Kommentarer: I tillegg til Messenger har den europeiske romfartsorganisasjonen ESA sammen med den japanske romfartsorganisasjonen, planlagt en

Transkript

1 1

2 Kommentarer: I tillegg til Messenger har den europeiske romfartsorganisasjonen ESA sammen med den japanske romfartsorganisasjonen, planlagt en ekspedisjon til Merkur med oppskytning trolig i Satellitten har fått navn Bepi-Colombo og vil ankomme Merkur i september 2019 og deretter gå i bane rundt planeten, trolig i 2 år. Målene for Bepi-Colombo omfatter: Studere hvordan en planet nær sin sol blir dannet og hvordan den har utviklet seg. Studere Merkurs indre, struktur, geologi, kjemisk sammensetning og overflate - især kratrene. Studere det lille Merkur har av atmosfære. Merkurs magnetfelt - dets opphav og struktur. I det følgende vil vi måtte støtte oss mye til Marinerdataene, som er gode. Men raskt kommer det nå ny informasjon fra Messenger, og vi prøver å følge dette opp. 2

3 Her ser vi bilder av Merkurs overflate. Til venstre et sammensatt bilde fra Mariner 10, en mosaikk. Det vil si at bildet er satt sammen av mange delbilder med mye mindre synsfelt. Merkur har minst like stor tetthet av kratre som månen. Bildet til høyre er fra Messenger. Vi ser hvordan kratrene her ligger i en opprinelig gammel slette. Det er altså en gammel overflate vi har med å gjøre. Oppløsningen for Marinerdataene er 1.6 km per piksel (bildeelement) mens pikselstørrelsen i disse Messengerdataene er 580 meter. Men Messenger kan prestere avbildninger så gode som 100 meter pr piksel. Kratrene på Merkur har skarpere kanter og er grunnere enn månekratrene. Dette skyldes at gravitasjonen er større enn på månen. Ejekta, masse kastet ut av krateret da det ble laget, blir heller ikke kastet så langt unna. Bildene gir et klart inntrykk av den enorme tettheten av kratre på Merkur. Legg merke til de mange små kratrene som ligger utover hele overflaten. Store kratre som på bildet til høyre har gjerne få og små kratre inne i kratersletta. Slike kratre er unge strukturer. 3

4 Calorisbassenget er et kjempekrater med diameter ~ 1550 km. Dette må sammenstilles med Merkurs diameter som er 4880 km. Bruddsoner opptrer diametralt på motsatt side av Merkur. Bildet til venstre viser om lag halvparten av Caloriskrateret. Man ser de sirkulære bruddområdene i Merkurs skorpe. (Fra Mariner bildene anslo man en diameter for Caloris på 1300 km, men dette er endret i og med de nye Messengerbildene.) Calorisbassenget er laget ved kollisjon med en kjempestor meteor. Kollisjonen kan ha desentrert planeten flyttet massesenteret i forhold til det geometriske sentrum. Sjokkbølger fra nedslagsområdet må ha gått tvers gjennom planeten og man ser bruddsoner i Merkurs skorpe på diametralt motsatt side fra Caloris. Det finnes ikke mange små kratre inne i Caloris. Man regner derfor at det er relativt ungt, trolig bare ca. 700 millioner år. Alderen er bestemt fra tettheten av mindre kratre inne i Caloris sammen med det man vet om variasjonen av meteornedslag med tiden, blant annet fra å studere månen.

5 En karakteristisk formasjon på Merkur er scarps. Ordet scarp kommer fra fransk escarpe og betyr en bratt skanse i festningsarkitekturen. Scarps på Merkur er forkastninger. De kan bli flere titalls kilometer lange, kanskje godt over 100 km, og flere hundre meter høye. De skjærer igjennom sletter og gamle kratre. Bare unge kratre begraver en scarp. Graben eller grøfter/ sprekker er en annen type formasjon. Scarps og grabens tror man skyldes at Merkurs radius har endret seg. 5

6 Man tenker seg at Merkur kort tid etter dannelsen var svært varm. Da utvidet planeten seg, skorpa sprakk og det ble dannet såkalte graben sprekker i den unge, men stivnede, skorpa. Øverst til høyre ser vi hvordan de arter seg. Senere, da Merkur ble avkjølt, trakk den seg sammen. Skorpa ble for stor for planeten som nå ble mindre. Det førte til at forkastningssprekker ble dannet, det vi nå kaller scarps. Merkurs radius kan ha endret seg så mye som 1-2 km i epokene med oppvarming og avkjøling. Hvorfor var temperaturen inne i Merkur så høy? To årsaker kan tenkes, som begge kan a bidratt til oppvarmingen: 1. Planeten kan ha hatt sterk tidevannsbremsing med tilsvarende oppvarming idet rotasjonsperioden opprinnelig har vært så kort som 8 timer. Tidevannskrefter fra sola vil kunne føre til at Merkurs rotasjon bremses opp fra en høy verdi til en mye langsommere rotasjon. Energien som går tapt ved oppbremsingen vil overføres til varme i idet indre av Merkur. ( Se forelesning 1 for omtale av tidevannseffekter og tidevannsbremsing.) 2. Radioaktiv oppvarming må ha vært kraftigere tidlig i Merkurs historie fordi større mengder av radioaktive isotoper har vært tilgjengelig. Både graben og scarps finnes også på jorda, men har her andre årsaker enn på Merkur. Alt i i alt må man si at Merkurs overflate er mer heterogen og variert enn overflatene til både Mars (se senere) og månen. 6

