Mars (Planet)
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Mars

Mars in natürlichen Farben, aufgenommen am 26. Juni 2001 mit dem Hubble-Weltraumteleskop.
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse 1,524 AE
(227,99 Mio. km)
Perihel – Aphel 1,381 – 1,666 AE
Exzentrizität 0,0935
Neigung der Bahnebene 1,850°
Siderische Umlaufzeit 686,980 d
Synodische Umlaufzeit 779,94 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 24,13 km/s
Kleinster – größter Erdabstand 0,372 – 2,683 AE
Physikalische Eigenschaften [1]
Äquator- – Poldurchmesser* 6.792,4 – 6.752,4 km
Masse 6,419 · 1023 kg
Mittlere Dichte 3,933 g/cm3
Fallbeschleunigung* 3,69 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 5,03 km/s
Rotationsperiode 24 h 37 min 22 s
Neigung der Rotationsachse 25,19°
Geometrische Albedo 0,15
Max. scheinbare Helligkeit −2,91m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck* 6 · 10−3 bar
Temperatur*
Min. – Mittel – Max. 140 K (–133 °C)
218 K (−55 °C)
300 K (+27 °C)[2]
Hauptbestandteile

Kohlenstoffdioxid: 95,32 %
Stickstoff: 2,7 %
Argon: 1,6 %
Sauerstoff: 0,13 %
Kohlenstoffmonoxid: 0,08 %
Wasser: 0,02 %

*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Monde 2

Größenvergleich zwischen Erde (links) und Mars.
Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Der Mars ist mit einem Durchmesser von knapp 6800 km etwa halb so groß wie die Erde und nach Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von knapp 228 Millionen km ist er rund 1,5 mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Wegen seiner orange- bis blutroten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisen(III)-oxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat.

Er besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken).

Das astronomische Symbol des Mars ist: ♂.

Inhaltsverzeichnis [Verbergen]
1 Umlauf und Rotation
1.1 Umlaufbahn
1.2 Rotation
2 Physikalische und chemische Eigenschaften
2.1 Atmosphäre und Klima
2.1.1 Atmosphäre
2.1.1.1 Methanvorkommen
2.1.2 Klima und Wetter
2.1.2.1 Jahreszeiten
2.1.2.2 Stürme
2.2 Oberfläche
2.2.1 Areologie
2.2.2 Topografische Hemisphären
2.2.3 Oberflächenstrukturen
2.2.4 Gesteinsschichten und Ablagerungen
2.2.5 Polkappen
2.2.6 Wasservorkommen
2.3 Innerer Aufbau
2.4 Magnetfeld
3 Monde
4 Entstehungsgeschichte
5 Erforschung
5.1 Vor dem Raumfahrtzeitalter
5.2 Im Raumfahrtzeitalter
5.2.1 Geplante Missionen
6 Möglichkeit von Leben
7 Beobachtung
7.1 Stellung zur Erde und Bahneigenschaften
7.2 Sichtbarkeiten
8 Kulturgeschichte
8.1 Beschäftigung mit dem Mars von Antike bis in die Neuzeit
8.2 Rezeption in Literatur, Film und Musik
9 Siehe auch
10 Literatur (chronologisch geordnet)
11 Weblinks
11.1 Videos
11.2 Karten
12 Einzelnachweise


Umlauf und Rotation [Bearbeiten]
Umlaufbahn [Bearbeiten]
Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt.

Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems.

Es ist jedoch bekannt, dass Mars in der Vergangenheit im Gegensatz zu heute eine viel kreisförmigere Umlaufbahn hatte. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002. Das ist viel weniger als die der Erde heutzutage.[3] Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, verglichen mit der der Erde von 100.000 Jahren.[4] Mars hat jedoch mit 2,2 Mio. Jahren noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität, der die Periode mit den der 96.000 Jahre überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Die minimale Distanz zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden.[5]

Asteroiden, die auf der Bahn des Planeten Mars laufen, gehören zur Gruppe der Mars-Trojaner. Sie befinden sich auf der Umlaufbahn des Planeten, wobei sie dem Planeten um 60° vorauseilen oder nachfolgen. Bei diesen beiden Positionen handelt es sich um die Lagrangepunkte L4 und L5.

Rotation [Bearbeiten]
Mars rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse. Ein Marstag wird auch Sol genannt. Da die Rotationsachse des Planeten um 25° 12′ gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es, wie auf der Erde, Jahreszeiten. Sie haben jedoch fast die doppelte Dauer der irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr mit 687 Tagen zugrunde liegt.

Die Rotationsachse weist zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren auf. Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen.[6] Der marsianische Polarstern des Nordens ist Deneb (obwohl der eigentliche Pol etwas in die Richtung von Alpha Cephei zeigt).

