Wikijunior:Zonnestelsel/Mars

Uit Wikibooks
Ga naar: navigatie, zoek
Cerberus hemisfeer
planeten in ons zonnestelsel
Ons zonnestelsel (overzicht)


Mars - Jupiter

Mars is ongeveer twee keer zo groot als de maan, maar met een diameter van 6790 km is deze kleine planeet slechts ongeveer half zo groot als onze aarde. Mars draait op een gemiddelde afstand van 228 miljoen km van de zon en voltooit in 688 dagen een baan.

In vergelijking met een jaar op aarde duurt een Marsjaar dus ongeveer twee keer zo lang. Maar een dag op Mars in ongeveer even lang als op aarde: 24 uur en 36 minuten. Ook de helling van de planeet op haar baanvlak (24 graden tegen 23.6 graden voor de aarde) doorstaat de vergelijking. Daardoor zijn er ook op Mars duidelijk afgetekende seizoenen.

Op geologisch vlak zijn op Mars de sporen van een bewogen geschiedenis te zien. Het vroegere vulkanisme deed de hoogste vulkanen in het zonnestelsel ontstaan. Olympus Mons is met een hoogte van 27 km drie keer zo hoog als de Mount Everest. Russische en Amerikaanse sondes namen enorme riviervalleien als de Valles Marineris waar. Deze kunnen slechts verklaard worden door de aanwezigheid, vroeger, van grote hoeveelheden water. Deze valleien wekken net als de enorme met meteoorkraters bezaaide gebieden op Mars de nieuwsgierigheid van de onderzoekers op.

De oranjerode Mars gelijkt in een aantal opzichten sterk op de Aarde: poolkappen, een - zij het zeer ijle - dampkring en dus de seizoenen (die wel ongeveer dubbel zo lang duren als deze op Aarde). De dichtheid van Mars is vergelijkbaar met die van de Maan. Het Marsoppervlak is iets groter dan het continent Afrika. Op Mars is het echter zeer koud. Aan de evenaar kan de temperatuur oplopen tot 0° C, alhoewel het er meestal veel kouder is (- 50 à -60º C) en aan de polen noteren we -120° C.


Eigenschappen[bewerken]

Grootte van Mars vergeleken met die van de Aarde. Mars is ongeveer de helft kleiner dan de Aarde.

Deze planeet heeft een diameter van 6.796 km. Hij staat ruim 249 miljoen kilometer van de zon verwijderd en heeft twee heel kleine manen, Phobos en Deimos.

Atmosfeer[bewerken]

De Martiaanse atmosfeer is zeer ijl. De gemiddelde luchtdruk bedraagt er 6 hPa (ter vergelijking: op Aarde is dat 1013 hPa). De lucht bestaat er voor 95,3% uit CO2 en in de atmosfeer ontwikkelen zich soms wolken. Ondanks de grote hoeveelheid CO2 kent Mars slechts een klein broeikaseffect (amper 6 °C); de dichtheid van de atmosfeer is immers té klein om erg belangrijk te zijn. Winden veroorzaken stormen die planeetomvattend kunnen zijn. Wind is vermoedelijk al miljarden jaren het dominerend geologisch proces op Mars.

Oppervlak[bewerken]

Er bestaat een duidelijke noord-zuid asymmetrie, zoals trouwens ook op Aarde en op de Maan. Het zuidelijk halfrond is een sterk bekraterd hoogland. Het noordelijk halfrond is jonger, vlakker en ligt voor een groot deel beneden het nulniveau. Deze vlakten behoren tot de meest effen oppervlakten in het zonnestelsel. Het Hellasbassin is meer dan 9 km diep, een gevolg van een enorme inslag. Andere bassins liggen bedolven onder de noordelijke vlakten, zoals het Utopiabassin.

Olympus Mons

Er komen veel schildvulkanen voor. Kampioen is Olympus Mons met zijn basisdiameter van 700 km en zijn hoogte van 21 km. Ter vergelijking: Mauna Loa op Hawaiï, de grootste vulkaan op Aarde, is 9 km hoog en heeft een basisdiameter van 120 km. Op het noordelijk halfrond ligt de Tharsisbult, een 10 km hoge opwelling ter grootte van Noord-Amerika. De Tharsisprovincie is ontstaan via intrusie en extrusie van vulkanisch materiaal. Hierbij werden grote hoeveelheden water en koolstofdioxide vrijgemaakt. Ten oosten van Tharsis, net ten zuiden van de evenaar, ligt het slenkensysteem Valles Marineris met een lengte van 4000 km, op plaatsen 7 km diep en 600 km breed. Opmerkelijk voor Mars zijn de valleinetwerken, die erg op aardse rivieren gelijken en de uitstroombeddingen waar grote hoeveelheden water doorheen moeten zijn gestroomd, tenzij ze door ijs zijn gevormd. Mars heeft kennelijk vroeger een klimaat gehad waarin vloeibaar water op het oppervlak kon stromen.