7 Merkurs indre består av en kjerne med radius 1800 km, en mantel som er 600 km tykk og en skorpe, km tykk. Merkurs kjerne er altså relativt mye større enn jordas. Den fyller 42% av volumet og går ut til 0.75 R Merkur. Merkurs midlere tetthet er videre 5.43 g cm -3. Uten kompresjon på grunn av vekten av massen i overliggende lag ville tettheten vært 5.3 g cm -3. Til sammenligning ville jordas middeltetthet uten kompresjon være 4.4 g cm -3. Dette viser klart at Merkur må ha en forholdsmessig større jernkjerne en jorda. Til sammenligning fyller jordas kjerne 16% av volumet og går ut til 0.55 jordradier. Den er altså betydelig mindre relativt sett enn Merkurs kjerne. Hvordan har Merkur fått en så stor kjerne? Teorien om planetsystemets dannelse kan ikke forklare dette. Men en teori er at vår sol da den ble dannet ble varmet opp til svært høye temperaturer, og varmen fordampet mantelen i en Merkur som var større enn den vi har i dag. En kanskje vanligere teori er at Merkur tidlig i solsystemets historie var utsatt for en voldsom kollisjon som førte til at store deler av dens mantel fordampet. Det er altså ikke bare jorda og Theia som har kollidert. Store kollisjoner har skjedd med andre planeter også. Rotasjonsaksen for Uranus er tippet over 90 grader fra normalen til baneplanet, noe mange også tror skyldes en kollisjon. I dag er man mer villig enn tidligere til å akseptere store kollisjoner som forklaring på spesielle forhold i planetsystemet. Det skyldes nok de mange tegn vi har fra vår måne og fra andre måner og planeter som forteller om et voldsomt meteorbombardement tidlig i solsystemets historie. 7

8 Mariner 10 oppdaget at Merkur hadde en magnetosfære og dermed et magnetfelt. Feltstyrken er om lag 1/100 av jordas magnetfelt. Denne oppdagelsen kom overraskende. Den svakere feltstyrken og den sterkere solvinden så nær sola gjør at Merkurs magnetosfære er langt mindre enn jordas. Dette ser vi tydelig på bildet, hvor det bare er km fra planetens sentrum til magnetopausen over polene. Dette er langt mindre enn størrelsen av jordas magnetosfære. Tidligere regnet man med at magnetfeltet til Merkur ikke blir skapt og opprettholdt i dag ved at strømninger inne i en flytende metallkjerne lager feltet ved så kalt dynamoeffekt. Jordas magnetfelt blir laget på denne måten ved at bevegelser - strømninger - i det flytende metallet i kjernen fører til elektriske strømmer som i sin tur induserer - lager - magnetfeltet. Men for Merkur regnet man at kjernen var så liten ay den raskt kjølte ned og størknet. Magnetfeltet kunne da være et restfelt (remnant field) som var i den opprinnelige skya som planetene ble dannet av, og som fulgte med og ble forsterket gjennom konsentrasjon da planeten ble dannet. Alternativt kunne magnetfeltet blitt dannet ved dynamoeffekt tidlig i planetens historie, mens kjernen ennå var flytende og deretter ha frosset inn i den stivnede metallkjernen. Helt nye målinger av Merkurs rotasjon viser imidlertid at kjernen til planeten ennå ikke er helt stivnet. Dermed er Merkurs magnetfelt trolig både dannet ved, og blir opprettholdt av, dynamoeffekt. Vi skal derfor beskrive rotasjonsmålingene. Videre har Messenger observert tegn på utstrakt vulkansk aktivitet på Merkur, for milliarder år siden, og trolig også mer nylig, noe som klart tyder på et smeltet indre, selv så lang tid etter at planeten var dannet. 8

9 Opprinnelig trodde man at Merkur roterte rundt sin egen akse like raskt som den gikk rundt sola, at den altså hadde bundet rotasjon i sin bane, slik månen har rundt jorda. Dette er det sluttresultat man umiddelbart venter når sterke tidevannskrefter fra sola påvirker og bremser Merkurs opprinnelige rotasjon. I situasjonen med bunden rotasjon vil tidevannstoppene bli stående stille i linja mellom Merkur og sol. Der blir ingen indre friksjon, ingen ytterligere endring av rotasjonen. Men målinger viste at Merkur har en siderisk rotasjonstid på 58 døgn mens omløpstiden rundt sola er 88 døgn. Dermed roterer den 1.5 ganger rundt sin akse i løpet av ett omløp rundt sola eller 3 ganger rundt aksen i løpet av 2 omløp rundt sola. Dette kalles 3:2 spinn-banekobling. Hvorfor den har havnet i denne resonansen og ikke i en 1:1-kobling, såkalt bundet rotasjon, har å gjøre med at Merkurs bane er så elliptisk, Elliptisiteten er ~0.2. Nylige modellberegninger for mange forskjellige startrotasjoner for Merkur finner at planeten havner i 3:2 spinn-banekobling i godt over halvpartene av tilfellene. 3:2-koblingen sammen med planetens elliptiske bane gjør at solas gang på Merkur-himmelen kan bli uvanlig. For eksempel kan man på Merkur få en soloppgang umiddelbart fulgt av at sola igjen går ned på samme sted for så å komme opp igjen. 9

10 Hvordan har vi funnet ut hvor raskt Merkur roterer rund sin egen akse? Metoden er illustrert i figuren. Radiosignaler sendes mot Merkur med Areciboantennen, som også registrerer det reflekterte signalet. Strålingen som sendes ut er i form av en spektrallinje som dekker et meget smalt område i bølgelengde. Dopplereffekten gjør da at stråling reflektert fra den del av Merkur som roterer mot oss får litt kortere bølgelengde når den kommer tilbake til oss, mens reflektert stråling fra den siden, som roterer bort fra oss, får litt lengre bølgelengde. Resultatet er at den reflekterte spektrallinjen vil strekke seg over et større intervall i bølgelengde enn den spektrallinjen som ble sendt ut. Fra denne økningen i bredden av linjen kan rotasjonshastigheten beregnes. Men det finnes raffinementer i metoden. Disse går ut på å observere reflekser fra helt bestemte, men gjenkjennbare overflatemønstre på Merkur. Da kan variasjonen av perioden også bestemmes med nøyaktighet på 1 del i 100,000. Disse variasjonene viser at Merkur vugger fram og tilbake. Slik vugging vil man vente på grunn av at banen er svært elliptisk. Men den vuggingen som observeres er dobbelt så stor som den man ville få for en stivnet planet som vugger på grunn av baneeksentrisitet. Den svarer derimot til det man får hvis en del av det indre av Merkur ikke er stivnet. En slik vugging ser man også dersom et rått egg med flytende indre spinnes rundt. Oppdagelsen av variasjonen i rotasjonsrate ble annonsert i mai