Physikalische und chemische Eigenschaften [Bearbeiten]

Über dem Marshorizont ist die Atmosphäre als dunstiger Schleier erkennbar. Links ist der einem Smiley ähnelnde Krater Galle zu sehen. Viking, 1976Mars ist mit einem Äquatordurchmesser von 6792 km etwa doppelt so groß wie der Erdmond und halb so groß wie die Erde. Seine Oberfläche beträgt etwa ein Viertel der Erdoberfläche, seine Masse ein Zehntel der Erdmasse. Die Oberfläche des Mars entspricht mit 144 Mio. km2 ungefähr der Gesamtoberfläche aller Kontinente der Erde (149 Mio. km2).

Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,71 m/s², dies entspricht etwa 38 % der irdischen. Mit einer Dichte von 3,9 g/cm³ weist der Mars den geringsten Wert der terrestrischen Planeten auf. Deshalb ist die Schwerkraft auf ihm sogar geringfügig niedriger als auf dem kleineren, jedoch kompakteren Merkur.

Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Deshalb kann aufgrund des niedrigen Atmosphärendrucks Wasser nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegensten Gebieten.

Atmosphäre und Klima [Bearbeiten]
Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und sinken bis auf −85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa −55 °C.

Atmosphäre [Bearbeiten]
Die Marsatmosphäre besteht zu 95,3 % aus Kohlendioxid. Daneben kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff (1300 ppm) und Kohlenmonoxid (800 ppm) sowie Spuren von Wasserdampf (210 ppm) und anderen Verbindungen oder Elementen vor.

Die Atmosphäre ist ziemlich staubig. Sie enthält Partikeln mit etwa 1,5 µm im Durchmesser, die den Himmel über dem Mars in einem blassen gelb- bzw. orange-braunen Farbton erscheinen lassen.

Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars im Schnitt nur 6,36 hPa (Hektopascal). Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 hPa auf der Erde sind dies nur 0,75 % und entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe. Die Atmosphäre wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind regelrecht abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, das kaum Schutz vor den hochenergetischen Partikeln der Sonne bietet.

Da die Atmosphäre des Mars sehr viel dünner als die irdische ist, beträgt die Distanz der Moleküle zueinander das 120-fache. Auf der Erde ist ein durchschnittlicher Schrei, je nach Bedingungen, etwa 1,2 km weit zu hören. Am Mars ist er jedoch kaum mehr als 16 m zu hören, vorausgesetzt man könnte die Luft aus Kohlendioxid atmen. Weil sich der Schall in der Marsatmosphäre langsamer als in unserer Atmosphäre ausbreitet, würde die eigene Stimme auch deutlich tiefer klingen.[7]

Methanvorkommen [Bearbeiten]

Spuren von Methankonzentrationen in der Atmosphäre des Mars während des nördlichen Sommers - NASA.Im Jahre 2003 konnten mittels erdgestützter Teleskope und 2004 durch den Planetary Fourier Spectrometer (PFS) am Mars Express Spuren von Methan nachgewiesen werden (etwa 10 ppb) und Formaldehyd (130 ppb).[8] Methan verbleibt etwa 340 Jahre in der Atmosphäre des Mars, Formaldehyd nur 7,5 Stunden. Methan wird durch ultraviolette Strahlung abgebaut, da die dünne Atmosphäre des Mars nicht vor dieser Strahlung schützt. Dabei oxydiert Methan zu Wasser und Kohlendioxid.

Um die Menge des Methans in der Atmosphäre zu erklären, genügt eine Produktion von 150 Tonnen pro Jahr. Bei der Umsetzung zu Formaldehyd müssten jedoch 2,5 Millionen Tonnen aus „Methanquellen“ stammen. Als Quellen kommen aktiver Vulkanismus, Kometeneinschläge oder sogar methanproduzierende Mikroorganismen in Betracht. Es könnte aber auch durch eine geothermische Reaktion, der Serpentinisation (dabei beteiligte Elemente sind Wasser, Kohlendioxid und das Mineral Olivin, das häufig auf dem Mars vorkommt), entstehen. Formaldehyd kann durch Höhenstrahlung, Gasen und Eis entstehen. Es wird jedoch angezweifelt, dass ein abiotischer Prozess so viel Methan erzeugen kann, da es hier Regionen mit hoher geologischer Aktivität bedarf.

Das Methan ist nicht gleichmäßig verteilt, sondern weist ein Muster etwas erhöhter Konzentrationen auf. Offensichtlich wird oder wurde der Nachschub an Methan kurzfristig unterbrochen, bevor es sich gleichmäßig in der Atmosphäre verteilen konnte. Bei der biologischen Erzeugung von Methan auf der Erde, die für etwa 90 bis 95 % des gesamten Methanvorkommens verantwortlich ist, entsteht fast immer Ethan als Begleitgas. Im Gegensatz dazu wird während einer vulkanischen Entstehung Schwefeldioxid freigesetzt. Die Messung dieser Gase in der Marsatmosphäre könnte eine Klärung bringen. Dies könnte durch das Mars Science Laboratory erfolgen.

2009 wurde über Methaneruptionen auf dem Mars berichtet.[9]

Klima und Wetter [Bearbeiten]

Eiswolken über Mars, aufgenommen von Mars Pathfinder.Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen verdunsten im Sommer teilweise, und sublimierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis.

