Mars - den røde planet

En introduktion til Mars

Mars er en kold og tør planet med en tynd atmosfære af hovedsageligt CO2. Den gennemsnitlige overfladetemperatur er -63°C og nattemperaturerne kan være så lave som -110°C. Det atmosfæriske tryk ved overfladen er kun cirka 7 hPa, hvilket er mindre end 1% af overfladetrykket på Jorden.

Da Mars-atmosfæren er så tynd, forhindrer den ikke at meteoritter når overfladen, og da der ikke er nogen større geologisk aktivitet, som fx jordskælv, som ville slette nedslagskratere, er der mange kratere på overfladen af Mars. På grund af den tynde atmosfære har mikrometeoritter en større chance for at nå helt ned til overfladen end på Jorden, hvor de fleste brænder op i atmosfæren. Flere store vulkaner findes også på overfladen af Mars sammen med den store canyon Valles Marineris. Mars’ atmosfære mangler ozon, hvilket betyder, at det meste af UV-strålingen fra Solen når overfladen.

Flydende vand kan ikke eksistere på overfladen af Mars

Udforskningen af ​​Mars er fokuseret på en opklaring af vandets historie, da vand menes at være nødvendigt for livets oprindelse og udvikling, og fordi vand vil være en nøgleressource for fremtidige bemandede missioner til planeten.

Overfladetrykket på Mars varierer meget i forhold til overfladetrykket på Jorden. Denne variation skyldes dels Mars' høje bakker og dybe dale, dels at en del af atmosfæren kondenseres skiftevis på de nordlige og sydlige polære lagdelte aflejringer, når vinteren bevæger sig fra den nordlige til den sydlige halvkugle og tilbage.

Lufttrykket på Mars er under vands t, hvilket betyder, at vand ved overfladen kun kan eksistere som is eller damp, ikke som væske.

I dag er vand til stede på Mars mest i form af is ved polarkapperne og i undergrunden. I 2001 viste observationer fra gammastrålespektrometeret på Mars Odyssey Orbiter store mængder hydrogen (brint) i den øverste meter i de nordlige arktiske sletter. Denne hydrogen var hovedårsagen til, at Phoenix-missionen i 2008 landede på sletten Vastitas Borialis mindre end 1000 km fra Nordpolen.

Landeren leverede afgørende bevis for tilstedeværelsen af ​​vand-is i undergrunden ved at måle smelte- og kogepunkter for boreprøver i en lille ovn.

En United Launch Alliance Atlas V 541 Raket, der medbragte NASAs Mars Perseverance Rover, lettede fra Space Launch Complex 41 ved Cape Canaveral Air Force Station den 30. juli 2020 kl. 7:50 EDT. Kredit: NASA's Kennedy Space Center

 Endelig synes vand at have spillet en rolle i udviklingen af ​​overfladen og atmosfæren på Mars, som det har gjort på Jorden. Ved at studere Mars kan vi lære meget om udviklingen af ​​vores egen planet både i fortiden og i fremtiden.

Mars 2020 missionen

Forskere i Mars-gruppen på Niels Bohr Institutet udviklede en farvereference til hovedkameraet, Mastcam-Z på NASA’s seneste Marsmission opsendt i 2020 med robotbilen Perseverance.

Køretøjet, eller roveren, som den også hedder, har adskillige kameraer installeret, men de atmosfæriske forhold på Mars ændrer på lysintensiteten så de farver, der optages, afhænger af tidspunktet for optagelserne og af indholdet af støv i atmosfæren. Derfor optager kameraerne billeder af en reference til at sammenligne eller kalibrere billederne efter.

Denne reference er udviklet og fremstillet i et samarbejde mellem forskerne, værkstedet på Niels Bohr Institutet og lokale virksomheder.

I samarbejde med teamet i USA, er mottoet og de piktogrammer, der kan ses på Niels Bohr Institutets target blevet til. Der står en pind i midten som kaster skygge, ligesom et solur, og solure har traditionelt et motto, så det har instrumentet også fået: ”Two worlds, one beginning” (To verdener, én begyndelse).

Piktogrammerne viser livets udvikling på Jorden fra bakterielt liv, over planter og dinosaurer, til mennesker der sender raketter ud i rummet. 

Magnetfeltet og mysteriet om den tabte atmosfære

Det diskuteres stadig, hvad der kan have forårsaget forsvinden af ​​den formodede tætte atmosfære og det fugtige klima i den noachiske æra.

Det er blevet antydet, at en sådan klimaændring kan have været forårsaget af afbrydelsen af ​​det globale magnetfelt i den noachiske æra, efterfulgt af en udstødning af næsten hele den tidlige Mars-atmosfære ud i rummet på grund af kraftige påvirkninger og fjernelse af solvind, kombineret med CO2 absorberes i regolitten og aflejres i polarkapperne. 

