| dbo:abstract
|
- لعب النشاط البركاني، دورًا مهمًا في التطور الجيولوجي للمريخ. اكتشف العلماء منذ مهمة مارينر 9 في عام 1972 سمات بركانية تغطي أجزاء كبيرة من سطح المريخ. تشمل هذه المعالم تدفقات الحمم البركانية الواسعة، وسهول الحمم البركانية الشاسعة، وأكبر البراكين المعروفة في النظام الشمسي. تتراوح الخصائص البركانية المريخية في العمر بين نظام نوشيان الجيولوجي (أكبر من 3.7 مليار سنة) إلى أواخر الفترة الأمازونية (أصغر من 500 مليون سنة)، ما يشير إلى أن الكوكب كان نشطًا بركانيًا طوال تاريخه، ويتوقع البعض أنه لا يزال نشطًا حتى يومنا هذا. الأرض والمريخ كوكبان كبيران متباينان يتكونان من مواد كوندريتية متشابهة. العديد من العمليات الصخرية التي تحدث على الأرض حدثت أيضًا على سطح المريخ في الماضي، وكلا الكوكبين متشابهان بما فيه الكفاية من ناحية التركيب لدرجة تسمح باستعمال نفس أسماء الصخور النارية والمعادن. النشاط البركاني هو عملية ترتفع فيها الصهارة من باطن الكوكب عبر القشرة وتثور على السطح. تتكون المواد الثائرة من الصخور المنصهرة (الحمم البركانية) والشظايا الساخنة (التفرا أو الرماد) والغازات. الثورات البراكين هي الطريقة الرئيسية التي تطلق بها الكواكب حرارتها الداخلية. تنتج الثورات البركانية أشكالًا مميزة من الأشكال السطحية والتضاريس وأنواع الصخور التي توفر نظرةً على التركيب الكيميائي والحالة الحرارية وتاريخ باطن الكوكب. الصهارة هي خليط معقد ساخن للغاية من السيليكات المنصهرة والبلورات المعلقة والغازات المذابة. من المرجح أن الصهارة على المريخ تصعد بطريقة مشابهة لتلك الموجودة على الأرض. ترتفع الصهارة من خلال القشرة السفلية في أجسام اختراقية أقل كثافة من المواد المحيطة. عندما ترتفع الصهارة، تصل في النهاية إلى مناطق ذات كثافة أقل. عندما تتطابق كثافة الصهارة مع كثافة الصخور المضيفة، يتوقف الطفو وتتوقف الصهارة عن الارتفاع. في هذه المرحلة، قد تتشكل حجرة صهارية تنتشر بشكل جانبي في شبكة من الجيوب النافذة والجيوب البركانية. بعد ذلك، قد تبرد الصهارة وتتصلب لتشكل أجسامًا نارية اقتحامية (بلوتونات). يقدر الجيولوجيون أن نحو 80% من الصهارة الأرضية تتوقف في القشرة ولا تصل أبدًا إلى السطح. عندما ترتفع الصهارة وتبرد، فإنها تخضع للعديد من التغييرات التركيبية المعقدة والديناميكية. قد تتبلور المعادن الأثقل وتستقر في قاع الحجرة الصهارية. قد تستوعب الصهارة أيضًا أجزاءً من الصخور المضيفة أو قد تختلط مع تكتلات صهارية أخرى. تغير هذه العمليات تكوين المادة المنصهرة المتبقية، وبالتالي تكون الصهارة التي تصل إلى السطح مختلفة كيميائيًا عن الصهارة الأصلية. يُقال أن الصهارة التي تغيرت على هذا النحو قد «تطورت» لتمييزها عن الصهارة «البدائية» التي تشبه كثيرًا مصدرها الموجود في طبقة الوشاح. عادةً ما تكون الصهارة الأكثر تطورًا فلسية التكوين، أي غنية بالسيليكا والمواد المتطايرة وعناصر خفيفة أخرى مقارنةً بالصهارة البدائية الغنية بالحديد والمغنيسيوم (مافية التكوين). تُعد درجة ومدى تطور الصهارة بمرور الوقت مؤشرًا على مستوى الحرارة الداخلية والنشاط التكتوني للكوكب. تتكون القشرة القارية الأرضية من صخور جرانيتية تطورت خلال العديد من دورات معالجة الصهارية. تندر الصخور النارية المتطورة على الأجرام الباردة والهامدة مثل القمر. يُعتقد أن المريخ متوسط في مستوى النشاط الصهاري، بما أنه متوسط في حجمه بين الأرض والقمر. في الأعماق الضحلة لطبقة القشرة، ينخفض الضغط الصخري على الصهارة. يمكن أن يؤدي الضغط المنخفض إلى خروج الغازات (المواد المتطايرة)، مثل ثاني أكسيد الكربون وبخار الماء، على شكل رغوة من فقاعات الغاز. يؤدي تنوي الفقاعات إلى توسع وتبريد سريعين للصهارة المحيطة، ما ينتج شظايا زجاجية قد تنفجر مثل التفرا (تسمى أيضًا الصخور البركانية الفتاتية). يُشار عادةً إلى التفرا ذات الحبيبات الدقيقة باسم الرماد البركاني. يعتمد ثوران البركان، بشكل متفجر أو مفرط كحمم سائلة، على تكوين الصهارة. تميل الصهارة الفلسية ذات التركيب الأنديزيتي والريوليتي إلى الثوران بشكل متفجر، وهي شديدة اللزوجة وغنية بالغازات المذابة. من ناحية أخرى، تحتوي الصهارة المافية على كمية منخفضة في المواد المتطايرة وعادة ما تثور بشكل مفرط على شكل تدفقات حمم بازلتية. مع ذلك، هذه مجرد تعميمات. مثلًا، قد تثور الصهارة التي تلامس بشكل مفاجئ المياه الجوفية أو المياه السطحية بعنف على شكل انفجارات بخارية تسمى الانبعاثات المائية الصهارية (الثورات الصهارية التدفقية). قد تتصرف الصهارة المنبعثة بشكل مختلف أيضًا على الكواكب ذات التركيبات الداخلية والأغلفة الجوية وحقول الجاذبية المختلفة. (ar)
