อัลบา มอนส์

ภาพถ่ายภูเขาไฟอัลบา มอนส์ จากกล้องไวกิ้ง ลักษณะภูมิประเทศของภูเขาไฟแทบมองไม่เห็นในภาพถ่ายจากวงโคจร ระบบรอยแตกขนาดใหญ่ทางด้านตะวันออกของภูเขาไฟ (ขวา) เรียกว่า แทนทาลัส ฟอสเซ (Tantalus Fossae ) ส่วนระบบรอยแตกที่แคบกว่าทางด้านตะวันตกเรียกว่า อัลบา ฟอสเซ (Alba Fossae) (ภาพสีไวกิ้งMDIM 2.1)
ที่ตั้ง	เนินเขาธาร์ซิสเหนือดาวอังคาร
พิกัด	40°30′เหนือ250°24′ตะวันออก / 40.5°N 250.4°E / 40.5; 250.4 [1]
ดิสคัฟเวอร์เนอร์	มาริเนอร์ 9
ชื่อที่ตั้งตามชื่อบุคคล	ละติน – ภูเขาสีขาว

อัลบา มอนส์ (เดิมทีและบางครั้งยังคงรู้จักกันในชื่ออัลบา พาเตราซึ่งเป็นคำที่ต่อมาถูกจำกัดไว้เฉพาะบริเวณปล่องภูเขาไฟ^{[ 2 ]}และเดิมทีรู้จักกันในชื่อวงแหวนอาร์คาเดีย^{[ 3 ]} ) เป็นภูเขาไฟที่ตั้งอยู่ใน ภูมิ ภาคธาร์ซิส ทางเหนือ ของดาวอังคารเป็นภูเขาไฟที่ใหญ่ที่สุดบนดาวอังคารในแง่ของพื้นที่ผิว โดยมีทุ่งลาวาที่ทอดยาวอย่างน้อย 1,350 กิโลเมตร (840 ไมล์) จากยอดเขา^{[ 4 ] [ 5 ]}แม้ว่าภูเขาไฟจะมีขนาดกว้างเทียบเท่ากับสหรัฐอเมริกาแต่ก็มีความสูงเพียง 6.8 กิโลเมตร (22,000 ฟุต) ที่จุดสูงสุด^{[ 6 ]}ซึ่งสูงประมาณหนึ่งในสามของความสูงของโอลิมปัส มอนส์ภูเขาไฟที่สูงที่สุดบนดาวเคราะห์^{[ 7 ]}ด้านข้างของอัลบา มอนส์ มีความลาดชันน้อยมาก ความลาดชันเฉลี่ยตามด้านเหนือ (และชันที่สุด) ของภูเขาไฟอยู่ที่ 0.5° ซึ่งต่ำกว่าความลาดชันของภูเขาไฟ Tharsis ขนาดใหญ่อื่นๆ ถึงกว่าห้า เท่า^{[ 6 ] [ 8 ]}เมื่อมองจากด้านข้าง Alba Mons มีลักษณะคล้ายเนินขนาดใหญ่แต่แทบจะไม่สูงชันบนพื้นผิวของดาวเคราะห์^{[ 9 ]}มันเป็นโครงสร้างภูเขาไฟที่ไม่เหมือนใคร ไม่มีที่ใดเทียบได้บนโลกหรือที่อื่นใดบนดาวอังคาร^{[ 6 ]}

นอกจากขนาดที่ใหญ่โตและลักษณะภูมิประเทศ ที่ราบเรียบแล้ว อัลบา มอนส์ยังมีลักษณะเด่นอื่นๆ อีกหลายประการ บริเวณตอนกลางของภูเขาไฟถูกล้อมรอบด้วยวงแหวนของรอยเลื่อน ( กราเบน ) และรอยแตกที่ไม่สมบูรณ์ ซึ่งเรียกว่า อัลบาฟอสเซ่ทางด้านตะวันตกของภูเขาไฟ และแทนทาลัส ฟอสเซ่ทางด้านตะวันออก ภูเขาไฟแห่งนี้ยังมีลาวาไหลที่ยาวมากและได้รับการอนุรักษ์ไว้อย่างดี ซึ่งก่อตัวเป็นรูปแบบแผ่กระจายจากบริเวณตอนกลางของภูเขาไฟ ความยาวมหาศาลของลาวาไหลบางส่วน (>300 กม. (190 ไมล์)) บ่งชี้ว่าลาวามีความเหลวมาก ( ความหนืด ต่ำ ) และมีปริมาตรสูง^{[ 10 ]}ลาวาไหลหลายสายมีลักษณะเฉพาะ ประกอบด้วยสันเขาที่ยาวและคดเคี้ยวพร้อมช่องลาวาตรงกลางที่ไม่ต่อเนื่อง บริเวณที่ต่ำระหว่างสันเขา (โดยเฉพาะอย่างยิ่งตามแนวด้านเหนือของภูเขาไฟ) แสดงให้เห็นรูปแบบการแตกแขนงของร่องน้ำตื้นและช่องทาง ( เครือข่ายหุบเขา ) ซึ่งน่าจะเกิดจากการไหลของน้ำ^{[ 11 ]}

อัลบา มอนส์มีแหล่งสะสมหินภูเขาไฟที่เก่าแก่ที่สุดและเปิดเผยอย่างกว้างขวางใน ภูมิ ภาคธาร์ซิสหลักฐานทางธรณีวิทยาบ่งชี้ว่ากิจกรรมภูเขาไฟที่สำคัญสิ้นสุดลงเร็วกว่าที่อัลบา มอนส์เมื่อเทียบกับโอลิมปัส มอนส์และ ภูเขาไฟ ธาร์ซิส มอนเตสแหล่งสะสมหินภูเขาไฟจากอัลบา มอนส์มีอายุตั้งแต่ยุคเฮสเปเรียนถึงยุคอเมซอน ตอนต้น ^{[ 12 ]} (อายุประมาณ 3.6 ^{[ 13 ]}ถึง 3.2 พันล้านปี^{[ 14 ]} )

เป็นเวลาหลายปีที่ชื่อทางการของภูเขาไฟนี้คือAlba Patera คำ ว่า Patera (พหูพจน์paterae ) เป็นภาษาละตินหมายถึงถ้วยหรือจานรองสำหรับดื่มน้ำตื้นๆ คำนี้ถูกนำมาใช้กับปล่องภูเขาไฟที่มีขอบหยักและไม่ชัดเจนบางแห่งที่ปรากฏในภาพถ่ายจากยานอวกาศในยุคแรกๆ ซึ่งเชื่อว่ามีต้นกำเนิดมาจากภูเขาไฟ (หรือไม่ได้เกิดจากการชน ) ^{[ 15 ]}ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2550 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ได้เปลี่ยนชื่อภูเขาไฟเป็น Alba Mons (ภูเขาอัลบา) โดยสงวนคำว่า Alba Patera ไว้สำหรับแอ่งกลางสองแห่งของภูเขาไฟ ( calderas ) ^{[ 1 ]}อย่างไรก็ตาม ภูเขาไฟทั้งลูกยังคงถูกเรียกโดยทั่วไปว่า Alba Patera ในเอกสารทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับดาวเคราะห์^{[ 16 ]}

