Oppgrader til nyeste versjon av Internet eksplorer for best mulig visning av siden. Klikk her for for å skjule denne meldingen
Ikke pålogget
{{session.user.firstName}} {{session.user.lastName}}
Du har tilgang til Idunn gjennom , & {{sessionPartyGroup.name}}

Veldige klimaendringar på Mars

Christian Haug Eide (f. 1986) og er frå Måløy i Sogn og Fjordane. Han har doktorgrad i geologi frå Universitetet i Bergen, og arbeider som forskar ved Uni Research CIPR, senter for integrert petroleumsforsking. Forskinga hans handlar om å undersøke variasjon i klima, havnivå og landskap ved å undersøke avsetjingar frå sedimentære miljø.

  • Side: 151-158
  • Publisert på Idunn: 2014-09-26
  • Publisert: 2014-09-26

Planeten Mars er i dag ein kald og tørr steinørken, der dei einaste sedimentære systema er sanddyner, steinras og nokre fastfrosne isbrear. Går ein lenger tilbake i Mars si historie, er det eit heilt anna bilde som kjem fram: eit bilde av aktive isbrear, solsystemets største vulkanar og valdsame flommar av vatn, større enn noko som nokon gong har hendt på jorda. I Mars sin spede barndom var forskjellane enda større: Da var der elver, strandlinjer, store innsjøar og kanskje eit hav. I denne artikkelen ser vi på korleis og kvifor Mars har utvikla seg gjennom tida.

Planeten Mars er i haust synleg som ein raud prikk på nattehimmelen i sør­aust rett etter solnedgang. Historia om Mars er historia om korleis ein planet som ein gong hadde dei beste muligheitene for liv i solsystemet har blitt til ein kald og forblåst steinørken. Om sommaren smeltar sollyset grunnvatn som har frose over vinteren. Dette fører til ras som renn nedover fjellsidene. Går ein lenger tilbake i Mars si historie, er det eit heilt anna bilde som kjem fram: eit bilde av aktive isbrear, solsystemets største vulkanar og valdsame flommar av vatn, større enn noko som nokon gong har hendt på jorda. I Mars sin spede barndom var planeten heilt forskjellig frå slik den er no: Da var der elver, strandlinjer, store innsjøar og kanskje eit hav (Figur 1). Ved å studere kva typar geologiske avsetningar det er på Mars, kan ein finne ut kva fysiske forhold som har vore aktive på overflata, og slik finne ut korleis Mars har ut­vik­la seg gjennom tida og kva grunnane for desse utviklingane har vore.

Figur 1 Topografisk kart over heile Mars. Dei høge, runde fjella rundt 0°N, 260° W er dei største vulkanane i solsystemet. Legg merke til den store mengda krater i sør, og det flate slettelandet i nord.

Historia til solsystemet

Ingen har nokon gong funne ein meteoritt som er eldre enn 4,6 milliardar år. Faktisk ligg alderen til dei aller fleste meteorittar rundt dette talet. Det som hende akkurat på denne tida i solsystemet vårt, var at ei sky av støv og gass kollapsa og forma sola, alle planetane, og mesteparten av meteorittane og asteroidane. Når ein ser på bergartane på Månen, ser ein at mesteparten av desse stammar frå tida mellom 4,1 til 3,8 milliardar år. I følgje den mest aksepterte modellen for solsystemet si utvikling (Nice-modellen, kalla opp etter byen Nice i Frankrike der konferansen som førte til denne modellen vart halden) skuldast dette at banene til dei fire gassplanetane i solsystemet, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun, kom i ubalanse og vart ført lenger ut i solsystemet. Dette førte til at asteroidar vart slengt rundt omkring, og kolliderte med planetane i ein mykje større grad enn før og sidan. Vi kallar denne perioden det seine tunge bombardementet. Dei første faste bergartane vi veit om på jorda, stammar frå rett etter denne tida, noko som kan tyde på at mengda meteorittnedslag var så stor at heile jordskorpa var smelta på denne tida.