- Vulkanismus na Marsu je souhrnné označení pro veškeré vulkanické jevy, které se odehrály na povrchu planety od dob jejího vzniku až po současnost. Během této doby došlo ke vzniku celé řady vulkanických útvarů, obrovských , štítových sopek řadící se mezi nejvyšší hory ve sluneční soustavě, a mnohých dalších vulkanických těles. Na Marsu je méně než 20 pojmenovaných sopek. Na povrchu se vyčleňují dvě hlavní vulkanické provincie a to Tharsis a Elysium Planitia, vyjma těchto oblastí se ale vulkanismus nachází taktéž na jižní polokouli v oblasti . V oblasti Tharsis se nacházejí tři velké štítové sopky Ascraeus Mons, Pavonis Mons a Arsia Mons tvořící dohromady , ale také nejvyšší hora ve sluneční soustavě Olympus Mons nebo netypická stará štítová sopka Alba Patera. V oblasti Elysium Planitia se nacházejí tři velké štítové sopky, Hecates Tholus, Elysium Mons a Albor Tholus. (cs)
- Marte tiene los conos volcánicos en escudo más grandes del sistema solar. Además cuenta con una amplia gama de otros fenómenos volcánicos. El planeta Marte produce flujos de lava y tiene volcanes en escudo de poca profundidad con los lados inclinados. Estos incluyen grandes conos volcánicos, estructuras patera inusual, llanuras volcánicas, y un número de otras características más pequeñas. Hay menos de veinte volcanes con nombre en Marte, y solo cinco de ellos son escudos gigantes. El vulcanismo se produjo en dos regiones principales, Tharsis y Elysium Planitia. Tharsis contiene tres grandes volcanes en escudo, Ascraeus Mons, Pavonis Mons y Arsia Mons, pero también la montaña más alta en el sistema solar Olympus Mons o monte Olimpo o viejo volcán atípico Alba Patera. Elysium Planitia también tiene tres grandes volcanes en escudo, Hecates Tholus, Elysium Mons y Albor Tholus. El volcán más grande del Sistema Solar, Olympus Mons, se encuentra en el flanco noroeste de la enorme meseta volcánica de Tharsis. No hay evidencia de vulcanismo activo actual o punto caliente en Marte. Las llanuras o mares de Marte tienen aproximadamente 3000 a 3500 millones de años de antigüedad. Los volcanes en escudo gigantes son más jóvenes, se formaron entre 1000 y 2000 millones de años. El más joven de los flujos de lava en Olympus Mons son de solo 20 a 200 millones de años. Estos flujos son muy pequeños, sin embargo, y probablemente representan el último suspiro de vulcanismo marciano. Se estima, por lo tanto, que las probabilidades de encontrar un volcán activo en Marte hoy en día son muy pequeñas. (es)
- Le volcanisme de la planète Mars serait apparu il y a près de quatre milliards d'années (Ga), à la fin du Noachien après le grand bombardement tardif. Il aurait connu son intensité maximale à l'Hespérien — entre 3,7 et 3,2 Ga selon l'échelle de Hartmann et Neukum — puis se serait progressivement affaibli tout au long de l'Amazonien. Il a produit d'énormes volcans boucliers qui sont les plus grands édifices volcaniques connus du système solaire : le plus large d'entre eux, Alba Mons, a un diamètre d'environ 1 600 km à la base, tandis que le plus gros est Olympus Mons, sur la marge occidentale du renflement de Tharsis, qui atteint 22,5 km de haut de la base