• Stichting Geologische Aktiviteiten
  • Stichting Geologische Aktiviteiten
  • Stichting Geologische Aktiviteiten
  • Stichting Geologische Aktiviteiten
Previous Next

Deze website maakt gebruik van cookies.

Ik ga akkoord
Meer dan twaalf jaar geleden publiceerde GEA een themanummer over de Geologie op Mars waarbij er aandacht was voor allerlei verschillende geologische processen die zich op de rode planeet afspelen. Inmiddels zijn wetenschappers alweer een stuk verder en is er een ongelofelijke hoeveelheid data beschikbaar gekomen van alle ruimtevluchten naar Mars (afbeelding 1). Met de recente lancering van InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) zullen we straks nog veel meer te weten komen over de geologische historie van Mars.

afb. 1. De landingsplaatsen van Mars landers en rovers
Afb. 1 De landingsplaatsen van Mars landers en rovers, inclusief de locatie waar InSight zou moeten landen. Afbeedling van NASA/JPL-CALTECH.

Wat we met onze nieuwsgierigheid al te weten zijn gekomen

De vierde planeet vanaf de zon is met een diameter van ~6.794 km net ietsje kleiner dan de Aarde en heeft qua geologische geschiedenis waarschijnlijk dezelfde fases doorlopen als onze thuisplaneet. Maar Mars loopt inmiddels op ons voor; waar de aardkorst op de Aarde nog bewegelijk is, is er nauwelijks tektonische activiteit meer op Mars.

De binnenkant van Mars is net als de Aarde verdeeld in een centrale kern van metaalijzer en nikkel, omgeven door een silicaat mantel en korst (afbeelding 2). In vergelijking met de Aarde is Mars veel rijker aan ijzer. De aanwezigheid van het vele ijzer is eveneens de oorzaak van de rode kleur. Daarbij wijzen analyses van Martiaanse meteorieten en in situ analyses van Marsrovers erop dat de kern van Mars veel meer zwavel bevat dan de kern van de Aarde, dat de mantel rijker is aan kalium en fosfor, en dat de korst veel meer vluchtige elementen bevat zoals chloor en zwavel. De meeste kennis over de geologie van Mars is afkomstig van het bestuderen van landvormen door middel van foto’s genomen met ruimtevaartuigen die in een baan on Mars bewegen.

afb. 2. Dwarsdoorsnede
Afb. 2 Artist impression van de binnenkant van Mars met als bovenste laag de korst, daaronder de mantel en een vaste kern. Afbeelding van: NASA/JPL-CALTECH.
Dat op Mars in het verleden mogelijk tektonische beweging heeft plaatsgevonden kan van een afstandje onderbouwd worden op basis van een aantal verschillende kenmerken. Een van de duidelijkste is het grote verschil tussen de noordelijke en zuidelijke hemisfeer van Mars. Ongeveer een derde van het oppervlak op het noordelijk halfrond van Mars ligt enkele kilometer lager dan het zuidelijk halfrond en heeft een behoorlijk plat oppervlak met maar weinig grote kraters. Het hoogteverschil is van vergelijkbare grote als het hoogteverschil tussen de continenten en oceaanbodem op Aarde. Dit verschil, dichotomie genoemd, werkt ook door in de korst van Mars. Data die beschikbaar is gekomen van zwaartekrachtmetingen, laat zien dat de korst in de zuidelijke hooglanden maximaal 58 km dik blijkt te zijn, terwijl in de noordelijke laaglanden de korst maar 32 km dik is.
Verder is zuidelijke hoogland van Mars bedekt met behoorlijk veel oude kraters die waarschijnlijk nog afkomstig zijn van het ‘Late Heavy Bombardment’ (LHB). Dit was een periode van ongeveer 4,0 tot 3,8 miljard jaar geleden waarin er zeer veel meteorieten insloegen op de planeten in het binnenste gedeelte van ons Zonnestelsel (Mercurius, Venus, Aarde, Mars en bijbehorende manen). Het LHB werd ontdekt door de vele kraters op de Maan te bestuderen. Voor de lagere ligging van het noordelijke laagland zijn verschillende verklaringen bedacht.

Twee theorieën geven een verklaring aan de hand van een impact van een of meerdere zeer grote objecten ter grootte van de Maan. Een derde hypothese verklaart het hoogteverschil aan de hand van plaattektoniek. Hierbij wordt gedacht dat er een verdunning in de korst is ontstaan, veroorzaakt door convectie van het mantelgesteente (een hele langzame, stroperig beweging van gesteente waardoor het op de lange termijn vloeibare eigenschappen heeft waarbij warm materiaal omhoog beweegt en koud materiaal zinkt).

Vervolgens wordt er nieuwe korst aangemaakt en verdwijnt oude korst onder het marsoppervlak op een vergelijkbare manier als er op Aarde oceanische korst verdwijnt onder continenten en weer wordt gevormd bij Midoceanische ruggen (zie College van de maand over subductie). In 2001 werd er een studie gedaan die aangaf dat een ‘degree-1 mantle convection’, een specifieke vorm van convectie in de mantel, voor de dichotomie kan zorgen mits Mars een zwakke asthenosfeer (bovenste deel van de mantel direct onder de lithosfeer) had.

