Szerző: Kovács Gergő
Tizenöt évvel a nagy, 2003-as Mars-közelség után, 2018. július 27-én a vörös bolygó ismét rekord közel, 57 millió km-re közelítette meg Földünket. Ez alkalomból szeretném planetológiai vonatkozásban mélyrehatóbban bemutatni a Marsot.
A Mars bolygó láthatósága (Forrás: ALPO).
A Mars Naprendszerünk negyedik, egyben legkülső kőzetbolygója. Átmérője körülbelül fele akkora, mint a Földé, felszíne körülbelül megegyezik bolygónk szárazföldjeinek összterületével, forgástengelyének hajlásszöge és tengelyforgási ideje pedig szintén közel azonos bolygónkéval. Két hold kering körülötte, a Phobosz és a Deimosz, melyek eredetileg az aszteroida-övezetből befogott apró égitestek. Előbbinek, a Phobosznak a bolygótól való kis távolság miatti keringési sebessége nagyobb, mint a Mars tengelyforgásának sebessége. Így nyugaton kel és keleten nyugszik, kétszer egy marsi nap alatt.
A Mars és a többi belső bolygó 2018.júl.27-ei helyzete. (Kép: Sun Moon and Planets)
A Mars fontosabb adatai [1]
Egyenlítői átmérő: 6794,4 km
Átlagos naptávolság: 227 940 000 km
Pálya excentricitása: 0,0934
Keringési idő: 686,98 nap
Keringési sebesség: 24,13 km/s
Tömeg: 6,4*10^23 kg
Tömeg (Föld=1): 0,107
Sűrűség: 3,9 g/cm^3
Tengelyforgási idő: 24,66 óra
Tengelyferdeség: 25,2°
Minimum hőmérséklet: -140°C
Átlag hőmérséklet: -63°C
Maximum hőmérséklet: +20°C
Átlagos légnyomás: 0,007 bar
Légkör összetétele:
– Szén-dioxid (CO2): 95,32%
– Nitrogén (N2): 2,7%
– Argon (Ar): 1,6%
– Oxigén (O2): 0,13%
– Szén-monoxid (CO): 0,07%
– Vízgőz (H2O): 0,03%
– Egyéb (Ne, Kr, Xe, O3): 0,0003%
Planetológiai értelemben a Mars a Földünkhöz nagyon hasonló égitest, ennek ellenére vannak eltérések. Ásvány- és kőzettani összetételét tekintve oxigén- és kéntartalma valamivel nagyobb bolygónkénál. Mivel azonban mérete és tömege is kisebb, belső hőforrásai is csekélyebbek voltak. Így a Mars tömegére nagyobb hőleadó felület jutott, mint a Földére, így gyorsabban hűlt.
A gyorsabb hűlés két dolgot eredményezett. Elsőként, a kevesebb hő kisebb mértékű belső differenciálódást eredményezett, így a marsi kéreg és köpeny vastartalma nagyobb a földinél. Továbbá, a gyors kihűlés miatt a bolygó vasmagja megszilárdulni kezdett, így 3,9-3,7 milliárd évvel ezelőtt leállt a globális dinamó és megszűnt a mágneses tér, melyet követően az eredeti marsi légkör túlnyomó része is elszökött (ehhez egy nagyobb becsapódás lökéshulláma is hozzájárult).
A Mars felszíne, magassági színezéssel. (MOLA)
Morfológiai értelemben a Mars két nagy részből áll: délen andezites felföldek, míg északon, 3-5 km-rel alacsonyabb, bazaltos mélyföldek dominálnak. Utóbbi esetében, a meteoritkráterek viszonylagos hiányából feltételezhető, hogy e területet régen óceán borította. Ezt a kétarcúságot töri meg többek között a Tharsis-hátság nevű vulkanikus plató, valamint a Hellas-medence, mely egy hatalmas becsapódás emlékét őrzi.
A Mars jellegzetes kettőssége.
Számottevő alakzat még az Elysium-hátság, illetve a Valles Marineris, mely a bolygó (és a Naprendszer) legnagyobb tektonikus eredetű alakzata és amely sokban hasonlít a földi Kelet-Afrikai-árokra. A 4000 km hosszú, helyenként 6-8 km mély hasadék minden bizonnyal egy kezdődő, de már a korai fázisban megrekedt lemeztektonika bizonyítéka.
A Valles Marineris. (MOLA)
Nem a Valles Marineris az egyetlen „rekorder” felszíni forma a Marson. A Marson található a Naprendszer legmagasabb vulkánja is, az Olympus Mons. Méreteivel kimagaslik az egyébként is hatalmas marsi tűzhányók közt: az 500 km átmérőjű pajzsvulkán 24 km magasra emelkedik ki. Így a Mars felszínének legmagasabb és legalacsonyabb pontja között 29 km a szintkülönbség.
Az Olympus Mons, a Viking-1…
…illetve a Mars Express felvételén.
Ha össze akarjuk hasonlítani a legmagasabb földi hegyekkel, a Mount Everest-tel és a hawaii Mauna Kea-val (mely vulkán nagyobbik fele egyébként a tengerszint alatt van), akkor azt láthatjuk, hogy a marsi vulkán méreteiben messze felülmúlja földi társait.
Az Olympus Mons magasságának összehasonlítása a két legmagasabb földi hegységgel.
