Rainer Olzem - arge-geologie.de

Olympus Mons auf dem Mars: Der größte Vulkan unseres Sonnensystems

Abb. 1: Was für ein Gigant: 25.000 m hoch mit bis zu 6.000 m hohen Steilkanten hat der Vulkan Olympus Mons einen Durchmesser von 624 km (http://wallpapers.free-review.net)

Der Gigant

Abb. 2: Größenvergleich: Links vorn der Himalaya, rechts die gesamte Hawaii-Inselgruppe vor dem Giganten (Wikipedia)
Abb. 3: Die Marskanäle des Giovanni Schiaparelli (http://bibliodyssey.blogspot.de)

Bereits vor dem Zeitalter der Raumfahrt kannten die Astronomen die helle Region auf dem Mars, die sie „Nix Olympica“ (vom lateinischen nix = Schnee) nannten. Ihren Namen erhielt sie von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli (1853 – 1910), der sich besonders um die Fernerkundung unseres Nachbarplaneten Mars verdient gemacht und die vermeintlichen „Marskanäle“ (Abb. 3) entdeckt hatte. 1879 bemerkte er diese helle Region auf dem Mars und glaubte, dort Schnee zu erkennen.

Erst auf den Bildern der Raumsonden erwies sich Nix Olympica als der größte bekannte Vulkanbau unseres Sonnensystems: ein 25.000 m hoher Stratovulkan (die Höhenangaben schwanken zwischen 22 und 27 km) mit einem Basisdurchmesser von mehr als 600 Kilometern (Abb. 1 und 4). Fortan hieß der Gigant „Olympus Mons“.

Dieser Kegel hat ein weitaus größeres Volumen als alle Vulkane der Hawaii-Kette zusammen und lässt den irdischen Mount Everest, der grade mal 8.848 m Gipfelhöhe erreicht, gar nicht mehr so imposant aussehen (Abb. 2).

Abb. 4: Der rote Planet Mars mit Wolkenfeldern. Ganz links: Olympus Mons (lexikon.astronomie.info)
Abb. 5: Olympus Mons in der Draufsicht. Bildbreite ca. 1.000 km (space4case.com)

Olympus Mons ist mehr als zwanzigmal so breit wie hoch. Seine randlichen Abhänge sind an manchen Stellen bis zu 6.000 m hoch, an anderen Stellen flach. Die flachen Stellen wurden vermutlich durch Lavaströme, die über die Steilkante geflossen sind, abgeflacht.

Abb. 6: Die komplexe Caldera von oben (NASA)

Die riesige zentrale Caldera auf seinem Gipfel ist 66 km breit, 83 km lang und erreicht eine Tiefe bis 3.000 m. Die Caldera zeigt eine komplexe Struktur, sie ist in sich gegliedert und weist 7 kleinere und größere mehr oder weniger kreisrunde Einbruchskrater auf.

Daraus lässt sich eine zeitliche Entwicklung ableiten: zuerst brach die große äußere Caldera ein, vermutlich ein riesiger Lavasee, danach vermutlich der große Krater in der Abb. 6 rechts. Erst später senkten sich die beiden Krater rechts oben ein, zuerst der linke und dann der rechte. Dadurch liegt das älteste Material am höchsten, das jüngste am tiefsten (Abb. 6, 7 und 8).

Eine plausible Erklärung der Caldera-Entstehung ist, dass durch mehrere zeitlich aufeinanderfolgende Flankeneruptionen der jeweilige Lavasee auf dem Gipfel ausfloss und sich so die Calderen bildeten.

Abb. 7: Die Caldera des Olympus Mons in ...
Abb. 8: ... unterschiedlichen Perspektiven (www.dlr.de und www.esa.int))

Die Umgebung

Abb. 9: Das Tharsis-Plateau mit seinen 4 Vulkanen im Wolkendunst (NASA)

Der Olympus Mons liegt mit 3 weiteren riesigen Stratovulkanen auf einem Hochplateau, dem Tharsis-Plateau (Abb. 9). Diese 3 Vulkane sind die sogenannten Tharsis-Vulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons.

Die 3 Tharsis-Vulkane liegen auf einer Bruchlinie, die eine 3.000 km lange Aufwölbung der Marskruste verursacht hat. Aufgrund dieser im Mittel rund 4.000 m hohen Aufwölbung haben alle Vulkane auf dem Tharsis-Plateau etwa die gleiche Höhe über der Marsoberfläche.

Arsia-Mons hat eine Höhe über der unmittelbaren Umgebung von 16.000 m und einen Durchmesser von rund 120 km. Der Vulkan besitzt die größte bekannte Caldera auf dem Mars (Abb. 12: rechts oben). Der mittlere Tharsis-Vulkan ist Pavonis Mons mit einer Höhe von 12.000 m und 300 km Durchmesser. Ascraeus Mons ist mit 18.200 m der zweithöchste aller Marsvulkane (Abb. 12: links oben).

Marsgeologen vermuten unter dem Tharsis-Plateau einen Hotspot. Vielleicht ist die gesamte Tharsis-Region selbst ein ehemaliger Riesenvulkan mit 4.000 km Durchmesser.

Abb. 10: Olympus Mons mit seinen Lavaströmen (astrored.org)
Abb. 11: 6.000 m hohe Steilkanten am Rand des Olympus Mons (dlr.de)
Abb. 12: Olympus Mons an der Tag/Nach-Grenze. Im Hintergrund die Tharsis-Vulkane (space4case)
Abb. 13: Olympus Mons im Zwielicht (space4case)

Aktiv oder nicht aktiv?