Mars i dag

Mars er i dag ein kald steinørken, med ein gjennomsnittstemperatur på –63 °C. Avstanden frå sola er bare 40 % større enn avstanden frå jorda, og dette aleine forklarer ikkje kvifor planeten er så kald. Det skuldast hovudsakleg mangelen på drivhuseffekt, fordi atmosfæren på Mars er så tynn. Atmosfæren til Mars var mykje tjukkare i byrjinga av Mars si historie, men har sidan forsvunne ut i verdsrommet. Dette skuldast i ytste konsekvens at Mars er mykje mindre enn jorda. Sjølv om radiusen er halvparten av jorda, fortel formelen for volumet av ei sfære at volumet til Mars da bare er 15 % av jorda sitt volum. Alle som drikk te veit at teen i ein kopp kjølnar raskare enn den som er i tekanna. Slik er det også med planetane. Mars har kjølna og blitt ein kald og stiv planet, medan jorda framleis er varm og aktiv.

Sidan jorda sitt indre framleis er varm, har vi platetektonikk, vulkanar og ei flytande ytre kjerne som dannar eit magnetisk felt som beskyttar oss mot kosmisk stråling. Vulkanane fyller på den delen av atmosfæren som forsvinn til rommet. Mars har kjølna, så den har verken aktive vulkanar som fyller på atmosfæren, eller eit magnetfelt som kan beskytte atmosfæren mot kosmisk stråling. Vidare er tyngdekrafta på Mars bare ein tredjedel av det den er på jorda, så atmosfæren forsvinn mykje lettare enn den gjer her på jorda. Dette fører til at det atmosfæriske trykket på Mars bare er seks promille av det det er på jorda! På grunn av dei lave temperaturane og det lave trykket på Mars i dag, vil vatn som er der anten fryse eller fordampe nesten med ein gong.

Historia om Mars

Mesteparten av det vi i dag veit om Mars, kjem frå romsondar som har flydd forbi, gått i bane rundt eller landa på Mars. Det som har lært oss aller mest om Mars si historie, er satellittar som har tatt bilde av Mars si overflate og målt topografien. Vi veit at mengda meteorittar som har kollidert med planetane i solsystemet var svært høg fram til for 3,8 milliardar år sidan, og etter dette har den vore relativt konstant. Ved å telle talet på krater på overflata kan ein finne ein omtrentleg alder på terrenget på Mars si overflate: områder med mange, store krater må vere gamle, område med få krater må vere yngre, og område heilt utan krater må vere unge (Figur 2). Basert på dette har Mars si geologiske historie blitt delt inn i tre delar: den noachiske perioden, den hesperiske perioden og den amazonske perioden.

Figur 2 Dei tre viktigaste landskapstypane på Mars. A) Noachisk terreng. Legg merke til den store mengda nedslagskrater. B) Hesperisk terreng. Enkelte krater og store, flate lavastraumar dominerer landskapet. C) Amazonsk terreng. Få krater og flate sletter av støv. Jordvollane rundt kratera skuldast at meteorittar slår ned i områder med store mengder grunnvatn som smeltar under nedslaget. D) Tidsskala som viser dei tre geologiske tidsepokane på Mars, og når dei forskjellige landskapstypane vart danna.

Den noachiske perioden er kalla opp etter høglandsområdet Noachis Terra (Figur 2A), som har mange veldige nedslagskrater og aktive vulkanar. Landskap frå denne perioden dekker om lag 40 % av Mars si overflate. Denne perioden samsvarer med det seine tunge bombardementet, og varte frå om lag 4,1 til 3,7 milliardar år sidan. Frå denne perioden er det dokumentert elveavsetningar, elvedelta og store innsjøar i nokre av nedslagskratera, noko som tyder på at Mars må ha hatt ein mykje høgare temperatur og eit høgare atmosfæretrykk enn i dag.

