Terrestrische planeten

In de binnenste regionen van ons zonnestelsel vinden we vijf objecten die tot dezelfde familie behoren: de aardachtige planeten, ook wel terrestrische planeten genoemd. Het zijn Mercurius, Venus, de aarde, de maan, en Mars. Het zijn allemaal vaste lichamen met een steenachtig oppervlak. Deze planeten ontstonden te dicht bij de zon om veel vluchtige materialen zoals water of gassen vast te houden.

Hoewel deze hemellichamen tot dezelfde familie behoren, hebben ze allemaal nog erg uiteenlopende karakteristieken. Daarover hebben we het in de afzonderlijke pagina's. Eerst zullen we een aantal meer algemene aspecten bespreken: de samenstelling, het oppervlak en de atmosfeer.

De binnenkant van de aardachtige planeten

De vijf aardachtige objecten in het binnenste deel van het zonnestelsel zijn opgebouwd uit de zwaarste materialen die in het jonge zonnestelsel rond de zon draaiden: metaal en steen. Over het algemeen ziet de structuur van deze planeten er dan ook redelijk eenvoudig uit: een metalen kern met daarrond een stenen mantel. Daarbovenop ligt de korst, de eigenlijke oppervlakte, die zowat van alles kan bevatten: steen en metaal van de planeet, door middel van vulkanisme aan de oppervlakte gebracht, gassen ontsnapt uit gesteenten, water en ijs, ...

Mercurius heeft een opvallend grote metaalkern. Daardoor heeft ze ook een grote massadichtheid, en dus een grotere zwaartekracht dan men op basis van de grootte zou verwachten. Ook heeft Mercurius hierdoor een relatief sterk magnetisch veld. Het was William Benz die in 1987 de meest waarschijnlijke verklaring formuleerde voor de grote kern van Mercurius: volgens Benz is de planeet in het begin van haar bestaan met een andere protoplaneet gebotst, die ongeveer half zo groot was. Bij die botsing werd een nieuwe planeet gevormd uit de metalen kern van de beide protoplaneten, maar de stenen mantel werd door de nabije zon aangetrokken, waarbij ongeveer 30 % van het materiaal van de planeet verloren ging.

Venus en de aarde hebben een kern die ongeveer de helft van hun diameter bedraagt. Ook in andere opzichten lijken de twee planeten geologisch gesproken op elkaar: ze hebben allebei vulkanisme, wat wijst op een vloeibare mantel.

Binnenin die vloeibare mantel hebben de beide planeten een ijzeren kern. Die is bij Venus waarschijnlijk vast, en bij de aarde vloeibaar: de aarde heeft een sterk magnetisch veld, wat wijst op een kern van vloeibaar metaal. Door het dynamo-effect ontstaat in een ronddraaiende geleidende vloeistof namelijk magnetisme. Vermoedelijk heeft de aarde binnenin die vloeibare kern ook nog een vaste kern, die net iets sneller ronddraait dan de rest van de planeet. Dat verklaart waarom de magnetische pool van de aarde niet helemaal stabiel is: deze slingert langzaam.

De maan heeft waarschijnlijk een erg kleine ijzerkern, een heel uitgebreide steenmantel met daarrond een erg dunne korst. Men vermoedt dat tijdens het kosmisch bombardement de maankorst voor een groot deel is verbrokkeld door inslaande meteoren, waardoor ze nu bestaat uit een eenvormige laag vermalen maanbodem, vermengd met stof van meteoren. Dat de maan geen metaalkern heeft is een aanwijzing dat ze misschien is gevormd uit materiaal dat van de aarde afkomstig is: zoals bij Mercurius zou er een protoplaneet op de jonge aarde gebotst zijn, waarbij het losgekomen materiaal van de mantel niet wegdreef maar in een baan rond de aarde bleef hangen en geleidelijk samenklonterde en de maan ging vormen.

Mars tenslotte heeft net zoals Venus en de aarde een grote stenen mantel en een metaalkern die ongeveer de helft van de diameter van de planeet in beslag neemt. Het magnetisch veld van Mars is zeer zwak maar moet vroeger sterker geweest zijn. Dat wijst erop dat de mantel vroeger, net zoals nu nog bij de aarde, vloeibaar was, maar in de loop van de tijd gestold is. Ook het bestaan van uitgedoofde vulkanen op Mars is een aanwijzing in die richting.