2008 haben mit Hilfe der Raumsonde Mars Express die Wissenschaftler der Universität von Versailles Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid entdeckt. Sie befinden sich in bis zu 80 Kilometern Höhe. Gleichzeitig sind mit einer horizontalen Ausdehnung von bis zu 100 km auch sehr großflächig. Die CO2-Eispartikel in den Wolken sind mit bis zu einem Mikrometer Durchmesser relativ groß. Die Wolken absorbieren bis zu 40 % des einstrahlenden Sonnenlichts und können damit die Temperatur der Oberfläche um bis zu 10 °C verringern.[10]

Mit Hilfe des Lasers LIDAR der Raumsonde Phoenix wurde 2009 entdeckt, dass in der zweiten Nachthälfte fünfzig Tage nach der Sonnenwende winzige Eiskristalle aus dünnen Zirruswolken auf den Marsboden fielen.[11]

Jahreszeiten [Bearbeiten]
Hätte Mars eine erdähnliche Umlaufbahn, würden die Jahreszeiten aufgrund der Achsenneigung ähnlich denen der Erde sein. Jedoch führt die vergleichsweise große Exzentrizität seines Orbits zu einer beträchtlichen Auswirkung auf die Jahreszeiten. Der Mars befindet sich während des Sommers in der Südhalbkugel und des Winters in der nördlichen Hemisphäre nahe dem Perihel seiner Bahn. Nahe dem Aphel ist in der südlichen Hemisphäre Winter und in der nördlichen Sommer.

Das hat zur Folge, dass die Jahreszeiten in der südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt sind als in der nördlichen, wo das Klima milder ist, als es sonst der Fall wäre. Die Sommertemperaturen im Süden können bis zu 30 °C höher sein als die vergleichbaren Temperaturen im Sommer des Nordens.[12] Die Jahreszeiten sind aufgrund der Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars unterschiedlich lange. Auf der Nordhalbkugel dauert der Frühling 199,6, der Sommer 181,7, der Herbst 145,6 und der Winter 160,1 irdische Tage.[13]

Stürme [Bearbeiten]

Staubsturm in der Syria-Region. Fotografiert von Mars Global Surveyor im Mai 2003.Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen.

Die Aufnahmen von Marssonden zeigen mitunter Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.

Staubstürme treten gewöhnlich während des Perihels auf, da der Planet zu diesem Zeitpunkt 40 Prozent mehr Sonnenlicht empfängt als während des Aphels. Während des Aphels bilden sich in der Atmosphäre Wolken aus Wassereis, die ihrerseits mit den Staubpartikeln interagieren und so die Temperatur auf dem Planeten beeinflussen.[14] Die Windgeschwindigkeiten können bis zu 650 km/h erreichen.


Oberfläche [Bearbeiten]

Typisches Felsengestein auf der Marsoberfläche (aufgenommen von Mars Pathfinder).Wegen seiner mysteriösen roten Färbung hat der Mars schon immer die Menschen fasziniert. Die Farbe verdankt der Planet dem Eisenoxid-Staub, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Somit ist der Rote Planet ein „rostiger Planet“.

An den Landestellen der Marssonden sind Gesteinsbrocken, sandige Böden und Dünen sichtbar. Die Marsgesteine weisen an der Oberfläche eine blasenartige Struktur auf. Sie ähneln in ihrer Zusammensetzung irdischen Basalten. Die Böden sind offensichtlich durch die Verwitterung von eisenhaltigen, vulkanischen Basalten entstanden.

Areologie [Bearbeiten]
Die kartografische Darstellung und Beschreibung der Marsoberfläche ist die Areografie, von Ares (Άρης, griechisch für Mars) und graphein (γράφειν, griechisch für beschreiben). Die „Geologie“ des Mars wird mitunter dementsprechend als Areologie bezeichnet.


Topografische Hemisphären [Bearbeiten]

Topografische Karte des Mars. Die blauen Regionen befinden sich unterhalb des festgelegten Nullniveaus, die roten oberhalb.Auffallend ist die Dichotomie, die „Zweiteilung“, des Mars. Die nördliche und die südliche Hemisphäre unterscheiden sich deutlich, wobei man von den Tiefebenen des Nordens und den Hochländern des Südens sprechen kann. Der mittlere Großkreis, der die topografischen Hemisphären voneinander trennt, ist rund 40° gegen den Äquator geneigt. Der Massenmittelpunkt des Mars ist gegenüber dem geometrischen Mittelpunkt um etwa drei Kilometer in Richtung der nördlichen Tiefebenen versetzt.

Auf der nördlichen Halbkugel sind flache, sand- und staubbedeckte Ebenen vorherrschend, die Namen wie Utopia Planitia oder Amazonis Planitia erhielten. Dunkle Oberflächenmerkmale, die in Teleskopen sichtbar sind, wurden einst für Meere gehalten und erhielten Namen wie Mare Erythraeum, Mare Sirenum oder Aurorae Sinus. Diese Namen werden heute nicht mehr verwendet. Die ausgedehnteste dunkle Struktur, die von der Erde aus gesehen werden kann, ist Syrtis Major, die „große Syrte“.

