Areografi

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Vulkanske platåer (rødt) og nedslagsbasseng (blått) dominerer dette topografiske kartet over Mars

Areografi (fra den greske guden Ares (romernes Mars) og grafein, beskrive) eller Mars' geografi, er den geografiske beskrivelsen av planeten Mars. Emnet fokuserer først og fremst på geologiske fenomener på Mars' overflate og dens kartografiske representasjoner. Motsvarende emner på jorden blir kalt fysisk geografi.

Historie[rediger | rediger kilde]

Kart over Mars av Giovanni Schiaparelli.

De første observasjonene av Mars' overflate ble gjort med landbaserte teleskop. Man var i allmennhet tvunget til å tilpasse studiene til de tilfellene hvor Mars befant seg på samme side som solen og derfor relativt nær jorden (det tekniske begrepet er at planetene er i opposisjon). De absolutt beste forholdene ble oppnådd når Mars samtidig befant seg i perihelium og var som nærmest solen. Disse to hendelsen sammenfalt ca. en gang hvert 16. år.

Giovanni Schiaparelli utnyttet en slik opposisjon i 1877 og publiserte de første detaljerte kartene over Mars. Disse kartene inneholdt noen bemerkelsesverdige fenomener han kalte canali («kanaler») som senere skulle vise seg å være en optisk illusjon. Disse kanalene skal ha vært lange, rette linjer på Mars overflate som han gan navn etter kjente elver på jorden. Hans begrep canali ble feilaktig oversatt til det engelske ordet canals som antyder at de er konstruerte istedet for den riktige oversettelsen channels som er naturlige fenomener. Dermed startet en kontrovers om disse kanalene var bevis for en utenomjordisk sivilisasjon.

På grunn av disse observasjonene ble det lenge ansett som et faktum at mars hadde vidstrakte hav og vegetasjon. Det var ikke før langt inn på 1900-tallet at romsonder som besøkte planeten at disse misoppfattelsene ble avvist. De første fartøyene som vellykket kom frem, NASAs Mariner-sondene førte til at nye kart over Mars kunne lages. Kvaliteten på de bildene man fikk tilbake var imidlertid av svært dårlig kvalitet. Det var ikke frø den svært fremgangsrike og viktige romsonden Mars Global Surveyor ankom Mars rundt århundreskiftet at man kunne etablere et komplett detaljert kart over Mars. Disse kartene kan nå sees online.[1]

Interaktivt kart over Mars[rediger | rediger kilde]

Det følgende karet har innebygde lenker. Klikk på de formasjonene du er interessert i og du kan lese artikkelen om denne (i de tilfeller hvor det finnes en artikkel)

Tharsis Montes Hellas Planitia Olympus Mons Valles Marineris Arabia Terra Amazonis Planitia Elysium Mons Isidis Planitia Terra Cimmeria Argyre Planitia Alba PateraKart over Mars
Om dette bildet

Topografi[rediger | rediger kilde]

Høydekart over Mars skapt av data fra Mars Global Surveyor
Mars, 2001, med den sørlige polkalotten synligst lengst nede.
Den nordlige polarregionen.

Inndelingen av Mars topografien er slående. De flate slettende i det nordlige lavlandet står sterkt i kontrast til det sørlige høylandet som ligner et månelandskap med tungt arrete terreng fra utallige kollisjoner med asteroider og kometer under solsystemets tidligste periode. Mars overflate sett fra jorden er følgelig også delt inn i to typer områder med ulik albedo. De blekere slettene er dekte med støv og sand med et rikelig innehold av rødlige jernoksider som en gang var antatt å være kontinenter. Disse ble gitt navn som Arabia Terra (Arabias land) og Amazonis Planitia (Amazonske sletten). De mørkere delene var antatt å være hav, og de fikk derfor navn som Mare Erythraeum, Mare Sirenum og Aurorae Sinus. Det største og mest markante svarte området sett fra jorden er Syrtis Major Planum.

Den enorme skjoldvulkanen Olympus Mons (Olympens fjell) er med sin høyde på 26 km det høyeste kjente fjellet i solsystemet, betraktelig høyere og atskillig mer massivt enn de største fjellene på jorden. Vulkanen ligger i et gammelt geologisk svært aktivt høyereliggende område kaltTharsis som inneholder flere svært store vulkaner. Tharsis-regionen på Mars har også solsystemets største canyon, Valles Marineris (Mariners dal) som fikk sitt navn eter romprogrammet Mariner og er 4 000 km lang og 7 km dyp. Til sammenligning er Grand Canyon i USA «kun» 400 km lang og 1,6 km dyp på det dypeste. Store deler av Mars er dekket med nedslagskratre, det største av disse er Hellas Planitia som er dekket av en lyserød sand.