Magnetisch veld van planeten

Het magnetisch veld van planeten wordt veroorzaakt door het zogenaamde dynamo-effect. Dat effect ontstaat wanneer een gesmolten planeetkern van materiaal dat elektriciteit kan geleiden ronddraait en convectiestromen vertoont. Bij de aardachtige planeten en de grotere manen is dat geleidend materiaal gesmolten gesteente met ijzer, bij Jupiter en Saturnus gaat het om waterstof dat onder grote druk geleidend is geworden, en bij Uranus en Neptunus is het een mengeling van water, ammoniak en methaan.

De afwezigheid van een magnetisch veld kan dus een aanwijzing zijn voor het bepalen van het inwendige van een hemellichaam. De maan heeft bijvoorbeeld helemaal geen magnetisch veld, waaruit we kunnen afleiden dat ze geen gesmolten kern heeft. Mercurius, Venus en Mars hebben een erg zwak magnetisch veld, ongeveer duizend keer zo zwak als dat van de aarde. Het magnetisch veld van Jupiter is dan weer 20 000 keer zo sterk als dat van de aarde.

Er is nog veel van magnetische velden dat we niet begrijpen, of niet weten. Hoe komt het bijvoorbeeld dat de magnetische noordpool en de geografische noordpool bijna nooit overeenkomen? Bij de aarde is het verschil 10°, bij Jupiter 9° en bij Mercurius 14°. Bij Saturnus liggen ze wel op dezelfde plaats. Bij Uranus bedraagt het verschil bijna 60° en bij Neptunus is het 47°.

Geologen hebben ontdekt dat het magnetisch veld van de aarde zich al een aantal keer heeft omgedraaid, waarbij noord- en zuidpool van plaats verwisselden. Dit noemt men de ompoling. Hoe dit komt weten we niet. Evenmin weten we wanneer het nog eens zal gebeuren ...
 

Het oppervlak van de aardachtige planeten

Het oppervlak van de aardachtige planeten is zeer divers, en wordt uitgebreid besproken op de verschillende bladzijden van de planeten zelf. Toch zijn er enkele belangrijke processen die op bijna alle planeten in min of meerdere mate werkzaam zijn.

Meteoorinslagen

In de eerste plaats zijn er de meteoorinslagen. De oppervlakken van de maan, Mars en Mercurius zijn bedekt met inslagkraters en ook op de aarde en Venus zijn er sporen van inslagkraters gevonden. De meeste van deze kraters werden gevormd tijdens de periode van het kosmische bombardement, tussen de 3,8 en 3,5 miljard jaar geleden, maar ook daarvoor en daarna zijn er natuurlijk nog grote en kleine inslagen geweest.

De zwaarste van deze kraterinslagen hadden ook een aantal neveneffecten: wanneer ze de korst diep genoeg openscheurden, en de mantel van de getroffen planeet nog voldoende vloeibaar was, kon gesmolten materiaal door de scheuren in de korst terug naar boven vloeien. Zo ontstonden bijvoorbeeld de zeeën op de maan.

Een andere mogelijkheid was dat de inslag zo zwaar was dat hij de korst van de planeet op verschillende plaatsen verkreukelde. Een aantal inslagkraters op de maan en Mercurius vertonen concentrische ringenstelsels rondom het eigenlijke inslagbekken, en de allerzwaarste inslagen veroorzaakten ook rimpels op de achterkant van de planeet waar de schokgolven weer samenkwamen, zoals bijvoorbeeld het Calorisbekken op Mercurius.

Tektonische activiteit

Buiten de inslagactiviteit, die van buitenaf komt, is er ook nog de thermische en tektonische activiteit, die vanuit de planeet zelf komt. Deze is vooral actief op de aarde, Venus en Mars. Deze drie grootste terrestrische planeten koelden minder snel af en behielden dus langer een vloeibare mantel. Bij alle drie deze planeten werd en wordt materiaal uit deze mantel regelmatig op het oppervlak gebracht door vulkanen en vulkanische ruggen.

Tenslotte zorgt een vloeibare mantel in het geval van de aarde ook voor platentektoniek: de korst van de aarde is verdeeld in verschillende schollen of platen, die door de convectiestromen in de mantel ronddrijven. De aarde is voorlopig de enige planeet waar een dergelijke activiteit met zekerheid is aangetoond.