Die südliche Halbkugel ist durchschnittlich sechs Kilometer höher als die nördliche und besteht aus geologisch älteren Formationen. Die Südhalbkugel ist zudem stärker verkratert, wie zum Beispiel in der Hochlandregion Arabia Terra. Unter den zahlreichen Impaktkratern der Südhalbkugel befindet sich auch der größte Marskrater, Hellas Planitia, – die Hellas-Tiefebene. Das Becken misst im Durchmesser bis zu 2100 km. In seinem Innern hat Mars Global Surveyor 8.180 m unter Nullniveau – unter dem Durchschnittsniveau des Mars – den tiefsten Punkt auf dem Planeten gemessen. Der zweitgrößte Einschlagkrater des Mars, Chryse Planitia, liegt im Randbereich der nördlichen Tiefländer.


Übersichtskarte des Mars mit den größten Regionen.Die deutlichen Unterschiede der Topografie können durch innere Prozesse oder aber ein Impaktereignis verursacht worden sein. In letzterem Fall könnte in der Frühzeit der Marsentstehung ein größerer Himmelskörper, etwa ein Asteroid, auf der Nordhalbkugel eingeschlagen sein und die silikatische Kruste durchschlagen haben. Aus dem Innern könnte Lava ausgetreten sein und das Einschlagbecken ausgefüllt haben.

Wie sich gezeigt hat, weist die Marskruste unter den nördlichen Tiefebenen eine Dicke von etwa 40 km auf und nimmt, im Gegensatz zum stufenartigen Übergang an der Oberfläche, nur langsam auf 70 km bis zum Südpol hin zu. Dies könnte ein Indiz für innere Ursachen der Zweiteilung sein.

Oberflächenstrukturen [Bearbeiten]
Gräben


In der Bildmitte liegt das System der Mariner-Täler. Ganz links die Tharsis-Vulkane (Bildmosaik von Viking 1 Orbiter, 1980).Südlich am Äquator und fast parallel zu ihm verlaufen die Valles Marineris (die Mariner-Täler), das größte bekannte Grabensystem des Sonnensystems. Es erstreckt sich über 4000 km und ist teilweise bis zu 700 km breit und bis zu 7 km tief. Es handelt sich um einen gewaltigen tektonischen Bruch. In seinem westlichen Teil, dem Noctis Labyrinthus, verästelt er sich zu einem chaotisch anmutenden Gewirr zahlreicher Schluchten und Täler, die bis zu 20 km breit und bis zu 5 km tief sind.

Noctis Labyrinthus liegt auf der östlichen Flanke des Tharsis-Rückens, einer gewaltiger Wulst der Mars-Lithosphäre quer über dem Äquator, mit einer Ausdehnung von etwa 4000 mal 3000 Kilometern und einer Höhe von bis zu rund 10 km über dem nördlichen Tiefland. Die Aufwölbung ist entlang einer offenbar zentralen Bruchlinie von drei sehr hohen, erloschenen Schildvulkanen besetzt: Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons. Der Tharsis-Rücken und die Mariner-Täler dürften in ursächlichem Zusammenhang stehen. Wahrscheinlich haben vulkanische Kräfte die Oberfläche des Planeten in dieser Region empor gedrückt, wobei die Kruste im Bereich des Grabensystems regelrecht aufgerissen wurde. Eine Vermutung besagt, dass diese vulkanische Tätigkeit durch ein Impaktereignis ausgelöst wurde, dessen Einschlagstelle das Hellas-Becken auf der gegenüberliegenden Seite des Mars sei. 2007 wurden im Nordosten von Arsia Mons sieben tiefere Schächte mit je 100 bis 250 m Durchmesser entdeckt.

Vulkane


Olympus Mons, der mit 27 km höchste Berg im Sonnensystem.Dem Hellas-Becken exakt gegenüber befindet sich der Vulkanriese Alba Patera. Er ragt unmittelbar am Nordrand des Tharsis-Rückens rund 6 km über das umgebende Tiefland und ist mit einem Basisdurchmesser von über 1200 km der flächengrößte Vulkan im Sonnensystem. Patera ist die Bezeichnung für unregelmäßig begrenzte Vulkane mit flachem Relief. Alba Patera ist anscheinend einmal durch einen Kollaps in sich zusammengefallen.

Unmittelbar westlich neben dem Tharsis-Rücken und südwestlich von Alba Patera ragt der höchste Vulkan, Olympus Mons, 26,4 km über die Umgebung des nördlichen Tieflands. Mit einer Gipfelhöhe von etwa 21,3 km über dem mittleren Null-Niveau ist er die höchste bekannte Erhebung im Sonnensystem.

Ein weiteres, wenn auch weniger ausgedehntes, vulkanisches Gebiet ist die Elysium-Region nördlich des Äquators, mit den Schildvulkanen Elysium Mons, Hecates Tholus und Albor-Tholus.