คำว่า Alba มาจาก คำภาษา ละตินที่แปลว่าสีขาว และหมายถึงเมฆที่มักพบเห็นเหนือภูมิภาคนี้จากกล้องโทรทรรศน์บนโลก^{[ 17 ]}ภูเขาไฟถูกค้นพบโดย ยานอวกาศ Mariner 9ในปี 1972 และในตอนแรกเป็นที่รู้จักกันในชื่อ Alba volcanic feature ^{[ 18 ]}หรือ Arcadia Ring ^{[ 19 ]} (โดยอ้างอิงถึงวงแหวนรอยแตกบางส่วนรอบภูเขาไฟ) IAU ตั้งชื่อภูเขาไฟนี้ว่า Alba Patera ในปี 1973 ^{[ 1 ]}ภูเขาไฟนี้มักถูกเรียกว่า Alba เฉยๆ เมื่อเข้าใจบริบท

อัลบา มอนส์ ตั้งอยู่ตรงกลางที่ละติจูด40.47°N ลองจิจูด 250.4°Eในพื้นที่สี่เหลี่ยมอาร์คาเดีย (MC-3) ส่วนใหญ่ของด้านตะวันตกของภูเขาไฟตั้งอยู่ในพื้นที่สี่เหลี่ยมไดอาครีอา ที่อยู่ติดกัน (MC-2) ^{[ 1 ]}ลาวาจากภูเขาไฟสามารถพบได้ทางเหนือสุดที่ละติจูด 61°N และทางใต้สุดที่ละติจูด 26°N (ในพื้นที่สี่เหลี่ยมธาร์ซิส ทางเหนือ ) หากพิจารณาขอบนอกของลาวาเป็นฐานของภูเขาไฟ อัลบา มอนส์ จะมีขนาดทางเหนือ-ใต้ประมาณ 2,000 กม. (1,200 ไมล์) และความกว้างสูงสุด 3,000 กม. (1,900 ไมล์) ^{[ 6 ]}ครอบคลุมพื้นที่อย่างน้อย 5.7 ล้านตารางกิโลเมตร^{[ 20 ] และ}มีปริมาตรประมาณ 2.5 ล้าน^{ลูกบาศก์}กิโลเมตร^{[ 12 ]}ภูเขาไฟนี้ครอบคลุมพื้นที่ทางตอนเหนือของเนินธาร์ซิสและมีขนาดใหญ่และมีลักษณะทางธรณีวิทยาที่โดดเด่นมากจนแทบจะถือได้ว่าเป็นจังหวัดภูเขาไฟทั้งจังหวัดเลยทีเดียว^{[ 21 ] [ 22 ]}40°28′เหนือ250°24′ตะวันออก / / 40.47; 250.4

แม้ว่า Alba Mons จะมีความสูงสูงสุด 6.8 กม. (22,000 ฟุต) เหนือระดับอ้างอิงของดาวอังคารแต่ความแตกต่างของระดับความสูงระหว่างยอดเขากับภูมิประเทศโดยรอบ (ภูมิประเทศ) นั้นมากกว่ามากทางด้านเหนือของภูเขาไฟ (ประมาณ 7.1 กม. (23,000 ฟุต)) เมื่อเทียบกับด้านใต้ (ประมาณ 2.6 กม. (8,500 ฟุต)) สาเหตุของความไม่สมมาตรนี้คือ Alba ตั้งอยู่บนเส้น แบ่ง เขตระหว่างที่ราบสูงที่มีปล่องภูเขาไฟทางใต้และที่ราบต่ำทางเหนือ ที่ราบใต้ภูเขาไฟลาดเอียงไปทางทิศเหนือ^{[ 23 ]}ไปทางVastitas Borealisซึ่งมีระดับความสูงเฉลี่ยของพื้นผิว 4.5 กม. (15,000 ฟุต) ต่ำกว่าระดับอ้างอิง (-4.500 กม. (14,760 ฟุต)) ส่วนทางใต้ของ Alba Mons สร้างขึ้นบนสันเขาภูมิประเทศกว้างที่ทอดยาวจากเหนือจรดใต้ ซึ่งสอดคล้องกับภูมิประเทศที่แตกหักในยุคโนอาเคียนของCeraunius Fossae ^{[ 12 ]} (ภาพด้านซ้าย)

ขนาดและลักษณะที่ไม่สูงเด่นของอัลบาทำให้โครงสร้างนี้ยากต่อการศึกษาด้วยสายตา เนื่องจากภูมิประเทศส่วนใหญ่ของภูเขาไฟนั้นไม่สามารถมองเห็นได้ในภาพถ่ายจากวงโคจร อย่างไรก็ตาม ระหว่างปี 1997 ถึง 2001 เครื่องมือ Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) ของยาน อวกาศ Mars Global Surveyorได้ทำการวัดระดับความสูงที่แม่นยำกว่า 670 ล้านครั้ง^{[ 24 ]}ทั่วทั้งดาวเคราะห์ การใช้ข้อมูล MOLA ทำให้นักวิทยาศาสตร์ด้านดาวเคราะห์สามารถศึกษารายละเอียดปลีกย่อยของรูปร่างและภูมิประเทศ ของภูเขาไฟ ที่ไม่สามารถมองเห็นได้ในภาพจากยานอวกาศรุ่นก่อนๆ เช่นไวกิ้ง^{[ 12 ]}

ภูเขาไฟประกอบด้วยส่วนประกอบสองส่วนที่เรียงตัวเป็นวงกลมโดยประมาณ: 1) ส่วนกลางรูปทรงรีที่มีขนาดโดยประมาณ 1,500 กม. (930 ไมล์) คูณ 1,000 กม. (620 ไมล์) ล้อมรอบด้วย 2) ที่ราบลาวาขนาดใหญ่เกือบราบเรียบซึ่งทอดยาวออกไปอีกประมาณ 1,000 กม. (620 ไมล์) ส่วนกลางเป็นโครงสร้างทางภูมิประเทศหลักของภูเขาไฟ มีลักษณะเด่นคือความลาดชันที่ลดลงอย่างเห็นได้ชัดที่ขอบด้านในของที่ราบลาวา ทอดยาวไปทางทิศตะวันออกและทิศตะวันตกจากโครงสร้างส่วนกลางคือส่วนยื่นรูปพัดกว้างสองส่วน (หรือไหล่) ซึ่งทำให้ภูเขาไฟมีความยาวในทิศตะวันออก-ตะวันตก^{[ 12 ] [ 25 ]}โครงสร้างส่วนกลางมีความลาดชันมากที่สุดบนภูเขาไฟ แม้ว่าจะมีความลาดชันเพียง 1° ก็ตาม^{[ 6 ]}ยอดและด้านข้างส่วนบนของโครงสร้างถูกตัดด้วยวงแหวนบางส่วนของร่องลึกซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของระบบรอยแตก Alba และTantalus Fossaeภายในวงแหวนของร่องลึกเป็นวงแหวนที่มีความลาดชันต่ำมากและบางส่วนกลับทิศทาง^{[ 6 ]}ซึ่งก่อตัวเป็นที่ราบสูงบนยอดซึ่งมีโดมกลางขนาด 350 กม. (220 ไมล์) กว้างและมีปล่องภูเขาไฟ ซ้อนกันอยู่ด้านบน ^{[ 25 ]}ดังนั้น โครงสร้างกลางของ Alba Mons จึงมีลักษณะคล้ายภูเขาไฟรูปโล่ที่ยุบตัว ลงบางส่วน โดยมีโดมยอดขนาดเล็กกว่าตั้งอยู่ด้านบน (ภาพด้านขวา) โดมยอดมีลักษณะเอียงไปทางทิศตะวันออกอย่างชัดเจน

