Geologien på Mars

En gang var Mars og Jorda ganske like, så hvorfor er de så forskjellige i dag?

Bakgrunn

Mars og Jorda er begge stein- og metallplaneter som består av grunnstoffer som jern, silisium, oksygen og magnesium. De har en kjerne med mye jern, en tykk mantel oppå kjernen og en tynn skorpe ytterst. Begge har fjell og daler, høysletter og lavsletter, vulkaner og elveleier, polkalotter og isbreer. De ble dannet for omtrent 4,6 milliarder år siden av en sky med materie som gikk i bane rundt den unge Sola. Like etter dannelsen ble planetene utsatt for et voldsomt bombardement med restene av ur-skyen, det skapte mange kratre men tilførte også vann og mange av de grunnleggene kjemiske byggeklossene i levende organismer.

Deretter fulgte en lang periode der vulkanutbrudd bidro til å skape en tykk atmosfære. Den holdt på varme og sørget for at vann kunne være i flytende form på overflaten. Men for 3,5 milliarder år siden begynte planetene å skille lag. Mens Jordas geologiske aktivitet fortsatte (og fremdeles foregår for fullt) begynte aktiviteten på Mars å dabbe av. Ta platetektonikk, for eksempel. På Jorda består skorpen av enorme plater som glir oppå mantelen. Der plater treffer hverandre får vi vulkanisme, jordskjelv og dannelse av fjellkjeder. Når en plate synker ned under en annen, blir jordskorpa resirkulert.

Gammelt kraterdekket overflate sør på Mars, nær området Noachis Terra som også har gitt navn til en geologisk epoke på planeten

På Mars startet aldri denne prosessen. Ingen kontinentplater i bevegelse fører til at landskapet på Mars ligger der det alltid har ligget. Mens nesten alle kratrene som ble dannet under det store bombardementet  tidlig i Solsystemets historie ble visket ut på Jorda, ble de værende på Mars. Noe lignende skjedde med vulkanene. Vi vet at Mars har hatt mange vulkaner fordi vi fremdeles ser dem på overflaten. Enkelte av dem kan ha hatt utbrudd for «bare» hundre millioner år siden. Men de fleste sloknet for tre milliarder år siden eller mer.

Det var på en tid da magnetfeltet til Mars var blitt mye svakere, noe som førte til at solvinden (en strøm av partikler fra Sola) kom tett innpå planeten og røsket med seg molekyler i atmosfæren. En stadig tynnere atmosfære førte til temperaturfall, og vannet på Mars ble til is. Det hjalp selvsagt ikke at Mars ligger mye lengre unna Sola. Uten platetektonikk, vulkaner og vann fikk Mars en mye enklere geologi og et landskap frosset i tid, uten noen mulighet for videre utvikling av liv (hvis det noensinne fantes). Hvorfor ble det slik?

 

Størrelsen teller, tross alt

Mars er en mye mindre klode enn Jorda, med en masse på bare 10% av Jordas. Samtidig er overflaten nesten en tredjedel av Jordas. En liten planet med stor overflate betyr større varmetap, og her finner vi den enkleste forklaringen på forskjellen. Varmen i Mars’ indre lekket ut raskere enn den gjorde på Jorda, derfor ble det aldri energi nok til å holde platetektonikk gående. To milliarder år etter dannelsen var planeten blitt så kald innvendig at det meste av vulkanismen hadde stanset.

Denne nedkjølingen kan også forklare hvorfor magnetfeltet forsvant, fordi et planetarisk magnetfelt er avhengig av en roterende, varm kjerne. At magnetfeltet forsvant etter «bare» en halv milliard år kan likevel tyde på at det ligger noe mer enn varmetap bak. For rundt 3,9 milliarder år siden ble Mars utsatt for nok et voldsomt bombardement fra rommet («late bombardment»). Modellberegninger viser at direkte treff fra fire-fem svære asteroider kan ha endret energistrømmen i kjernen så kraftig at dynamoen i kjernen ble «skrudd av». Jorda ble rammet av samme bombardement, men vår klode var stor nok til absorbere virkningen av nedslagene.

 

Det beste geologiske kartet over Mars

Kartet nedenfor er den beste oversikten over planetens geologi vi har så langt, og ble utgitt av den amerikanske Geologiske oppmålingen (US Geological Survey) i 2014. Kartet er basert på data fra romsonder i bane rundt Mars. Høydedata ble levert av en laserhøydemåler ombord i Mars Global Surveyor-sonden, mens mye av den geologiske informasjonen stammer fra et infrarødt kamera ombord i Mars Odyssey-sonden. Du kan klikke på kartet for å få en større versjon, og finne en lenke til en PDF med kartet i full størrelse nederst på siden.