De atmosfeer van de aardachtige planeten

Drie van de vijf objecten die in de categorie van de aardachtige planeten thuishoren hebben een echte atmosfeer: Venus, de aarde en Mars. Mercurius en de maan hebben enkel een zeer dunne en onstabiele dampkring van natrium. Deze objecten zijn erg klein en hebben daardoor maar weinig aantrekkingskracht. Bovendien staat Mercurius zo dicht bij de zon dat een zich vormende atmosfeer gewoon wordt weggeblazen door de zonnewind.

De atmosfeer van de aarde kennen we natuurlijk het beste: dag in dag uit leven we in deze "oceaan van lucht". Ze veroorzaakt het klimaat en het weer, beschermt ons tegen de onherbergzame omstandigheden van de interplanetaire ruimte, en zorgt dat we kunnen ademen. Het leven op aarde is ervan afhankelijk. De atmosfeer van de aarde bestaat voornamelijk uit stikstof (N2) en zuurstof (O2), met verder sporen van water (H2O), argon (Ar) en koolzuurgas (CO2). Dit is opvallend verschillend van de samenstelling van de atmosfeer van Venus en Mars, en is een rechtstreeks gevolg van de aanwezigheid van leven op onze planeet.

De atmosfeer van Venus is honderd keer zo zwaar als die van de aarde: een mens zou er door de "luchtdruk" gewoon platgedrukt worden. Het voornaamste bestanddeel van de Venusatmosfeer is CO2, een gas dat ondermeer verantwoordelijk is voor het broeikaseffect. De gevolgen van dat broeikaseffect kunnen we duidelijk zien op Venus: de temperatuur bedraagt er gemiddeld ongeveer 350 °C, terwijl men op haar plaats in het zonnestelsel eerder 100 °C zou verwachten. Door de CO2 in de atmosfeer kan de warmte die van de zon komt echter niet terug naar de ruimte ontsnappen, zodat de planeet als een serre wordt opgewarmd.

Toch verschilt de hoeveelheid CO2 op Venus niet zoveel van de hoeveelheid die we op de aarde kunnen aantreffen. Het verschil ligt hierin, dat het koolzuurgas op aarde niet in de atmosfeer maar in oceanen en gesteenten is terug te vinden. Kalksteen zoals de rots van Gibraltar en de witte kliffen aan de Engelse kust zijn voorbeelden van gesteente dat rijk is aan CO2. Ook het natuurlijk sprankelend bronwater dat in onze streken uit de bodem gewonnen wordt bevat CO2. Biologische processen zorgen voor de omzetting van CO2 in O2, een stof die niet voorkomt in de atmosfeer van de andere aardachtige planeten.

Op Mars is de situatie helemaal anders: hier is de atmosfeer zeer ijl, honderd keer zo dun als die van de aarde. Marsreizigers die zonder beschermend ruimtepak op de planeet zouden gaan rondwandelen, riskeren uiteen te spatten door de onderdruk! Dat Mars zo'n dunne atmosfeer heeft, komt vermoedelijk doordat de planeet zo klein is, en dus niet genoeg zwaartekracht heeft om gassen efficiënt vast te houden. Net als op Venus bestaat de Marsatmosfeer voor een groot deel uit CO2, maar het is zo koud op Mars dat dit koolzuurgas in de winter en 's nachts aanvriest en koolzuursneeuw ("droog ijs") vormt. Als het dan weer warmer wordt, verdampt dit ijs zonder vloeibaar te worden. Op Mars kan je dan ook met een kleine telescoop al duidelijk witte poolkappen onderscheiden! Met een grotere telescoop kan je zelfs de ochtendnevel waarnemen, veroorzaakt door verdampende rijmplekken die 's nachts zijn ontstaan.

Bij de foto: Wolken rond een aantal grote vulkanen op Mars. Deze ontstaan wanneer warme lucht afkoelt bij het stijgen langs de vulkaanflanken, en het water in die lucht hierdoor kristalliseert. Foto: JPL
 

Zoals gezegd zorgt een atmosfeer ook voor weer en wind: op aarde maken we dit dikwijls genoeg mee. Op elk moment is ongeveer 40 % van het aardoppervlak door wolken bedekt. We mogen echter nog van geluk spreken: op Venus is het wolkendek zo dicht dat de bewolking er 100 % bedraagt! Het is dus onmogelijk om vanuit de ruimte het oppervlak van de planeet te zien, tenzij je radartechnieken gebruikt die door de wolken heen kunnen kijken. De atmosfeer van Mars is dan weer erg doorzichtig, maar wordt af en toe geplaagd door immense stofstormen die wekenlang kunnen aanhouden en de hele planeet dan met een gele sluier bedekken.