au sommet. De telles dimensions s'expliquent par la permanence de l'activité volcanique au niveau de chacun de ces volcans : l'activité d'Olympus Mons aurait ainsi commencé il y a plus de 3,8 Ga et sa dernière coulée de lave ne serait datée que d'à peine deux millions d'années (Ma), une date si récente à l'échelle géologique après 3,8 Ga d'activité qu'elle ne permet pas d'exclure que ce volcan puisse connaître encore d'autres éruptions à l'avenir. Cette longévité exceptionnelle est une conséquence de l'absence de plaques tectoniques sur Mars, contrairement à la Terre où le déplacement des plaques lithosphériques au-dessus des points chauds limite la durée d'activité de chaque volcan à quelques millions d'années tout au plus, ce qui est bien trop bref pour permettre la formation de structures aussi imposantes sur Terre que sur Mars. Outre de grands volcans boucliers, le volcanisme martien a également produit de nombreux stratovolcans, bien plus petits, ainsi que des plaines de lave, similaires aux étendues volcaniques identifiées sur la Lune ou sur Mercure. Certains dépôts sont par ailleurs interprétés comme provenant d'un volcanisme explosif ; les plus récents ne datent que d'environ 50 à 200 milliers d'années (ka). (fr)
- Volcanic activity, or volcanism, has played a significant role in the geologic evolution of Mars. Scientists have known since the Mariner 9 mission in 1972 that volcanic features cover large portions of the Martian surface. These features include extensive lava flows, vast lava plains, and the largest known volcanoes in the Solar System. Martian volcanic features range in age from Noachian (>3.7 billion years) to late Amazonian (< 500 million years), indicating that the planet has been volcanically active throughout its history, and some speculate it probably still is so today. Both Earth and Mars are large, differentiated planets built from similar chondritic materials. Many of the same magmatic processes that occur on Earth also occurred on Mars, and both planets are similar enough compositionally that the same names can be applied to their igneous rocks and minerals. Volcanism is a process in which magma from a planet's interior rises through the crust and erupts on the surface. The erupted materials consist of molten rock (lava), hot fragmental debris (tephra or ash), and gases. Volcanism is a principal way that planets release their internal heat. Volcanic eruptions produce distinctive landforms, rock types, and terrains that provide a window on the chemical composition, thermal state, and history of a planet's interior. Magma is a complex, high-temperature mixture of molten silicates, suspended crystals, and dissolved gases. Magma on Mars likely ascends in a similar manner to that on Earth. It rises through the lower crust in diapiric bodies that are less dense than the surrounding material. As the magma rises, it eventually reaches regions of lower density. When the magma density matches that of the host rock, buoyancy is neutralized and the magma body stalls. At this point, it may form a magma chamber and spread out laterally into a network of dikes and sills. Subsequently, the magma may cool and solidify to form intrusive igneous bodies (plutons). Geologists estimate that about 80% of the magma generated on Earth stalls in the crust and never reaches the surface. As magma rises and cools, it undergoes many complex and dynamic compositional changes. Heavier minerals may crystallize and settle to the bottom of the magma chamber. The magma may also assimilate