Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Inneres Sonnensystem
Abklingen der vulkanischen Tätigkeit noch nicht abgeschlossen war. Der Ausfluß der Laven erfolgte
während seiner Aktivitätsperioden oft innerhalb von Lavaröhren, die sich radial von der Gipfelcaldera
ausgehend über die Flanken des Vulkans erstrecken. Sie sind sehr lang (manche lassen sich bis über
eine Länge von 100 km verfolgen) und sie verhinderten ein schnelles Auskühlen und damit Erstarren
der Laven.
Der wichtigste Unterschied zwischen den Schildvulkanen auf dem Mars und denen auf der Erde ist
zweifellos ihre Größe und ihre geringe Hangneigung. Nur die bedeutend geringere Masse des Mars
und die offensichtlich größere Krustendicke (man schätzt sie unter Olympus Mons auf ca. 250 km)
verhindert, daß derartige Vulkanbauten unter ihrem eigenen Gewicht kollabieren. Dadurch, daß es auf
dem Mars im Gegensatz zur Erde keine beweglichen Platten gibt, hatten die Vulkane auch mehr Zeit
für ihren Aufbau, bis sie ihre heutige Größe erreichten. Auf der Erde – und man kann das sehr schön
am Beispiel des Hawaii-Archipels beobachten – ist so etwas nicht möglich, da durch die
Plattenbewegungen der Kraterschlot nur geologisch kurze Zeit über dem „Hot Spot“ mit der
Magmakammer verbleibt. Die mögliche Aktivitätsdauer wird auf diese Weise durch die Plattendrift
effektiv begrenzt. Außerdem waren die Eruptionsraten, d.h. die Menge des bei einem Ausbruch
geförderten Materials auf dem Mars bedeutend größer, was sich wahrscheinlich auch durch die geringe
Oberflächenschwerkraft erklärt.
Neben dem mehr effusiven Vulkanismus der Tharsis- und der Elysium-Region findet man auf dem
Mars an wenigen Stellen auch Hinweise auf einen Vulkanismus mehr explosiver Art. Ein Beispiel ist
der sehr alte Vulkan Tyrrhena Patera in der Hesperia Planum-Region.
Die Magmareservoire der Schildvulkane des Mars scheinen nach Meinung der Vulkanologen tiefer zu
liegen als auf der Erde. Sie lieferten Laven vom basaltischen Typ mit geringer Viskosität und die
deshalb über viele Hundert Kilometer fließfähig waren. Inwiefern es in der Vergangenheit Ausbrüche
gegeben hat, die in erster Linie Lockerprodukte wie z.B. Tuffe und Schlacken gefördert haben, ist noch
nicht abschließend geklärt. Derartige Eruptionen werden auf der Erde gewöhnlich als „plinianisch“
bezeichnet, da deren Prototyp der von PLINIUS DEM JÜNGEREN (62-113) beschriebene Ausbruch des
Vesuvs im Jahre 79 ist. Auf dem Mars könnten aufgrund der geringeren Schwerkraft die dabei
auftretenden Eruptionswolken in größere Höhen aufsteigen als auf der Erde und dabei das Material
großflächiger verteilen Außerdem diskutieren einige Geologen, ob es in der aktiven Phase des
Marsvulkanismus verstärkt zu sogenannte pyroklastische Strömen gekommen ist, die man auf der Erde
als „Glutwolken“ bezeichnet und die eine verheerende Wirkung entfalten können (z.B. 1902 Mont
Pele´e auf Martinique, 1968 Mayon, Philippinen). Derartige „Glutwolken“ führen zur Entstehung von
Ignimbriten, die dann in der Nähe von Vulkanen größere Flächen bedecken sollten. Leider lassen sie
sich mit den Methoden der Fernerkundung von morphologisch ähnlichen Formationen schlecht
abgrenzen, so daß ihre Existenz auf dem Mars als nicht gesichert gilt.
Viele ebene Bereiche in den Vulkanregionen sind das Ergebnis von ausgedehnten Lavaflüssen aus
benachbarten Vulkanen oder stammen aus Spalteneruptionen. Dabei wurden z.T. riesige Depressionen
in mehreren Episoden mit flüssigem Gestein aufgefüllt. Beispiele dafür sind Hesperia Planum und
Lunae Planum. Auch manche Schichtstrukturen an den steilen Flanken des Valles Marineris ähneln
morphologisch denen, die man von irdischen Flutbasalten her kennt. Die Mächtigkeit dieser
Gesteinsschichten übersteigt dabei an manchen Stellen die 5000-Meter-Marke.