กลุ่มปล่องภูเขาไฟประกอบด้วยปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 170 กม. (110 ไมล์) คูณ 100 กม. (62 ไมล์) อยู่ตรงกลางของโดมยอดเขา ปล่องภูเขาไฟขนาดเล็กกว่าที่มีรูปร่างคล้ายไต (เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 65 กม. (40 ไมล์) คูณ 45 กม. (28 ไมล์)) ตั้งอยู่ทางครึ่งใต้ของปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่ ปล่องภูเขาไฟทั้งสองค่อนข้างตื้น^{[ 4 ]}โดยมีความลึกสูงสุดเพียง 1.2 กม. (3,900 ฟุต) ^{[ 7 ]}

ปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่มีขอบเขตด้านตะวันตกสุดเป็นกำแพงสูงชันรูปครึ่งวงกลมสูง 500 เมตร (1,600 ฟุต) กำแพงนี้หายไปทางด้านเหนือและด้านใต้ของปล่องภูเขาไฟ ซึ่งถูกฝังอยู่ใต้ลาวาที่ไหลมาจากปล่องภูเขาไฟขนาดเล็กที่อายุน้อยกว่า^{[ 4 ]}ปล่องภูเขาไฟขนาดเล็กมีขอบเขตโดยรอบเป็นกำแพงสูงชันที่มีความสูงแตกต่างกันไปในช่วงหลายร้อยเมตร ผนังของปล่องภูเขาไฟทั้งสองมีลักษณะเป็นหยัก แสดงให้เห็นถึงการทรุดตัวและ/หรือ การพัง ทลายของมวล หลายครั้ง ^{[ 12 ]}มีโล่หรือโดมขนาดเล็กสองแห่ง สูงหลายร้อยเมตร อยู่ภายในและติดกับปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่ โล่ภายในปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 50 กิโลเมตร (31 ไมล์) มีลักษณะเป็นวงกลมซ้อนกันที่แปลกประหลาด มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 กิโลเมตร (6.2 ไมล์) ^{[ 12 ] [ 25 ]} (ภาพด้านซ้าย)

ปล่องภูเขาไฟเกิดจากการยุบตัวหลังจากการถอนตัวและการหมดไปของห้องแมกมาหลังจากการปะทุ ขนาดของปล่องภูเขาไฟช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถอนุมานรูปทรงเรขาคณิตและความลึกของห้องแมกมาใต้ยอดภูเขาไฟได้^{[ 26 ]}ความตื้นของปล่องภูเขาไฟของอัลบาเมื่อเทียบกับที่พบในโอลิมปัส มอนส์ และภูเขาไฟ ธาร์ซิสอื่นๆ ส่วนใหญ่บ่งชี้ว่าแหล่งกักเก็บแมกมาของอัลบานั้นกว้างและตื้นกว่าของภูเขาไฟข้างเคียง^{[ 27 ]}

ส่วนใหญ่ของโครงสร้างส่วนกลางของ Alba Mons ถูกปกคลุมด้วยชั้นฝุ่นหนาประมาณ 2 เมตร (6.6 ฟุต) ^{[ 28 ] [ 29 ]}ชั้นฝุ่นนี้สามารถมองเห็นได้ในภาพความละเอียดสูงของยอดเขา (ภาพด้านขวา) ในบางจุด ฝุ่นถูกลมกัดเซาะจนเป็นรูปทรงเพรียวบางและถูกตัดด้วยดินถล่ม ขนาดเล็ก อย่างไรก็ตาม ฝุ่นบางส่วนที่แยกตัวออกมาดูเรียบเนียนและไม่ถูกลมรบกวน^{[ 30 ]}

การปกคลุมด้วยฝุ่นหนาแน่นยังแสดงให้เห็นได้จากค่าอัลเบโด (การสะท้อนแสง) สูงและความเฉื่อยทางความร้อน ต่ำ ของบริเวณนั้น ฝุ่นบนดาวอังคารมีความสว่าง (อัลเบโด > 0.27) และมีความเฉื่อยทางความร้อนต่ำเนื่องจากขนาดอนุภาคเล็ก (<40 μm (0.0016 นิ้ว)) ^{[ 28 ] [ 31 ]} (ดูพื้นผิวดาวอังคาร ) อย่างไรก็ตาม ความเฉื่อยทางความร้อนสูงและอัลเบโดต่ำกว่าบนด้านเหนือของภูเขาไฟและในพื้นที่ราบลุ่มที่อยู่ไกลออกไปทางเหนือ ซึ่งบ่งชี้ว่าส่วนเหนือของพื้นผิวของอัลบาอาจมีเปลือกแข็งทราย และหินมากกว่าส่วนอื่นๆ ของภูเขาไฟ^{[ 31 ]}

ความเฉื่อยทางความร้อนสูงยังสามารถบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของน้ำแข็งที่สัมผัสได้ แบบจำลองทางทฤษฎีของไฮโดรเจนเทียบเท่าน้ำ (WEH) จากนิวตรอนเอพิเทอร์มอลที่ตรวจพบโดย เครื่องมือ Mars Odyssey Neutron Spectrometer (MONS) ชี้ให้เห็นว่าเรโกลิธที่อยู่ใต้พื้นผิวบนด้านเหนือของอัลบาอาจมี WEH 7.6% โดยมวล^{[ 32 ]}ความเข้มข้นนี้อาจบ่งชี้ว่ามีน้ำอยู่ในรูปของน้ำแข็งที่เหลืออยู่หรือในแร่ธาตุที่มีน้ำ^{[ 33 ]}อัลบา มอนส์เป็นหนึ่งในหลายพื้นที่บนดาวเคราะห์ที่อาจมีชั้นน้ำแข็งใกล้พื้นผิวหนาที่ได้รับการอนุรักษ์ไว้จากยุคก่อนหน้า (1 ถึง 10 ล้านปีก่อน) เมื่อแกนเอียง (ความเอียง) ของดาวอังคารสูงกว่าและมีธารน้ำแข็งบนภูเขาอยู่ที่ละติจูดกลางและเขตร้อน น้ำแข็งไม่เสถียรในสถานที่เหล่านี้ภายใต้สภาวะปัจจุบันและมีแนวโน้มที่จะระเหยกลายเป็นไอในชั้นบรรยากาศ^{[ 34 ]}การคำนวณทางทฤษฎีบ่งชี้ว่าน้ำแข็งที่เหลืออยู่สามารถคงอยู่ได้ในระดับความลึกต่ำกว่า 1 เมตร หากถูกปกคลุมด้วยวัสดุที่มีค่าการสะท้อนแสงสูงและความเฉื่อยทางความร้อนต่ำ เช่น ฝุ่น^{[ 35 ]}