portions of host rock or mix with other batches of magma. These processes alter the composition of the remaining melt, so that any magma reaching the surface may be chemically quite different from its parent melt. Magmas that have been so altered are said to be "evolved" to distinguish them from "primitive" magmas that more closely resemble the composition of their mantle source. (See igneous differentiation and fractional crystallization.) More highly evolved magmas are usually felsic, that is enriched in silica, volatiles, and other light elements compared to iron- and magnesium-rich (mafic) primitive magmas. The degree and extent to which magmas evolve over time is an indication of a planet's level of internal heat and tectonic activity. The Earth's continental crust is made up of evolved granitic rocks that developed through many episodes of magmatic reprocessing. Evolved igneous rocks are much less common on cold, dead bodies such as the Moon. Mars, being intermediate in size between the Earth and the Moon, is thought to be intermediate in its level of magmatic activity. At shallower depths in the crust, the lithostatic pressure on the magma body decreases. The reduced pressure can cause gases (volatiles), such as carbon dioxide and water vapor, to exsolve from the melt into a froth of gas bubbles. The nucleation of bubbles causes a rapid expansion and cooling of the surrounding melt, producing glassy shards that may erupt explosively as tephra (also called pyroclastics). Fine-grained tephra is commonly referred to as volcanic ash. Whether a volcano erupts explosively or effusively as fluid lava depends on the composition of the melt. Felsic magmas of andesitic and rhyolitic composition tend to erupt explosively. They are very viscous (thick and sticky) and rich in dissolved gases. Mafic magmas, on the other hand, are low in volatiles and commonly erupt effusively as basaltic lava flows. However, these are only generalizations. For example, magma that comes into sudden contact with groundwater or surface water may erupt violently in steam explosions called hydromagmatic (phreatomagmatic or phreatic) eruptions. Erupting magmas may also behave differently on planets with different interior compositions, atmospheres, and gravitational fields. (en)
- A atividade vulcânica, ou vulcanismo, exerceu um papel muito significativo na história geológica de Marte. Os vulcões em Marte são divididos em três tipos: "Montes", "Tholis" e "Paterae". Os "Montes" (singular "mons") são muito grandes, provavelmente basálticos e de leves inclinações. Os "Tholis" (singular "Tholus") ou abóbadas são menores e mais íngremes que os montes, com um aspecto abobadado. Os vulcões "Paterae" (singular "patera") são muito variados; com inclinações muito rasas e caldeiras complexas; muitos têm ainda canais radiais nos flancos. Olympus Mons (Monte Olimpo) é um vulcão extinto com 27 km de altura, 600 km de diâmetro na base e uma caldeira de 85 km por 60 km. Tem um declive suave. Assim, é a maior montanha do sistema solar e é mais de três vezes mais alto que o monte Evereste (8 848 m - China e Nepal). O vulcão extinguiu-se há um milhão de anos e encontra-se numa vasta região alta chamada Tharsis que com Elysium (derivado de Elísio) Planitia contém vários vulcões gigantescos, que são cerca de 100 vezes maiores que aqueles encontrados na Terra. Um dos maiores vulcões, Arsia Mons, tem os lados ligeiramente inclinados, construídos sucessivamente por fluidos de lava de uma única abertura. Arsia Mons é o vulcão mais a sul em