US Geological Surveys kart fra 2014 er basert på data fra romsonder i bane rundt Mars. 

Detaljerte fargekoder til karet finner du i PDF-versjonen jeg har lenket til. De viktigste kategoriene: Grønt er middels gamle lavsletter. Brunt og mørkebrunt er svært gamle høysletter. Rødbrunt og oransje markerer områder med sterk vulkansk aktivitet, og du ser de fire største vulkanene på Mars som mørkere rødbrune flekker til venstre på kartet. De gule flekkene over hele planeten er middels gamle til unge nedslagskratere. Det lyseblå øverst og nederst er is. Skjemaet nedenfor viser hva fargene representerer, og hvor gamle områdene er.

Veileder til kartene over. Fargekoden viser type geologisk trekk langs x-aksen og alderen langs y-aksen. Eldst (4 milliarder år siden) nederst, nåtiden øverst.

Til venstre og høyre på figuren over er tre av de fire geologiske periodene på Mars markert. Det er noachium, hesperium og amazonium, oppkalt etter regioner på Mars. Den første (og umarkerte) er pre-noachium, som omfatter perioden fra Mars ble dannet og til det enorme Hellas-bassenget  (grått felt nede til høyre på kartet over) oppsto med et stort nedslag for rundt 4 milliarder år siden. I noachium ble den eldste eksisterende overflaten på Mars dannet, den finnes stort sett på den sørlige halvkulen og er dekket av nedslagskratere.

Det enorme  Tharsis-platået (se nedenfor) oppsto i noachium, som varte til rundt 3,7 milliarder år før vår tid. Det var også i denne perioden det var mest vann på Mars. I hesperium, fra rundt 3,7 til 3 milliarder år, ble de store lavaslettene i nord dannet. I denne perioden fantes det fremdeles vann på overflaten, selv om sjøene var begynt å bli mindre. I amazonium, som varer fra 3 milliarder år frem til vår tid, dabber mye av den geologiske aktiviteten av. Til tross for enkelte vulkanutbrudd og korte perioder med flytende vann på overflaten, markerer amazonium en jevn trend mot den kalde, tørre kloden vi ser nå.

 

Nordpolen og sydpolen: En todelt planet

Figuren nedenfor viser det mest slående trekket ved Mars: Den store forskjellen på den nordlige og den sørlige halvkulen. Området fra nordpolen og godt ned mot ekvator er en slette som ligger betydelig lavere enn gjennomsnittet (derfor den grønne fargen), og tykkelsen på skorpen er også mye mindre enn normalen.  At lavsletten i nord er yngre enn høysletten i sør ser vi også av hvor mange færre gamle nedslagskratere som er synlige.

Nordpolen og sørpolen til Mars, fra kartet over.

En vanlig forklaring på todelingen av Mars er at den nordlige polare sletten ble dannet av et eller flere enorme nedslag fra rommet. Et legeme på størrelse med Månen som traff den sørlige halvkulen kan ha sendt sjokkbølger gjennom planeten som skapte slettene. En annen mulighet er at Mars kanskje hadde litt platetektonikk i oldtiden likevel, som rakk å forme denne delen av overflaten før planeten kjølnet.

 

Tharsis og kjempevulkanene

Tharsis-platået («Tharsis bulge») er det nest største geologiske trekket på Mars, etter høysletten i sør/lavsletten i nord. Tharsis strekker seg fra 60 grader nordlig til 60 grader sydlig bredde på Mars, og dekker opp mot 25% av planetens areal. Platået er 7 kilometer høyere enn snittet på Mars, og domineres av tre enorme vulkaner: Ascraeus, Pavonis og Arsia Mons. Rett vest for platået ligger Solsystemets største vulkan og høyeste fjell, Olympus Mons.

Tharsis er antagelig et produkt av et vulkansk varmepunkt, et område med høy vulkansk aktivitet som oppstår når en søyle med flytende materiale stiger opp gjennom mantelen. Slike områder produserer store mengder med smeltemasse som flyter ut på overflaten i form av lava. Vi har også slike varmepunkter på Jorda, blant annet under Hawaii.

