Mars

Det første fotografi, der gengiver Mars' røde farve, blev taget af NASA-rumfartøjet Osiris Rex den 24 februar 2007. Afstand: omkring 240.000 km. Opløsning omkring 5 km/pixel.

Mars - den røde planet

Af ESA & MPS for OSIRIS Team/ MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA.

Licens: CC BY NC SA 3.0

Skematisk oversigt over Mars' indre; af hensyn til overskueligheden er atmosfærens tykkelse overdrevet på tegningen. Kernen består formodentlig af jern, nikkel og svovl.

John Fowlie.

Licens: Begrænset anvendelse

Mars er den fjerde planet regnet fra Solen – og den syvendestørste planet i Solsystemet. Den er den yderste af de terrestriske planeter og har været kendt siden oldtiden.

Faktaboks

Også kendt som: den røde planet

Overfladen har en rødlig farve, der skyldes forskellige jernoxider. Geologiske formationer på planetens overflade tyder på, at der tidligere kan have været vand på overfladen; det indikerer, at der kan have været liv på planeten.

Mars' mindste afstand til Jorden er 56 millioner kilometer, og dens radius er ca. den halve af Jordens. Planeten har to kendte måner, Phobos og Deimos.

Mars' egenskaber

middelafstand til Solen	1,5237 au
omløbstid (siderisk)	1,88089 år
banens hældning	1,850°
banens excentricitet	0,0934
rotationsperiode	24,6229 h
antal måner	2
aksehældning	25,19°
radius ved ækvator	3393 km
fladtrykthed	0,0052
masse	6,421·10²³ kg
middeldensitet	3,95 g/cm³
tyngdeacceleration ved ækvator	3,72 m/s²
undvigelseshastighed ved ækvator	5,0 km/s
magnetisk moment	<10¹⁹ Am²
magnetisk feltstyrke ved overfladen	<100 nT
magnetisk aksehældning	?

Denne visualisering viser det omtrentlige størrelsesforhold mellem de terrestriske planeter Merkur, Venus, Jorden og Mars (fra venstre mod højre). Disse fire indre planeter har alle en sammensætning, som ligner Jordens.

Terrestriske planeter

Af Lunar and Planetary Institute/NASA.

Licens: CC BY NC ND 4.0

Planetens overflade

Fotografi af Mars taget i februar 1995 af Hubble-teleskopet i en afstand af 103 mio. km. Opløsningen er ca. 50 km. Til venstre ses det mørke, hajfinneformede område Syrtis Major og derunder det store meteornedslagsbassin Hellas. Skyer dækker de store vulkaner i Elysium helt til hæjre. Den isdækkede nordpolskalot ses tydeligt øverst.

NASA/P. james og S. Lee/Tycho Brahe Planetariet.

Licens: Begrænset anvendelse

Mars' nordlige halvkugle er domineret af unge højlande med forholdsvis ringe kratertæthed. Det største højlandsområde, Tharsis, er ca. 4.000 kilometer i diameter og hæver sig 8-10 kilometer over det omgivende lavland. På Tharsis findes tre kæmpevulkaner; den højeste, Olympus Mons, rejser sig 26,4 kilometer over lavlandet og er den største vulkan i Solsystemet. Vulkanerne er dog ikke aktive for øjeblikket.

Omkring Tharsis findes vidtstrakte områder med sprækker, og ved Tharsis begynder et canyonsystem, Valles Marineris, bestående af eroderede sprækkedale, der løber øst-vest over 3.000 kilometer og skærer sig ned til 8 kilometer dybde. Den sydlige halvkugle har en ældre overflade og består af højland med mange kratere. Både den nordlige og den sydlige halvkugle har en hvid polkalot bestående af is af vand og periodisk med et tyndere dække af kuldioxid.

Overfladens kemiske sammensætning (grundstofsammensætning) kendes fra rumsonderne Viking, Mars Pathfinder, Spirit og Opportunity samt fra de såkaldte SNC-meteoritter, der er stumper af Mars, som er slynget ud i rummet ved meteornedslag på Mars og derefter faldet ned på Jorden.

Vand på Mars

Jorden og Månen set fra Mars

Af JPL/NASA.

Licens: CC BY NC ND 4.0

Billeder og data fra rumsonder viser tydeligt, at der har været flydende vand på Mars' overflade tidligere i dens historie. I dag er overfladen forholdsvis tør, og det var længe opfattelsen, at det vand, der findes på Mars i dag, udelukkende findes som is i polarkalotterne, som permafrost i de polare områder omkring polarkalotterne og i mineralforekomster i undergrunden, både nær polerne og i de ækvatoriale områder og endelig en lille smule i atmosfæren.