Tharsis e tem cerca de 9 km de altura e a sua caldeira tem 110 km, a maior cadeira entre os vulcões marcianos. A norte deste vulcão, situa-se o vulcão Pavonis Mons (7 km de desnível), e a norte desse encontra-se Ascraeus Mons que tem mais de 11 km de desnível. Ascraeus, Pavonis e Arsia formam um grupo de vulcões conhecidos como Tharsis Montes que se encontram a sudeste de Olympus Mons. Conforme os resultados da Mars Express, o vulcão Hecates Tholus terá tido uma grande erupção há cerca de 350 milhões de anos. Este vulcão localiza-se na Elysium Planitia e tem um diâmetro de 183 km; a erupção criou uma caldeira e duas depressões aparentemente cheias de depósitos glaciais, incluindo gelo. Hecates Tholus é o vulcão mais a norte de Elysium; os outros são Elysium Mons e Albor Tholus. O pico da actividade vulcânica em Marte terá sido há cerca de 1500 milhões de anos. As imagens da Mars Express mostraram também o que parecem ser cones vulcânicos na região do pólo Norte sem nenhuma cratera à volta, o que sugere que tiveram erupção muito recente, o que levou alguns cientistas a acreditar que o planeta poderá ainda ser geologicamente activo. Poderão existir entre 50 a 100 destes cones com 300 a 600 metros de altura cobrindo uma região do pólo Norte com um milhão de quilómetros quadrados; parte da região de Tharsis também tem características semelhantes. Estes aspectos na superfície podem ter sido o resultado de antigas elevações que tenham sofrido erosão pelo vento, mas julga-se que isto é pouco provável devido à inexistência de crateras e aspectos originados pelo vento naquela região. Alba Patera é um vulcão único em Marte e no sistema solar, localiza-se a norte de Tharsis, numa região de falhas que surge em Tharsis e se estende para norte. Alba Patera é muito grande com mais de 1600 km de diâmetro, tem uma caldeira central, mas tem uma altura de apenas 3 km, no seu ponto mais alto. Possui canais nos flancos, e a maioria deles têm 100 km de comprimento, alguns chegam a ter 300 km, sugerindo que a lava fluiu por longos períodos de tempo. Os vulcões marcianos são pouco numerosos, mas são testemunhas do passado violento e vulcânico daquela zona, mas são largamente maiores que a maior montanha de origem vulcânica na Terra: o Kilimanjaro (5895 m) em África. As áreas vulcânicas ocupam cerca de 10% da superfície do planeta. Algumas crateras mostram sinais de erupção recente e têm lava petrificada nos cantos. (pt)
- Vulkanisme op Mars heeft grote invloed gehad op de vorming van het Martiaanse landschap. Zo heeft Mars de grootste vulkanen van het zonnestelsel en enorme lavastromen. Deze zijn voor het eerst waargenomen in 1972 door de Mariner 9. Sinds er ruimtevaartuigen naar Mars zijn gezonden is er geen tektonische activiteit gemeten en zijn er geen nieuwe erupties waargenomen. (nl)
- Вулканічна активність (вулканізм) зіграла значну роль у геологічній еволюції планети Марс. Починаючи з місії космічного апарата Марінер-9 1972 року науковцям було відомо, що вулканічні деталі покривають значну частину поверхні Марса. До цих деталей належать масштабні лавові потоки, неосяжні та найбільші з усіх відомих вулканів у Сонячній системі. Вік марсіанських вулканічних деталей варіюється від часів (>3.7 мільярда років) до пізнього амазонського періоду (<500 мільйонів років), що свідчить про те, що вулканічна активність на планеті була наявною протягом усієї її історії, а окремі дослідники висловлюють припущення, що така активність присутня на планеті й досі. Як Земля так і Марс є великими, планетами, утвореними зі