Kontinentplaten som Hawaii ligger på flytter seg over varmepunktet, og dermed flytter også vulkanismen seg over tid. Siden Mars ikke har platetektonikk ligger skorpen stille over varmepunktet. Dermed fortsetter lava bare å strømme ut av vulkaner som stadig blir høyere (her bidrar også den lave gravitasjonen) samtidig som det dannes en skrånende slette rundt vulkanene.

Mesteparten av Tharsis var ferdig dannet for 3,7 milliarder år siden, men utbrudd kan ha skjedd for bare 100 millioner år siden og bidro antagelig til det som fins av atmosfære på Mars idag. Vulkanene på platået er  såkalte skjoldvulkaner, det betyr at de er brede og har slake skråninger. Olympus Mons er faktisk så slak at du fra toppen ikke ser sletten nedenfor fordi den ligger under horisonten.  Et annet interessant trekk ved vulkanene på Tharsis er funnet av lavatunneler på de slake skråningene. Slik tunneler beskytter mot strålingen på overflaten, og kan derfor gi noe bedre forhold for levende organismer.

 

Valles Marineris

Noe av det første en astronaut på vei til Mars vil legge merke til er arret som strekker seg tvers over planeten. Dette er Valles Marineris, en enorm riftdal som strekker seg like langt som USA er bredt. Med en dybde på opptil 7 km og en bredde på opptil 200 km, er dalen så enorm at man kan stå i dalbunnen og ikke se kantene på juvet. Det hender Valles Marineris sammenlignes med Grand Canyon i USA, men det er viktige forskjeller. Grand Canyon er så mye mindre at den kunne få plass i en sidedal til Valles. Den ble gravd ut av et elveløp mens Valles er en såkalt riftdal, altså en dal som er dannet av geologiske forskyvninger.

Et panorama av hele Valles Marineris, satt sammen av bilder fra Viking-sondene. Dette dalsystemet er et av de største i Solsystemet, og strekker seg 4000 kilometer fra østsiden av Tharsis og langs ekvator (like bredt som USA, mao).

I vest avgrenses Valles Marineris av et kaotisk område kalt Noctis Labyrinthus. Det ligger rett ved Tharsis-platået, noe som neppe er tilfeldig. En vanlig forklaring på dannelsen av riftdalen er at utbruddene fra Tharsis-vulkanene gjorde platået så stort og tungt at Mars-skorpen i nærheten sprakk opp. Valles Marineris kan altså være resultatet av en voldsom strekkbelastning, og kan på sett og vis sammenlignes med strekkmerkene på magen til en gravid kvinne.

 

Nedslagskratere overalt

Nedslagskratre blir til når store eller små steiner fra verdensrommet treffer overflaten til f.eks. Mars. Farten til en meteoride eller asteroide er fra 50 000  til 150 000 km/t når den treffer bakken, og derfor frigjøres enorme mengder energi ved nedslaget. Det oppstår et skålformet krater og smeltet stein blir slengt utover og oppover. Noe av materialet får så stor fart at det forlater Mars’ bane og lander på Jorda. Det er opprinnelsen til Mars-meteorittene som er funnet her. Men det meste av materialet lander i områdene rundt nedslaget, og kan ofte dekke nabokratre.

Et vakkert eksempel på et nedslagskrater med utslynget materiale rundt (kilde: NASA/JPL)

Overflaten er dekket med 650 000 kratre som måler en kilometer eller mer i diameter (bare rundt tusen av dem har noensinne fått et navn). Til sammenligning vet vi om rundt 200 kratre av samme størrelse på Jorda. Begge planeter ble bombardert tidlig i Solsystemets historie og burde ha noenlunde samme antall kratre, og denne forskjellen er hovedårsak til at geologer mener Mars i milliarder av år har manglet de tre mekanismene som sletter kratre på Jorda: Erosjon av vind og vann, vulkanisme og platetektonikk.

Men det gjør også Mars til et interessant reisemål for geologer, da de gamle kratrene der kan fortelle mye om en fase av Jordas historie som nå er visket vekk. Takket være «dinosaurdreperen» for 66 millioner år siden tenker vi på store nedslag fra rommet som en trussel mot liv. Men på Mars kan det i perioder ha hatt motsatt effekt. Nedslaget frigjør som nevnt mye varme, og avdekker samtidig dypere lag på planeten. På Mars kan dype lag skjule is, derfor kan det i løpet av Mars-historien ha eksistert kratersjøer der liv kan ha blomstret en kort stund før vannet fordampet eller frøs til.

