Planeten Mars

Atmosfærisk data: Jorden  Mars
Tryk (bar) 1.013 0.007
Kuldioxid % 0.03 95.3
Kvælstof % 77 2.7
Argon % 0.9 1.6
Ilt % 21 0.13
Kulmonooxid % - 0.07
Vand % - 0.03
Planet data: Jorden Mars
Masse (kg) 6.0 x 1024 6.4 x 1023
Diameter (km) 12756 6787
Gennemsnitlig tæthed (g/cm3) 5.52 3.94
Undvigelseshastighed (m/sek) 11200 5000
Gennemsnitlig afstand fra solen (AU) 1 (150 mio. km) 1.52 (228 mio. km)
Rotationstid om egen akse (timer) 23.93 (dag) 24.62 (sol)
Rotationstid on solen (dage) 365.26 686.98
Gennemsnitlig overfladetemperatur (oC) +15 (+20) -63 (-140)

 

Jorden og Mars (NASA)

Spørgsmålet om livets oprindelse er et af de mest fundamentale inden for videnskaben. Af alle andre planeter i vores solsystem er Mars den mest jordlignende og forbliver vores bedste chance for at finde liv. Det vil formentlig være mikrobielt liv, som findes i selv de mest ekstreme miljøer på Jorden.

Studiet af Mars kræver det fulde spektrum af de kendte videnskabelige efterforskningsteknikker. Den i sagens natur nødvendige tværfaglige viden afspejles i vores forskningsteam, som involverer institutter for fysik og astronomi, geologi, kemi og biologi. Et sådant samarbejde er afgørende, hvis vi skal besvare spørgsmål om vores oprindelse og mulighederne for liv uden for Jorden.

Desuden er alle indikationer af liv under ekstreme forhold i forbindelse med det nuværende meget intensive studie af eksoplaneter videnskabelige "must do"-studier.

Flodleje (NASA)
Vandløb på Mars løber over og hundreder af kilometer

Afgørende for alle former for liv på Jorden er tilstedeværelsen af flydende vand. De seneste observationer af Mars fra satellitter og rovere på overfladen har resulteret i forbløffende opdagelser af fortidens udstrakte have, flodlejer, søer og vandkanaler. Der er også fundet store mængder vand (is), der findes under overfladen i hele Mars' bredde. Det er nu en udfordring for simuleringseksperimenterne at finde ud af, under hvilke betingelser, hvordan og hvor der kan findes flydende vand på Mars. Nyere observationer af korte levende strømme er blevet observeret på overfladen af planeten. Dette indikerer, at det vand, vi ved er til stede i form af is tæt på overfladen, nu og da, og måske ikke så sjældendt endda, kommer op til overfladen i flydende form.

Den voldsomme bombarderingsperiode ved slutningen af ​​solsystemformationen, hvor planeternes tyngdefelt opsamlede det meste af det materiale, der ikke før var endt i planeter, eksponerede planeternes overflader og atmosfærer for meget stærk erosion. En stor del af Mars-atmosfæren gik tabt i den proces.

Aktuelle modeller viser, at den tidlige Mars ved slutning af dette bombardement (for 3,8 milliarder år siden) var en hel del varmere og meget mere våd planet end i dag. Modellerne viser også, at der på samme tidspunkt må have være et højere atmosfærisk tryk, temperaturer over nul og oceaner af flydende saltvand. Det ligner et hydrologisk kredsløb som vi kender det på Jorden i dag, og det ville medføre stærk forvitring – altså et miljø der kunne have støttet grobunden for liv.

Tabet af det beskyttende magnetfelt og indskrænkning af vulkanerne efterlod atmosfæren ubeskyttet over for UV-stråling og solvindens erosion af lette gasser og molekyler som vand, ammoniak og methan, men fyldt med f.eks ilt, kvælstof og kuldioxid.

Men det faktum, at Mars 'rotationsakse skifter meget mere end Jordens rotationsakse, har givet anledning til at tegne modeller for ændringer i overfladeklimaet på Mars inden for få millioner af år (en million år er lang tid i en menneskelig sammenhæng, men ikke i en geologisk). Hvis store dele af isen på Mars' poler fordamper, når aksen er orienteret tættere mod solen, fører det til et højere atmosfærisk tryk, hvilket resulterer i vandskyer, der kan falde som sne på højdedrag. Så i løbet afnogle år vil gletschere dannes med et erosionsmiljø, der er meget forskelligt fra det Mars, vi ser i øjeblikket. Muligvis tæt på det hydrologiske miljø, vi kender fra Jorden.

Mars set fra Phoenix landeren (NASA)

Mars’ overflade i dag er barsk. Den tynde atmosfære (ca. 8 mbar af primært CO2) fungerer ikke så effektivt som drivhus, som vi kender det fra Jorden atmosfære. Varmestrømmen  fra solens opvarmning af overfladen forsvinder som langbølgestråling ud i rummet. Kun tæt på overfladen og ved lave breddegrader, vil temperaturen omkring middagstid komme over frysepunktet.

Da atmosfæren er så tynd, når den kraftige UV-stråling helt ned til overfladen, og her bidrager UV-strålingen til dannelse af stærkt reaktive oxidative arter. I dette miljø kan organisk materiale ikke overleve. Desuden vil den tynde atmosfære og mangel på et globalt dipolfelt muliggøre, at kosmiske stråler og høj energisolstråling (primært protoner) kan penetrere og interagere med atomer i den øverste overflade, hvilket producerer stærkt ioniserende sekundær stråling. I dette strålingsmiljø er det svært for de molekyler, der er nødvendige for biologi, som vi kender det, at overleve.

NASAs Viking-missioner (1976) fandt kun små spor af organisk materiale på Mars' overflade. Chlorholdige methanforbindelser blev detekteret, som man spekulerede på kunne være rester fra opløsningsmidler, der var blevet brugt til at rense forsøgsapparatet før afrejse. Desuden viste resultaterne, at overflademineralerne ikke kun var meget oxiderede, men også fortsat oxiderende. Organisk materiale, som kommer i kontakt med dette overflademateriale, frigør CO2, hvis det opvarmes. Siden disse forsøg blev udført på Mars, har der været meget debat om årsagen til disse oxiderende egenskaber. Men med Phoenix-missionen blev der gjort en vigtig opdagelse. Perchlorat blev fundet i koncentrationer på 0,5-1% i overfladematerialet. Denne konklusion er blevet bekræftet af  Curiosity’s analyse af jordbunden i Gale-krateret tæt på ækvator.

Studerer man Mars gennem en kikkert eller et teleskop, afsløres en rød planet. Fint rødt støv dækker næsten hele overfladen og er spredt i den nederste del af atmosfæren. Fra tid til anden får storme støvet til at hvirvle højt op i atmosfæren, så man ikke kan se overfladen i flere måneder. Fra NASAs Mars Exploration Rovers kendes den kemiske sammensætning af støvet, men de nøjagtige processer, der er ansvarlige for dannelsen af den røde farve, som stammer fra oxiderende jern, er stadig ukendt.

Modellering, laboratorieforsøg og eksperimenter i  vindtunnel og miljøkammer er værktøjer, som bruges af Mars Simuleringslaboratoriet i projekter til at forsøge at få svar på nogle af de udfordrende og vigtige spørgsmål om overfladeprocesser på Mars.