Site en franšaisView this website in English
 

Mars oppervlak

Platentektoniek en broeikaseffect op Mars

Het is opmerkelijk dat er op Mars geen platentektoniek (= een horizontale beweging van het oppervlak onder invloed van magma) waar te nemen valt. Hierdoor zien we er geen hoge bergruggen of diepe troggen.

Er ontstonden, waar de Marskorst dun genoeg was, heel hoge vulkanen door de penetratie van magma. De lava drong steeds op dezelfde plaatsen door de korst. Het vulkanisme op Mars is echter zeer beperkt, zodat we niet snel een vulkaanuitbarsting kunnen verwachten.

Die ontbrekende platentektoniek heeft ook gevolgen voor de atmosfeer. Op Mars vangen koolstofgesteenten, net zoals op Aarde, koolstofdioxide uit de atmosfeer op. Op Aarde wordt die koolstofdioxide terug in de atmosfeer gebracht, via actieve vulkanen. Op Mars gebeurt dit echter niet en ontstaat er een broeikaseffect dat veel kleiner is dan op Aarde.

Mars - Olympus Mons (Credits ESA)
Mars - Olympus Mons (Credits ESA)

 

De topografie van Mars

Wat eerst opvalt wanneer men de topografie van Mars bekijkt, is de asymetrie tussen het noordelijk en zuidelijk halfrond. Het zuidelijk halfrond is significant hoger dan het noordelijke.

De hoogvlakten van de zuidelijke hemisfeer, die vaak « Terra » (bv. Aonia, Cimmera, Noachis, Sirenum) genoemd worden, bedekken ongeveer twee derde van de planeet en hun oppervlak is bezaaid met talrijke kraters.

Topography

 

Het noordelijk halfrond, daarentegen, bestaat voornamelijk uit grote vlakten die zich onder het zeeniveau bevinden. Zij worden "Planitia" (bv. Acidalia, Amazonis, Arcadia, Utopia) genoemd. Één derde van de planeet wordt bedekt door dergelijke laagvlakten. Men onderscheidt daar ook veel minder kraters. Het is een ophoping van lavastromen die het oppervlaktereliëf afgevlakt heeft.

De oorzaak van deze dichotomie is nog onbekend, maar er is wel één zeer aannemelijke hypothese: één of meerdere botsingen met een ander reusachtig hemellichaam zou aan het begin van de geschiedenis van Mars plaatsgevonden kunnen hebben.

 

 

Mars bezit de allerhoogste vulkanen van heel het zonnestelsel. De grootsten zijn de schildvulkanen die in de regio’s Elysium en Tharsis liggen. Tharsis is een groot vulkanisch ruggenmerg met een gemiddelde hoogte van 7-10 km dat het resultaat is van ontelbare lavastromen.

De hoogste vulkaan is de Olympus Mons die een hoogte bereikt van 20 km en zich in het westen van de Tharsis regio bevindt.

 

Olympus Mons (Credit ESA)
Olympus Mons (Credits ESA)

 

De grootste canyon van het zonnestelsel bevindt zich eveneens op Mars en heet de Valles Marineris. Hij ligt in het westen van Tharsis en is 3500 km lang, 300 km breed en 7 km diep.


Valles Marineris relief
Valles Marineris

 

In het midden van de hoogvlakten liggen er drie grote en diepe bekkens: Argyre, Hellas en Isidis. Zij ontstonden lang geleden ten gevolge van asteroïde-inslagen. Het grootste en diepste bekken heet Hellas Planitia. De diameter strekt zich uit over 2200 km en het diepste punt ligt op 7 km onder zeeniveau.

 

Mars Hellas
Mars: Hellas en Isidis (Credit NASA)


Link naar de website van het Federaal Wetenschapsbeleid
Link naar de Federale Portaalsite