A nagy magasság- és átmérőbeli különbségek több okra vezethetők vissza: a marsi gravitáció a földinek csupán <30%-a, így két, azonos tömegű vulkán a Marson sokkal könnyebb, mint a Földön. A Mars kérge ellenben a földinél vastagabb (20-80 km, szemben a földi 6-40 km-rel), így jóval nehezebb vulkáni kúpokat is képes megtartani. Emellett a marsi tűzhányók mozdulatlan magmafeláramlásokhoz (ún. forró foltokhoz) voltak kötve, szemben a földiekkel, melyek többségében a lemeztektonikához kötődnek.
A makroformák mellett feltétlen említést érdemelnek a kisebb felszíni alakzatok is. Meteoritkrátereket főleg a magasabb déli felföldeken találhatunk, ezek megjelenése azonban eltér a holdi és merkúri kráterektől. Formájuk részben erodálódott a külső erők miatt, egyeseknél geológiai inverzió is jelen van. Ezen kráterek lapos tetejű tornyok lettek, a rajtuk kívüli terület lepusztult, míg a kráter erősebb anyaga megmaradt. Külön említést érdemel a lebenyes kráterek csoportja, melyeknél a becsapódás megolvasztotta a felszín alatti jeget, így hozva létre a kráter körüli jellegzetes „lebenyt”.
Egy „lebenyes” kráter, a Bacolor. (NASA/JPL-Caltech/Arizona State University)
Bár a víz már csak nyomokban fordul elő a Marson, rengeteg forma tanúskodik néhai jelenlétéről. Ezek elsősorban fluviális formák, úgy mint áradásos-, illetve hálózatos csatornák, vulkánok lejtőin létrejött folyásnyomok, valamint sárfolyások és lejtősávok. A legnagyobbak ezek közül az áradásos csatornák, melyeket hirtelen lezajlott áradások hoztak létre. Szélességük eléri a 10 km-t, hosszuk meghaladhatja az 1000 km-t is. Ezen csatornák többsége az alacsonyabb északi mélyföldre fut ki.
A 7 km széles és 300 m mély Reull Vallis medre. (ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
A víz által létrehozott formák egy különleges típusát képviselik azok a lekerekített formák, melyek meteoritkrátereknél jöttek létre. Ezek a csepp alakú formák múltbeli vízerózió nyomai, a környezeténél szilárdabb kráter „mögött” megmaradt a víz által egyébként elmosott anyag.
Csepp alakú meteoritkráterek.
Nem mehetünk el a Mars légköre mellett sem szó nélkül, mely százszor ritkább a földinél és túlnyomórészt szén-dioxidból áll. A felszín hőmérsékletét a CO2 által kifejtett üvegház-hatás a számítások szerint körülbelül 5°C-al emeli. A ritka légkör miatt a felszíni légnyomás átlagosan 6,7 mbar, ez körülbelül akkora a marsi felszínen, mint a Földön 40-50 km magasságban. Az alacsony légköri nyomás miatt a sarkokon a CO2 szénsavhó formájában kicsapódik a felszínre, a víz pedig csak speciális formában (0° és 2°C között) lehet folyékony, tartósan nem maradhat meg a felszínen. A ritka levegőben azonban időben változó mennyiségű por lebeg, melynek hatására az égbolt vörösen fénylik (napnyugtakor a Nap körül kékes árnyalatúvá válik), és amely hosszú pirkadatot és szürkületet eredményez.
Egy marsi naplemente.
A ritka légkör csekély munkavégző képessége miatt kevés az eolikus forma. Széleróziós formák közt a porördögök nyomai említhetőek, melyek sötét sávokként jelzik a kisméretű forgószelek haladási útvonalait.
Porördögök nyomai.
Az akkumulációs formák közt a dűnék a legjelentősebbek, amelyek között megkülönböztethetünk barkánokat, hosszanti-, illetve transzverzális dűnéket, és csillag alakú dűnéket is.
Barkánok a Marson.
Erősebb légmozgások csak jet streamek formájában vannak jelen, elsősorban tavasszal, az adott féltekén. A felszínközeli szelek gyengék, az alsó légkörben a szélsebességek 10m/s-nál gyengébbek, kivételt képeznek a porviharok, melyek globálisak is lehetnek. A lokális kialakulású, de globális kiterjedésű porviharokat az ún. porfűtés mechanizmusa hozza létre: a felszín felmelegedésével és kis lokális porviharok kialakulásával még több por kerül a levegőbe, melyet még jobban fűt a beérkező napsugárzás, így egy öngerjesztő folyamat indul be. Ilyenkor távcsövön át szemlélve az egyébként részletgazdag vörös bolygó teljesen homogénné válik.
Porvihar a Marson.
Végül, de nem utolsó sorban, bár jelen ismereteink szerint a Marson nincs élet, az elmúlt időkben sok hír látott napvilágot e témával kapcsolatban. Június elején kelt szárnyra az a hír, miszerint évszakos ingadozású metánt, illetve szerves vegyületeket találtak; illetve a közelmúltban bejelentették, hogy folyékony vízre bukkantak a vörös bolygón. Ezek függvényében kijelenthetjük, hogy bár a nagy mennyiségű folyékony víz elszökése óta vélhetően nincs magasan szerveződött élet a Marson, kezdetleges életformákkal való találkozásra azonban még van esélyünk.
Felhasznált/ajánlott irodalom:
NASA Solar Views
Kereszturi Ákos: Mars – fehér könyv a vörös bolygóról
Kereszturi Ákos: Hogyan mutassuk be a Marsot? (Meteor, 2018/7-8, 12-15.o.)
Sik András: SUPERNOVA a Marson
Hargitai Henrik: A Mars felfedezése