11 Magnetfeltet. Den flytende kjernen på Merkur gjør det troverdig at magnetfeltet dannes ved dynamoeffekt selv om planeten roter langsomt rundt sin akse. Atmosfære. Det eneste lille spor av gass som kanskje kan kalles en atmosfære på Merkur, kommer fra solvind som planeten fanger opp og holder på en stund. Temperatur. De ekstreme temperaturvariasjonene kommer dels av at planeten er så nær sola og ikke har atmosfære, men også fordi overflaten er forholdsvis mørk. Dermed absorberes det meste av solstrålingen og overflaten varmes kraftig opp. De varmeste områdene er langs 0 og 180 grader lengde hvor sola står rett over ekvatorområdene samtidig med at planeten er nærmest sola. På lengdegrader 90 og 270 grader står sola rett over ekvatorområdene når planeten er lengst fra sola i sin elliptiske bane. Vann. Til slutt kan vi ta med at der finnes vann på Merkur. Det finnes områder ved polene som reflekterer radiostråling ekstra sterkt. Dette tolkes som is under bakken i dype kratre i polarområdet. Sollys faller sjelden eller aldri på bakken inne i kratrene i disse områdene, og dermed smelter ikke isen. 11

12 Med en diameter km er Venus bare litt mindre enn jorda, D VENUS ~ 0.95 D JORD. Rotasjonsperioden rundt egen akse er 243 d og omløpstiden rundt sola 225 d. Venus har videre retrograd rotasjon. Sola står opp i vest og går ned i øst. Den lager også sløyfer over himmelen i løpet av dagen. Dette kommer av at planetbevegelsen ikke går med jevn fart, fordi banen rundt sola er elliptisk. Sola kan likevel ikke sees fra overflaten av Venus fordi planeten skjuler seg bak et tett skydekke. 12

13 Listen som er gitt, er ikke komplett, men dekker de viktigste undersøkelsene av Venus. Første forsøk ble gjort med en Veneraprobe i 1961, men ble mislykket. Veneraprogrammet er imidlertid det eneste som i tillegg til å observere fra bane rundt Venus også har landet farkoster på overflaten. Vi skal komme tilbake til dette. Den mest omfattende kartlegging med radar og høy oppløsning er gjort fra Magellan. Magellan kartla 98% av Venus overflate. Fra Magellan og de andre tidligere romfartøyene har vi fått god informasjon om topografien til Venus. Venus Express er fortsatt i drift. Den har instrumenter for observasjoner i infrarødt lys og er dermed spesielt skikket til å måle temperaturene i atmosfæren og på overflatene. Husk at den infrarøde strålingen på visse bølgelengder trenger bedre gjennom skyer enn synlig lys. Dessuten kan Venus Express observere skyer i ulike høyder og dermed måle vindstyrker i Venus atmosfæren fra bevegelsen av skyene. 13

14 Et topografisk kart av Venus. De rødbrune områdene er høyland, de grønne og blå delene er lavtliggende områder. Det er karakteristisk at Venus for det meste består av lave sletter. Dette er vulkanske sletter og de utgjør 85% av overflatearealet på planeten. Derimot er der lite av de typer formasjoner som svarer til jordas kontinenter. Kanskje kan man si at man har to kontinentområder: Ishtar Terra ved nordpolen og Afrodite Terra i ekvatorsonen. Det totale arealet for disse kontinentene utgjør bare 8% av Venusoverflaten. De lave områdene ligger bare noen få meter under middelhøyden for Venus. Stort sett begrenser høydevariasjonene seg til et par km. Ishtar Terra i nord har de høyeste områdene. De høye fjellene der, merket med rødt, kalles Maxwell Montes etter fysikeren James Clerk Maxwell. De rager 11 km over de laveste områdene på Venus. Ellers er det flest kvinnenavn på Venus-kartet som rimelig kan være for en planet oppkalt etter en gudinne. 14

15 De første bilder fra Venus overflate ble tatt av Venera 9 og Venera 10, men bildene fra landerne til Venera 13 og 14 er bedre. Landingene skjedde i mars 1982 med noen få dagers mellomrom. Legg merke til steinen på bakken. Vi ser spisse steinfliser med skarpe kanter. Det er ikke mange spor etter det vi ville kalle erosjon. Kanskje er de formet av etsende syre? Himmelen er uten sol og uten skyer, en jevnt grå bakgrunn, men den horisontale sikten er god. Man kan se langt av gårde, trolig lenger enn på jorda. For i den tette Venusatmosfæren bøyes lyset merkbart, og det er mulig å se over horisonten. Veneralanderne fungerte i omlag 50 minutter, og rakk ikke stort mer enn å ta disse bildene og overføre dem før signalene stoppet. De russiske vitenskapsfolkene var mildt sagt overrasket og skuffet. Senere ble det klart at årsaken var at Venus atmosfære inneholder svovelsyredamp (se senere i forelesningen). Svovelsyra etser i stykker metallet i landeren i løpet av minutter, og ødelegger all elektronikk raskt. 15

16 Vi skal i det videre se på hver av disse typen terreng og komme inn på utskiftingen av Venus overflate gjennom det som kalles vertikal tektonikk, til forskjell fra den horisontale forflytning av plater i skorpa som vi finner på jorda. 16

