内に位置する、ヘスペリア時代の広大な楯状火山である。この火山の直径は1200 kmであるが、高さはわずか2 kmである。 ^[43]メロエ・パテラとニリ・パテラという2つのカルデラがある。地域の重力場に関する研究では、地表の下に少なくとも5 kmの厚さの固化したマグマ溜まりがあることが示唆されている。^{[44]シルティス・マジョールは、周回宇宙船から}デイサイトと花崗岩が検出されているため、地質学者の関心を集めている。デイサイトと花崗岩は、玄武岩よりも化学的に進化し分化したマグマから結晶化したシリカを豊富に含む岩石である。カンラン石や輝石（鉄とマグネシウムを含むもの）などの重鉱物が底に沈殿した後、マグマ溜まりの上部に形成される可能性がある。^[45]デイサイトと花崗岩は地球では非常に一般的であるが、火星ではまれである。

アラビア・テラは火星北部の広大な高地で、その大部分はアラビア四角形内にあります。この地域で発見された不規則な形のクレーターは、一種の高地火山構造を表しており、全体として火星の火成岩地域を表しています。^{[5]この地域の低起伏のパテラは、構造崩壊、噴出火山活動、爆発噴火など、地球の}超火山に似たさまざまな地形的特徴を備えています。^[5]この地域の謎めいた高地の尾根平野は、部分的には関連する溶岩の流れによって形成された可能性があります。^[5]

南半球、特にヘラス衝突盆地の周辺には、高地パテラと呼ばれる平坦な火山構造がいくつかある^[46]。これらの火山は、火星で確認されている火山体の中では最古のものの一つである。^[47]これらは、非常に低いプロファイルと、劣化した中央カルデラ複合体から外側に放射状に広がる高度に侵食された尾根と溝を備えているのが特徴である。これらには、ヘラス北東のティレナ・パテラ、ハドリアカ・パテラ、ヘラス南西のアンフィトリテス・パテラ、ペネウス・パテラ、マレア・パテラ、ピティウサ・パテラが含まれる。地形学的証拠は、高地パテラがマグマと水の相互作用による溶岩流と火砕物の組み合わせによって生成されたことを示唆している。研究者の中には、ヘラス周辺の高地パテラの位置は、衝突によって生じた深部の亀裂がマグマが地表に上昇する導管となったためだと推測する者もいる。^{[48] [49] [50]}それほど高くはないが、パテラの中には広い面積を覆うものもある。例えば、アンフリトリテス・パテラはオリンポス山よりも広い面積を覆っており、最大のピチュサ・パテラにはオリンポス山がほぼ収まるほどのカルデラがある。

火星には火山平原が広がっている。一般的に、2 種類の平原が認識されている。溶岩流の特徴がよく見られる平原と、一般的には溶岩流の特徴はないが、他の特徴から火山起源であると推測される平原である。溶岩流の特徴が豊富な平原は、タルシスとエリシウムの大規模な火山地域内およびその周辺に見られる。^{[51]流の特徴には、シート流とチューブおよび}チャネルから供給される流の形態の両方が含まれる。シート流は複雑に重なり合う流塊を示し、その発生源から数百キロメートルにわたって広がることがある。[ ^52] 溶岩流は、露出した上層の溶岩が冷えて固まり、屋根を形成し、その下の溶岩が流れ続けると、溶岩チューブを形成することがある。多くの場合、残りの溶岩がすべてチューブから出ると、屋根が崩れてチャネルまたはピット クレーターの線 (カテナ) が形成される。^[53]

エリシウムの南にあるケルベロス平原とアマゾニスでは、珍しいタイプの流動現象が見られます。これらの流動は、明るい色調の基質に埋め込まれた数キロメートルの暗い岩板で構成された、壊れた平板状の構造をしています。これらは、まだ溶けている地下に浮かぶ固まった溶岩の岩板によるものだと考えられています。また、壊れた岩板は、ケルベロス フォッサエ地域から大量の地下水が流出した後にこの地域に溜まった海上で凍った流氷を表していると主張する人もいます。

2番目のタイプの火山平原（尾根平原）は、豊富なしわのある尾根が特徴です。火山の流出の特徴はまれであるか、まったくありません。尾根平原は、月の海との類推により、広範な洪水玄武岩の領域であると考えられています。尾根平原は火星表面の約30％を占め^[54]、ルナエ、ヘスペリア、マレア平原、および北部の低地の大半で最も顕著です。尾根平原はすべてヘスペリアン時代のものであり、その時代に世界的に優勢だった火山活動のスタイルを表しています。ヘスペリアン期は、ヘスペリア平原の尾根平原にちなんで名付けられました。

科学者は火星の表面で活火山の噴火を記録したことがありません。^[55]さらに、2011年以前の熱の痕跡や表面の変化の調査では、活火山活動の明確な証拠は得られませんでした。^[7]

しかし、欧州宇宙機関の火星探査機マーズ・エクスプレスが撮影した溶岩流は2004年に過去200万年以内に発生したと解釈され、比較的最近の地質活動が示唆された。^[56] 2011年に更新された研究では、最も新しい溶岩流は過去数千万年の間に発生したと推定されている。^[57]著者らは、この年代から火星はまだ火山活動が絶滅していない可能性があると考えている。^{[7] [57]}

インサイト着陸ミッションは、地震活動の有無を判定し、内部からの熱流量を測定し、火星の核の大きさと核が液体か固体かを推定する。その結果、火星は溶融した外核と、部分的に溶融したマントルを持つ固体の内核を持っていることが判明した。^[58]

