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奥林匹斯山 (火星)

火星的山
此条目页的主题是火星上的奥林匹斯山。关于地球上位于希腊同名的山，请见“奥林匹斯山”。

坐标：18°24′N 226°00′E / 18.4°N 226°E / 18.4; 226 (奥林匹斯山（Olympus Mons）)

奥林匹斯山（拉丁语：Olympus Mons）是火星上的盾状火山，亦为太阳系行星中已知最高的山，高于基准面21,229米[1]，将近地球珠穆朗玛峰的两倍多，但更贴切的比喻是地球茂纳洛亚火山从海底算起高度（9公里多）的两倍多，因为同样是盾状火山，且山顶都有破火山口。火山宽约600公里，约等于夏威夷群岛的宽度（夏威夷岛至可爱岛）。位于北纬18.4度，东经226度。在太空船确认它是一座山之前，地面望远镜中的奥林匹斯山是一明亮的亮点，被19世纪后期天文学家命名为“奥林匹斯山之雪”（Nix Olympica）。[2]

奥林匹斯山
奥林匹斯山的拼贴卫星照片，于边缘可见部分奥林匹斯山光环
奥林匹斯山的卫星拼贴照片，
于边缘可见部分奥林匹斯山光环
位置塔尔西斯西北
经纬北纬18.4°，东经226°
海拔21,229米
发现者水手9号
奥林匹斯山和夏威夷群岛的比较

概述 编辑

 
奥林匹斯山地形图

奥林匹斯山最高点高于基准面21,229米[1]，宽648.0公里。[3]破火山口由五个互相覆盖的陷落组成，总体东北西南向长约85公里、宽约70公里，火山口壁可高达3公里。山体周围环绕4至8公里高的山壁（Olympus Rupes），这对于火星其他火山来说较少见。

整个火山坡度非常缓（近山顶约2.5度，外围约5度），加上巨大宽度使得从火星表面无法见其全貌，例如从山坡边缘无法看见山顶，而从山顶无法看见山坡边缘。事实上火星其他巨大火山也有类似现象。

山顶气压约30至60帕[4]，约为地表气压600帕的8%，相较之下地球珠穆朗玛峰顶气压为330百帕，为海平面气压的33%。[5]奥林匹斯山山顶的高度虽然水冰云无法形成，仍会有干冰云和风携带的沙尘。

山顶上有两个已命名的撞击坑，南侧的为Pangboche，东侧的为Karzok。

地质活动 编辑

 
奥林匹斯山破火山口

奥林匹斯山是盾状火山，由流动性高的玄武岩质长期喷发累积而成，造成平缓的坡度，类似地球夏威夷的冒纳罗亚火山。由于火星没有板块运动，火山底下的热点能维持固定，使火山持续累积熔岩而增高，而地球由于有板块运动则会形成火山岛链，如夏威夷-帝王岛链。奥林匹斯山形成于亚马逊纪早期，目前尚未观察到进行中的火山活动。

山顶的破火山口是地下岩浆库空了之后顶部塌陷而成，而上方地表受拉张形成条纹。有五个陷落显示有五次的岩浆库形成、枯竭，而覆盖于最上面、没有被盖住的完整圆形陷落为最年轻。[6]根据火星快车号高分辨率立体相机（High Resolution Stereo Camera，HRSC）的照片，利用撞击坑数量的定年法显示奥林匹斯山破火山口中的五个塌陷约于一亿五千万年前形成，而火山西侧山壁的熔岩流年龄老的有一亿一千五百万年，年轻的只有两百万年，这以地质时间来说算是非常年轻。[7]

根据火星快车号与火星全球勘测者的照片与地形观测，至少山的西部，除了熔岩之外还有沉积岩与火山沉积岩－－如沙尘、火山灰，可能还有自大气沉降的水冰。而如同西部山脚的冰河，火山缓坡上部可能有被沙尘盖住而免于升华的冰河。[8]

早期观测与命名 编辑

奥林匹斯山与其他塔尔西斯的火山都很高，不会被频繁的尘暴覆盖，于是当覆盖全球的尘暴发生时仍能从十九世纪观测者的望远镜中见到。业余天文学家派翠克·摩尔指出，当尘暴发生时，“斯基亚帕雷利发现他命名的Nodus Gordis和Olympic Snow仍然可见，于是推测它们必定很高。”[2]1972年水手9号从轨道拍下它的照片后，确定了它比地球上任何一座山都要高，定名为奥林匹斯山（Olympus Mons）。

周围地区 编辑

奥林匹斯山东南为火山高原塔尔西斯，上有三座巨大盾状火山：阿尔西亚山、帕弗尼斯山和艾斯克雷尔斯山；东北方有另一座低缓却宽广的盾状火山亚拔山；北方为古老地块阿克戎槽沟；西北至西方有熔岩平原阿卡迪亚平原与亚马逊平原；西南有风成风蚀地形梅杜莎槽沟层；而火山周围环绕着一圈崎岖地形－－奥林匹斯山光环。