Stromtäler


Kasei Vallis, das größte Stromtal des Mars.Auf der Marsoberfläche verlaufen Stromtäler, die mehrere hundert Kilometer lang und mehrere Kilometer breit sein können. Die heutigen Trockentäler beginnen ziemlich abrupt und haben keine Zuflüsse. Die meisten entspringen an den Enden der Mariner-Täler und laufen nördlich im Chryse-Becken zusammen. In den Tälern erheben sich mitunter stromlinienförmige Inseln. Sie weisen auf eine vergangene Flutperiode hin, bei der über einen geologisch relativ kurzen Zeitraum große Mengen Wasser geflossen sein müssen. Es könnte sich um Wassereis gehandelt haben, das sich unter der Marsoberfläche befand, danach durch vulkanische Prozesse geschmolzen wurde und dann abgeflossen ist.

Darüber hinaus finden sich an Abhängen und Kraterrändern Spuren von Erosionen, die möglicherweise ebenfalls durch flüssiges Wasser verursacht wurden.

Am 6. Dezember 2006 hatte die NASA eine Pressekonferenz einberufen, da man von einem einzigartigen Fund sprach: Auf einigen NASA-Fotografien, die im Abstand von sieben Jahren vom Mars gemacht wurden, lassen sich Veränderungen auf der Marsoberfläche erkennen, die eine gewisse Ähnlichkeit mit Veränderungen durch fließendes Wasser haben. Innerhalb der NASA wird nun diskutiert, ob es neben Wassereis auch flüssiges Wasser geben könnte.[15]

Delta-Strukturen

In alten Marslandschaften, z.B. im Eberswalde-Krater auf der Südhalbkugel oder in der äquatornahen Hochebene Xanthe Terra, finden sich typische Ablagerungen einstiger Fluss-Deltas.


Tharsis Tholus Streifen, aufgenommen der Hirise Kamera des Mars Reconnaissance Orbiters. Der Streifen ist links in der Mitte zu sehen. Rechts sind die Ausläufer von Tharsis Tholus.Seit längerem vermutet man, dass die tief eingeschnittenen Täler in Xanthe Terra einst durch Flüsse geformt wurden. Wenn ein solcher Fluss in ein größeres Becken, beispielsweise einen Krater, mündete, lagerte er erodiertes Gesteinsmaterial als Sedimente ab. Die Art der Ablagerung hängt dabei von der Natur dieses Beckens ab: Ist es mit dem Wasser eines Sees gefüllt, so bildet sich ein Delta. Ist das Becken jedoch trocken, so verliert der Fluss an Geschwindigkeit und versickert langsam. Es bildet sich ein sogenannter Schwemmkegel, der sich deutlich vom Delta unterscheidet.

Jüngste Analysen von Sedimentkörpern auf Basis von Orbiter-Fotos weisen an zahlreichen Stellen in Xanthe Terra auf Deltas hin - Flüsse und Seen waren in der Marsfrühzeit also recht verbreitet.[16]

Dark Slope Streaks

Dunkle Streifen, die an Hängen vorkommen, sind auf Mars häufig zu sehen. Sie treten bei steilen Hängen von Kratern, Mulden und Tälern auf. Zu beginn sind diese Streifen sehr dunkel, werden jedoch mit zunehmenden Alter immer heller. Manchmal beginnen sie in einem kleinen punktförmigen Bereich und werden dann zunehmend breiter. Man hat beobachtet, dass sie sich um Hindernisse, wie Mulden, weiterbewegen.

Es wird angenommen, dass die Farbe von dunklen darunterliegenden Schichten stammt, die durch Lawinen von hellen Staub freigelegt werden. Es wurden jedoch auch andere Hypothesen aufgestellt, wie Wasser oder sogar der Wuchs von Organismen. Das interessanteste an diesen dunklen Streifen (engl. Dark Slope Streaks) ist, dass sie sich auch heute noch bilden.[17]

Chaotische Gebiete

Es sind auf dem Mars zahlreiche Regionen mit einer Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsbrocken und tafelbergähnlichen Erhebungen vorhanden. Sie werden auch „chaotische Gebiete“ genannt. Ariadnes Colles ist mit einer Fläche von etwa 29.000 km² so ein Gebiet. Es liegt im Terra Sirenum, einem südlichen Hochland des Mars. Dabei haben die Blöcke Ausmaße von einem bis zu zehn Kilometern Ausdehnung. Die größeren Blöcke ähneln Tafelberge im Erhebungen von bis zu 300 m.

Es treten hierbei riefenartige Strukturen und „Runzelrücken“ (engl. wrinkle ridges) auf. Die Ursachen dafür sind vulkanisch-tektonische Bewegungen.[18]

Gesteinsschichten und Ablagerungen [Bearbeiten]
Salzlager

Mit Hilfe der Sonde Mars Odyssey hat die NASA ein umfangreiches Salzlager in den Hochebenen der Südhalbkugel des Mars nachgewiesen. Vermutlich sind diese Ablagerungen durch Oberflächenwasser vor etwa 3,5 bis 3,9 Milliarden Jahren entstanden.[19]

Carbonatvorkommen

Mit Hilfe der Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter haben Wissenschaftler Carbonat-Verbindungen in Gesteinsschichten rund um das knapp 1500 Kilometer große Isidis-Einschlagbecken nachweisen können. Demnach wäre das vor mehr als 3,6 Milliarden Jahren existierende Wasser hier nicht sauer, sondern eher alkalisch oder neutral gewesen.