Waar is dat water heen?[bewerken]

Een deel zit in de permanent bevroren bodem - permafrost -, een ander deel in de poolkappen, en een deel moet verdwenen zijn. Of is er nog veel water aanwezig diep onder het oppervlak? Onderzoek van Marsmeteorieten en van de Mars Global Surveyor wijzen in de richting van het bestaan van ondergrondse rivieren en geologisch vrij recente (miljoenen jaar oude) waterstromen. De Mars Odyssey satelliet heeft onmiskenbaar tekenen van ondergronds water (ijs) aangetroffen. Boven de 60ste breedtegraad komt vermoedelijk een meters dikke laag voor die voor 20 tot 50% uit waterijs bestaat. Rond de evenaar en op gematigde breedten is de hoeveelheid water heel wat geringer. Anderzijds komt op Mars het mineraal olivijn (een ijzermagnesiumsilicaat) overvloedig voor. Dit mineraal verweert zeer vlug in aanwezigheid van water. Dus weinig of geen watererosie op Mars? Is Mars dan toch altijd koud en droog geweest? Hebben inslagen in een ver verleden grote hoeveelheden ijs verdampt? De atmosfeer zou dan verzadigd zijn geweest met waterdamp en er zouden tijdelijk (en misschien slechts lokaal) grote massa’s neerslag zijn gevallen. Kunnen de uitstroomkanalen gevormd zijn door koolstofdioxide-ijs? Mogelijk is er nooit véél water geweest op Mars, al was er vermoedelijk ooit wat meer dan tegenwoordig. Er zijn afzettingen gevonden die erg op aardse sedimentlagen gelijken. Komt er dan af en toe water aan de oppervlakte? En waar zijn de carbonaten op Mars? Water en koolstofdioxide vormen carbonaten. Denk aan de krijtrotsen van Dover.

Door de toch grote excentriciteit van de Marsbaan (e = 0,093) zijn op het noordelijk halfrond de zomers langer maar koeler en de winters korter en minder koud dan op het zuidelijk halfrond. Daardoor bestaat de permanente noordpoolkap (diameter 650 km) voornamelijk uit waterijs met een dikte van circa 1 km. De kleinere permanente zuidpoolkap (diameter 450 km) bestaat uit een laag CO2-ijs, gemengd met wat waterijs, van ongeveer 3 km dik.

Inwendige[bewerken]

Inwendige van Mars

De opbouw van het inwendige van Mars is vergelijkbaar met die van de Aarde: een grote kern, een mantel en een korst. Onder het lage noordelijke deel van Mars ligt een dunnere korst dan onder het zuidelijk bergterrein. Mars is een éénplaatplaneet waar de warmte vooral via geleiding wordt afgevoerd. Vulkanisme heeft vermoedelijk tot vrij recent – enkele miljoenen jaren - plaatsgevonden.

De Mars Global Surveyor heeft een wisselend remanent magnetisme gevonden. Er heeft vroeger op Mars in het inwendige een dynamo gezeten die, zoals nu nog het geval op Aarde, een wisselend en sterk magnetisch veld heeft opgewekt. De kern van Mars zou gesmolten zijn of bestaan uit een vaste binnenkern en een gesmolten buitenkern. Ze bestaat uit ijzer, gemengd met zwavel. In dat opzicht gaat Mars dan weer erg gelijken op de Aarde en op Venus. De straal van de kern ligt tussen 1520 en 1840 km.

Leven[bewerken]

Het onderzoek ter plaatse heeft tot heden geen enkel bewijs gevonden voor de aanwezigheid van leven of van fossielleven. De controversiële ontdekking van fossielen van leven in een op Antarctica gevonden Marsmeteoriet, verandert hier voorlopig niets aan. Maar indien ondergrondse rivieren of meren bestaan, dan is de kans op het vinden van leven veel groter geworden.

De manen van Mars

Manen[bewerken]

Rond Mars draaien twee kleine manen, Phobos en Deimos. Ze zijn onregelmatig van vorm en bezaaid met kraters. De baan van Phobos is onstabiel; het maantje spiraliseert zeer langzaam naar beneden en zal binnen miljoenen jaren neerstorten op Mars. Vermoedelijk zijn de twee maantjes ingevangen planetoïden, alhoewel een ontstaan uit een ring van materiaal die rond Mars draaide niet kan worden uitgesloten.


==Bronnen==
Bron(nen):

Lode Stevens, met toestemming van de auteur, Tony Dethier en het Europlanetarium

Informatie afkomstig van http://nl.wikibooks.org Wikibooks NL.
Wikibooks NL is onderdeel van de wikimediafoundation.