17 Bildet viser et nedslagskrater på Venus. Venus har om lag 1000 kratre med diameter 3 km eller mer. Mindre kratre finnes ikke. Dette kommer av at Venus har en tykk atmosfære som små meteorer ikke kan trenge igjennom kratre er flere enn vi har på jorda, selv når man tar med at de fleste nedslagene på her har skjedd i havet. Men det er atskillig færre enn på månen, som har store kratre på et mye mindre areal. Fra dette er det klart at overflaten til Venus er forholdsvis ung. Det er videre viktig å merke seg at alle kratrene fordeler seg jevnt ut over Venus. Der finnes ikke områder som har høyere eller lavere kratertetthet enn resten av overflaten, når unntas det som kan forklares ved tilfeldigheter. Dette er et viktig punkt fordi det indikerer at hele skorpa kan være fornyet på en gang. Tydeligvis er alderen til skorpa den samme overalt på Venus, omlag 500 millioner år å dømme etter antall kratre. Dette er utledet fra antall kratere pr flateenhet som svarer til antall kratere dannet de siste 500 millioner år. (Tallet varierer en del fra kilde til kilde.) 17

18 Disse fjellene ligner på foldningsfjell, men er ikke laget ved horisontal platetektonsk aktivitet slik som foldningsfjellene på jorda. På jorda får vi fjellkjeder nå en plate glir under en annen idet de støter sammen. Disse krøllede rekkene er derimot trolig laget ved kompressive strekk. Det er noe i undergrunnen som presser på sidelengs, men uten at man har plater og bruddsoner. De er relativt nye formasjoner, yngre enn de store slettene som utgjør 80% av overflaten. Maxwell Montes ligger i Ishtar Terra. 18

19 Novaer dannes når magma flyter ut på overflaten og danner kammer og grøfter som reflektere radiobølgene godt. I sentrum ser man ofte en nedsunket overflate over et magmakammer som er blitt tappet. 19

20 Arachnoider og Coronaer er mønstre i overflaten på Venus som ligner hverandre. Arachnoider ser ut som edderkoppspinn. Det virker tydelig som om noe trykker nedenifra. Skorpa knekker under presset, men uten at det går hull på den. Bredden av sprekkene er omlag meter. Det finnes vel 250 slike strukturer på Venus overflate. Coronaer ser ut som arachnoider, men er større. Igjen er de trolig laget når magmamasser trykker fra undersiden mot en tykk Venusskorpe og får den til å sprekke opp. 20

21 En vulkan på Venus. Dette bildet er laget på basis av radarobservasjoner. Det gir et klart inntrykk av hvordan overflaten av Venus preges av vulkanisme. Trolig har Venus mer enn 100,000 vulkaner. Ingen av disse er noen gang observert i aktivitet. Nesten 200 av vulkanene er store skjoldvulkaner, som Hawaii på jorda eller mye større. Fordelingen av vulkaner tyder på at skorpen på Venus ikke består av plater slik som jordskorpa. Vi finner ingen konsentrasjon av vulkaner langs kanten av tektoniske plater slik som på jorda. I stedet tror man at Venusskorpen er tykk. Den hindrer dermed transport av varme fra det indre, og et høyt trykk bygges derfor opp under skorpa. Trykket kan føre til oppsprekking av skorpa. Det er dette man ser spor av i coronaer og arachnoider. Med lange mellomrom utløses trykket i en global vulkansk aktivitet, men det meste av tiden er alt svært rolig. Man har imidlertid spekulert på om det av og til forekommer litt vulkansk aktivitet på planeten. Svovelsyra i skylagene er nok dannet av svovel som er spydd ut ved vulkanutbrudd og svovelet som finnes i atmosfæren (se slide 17 samt lenger bak i kapittelet) trenger å fornyes med mellomrom. Man ser også formasjoner som tyder på at man nylig har hatt små utbrudd med lava i enkelte vulkaner. 21

22 Vulkanismen på Venus er knyttet til prosesser som fornyer Venusskorpen. Men skorpefornyelsen foregår på en helt annen måte enn på jorda. På jorda skjer fornyelsen kontinuerlig - altså hele tiden - gjennom horisontal platetektonikk, som er skissert i figuren. Oppovergående konveksjonsstrømmer i mantelen lager ny skorpe i områdene hvor plater glir fra hverandre. Dette skjer i bruddsoner på havbunnen hvor platene er tynne. Deretter forflytter skorpa på havbunnen seg til den kolliderer med en kontinental skorpe. Her får vi en subduksjonssone hvor skorpa fra havbunnen forsvinner ned i mantelen igjen, se til venstre i figuren. Dette er en effektiv måte å lage ny skorpe samtidig som den gamle forsvinner. Vulkaner på jorda finner vi over subduksjonssonene og i bruddområdene hvor den nye skorpa dannes. På Venus har vi altså ikke noe slikt mønster. 22

23 Skorpefornyelse på Venus. På Venus har vi det som kan sies å være en form for vertikal tektonikk. Også her er det strømmer i mantelen, men Venusskorpen er ikke delt opp i plater slik som skorpen på jorda. Vi har vulkaner der masse strømmer opp. I nedstrømningsområdene foregår sammentrykning av skorpe som lager fjell. Men skorpa returnerer ikke til mantelen i en rask og kontinuerlig prosess slik som på jorda. Den stues opp og nedstrømningen går langsomt. Det antas at skorpen på Venus er tjukkere enn jordskorpen, og at dette har noe med forskjellene å gjøre. Oppdriften av en tjukk skorpe kan bli så stor at plater ikke glir under hverandre som på jorda. (Nature, 442, 128,2006). På sett og vis er det som om Venus bare har kontinental skorpe. Venus har i hvert fall ikke platetektonikk slike som jorda. Den tjukke skorpen virker som et ullteppe og gjør at varmen fra det indre har vanskeligere for å slippe ut, og det bygger seg opp en høy temperatur overalt. Til slutt smelter eller mykner skorpen og dette fører til globale vulkanutbrudd. Hele overflaten av Venus skiftes ut på en gang i disse utbruddene hvor lava flyter ut fra vulkaner i millioner eller titalls millioner av år! Arachnoider og koronaer kan stemme med en slik model. Disse formasjonene tyder på at presset under skorpen er stort uten at det går hull på den. En viktigere indikasjon er den jevne tettheten av meteorkratre ut over hele overflaten. Resurfacing er et uttrykk for det som skjer. Det er amerikansk og brukes vanligvis om å legge ny asfalt på en vei eller en plass. Billedlig er det ganske malende for det som åpenbart har skjedd på Venus. Alderen av overflaten tiden som har gått siden siste gang man hadde global vulkansk aktivitet regnes til 400 ( ) millioner år ut fra kratertettheten. 23