Carbonatgestein entsteht, wenn Wasser und Kohlendioxid mit Kalzium, Eisen oder Magnesium in vulkanischem Gestein reagiert. Bei diesem Vorgang wird Kohlendioxid aus der Atmosphäre in dem Gestein eingelagert. Dies könnte bedeuten, dass der Mars früher eine dichte kohlendioxidreiche Atmosphäre hatte, wodurch ein wärmeres Klima möglich wurde, in dem es auch flüssiges Wasser gab.[20]

Hämatitkügelchen


Hämatitkügelchen auf dem Felsen „Berry Bowl“.Die Marssonde Opportunity fand im Gebiet des Meridiani Planum millimetergroße Kügelchen des Eisenminerals Hämatit. Diese könnten sich vor Milliarden Jahren unter Einwirkung von Wasser abgelagert haben. Darüber hinaus wurden Minerale vorgefunden, die aus Schwefel-, Eisen- oder Bromverbindungen aufgebaut sind, wie zum Beispiel Jarosit. Auf der entgegengesetzten Hemisphäre des Mars fand die Sonde Spirit in den „Columbia Hills“ das Mineral Goethit, das ausschließlich unter dem Einfluss von Wasser gebildet werden kann.


Polkappen [Bearbeiten]

Die Nordpolregion, aufgenommen von Mars Global Surveyor.Der Mars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind. Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1000 Kilometern. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1½ km weniger ausgedehnt. Die Polarkappen zeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist.

Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der dann jeweils der Sonne abgewandten Polkappe durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu.

Da ein größerer, stabilisierender Mond fehlt, taumelt der Mars mit einer Periode von etwa 5 Millionen Jahren. Die Polarregionen werden daher immer wieder soweit erwärmt, dass das Wasser schmilzt. Durch das abfließende Wasser entstehen die Riemen und Streifen an den Polkappen.

Wasservorkommen [Bearbeiten]
Der Mars erscheint uns heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.

Eisvorkommen an den Polen
Die Südpolregion, aufgenommen von Viking Orbiter.Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender sind, als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometer. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was ausreichen würde, um die gesamte Marsoberfläche unter einer bis zu 11 Meter tiefen Wasserschicht zu verbergen.[21]

Weitere Eisvorkommen


Beobachtete Veränderungen könnten Anzeichen für fließendes Wasser innerhalb der letzten Jahre sein.[15]Die schon lange gehegte Vermutung, dass sich unter der Oberfläche des Mars Wassereis befinden könnte, erwies sich 2005 durch Entdeckungen der ESA-Sonde Mars-Express als richtig.

Geologen gehen von wiederkehrenden Vereisungsperioden auf dem Mars aus, ähnlich irdischer Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies einerseits aus Orbiter-Fotos, die Spuren einstiger Gletscher in diesen äquatornahen Gebieten zeigen. Zusätzlich stützen auch Radarmessungen aus der Umlaufbahn die Existenz beträchtlicher Mengen an Bodeneis in eben diesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet.[22]

Auf der Europäischen Planetologen Konferenz EPSC im September 2008 in Münster wurden hochauflösende Bilder des Mars Reconnaissance Orbiters der Nasa vorgestellt, die jüngste Einschlagkrater zeigen. Wegen der sehr dünnen Atmosphäre stürzen die Meteoriten praktisch ohne Verglühen auf die Marsoberfläche. Die fünf neuen Krater, die nur drei bis sechs Meter Durchmesser und eine Tiefe von 30 bis 60 cm aufweisen, wurden in mittleren nördlichen Breiten gefunden. Sie zeigen an ihrem Boden ein gleißend weißes Material. Wenige Monate später waren die weißen Flecken durch Sublimation verschwunden. Damit erhärten sich die Hinweise, dass auch weit außerhalb der Polgebiete Wassereis dicht unter der Marsoberfläche begraben ist.[23][24]

Flüssiges Wasser

Da der Druck der Marsatmosphäre so gering ist, kann „normales“ Wasser an der Oberfläche nicht für längere Zeiträume existieren. Außerdem ist es auf der Oberfläche zu kalt dafür.

Es gibt Hinweise, dass die Raumsonde Phoenix Wassertropfen auf der Oberfläche entdeckt habe. Dabei könnte das Salz Perchlorat als Frostschutz wirken. Das Salz hat die Eigenschaft, Wasser anzuziehen. Dies kann auch Wasserdampf aus der Atmosphäre sein. Bei ausreichender Beimischung würde Wasser sogar bis −70 °C flüssig bleiben. Durch eine Durchmischung von Perchlorat könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein.[25]

Es werden ebenfalls große Wassermengen unter der Kryosphäre des Mars vermutet.