схожих хондритних матеріалів. Чимало магматичних процесів, що відбуваються на Землі, також відбувалися й на Марсі; окрім того, композиційно планети є достатньо подібними одна до одної, аби можна було застосовувати одні й ті ж назви до їхніх магматичних гірських порід та мінералів. Вулканізм — це процес, протягом якого магма із внутрішніх шарів планети піднімається крізь кору та вивергається на поверхню. Вивержені речовини складаються із розплавлених порід (лави), гарячих фрагментованих дрібнозернистих уламків (тефра або попіл), а також . Вулканізм — це основний спосіб, у який планети вивільнюють своє внутрішнє тепло. Вулканічні виверження продукують характерні форми рельєфу, типи гірських порід та географічний рельєф, які усі разом дають змогу дізнатися більше про хімічний склад, термальний стан та історію внутрішніх шарів планети. Магма — це складна, дуже гаряча суміш із розплавлених силікатів, кристалів у стані суспензії та розчинених газів. Найімовірніше, магма на Марсі піднімається вгору в той же спосіб, що й на Землі. Вона піднімається вгору крізь нижчі шари кори у діапірних тілах, що мають меншу густину, аніж навколишні породи. Під час підняття магма зрештою досягає регіонів із низькою густиною. Коли густина магми відповідає густині породи, в якій вона перебуває, плавучість нейтралізується і магматичне тіло зупиняє свій рух. У цій точці з нього може утворитися магматична комора. Далі магма може продовжувати свій рух, але вже в боки, утворюючи мережу дайок та сіллів. Врешті-решт магма може охолонути та затверднути, формуючи інтрузивні магматичні тіла (плутони). За оцінками геологів, близько 80 % магми, що генерується Землею, зупиняється в її корі й так і не досягає поверхні. У процесі підняття та наступного охолодження магма зазнає багатьох складних та динамічних композиційних змін. Важчі мінерали можуть кристалізуватися та осісти на дні магматичної комори. Магма може також асимілювати частини тієї породи, в якій вона перебуває, або ж змішуватися з іншими порціями магми. Ці процеси змінюють хімічний та мінеральний склад розплавленої суміші, тож будь-яка магма, що дістається поверхні, може мати зовсім інший хімічний склад, аніж батьківський розплав. Магму, що змінилася в такий спосіб, називають такою, що «еволюціонувала», аби відрізнити її від «примітивної» магми, яка за своїм складом є досить близькою до свого джерела у мантії (див. диференціація магми та ). Магма, що еволюціонувала більшою мірою, зазвичай складається із кислих гірських порід, збагачених кремнієм, летючими речовинами та іншими легкими елементами, які й відрізняють цей тип магми від багатої на залізо та магній (мафічної) примітивної магми. Ступінь та обсяг, до яких еволюціонує магма з плином часу, свідчать про рівень внутрішнього тепла планети, а також її тектонічної активності. Континентальна кора Землі утворена з гранітних порід із магми, що еволюціонувала; ці породи утворилися в результаті численних епізодів магматичної переробки. Магматичні породи, що еволюціонували, значно менш поширені на холодних, мертвих космічних тілах, таких як Місяць. Марс, розмір якого перебуває десь посередині між розмірами Землі та Місяця, має також середній рівень магматичної активності. На менших глибинах у корі планети літостатичний тиск на магматичне тіло зменшується. Зменшений тиск може спричинити вивільнення газів (летких елементів), таких як діоксид вуглецю та водяна пара, у формі піни із газових бульбашок. Нуклеація бульбашок спричинює швидке розширення та охолодження навколишнього розплаву, утворюючи склоподібні осколки, які