Mars: alt hvad du ville vide om den røde planet

Mars er en af de mest interessante og mystiske planeter i solsystemet. Den tiltrækker videnskabsfolk, forfattere, kunstnere og almindelige mennesker med sine egenskaber og potentiale for kolonisering.

I denne artikel vil vi fortælle alt om Mars' udforskning: fra dens placering i solsystemet til geologi og atmosfære. Find ud af de fysiske karakteristika, kredsløb, klima, overflade og måner af den røde planet.

Mars' placering i solsystemet

Hvordan ser Mars ud?

Mars er en terrestrisk planet, hvilket betyder, at den har en fast overflade og en tynd atmosfære. Den har to små måner - Phobos og Deimos, som ligner asteroider. Mars har en lys orange eller rødlig farve, der skyldes det høje indhold af jernoxid (rust) i dens jord, hvilket giver den kaldenavnet "den røde planet". På Mars' overflade kan man se mange kratere, klitter, bakker, dale, vulkaner og kløfter.

Hvor ligger Mars?

Mars ligger i solsystemet, som består af otte planeter, deres måner, asteroider, kometer og andre himmellegemer, der kredser om stjernen Solen. Mars er den fjerde planet fra Solen i afstand og den næst nærmeste planet til Jorden.

Mars bevæger sig i en elliptisk bane omkring Solen, som har en stor variation i afstanden mellem perihelion (den nærmeste punkt til Solen) og aphelion (den fjerneste punkt fra Solen).

Mars: den fjerde planet fra Solen

Mars er den fjerde planet fra Solen i afstand og har en gennemsnitlig afstand fra den på omkring 228 millioner kilometer. Det er omtrent 1,5 gange større end afstanden fra Jorden til Solen, som er omkring 150 millioner kilometer.

På grund af den store afstand fra Solen modtager Mars fire gange mindre solenergi end Jorden og har en lavere temperatur på sin overflade.

Afstanden fra Mars til Solen og Jorden

Afstanden fra Mars til Solen og Jorden er ikke konstant, men ændrer sig afhængigt af planeternes positioner i deres baner. Den mindste afstand fra Mars til Solen opnås ved perihelion og er omkring 207 millioner km. Den maksimale afstand fra Mars til Solen opnås ved aphelion og er omkring 249 millioner km.

Den mindste afstand fra Mars til Jorden opnås ved opposition, når Mars og Jorden er på samme side af Solen, og er omkring 56 millioner km. Den maksimale afstand fra Mars til Jorden opnås ved konjunktion, når Mars og Jorden er på modsatte sider af Solen, og er omkring 401 millioner km.

Mars' fysiske karakteristika

Mars' diameter

Mars' diameter er omkring 6.792 km (4.220 mil), hvilket er cirka halvdelen af Jordens diameter, som er omkring 12.756 km (7.926 mil).

Mars' radius

Den røde planets radius er omkring 3.396 km, hvilket er cirka halvdelen af Jordens radius, som er omkring 6.378 km.

Mars' overfladeareal

Mars' overfladeareal er omkring 144 millioner km², hvilket er omtrent det samme som landarealet på Jorden, som er omkring 149 millioner km².

Mars' volumen

Planetens volumen er cirka 163 milliarder kubikkilometer, hvilket er cirka syv gange mindre end Jordens volumen, som er cirka 1.083 milliarder kubikkilometer.

Mars' masse

Mars' samlede masse er omkring 642 milliarder tons, hvilket er cirka ti gange mindre end Jordens masse, som er omkring 5.972 milliarder tons.

Mars' densitet

Mars' densitet er omkring 3,93 g/cm³, hvilket er cirka 1,3 gange mindre end Jordens densitet, som er omkring 5,51 g/cm³.

Mars' alder

Mars eksisterer i cirka 4,6 milliarder år, hvilket er omtrent det samme som Jordens alder, som også dannedes for omkring 4,6 milliarder år siden.

Mars' bane og rotationsperiode

En Mars-dag og dens varighed

Mars roterer omkring sin akse og omkring Solen. Tiden, det tager Mars at rotere én gang omkring sin akse, kaldes en Mars-dag eller sol. Den varer cirka 24 timer og 39 minutter, hvilket er cirka 40 minutter længere end en jorddag.