奥林匹斯山光环 编辑

 
Lycus Sulci地形图

奥林匹斯山光环（Olympus Mons aureole）是环绕奥林匹斯山的崎岖地形，由几个部分组成：西北方的Lycus Sulci、东北方的Cyane Sulci、东方的Sulci Gordii与东南方的Gigas Sulci，其中Lycus Sulci面积最大。地形名词sulci为复数，意为多条接近平行的沟与脊（subparallel furrows and ridges），而奥林匹斯光环的地表即充满此类地形。

奥林匹斯山光环最早由水手9号发现，亦引发种种解释成因的假说。其中一项说明这些是由奥林匹斯山边缘崩塌、往外推移而成，也就是多次大规模块体移动，而这也解释了奥林匹斯山周围斜坡（Olympus Rupes）的成因。[9]其中西北方的Lycus Sulci移动最远，最远离山脚斜坡750公里，其他方向的移动距离较短则是因为属上坡。此地形与山之间的不连续，是因为被后来的熔岩流所覆盖。[10]另有假说则解释这些崎岖地是借由冰的润滑顺着重力往外扩散，模型预测的内缘为拉张、外缘为挤压亦符合观测。[11]

阿克戎槽沟 编辑

 
阿克戎槽沟地形图

阿克戎槽沟（Acheron Fossae）位于奥林匹斯山北方一千公里，中心位于37°17′N 224°12′E / 37.29°N 224.2°E / 37.29; 224.2，长718.0公里。Fossae为复数，意为长条形凹地（long, narrow depressions）。阿克戎槽沟是多条东西向断层组成的地堑-地垒系统，可能是受底下软流圈岩浆上升流抬昇、受张力形成正断层所致，类似地球的裂谷，而东部有可能的因裂谷而生的火山地形。地形观察显示当时裂谷仍活动时，此地的岩石圈很薄、较热。撞击坑数量定年显示裂谷活动于39至37亿年前的诺亚纪，比属于亚马逊纪的塔尔西斯众火山还老。[12]

另外塔尔西斯东北的类似地区－－坦佩高地与坦佩槽沟亦属于诺亚纪。

参考资料 编辑

  1. ^ 1.0 1.1 Topographic Map of Mars | USGS I Map 2782. [2009-04-11]. （原始内容存档于2014-04-28）. 
  2. ^ 2.0 2.1 Patrick Moore (1977), Guide to Mars, London (UK), Cutterworth Press，前者为p.96，后者为p.120
  3. ^ USGS Astro: Planetary Nomenclature: Mars Nomenclature: Mons, montes
  4. ^ Public Access to Standard Temperature-Pressure Profiles. [2010-01-14]. （原始内容存档于2007-06-21）. 
  5. ^ altitude.org | Calculators. [2010-01-14]. （原始内容存档于2010-02-13）. 
  6. ^ Olympus Mons - the caldera in close-up. ESA. 2004-02-11 [2010-01-14]. （原始内容存档于2012-09-16）. 
  7. ^ Martel, Linda M. V. Recent Activity on Mars: Fire and Ice. Planetary Science Research Discoveries. 2005-01-31 [2010-01-14]. （原始内容存档于2011-01-22）. 
  8. ^ Basilevsky, A. T.; Neukum, G.; Ivanov, B. A.; Werner, S. K.; van Gesselt, S.; Head, J. W.; Denk, T.; Jaumann, R.; Hoffmann, H.; Hauber, E.; McCord, T.; the HRSC Co-Investigator Team, Morphology and Geological Structure of the Western Part of the Olympus Mons Volcano on Mars from the Analysis of the Mars Express HRSC Imagery, Solar System Research, 2005, 39 (2): 85–101, doi:10.1007/s11208-005-0025-2 
  9. ^ McGovern, P. J.; Smith, J. R.; Morgan, J. K.; Bulmer, M. H., Olympus Mons aureole deposits: New evidence for a flank failure origin, Journal of Geophysical Research, 2004, 109: E08008, doi:10.1029/2004JE002258 
  10. ^ Lopes, Rosaly M. C.; Guest, J. E.; Wilson, C. J., Origin of the Olympus Mons aureole and perimeter scarp, Earth, Moon, and Planets, 1980, 22 (2): 221–234, doi:10.1007/BF00898433 
  11. ^ Tanaka, Kenneth L., Ice-lubricated gravity spreading of the Olympus Mons aureole deposits, Icarus, 1985, 62 (2): 191–206, doi:10.1029/2004JE002258 
  12. ^ Kronberg, P.; Hauber, E.; Grott, M.; Werner, S. C.; Schäfer, T.; Gwinner, K.; Giese, B.; Masson, P.; Neukum, G., Acheron Fossae, Mars: Tectonic rifting, volcanism, and implications for lithospheric thickness, Journal of Geophysical Research, 2007, 112: E04005, doi:10.1029/2006JE002780 

参见 编辑

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