Pavonis Mons
| Pavonis Mons | |
|---|---|
 | |
| TEMIS IR-mosaik på dagtid av Pavonis Mons. En stor solfjäderformad utvidgning av knöliga avsättningar (Pavonis Sulci) som tros vara lämningar av en tidigare nedisning sträcker sig mot nordväst från berget. | |
| Plats | Mars |
| Typ | sköldvulkan |
| Höjd | 14 km över slättytan km |
| Bredd | 240 km km |
| Upptäckare | Mariner 9 (1971) |
Pavonis Mons (latin för "påfågelberg") är en stor sköldvulkan på Mars och den mellersta av tre vulkaner (kända som Tharsis Montes) på Mars belägen med koordinaterna 1.48°N 247.04°E[1]. Den sträcker sig ungefär 14 km över sin bas.
Pavonis Mons upptäcktes 1971 på bilder som togs av rymdsonden Mariner 9 och kallades ursprungligen Middle Spot.[2] Dess namn blev formellt Pavonis Mons 1973.[3] Den ekvatoriella platsen för dess topp och dess höjd gör den till den perfekta terminalen för en rymdhiss,[4][5] och den har ofta föreslagits som rymdhissplats, särskilt inom science fiction.
Allmän beskrivning
Pavonis Mons ligger vid den södra kanten av Tharsis fyrkant - ungefär 400 km sydväst om Ascraeus Mons (den nordligaste av Tharsis Montes) och 400 km nordost om Arsia Mons (den sydligaste toppen i kedjan). Tharsis Montes-vulkanerna ligger längs toppen av en nordostlig höjdsträckning (Tharsis bulge) som sträcker sig mer än 3 000 km över den västra ekvatorialregionen av Mars.[6] Olympus Mons, den största kända vulkanen i solsystemet ligger vid kanten av utbuktningen Tharsis, ca 1 200 km nordväst om Pavonis Mons.
Pavonis Mons är den minsta av Tharsis Montes-vulkanerna med en bredd av ungefär 375 km[3] och höjer sig 14 km över Mars genomsnittliga ytnivå. Som en sköldvulkan har Pavonis Mons en extremt låg profil med flanklutningar som bara är 4°.[7] Toppen har en djup, cirkulär krater som är 47 km i diameter och nästan 5 km djup.[8] En större, grundare sänka ligger omedelbart nordost om den mindre kratern. Den stora fördjupningen är ca 90 km i diameter och är strukturellt mer komplex än den mindre kratern.[9]
Liksom det mesta av Tharsis-regionen har Pavonis Mons en hög albedo (reflektionsförmåga) och låg termisk tröghet, vilket tyder på att vulkanen och de omgivande områdena är täckta med stora mängder fint stoft. Stoftet bildar en mantel över ytan som döljer eller dämpar mycket av den finskaliga topografin och geologin i regionen.[10] Tharsis är förmodligen stoftbelagd på grund av dess höga nivå. Toppen har ett atmosfärstryck på ca 130 Pa (1,3 mbar),[11] eller omkring 21 procent av Mars genomsnittliga yttryck. Atmosfärens densitet är för låg för att röra upp och avlägsna stoft när det har deponerats.[12]
Geologi
Huvuddelen av vulkanens yta består av lavaflöden från tidig Amazoniantid. De nordliga sidorna på vulkanen är mycket varierade med sänkningar och normala förkastningar koncentriska till vulkanens toppkrater.[6] Vid dess nedre östra flank finns en kedja av elliptiska eller ovala gropar, vilka bildades av förkastningar och tillhörande kollaps; branten på varje sida av sänkan är en förkastningslinje.
Galciärer
Med hjälp av MGS- och Odyssey-data, i kombination med utvecklingen i studien av glaciärer, anser forskare att glaciärer en gång fanns på Pavonis Mons och förmodligen fortfarande gör det i viss utsträckning.[13][14] Bevis för detta är koncentriska åsar (moräner "tappade" av glaciärer), ett knöligt område (orsakat av issublimering) och en slät sektion som flyter över andra avlagringar (stofttäckt glacial is). Isen kan ha deponerats när lutningen av Mars förändrade klimatet och därigenom förorsakade mera fuktighet i atmosfären. Studier tyder på att nedisningen inträffade under den senare Amazonianperioden, den senaste perioden i Mars-kronologin. Flera stadier av nedisning inträffade troligen.[15] Den nuvarande isen representerar ytterligare en resurs för möjlig framtida kolonisering av planeten.
Möjliga bevis om plattektonik
Pavonis Mons är den mellersta av tre vulkaner (tillsammans kända som Tharsis Montes) på Tharsishöjden nära ekvatorn på planeten Mars. De andra Tharsisvulkanerna är Ascraeus Mons och Arsia Mons. De tre Tharsis Montes, tillsammans med några mindre vulkaner i norr, bildar en ganska rak linje. Det har föreslagits att denna raka linje av vulkaner är resultatet av den typ av tektonisk plattrörelse som på jorden gör kedjor av "hot spot" vulkaner.[16][17][18][19][20]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 5 Camelopardalis, 15 december 2019.
- ^ "Pavonis Mons". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Research Program.
- ^ Carr, Michael H. (1973). "Volcanism on Mars". Journal of Geophysical Research. 78 (20): 4049–4062. Bibcode:1973JGR....78.4049C. doi:10.1029/JB078i020p04049.