Et Mars-år og dets varighed

Tiden, det tager Mars at rotere én gang omkring Solen, kaldes et Mars-år. Det varer cirka 687 jorddage, hvilket er cirka 1,9 gange længere end et jordår.

Årstiderne på Mars

På grund af forskellen i dag- og årslængde på Mars adskiller årstiderne sig også fra dem på Jorden. På Mars er der fire årstider: forår, sommer, efterår og vinter. Dog er varigheden af årstiderne på Mars ikke jævn på grund af planetens elliptiske bane.

På Mars' nordlige halvkugle varer foråret 194 sol, sommeren — 178 sol, efteråret — 142 sol og vinteren — 154 sol.

På Mars' sydlige halvkugle varer foråret 142 sol, sommeren — 154 sol, efteråret — 194 sol og vinteren — 178 sol.

Således er årstiderne på Mars' sydlige halvkugle mere ekstreme end på den nordlige halvkugle. Dette skyldes, at Mars er tættere på Solen under sydlig sommer og længere væk fra Solen under sydlig vinter sammenlignet med nordlig sommer og vinter.

Atmosfæren og klimaet på Mars

Sammensætningen af Mars' atmosfære

Mars har en meget tynd atmosfære, der hovedsageligt består af kuldioxid (95,32 %), samt nitrogen (2,7 %), argon (1,6 %), ilt (0,13 %), vanddamp (0,03 %) og andre gasser.

Trykket i Mars' atmosfære er i gennemsnit omkring 6 millibar, hvilket er cirka 160 gange mindre end trykket i Jordens atmosfære, som er omkring 1013 millibar.

På grund af det lave tryk i Mars' atmosfære kan vand ikke eksistere i flydende tilstand på planetens overflade og går direkte fra fast form (is) til gasform (damp).

Temperaturen på Mars og temperaturintervallet

Temperaturen på Mars afhænger meget af tidspunktet på dagen, årstiden, breddegraden og højden over havets overflade. I gennemsnit er temperaturen på Mars omkring -63 °C, hvilket er cirka fem gange lavere end gennemsnitstemperaturen på Jorden, som er omkring 15 °C. Dog kan temperaturen på Mars variere i et bredt interval fra -143 °C til 35 °C.

De laveste temperaturer på Mars observeres om vinteren ved polerne, hvor temperaturen kan falde til -143 °C. De højeste temperaturer på Mars observeres om sommeren ved ækvator, hvor temperaturen kan stige til 35 °C. Desuden kan temperaturen på Mars ændre sig meget i løbet af dagen. For eksempel kan temperaturen ved ækvator være omkring 20 °C om dagen og omkring -73 °C om natten.

Vejret på Mars

Vejret på den røde planet bestemmes af atmosfærens bevægelser, som påvirkes af solstråling, planetens rotation, ujævnheder i overfladen og sæsonændringer. Her kan man observere forskellige vejrfænomener, såsom skyer, tåge, vind, støvstorme, sne og rimfrost.

Skyerne på Mars består af iskrystaller af vand eller kuldioxid og dannes i de øvre lag af atmosfæren. Tåge dannes i de nedre lag af atmosfæren på grund af kondensation af vanddamp og kan dække dale og kratere.

Vinden på Mars opstår på grund af temperatur- og trykforskelle mellem forskellige regioner på planeten og kan nå hastigheder på op til 100 m/s.

Støvstormene på denne planet er de kraftigste og mest omfattende i solsystemet. De kan formørke Solen, løfte støv op til en højde på 60 km og dække hele planeten. Støvstorme på Mars forekommer oftere om foråret og sommeren på den sydlige halvkugle, når planeten er tættere på Solen.

Sne og rimfrost på Mars dannes på grund af frysning af vanddamp eller kuldioxid i atmosfæren og sætter sig på planetens overflade. Sne og rimfrost observeres oftere om vinteren ved polerne, hvor temperaturen er lav nok til dannelse af is.