Mars har to permanente iskalotter, en ved hver pol. Den nordlige ligger i regionen Planum Boreum og den sørlige ved Planum Australe.

Høydeforskjellen mellom det høyeste og laveste punktet på Mars er nsten 31 km (fra bunn av Hellas Planitia 4 km under nullnivået – se nedenfor – til toppen av Olympus Mons på 26 km høyde). Til sammenligning er forskjellen mellom jordens laveste og høyeste punkter, Mount Everest og Marianergropen, bare 19,7 km. Om man tar hensyn til planetenes ulike radier er Mars' overflate nesten tre ganger så ujevn.

Den internasjonale astronomiske union står for navngivingen av steder og fenomener på Mars.

Nullnivå[rediger | rediger kilde]

Ettersom Mars ikke har hav, og dermed ikke noe «havnivå», har man bestemt et vilkårlig nullnivå for å kartlegge overflaten. Dette nivået er definert som den høyden der luften har et trykk som tilsvarer trykket ved vannets trippelpunkt, 610,5 Pa ved en temperatur på 273,16 grader (ca. 0,6 % av jordens lufttrykk ved havoverflaten).

Nullmeridianen[rediger | rediger kilde]

Mars' ekvator defineres av dens rotasjon, men stedet for dens nullmeridian har blitt vilkårlig plassert, akkurat som jordens. De tyske astronomene Wilhelm Beer og Johann Heinrich Mädler valgte en liten sirkulær formasjon som et referansepunkt når de lagde de første systematiske kartene over mars i 1830–32. I 1877 ble deres punkt valgt som nullmeridian av den italienske astronomen Giovanni Schiaparelli for hans berømte kartlegging av planeten. Når romsonden Mariner 9 sendte bilder tilbake fra Mars i 1972 ble et lite krater (senere kalt Airy-0) i Sinus Meridiani (Meridianbukten) langs linjen Beer og Mädler valgte ut for å mer presist spesifisere 0,0° breddegrad.


Dikotomi[rediger | rediger kilde]

Observatører av topografien på Mars vil legge merke til en dikotomi mellom den nordlige og sørlige halvkulen. Den nordlige halvkulen er flat og inneholder få nedslagskratre forårsaket av asteroider. Det meste av den nordlige halvkulen ligger under det bestemte 'nullnivået'. I motsetning er den sørlige halvkulen dekket av fjell og høyland som ligger godt over 'nullnivået'. Høydeforskjellen mellom de to halvkulene er mellom 1 og 3 km, og grensen som deler disse to områdene er svært interessant for geologer. Et karakteristisk trekk er det perforerte terrenget.[2] Det inneholder mesaer, kuler og daler med flate bunner og opp mot 1,6 km høye vegger. Rundt mange av mesaene og kulene er det forkastningsrester som har vist seg å være stein dekket av isbreer.[3] Disse isbreene kan muligens benyttes av fremtidige kolonister som en kilde til vann. Andre interessante formasjoner er de store elvedalene som skjærer gjennom dikotomien.[4][5][6]

De nordlige lavlandene utgjør om lag en tredjedel av overflaten på Mars og er relativt flate med sporadiske nedslagskratere. De andre to tredjedelene av overflaten på Mars er høylandene på den sørlige halvkulen. Forskjellene i høyde mellom halvkulene er dramatisk. På grunn av tettheten av nedslagskratere tror forskere at den sørlige halvkulen er langt eldre enn de nordlige slettene.[7] De kraterbelagte høylandene i sør dateres tilbake til perioden med tunge bombardement.

Flere hypoteser har blitt foreslått som forklaring på forskjellene. De tre mest allment aksepterte er; dannelse ved et enkelt gigantnedslag, dannelse av flere nedslag eller dannelse ved endogene prosesser som mantelkonveksjon.[4] Begge de nedslagsrelaterte hypotesene involverer prosesser som kan ha skjedd før slutten av det opprinnelige bombardementet, noe som tyder på at dikotomien i jordskorpen har sin opprinnelse tidlig i historien til Mars.

Etter opprinnelig å ha blitt foreslått i 1980 ble teorien om et gigantnedslag møtt med skepsis på grunn av nedslagsområdenes ikke-radiale (elliptiske) form, hvor et sirkulært mønster sterkere ville ha støttet nedslag av større objekt(er). En studie fra 2008 ga imidlertid ny forskning som støttet teorien om et gigant-nedslag.[8] Ved hjelp av geologiske data fant forskerne støtte for et enkeltnedslag av et stort objekt som traff Mars med en vinkel på ca. 45 grader. Ytterligere bevis fra analyser av steinkjemien på Mars for ettervirkninger av oppstrømninger av materie i mantelen ville ytterligere ha støttet teorien om et gigantnedslag.