Den hesperiske perioden er kalla opp etter det store slettelandet Hesperia Planum. Dette landskapet består av store, flate lavastraumar som kjem frå store skjoldvulkanar, ikkje ulikt dagens vulkanar på Hawaii, og har ei moderat mengde nedslagskrater (Figur 2B). Den hesperiske perioden er tida då vulkanske prosessar var den dominerande landformande prosessen på Mars, og strekkjer seg frå 3,7 til omtrent 3 milliardar år sidan. I løpet av denne tida vart dei største vulkanane i solsystemet danna av enorme vulkanutbrot som kom frå varme område i Mars sitt indre, såkalla «hot-spots». Vi har liknande hot-spots på jorda også, og på jorda vil dei tektoniske platene bevege seg over desse områda og danne vulkanske øykjeder slik som Hawaii. Dei tektoniske platene på Mars var inaktive allereie i denne tidsperioden, og vulkanane vart enorme fordi dei varme områda stod stille og fikk tid til å bygge opp dei same vulkanane (Figur 1) i staden for øykjeder slik som vi har på jorda. Vulkanske prosessar har ikkje dominert prosessane på Mars si overflate etter rundt 3 milliardar år, men nokre lavastraumar med svært få krater viser at vulkansk aktivitet har hendt i korte episodar fram til dei siste 2 millionar år, og sannsynlegvis er aktive på eit svært lavt nivå framleis.

I landskap danna i den hesperiske perioden ser vi også enorme kanalar som har frakta vatn i katastrofale flomepisodar. Desse kanalane liknar på kanalar på jorda som er danna under plutselege, kolossale flaumar der innsjøar som var demma opp av ein isbre plutseleg vart tappa, såkalla jökulhlaup. Kanalane på Mars har hatt vassstraumar som var over hundre gonger større enn dei største samanliknbare flommane på jorda, og skuldast truleg plutseleg smelting av frose grunnvatn, anten på grunn av smelting ved meteornedslag eller vulkansk aktivitet.

Den amazonske perioden på Mars er kalla opp etter slettelandet Amazonis Planitia, og er karakterisert av flate landskap med få krater som tyder på at den er ganske ung (Figur 2C). Bakken her består for det meste av støv som kjem med vinden, oske frå vulkanutbrot og mindre lavastraumar. Denne perioden strekker seg frå 3 milliardar år sidan og fram til i dag. Klimaet og prosessane på Mars i denne perioden har truleg halde seg om lag slik det er i dag. Dei mest spektakulære avsetningane frå denne perioden er sanddyner som i dagens Sahara, isbrear og bevis for mindre mengder vatn på overflata.

Sedimentære system i dag

Virvelvindar er sterke vindar som dannar roterande vindsøyler. På Mars har desse blitt fotografert både av satellittar som går i bane rundt Mars, og av den fjernstyrte roveren Spirit (Figur 3). Sand og støv som legg seg på solcellepanela på Mars-roverane blir også vaska vekk av desse virvelvindane, noko som har gjort at desse har kunna operere i årevis, i staden for dei 90 dagane som eigentleg var planlagt. På satelittbilde kan ein sjå spora etter desse vindane der dei har blåst vekk lyst støv som dekker mørkare underlag. Sidan vindane på Mars er sterke nok til å transportere sand, må dei også vere sterke nok til å lage sanddyner.

Figur 3 Virvelvind fotografert av Mars-roveren Spirit.

Sedimentære system tidligare i den amazonske perioden (0–3 mrd. år sidan)

Satellittbilde frå Mars viser store områder dekt av sanddyner. Som på jorda, er typen sanddyner bestemt av korleis vinden bles og kor mykje sand som er tilgjengeleg. Store variasjonar i vindretning gir stjerneforma dyner. Vedvarande vind og mykje sand gir lange dyner som ligg normalt på vindretninga, medan vedvarande vind og lite tilgjengeleg sand gir halvmåneforma dyner.