Abb. 14: Hohe Impaktkrater-Dichte im Mangala Vallis. Bildbreite ca. 500 km (ESA, DLR)
Abb. 15: Altersbestimmung anhand der Dichte der Impakte auf dem Mars (FU Berlin)

Die Frage, ob Olympus Mons geologisch noch aktiv oder in Ruhe ist oder ob er endgültig erloschen ist, lässt sich nicht eindeutig beantworten. Ob irgendwelche Mars-Vulkane derzeit noch aktiv sind, weiß man nicht. Es gibt aber Hinweise darauf, dass viele Marsvulkane in geologisch junger Vergangenheit noch ausgebrochen sind.

Eine relativ einfache Art der Altersbestimmung einer Planetenoberfläche ist es, die Anzahl der Impaktkrater pro Quadratkilometer zu zählen (Abb. 15). Ist eine Planetenoberfläche alt, finden sich auf ihr viele Einschlagskrater von Meteoriten. Vergleicht man die Einschlagsdichte auf Olympus Mons (Abb. 5) mit der anderer Marsregionen (Abb. 14), so ist die Impaktdichte auf dem Vulkan relativ gering.

Wissenschaftler der NASA haben eine Studie veröffentlicht, nach der die jüngsten Lavaströme des Olympus Mons möglicherweise nur einige Millionen – vielleicht 2 Millionen Jahre - alt sind.

Die sichtbaren Caldera-Strukturen werden dagegen auf mindestens einige hundert Millionen Jahre datiert. Die Ausbildung des Vulkans begann bereits vor etwa 3 Mrd. Jahren, so dass die Gesamtstruktur des Vulkangebäudes sehr alt ist.

Warum ist der Vulkan so groß?

Warum ist Olympus Mons - wie auch die meisten Marsvulkane - so viel größer als die Vulkane auf der Erde? Die Geologen, die sich mit extraterrestrischer Geologie beschäftigen, nennen dazu drei hauptsächliche Gründe: die geringe Schwerkraft auf dem Mars, die fehlende Plattentektonik und die geringe Erosion:

Abb. 16: Wanderer auf dem Mars vor der Kulisse des Riesenvulkans (www.ralf-schoofs.de)
Abb. 17: Blick in die riesige Caldera von Olympus Mons (Gemälde von Ludek Pesek)

1. Auf der Erde könnte ein so hoher Vulkan wegen der höheren Schwerkraft der Erde nicht existieren, weil er wegen seines hohen Gewichts tief in die Erdkruste einsinken würde, die Kruste würde sich in den Erdmantel eindellen. Außerdem würde ein so großer und schwerer Vulkan auf der Erde wahrscheinlich unter seinem eigenen Gewicht in sich zusammenstürzen.

Die Lavaströme auf dem Mars sind viel länger als die auf der Erde (Abb. 10). Das liegt wahrscheinlich an höheren Eruptionsraten aufgrund der geringeren Schwerkraft auf dem Mars. Die Schwerkraft auf dem Mars beträgt nur knapp 40% der Schwerkraft auf unserer Erde (3,69 anstatt 9,81 m/s²).

2. Auf der Erde liegen die allermeisten Vulkane entlang der Plattengrenzen in den Riftzonen und den Subduktionszonen. Da es auf dem Mars keine Plattentektonik gibt, kann das Magma nur in wenigen Region des Planeten genug Stärke erreichen, um die Kruste zu durchbrechen und einige wenige, aber riesige Vulkane hervorbringen.

Unter dem Olympus Mons wird ein Hotspot vermutet. Auf der Erde ist ein Hotspot stationär, die Kruste dagegen wandert weiter und so bildet sich eine Kette von Vulkanen, wobei die Vulkane schließlich vom Magmaherd weggezogen werden. Da der Mars aber keine Plattentektonik hat, also Hotspot und Platte stationär sind, fließt die Lava stets am selben Ort aus und kann sich im Lauf der Zeit zu einem riesigen Vulkan aufhäufen. Wahrscheinlich dauerte die vulkanische Aktivität des Olympus Mons Milliarden von Jahren. Immer mehr Lava trat am selben Ort aus und bildete den größten Vulkan des Sonnensystems.

Abb. 18: Blick vom Valle Marineris auf die 3 Tharsis-Vulkane (space4case)
Abb. 19: Blick von der Amazonis Planitia auf den Olympus Mons (space4case)

Auf der Erde bedeutet aktive Plattentektonik auch, dass alle Vulkane schließlich wieder in den Subduktionszonen verschluckt werden, neue Vulkane entstehen und alte verschwinden. Die Marskruste bewegt sich nicht (oder, soviel die Geologen wissen, nicht mehr). Es gibt keine Platten, die auf einem plastischen Mantel schwimmen und an aktiven Plattengrenzen mitsamt den auf ihr sitzenden Vulkanen subduziert werden können. So wachsen die Vulkane auf dem Mars immer weiter.

3. Für die Größe der Vulkane auf dem Mars spielt auch die geringere Verwitterung und Erosion eine Rolle. Verwitterung und Erosion sind im Kreislauf der Gesteine auf der Erde die Gegenspieler des Gebirgswachstums. Besonders Wasser ist die hauptsächliche Kraft der Erosion. Auf dem Mars fehlen jedoch eine dichte Atmosphäre und vor allem genügend Wasser.

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