Oppervlak

Oppervlakkenmerken op Mars worden op een aantal manieren benoemd. De meeste gebieden met een hoog albedo (licht van kleur) hebben oudere namen, die door 19de-eeuwse astronomen werden gegeven. In veel gevallen zijn die oude namen iets veranderd vanwege het betere inzicht dat tegenwoordig bestaat in de natuur van deze gebieden. Zo is Nix Olympia (sneeuw van Olympus) tegenwoordig Olympus Mons (berg Olympus).

Omdat Mars geen oceanen heeft, en daarom geen zeeniveau, moest ook een willekeurig nulniveau uitgezocht worden voor hoogtemetingen. Dit niveau is op Mars gedefinieerd als de hoogte waarop de luchtdruk 610,5 Pa bedraagt. Deze druk komt overeen met het tripelpunt van water (H2O), en is ongeveer gelijk aan 0,6% van de luchtdruk op zeeniveau op Aarde.

TERUG

De evenaar en polen van Mars worden bepaald door de rotatie van de planeet. De nulmeridiaan op Mars loopt, niet toevallig, door de naar de Engelse astronoom George Biddell Airy genoemde krater Airy-0 in de regio Sinus Meridiani ...

Poolkappen

Op de polen komen ijskappen van bevroren water en koolstofdioxide (droogijs) voor. De poolkappen groeien aan en smelten af in de loop van de seizoenen. Op de noordpool groeit elke winter een 1 m dikke laag droogijs aan, op de zuidpool is de ijslaag dikker (8 m) en permanent aanwezig. De ijskap op de noordpool is ongeveer 1000 km in diameter in de zomer en bevat ongeveer 1,6 miljoen km³ ijs (ongeveer twee derde van de ijskap op Groenland). Als het ijs gelijk over de kap verdeeld was, zou de hele kap 2 km dik zijn. De ijskap op de zuidpool heeft een diameter van 350 km en is gemiddeld 3 km dik. Het totale volume ijs in de zuidpoolkap samen met ijs in nabijgelegen sedimenten komt overeen met het volume van de ijskap op de noordpool. Beide poolkappen vertonen spiraalvormige troggen. Men neemt aan dat deze structuren gevormd worden door verschillen in opwarming, en de sublimatie, van droogijs en water.

Het gebied waar de noordelijke ijskap zich bevindt, heet Planum Boreum, het gebied van de zuidelijke ijskap Planum Australe.

Vlakten

De topografie van Mars laat een duidelijke dichotomie (tweedeling) zien: de lagergelegen vulkanische vlakten van het noordelijk halfrond tegenover de met kraters bedekte hooglanden van het zuidelijk halfrond. Vanuit de ruimte gezien is het Marsoppervlak daarom te verdelen in twee soorten gebieden met verschillende albedo's. De lichtere vlakten, bedekt met stof en rood ijzeroxide-rijk zand werden ooit gezien als "continenten" en kregen overeenkomstige namen, bijvoorbeeld Arabia Terra (land van Arabia) of Amazonis Planitia (vlakte van de Amazone). De donkere gebieden werden gezien als zeeën en kregen namen als Mare Erythraeum, Mare Sirenum en Aurorae Sinus. Het grootste donkere gebied is Syrtis Major (foto); dit is ook vanaf Aarde goed zichtbaar.

Kraters

Er bevindt zich een groot aantal inslagkraters op Mars. Ongeveer 43.000 daarvan hebben een diameter groter dan 5 km. De grootste inslagkrater, eigenlijk een inslagbekken, is Hellas Planitia, een licht, vanaf de Aarde zichtbaar gebied op het zuidelijk halfrond van Mars. Het heeft een diepte van 8 km en een diameter van 2300 km.

Vanwege zijn kleinere massa en dienovereenkomstig geringe zwaartekracht is de kans dat een meteoriet inslaat op Mars ongeveer half zo groot als op Aarde, hoewel de nabijheid van de planetoïdengordel deze kans juist vergroot. Mars bevindt zich ook dichter bij de banen van veel kort-periodische kometen, dat wil zeggen: kometen met omloopbanen binnen de baan van Jupiter. Desondanks heeft Mars relatief weinig kraters vergeleken met de Maan, doordat de Marsatmosfeer kleinere objecten doet verbranden, voordat ze de kans krijgen in te slaan. Sommige kraters hebben een vorm die doet vermoeden dat het oppervlak nat was ten tijde van de inslag. Een keten van kraters (een catena) kan ontstaan als een meteoriet voor inslag uiteenvalt in brokstukken die ieder een krater veroorzaken.