Innerer Aufbau [Bearbeiten]

Illustration des vermuteten Marsaufbaus.Über den inneren Aufbau des Mars ist nur wenig bekannt, da bislang nur begrenzt seismische Messungen vorgenommen werden konnten.

Sein Inneres gliedert sich ähnlich dem Schalenaufbau der Erde in eine Kruste, einen Gesteinsmantel und einen Kern, der überwiegend aus Eisen und zu etwa 14 bis 17 Prozent zu Schwefel besteht. Der Kern beinhaltet etwa doppelt so viele leichte Elemente wie der Erdkern. Deshalb ist die Dichte des Kerns niedriger, als es bei einem reinen Eisenkern der Fall wäre.[26]

Laut neueren experimentellen Simulationen der Bedingungen in der Übergangszone zwischen Mantel und Kern (Messungen des Mars Global Surveyor ergaben eine Temperatur von 1500 Grad Celsius und einen Druck von 23 Gigapascal) hat der Kern des Mars im Unterschied zu dem der Erde keinen inneren festen Bereich, sondern ist vollständig flüssig.[27] Dies belegt auch die Analyse der Bahndaten des Mars Global Surveyor. Dabei konnte nachgewiesen werden, dass der Mars einen flüssigen Kern mit einem Radius zwischen 1520 und 1840 km besitzt und damit eine höhere Temperatur aufweist, als zuvor angenommen wurde.

Der Kern ist von einem Mantel aus Silicaten umgeben, der viele der tektonischen und vulkanischen Merkmale des Planeten formte, nun aber inaktiv zu sein scheint. Die durchschnittliche Dicke der Planetenkruste beträgt etwa 50 km, mit einem Maximum von 125 km.[26] Im Vergleich dazu ist die Erdkruste mit einer Dicke von durchschnittlich 40 km nur etwa ein Drittel so dick, wenn man die relative Größe der beiden Planeten berücksichtigt.

Magnetfeld [Bearbeiten]

Magnetisierung des Mars (rot und blau kennzeichnen entgegengesetzte Richtungen des Magnetfelds).Anders als die Erde und der Merkur besitzt der Mars kein globales Magnetfeld mehr, sondern hat es ca. 500 Millionen Jahre nach seiner Entstehung verloren. Vermutlich ist es erloschen, als der Zerfall radioaktiver Elemente nicht mehr genügend Wärmeenergie produzierte, um im flüssigen Kern Konvektionsströmungen anzutreiben, denn da der Mars keinen festen inneren Kern besitzt, konnte er den Dynamo-Effekt nicht auf die gleiche Art aufbauen wie die Erde.

Dennoch ergaben Messungen einzelne und sehr schwache lokale Magnetfelder. Die Messung des Magnetfeldes wird erschwert durch die Magnetisierung der Kruste mit Feldstärken von bis zu 220 Nanotesla und durch externe Magnetfelder mit Stärken zwischen wenigen Nanotesla und bis zu 100 Nanotesla, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Marsatmosphäre entstehen und zeitlich sehr stark variieren. Nach den Analysen der Daten des Mars Global Surveyor konnte die Stärke des Magnetfeldes trotzdem sehr genau bestimmt werden – sie liegt bei weniger als 0,5 Nanotesla, gegenüber 30 bis 60 Mikrotesla des Erdmagnetfeldes.

Messungen von Magnetfeldlinien durch Mars Global Surveyor ergaben, dass Teile der planetaren Kruste durch das einstige Magnetfeld stark magnetisiert sind, aber mit unterschiedlicher Orientierung, wobei gleichgerichtete Bänder von etwa 1000 km Länge und 150 km Breite auftreten. Ihre Größe und Verteilung erinnert an streifenförmigen Magnetanomalien auf den Ozeanböden der Erde. Durch sie wurde die Theorie der Plattentektonik gestützt, weshalb 1991 auch eine ähnliche Theorie für den Mars entwickelt wurde. Magnetische Beobachtungen auf dem Mars sind jedoch noch nicht detailliert genug, um stichhaltige Schlussfolgerungen zu erlauben oder gar die Theorie zu bestätigen.

Möglicherweise werden bei der mit der Zeit zwangsläufigen Abkühlung des Marskerns durch die damit einsetzende Auskristallisation des Eisens und die freigesetzte Kristallisationswärme wieder Konvektionen einsetzen, die ausreichen, dass der Planet in ein paar Milliarden Jahren wieder über ein globales Magnetfeld in alter Stärke verfügt.[27]

Monde [Bearbeiten]

Phobos (oben) und Deimos (unten) im Größenvergleich.Zwei kleine Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken) umkreisen den Mars. Sie wurden 1877 von dem US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt und nach den in der Ilias überlieferten beiden Begleitern, die den Wagen des Kriegsgottes Ares (lat. Mars) ziehen, benannt.

Phobos und Deimos sind zwei unregelmäßig geformte Felsbrocken. Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden, die vom Mars eingefangen wurden.