การกำหนดองค์ประกอบแร่ของหินที่ประกอบขึ้นเป็น Alba Mons เป็นเรื่องยากจาก การวัด สเปกตรัมการสะท้อนแสงจาก วงโคจร เนื่องจากมีฝุ่นบนพื้นผิวปกคลุมทั่วทั้งภูมิภาค อย่างไรก็ตาม สามารถอนุมานองค์ประกอบพื้นผิวในระดับโลกได้จากเครื่องวัดสเปกตรัมรังสีแกมมา (GRS) ของ Mars Odyssey เครื่องมือนี้ช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถกำหนดการกระจายตัวของ ไฮโดรเจน (H) ซิลิคอน (Si) เหล็ก (Fe) คลอรีน (Cl) ธอร์เรียม (Th) และโพแทสเซียม (K) ในใต้พื้นผิวตื้นการวิเคราะห์แบบหลายตัวแปรของข้อมูล GRS บ่งชี้ว่า Alba Mons และส่วนที่เหลือของ ภูมิภาค Tharsisเป็นของจังหวัดที่มีองค์ประกอบทางเคมีที่แตกต่างกัน โดยมีปริมาณ Si (19 wt%), Th (0.58 ppm) และ K (0.29 wt%) ค่อนข้างต่ำ แต่มีปริมาณ Cl (0.56 wt%) สูงกว่าค่าเฉลี่ยของพื้นผิวดาวอังคาร^{[ 36 ]}ปริมาณซิลิคอนต่ำบ่งชี้ถึงหินอัคนี ชนิด มาฟิกและอัลตรามาฟิก เช่นบะซอลต์และดูไนต์

อัลบา มอนส์ไม่น่าจะเป็นเป้าหมายสำหรับยานลงจอดไร้คนขับในอนาคตอันใกล้นี้ ชั้นฝุ่นหนาปกคลุมหินฐานด้านล่าง ซึ่งอาจทำให้การ เก็บตัวอย่างหิน ในพื้นที่ทำได้ยาก และลดคุณค่าทางวิทยาศาสตร์ของพื้นที่ลง นอกจากนี้ชั้นฝุ่นยังอาจทำให้เกิดปัญหาในการควบคุมการเคลื่อนที่ของยานสำรวจอย่างรุนแรง ที่น่าประหลาดใจคือ เดิมทีบริเวณยอดเขานี้ถูกพิจารณาว่าเป็นสถานที่ลงจอดสำรองที่สำคัญสำหรับ ยานลงจอด ไวกิ้ง 2เนื่องจากพื้นที่ดังกล่าวดูเรียบเนียนมากใน ภาพถ่าย ของยานมาริเนอร์ 9ที่ถ่ายในช่วงต้นทศวรรษ 1970 ^{[ 37 ]}

งานทางธรณีวิทยาเกี่ยวกับภูเขาไฟอัลบา มอนส์ ส่วนใหญ่เน้นไปที่ลักษณะทางกายภาพของลาวาที่ไหลออกมาและรูปทรงของรอยแตกที่ตัดผ่านด้านข้างของภูเขาไฟ ลักษณะพื้นผิวของภูเขาไฟ เช่น ร่องน้ำและเครือข่ายหุบเขา ก็ได้รับการศึกษาอย่างละเอียดเช่นกัน ความพยายามเหล่านี้มีเป้าหมายโดยรวมเพื่อถอดรหัสประวัติทางธรณีวิทยาของภูเขาไฟและกระบวนการทางภูเขาไฟและธรณีแปรสัณฐานที่เกี่ยวข้องกับการก่อตัวของมัน ความเข้าใจดังกล่าวสามารถให้ความกระจ่างเกี่ยวกับธรรมชาติและวิวัฒนาการของภายในดาวอังคารและประวัติศาสตร์ภูมิอากาศของดาวเคราะห์ดวงนี้ได้

อัลบา มอนส์ โดดเด่นด้วยความยาว ความหลากหลาย และลักษณะที่คมชัดของลาวาที่ไหลออกมา^{[ 37 ]}ลาวาหลายสายไหลออกมาจากยอดเขา แต่บางสายก็ดูเหมือนจะไหลออกมาจากปล่องและรอยแตกบนลาดเขาด้านล่างของภูเขาไฟ^{[ 38 ]}ลาวาแต่ละสายอาจมีความยาวเกิน 500 กิโลเมตร (310 ไมล์) ^{[ 39 ]}ลาวาที่ไหลใกล้กับปล่องภูเขาไฟบนยอดเขานั้นดูจะสั้นและแคบกว่าลาวาที่ไหลออกมาจากส่วนที่อยู่ไกลออกไปของภูเขาไฟอย่างเห็นได้ชัด^{[ 40 ]}ลาวาที่ไหลออกมาจากภูเขาไฟที่พบได้บ่อยที่สุดสองประเภทบนอัลบา มอนส์ คือ ลาวาที่ไหลเป็นแผ่น และลาวาที่ไหลออกมาจากท่อและช่องทาง

การไหลแบบแผ่น (เรียกอีกอย่างว่าการไหลแบบแผ่น^{[ 39 ]} ) ก่อตัวเป็นกลีบซ้อนทับกันหลายกลีบที่มีขอบชัน การไหลเหล่านี้มักไม่มีช่องทางตรงกลาง มีลักษณะแบนราบและโดยทั่วไปกว้างประมาณ 5 กม. (3.1 ไมล์) บนเนินเขาด้านบนของภูเขาไฟ แต่จะกว้างขึ้นมากและมีลักษณะเป็นกลีบไปทางปลายน้ำ (ปลายสุด) ^{[ 38 ]}ส่วนใหญ่ดูเหมือนจะกำเนิดขึ้นใกล้กับวงแหวนรอยแตก Alba และ Tantalus Fossae แต่ปล่องภูเขาไฟที่แท้จริงสำหรับการไหลแบบแผ่นนั้นมองไม่เห็นและอาจถูกฝังอยู่ใต้ผลิตภัณฑ์ของมันเอง^{[ 10 ]}ความหนาของการไหลได้รับการวัดสำหรับการไหลแบบแผ่นจำนวนหนึ่งโดยอิงจากข้อมูล MOLA การไหลมีความหนาตั้งแต่ 20 ม. (66 ฟุต) ถึง 130 ม. (430 ฟุต) และโดยทั่วไปจะหนาที่สุดที่ขอบปลายสุด^{[ 41 ]}

ลาวาไหลประเภทหลักที่สองบนด้านข้างของภูเขาไฟอัลบามอนส์เรียกว่าลาวาไหลแบบท่อและช่องทาง หรือลาวาไหลแบบสัน^{[ 39 ]}ลาวาเหล่านี้ก่อตัวเป็นสันเขายาวคดเคี้ยวที่แผ่กระจายออกไปจากบริเวณตอนกลางของภูเขาไฟ โดยทั่วไปมีความกว้าง 5 กม. (3.1 ไมล์) ถึง 10 กม. (6.2 ไมล์) สันเขาแต่ละแห่งอาจมีช่องทางที่ไม่ต่อเนื่องหรือแนวหลุมที่วิ่งไปตามสันเขา ลาวาไหลแบบท่อและช่องทางมีความโดดเด่นเป็นพิเศษบนด้านตะวันตกของภูเขาไฟ ซึ่งสามารถติดตามสันเขาแต่ละแห่งได้เป็นระยะทางหลายร้อยกิโลเมตร ต้นกำเนิดของสันเขายังไม่แน่นอน อาจเกิดจากการสะสมของลาวาที่แข็งตัวอย่างต่อเนื่องที่ปากช่องทางหรือท่อ โดยลาวาที่ไหลแต่ละครั้งจะเพิ่มความยาวของสันเขา^{[ 42 ]}