- ^ [a b] "Gazetteer of Planetary Nomenclature". planetarynames.wr.usgs.gov.
- ^ Genta, Giancarlo (2017). Next Stop Mars. Switzerland: Springer. doi:10.1007/978-3-319-44311-9. ISBN 978-3-319-44311-9.
- ^ Morton, Oliver (October 4, 2002). Mapping Mars. Picador. p. 296. ISBN 9780312707934.
- ^ [a b] Scott, D.H.; Dohm, J.M.; Zimbleman, J.R. (1998). Geologic Maps of Pavonis Mons, Mars. USGS, I-2561.
- ^ Plescia, J. B. (2004). "Morphometric Properties of Martian Volcanoes". Journal of Geophysical Research. 109: E03003. Bibcode:2004JGRE..10903003P. doi:10.1029/2002JE002031. Table 1.
- ^ Carr, Michael H. (2006). The Surface of Mars. Cambridge University Press. p. 49. ISBN 978-0-521-87201-0.
- ^ Mouginis-Mark, P.J.; Harris, A.J.L.; Rowland, S.K. (2007). Terrestrial Analogs to the Calderas of the Tharsis Volcanoes on Mars in The Geology of Mars: Evidence from Earth-based Analogs, M. Chapman, Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 76.
- ^ Zimbleman, J.R. (1985). "Surface Properties of Ascraeus Mons: Dust Deposits on a Tharsis Volcano" (PDF). Lunar and Planetary Science. XVI: 934–935. Bibcode:1985LPI....16..934Z.
- ^ Martian Weather Observation Archived 2007-03-11 at the Wayback Machine NASA MGS data 0.7 degrees N 245.9 degrees E 13368 meters
- ^ Hartmann, W.K. (2003-01-01). A Traveller's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. New York: Workman. p. 59. ISBN 978-0-7611-2606-5.
- ^ Shean, David E. (2005). "Origin and Evolution of Cold-Based Tropical Mountain Glacier on Mars: the Pavonis Mons Fan-Shaped Deposit". Journal of Geophysical Research. 110. Bibcode:2005JGRE..11005001S. doi:10.1029/2004JE002360.
- ^ Michael H. Carr (2006). The surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Hämtad 21 mars 2011.
- ^ Shean, David E.; Head, James W.; Marchant, David R. (2005). "Origin and evolution of a cold-based tropical mountain glacier on Mars: The Pavonis Mons fan-shaped deposit" (PDF). Journal of Geophysical Research. 110 (E5). doi:10.1029/2004JE002360.
- ^ Bell, Jim (2008-06-05). The Martian Surface: Composition, Mineralogy and Physical Properties. ISBN 978-0-521-86698-9.
- ^ Sleep, Norman H. (1994). "Martian plate tectonics". Journal of Geophysical Research. 99 (E3): 5639–5655. Bibcode:1994JGR....99.5639S. CiteSeerX 10.1.1.452.2751. doi:10.1029/94JE00216.
- ^ Barlow, Nadine (2008-01-10). Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. ISBN 978-0-521-85226-5.
- ^ dsc.discovery.com Archived 2011-06-03 at the Wayback Machine
- ^ Connerney, J. E. P. (2005). "Tectonic implications of Mars crustal magnetism". Proceedings of the National Academy of Sciences. 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. doi:10.1073/pnas.0507469102. PMC 1250232. PMID 16217034.
Externa länkar
- Google Mars - zoomable map centered on Elysium Mons
- "Elysium Mons Volcano" - NASA images of Elysium Mons, from Malin Space Science Systems
- http://volcano.oregonstate.edu/oldroot/volcanoes/planet_volcano/mars/Shields/elysium.html
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Media som används på denna webbplats
NASA's Hubble Space Telescope took the picture of Mars on June 26, 2001, when Mars was approximately 68 million kilometers (43 million miles) from Earth — the closest Mars has ever been to Earth since 1988. Hubble can see details as small as 16 kilometers (10 miles) across. The colors have been carefully balanced to give a realistic view of Mars' hues as they might appear through a telescope. Especially striking is the large amount of seasonal dust storm activity seen in this image. One large storm system is churning high above the northern polar cap (top of image), and a smaller dust storm cloud can be seen nearby. Another large dust storm is spilling out of the giant Hellas impact basin in the Southern Hemisphere (lower right).
Original Caption Released with Image:
18 January 2004
This en:Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) wide angle color composite image, obtained in December 2003, shows the middle of the three Tharsis Montes, en:Pavonis Mons. This is a broad shield volcano--similar to the volcanoes of Hawaii--located on the martian equator at 113°W. The volcano summit is near 14 km (~8.7 mi) above the martian datum (0 elevation); the central caldera (crater near center of image) is about 45 km (~28 mi.) across and about 4.5 km (~2.8 mi.) deep. Sunlight illuminates the scene from the lower left.
Original image found at [1].
The uploader believes that use of this image on Wikipedia accords with the NASA/JPL Image Use Policy.
Image Credit: NASA/JPL/Malin Space Science Systems
en:Category:Images of MarsTHEMIS daytime infrared image mosaic showing the shield volcano Pavonis Mons, the central of three peaks in the Tharsis Montes chain, in the central part of the Tharsis region of Mars.