Om ein samanliknar satelittbilda som er tatt av fleire titals tusen av sanddyner dei siste ti åra, er det bare nokre svært få som beveger seg. Forma på dei halvmåneforma dynene er også uvanleg. I staden for slanke halvmånar, slik som ein vanlegvis ser på jorda, er desse dynene på Mars ofte svært lange og tjukke (Figur 4). Desse geometriane liknar på sanddyner som vart skapt i eit litt snodig eksperiment i Saudi-Arabia på femtitalet: Ei halvmåneforma sanddyne vart dekka med råolje, slik at den stoppa. Etter kvart som fersk sand samla seg på desse sanddynene, vart denne sanden også stoppa med eit lag råolje. Til slutt var sanddyna kuppelforma og den slutta å bevege seg. Sanddynene på Mars er ikkje dekka av råolje, men bilde frå spora til marsroveren Opportunity viser at dei er dekka av eit hardt, skareaktig lag som sannsynlegvis skuldast fordamping av grunnvatn og at sandkorna er kitta saman av salt. Det er svært få krater på sanddynene på Mars, så dette tyder på at dei må ha blitt forma svært nyleg geologisk sett, innan dei siste hundre tusen år. Det at det er så mange sanddyner på Mars som har bevega seg nyleg, men ikkje gjer det no, tyder på at det har vore ei relativt nyleg klimaendring.

Figur 4 (venstre) Sanddyner på Mars. Legg merke til at bade rette dyner og halvmåneforma opptrer saman, og at dei halvmåneforma dynene er lange og tjukke, i motsetning til dyner på jorda. NASA HiRISE, 41.4 °S, 44.6 °A.

I dei midtre breddegradene på Mars (20–60° nord og sør) er det fleire stadar eit alpint landskap med skarpe fjelltoppar, smale fjellryggar som liknar på Besseggen, og botnar som er skjært ut av øvste del av isbrear. Desse liknar på landskap som har blitt skore ut av isbrear under istidene på jorda. I enkelte av desse alpine fjellområda ser vi også isbrear på satellittbilda (Figur 5)! Eksempel på dette er konvergerande straumlinjer i smalare område av breen, falding av straumlinjer der to brestraumar med forskjellig hastighet møtest, og ende- og sidemorener. Vidare viser radardata frå satellitten Mars Reconnaisance Orbiter at desse strukturane består av nesten rein vassis dekt av eit metertjukt lag med støv, sand og stein. Det er ikkje oppdaga nokre bevis på at desse breane bevegar seg i dag, og utrekningar viser at klimaet på Mars no er så kaldt at dei er frose fast. Det er likevel svært få krater på isbreane på Mars, så det ser ut til at vi har nok eit eksempel på relativt nylege klimaendringar i den amazonske perioden.

Figur 5 (høyre) Satellittbilde som viser isbrear og alpint fjellandskap på Mars. 42 °S 108.5 °A.

Sedimentære prosessar i den hespe­riske perioden (3–3.7 mrd. år sidan)

Den hesperiske perioden har store mengder vulkanske avsetningar, både frå lavastraumar og oskenedfall. Desse fortel oss at det var enorme vulkanutbrot i denne tida. Svære kanalsystem fortel oss korleis desse vulkanutbrota påverka miljøet på Mars.

Desse kanalsystema har sitt opphav i områder med det som kallast «kaos­terreng» (Figur 6). Her har bakken søkke ned opp til ein kilometer i forhold til områda rundt, og materialet som er igjen består av oppbrotne blokker som er fleire kilometer i diameter. Desse områda har truleg oppstått når kolossale mengder frose grunnvatn plutseleg har blitt flytande, og vatnet har blitt pressa ut av grunnen under høgt trykk. Bergartane som låg over dette området har så rasa saman. Dei nedrasa områda, kaosterrenget, er kopla på enorme kanalar som eroderer djupt ned i den opphavlege overflata. Den største av desse kanalane som er observert på Mars, er over 300 km brei, 1500 km lang, og meir enn 3,5 km djup. Kanalane har erodert seg rundt tåreforma øyer som er butte på den sida som møtte straumen, og lange og smale nedstrøms. Desse kanalane viser enkelte stadar djupe gjel som sluttar i eit amfiteater, ikkje ulikt Jutulhogget i Hedemark i Norge som vart grave ut da ein bredemt sjø plutseleg kollapsa. Jutulhogget er sjølvsagt mykje mindre enn kanalane på Mars. Det er ingen openbare avsetningar ved munningen av desse avsetningane, og målingar av tyngdekrafta på Mars viser at kanalane fortset lenger, men seinare har blitt dekka av yngre avsetningar.