при вибуховому виверженні потрапляють на поверхню у формі тефри (їх ще називають пірокластами). Дрібнозерниста тефра широко відома під терміном «вулканічний попіл». Те, чи виверження вулкана має вибуховий характер, чи виверження відбувається експансивно у формі лави, що тече, залежить від композиції розплаву. Кисла магма андезитного та ліпаритного складу має більшу схильність до вибухового виверження. Така магма є дуже в'язкою (густа та клейка) та багатою на розчинені гази. Мафічна магма, з іншого боку, має низький вміст летких елементів і зазвичай виходить на поверхню під час експансивного виверження у формі базальтових лавових потоків. Однак це лише узагальнення. Наприклад, якщо магма увійде в несподіваний контакт із підземними чи поверхневими водами, може відбутися потужне виверження у формі парового вибуху, яке ще називають гідромагматичним (фреатомагматичне або фреатичне) виверженням. Крім того, виверження магми може відбуватися по-різному на планетах із різними внутрішніми композиціями, атмосферами та гравітаційними полями. (uk)
- Вулканическая активность (вулканизм) сыграла значительную роль в геологической эволюции планеты Марс. Начиная с миссии космического аппарата Маринер-9 1972 года ученым было известно, что вулканические детали рельефа покрывают значительную часть поверхности Марса. К этим деталям относятся масштабные лавовые потоки, необъятные лавовые равнины и крупнейшие из всех известных вулканов в Солнечной системе. Возраст марсианских вулканических деталей варьируется от времен нойского (>3.7 миллиарда лет) до позднего амазонского периода (<500 миллионов лет), что свидетельствует о том, что вулканическая активность на планете существовала в течение всей ее истории, а отдельные исследователи высказывают предположение, что такая активность присутствует на планете и до сих пор. Как Земля, так и Марс являются большими, дифференцированными планетами, созданными из похожих хондритных материалов. Немало магматических процессов, происходящих на Земле, также происходили и на Марсе; кроме того, композиционно планеты являются достаточно сходными, чтобы можно было применять одни и те же названия их магматических горных пород и минералов. Вулканизм — это процесс, в течение которого магма из внутренних слоев планеты поднимается сквозь земную кору и извергается на поверхность. Изверженные вещества состоят из расплавленных пород (лавы), горячих фрагментированных мелкозернистых обломков (тефра или пепел), а также газов. Вулканизм — это основной способ, которым планеты освобождают свое внутреннее тепло. Вулканические извержения продуцируют характерные формы рельефа, типы горных пород и географический рельеф, которые все вместе дают возможность узнать больше о химическом составе, термальном состоянии и истории внутренних слоев планеты. Магма — это сложная, очень горячая смесь из расплавленных силикатов, кристаллов в состоянии взвеси и растворенных газов. Вероятнее всего, магма на Марсе поднимается вверх так же, как и на Земле. Она поднимается вверх сквозь нижние слои коры в диапирных телах, имеющих меньшую плотность, чем окружающие породы. Во время поднятия магма в конечном итоге достигает регионов с низкой плотностью. Когда плотность магмы соответствует плотности породы, в которой она находится, плавучесть нейтрализуется и магматическое тело останавливает свое движение. В этой точке из него может образоваться магматическая камера. Далее магма может продолжать свое движение, но уже в стороны, образуя сеть даек и силлов. В конце концов магма может остыть и затвердеть, образуя интрузивные