I dag har Mars intet indre magnetfelt der strækker sig globalt, men områder af skorpen er stærkt magnetiseret. Disse magnetiske uregelmæssigheder i skorpen menes at være dannet, da  påvirkningen af jernbærende mineralers magnetisme ophørte, mens en kernedynamo stadig var aktiv på Mars.

En kernedynamo er den geologiske aktivitet, som kernen i en planet har, og som fx fastholder magnetfeltet omkring planeten.

Fra målinger af de magnetiske uregelmæssigheder i områder, med slagkratere og vulkanske strukturer af forskellig alder, menes den interne dynamo at være ophørt engang mellem 3 og 4 milliarder år siden.

Støv på Mars

Mars' overflade er dækket af et tyndt lag rødligt støv, og atmosfæren indeholder også en betydelig mængde støv. Både støvet på overfladen og i atmosfæren er magnetisk i den forstand, at det klæber til permanente magneter. De magnetiske egenskaber skyldes indholdet af mineralet magnetit, eller muligvis titanomagnetit i støvet.

Den gennemsnitlige radius af luftbårne støvpartikler er blevet estimeret til at være 1,0 ± 0,3 mikrometer (tusindedele millimeter). Dette resultat kommer fra kameraet "Imager for Mars Pathfinder (IMP)", der observerede fordelingen af ​​lysstyrke på Marshimlen ved bølgelængder på forskellige tidspunkter af dagen og forskellige steder i forhold til Solen i løbet af sine cirka tre måneders operation på overfladen af ​​Mars. Fra disse observationer kan støvpartiklernes størrelse estimeres. Formen af ​​de atmosfæriske partikler er ukendt.

Støv storme

Støvstorme og støvdjævle er primært de skyldige vejrfænomener i transporten og blandingen af støv på Mars. Støvstorme kan være lokale, men globale støvstorme, der dækker hele planeten, er ikke ualmindelige. Figuren viser Mars før og efter starten på en global støvstorm. Støv absorberer sollys, og atmosfærisk støv kan derfor opvarme den tørre tynde atmosfære på Mars.

Da Mars er en global ørken, kan stormene regere uhindret over hele planeten. Støvpartikler af størrelser omkring 1 mikrometer kan løftes cirka 10-20 km lodret af en støvstorm. Det tager flere dage, før en sådan partikel falder en kilometer, hvilket betyder, at støvet hænger i atmosfæren i flere måneder efter en storm. Støvet på Mars menes at være blandet globalt på grund af stormene.

Den evolutionære historie om Mars

Planeten Mars 'udvikling er groft opdelt i tre epoker: Noachian, Hesperian og Amazonian. Tiderne blev opkaldt efter områder på Mars, der blev dannet i disse tidsperioder.

Tidspunkterne for epoker er baseret på undersøgelsen af ​​slagkratertæthed på Mars-overfladen, baseret på argumentet om at ældre regioner har flere kratere. Men da der er flere konkurrerende modeller, der beskriver hastigheden af ​​meteorpåvirkninger på Mars, diskuteres tidspunktet for perioderne stadig, og dateringerne er kun omtrentlige.

Den noachiske æra

Den noachiske æra er den ældste af de tre tidsperioder, og varede fra Mars' begyndelse for omkring 4,5 milliarder år siden til omkring 3,7 milliarder år siden. Geologiske træk i Noachian -områder på Mars, såsom udtørrede floddale og delta-områder tyder på, at klimaet kan have været varmere og mere fugtigt i denne periode. For at et sådant klima er muligt, må atmosfæren have været tykkere end den er i dag. Vulkansk aktivitet fandt sted i den Noachiske æra, og den vulkanske Tharsis-region blev dannet i løbet af denne periode.

Hespertiden

Den hesperiske æra varede fra omkring 3,7 milliarder år siden til omkring 3 milliarder år siden. I løbet af denne periode begyndte Mars-klimaet at ændre sig til et mere tørt og støvet klima.

Vand, der kan have strømmet på Mars-overfladen i den Noachiske æra, kan være frosset som underjordiske isforekomster. Under Hesperian dannedes omfattende lavasletter.

Amazonas-æraen

Amazonas -æraen begyndte for omkring 3 milliarder år siden og fortsætter til i dag. Amazonas Mars har for det meste været tør og støvet, men der er tegn på, at der undertiden blev frigivet vand på overfladen lokalt fra undergrunden gennem pludselige oversvømmelser.

Olympus Mons, den største kendte vulkan i solsystemet, er blevet dannet i denne periode.