Kollaps der Flanken des Olympus Mons formte die Marsoberfläche

Der Olympus Mons auf dem Mars zeigt Spuren massiver Hangrutschungen, bei denen Gesteinsmassen hunderte Kilometer weit über die Ebenen des Planeten glitten. Diese Ereignisse prägten die heute sichtbare Aureole – eine zerklüftete Zone aus Gräben und Blöcken rund um den Vulkan.

Geologische Strukturen der Aureole

Die Aureole erstreckt sich über hunderte Kilometer vom Fuß des Olympus Mons entfernt. Aufnahmen der ESA-Raumsonde Mars Express zeigen komprimierte und gedehnte Gesteinsformationen in der Region Lycus Sulci. Die Ablagerungen erreichen Mächtigkeiten von bis zu zwei Kilometern. Einzelne Rutschungen sind mehrere hundert Meter dick.

Die Oberflächenstrukturen auf den transportierten Blöcken ähneln den Lavaströmen am Olympus Mons selbst. Dies deutet darauf hin, dass es sich um abgerutschte Teile der Vulkanflanken handelt, nicht um neu ausgeflossene Lava. Die unregelmäßige Ausrichtung der Blöcke spricht für schnelle, energiereiche Bewegungen.

Mechanismen der Hanginstabilität

Der Olympus Mons entstand durch wiederholte Ausbrüche dünnflüssiger Lava. Trotz der geringen Neigung von nur wenigen Grad führte die enorme Masse des Vulkans zu Instabilitäten an den Flanken. Schwache Schichten im Untergrund begünstigten den Kollaps von Sektoren des Vulkans.

Die große Reichweite der Rutschmassen wirft Fragen auf. Bei trockener Reibung wäre eine derartige Ausbreitung nicht zu erklären. Wissenschaftler diskutieren verschiedene Mechanismen: Schmelzwasser durch Lava, wassergesättigte Sedimente oder hydroplaning-Effekte könnten die Reibung verringert haben. Konkrete Belege für die genauen Prozesse fehlen jedoch, da die Ereignisse Milliarden Jahre zurückliegen.

Forschungsergebnisse deuten darauf hin, dass sich solche Kollapse mehrfach ereigneten, ohne die Gesamtform des Vulkans wesentlich zu verändern. Die rekonstruierten fehlenden Flanken passen volumetrisch zu den beobachteten Aureole-Loben.

  • Quelle: Mars Express Bilddaten der ESA (2023)
  • Quelle: Journal of Geophysical Research: Planets (2004)
  • Quelle: Earth and Planetary Science Letters (2011)