Nomenklatur[rediger | rediger kilde]

Tidlig nomenklatur[rediger | rediger kilde]

Selv om de er mer kjent for sine kartlegginger av månen med start i 1830 var Johann Heinrich Mädler og Wilhelm Beer de første «areografene». De begynte med å fastslå at de fleste formasjonene på overflaten var permanente og bestemte Mars' rotasjonsperiode. I 1840 kombinerte Mädler 10 år med observasjoner og tegnet det første kartet over Mars. Istedet for å gi steder på Mars navn brukte de bokstaver; eksempelvis ble Sinus Meridiani betegnet med «a».

I løpet av de neste tiårene ble instrumentene forbedret og antallet observatører økte. Mange steder på Mars fikk en rekke mer eller mindre merkelige navn. Et par eksempler er Solis Lacus som var kjent som «Oculus» (øyet) og Syrtis Major som var kjent som «timeglasshavet» eller «skorpionen». I 1858 fikk Syrtis Major også navnet «Atlantic Canale» av astronomen Pietro Angelo Secchi. Secchis kommenterte at formasjonen tilsynelatende spilte samme rolle som Atlanterhavet gjør på jorden ved å dele det gamle kontinentet fra det nye.

I 1867 tegnet Richard Anthony Proctor et kart over Mars grovt basert på William Rutter Dawes' tidligere tegninger fra 1865, de da best tilgjengelige. Proctors system ble forklart ved at han navga steder etter navnet på de observatørene som har studert akkurat de formasjonene. Under følger noen av de navnene sammen med de som senere ble foreslått av Schiaparelli:[9]

Proctors nomenklatur ble kritisert først og fremst fordi hans navn æret så mange engelske astronomer, men også fordi han benyttet samme navn mer enn én gang. For eksempel forekommer Dawes ikke mindre enn seks ganger (Dawes Ocean, Dawes Continent, Dawes Sea, Dawes Strait, Dawes Isle, og Dawes Forked Bay).

Moderne nomenklatur[rediger | rediger kilde]

I dag har navnet på steder og formasjoner på Mars blitt hentet fra en rekke kilder. Store albedoformasjoner har ofte mange av de gamle navnene igjen, men visse har blitt oppdatert for å reflektere de nye kunnskapene vitenskapen har oppnådd om hva de består av. For eksempel har Nix Olympica (Olympus snø) fått det nye navnet Olympus Mons (Olympus fjell). Store kratre er navngitt etter viktige vitenskapsmenn og science fiction-forfattere mens mindre kratre har fått siine navn etter steder og byer på jorden.

Ulike landmerker som studeres av robotene MER-A og MER-B gis tilfeldige navn for å idntifisere dem, men visse formasjoner som Columbia Hills har fått sine navn for å ære de syv astronautene som tragisk omkom i Columbiahavariet. Det finnes forhåpninger om at disse navnene skal gjøres permanente av den internasjonale astronomiske union.

Victoria Crater, Cape Verde-Mars.jpg
Et bilde i tilnærmet sanne farger, tatt av Mars Exploration Opportunity-rover. Bildet viser Victoria-krateret fra Kapp Verde. Det ble tatt over en periode på tre uker, fra 16. oktober til 6. november 2006.

Se også[rediger | rediger kilde]

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ «Mars hos Google». 
  2. ^ Greeley, R. and J. Guest. 1987. Geological map of the eastern equatorial region of Mars, scale 1:15,000,000. U. S. Geol. Ser. Misc. Invest. Map I-802-B, Reston, Virginia
  3. ^ Plaut, J. et al. 2008. Radar Evidence for Ice in lobate debris aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  4. ^ a b Watters, T. et al. 2007. Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars. Annual Review Earth Planet Science: 35. 621-652
  5. ^ Irwin III, R. et al. 2004. Sedimentary resurfacing and fretted terrain development along the crustal dichotomy boundary, Aeolis Mensae, Mars.: 109. E09011
  6. ^ Tanaka, K. et al. 2003. Resurfacing history of the northern plains of Mars based on geologic mapping of Mars Global surveyor data. Journal of Geophysical Research: 108. 8043
  7. ^ Scott, D. og M. Carr. 1978. Geological map of Mars. U.S. Geol. Surv. Misc. Invest. Map I-803, Reston, Virginia
  8. ^ Jeffrey C. Andrews-Hanna, Maria T. Zuber & W. Bruce Banerdt The Borealis basin and the origin of the martian crustal dichotomy Nature 453, 1212-1215 (26. juni 2008)
  9. ^ Ley, Willy og von Braun, Wernher The Exploration of Mars New York:1956 The Viking Press, side 70-71, Schiaparellis originale kart over Mars

Videre lesning[rediger | rediger kilde]

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]