24 Her summeres opp det som står i notatene til de 3-4 foregående slides. 24

25 Især Venerasondene og Magellan brakte ny og interessant kunnskap om forholdene i atmosfæren på Venus, selv om mye også var kjent fra radarmålinger med det store radioteleskopet, Areciboteleskopet, på Puerto Rico. Man skjønte tidlig at temperaturen på overflaten var svært høy, og at atmosfæren var tett og vesentlig besto av karbondioksid. Det ble klart at skyene i Venusatmosfæren var svovelsyredamp, som ødela metallet og instrumentene i Veneralanderne. Så kom Venus Express. Dette er det første europeiske romskip som noen sinne har dratt til Venus. Det ble skutt opp i november i 2005 og brukte 162 døgn på turen til Venus. Venus Express var laget for å gå i bane rundt Venus i minst 500 jord-dager eller 2 venusdøgn, men har nå vært i drift mer enn dobbelt så lenge. Venus Express har studert atmosfæren og overflaten til Venus i stor detalj. Vi skal vise noen av resultatene som avdekker interessante og uventet sirkulasjonsmønstre i atmosfæren, samtidig som vi beskriver tidligere kunnskap om atmosfæren til Venus. 25

26 Skyer og atmosfære. Vi har sett at Venus er skjult bak et tett skylag. Her ser strukturen med med tette skyer av svovelsyredamp og dis i km høyde. De øverste skylagene studeres i blått og infrarødt lys med Venus Express, mens lengre infrarøde bølgelengder forteller oss om de laveste skyene. Vi kan se hvordan skyene beveger seg Dermed finner vi vindhastigheten, som er høye og som varierer med tiden på Venusdagen. Denne vinden er horisontal, den blåser parallelt med ekvator og vindstyrken er høyest om kvelden. Under skyene er tettheten betydelig lavere enn i skyene lenger oppe, noe som er mulig fordi skyene består av svovelsyre. Det var denne syren som ødela Veneralanderne i løpet av minutter. Lenger nede øker likevel tettheten sterkt mot overflaten, hvor den er omlag 35 ganger høyere enn i jordas atmosfære. Atmosfæren er klar under skyene helt ned til overflaten og det er mulig å se i synlig lys over lange avstander. Svovelsyreskyene gjør også at lyset blir gult. Men sollys filtreres ned gjennom skyene og man har derfor et dagslys ved overflaten på Venus. Her nede ved overflaten blåser det ikke sterke vinder. Atmosfæren på Venus består vesentlig av CO 2, som utgjør 96% av gassen. Trykket ved bakken er svært høyt, hele 95 bar. De store mengdene av CO 2 i Venusatmosfæren gir en sterk drivhuseffekt og gjør at temperaturen på planeten er høy. Dette sier vi mer om på neste lysark. 26

27 Temperatur og drivhuseffekt. Noe av årsaken til at Venus er så varm er naturligvis at den ligger nærmere sola enn jorda. Men i ennå høyere grad er det drivhuseffekten som lager den høye temperaturen. Synlig lys slipper som nevnt ned til overflaten av Venus og varmer den opp. Den stråler da i infrarødt (IR). Den infrarøde varmestrålingen absorberes av CO 2 i atmosfæren, som varmes opp. Ved T ~ 750 K inntrer en balanse. Nå er atmosfæren varm nok til å sende like mye energi ut i verdensrommet som Venus mottar fra sola (punkt 6 i figuren). Fordi Venusatmosfæren er tett og massiv har den nok varmekapasitet til å holde på varmen gjennom hele den lange natten (122 jord-døgn). Strømningsmønstrene i atmosfæren fordeler videre varme til nattsida og til polene. Dermed får Venus samme temperatur over hele overflaten. Merk at det ikke er slik at den infrarøde stålingen blir reflektert av et lag i atmosfæren. Det dreier seg om absorpsjon og oppvarming atmosfæren fordi energi blir absorbert. Oppsummering. 1. Lys slipper ned til overflaten og varmer den opp den stråler da i infrarødt (IR). 2. IR strålingen absorberes av CO2 i atmosfæren atmosfæren varmes opp. 3. Ved T ~ 750 K inntrer en balanse. Atmosfæren er varm nok til å sende ut like mye energi som Venus mottar fra sola. 4) Fordi Venusatmosfæren er tett og massiv har den nok varmekapasitet til å holde på varmen gjennom natten. Vinder fordeler også varme til polene hele Venus har samme temperatur, dag og natt. 27

28 Det infrarøde instrumentet VIRTIS på Venus Express kan se ned til overflaten på Venus gjennom infrarøde vinduer i den massive karbondioksidatmosfæren. Stort sett er Venus like varm på nattsiden som på dagsiden, ved polene som ved ekvator. Sirkulasjon samt det store varmeinnholdet i atmosfæren sikrer dette. Men derimot er der en viss (men ikke stor) vertikal temperatursjiktning. Figuren demonstrerer dette ved å sammenligne temperaturkart fra Venus Express VIRTIS med høydemålinger gjort med NASAs Magellan for mer enn 10 år siden. Fjelltopper er kaldere enn områder som ligger lavere og temperaturforskjeller kommer opp i 30 grader. En ting man er interessert i er å avsløre eventuelle hot spots, hvor det foregår aktiv vulkanisme. Dataene i dette karter viser ingen slik overbevisende sammenheng. Verken vulkanen Meikkei Mons eller området ved Shivanokia Corona synes uvanlig varmt. VIRTIS har også målt vinder i atmosfæren ved å følge konsentrasjoner av meget sjeldne karbonmonoksidmolekyler i atmosfæren. Disse målingene bekrefter at der er sterke vinder mellom ekvator og polene på Venus, og det er disse strømningene som gjør temperaturen så jevn over hele overflaten. 28