นอกจากกระแสลาวาหลักสองประเภทแล้ว ยังมีกระแสลาวาที่ไม่สามารถจำแนกประเภทได้อีกมากมายอยู่รอบๆ อัลบา มอนส์ ซึ่งเสื่อมสภาพเกินกว่าจะระบุลักษณะได้ หรือมีลักษณะผสมผสาน สันเขายอดราบที่มีขอบไม่ชัดเจนและพื้นผิวขรุขระ^{[ 10 ] [ 37 ]}ซึ่งตีความว่าเป็นกระแสลาวา พบได้ทั่วไปตามลาดเขาด้านล่างของอัลบา และมีลักษณะไม่คมชัดเมื่อระยะห่างจากตัวภูเขาไฟเพิ่มขึ้น^{[ 12 ]}ในภาพความละเอียดสูง กระแสลาวาจำนวนมากบนลาดเขาด้านบนของภูเขาไฟ ซึ่งเดิมทีถูกจัดประเภทเป็นกระแสลาวาแผ่น มีช่องกลางที่มีสันเขาคล้ายคันดิน^{[ 43 ]}

ลักษณะทางสัณฐานวิทยาของลาวาที่ไหลสามารถบ่งชี้คุณสมบัติของลาวาเมื่อหลอมเหลวได้ เช่นความหนืดและปริมาตรการไหล คุณสมบัติเหล่านี้ร่วมกันสามารถให้เบาะแสเกี่ยวกับองค์ประกอบของลาวาและอัตราการปะทุได้^{[ 37 ]}ตัวอย่างเช่น ท่อลาวาบนโลกจะก่อตัวขึ้นเฉพาะในลาวาที่มีองค์ประกอบ เป็น หินบะซอ ลต์เท่านั้น ลาวาที่มี ซิลิกาสูง เช่นแอนเดไซต์มีความหนืดสูงเกินไปที่จะก่อตัวเป็นท่อได้^{[ 10 ]}การวิเคราะห์เชิงปริมาณเบื้องต้นของลาวาที่ไหลของอัลบา^{[ 38 ]}บ่งชี้ว่าลาวามีความแข็งแรงและความหนืด ต่ำ และปะทุขึ้นในอัตราที่สูงมาก โปรไฟล์ที่ต่ำผิดปกติของอัลบาทำให้บางคนเชื่อว่าลาวาที่มีความเหลวสูงมากมีส่วนเกี่ยวข้องในการก่อตัวของภูเขาไฟ บางทีอาจเป็นโคมาไทต์ซึ่งเป็น ลาวา อัลตรามาฟิก ดั้งเดิม ที่ก่อตัวขึ้นที่อุณหภูมิสูงมาก^{[ 4 ]}อย่างไรก็ตาม งานวิจัยล่าสุดเกี่ยวกับการไหลของลาวาที่ไหลผ่านท่อและช่องทางแสดงให้เห็นว่าความหนืดของลาวาอยู่ในช่วงของหินบะซอลต์ทั่วไป (ระหว่าง 100 ถึง 1 ล้าน Pa s ⁻¹ ) ^{[ 44 ]}อัตราการไหลที่คำนวณได้ยังต่ำกว่าที่คิดไว้แต่เดิม โดยอยู่ในช่วง 10 ถึง 1.3 ล้าน m ³ต่อวินาที ช่วงอัตราการปะทุที่ต่ำกว่าของ Alba Mons อยู่ในช่วงของการไหลของลาวาบนบกที่สูงที่สุด เช่นMauna Loaใน ปี 1984 ทางตอนเหนือของควีนส์แลนด์ ( จังหวัด McBride ) และ หินบะซอลต์ แม่น้ำโคลัมเบียช่วงที่สูงที่สุดนั้นสูงกว่าอัตราการไหลของลาวาจากภูเขาไฟบนบกใดๆ หลายลำดับ^{[ 43 ]}

ตั้งแต่ปลายทศวรรษ 1980 นักวิจัยบางคนสงสัยว่าการปะทุของภูเขาไฟอัลบา มอนส์นั้นรวมถึงไพโรคลาสติก จำนวนมาก (และด้วยเหตุนี้จึงมีกิจกรรมระเบิด) ในช่วงเริ่มต้นของการพัฒนา หลักฐานนี้มาจากการมีอยู่ของเครือข่ายหุบเขาจำนวนมากบนเนินเขาทางเหนือของภูเขาไฟ ซึ่งดูเหมือนว่าจะถูกกัดเซาะโดยน้ำไหล (ดูด้านล่าง) หลักฐานนี้ประกอบกับ ข้อมูล ความเฉื่อยทางความร้อนซึ่งบ่งชี้ว่าพื้นผิวส่วนใหญ่ประกอบด้วยวัสดุที่มีเม็ดละเอียด ชี้ให้เห็นว่ามีวัสดุที่สึกกร่อนได้ง่าย เช่น เถ้าภูเขาไฟ อยู่ด้วย นอกจากนี้ รูปทรงที่ต่ำมากของภูเขาไฟยังสามารถอธิบายได้ง่ายขึ้นหากโครงสร้างของภูเขาไฟส่วนใหญ่สร้างขึ้นจากตะกอนการไหลของไพโรคลาสติก ( อิกนิมไบรต์ ) ^{[ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]}

ข้อมูลล่าสุดจาก ยานอวกาศ Mars Global SurveyorและMars Odysseyแสดงให้เห็นว่าไม่มีหลักฐานเฉพาะเจาะจงว่าเคยเกิดการระเบิดขึ้นที่ Alba Mons คำอธิบายทางเลือกสำหรับเครือข่ายหุบเขาทางด้านเหนือของภูเขาไฟคือเกิดจากการกัดเซาะหรือการละลายของฝุ่นที่มีน้ำแข็งเป็นองค์ประกอบหลักซึ่งสะสมอยู่ในช่วงยุคน้ำแข็งอเมซอน เมื่อไม่นานมานี้ ^{[ 12 ] [ 48 ]}

โดยสรุป การวิเคราะห์ทางธรณีวิทยาในปัจจุบันของ Alba Mons ชี้ให้เห็นว่าภูเขาไฟถูกสร้างขึ้นโดยลาวาที่มีคุณสมบัติทางรีโอโลยีคล้ายกับหินบะซอลต์ [ ^{49 ] หาก}เกิดกิจกรรมระเบิดในช่วงแรกขึ้นที่ Alba Mons หลักฐาน (ในรูปของเถ้าถ่านที่สะสมอยู่เป็นจำนวนมาก) ส่วนใหญ่จะถูกฝังอยู่ใต้ลาวาบะซอลต์ที่อายุน้อยกว่า^{[ 12 ]}

ระบบรอยแตกขนาดใหญ่ที่ล้อมรอบอัลบามอนส์อาจเป็นลักษณะเด่นที่สุดของภูเขาไฟ^{[ 6 ]}รอยแตกเหล่านี้เป็นลักษณะทางธรณีวิทยา ที่บ่งบอกถึง ความเครียดในชั้นหินแข็งของดาวเคราะห์รอย แตก เหล่านี้เกิดขึ้นเมื่อความเครียดเกินกำลังรับแรงดึงของหิน ส่งผลให้วัสดุบนพื้นผิวเสียรูป โดยทั่วไป การเสียรูปนี้จะปรากฏให้เห็นเป็นการเลื่อนบนรอยเลื่อนที่สามารถมองเห็นได้ในภาพจากวงโคจร^{[ 51 ]}