Trekk som er skapt av vann og vind

På overflaten til Mars sees det mange spor etter flytende vann i fortiden, fra uttørkede elveleier til mineraler som bare kan ha blitt til i vann. I det siste tilfellet dreide det seg om runde kulder av mineralet hematitt, som ble oppdaget av marsbilen Opportunity i 2004. Det er også observert mange jordras på Mars, og i 2011 ble det sett mørke flekker som kunne tyde på at vann fremdeles piplet ut på overflaten noen steder. Men nyere forskning tyder på at flekkene sannsynligvis er småras av tørr sand og støv. Vann spiller en helt minimal rolle på Mars idag.

Dette  bildet ble tatt av Curiosity-marsbilen ved Mount Sharp viser tynne steinlag som er blitt til ved at støv og vind har virket i årtusener (kilde: NASA)

Da er det annerledes med vind. Selv om atmosfæren er tynn, har vinden kraft nok til å løfte det finkornede støvet som finnes overalt på Mars. Støv og finkornet sand samler seg opp i sanddyner og fyller kratere, og kan skape problemer for solcellepaneler på sonder på overflaten fordi støvet reduserer effektiviteten. Støv og sand kan også danne lagdelte steinslag av typen du ser på bildet over. Slike sedimentære bergarter er vanlige på Jorda (tenk skifer i Norge), og skyldes ofte at finkornede partikler er blitt fraktet av vann og avsatt i tynnere og tykkere lag. På Mars er det vinden som spiller den samme rollen, helt frem til våre dager.

 

Regolitt og støv

Store deler av Mars er dekket av regolitt, knust vulkanstein som varierer i størrelse fra støvkorn og opp til 10 centimeter i diameter. Som bildet nedenfor viser, fremstår regolitten ofte som sand gjør i ørkenområder på Jorda. Selv om prosessen går mye langsommere i den tynne Mars-atmosfæren, kan vinden over tid drive sandkorn sammen til sanddyner. En viktig forskjell er likevel det totale fraværet av vann. På Jorda vil små korn av støv og sand ofte klumpe seg sammen på grunn av fuktighet, det skjer såvidt vi vet aldri på Mars i vår tid.

Et av hjulene på Marsbilen Curiosity har gravd seg ned i regolitt-sanden på Mars (kilde: NASA/JPL)

Støvkorn på Mars har samme opprinnelse som regolitten: Det er finkornede mineraler som har et høyt innslag av jernoksyder eller rust, derav den rødbrune fargen man ser overalt. Støvkorn er så små at de løftes opp av vinden i den tynne Mars-atmosfæren. At tyngdekraften er såpass mye lavere på Mars bidrar til at støvkorn kan holde seg oppe lengre og sveve over store avstander. I perioder kan deler av eller hele planeten være innhyllet i tette støvskyer som reduserer sollyset så mye at solcelledrevne romsonder må gå i dvale.

Her har marsbilen Opportunity tatt en selfie for å vise hvor skitne solcellepanelene blir etter en tid. Noen uker senere var panelene fine og rene igjen.

NASA forventet forøvrig at marsbilene Spirit og Opportunity bare ville klare seg i ca 90 dager på overflaten, fordi støv ville legge seg på solcellepanelene og redusere energiproduksjonen så mye at sondene stanset opp. Det man isteden så var at solcellepanelene etter en tid ble renere igjen. Slike såkalte «cleaning events» kom overraskende på NASA-forskerne, som kom til at det må skyldes vinden på Mars. Det kan til og med tenkes at «dust devils», skypumper av støv som er sett mange ganger på Mars, er det som gir panelene en hjelpende hånd.

Støvdjevel sett fra satellitt. Nok et eksempel på at vinden er det som påvirker landskapet og geologien på Mars mest idag (kilde: NASA/JPL)

 

Eksterne kilder

US Geological Surveys detaljerte Mars-kart fra 2014, med forklaringer til fargekodene over (PDF)
Wikipedia-liste med fine bilder av vanlige geologiske formasjoner på Mars 
Wikipedia om jordsmonnet eller regolitten på Mars
Wikipedia om geologiske varmepunkter
Artikkel om hvordan magnetfeltet kan ha forsvunnet på Mars

Legg igjen en kommentar

Din e-postadresse vil ikke bli publisert. Obligatoriske felt er merket med *

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.