Marsin geologia

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Marsin pinnanmuodot
Marsin pinnanmuodot Mars Global Surveyorin kuvaamana

Marsin geologia tutkii Marsin rakennetta, koostumusta sekä sen muotoutumisen historiaa. Marsin geologiaa kutsutaan myös nimellä areologia, joka juontuu Marsin kreikankielisestä nimestä Ares. Marsin pinnan kraatteritiheät alueet ovat hyvin vanhoja. Nuorempia ovat tasangot ja vulkaaniset alueet, kuten Tharsis-harju. Alavilla tasangoilla on tulivuorten purkautuessa lainehtinut vesi ehkä noin 1800 miljoonaa vuotta sitten, verrattain myöhään Marsin historiassa. Marsissa ei ole mannerlaattoja eli suurimittakaavaista laattatektoniikkaa. Laattatektoniikan puute selittää myös planeetan tulivuorten kasvun valtavan suuriksi. Mannerlaattojen liikkeen vuoksi maapallon kuumissa pisteissä syntyvät tulivuoret siirtyvät ajan myötä syrjään eivätkä ehdi kasvaa suuremmiksi. Marsissa pintakerros pysyy paikallaan ja tulivuoret kasvavat vähitellen hyvin korkeiksi ja laajoiksi.[1] Marsin tulivuoret ovat kilpitulivuoria.

Marsin tummat ja vaaleat alueet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Marsissa on maasta kaukoputkella katsoen tummia ja vaaleita alueita. Tummat "meret" ovat tumman pölyn peittämiä, vaaleat alueet vaalean pölyn peitossa. Syrtis Major on suuri tumma alue, jonka tumma pöly on purkautunut tulivuoresta. Monet tummat alueet todellisuudessa ovat yläviä maita. Tummien alueiden albedo on 0,07 ja vaaleiden 0,16[2]

Marsin tulivuoret[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Marsissa on muutamia valtavia ja korkeita tulivuoria, kuten kilpitulivuori Olympus Mons (Olympus-vuori), joka on 26 kilometriä korkea. Se tunnettiin ennen luotaimia nimellä Nix Olympica, Olympuksen lumet. Olympus Monsin halkaisija vuoren juurella on 540 kilometriä, ja vuoren juurella oleva jyrkkä reunus on 6 kilometriä korkea. Tulivuoren kaldera koostuu kuudesta kraatterista ja on läpimitaltaan 60 x 85 kilometriä. Kalderan syvyys on 3 kilometriä. Kaasunpaine Olympus Monsin huipulla on vain 2 % keskimääräisestä paineesta. Tulivuoren arvioidaan olevan ajoittain aktiivinen, viimeksi se olisi purkautunut erään arvion mukaan 2 miljoonaa vuotta sitten. Lähistöillä samalla vulkaanisella alueella ovat muut Tharsiksen ylängön kolme suurta tulivuorta Arsia Mons, Pavonis Mons ja Ascraeus Mons. Tharsis nousee 10 kilometriä ympäristöä korkeammaksi, ja se peittää 1/6 Marsin pinnasta. Alueelta lähtee laavavirtoja ja veden muokkaamia virtausmuodostumia säteittäin.

Marsin vajoamia ja uomia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Marsissa on myös valtava vajoamalaakso, Valles Marineris, jonka pituus on 4000 km ja syvyys 7 km. Uomien leveys on 180 km. Laakso on lähellä Tharsis-harjun vulkaanista aluetta ja on syntynyt Tharsis-harjun kohotessa. Vesivirtaus on muokannut laaksoa edelleen. Tämän laakson seinämistä otetuista kuvista näkyy kerrostumia. Valles Marinerisin kautta on virrannut valtava määrä vettä muinaiseen mereen. Marsissa on ollut menneisyydessä jonkinlaista alkavaa kuoren liikehtimistä ja tulivuoritoimintaa. Tällöin kaasukehä on ollut paksumpi ja vesi on saattanut virrata Marsin pinnalla. Marsissa on myös monia muita jokiuomia.