Valleien

Opvallend zijn de honderden korte en soms lange valleien zoals Ares Vallis, die door stromende vloeistof veroorzaakt lijken.

Ares Vallis is een vallei op Mars van 1700 km lang. Het is mogelijk door een stromende vloeistof, eventueel water, uitgegraven. De vallei ontspringt aan het heuvelachtige Margaritifer Terra, waar de inzinking van Iani Chaos (180 km lang en 200 km breed) met het begin van Ares Vallis verbonden is door een 100 km brede overgangszone gecentreerd rond 342,5° Oost en 3° Noord. De vallei loopt verder door de oeroude hooglanden van Xanthe Terra om met een deltaachtig gebied te eindigen in Chryse Planitia.

Vulkanen

Rond de evenaar ligt het Tharsis-gebied, dat bezaaid is met enorme schildvulkanen. Voor zover bekend, is de uitgedoofde vulkaan Olympus Mons de hoogste berg in het zonnestelsel. Andere hoge vulkanen in de regio Tharsis zijn Ascraeus Mons, Pavonis Mons en Arsia Mons. In de flanken van Arsia Mons zijn aanwijzingen voor grotten gevonden.

Olympus Mons (foto) is een uitgedoofde vulkaan op Mars. Het is de grootste bekende vulkaan in het zonnestelsel, en steekt ongeveer 25 km boven de omliggende vlakte uit. Hij heeft een basisdiameter van 624 km en is omringd door een steile rotswand van 6 km hoog. Behalve hoog is Olympus Mons ook vooral breed, namelijk zo'n 550 kilometer.

Kloven

Meer naar het oosten liggen de Valles Marineris (de "Valleien van Mariner"), een 4.000 km lange dubbele kloof met een breedte van maximaal 250 km en tot 7 km diep. De kloven lopen langs de evenaar door tot aan Noctis Labyrinthus. Dit is een gebied waarin allerlei diepe, steilwandige valleien chaotisch door elkaar liggen. De Valles Marineris beslaan ongeveer een vijfde van de omtrek van Mars. De Grand Canyon op Aarde is daarmee vergeleken veel kleiner: 450 km lang en 2 km diep.

Een andere grote kloof is Ma'adim Vallis, 700 km lang, 20 km breed en 2 km diep. Het kan zijn dat deze kloof in een ver verleden gevuld was met vloeibaar water.

Algemeen worden de Valles Marineris geïnterpreteerd als een reusachtig slenksysteem dat gevormd werd door de opheffing van de Tharsis-bult in de periode dat de planeet afkoelde. Erosie heeft de kloof sindsdien mede gevormd. Diepe geulen en vallei-achtige formaties aan de rand van de Ius Chasma duiden op mogelijke erosie door stromend water. Ook andere formaties en sedimenten duiden op de vroegere aanwezigheid van vloeibaar water.

Water

Vloeibaar water kan slechts voor korte tijd voorkomen op de laagstgelegen plaatsen aan de oppervlakte van Mars; elders verdampt of bevriest het onmiddellijk. In vaste en in gasvormige toestand kan water echter wel op Mars voorkomen.

In november 2016 meldde NASA dat er een grote hoeveelheid ondergronds ijs was gevonden in de regio Utopia Planitia. Het volume water dat werd aangetroffen, werd geschat op een hoeveelheid die gelijk is aan het volume water in Lake Superior (dat 12.100 kubieke kilometer bedraagt). Tijdens observaties van 2018 tot en met 2021 heeft de ExoMars Trace Gas Orbiter aanwijzingen voor water, waarschijnlijk ondergronds ijs, waargenomen in het Valles Marineris-canyonsysteem.