I 2015 blev der imidlertid på billeder fra en Mars-satellit fundet vand flydende ned ad skråninger på planeten om sommeren. Begge de to amerikanske rumsonder Spirit og Opportunity fandt i 2004 vandholdige mineraler nær ækvator.

Opbygning

Mars' indre er, ligesom Jordens, differentieret i kerne, kappe og skorpe, men da Mars er mindre, er den blevet afkølet hurtigere og var kun geologisk aktiv indtil for ca. 1 milliard år siden, hvor dens indre gradvis størknede.

I dag findes fx hverken pladetektoniske processer eller vulkanisme på Mars. Mars' mindre størrelse og størkningen medførte, at Mars' kappe kan understøtte meget højere bjerge og vulkaner end på Jorden, hvor isostasi og mineralers styrkeegenskaber begrænser højden til ca. 10 kilometer.

Atmosfære og magnetfelt

Atmosfæren på Mars er meget tynd og består hovedsagelig af kuldioxid. Lufttrykket er ca. 0,008 atm., men det varierer en del, da kuldioxid periodisk fortættes og fordampes fra de to polkalotter i takt med årstidernes vekslen. Temperaturen på overfladen er i almindelighed mellem −75 °C og −30 °C, men kan i ekstreme tilfælde nå ned til −120 °C og op til 20 °C.

Kraftige vinde med vindhastigheder op til 200 km/h resulterer med jævne mellemrum i støvstorme, som kan indhylle hele planeten.

Mars' magnetfelt

Mars' magnetfelt er meget mindre end Jordens, og målinger fra sonden Mars Global Surveyor har vist, at magnetfeltet ikke er et globalt dipolfelt som Jordens, men at feltet i stedet skyldes lokaliserede magnetiserede klipper i undergrunden på Mars’ sydlige halvkugle. Disse vidner om, at Mars engang tidligt i sin historie har haft et globalt dipolfelt skabt af en indre dynamo som den, der endnu er aktiv i Jordens indre.

Liv på Mars

De to Vikingsonder, der landede på Mars i 1976, fandt ingen utvetydige tegn på biologisk aktivitet på Mars. Liv kan dog have eksisteret tidligere i Mars' historie, hvor betingelserne for liv formentlig har været gunstigere.

Resultater fra sonden Phoenix

Den amerikanske sonde Phoenix forsøgte i sommeren 2008 at undersøge mulighederne for, at mikrober vil kunne leve under overfladen. Resultaterne fra Phoenix viste, at der som antydet gennem målinger fra kredsløbssonder var vandis-holdig permafrossen jord under et 5-7 cm tykt lag af løst jord-materiale i store arealer nord for polarcirklen. Men bortset fra vand-isen er jorden så tør, at det for øjeblikket ikke vil være muligt for mikrober at leve på stedet.

Perchlorat-ioner

Dette kompositionsbillede er sammensat af 13 billeder taget af Hubble-teleskopet i 2017. Det viser planeten Mars og den lille måne Phobos; det tager kun Phobos 7 timer og 39 minutter at kredse om Mars.

Mars og månen Phobos

Af Z. Levay (STScI)/NASA, ESA.

Licens: CC BY NC ND 4.0

Det måske vigtigste resultat fra Phoenix-missionen var fundet af perchlorat-ioner i små koncentrationer svarende til ca. 1 % af Mars-jorden. Perchlorat er et oxydationsmiddel, som industrielt anvendes i for eksempel fyrværkeri og som brændstof til faststofraketter. Perchlorat er sandsynligvis forklaringen på nogle reaktioner, som blev opdaget allerede under Viking-missionerne og som havde været en gåde for Mars-forskere siden da.

Perchlorat-ionerne i jorden på Phoenix' landingssted er også forklaringen på, at det ikke lykkedes at påvise organisk stof i jorden og isen, selvom det måske kunne tænkes at være til stede. Detektionsmetoden indebærer opvarmning af jordprøverne, og med perchlorat i Mars-jorden er det klart, at eventuelt organisk stof vil blive oxyderet af perchloraten, hvis der skulle være organisk stof i jorden. Så en eventuel påvisning af organisk materiale i isen må afvente en senere mission med mere direkte analyse-metoder.

Månerne Phobos og Deimos

Mars har to måner, Phobos og Deimos, der blev opdaget i 1877 af amerikaneren Asaph Hall (1829-1907). Begge måner er formodentlig indfangede asteroider.

Læs mere i Lex

Kommentarer

Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.

Du skal være logget ind for at kommentere.

Fagansvarlig for Mars

Morten Bo Madsen

lic.techn., ph.d., Københavns Universitet