29 Temperaturen og atmosfæretrykket er av interesse for diskusjonen om det finnes vann (og dermed mulighet for liv) på Mars. I middel er Marsoverflaten svært kald, - 55 C. Men i ekvatorstrøkene kan temperaturen om dagen stige til + 27 C. Trykket på 6.35 mbar ligger like ved trippelpunktet for H 2 O. Det betyr at dersom trykket faller ytterligere, vil vann ikke kunne ha en flytende fase og bare eksistere som is eller gass. 29

30 Italieneren Schiaparelli forsøkte å kartlegge overflaten av Mars rundt Han mente å se detaljstrukturer som han døpte canali på italiensk. Dette ordet betyr en naturlig kanal, men det ble oversatt til engelsk som canal. På engelsk er canal betegnelsen på en menneskeskapt kanal (husk: the Suez canal, men the English channel). Amerikaneren Perceval Lowell trodde det var snakk om kunstige kanaler. Lowell var rik, og amatørastronom i ordets beste mening (en elsker av astronomi). Han bygget sitt eget observatorium i Flagstaff, Arizona for å studere Mars, og senere for å lete etter Pluto, som ble funnet i 1931, flere år etter at Lowell var død. I dag gjør Lowells observatorium tjeneste som flåtens offisielle observatorium, US Naval Observatory. 30

31 Her vises en av Lowells tegninger av Mars. Disse tegningen førte til stor interesse for Mars. Den ble detaljstudert som ingen annen planet. De isdekte polkalottene vises veldig tydelig på tegningen. Lowell trodde fullt og fast at kanalene var virkelige trekk. Schiaparelli derimot var skeptisk til realiteten av kanalene selv om det var han som satte det hele i gang. Lowells tegninger er ikke dårlige. Ser vi bort fra kanalene, de rette linjene i tegningen, er de nokså like moderne fotografier av Mars. Vi ser de samme lyse og mørke markeringene i den virkelige Marsoverflaten som i tegningene, men fotografiene viser ingen spor av kanaler! 31

32 De fleste ferdene til Mars er amerikanske. Sovjetiske ekspedisjoner har stort sett vært mislykkede. I 2004 kom Europa med, idet Mars Express kom inn i bane rundt planeten. Bildene fra de første Marinerferdene viste en overflate full av meteorkratre, Dette var skuffende og uventet, men det viste seg at førsteinntrykket ikke var riktig. Etter hvert ble det klart at selv om Mars har mange meteorkratre, dominerer de ikke planetens overflate på samme måte som kratrene preger månen og Merkur. Formålet med Viking var å studere overflaten av Mars i detalj. Det ble tatt prøver av overflaten og atmosfæren som ble analysert av robotlaboratorier om bord i landerne. Det avgjort mest spennende eksperimentet var et som søkte etter spor av stoffer som lages som resultat av livsprosesser. Konklusjonen av Vikingeksperimentene var likevel at det ikke fantes påviselig liv på overflaten av Mars. Men undersøkelsene var begrenset til bare det aller øverste laget, selve overflaten. Hva som finnes under noen centimeters dybde kunne Viking ikke si noe om. Vikings orbiters kartla topografien til Mars i detalj. Mars Global Surveyor hadde som oppgave å kartlegge Mars. Den fungerte fram til november 2006 og hadde da vært i drift i flere år på overtid. Landeren Pathfinder og kjøretøyet Surveyor var del av MGS og sistnevnte utforsket området rundt landingsstedet. Mars Odyssey er fortsatt i drift i bane rundt Mars. Den studerer strålingsmiljøet på Mars, blant annet med det formål å påvise vann og is i bakken under overflaten. NASAs marsbiler (rovere), Spirit og Opportunity, landet på to forskjellige steder på Mars. Begge fartøyene har kjørt distanser på flere kilometer fra landingsstedet og utforsket bakken i detalj. Dette er den første på stedet - undersøkelse av overflaten i et forholdsvis stort område. Mars Express er i ferd med å kartlegge hele overflaten med 10 meters oppløsning og utvalgte områder med 2 meters oppløsning. Marsis er et instrument på Mars Express som særlig utforsker atmosfæren og lagene under overflaten ned til dybder på 1-3 kilometer ved hjelp av radar. Marsis ble satt i drift i juni 2005 og har funnet store mengder is under polkalottene. Videre har den avdekket et fantastisk underjordisk marslandskap med mange store kratre fra en tidlig epoke som senere er blitt begravd under lava og aske fra vulkaner og under vannbårne sedimenter. Mars Reconnaisance Orbiter (NASA12 august 2005) har alt tatt flere bilder enn MGS og med oppløsning på ca. 25 cm. Phoenix i 2008 landet nær en polkalott og har lett etter vann eller is i overflatelagene ved polen, men uten stor suksess. 32

33 Kartet gir en global oversikt over topografien på Mars. Den store fordypningen ved 35S,70E kalles Hellasbassenget. Den er 9 km dyp og 2100 km i diameter og er trolig gravd ut av et kjempestort meteornedslag, akkurat som et hav på månen. Nye funn viser at den dessuten en gang kan ha vært et grunt hav av vann. For øvrig merker vi oss at Mars har både høye og lavtliggende områder. I syd er terrenget ujevnt og ligger høyere enn de nordlige slettene, som ser nokså jevne ut. Elysium Montes (25N,150E) er et område med gamle vulkaner, milliarder år gamle. Tharsis mellom -30N og 30N og 80W til 125W er en høyslette, stor som et kontinent, som ligger 5-8 km over omliggende lave sletter og avgrenset fra omgivelsene ved en kant. Her finner vi flere kjempestore vulkaner. De er yngre enn vulkanene i Elysium og når høyder opp til 25 km over lavslettene. Olympus Mons i utkanten av Tharsis, ved 25N,135W og 26 km høy, er den største vulkan i solsystemet og blir gjennomgått i neste forelesning. Nord for Tharsis finner vi Altha Patera ved 40N,110W. Den er omgitt av kjempestore aske- og lavaområder og er enda større i omfang enn Olympus Mons men bare 3 km høy. Det er en gammel vulkan som alle Patera-fjell. Valle Marineris, et system av daler og kløfter, er 4000 km lang og 2-6 km dyp skjærer seg inn i Tharsis litt syd for ekvator. Meteorkratre finnes overalt på Mars. Fra kratertettheter finner vi at fjellene i sør stort sett er 3.8 milliarder år gamle, mens slettelandet i nord har en mer variabel alder. Gamle områder eldre enn 3.5 milliarder år veksler med sletter som neppe er mer enn 500 millioner år gamle. 33