2020年、天文学者たちは、エリシウム平原のケルベロス・フォッサエで、53,000年前の火星の火山活動の証拠を報告した。このような活動は、エネルギーと化学物質の面で、生命体を支えるために必要な環境を提供した可能性がある。^{[59] [60]}

火星の地下には大量の水氷が存在すると考えられている。氷と溶岩の相互作用により、独特の地形が形成される。地球では、高温の火山物質が表面の氷と接触すると、大量の液体の水と泥が形成され、大規模な土石流(ラハール) となって斜面を破滅的に流れ落ちる。エリシウム山近くのフラド峡谷など、火星の火山地帯のいくつかの水路は、同様にラハールによって削り取られたり改変された可能性がある。^[61]水で飽和した地面の上を溶岩が流れると、水が蒸気の爆発で激しく噴火し (水蒸気噴火を参照 )、疑似クレーターまたは根なし円錐と呼ばれる小さな火山のような地形が形成される。地球の根なし円錐に似た地形は、エリシウム平原、アマゾニス平原、イシディス平原、クリセ平原に見られる。^[62]また、水蒸気マグマ活動は地球上で凝灰岩リングや凝灰岩コーンを形成し、火星にも同様の地形が存在すると予想されています。 ^[63]それらの存在はネペンテス/アメンテス地域から示唆されました。^{[64]最後に、火山が氷床の下で噴火すると、}トゥヤまたはテーブルマウンテンと呼ばれる独特のメサのような地形が形成されることがあります。一部の研究者^[65]は、マリネリス峡谷の層状の内部堆積物の多くが火星のトゥヤに相当する可能性があるという地形学的証拠を挙げています。

火星では地殻構造の境界が発見されている。マリネリス峡谷は水平方向に滑動する地殻構造の境界で、火星の2つの主要な部分的または完全なプレートを分割している。最近の発見は、火星が数百万年にわたって地質学的に活発な活動を行っていることを示唆している。 ^{[66] [67] [68]} 火星の地質活動の証拠は以前にもあった。マーズ・グローバル・サーベイヤー（MGS）は火星の地殻に磁気ストライプを発見した。^[69]特にフェートンティス四分帯とエリダニア四分帯で発見された。MGSの磁力計は、最大2000 kmにわたってほぼ平行に走る幅100 kmの磁化された地殻のストライプを発見した。これらのストライプは極性が交互になっており、1つのストライプの北磁極は地表から上を向き、次のストライプの北磁極は下を向いている。1960年代に地球で同様のストライプが発見されたとき、それはプレートテクトニクスの証拠とみなされた。しかし、地球の磁気ストライプと火星の磁気ストライプにはいくつかの違いがあります。火星の磁気ストライプはより幅広く、はるかに強く磁化されており、中部地殻拡大帯から広がっているようには見えません。磁気ストライプのある領域は約 40 億年前にできたため、火星全体の磁場はおそらく火星の誕生後最初の数億年間しか続かなかったと考えられています。当時、火星の核にある溶融鉄の温度は、磁気ダイナモに混ぜられるほど高かった可能性があります。それより若い岩石には縞模様は見られません。ヘマタイト(Fe ₂ O ₃ ) などの磁性物質を含む溶融岩石が磁場の存在下で冷却して固まると、磁化されて背景磁場の極性を帯びます。この磁性は、その後岩石がキュリー温度以上に加熱された場合にのみ失われます。キュリー温度は純鉄の場合は770℃ですが、ヘマタイト（約650℃）やマグネタイト（約580℃）などの酸化物の場合はそれより低くなります。^[70]岩石に残る磁性は、岩石が固まったときの磁場の記録です。^[71]

火星の火山の特徴は、地球の地質学的ホットスポットに例えることができます。パヴォニス山は、火星の赤道近くのタルシス隆起にある3つの火山（総称してタルシス山）の真ん中にあります。他のタルシス火山は、アスクレイオス山とアルシア山です。3つのタルシス山は、北にあるいくつかの小さな火山とともに一直線になっています。この配置は、地殻プレートがホットスポット上を移動することによって形成されたことを示唆しています。このような配置は、地球の太平洋にあるハワイ諸島として存在します。ハワイ諸島は一直線になっており、最も新しい島は南に、最も古い島は北にあります。そのため地質学者は、プレートが移動し、静止した熱いマグマのプルームが上昇して地殻を突き抜け、火山山脈を形成していると考えています。しかし、地球上で最大の火山であるオリンポス山は、プレートが動いていなかったときに形成されたと考えられています。オリンポス山は、プレートの動きが止まった直後に形成された可能性があります。火星の海のような平原は、およそ30億年から35億年前のものです。^[72]巨大な盾状火山はより新しく、10億年から20億年前に形成されました。オリンポス山は「2億年ほど若い」可能性があります。^[73]

1994年、スタンフォード大学の地球物理学教授ノーマン・H・スリープは、タルシス海嶺に沿って一列に並ぶ3つの火山が、日本列島のような死火山である可能性があると述べた。[ ^{74] [更新が必要か? ]}

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• イオの火山活動 – 木星の衛星イオの火山活動

• カー、マイケル H. (2006)。『火星の表面』。ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-87201-0。
• ボイス、JM (2008)。『スミソニアン火星図鑑』。オールドセイブルック、コネッキー：コネッキー＆コネッキー。ISBN 978-1-58834-074-0。

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