ลักษณะทางธรณีวิทยาของอัลบาส่วนใหญ่เป็นแบบการขยายตัว^{[ 52 ]}ซึ่งประกอบด้วยรอยเลื่อน ปกติ ร่องลึกและ รอยแตก จากแรงดึงลักษณะการขยายตัวที่พบได้บ่อยที่สุดบนอัลบามอนส์ (และบนดาวอังคารโดยทั่วไป) คือร่องลึก แบบง่าย ร่องลึกเป็นร่องยาวแคบที่ถูกล้อมรอบด้วยรอยเลื่อนปกติสองรอยที่หันเข้าด้านใน ซึ่งล้อมรอบบล็อกเปลือกโลกที่ทรุดตัวลง (ดังภาพด้านขวา) อัลบาอาจมีร่องลึกแบบง่ายที่เห็นได้ชัดเจนที่สุดบนดาวเคราะห์ทั้งดวง^{[ 53 ]}ร่องลึกของอัลบามีความยาวถึง 1,000 กม. (620 ไมล์) และมีความกว้างประมาณ 2 กม. (1.2 ไมล์) ถึง 10 กม. (6.2 ไมล์) โดยมีความลึก 100 ม. (330 ฟุต) ถึง 350 ม. (1,150 ฟุต) ^{[ 54 ]}

รอยแตกที่เกิดจากแรงดึง (หรือรอยต่อ ) เป็นลักษณะที่เกิดจากการขยายตัวเมื่อเปลือกโลกถูกดึงแยกออกจากกันโดยไม่มีการเลื่อนอย่างมีนัยสำคัญระหว่างมวลหินที่แยกออกจากกัน ในทางทฤษฎีแล้ว รอยแตกเหล่านี้ควรปรากฏเป็นรอยแยกที่ลึกและมีรูปทรงตัววีที่คมชัด แต่ในทางปฏิบัติมักยากที่จะแยกแยะออกจากร่องลึก เนื่องจากภายในรอยแตกจะเต็มไปด้วยเศษหินจากผนังโดยรอบอย่างรวดเร็ว ทำให้เกิดพื้นราบคล้ายร่องลึก^{[ 53 ]}กลุ่มหลุมอุกกาบาต(catenae) ซึ่งพบได้ทั่วไปในร่องลึกหลายแห่งบนเนินเขาของ Alba อาจเป็นปรากฏการณ์บนพื้นผิวของรอยแตกที่เกิดจากแรงดึงลึกซึ่งวัสดุบนพื้นผิวได้ไหลลงไป^{[ 51 ]}

ร่องลึกและรอยแตกบริเวณรอบภูเขาไฟอัลบา (ต่อไปนี้จะเรียกว่ารอยเลื่อน เว้นแต่จะระบุไว้เป็นอย่างอื่น) เกิดขึ้นเป็นกลุ่มๆ ซึ่งมีชื่อเรียกแตกต่างกันไปตามตำแหน่งที่สัมพันธ์กับศูนย์กลางของอัลบา^{[ 51 ]}ทางใต้ของภูเขาไฟเป็นพื้นที่กว้างใหญ่ที่มีรอยแตกจำนวนมาก เรียกว่าCeraunius Fossaeซึ่งประกอบด้วยแนวรอยเลื่อนแคบๆ ที่ขนานกันในแนวเหนือ-ใต้ รอยเลื่อนเหล่านี้แยกออกไปรอบๆ ด้านข้างของภูเขาไฟ ก่อตัวเป็นวงแหวนที่ไม่สมบูรณ์ มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 500 กม. (310 ไมล์) ^{[ 6 ]}ชุดของรอยเลื่อนบนด้านตะวันตกของอัลบาเรียกว่า Alba Fossae และชุดบนด้านตะวันออกเรียกว่าTantalus Fossaeทางเหนือของภูเขาไฟ รอยเลื่อนจะแผ่ออกไปในทิศตะวันออกเฉียงเหนือเป็นระยะทางหลายร้อยกิโลเมตร รูปแบบของรอยเลื่อนที่โค้งไปรอบๆ ด้านข้างของอัลบา มีลักษณะคล้ายกับลายไม้ที่วิ่งผ่านปม^{[ 55 ]}ระบบรอยเลื่อน Ceraunius-Alba-Tantalus ทั้งหมดมีความยาวอย่างน้อย 3,000 กม. (1,900 ไมล์) และกว้าง 900 กม. (560 ไมล์) ถึง 1,000 กม. (620 ไมล์) ^{[ 56 ]}

มีการเสนอสาเหตุหลายประการสำหรับรอยแตก รวมถึงความเค้นระดับภูมิภาคที่เกิดจากการโป่งของธาร์ซิส แนวหินอัคนี และการรับน้ำหนักของเปลือกโลกโดยอัลบา มอนส์เอง^{[ 6 ]}รอยแตกของเซราเนียสและแทนทาลัส ฟอสเซ่ อยู่ในแนวรัศมีโดยประมาณจากศูนย์กลางของธาร์ซิสและน่าจะเป็นการตอบสนองของเปลือกโลกต่อน้ำหนักที่หย่อนคล้อยของการโป่งของธาร์ซิส รอยแตกที่ล้อมรอบบริเวณยอดเขาของอัลบาอาจเกิดจากการรวมกันของการรับน้ำหนักจากโครงสร้างของอัลบาและการยกตัวของแมกมาหรือการแทรกตัวจากเนื้อโลกด้านล่าง^{[ 52 ] [ 54 ]}รอยแตกบางส่วนน่าจะเป็นการแสดงออกบนพื้นผิวของกลุ่มแนวหินอัคนีขนาดมหึมาที่อยู่ในแนวรัศมีของธาร์ซิส^{[ 57 ] [ 58 ]}ภาพจาก High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) บนยานสำรวจดาวอังคาร Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) แสดงให้เห็นแนวหลุมอุกกาบาตที่ไม่มีขอบในCyane Fossaeบนด้านตะวันตกของ Alba (ภาพด้านขวา) หลุมเหล่านี้น่าจะเกิดจากการยุบตัวของวัสดุบนพื้นผิวเข้าไปในรอยแตกเปิดที่เกิดจากการแทรกซึมของแมกมาเข้าไปในหินใต้พื้นผิวเพื่อก่อตัวเป็นแนวหิน^{[ 59 ]}