34 Nedslagskrater er synlig over alt på Mars og med ganske høy tetthet i enkelte områder. Likevel er overflaten ikke preget av slike kratre slik tilfellet er med overflatene til månen og Merkur og (som vi skal se) overflatene til en del måner rundt Jupiter og Saturn. Det var derfor en overraskelse da undersøkelsene med Marsis på ESAs Mars Explorer av dekket en gammel overflate 1-2 km under det nåværende bakkenivået på Mars. I disse dype lagene fantes en masse krater og bassenger etter store meteornedslag, ikke minst under de ellers glatte nordlige slettene. Kratrene er nok en overflate laget i den første 1 milliard år da planetene i solsystemet ble bombardert av meteorer og asteroider, jfr. månens historie med tidlige bombardement. På jorda er alle spor fra denne epoken borte, fordi vår planet har hatt en aktiv platetektonikk som trolig har vart i minst 3 milliarder år. 34

35 Bildet viser hvordan radarekkoet til Marsis avdekker dype kratre under overflata til Mars. I neste forelesning skal vi se hvordan samme tekniken brukes til å finne store mengder is under sydpolen. 35

36 I de neste slidene viser vi bilder fra de to av de tre ekspedisjonene menneskene har hatt til Mars overflate. NASAs Viking 1 og senere Viking 2 var de første romfartøy som landet på Mars. Begge fotograferte områdene rundt seg, og disse besto av flate sletter med grus og stein. Inntrykket var noe ensformig. Men hovedformålet var å analysere overflaten for blant annet å slå fast om der fantes spor etter stoffer laget under livsprosesser, som kunne tyde på at der var liv på Mars. 36

37 Kjøretøyene Spirit og Opportunity landet på Mars i begynnelsen av Landingsstedet for Opportunity viser grunnfjellet på Mars i form av noen steinblokker som trenger gjennom grusen. Den røde steinen er hematitt, en form for oksidert jern, som kan være dannet under vann. Denne oppdagelsen styrket antagelsen om at det en gang hadde vært flytende vann på planeten. Spirit og Opportunity har med seg sine analyseinstrumenter og fotoapparater. Bildene som tas, føres direkte over til Mars Global Surveyor som sender dem videre til jorda. Dette er del av det første panoramabildet som Opportunity tok etter at den hadde kjørt ut av landingsfartøyet. 37

38 Olympus Mons. Her ser vi denne kjempestore skjoldvulkanen vulkanen rett ovenfra. Vi legger merke til at den har få merker av meteorkratre. Strukturene i calderaen er som vi snart skal se ikke meteorkratre. Olympus Mons er derfor ikke en svært gammel formasjon (og betydelig yngre enn f.eks. Apollinaris Patera). Vi kommer tilbake til spørsmålet om alderen, eller tiden siden den siste gang hadde utbrudd (se slide 11), men først beskriver vi hele den imponerende strukturen. Olympus Mons har skapt sitt eget lavaplatå med bratte kanter. Platået ligger om lag 7-8 km over den lave sletten som omgir vulkanen. Dette er omtrent samme høyde som Tharsisplatået, som også har en lignende bratt kant ytterst i området. Olympus Mons var kjent før romferdene kom i gang. Med teleskoper på jorda kunne man, som ett av de få landemerker på Mars, se et hvitt område som ble kalt Olympus Nix, Snøen på Olympus. Dette er hvite skyer av iskrystaller som ofte dannes rundt toppen av fjellet. 38

39 Olympus Mons. Kjempevulkanen Olympus Mons er rund med diameter kilometer. Vi forestiller oss dimensjonene bedre når vi tenker oss at Oslo ligger på toppen av fjellet. Da ville vulkanen strekke seg fra Oppdal i nord til Gøteborg i syd, fra Haugesund i vest til Ørebro i øst, et godt stykke øst for Vänern. Figuren sammenligner Olympus Mons med jordas største vulkan, Hawaii, som også er en skjoldvulkan. Høyden er 26 (eller 27) km, mot Hawaiis 8 km over sjøbunnen Det betyr at den midlere stigningen fra platåkanten til toppen er omlag 1:20. Sidene er derfor ikke dramatisk bratte. Vulkanen har en caldera, et stort nedsunket krater, på toppen. Denne calderaen har en diameter på vel 100 km. Olympus Mons har neppe vært aktiv helt nylig, men hvor lang tid har gått siden den sist hadde utbrudd? Dette skal vi se nærmere på. Vi stiller også spørsmålet om hvordan den kan ha blitt så stor, hvorfor de andre skjoldvulkanene på Mars også er så store, og hvordan hele Tharsisområdet er blitt løftet så høyt opp. Dette mener vi har å gjøre med hot spot-vulkanisme på en planet uten plater i skorpen. 39