Verder is er ook veel vulkanisch gesteente aanwezig op Mars, zoals de vulkanen die nog steeds zichtbaar zijn op Mars aangeven. Maar ook een aantal op Aarde neergekomen Martiaanse meteorieten bestaan uit vulkanisch gesteente. Zo is er in 2012 een meteoriet gevonden die aangeeft dat er al meer dan 2 miljard jaar vulkanische activiteit is op Mars. Vanaf de missie van Mariner 9 in 1972 zijn wetenschappers bekend met de aanwezigheid van vlaktes die zijn opgebouwd uit lava, die een groot deel van het marsoppervlak bedekken. Verder zijn de grootste vulkanen van ons Zonnestelsel op Mars te vinden, waarvan enkele zeer grote te vinden zijn in de Tharsis en Elysium vulkanische Mars provincies.

Wetenschappers denken dat de vulkanen zo groot kunnen worden doordat er zo weinig plaatgrenzen zijn op Mars. Lava van een hotspot kan zo voor miljoenen jarenlang op dezelfde plaats door de aardkorst heen komen om een enorme schildvulkaan te vormen. In oktober 2012 was er voor het eerst bevestiging van verweerd vulkanisch gesteente op Mars, de Curiosity rover, (een ruimte exploratie voertuig) voerde toen de allereerste X-Ray analyse uit op de Martiaanse bodem en vond mineralen die vergelijkbaar zijn met de verweerde basaltische bodem van vulkanen op Hawaii. Overigens heeft Curiosity na lange problemen met zijn motor te hebben gehad, afgelopen februari voor het eerst sinds meer dan een jaar weer in een steen geboord. Curiosity maakte daarbij een boring van 1,3 cm diep. Helaas kan de rover geen monsters meer nemen voor analyse, omdat het materiaal niet meer naar de mini-laboratoria binnen in Curiosity kan worden gebracht.

Het gewicht van de enorme vulkanen zorgt voor behoorlijk wat druk op de lithosfeer en er zijn dan ook vele breukzones zichtbaar langs de flanken van de vulkanen. De breukzones rond Tharsis rijken zelfs tot halverwege de planeet. Bij deze breukvorming kunnen ook aardbevingen plaatsvinden.

InSight – op zoek naar nieuwe inzichten

Helaas is de plaattektoniek op de Aarde zelf ook nog niet volledig begrepen, het blijft nog onduidelijk hoe processen in de mantel de plaattektoniek aan het oppervlak beïnvloed. Dit is een van de redenen waarom de NASA InSight naar Mars heeft gestuurd om te ontdekken hoe de evolutie van stenige planeten in ons Zonnestelsel heeft plaatsgevonden. InSight is een Mars lander die gaat kijken naar het binnenste van Mars; de kern, mantel en korst. Afgelopen 5 mei is de lander succesvol gelanceerd voor zijn zes maanden durende ruimtereis (afbeelding 3).

Afb. 3
Afb. 3 het spoor dat is overgebleven na de lancering van InSight gezien over Los Angeles. Foto: D. Ellison.
Mars is zeer geschikt als laboratorium om nieuwe inzichten te verkrijgen over de vorming van terrestrische planeten (planeten die zijn opgebouwd uit vaste stoffen) omdat de planeet niet te groot of te klein is, het kan daardoor een goede documentatie van zijn vorming bevatten. Bij grotere planeten is dit archief verdwenen door voortdurende plaattektoniek, als planeten kleiner zijn, hebben er geen differentiatieprocessen plaatsgevonden die die scheiding van de kern, mantel en korst veroorzaken. Terwijl het juiste deze processen zijn die we willen bestuderen. Het is al bekend dat er geologische activiteit is op Mars, maar InSight kan ons laten zien hoe actief de rode planeet precies is. De bedoeling is dat de data die de Lander verzamelt ons antwoorden kan geven over de grootte van de kern, waar hij uit bestaat en of hij vast of vloeibaar is en de dikte en structuur van de korst en mantel. InSight meet hiervoor ook de warmte die ontsnapt uit het binnenste van Mars.

InSight

afb. 4. De landingsplaatsen van Mars landers en rovers
Afb. 4 Een impressie van InSight op het marsoppervlak. Afbeelding van NASA/JPL-CALTECH.
Naast de interne structuur van Mars zal InSight kijken naar tektonische activiteit en meteorietinslagen. Als de ruimtereiziger in november succesvol op Mars landt, zal InSight dieper dan ooit tevoren in het marsoppervlak boren (afbeelding 4). Aan de hand van seismiek, trillingen in het gesteente, kan de lander informatie geven over hoe vaak seismische activiteit plaatsvindt op Mars en hoe krachtig deze is, maar ook hoe vaak er meteorieten inslaan op het oppervlak. De kennis over de evolutie en stollingsgeschiedenis van Mars kan ons helpen om een voorspelling te maken over hoe de toekomstige afkoeling van de Aarde er uit kan gaan zien.
  • Geen reacties gevonden
Powered door Komento

Agenda

Voor een overzicht van de geplande geologische activiteiten (voorheen GEA Kalender), zie geologie.nu