Pavonis Mons

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
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.
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 sköldvulkanMars 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[redigera | redigera wikitext]

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.

Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) vidvinkel färgkompositbild.

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[redigera | redigera wikitext]

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[redigera | redigera wikitext]

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 plattaktonik[redigera | redigera wikitext]

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 taktonisk plattrörelse som på jorden gör kedjor av "hot spot" vulkaner.[16][17][18][19][20]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 5 Camelopardalis, 15 december 2019.
  1. ^ "Pavonis Mons". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Research Program.
  2. ^ Carr, Michael H. (1973). "Volcanism on Mars". Journal of Geophysical Research. 78 (20): 4049–4062. Bibcode:1973JGR....78.4049C. doi:10.1029/JB078i020p04049.
  3. ^ [a b] "Gazetteer of Planetary Nomenclature". planetarynames.wr.usgs.gov.
  4. ^ Genta, Giancarlo (2017). Next Stop Mars. Switzerland: Springer. doi:10.1007/978-3-319-44311-9. ISBN 978-3-319-44311-9.
  5. ^ Morton, Oliver (October 4, 2002). Mapping Mars. Picador. p. 296. ISBN 9780312707934.
  6. ^ [a b] Scott, D.H.; Dohm, J.M.; Zimbleman, J.R. (1998). Geologic Maps of Pavonis Mons, Mars. USGS, I-2561.
  7. ^ Plescia, J. B. (2004). "Morphometric Properties of Martian Volcanoes". Journal of Geophysical Research. 109: E03003. Bibcode:2004JGRE..10903003P. doi:10.1029/2002JE002031. Table 1.
  8. ^ Carr, Michael H. (2006). The Surface of Mars. Cambridge University Press. p. 49. ISBN 978-0-521-87201-0.
  9. ^ 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.
  10. ^ 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.
  11. ^ Martian Weather Observation Archived 2007-03-11 at the Wayback Machine NASA MGS data 0.7 degrees N 245.9 degrees E 13368 meters
  12. ^ 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.
  13. ^ 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.
  14. ^ Michael H. Carr (2006). The surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Hämtad 21 mars 2011.
  15. ^ 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.
  16. ^ Bell, Jim (2008-06-05). The Martian Surface: Composition, Mineralogy and Physical Properties. ISBN 978-0-521-86698-9.
  17. ^ 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.
  18. ^ Barlow, Nadine (2008-01-10). Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. ISBN 978-0-521-85226-5.
  19. ^ dsc.discovery.com Archived 2011-06-03 at the Wayback Machine
  20. ^ 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[redigera | redigera wikitext]