40 Alder for Olympus Mons. Alderen til vulkanene på Mars har vært et omdiskutert spørsmål og svært ulike svar har vært gitt. Det er klart at alderen ikke er den samme for alle vulkanene. For noen er det anslått at tiden siden de var aktive er milliarder år. Andre må være betydelig yngre. Dette ser vi fra tettheten av meteorkratre på de forskjellige vulkanene. Likevel har det vært vanlig å angi en alder på 500 millioner år for Olympus Mons og en tid siden siste utbrudd på 50 millioner år ble lenge ansett som et lavt anslag. Nye observasjoner tyder på at Olympus Mons er mye yngre! Dette bilde av calderaen er tatt med High Resolution Camera på Mars Express. (Frigitt 11. februar 2004.) Gulvet i den store calderaen ligger i gjennomsnitt 3 km under toppen av fjellet. Kanter er skarpe og viser lite tegn til erosjon. I bunnen ser vi forkastningssprekker og spor etter flere store utbrudd. De store nedsenkningene i kratergulvet er trolig dannet idet et magmakammer under overflaten har falt sammen og forkastningssprekkene kan ha blitt laget på lignende måte. Der er ingen store nedslagskratre inne i calderaen, bare noen få og små. Fra dette har man anslått tiden siden det siste eller de siste utbruddene. Det synes klart at det ikke er mer enn 10 millioner år siden Olympus Mons var aktiv siste gang og tiden siden nyeste utbrudd kan være så kort som et par millioner år. Disse utbruddene har kanskje ikke vært store, men de er likevel viktige. Hvorfor er de viktige? Det kommer av at de åpner for mulighetene for at det fremdeles kan forekomme vulkansk aktivitet på Mars. Dette innbærer en mulighet for termiske (vulkanske) ventiler og kanskje for varme vannkilder. Fra jorda vet vi at på slike steder kan vi ha organisk liv. Dermed kobles vulkanismen til spørsmålet om liv utafor jorda. Dette er et av de viktigste spørsmål man stiller i ekstraterrestrisk vitenskap i dag, et spørsmål som opptar og interesserer mange og angår oss alle. 40

41 Vulkaner og vertikal tektonisme. På Mars sitter vulkanene på toppen av hot spots'', varme flekker langt under Mars overflate. Slike hot spots har vi også på jorda, med tilhørende vulkansk virksomhet. Hawaii, som vi sammenlignet med Olympus Mons, er et av de mest kjente eksemplene. På jorda vil den den tektonske aktiviteten flytte platene mens det varme området ligger fast under, kanskje bundet til kjernen dypt inne i planeten. Dermed får man, som på Hawaii, en kjede av utslukte vulkaner bak den som nå er aktiv. I dag finner vi det varme området som har dannet Hawaii, litt sørøst for hovedvulkanene mens øyrekken med utslukte vulkaner bak er mer enn 1000 kilometer lang. Mars har i dag ikke platetektonsk aktivitet. Den har en skorpe med bare en plate som ikke flytter seg. Da blir vulkanen hele tiden værende under det samme sted på overflaten og bygges opp til en enorm størrelse. Hele området rundt vulkanen løftes flere kilometer, slik vi ser det for Tharsis og Olympus Mons. Tharsis, som er stort som et kontinent (4000 km) rager da også meter over omgivelsen og inneholder mange vulkaner. Det er bygget opp gjennom vertikal oppstrømning av masse fra dypere lag. Dette er måten Mars fornyer sin skorpe på. På jorda skjedde fornyelsen ved horisontal platetektonsk aktivitet. Materiale strømmer opp og danner ny skorpe der platene glir fra hverandre, og skorpa går ned igjen ned i subduksjonssonene hvor plater støter sammen. Mars har det som kalles vertikal' tektonsk aktivitet. Den er mindre effektiv til å lage ny skorpe og er også forskjellig fra det man hadde på Venus, hvor en slags plater eksisterer uten at de flytter på seg. Et problem er likevel om en hot spot lever lenge nok til å bygge opp virkelig store høylandsområder. På jorda er hot spots lokaliserte og forgjengelige og varer noen titalls millioner år, en kort periode sammenlignet med jordas alder. 41

42 Magnetfelt på Mars. Mars har i dag ikke noe polart magnetfelt slik jorda og Merkur har. Med magnetometere om bord i satellitter i bane rundt Mars har noen steder registrert svake magnetfelter i bakken. Her vises en registrering av magnetfeltene fra et område på den sydlige halvkule på planeten. Dette er fossile felter av samme sort som vi har i sedimentær havbunn på jorda. Det dreier seg altså om magnetiserte metallfliser som er frosset inn i sandsteinslag. Det er registrert mønstre av striper med forskjellig polaritet. Dette viser at Mars en gang må ha hatt et magnetfelt, dannet ved dynamoeffekt i det indre av planeten, og dette feltet skiftet polaritet med mellomrom. Skorpen i det området hvor vi ser de fossile feltene, er forholdsvis gammel, 3.8 milliarder år. Det kan altså være 4 milliarder år siden Mars hadde et aktivt magnetisk felt. Ut fra det begrensede materialet kan man spørre om Mars da hadde plater som beveget seg, eller om det er feltets poler som flytter seg og lager mønstrene. Tillegg. Observasjoner frigitt i oktober 2005 viser at fossile felter med stripemønstret polaritet finnes over størstedelen av Marsoverflaten, især på den sydlige halvkulen. Dette viser to viktige nye ting: 1. Mars må en gang ha hatt et polart magnetfelt dannet ved dynamoeffekt hvor polariteten har skiftet. Med dette tok slutt for flere milliarder år siden. 2. Mars har i denne tidlige perioden også hatt platetektonisk aktivitet. 42

43 Atmosfæren til Mars. Vi vet at Mars har en atmosfære som vesentlig inneholder karbondioksid, hvor trykket ved bakken bare er litt over 6 millibar. (1 bar er lik normaltrykket i jordas atmosfære. 1 millibar er en tusendedel av en bar.) Men vi kan også se andre tegn på en marsatmosfære, nemlig støvstormene som kommer og går med regelmessighet. Til venstre ser vi randa, horisonten, av Mars fra et observasjonspunkt i bane rundt planeten. Vi ser tydelig en støvfylt atmosfære som strekker seg til en anselig høyde. Til høyre har vi en tidsserie som viser hvordan en støvstorm blåser opp og fyller hele Marsatmosfæren i løpet av en måned. Slike globale stormer kan vare i flere måneder og gjøre det umulig å observere overflaten av Mars i synlig lys både fra jorda og fra satellittobservatorier i bane rundt planeten. Selv om støvmengdene på Mars ikke er store kan likevel støvstormene runde av konturer i kratre og på den måten påvirke utseende av landskapet over tid. Et sted hvor støvet gjør seg tydelig gjeldende er i polkalottene hvor lag med vekselvis støv og is lager lett synlig mønstre langs iskanten. 43

44 44