Klimaet på Mars

Klimaet på Mars afhænger af mange faktorer, såsom afstanden fra Solen, hældningen af rotationsaksen, albedo på overfladen, atmosfærens sammensætning og geologisk aktivitet.

Klimaet her kan ændre sig over geologiske epoker på grund af ændringer i planetens bane, oscillation af aksehældningen, vulkanisme, asteroidepåvirkninger og andre processer. På Mars kan man skelne mellem tre hovedklimazoner: polarzonen, den tempererede zone og den tropiske zone.

Polarzonen er beliggende på breddegrader over 60° og karakteriseres af lav temperatur, højt tryk, lav luftfugtighed, få nedbør og svag vind.

Den tempererede zone er beliggende på breddegrader fra 30° til 60° og karakteriseres af moderat temperatur, middeltryk, middel luftfugtighed, gennemsnitlig mængde nedbør og gennemsnitlig vind.

Den tropiske zone er beliggende på breddegrader under 30° og karakteriseres af høj temperatur, lavt tryk, høj luftfugtighed, stor mængde nedbør og stærk vind.

Mars' overflade

Mars' overflade og dens karakteristika

Mars' overflade er en mangfoldig og kompleks landskab, der er formet af forskellige geologiske processer såsom vulkanisme, tektonik, erosion, asteroidepåvirkninger og isdannelser.

Den røde planets overflade har to hovedtyper: gamle overflader og unge overflader.

De gamle overflader på Mars har mange kratere, hvilket vidner om disse regioners alderdom og lave geologiske aktivitet.

De unge overflader på Mars har færre kratere, hvilket vidner om højere geologiske aktivitet i disse regioner. De unge overflader er også mere varierede i relief og sammensætning. På dem kan man se vulkaner, kløfter og dale.

Vulkaner på Mars

Mars har de største og mest talrige vulkaner i solsystemet. De dannedes på grund af opdrift og smeltning af kappen under planetens skorpe.

Vulkanerne på Mars har forskellige former, størrelser og aldre. De mest kendte af dem er Olympus, Arsia, Pavonis og Ascraeus, som danner Tharsis-plateauet ved planetens ækvator. De er skjoldvulkaner, hvilket betyder, at de har en bred og flad form.

Vulkanen Olympus er den højeste vulkan i solsystemet; den har en højde på 21,9 km over havets overflade og en diameter på 600 km.

Andre vulkaner på Mars er Elysium, Albor og Apollinaris, som ligger på planetens nordlige og sydlige halvkugler. Disse vulkaner har en højde på 4 til 8 km og en diameter på 100 til 200 km. De er keglevulkaner, hvilket betyder, at de har en smal og høj form.

Kløfter

Mars har de dybeste og længste kløfter i solsystemet. De dannedes på grund af revner og erosion af planetens skorpe.

Kløfterne på Mars har forskellige former, størrelser og aldre. Den mest kendte af dem er Valles Marineris, som ligger ved planetens ækvator. Denne kløft er omkring 4.500 km lang, op til 7 km dyb og mellem 2 og 120 km bred. Det er den største kløft i solsystemet og overstiger i størrelse selv Grand Canyon på Jorden.

Andre kløfter på Mars er Noctis Labyrinthus, Valles Marineris, Candor Chasma, Ophir Chasma og andre, som danner et system af kløfter på planetens vestlige side. De er komplekse og snoede kløfter med mange forgreninger og krydsninger.

Dale

Mars har mange dale, som dannedes på grund af tektoniske, vulkaniske, erosionsmæssige og gletsjermæssige processer. De har også forskellige former, størrelser og aldre.

De mest kendte dale på Mars er floddalene, som ligger på planetens sydlige halvkugle. Disse dale er op til 1.000 km lange, op til 10 km brede og op til 100 m dybe. De er bevis på, at der tidligere flød floder på Mars, som transporterede vand og sedimenter.

Andre dale på Mars er vinddalen, som ligger på planetens nordlige halvkugle. Disse dale er op til 100 km lange, op til 100 m brede og op til 10 m dybe. De er resultatet af vind, der blæste støv og sand væk fra lavninger og efterlod smalle og dybe riller.