ลาดเขาทางเหนือของ Alba Mons มีระบบช่องทางน้ำแตกแขนงหรือเครือข่ายหุบเขา จำนวนมาก ซึ่งดูคล้ายกับลักษณะการระบายน้ำที่เกิดจากน้ำฝนบนโลก เครือข่ายหุบเขาของ Alba ถูกระบุใน ภาพถ่ายจาก Mariner 9และVikingในช่วงทศวรรษ 1970 และต้นกำเนิดของมันเป็นหัวข้อของการวิจัยดาวอังคารมานานแล้ว เครือข่ายหุบเขาพบได้ทั่วไปใน ที่ราบสูงทางใต้ของดาวอังคาร ที่มีอายุในยุคโนอาเคียน แต่ก็พบได้บนด้านข้างของภูเขาไฟขนาดใหญ่บางแห่งด้วย เครือข่ายหุบเขาบน Alba Mons มีอายุ ใน ยุคอเมซอนซึ่งอายุน้อยกว่าเครือข่ายส่วนใหญ่ในที่ราบสูงทางใต้มาก ข้อเท็จจริงนี้ก่อให้เกิดปัญหาสำหรับนักวิจัยที่เสนอว่าเครือข่ายหุบเขาถูกกัดเซาะโดยน้ำฝนที่ไหลบ่าในช่วงต้นของประวัติศาสตร์ดาวอังคารที่อบอุ่นและชื้น^{[ 60 ]}หากสภาพภูมิอากาศเปลี่ยนไปเมื่อหลายพันล้านปีก่อนจนกลายเป็นดาวอังคารที่หนาวเย็นและแห้งแล้ง ในปัจจุบัน (ซึ่งเป็นไปไม่ได้ที่จะมีฝนตก) จะอธิบายหุบเขาที่อายุน้อยกว่าบน Alba Mons ได้อย่างไร เครือข่ายหุบเขาของ Alba ก่อตัวแตกต่างจากในที่ราบสูงหรือไม่ และถ้าเป็นเช่นนั้น อย่างไร เหตุใดหุบเขาบน Alba Mons จึงส่วนใหญ่อยู่ทางด้านทิศเหนือของภูเขาไฟ? คำถามเหล่านี้ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่^{[ 61 ]}

จาก ภาพถ่าย ไวกิ้งความคล้ายคลึงกันของเครือข่ายหุบเขาบนยอดเขาอัลบากับหุบเขาที่เกิดจาก น้ำฝนบนโลกนั้นค่อนข้างน่าทึ่ง เครือข่ายหุบเขามีลักษณะเป็นเนื้อละเอียด ขนานกับรูปแบบกิ่งก้านสาขาโดยมีหุบเขาสาขาที่ผสานรวมกันอย่างดี และมีความหนาแน่นของการระบายน้ำ ที่เทียบได้กับ ภูเขาไฟฮาวายบนโลก^{[ 11 ] [ 62 ]}อย่างไรก็ตาม ภาพสามมิติจากกล้องสเตอริโอความละเอียดสูง (HRSC) บน ยานสำรวจ ดาวอังคารเอ็กซ์เพรส ของยุโรป แสดงให้เห็นว่าหุบเขานั้นค่อนข้างตื้น (30 เมตร (98 ฟุต) หรือน้อยกว่า) และมีลักษณะคล้ายร่องน้ำหรือร่องลึกจากการกัดเซาะจากน้ำไหลบ่าเป็นระยะๆ มากกว่าหุบเขาที่เกิดจากการกัดเซาะอย่างต่อเนื่อง^{[ 63 ]}ดูเหมือนว่าหุบเขาบนเขาอัลบาจะเกิดขึ้นจากกระบวนการกัดเซาะชั่วคราว ซึ่งอาจเกี่ยวข้องกับการละลายของหิมะหรือน้ำแข็งในช่วงที่มีกิจกรรมภูเขาไฟ^{[ 63 ] [ 64 ]}หรือการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศโลกในช่วงเวลาสั้นๆ^{[ 12 ]} (ดูลักษณะพื้นผิวข้างต้น) ยังไม่แน่ชัดว่าวัสดุที่ถูกกัดเซาะนั้นเป็นฝุ่นที่มีน้ำแข็งเป็นองค์ประกอบหลักหรือเถ้าภูเขาไฟ ที่เปราะบาง

การไหลของลาวาและรอยแตกที่ได้รับการอนุรักษ์ไว้อย่างดีของอัลบาเป็นบันทึกทางธรณีวิทยาภาพถ่ายที่ยอดเยี่ยมเกี่ยวกับการวิวัฒนาการของภูเขาไฟ การใช้การนับปล่องภูเขาไฟและหลักการพื้นฐานของธรณีวิทยาชั้นหินเช่น ความสัมพันธ์ ของการซ้อนทับและการตัดขวางนักธรณีวิทยาสามารถสร้างประวัติทางธรณีวิทยาและธรณีแปรสัณฐานของอัลบาขึ้นมาใหม่ได้มาก กิจกรรมภูเขาไฟส่วนใหญ่ที่ก่อตัวขึ้นที่อัลบาเชื่อว่าเกิดขึ้นภายในช่วงเวลาสั้นๆ (ประมาณ 400 ล้านปี) ของประวัติศาสตร์ดาวอังคาร ซึ่งส่วนใหญ่ครอบคลุมช่วงปลายยุคเฮสเปเรียนถึงต้นยุคอเมซอน การเกิดรอยแตกและการก่อตัวของร่องลึกในภูมิภาคนี้เกิดขึ้นในสองช่วงแรก: ช่วงหนึ่งเกิดขึ้นก่อนและอีกช่วงหนึ่งเกิดขึ้นพร้อมกับการก่อตัวของภูเขาไฟ การก่อตัวของร่องลึกสองช่วงหลังเกิดขึ้นหลังจากกิจกรรมภูเขาไฟส่วนใหญ่สิ้นสุดลงแล้ว^{[ 22 ]}

จากภาพถ่ายของยานสำรวจไวกิ้ง วัสดุภูเขาไฟที่เกี่ยวข้องกับการก่อตัวและวิวัฒนาการของภูเขาไฟได้ถูกจัดกลุ่มเป็นชั้นหิน อัลบาพาเตรา ซึ่งประกอบด้วยชั้นล่าง ชั้นกลาง และชั้นบน^{[ 12 ] [ 65 ]}ชั้นที่อยู่ต่ำกว่าในลำดับชั้นทางธรณีวิทยาจะมีอายุมากกว่าชั้นที่อยู่ด้านบน ตามกฎการซ้อนทับของสเต โน

หน่วยที่เก่าแก่ที่สุด (ส่วนล่าง) สอดคล้องกับลานลาวาที่กว้างใหญ่ซึ่งล้อมรอบโครงสร้างภูเขาไฟอัลบามอนส์ หน่วยนี้มีลักษณะเป็นสันเขาเตี้ยๆ ยอดแบนที่ก่อตัวเป็นรูปแบบรัศมีที่ทอดยาวหลายร้อยกิโลเมตรไปทางทิศตะวันตก ทิศเหนือ และทิศตะวันออกเฉียงเหนือของโครงสร้างหลัก สันเขาเหล่านี้ถูกตีความว่าเป็นลาวาไหล^{[ 65 ]}แม้ว่าขอบของลาวาไหลจะเสื่อมสภาพและยากที่จะกำหนดขอบเขตได้แล้วก็ตาม ลาวาไหลกว้างที่มีสันเขายอดแบนเป็นลักษณะเฉพาะของจังหวัดลาวาไหลบนโลก (เช่นหินบะซอลต์แม่น้ำโคลัมเบีย ) ที่ก่อตัวขึ้นในอัตราการปะทุที่สูง^{[ 66 ]}ดังนั้น ระยะแรกสุดของกิจกรรมภูเขาไฟที่อัลบามอนส์น่าจะเกี่ยวข้องกับการปะทุของลาวาที่มีความหนืดต่ำจำนวนมากที่ก่อตัวเป็นลานลาวาที่กว้างและแบนของภูเขาไฟ การไหลของลาวาจากหน่วยแอ่งลาวาครอบคลุมขอบเขตระหว่างยุคเฮสเปเรียนตอนต้นและยุคเฮสเปเรียนตอนปลาย โดยปะทุขึ้นเมื่อประมาณ 3700 ถึง 3500 ล้านปีก่อน^{[ 12 ] [ 14 ]}