Figur 6 Kaosterreng og kata­strofiske flomkanalar. Fryst grunnvatn smelta ved midten av bildet, og strauma ut gjennom kanalane til høgre og venstre. Pilene viser straumretninga i desse kanalane. Kaosterrenget i bunnen av bildet høyrer til eit mykje større kanalsystem. Xanthe Terra, 11 °N, 42 °A.

Desse kanalsystema er av same alder som dei store vulkanutbrota. Dei plutselege utbrota av grunnvatn ser ut til å enten vere forårsaka av at store mengder magma har pressa seg inn i grunnen, og har smelta det fryste grunnvatnet rundt seg, eller at dei store vulkanutbrota har forårsaka så store klimaendringar at det frosne grunnvatnet har tina i enkelte områder.

Sedimentære system i den noachiske perioden (3.7–4.1 mrd. år sidan)

For ein sedimentolog som har arbeidd mykje med grunnmarine system, er det den noachiske perioden som er den klart mest interessante. I ­Ebers­walde-krateret har vinden vore kraftig nok til å erodere bort mjuk skifer, men ikkje kraftig nok til å erodere bort sandstein. Dette har resultert i at elvekanalane til eit om lag 150 m tjukt og 12 km breitt elvedelta har blitt ekspo­nert (Figur 7). Frå jorda veit vi at ein treng vatn som straumer raskt for å transportere sand, medan leire, som seinare blir til skifer, blir avsett i stilleståande vatn og på elvesletta. Vi ser at dette deltaet har bygd seg gradvis inn i ein innsjø danna i eit stort meteorittkrater, med eit ganske konstant eller sakte stigande vassnivå.

Figur 7A) Eberswalde-deltaet på Mars, som viser avsetjingar etter elver på toppen av eit delta som bygde seg ut i ein innsjø i eit krater. 23.9 °S, 33.6 °A. B) Selenga-deltaet i Russland byggjer seg ut i Bajkalsjøen, og har geometriar som er svært like dei i Eberswalde-deltaet.

Om ein studerer elvekanalane på deltatoppen, ser ein at elvene har meandrert, bytta løp, og utvikla seg gjennom tida, akkurat slik som jordiske elvekanalar på eit delta gjer i dag. Ein studie som har blitt gjort konkluderer med at deltaet ville ha trengt minst 150 000 år på danne avsetningane. Utanfor krateret er også elvekanalane i tilsigsfeltet til deltaet synlege, og ein ser at desse konvergerer og dannar større elver som har drenert overflatevatn i eit stort område. Dette viser tydeleg at klimaet har vore slik at regn kunne falle og dette kunne renne i elver, og at det har vore mogeleg for innsjøar å eksistere i minst hundre tusen år. For at dette skal ha vore mogeleg, må Mars må ha vore mykje varmare enn det den er i dag, det atmosfæriske trykket må ha vore større, og det må ha eksistert ein hydrologisk syklus der vatn har fordampa, falle som regn, flomma til innsjøar og kanskje til hav, og fordampa igjen.

Klimatiske endringar på Mars

Basert på det som har blitt presentert i denne artikkelen, ser vi at Mars først var ein relativt varm og våt verden med innsjøar og ein aktiv hydrologisk syklus i den noachiske perioden. I den hesperiske perioden ser det ut til at den hydrologiske syklusen har stoppa opp, og at vatnet berre har opptredd som grunnvatn som seinare har frose. Ei sannsynleg forklaring på denne overgangen er at Mars mista atmosfæren si mellom den noachiske og hesperiske perioden. Utan ei atmosfære forsvinn drivhuseffekten, noko som senkar temperaturen og gjer at store delar av vatnet frys til is. Det atmosfæriske trykket vil også minke, noko som til slutt vil føre til at vatn i flytande form vil gå rett over i gassform.