En anden type dale på Mars er isdalen, som ligger ved planetens poler. Disse dale er mellem 10 og 100 km lange, mellem 10 og 100 km brede og mellem 10 og 100 m dybe. De er resultatet af is, der bevægede sig over planetens overflade og skar riller og fordybninger i den.

Mars' overfladesammensætning (jord)

Jorden på Mars er en blanding af mineraler, støv, sand, grus og sten, der dannedes ved nedbrydning af planetens skorpe. Denne jord har forskellige sammensætninger afhængigt af regionen, dybden og historien.

Det mest udbredte element i jorden på Mars er ilt, som udgør omkring 45 % af massen. Andre hyppigt forekommende elementer i jorden er jern (cirka 20 %), silicium (cirka 15 %), magnesium (cirka 7 %), aluminium (cirka 6 %), calcium (cirka 4 %), svovl (cirka 2 %) og andre.

På grund af det høje indhold af jernoxid (rust) har Mars' jord en rødlig eller brunlig farve.

De mest udbredte mineraler her er silikater, oxider, sulfater, carbonater, fosfater og halogenider.

En interessant kendsgerning er, at der er fundet spor af organiske stoffer i Mars' jord, som kan være tegn på liv i fortiden eller nutiden.

Jorden på Mars har forskellige densiteter, porøsiteter, fugtigheder og temperaturer afhængigt af regionen, dybden og sæsonen.

Mars-kratere

Kratere på Mars er fordybninger i planetens overflade, som dannedes ved påvirkninger af asteroider, kometer og andre himmellegemer. Kratere på Mars har forskellige størrelser, former, dybder, aldre og tilstande.

De største kratere har en diameter på mellem 100 og 1.000 km og en dybde på mellem 10 og 100 km. Dette er de ældste kratere på Mars, og de er dateret til cirka 4 milliarder år siden.

De mindste kratere har en diameter på mellem 1 og 10 m og en dybde på mellem 0,1 og 1 m. Disse er de yngste kratere og dateres til mellem flere år og flere millioner år siden.

Mars' klitter og bakker

Klitter og bakker på Mars dannedes ved bevægelse og ophobning af støv, sand, grus og sten under påvirkning af vind, vand eller is. De har forskellige størrelser, former, højder, farver og placeringer.

De største klitter og bakker på Mars er mellem 10 og 100 km i størrelse, fra lineære til stjerneformede i form, mellem 10 og 100 m i højden og fra røde til sorte i farve. De er de yngste og mest dynamiske reliefformer på Mars og ændrer sig konstant under vindens påvirkning.

De mindste klitter og bakker er højst 10 m høje og brede og har kuplede eller puklede former, fra gule til hvide i farve. De er de ældste og mest stabile reliefformer på Mars og ændrer sig sjældent under vindens påvirkning.

Naturlige ressourcer på Mars

Naturlige ressourcer på Mars er naturlige materialer og energi, som kan bruges til forskellige formål såsom videnskabelig forskning, kolonisering, minedrift eller turisme. De vigtigste naturlige ressourcer her er vand, metaller og energi.

Vand

Vand på Mars er en livsnødvendig ressource for enhver form for liv samt til videnskabelige, koloniale og turistmæssige formål. Vand findes her i tre tilstande: fast, flydende og gasform.

Fast vand på Mars findes som is ved polerne, under overfladen og i meteoritkrater. Flydende vand findes som underjordiske floder, søer og akviferer. Gasformet vand findes som vanddamp i atmosfæren.

Mængden af vand på den røde planet anslås til 20-30 millioner kubikkilometer, hvilket er cirka 50 gange mindre end mængden af vand på Jorden, som er omkring 1.400 millioner kubikkilometer.

Mars-vand kan også være nødvendigt for at opretholde menneskeliv på Mars i fremtiden. Det er genstand for aktiv forskning og eftersøgning ved hjælp af forskellige missioner og instrumenter.

Metaller

Metaller på Mars er værdifulde ressourcer til forskellige formål såsom byggeri, produktion, energi, kommunikation, transport og handel. De findes som elementer, legeringer, malme eller meteoritter.