Waterijs

Waterijs is in grote hoeveelheden aanwezig, vooral aan de twee poolkappen. De hoeveelheid water die ligt opgeslagen in de ijskap op Mars' zuidpool, is voldoende om in gesmolten toestand het hele Marsoppervlak te bedekken met een 11 m dikke laag water.De hoeveelheid ijs op de zuidpool van Mars bedraagt twee derde van het ijs op Groenland.

De poolkappen van Mars blijken te smelten en af te nemen in grootte. Een mogelijke verklaring is dat liggend stof een lichte kleur heeft en daardoor meer zonlicht weerkaatst dan het donkere, kale Marsoppervlak eronder. Bij wind waait het Marsstof op, waardoor het Marsoppervlak sterker opgewarmd wordt en er dus meer wind waait, enzoverder. Deze effecten versterken elkaar.

Naast het in de poolkappen opgeslagen, bevindt zich een grote hoeveelheid water in de Marsbodem in de vorm van permafrost. De zone van permafrost strekt zich uit van de polen tot de 60e breedtegraad. In 2016 ontdekte de SHARAD radar van de MRO onder het oppervlak van Utopia Planitia een uitgestrekte ijsvlakte.

Vloeibaar water

Er zijn vele structuren aan het Marsoppervlak, zoals enorme droge rivierbeddingen en stroomgeulen, die door stromend water kunnen zijn gevormd. Van een aantal van deze structuren wordt echter betwist of dat ook werkelijk aan water kan toegeschreven worden. Ook wind, lavastromen en het smelten van droogijs kunnen dergelijke structuren gevormd hebben. Toch lijkt stromend vloeibaar water verantwoordelijk voor een groot deel van de structuren. Waarschijnlijk bevinden zich onder de dikke laag permafrost grote hoeveelheden vloeibaar grondwater, die in het verleden tijdens kortstondige perioden van vulkanische activiteit naar de oppervlakte werden gebracht. De grootste uitbarsting moet gebeurd zijn tijdens het ontstaan van de Valles Marineris, waarbij genoeg water moet zijn ontsnapt om over de hele planeet rivieren te doen ontstaan.

Dankzij de hoge resolutie van foto's van het Marsoppervlak, die de Mars Global Surveyor tussen 1996 en 2006 gemaakt heeft, zijn deze geulen, zoals Nirgal Vallis en Nanedi Vallis, gedetailleerd in kaart gebracht. Van de reusachtige opgedroogde stroom-beddingen en hun zijtakken is geen oorsprong gevonden en het is mogelijk dat deze door erosie verdwenen is. De stromen moeten dan oudere structuren zijn.

Geulen

In 2013 ontdekten onderzoekers van Marsfoto's een mogelijke oorzaak voor de aanwezigheid van geulen op stofduinen. Deze vertonen opgehoogde randen, hebben een lengte van maximaal twee kilometer, een breedte van minder dan tien meter en onder is vaak een holte zichtbaar. Deze werden al opgemerkt op foto's van de Mars Global Surveyor, maar het bleef onduidelijk hoe ze ontstaan zijn. Het is niet aannemelijk dat water deze geulen veroorzaakte, aangezien ze plotseling eindigen, zonder dat geërodeerd materiaal zichtbaar is. Uit recentere foto's door de Mars Reconnaissance Orbiter bleek, dat deze geulen ontstaan tijdens de Martiaanse lente op stofduinen waarop zich tijdens de winter koolstofdioxide-ijs afzet. Deze ijsbrokken breken af en rollen naar beneden, waar ze vervolgens verdampen. Door middel van proefnemingen met CO2-droogijs op Aardse duinen werd duidelijk dat dit ijs onder deze omstandigheden in dusdanige mate sublimeert, dat zich onder het ijsblok een gaslaag vormt die het ijs optilt, waarna het van de helling rolt. Het gas duwt tevens de randen van de geul omhoog. Dit proces vindt plaats op zowel steile als zwakke hellingen.

Bronnen

- Wikipedia
- NASA
- ESA

Astropolis respecteert logischerwijze de auteursrechten, maar het blijkt helaas niet altijd mogelijk om te achterhalen wie de rechtmatige eigenaar is van betreffende foto of video. Bent u de eigenaar en maakt u bezwaar ? Neem dan gerust contact met ons op !