магматические тела (плутоны). По оценкам геологов, около 80 % магмы, генерируемой Землей, останавливается в ее коре и так и не достигает поверхности. В процессе поднятия и последующего охлаждения магма претерпевает много сложных и динамических композиционных изменений. Тяжелые минералы могут кристаллизоваться и осесть на дне магматической камеры. Магма может также ассимилировать части той породы, в которой она находится, или же смешиваться с другими порциями магмы. Эти процессы изменяют химический и минеральный состав расплавленной смеси, поэтому любая магма, достигающая поверхности, может иметь совсем другой химический состав, чем родительский расплав. Магму, изменившуюся таким образом называют «эволюционировавшей», чтобы отличить ее от «примитивной» магмы, которая по своему составу является весьма близкой к своему источнику в мантии (см. дифференциация магмы и фракционная кристаллизация). Магма, эволюционировавшая в большей степени, обычно состоит из кислых горных пород, обогащенных кремнием, летучими веществами и другими легкими элементами, которые и отличают этот тип магмы от богатой железом и магнием (мафичной) примитивной магмы. Степень и объем, в которых магма эволюционирует с течением времени, свидетельствуют об уровне внутреннего тепла планеты, а также ее тектонической активности. Континентальная кора Земли состоит из гранитных пород из эволюционировавшей магмы; эти породы образовались в результате многочисленных эпизодов магматической переработки. Эволюционировавшие магматические породы значительно менее распространены в холодных, мертвых космических телах, таких как Луна. Марс, размер которого находится примерно посередине между размерами Земли и Луны, имеет также средний уровень магматической активности. На меньших глубинах в коре планеты литостатическое давление на магматическое тело уменьшается. Уменьшенное давление может вызвать высвобождение газов (диоксид углерода и водяной пар) в форме пены из газовых пузырьков. Нуклеация пузырьков вызывает быстрое расширение и охлаждение окружающего расплава, образуя стекловидные осколки, которые при взрывном извержении попадают на поверхность в форме тефры (их еще называют пирокластами). Мелкозернистая тефра широко известна как «вулканический пепел». От композиции расплава зависит характер извержения вулкана: взрывной или экспансивный в форме текущей лавы. Кислая магма андезитного и риолитного состава имеет большую склонность к взрывному извержению. Такая магма очень вязкая (густая и клейкая) и насыщена растворёнными газами. Мафичная магма, с другой стороны, имеет низкое содержание газов и обычно выходит на поверхность во время экспансивного извержения в форме базальтовых лавовых потоков. Однако это лишь обобщение. Например, если магма войдет в неожиданный контакт с подземными или поверхностными водами, может произойти мощное извержение в форме парового взрыва — гидромагматическое (фреатомагматическое или фреатическое) извержение. Кроме того, извержение магмы может происходить по-разному на планетах с различными внутренними композициями, атмосферами и гравитационными полями. (ru)
- 火星的火山活動在火星上產生了熔岩流和巨大的、山坡坡度平緩的盾狀火山。太陽系中最巨大的盾狀火山就位於火星。在火星上也有多種其他的火山地形特徵；這些地形特徵包括火山錐、特殊的火山口（Patera）結構、火山高原和其他規模較小的地質特徵。目前在火星上已命名的火山少於20座，其中只有5座是巨大的盾狀火山。火星的火山活動主要發生在兩個地區：塔爾西斯和埃律西昂。在塔爾西斯有三個巨大的盾狀火山：艾斯克雷爾斯山、帕弗尼斯山和阿爾西亞山，以及太陽系中最大的盾狀火山：奧林帕斯山和特殊的古老火山－亞拔山。埃律西昂區也有三個巨大的盾狀火山：赫克提斯山、埃律西昂山和歐伯山。太陽系中最巨大的火山奧林帕斯山位於巨大的塔爾西斯的西北側。 現在尚無證據顯示最近的火星仍有熱點在活動。火星上類似月海的平原年齡約30至35億年。巨型的盾狀火山則較年輕，約在10至20億年前形成。最年輕的熔岩流出現在奧林帕斯山，僅有2000萬至2億年；這些熔岩流規模極小，但這可能顯示火星最後的火山活動。因此，現在要在火星上找到活動的火山可能性相當低。 (zh)
|