Der größte bekannte Vulkan des Sonnensystems befindet sich auf dem Mars und trägt den passenden Namen Olympus Mons. An seiner Basis erstreckt sich der mächtige Schildvulkan über 550 Kilometer, was etwa der Entfernung von Mannheim nach Berlin entspricht. Er überragt seine Umgebung um bis zu 27 Kilometer. Olympus Mons wurde auf den Aufnahmen der US-amerikanischen Raumsonde Mariner 9 im Jahr 1972 entdeckt, als diese den Mars erstmals vollständig kartierte.

Olympus Mons bildete sich durch Ausbrüche dünnflüssiger Basaltlava, die immer aus dem gleichen Gebiet hervorbrachen und nach und nach das mächtige Vulkangebäude aufschichteten. Man vermutet, dass Olympus Mons vor mindestens zwei Milliarden Jahren entstand und möglicherweise noch immer gelegentlich aktiv ist. Dafür sprechen die wenigen Einschlagkrater auf seinen Flanken, die ein geringes geologisches Alter belegen.

Betrachtet man die Gestalt von Olympus Mons genauer, so fällt auf, dass der Vulkan nicht kreisförmig ist. In Richtung Südosten nach Nordwesten ist er etwas breiter, in Richtung Südwesten nach Nordosten schmaler. Die beiden Geologen Patrick J. McGovern und Julia K. Morgan vom Lunar and Planetary Institute in Houston (Texas) untersuchten nun seine Form genauer.

Die unsymmetrische Form von Olympus Mons ist auf Verwerfungen im Vulkangebäude zurückzuführen, wobei Ausdehnung und Kompression im jeweiligen Sektor vorherrschen. Die Grundform des Vulkangebäudes zeichnet sich durch eine abnehmende Hangneigung aus, je weiter man sich vom Gipfelkrater entfernt. Die Form erinnert ein wenig an ein Zelt, dass nur von einer einzelnen Stange in der Mitte gehalten wird.

Um die Entstehung der charakteristischen Form von Olympus Mons zu verstehen, erstellten McGovern und Morgan Computersimulationen. Dabei modellierten sie den Berg als eine Ansammlung von Partikeln, die aneinander vorbeigleiten und sich dabei reiben. Die Bewegungen werden durch das Gewicht anderer Partikel und der zugewiesenen Reibungskräfte bestimmt.

Dabei stellten die beiden Geologen fest, dass unter den vulkanischen Ablagerungen von Olympus Mons eine Zone mit geringer Reibung existieren muss. Sie könnte beispielsweise aus wasserhaltigen Sedimenten bestehen, und je nach Gehalt an flüchtigen Stoffen wird das seitlich gerichtete Gleitverhalten des Basismaterials beeinflusst.

Unter der Annahme, dass die Reibung vom Zentrum des Vulkans zu seinen Rändern hin abnimmt, lässt sich die "Zeltform" von Olympus Mons erklären. Nimmt dabei die Reibung von Südost nach Nordwesten hin ab, so ergibt sich die asymmetrische Form des Vulkans.

Als Gleitflächen vermuten die Forscher unter Olympus Mons tonmineralhaltige Sedimente, die mit Porenwasser aufgefüllt sind. Diese Sedimentschichten sind nach Nordwesten hin dicker, so dass sich der Berg leichter in dieser Richtung ausdehnen konnte. Auf derartige Sedimente ist die europäische Raumsonde Mars Express im weiteren Umfeld von Olympus Mons bereits gestoßen.

Solche Sedimentablagerungen könnten zusammen mit vulkanischer Wärme durchaus geeignete Lebensräume bieten. Allerdings gelang es noch nicht, mit einer Raumsonde auch nur schwache vulkanische Aktivivät, wie etwa heiße Quellen oder Gasaustritte auf Olympus Mons festzustellen. Immerhin finden sich aber an seinen Flanken kleinere Regionen, die weniger als zwei Millionen Jahre alt sein dürften, und von den Geologen daher als "rezent" bezeichnet werden.

Tilmann Althaus