De mest udbredte metaller på Mars er jern, aluminium, magnesium, nikkel, kobber, zink, bly, guld og platin. Deres mængde anslås til flere milliarder tons, hvilket er cirka 100 gange mindre end mængden af metaller på Jorden, som er omkring 800 milliarder tons.

Energi

Energi er en nødvendig ressource til enhver aktivitet såsom belysning, opvarmning, køling, bevægelse, bearbejdning, transmission og opbevaring af information. Energi på Mars findes som solenergi, vindenergi, geotermisk energi, atomenergi eller kemisk energi.

Mængden af energi på Mars anslås til flere billioner kilowatt-timer. På Jorden er mængden af energi cirka 1.000 gange større end på Mars.

Geologiske processer på Mars

Geologiske processer på Mars afhænger af mange faktorer såsom temperatur, tryk, fugtighed, tyngdekraft, solstråling, magnetfelt, indre struktur og planetens aktivitet. Nedenfor vil vi se på de vigtigste af dem.

Vulkanisme

Vulkanisme på Mars var aktiv i fortiden, men er nu næsten ophørt. Vulkanisme her var ansvarlig for at skabe de største vulkaner i solsystemet, såsom Olympus, Arsia, Pavonis og Ascraeus, samt for at danne Tharsis-plateauet, Elysium-plateauet og andre højdedrag.

Vulkanisme på Mars påvirkede atmosfærens sammensætning og temperatur, fordelingen af vand og is samt den kemiske og mineralske sammensætning af overfladen.

Tektonik

Tektonik er processen, hvor planetens skorpe brydes op i plader, der bevæger sig i forhold til hinanden under påvirkning af kræfter, der opstår i planetens kappe. Tektonik på Mars var også aktiv i fortiden, men er nu næsten stoppet.

Som resultat af denne proces dannedes de dybeste og længste kløfter i solsystemet, såsom Valles Marineris, Noctis Labyrinthus og andre, samt højderygge, graben, folder, revner og andre strukturer.

Erosion

Erosion er processen, hvor planetens overflade nedbrydes og flyttes under påvirkning af vind, vand, is, tyngdekraft, påvirkninger og andre faktorer. Erosion på Mars var aktiv i fortiden og fortsætter med at være aktiv i nutiden.

Som resultat af erosion blev de ældste og yngste reliefformer på planeten dannet, såsom floddale, vinddale, isdale, kratere, klitter og bakker.

Mars' kerne

Mars' kerne består af jern, nikkel og andre tunge elementer. Den har en radius på omkring 1.800 km, en masse på cirka 15 % af planetens masse og en temperatur på omkring 1.500 °C.

Mars' kerne er opdelt i to lag: ydre kerne og indre kerne. Den ydre kerne er et flydende lag, der roterer omkring den indre kerne og skaber planetens geomagnetiske felt. Den indre kerne er et fast lag, der består af krystaller af jern og nikkel.

Mars' kerne påvirker temperatur, tryk, densitet og sammensætning af planetens kappe og skorpe, det geomagnetiske felt og muligheden for liv på planeten.

Mars' magnetfelt

Mars' magnetfelt er en kraft, der opstår på grund af bevægelsen af elektrisk ladede partikler i planetens kerne, kappe, skorpe og atmosfære. Mars' magnetfelt har en kompleks og ustabil struktur, der består af globale og lokale felter.

Det globale magnetfelt er et svagt og uregelmæssigt felt, der dannes på grund af den resterende magnetisering af planetens skorpe. Det lokale magnetfelt er et stærkt og spredt felt, der dannes på grund af turbulensen af ioniseret gas i planetens atmosfære.

Mars' magnetfelt påvirker fordelingen og bevægelsen af ladede partikler i rummet, planetens beskyttelse mod solvind og kosmisk stråling, dannelsen af magnetosfæren og auroraen, klimaet og vejret, geokemi og geobiologi samt muligheden for liv på planeten.