หน่วยกลางซึ่งมีอายุในยุคอเมซอนตอนต้น ประกอบขึ้นเป็นด้านข้างของโครงสร้างหลักของอัลบา และบันทึกช่วงเวลาที่มีกิจกรรมการปะทุที่เน้นมากขึ้น ซึ่งประกอบด้วยการไหลแบบท่อและช่องทางยาว การแพร่กระจายของภูเขาไฟเกิดขึ้นในทิศทางเหนือ ทำให้เกิดกลีบสองข้าง (ดูOlympus MonsและTharsisสำหรับการอภิปรายเกี่ยวกับการแพร่กระจายของภูเขาไฟบนดาวอังคาร) การเกิดรอยแตกและการก่อตัวของร่องลึกที่อัลบาและแทนทาลัสฟอสเซเกิดขึ้นพร้อมๆ กับการไหลของลาวา กิจกรรมระเบิดในช่วงต้นบนภูเขาไฟอาจเกิดขึ้นในช่วงจุดสูงสุดของระยะกลางของกิจกรรมนี้ ซึ่งสิ้นสุดลงเมื่อประมาณ 3400 ล้านปีก่อน^{[ 12 ] [ 14 ] [ 67 ]}

หน่วยที่อายุน้อยที่สุด ซึ่งก็คือยุคอเมซอนตอนต้น ครอบคลุมที่ราบสูงยอดเขา โดม และปล่องภูเขาไฟ ช่วงกิจกรรมนี้มีลักษณะเฉพาะคือการไหลของแผ่นลาวาที่มีความยาวค่อนข้างสั้น และการก่อตัวของโดมยอดเขาและปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่ ระยะนี้สิ้นสุดลงด้วยการเอียงไปทางทิศตะวันออกของโดมยอดเขา ซึ่งอาจเริ่มต้นการก่อตัวของร่องลึกเพิ่มเติมใน Alba Fossae ลักษณะทางภูเขาไฟสุดท้ายที่ก่อตัวขึ้นคือโล่ขนาดเล็กและปล่องภูเขาไฟที่ยอดเขา ต่อมาอีกนาน ระหว่างประมาณ 1,000 ถึง 500 ล้านปีก่อน ได้เกิดขั้นตอนสุดท้ายของการเกิดรอยแตก ซึ่งอาจเกี่ยวข้องกับการวางตัวของหินอัคนีและการก่อตัวของปล่องภูเขาไฟแบบหลุม^{[ 12 ] [ 14 ] [ 67 ]}

การจำแนกประเภทของภูเขาไฟอัลบา มอนส์ยังไม่แน่นอน นักวิจัยบางคนอธิบายว่าเป็นภูเขาไฟรูปโล่ [ ^{12 ] [ 52 ]}บางคนอธิบายว่าเป็นแพเทราในที่ราบต่ำ^{[ 68 ]} (ตรงข้ามกับแพเทราบนที่สูง ซึ่งเป็นภูเขาไฟโบราณที่ราบต่ำที่มีเถ้าภูเขาไฟเป็นร่องลึกตั้งอยู่ในที่ราบสูงทางตอนใต้ ^ของดาวอังคาร) และบางคนก็ถือว่าเป็นโครงสร้างภูเขาไฟที่ไม่เหมือนใครบนดาวอังคาร^{[ 6 ] [ 10 ]} นักวิจัยบางคนเปรียบเทียบอัลบา มอนส์กับ โครงสร้าง โคโรนาบนดาวศุกร์[ ^{69 ] [ 70 ] อั}ลบา มอนส์มีลักษณะบางอย่างร่วมกับ โครงสร้างภูเขาไฟ ซิร์ติส เมเจอร์ (ดูการเกิดภูเขาไฟบนดาวอังคาร ) ภูเขาไฟทั้งสอง มีอายุในยุค เฮสเปเรียนครอบคลุมพื้นที่ขนาดใหญ่ มีความสูงต่ำมาก และมีแอ่งภูเขาไฟตื้นขนาดใหญ่ นอกจากนี้ เช่นเดียวกับอัลบา ซิร์ติส เมเจอร์ยังแสดงให้เห็นถึงการไหลของลาวาที่ไหลผ่านท่อและช่องทางที่มีสัน^{[ 71 ]}เนื่องจาก Alba Mons ตั้งอยู่ตรงข้ามกับแอ่งอุกกาบาต Hellas นักวิจัยบางคนจึงสันนิษฐานว่าการก่อตัวของภูเขาไฟอาจเกี่ยวข้องกับการอ่อนตัวของเปลือกโลกจากผลกระทบของอุกกาบาต Hellas ซึ่งก่อให้เกิดคลื่นแผ่นดินไหว รุนแรง ที่พุ่งเป้าไปที่ด้านตรงข้ามของโลก^{[ 72 ] [ 73 ] [ 74 ]}

• ภูมิศาสตร์ของดาวอังคาร
• ธรณีวิทยาของดาวอังคาร
• รายชื่อภูเขาบนดาวอังคารเรียงตามความสูง
• เทือกเขาทามู
• การเกิดภูเขาไฟบนดาวอังคาร

• บอยซ์, โจเซฟ, เอ็ม. (2008). หนังสือเกี่ยวกับดาวอังคารของสถาบันสมิธโซเนียน;โคเนคกี้ แอนด์ โคเนคกี้: โอลด์เซย์บรูค, คอนเนตทิคัต, ISBN 978-1-58834-074-0
• คาร์, ไมเคิล, เอช. (2006). พื้นผิวของดาวอังคาร;สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์: เคมบริดจ์ สหราชอาณาจักรISBN 978-0-521-87201-0.
• แคตเตอร์โมล, ปีเตอร์, เจ. (2001). ดาวอังคาร: ปริศนาที่คลี่คลาย;สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซ์ฟอร์ด: ออกซ์ฟอร์ด, สหราชอาณาจักร, ISBN 978-0-19-521726-1.
• แฟรงเคิล, ชาร์ลส์ (2005). โลกที่ลุกเป็นไฟ: ภูเขาไฟบนโลก ดวงจันทร์ ดาวอังคาร ดาวศุกร์ และไอโอ;สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์: เคมบริดจ์ สหราชอาณาจักรISBN 978-0-521-80393-9.
• ฮาร์ทมันน์, วิลเลียม เค. (2003). คู่มือการเดินทางสู่ดาวอังคาร: ภูมิประเทศลึกลับของดาวเคราะห์สีแดง;เวิร์คแมน: นิวยอร์ก, ISBN 0-7611-2606-6.
• มอร์ตัน, โอลิเวอร์ (2003). การทำแผนที่ดาวอังคาร: วิทยาศาสตร์ จินตนาการ และการกำเนิดของโลก;พิคาดอร์: นิวยอร์ก, ISBN 0-312-42261-X.

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับอัลบา มอนส์

• ภาพถ่ายภูเขาอัลบรามอนส์ในบริบทที่ทอดยาวจากขั้วโลกเหนือลงมา ถ่ายโดยยานมาร์สเอ็กซ์เพรสในปี 2017