Den hesperiske perioden er dominert av store vulkanutbrot og katastrofale flaumhendingar som sannsynligvis skuldast plutseleg tapping av grunnvatnsreservoar. Desse tappingane skuldast anten klimatiske endringar forårsaka av utslepp av klimagassar frå vulkanane som midlertidig har gjort atmosfæren tjukkare, eller vulkanske intrusjonar og oppvarming av fryst grunnvatn. Den neste perioden er for det meste utan slike fenomen. Det er sannsynleg at dette skuldast at kjernen til Mars har blitt gradvis kaldare, og at den globale vulkanismen vart så liten at den ikkje hadde mykje innverknad på Mars lenger.

I den amazoniske perioden har klimaet på Mars veksla mellom å vere ein kald steinørken utan mykje anna aktivitet enn virvelvindar som bles opp støvskyer, fjellsider som rasar ut og grunnvatn som tinar og renn ut i solvende bakkar; til å vere varm nok til å ha aktive isbrear og aktive sanddyner. Desse klimaendringane ser ut til å opptre på ein tidsskala som er rundt hundretusen år. På jorda har vi på same måte hatt istider og mellomistider på omtrent den same tidsskalaen. På jorda er desse endringane kontrollert av endringar i korleis jorda sin akse er orientert i forhold til sola, såkalla Milankovitch-syklusar. Studiar viser at skråheten til Mars sin akse har variert enda meir enn jorda, noko som kan forklare dei klimatiske syklusane her.

Konklusjon

På jorda ser vi bevis for primitivt liv i sedimentære bergartane heilt tilbake til for 3,5 milliardar år sidan, og det er antatt at jorda var ein varm og ugjestmild stad om lag heilt fram til dette tidspunktet. Dette er same tid som overgangen mellom den noachiske og hesperiske perioden på Mars. Jorda var vanskelig å leve på på denne tida, men likevel utvikla livet seg her. På Mars var miljøet ganske vennlegsinna på denne tida, med innsjøar, elver og kanskje eit hav i nord. Det verkar derfor sannsynleg at det skulle vere enklare for tidleg liv å utvikle seg på Mars enn på jorda i denne tida. Mogelegheitene for å lære om livet si utvikling, og for å samanlikne utvik­linga av livet på jorda med mogeleg liv på ein annan planet, er difor store, og dette er ein av grunnane til at så mange romsondar blir sendt til Mars.

Meir informasjon

TV-serien Wonders of the Solar System (Solsystemets mysterium) frå 2010 med Brian Cox av BBC.

Baker, V.R. 2001. Water and the martian landscape. Nature 412: 228–236.

Bhattacharya, J. P, Payenberg, T.H.D., Lang, S. C. et al. 2005. Dynamic river channels suggest a long-lived Noachian crater lake on Mars. Geophysical Research Letters 322: 4 p.

Gomes, R. , H.F. Levison, Tsiganis K. & Morbidelli, A. 2005. Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets. Nature 435: 466–469.

Head, J.W., Marchant, D.R., Agnew, M.C. et al. 2005. Extensive valley glacier deposits in the norther mid-lattitudes of Mars: Evidence for Late Amazonian obliquity-driven climate change. Earth and Planetary Science Letters 241: 663–671.

Noffke, N., Christian, D., Vacey, D. & Hazen, R.M., Microbially Induced Sedimentary Structures Recording an Ancient Ecosystem in the ca. 3.48 Billion-Year-Old Dresser Formation, Pilbara, Western Australia. Astrobiology 13: 1103–1124.

Schatz, V., Tsoar, H., K.S. Edgett, et al. 2006. Evidence for indurated sand dunes in the Martian north polar region. Journal of Geophysical Research 111: 14 p.

Touma, J. & J. Wisdom. 1993. The Chaotic Obliquity of Mars. Science 259: 1294–1297.

Waitt, R. 1985. Case for periodic, colossal jökulhlaups from Pleistocene glacial lake Missoula. GSA Bulletin 96: 1271.

Idunn bruker informasjonskapsler (cookies). Ved å fortsette å bruke nettsiden godtar du dette. Klikk her for mer informasjon