Suurin törmäyskraatteri on Hellas, jonka läpimitta on 2 100 km ja syvyys 4 km. Toinen suuri muodostuma Argyre on läpimitaltaan 1 800 km. Monet Marsin vesivirtojen näköiset laaksot lähtevät kaoottisilta alueilta, joissa routa näyttää sulaneen sisältä tulleen vulkaanisen lämmön takia. Kuivuneiden jokiuomien pituus on jopa 1 000 km. Marsissa on kraattereita, joita ympäröi pisaramaisia muodostumia, jotka ovat virtauksen aiheuttamien hiekkasärkkien näköisiä, ja jotkut kraatterit näyttävät kuin mutaan isketyiltä. Marsista on löydetty pölyn peittämiä jäätiköitä ja jäälauttoja. Pohjoisen pallonpuoliskon uskotaan olleen aikoinaan meren peitossa. Marsin merialueet eivät ole samoja kuin tumman pölyn peittämät mare-alueet.

Marsin maisemaa luotaimen kuvaamana

Marsin pinta ja geologia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Marsin pinnalle antaa ruskean värin ruostunut rauta eli rautaoksidi. Pinnalta katsoen Marsin pinta on Kuun pinnan kaltainen. Pinta on regoliittia, kivien, hiekan ja pölyn seosta. Regoliitin alla ja seassa on syvä routakerros. Marsissa on sekä tummaa että vaaleaa pölyä. Monin paikoin näkyy hiekkadyynejä yms. jotka ovat kaasukehän tuulien muodostamia, Kuussahan ei ole kaasukehää eikä täten tuulia. Marsinkin pinta on basalttia. Joillain alueilla on piilasia tai andesiittia. Eräällä alueella on hematiittia, joka on rautamineraali. Götiitti on rautamineraali, joka syntyy vain veden läheisyydessä. Tätä on löydetty Marsista. Marsissa on runsaasti rauta- ja vesipitoista limoniittia 2 FeO33H20. Pintakerroksessa on rautaa 13 %, piitä 21 % ja rikkiä yli 10 kertaa niin paljon kuin Maassa.

Marsin sisäinen rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Marsilla on sisuksessaan arviolta 1 700 kilometrin paksuinen rautaydin. Marsin koko säde on noin 3 395 kilometriä. Ytimessä oletetaan olevan enemmän rikkiä kuin muilla terrestrisillä planeetoilla, koska Mars ei ole niin tiheä kuin muut terrestriset maailmat. Marsin tiheys on noin 3,9 g/cm3. Sen ydin oli sula ehkä ensimmäiset miljardi vuotta syntynsä jälkeen. Ydin on mahdollisesti rautasulfidia ja kiinteä, niin ettei siinä tapahdu virtauksia, jollaiset synnyttäisvät magneettikentän. Jos ydin on rautasulfidia, sen säde voi olla jopa hieman alle 2 000 km; ytimen säde on vähintään 1 300 kilometriä. Kuoren paksuus on 80 kilometriä eteläisellä ja 35 kilometriä pohjoisella pallonpuoliskolla. Välissä on vaippa. Marsissa ei ole tapahtunut mannerlaattojen liikkeitä, koska vaipan virtauksen ylös nousevat kuumat kohdat ovat aina samoissa kohdin, toisin kuin Maassa. Marsilla on saattanut joskus olla voimakas magneettikenttä, jonka jäänteitä on havaittu eri puolilla Marsia. Pilkkumaisten jäänteiden voima on jopa 1 500 nanoteslaa. Mars-meteoriiteista on mitattu 1 000 nanoteslan voimakkuuksia, ja maan magneettikenttä on 30 000 nanoteslaa. Magneettikenttä aiheuttaa lähimmillään noin 1,5 Marsin säteen päähän kaarimaisen shokkirintaman.


Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/mars/surface.html
  2. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/chap10.htm