Tyngdekraften på Mars

Tyngdekraften på Mars er en kraft, der trækker alle legemer mod planetens centrum. Tyngdekraften afhænger af planetens masse og radius samt afstanden til dens overflade. Tyngdekraften på Mars er omkring 38 % af tyngdekraften på Jorden, altså cirka 3,7 m/s².

Tyngdekraften påvirker vægten og bevægelsen af legemer på planeten, formen og størrelsen af planeten, satellitternes baner og omløbsperioder, tidevandet, atmosfæretrykket og temperaturen, geologien og geodæsien, biologien og fysiologien.

Jordskælv på Mars

Jordskælv på Mars var sjældne og svage i fortiden, men er blevet hyppigere og stærkere i nutiden. De skyldes forskellige årsager såsom tektoniske processer, vulkansk aktivitet, asteroidepåvirkninger, termiske spændinger, faseovergange af vand og is, gravitationsinteraktioner med Solen og måner.

Jordskælv på Mars måles på richterskalaen, der bestemmer energien, der frigives ved jordskælvet. Det stærkeste jordskælv på Mars, der er registreret, havde en styrke på omkring 4,5, hvilket svarer til et moderat jordskælv på Jorden.

Mars' måner

Mars' måner kaldes Phobos og Deimos. De blev opdaget i 1877 af den amerikanske astronom Asaph Hall.

Phobos og Deimos har en uregelmæssig form og lille størrelse, består af porøst klippemateriale, der er dækket af et tykt lag støv og grus. Begge måner roterer omkring deres akse og omkring Mars med samme hastighed, så de altid vender den samme side mod planeten.

Phobos-månen

Phobos er den nærmeste måne til Mars, der ligger omkring 6.000 km fra planetens centrum. Phobos har en diameter på cirka 22 km, en masse på omkring 10 milliarder tons.

Phobos har en uregelmæssig form, der ligner en kartoffel. Den har mange kratere, hvoraf det største kaldes Stickney. Den har også flere riller, som kan være spor af påvirkninger eller spændinger i skorpen.

Phobos-månen kredser én gang rundt om Mars på 7 timer og 39 minutter, hvilket er kortere end en Mars-dag. På grund af dette bevæger Phobos sig hurtigere end Solen på himlen og kan gå ned og stå op to gange om dagen.

Phobos nærmer sig gradvist Mars på grund af planetens gravitation og vil om flere millioner år enten blive til en ring eller falde ned på Mars' overflade.

Deimos-månen

Deimos er den fjerneste måne fra Mars, der ligger omkring 23.000 km fra planetens centrum. Den har en diameter på cirka 12 km og en masse på omkring 2 milliarder tons.

Deimos har en uregelmæssig form, der ligner en trekant. Den har færre kratere end Phobos, hvoraf det største kaldes Swift.

Deimos-månen kredser én gang rundt om Mars på 30 timer og 18 minutter, hvilket er længere end en Mars-dag. På grund af dette bevæger Deimos sig langsommere end Solen på himlen og kan gå ned og stå op én gang hver anden dag.

Deimos fjerner sig gradvist fra Mars på grund af planetens gravitation og vil om flere milliarder år muligvis forlade sin bane og blive til en fritflydende asteroide.

Konklusion

Mars er en fantastisk og unik planet, der har meget til fælles med Jorden, men også mange forskelle fra den. Mars har mange interessante og mystiske egenskaber, såsom rød farve, to måner, fire årstider, de største vulkaner og kløfter, tynd atmosfære, støvstorme, ispolarkapper, gamle floddale, naturlige ressourcer og geologiske processer.

Mars er genstand for videnskabelig interesse og forskning, da den kan give svar på mange spørgsmål om solsystemets oprindelse og udvikling, om muligheden for liv på andre planeter, om udsigterne for kolonisering og turisme på Mars.

Mars er en planet, der fortjener opmærksomhed og undersøgelse, da den kan åbne nye horisonter og muligheder for os.

Mars har fascineret menneskeheden i tusinder af år: fra dens blodrøde farve til dens potentiale til at understøtte liv. I den følgende video vil du lære, hvordan den Røde Planet dannedes af gas og støv og betydningen af dens polare iskapper for liv, som vi kender det.