Ihre Existenz war schon lange vorher mehrmals beschrieben worden, zuletzt von Voltaire, der in seiner 1750 erschienenen Geschichte Micromégas über zwei Marsmonde schreibt. Es ist wahrscheinlich, dass Voltaire diese Idee von Jonathan Swift übernommen hat, dessen Buch Gullivers Reisen 1726 erschienen war. Darin wird im dritten Teil beschrieben, die Astronomen des Landes Laputa hätten „ebenfalls zwei kleinere Sterne oder Satelliten entdeckt, die um den Mars kreisen, wovon der innere vom Zentrum des Hauptplaneten genau drei seiner Durchmesser entfernt ist und der äußere fünf.“

Damit hat er das Bahnverhalten der Monde für die damalige Zeit erstaunlich gut vorhergesagt. Es wird vermutet, dass Swift von einer Fehlinterpretation Johannes Keplers gehört hatte. Dieser hatte das Anagramm, das Galileo Galilei 1609 an ihn schickte, um ihm die Entdeckung der Phasen der Venus mitzuteilen, als die Entdeckung zweier Marsmonde aufgefasst.

Die periodischen Umlaufbewegungen der beiden Monde befinden sich mit der Größe von 0,31891 und 1,262 Tagen zueinander in einer 1:4-Bahnresonanz.

Die Umlaufzeit von Phobos ist kürzer als die Rotationszeit von Mars. Der Mond kommt dem Planeten durch die Gezeitenwechselwirkung auf einer Spiralbahn langsam immer näher und wird schließlich auf diesen stürzen oder durch die Gezeitenkräfte auseinander gerissen werden, so dass er für kurze Zeit als Marsring enden wird. Für ihn berechneten DLR-Forscher, basierend auf neueren Daten der europäischen Raumsonde Mars Express, dass dies in ca. 50 Millionen Jahren geschehen wird. Deimos wird dagegen in einer noch ferneren Zukunft dem Mars entfliehen. Er driftet durch die Gezeitenwechselwirkung langsam nach außen, wie alle Monde, die langsamer (und nicht retrograd) um einen Planeten kreisen, als dieser rotiert.

Entstehungsgeschichte [Bearbeiten]
Anhand der astrogeologischen Formationenvielfalt und der Verteilung von Einschlagskratern kann ein Großteil der Geschichte des Planeten abgeleitet werden. Der Mars entstand, wie die übrigen Planeten des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren durch Zusammenballung kleinerer Körper, den Planetesimalen, innerhalb der protoplanetaren Scheibe zu einem Protoplaneten. Vor 4 Milliarden Jahren bildete der im Innern noch glutflüssige planetare Körper eine feste Gesteinskruste aus, die einem heftigen Bombardement von Asteroiden und Kometen ausgesetzt war.

Noachische Periode

Die ältesten der heute noch vorhandenen Formationen, wie das Hellas-Becken, und die verkraterten Hochländer, wie Noachis Terra, wurden vor 3,8 bis 3,5 Milliarden Jahren, in der so genannten Noachischen Periode gebildet. In dieser Periode setzte die Zweiteilung der Marsoberfläche ein, wobei die nördlichen Tiefländer gebildet wurden. Durch starke vulkanische Eruptionen wurden weite Teile des Planeten von Ablagerungen vulkanischer Laven und Aschen bedeckt. Diese wurden an vielen Stellen wieder durch Wind und Wasser abgetragen und ließen ein Netzwerk von Tälern zurück.

Hesperianische Periode

Das geologische „Mittelalter“ des Mars wird als Hesperianische Periode bezeichnet. Sie umfasst den Zeitraum vor 3,5 bis 1,8 Milliarden Jahren. In dieser Periode ergossen sich riesige Lavamengen aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste und bildeten weite Ebenen, wie Hesperia Planum. Es entstanden auch die ältesten Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, wobei die Gesteinskruste stark verformt wurde und sich das Grabensystem der Mariner-Täler öffnete. Es bildeten sich die gewaltigen Stromtäler, in denen große Wassermengen flossen und sich stellenweise aufstauten.

Es entwickelte sich auf dem Mars ein Wasserkreislauf. Im Unterschied zur Erde gab es jedoch keinen Wetterzyklus mit Verdunstung, Wolkenbildung und anschließendem Niederschlag. Das Wasser versickerte im Untergrund und wurde später wieder durch hydrothermale Prozesse an die Oberfläche getrieben. Da jedoch der Planet immer weiter abkühlte, endete dieser Prozess vor etwa 1,5 Milliarden Jahren und es hielten sich nur noch Gletscher an der Oberfläche. Zeichen dieser Aktivität sind vor kurzem entdeckte Moränen am Olympus Mons.[28]

Amazonische Periode

Das jüngste geologische Zeitalter des Mars wird als Amazonische Periode bezeichnet und begann vor 1,8 Milliarden Jahren. In dieser Phase bildeten sich die jüngeren Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, aus denen große Lavamassen flossen und weite Ebenen, wie Amazonis Planitia, ausbildeten.

2008 fanden Forscher Hinweise auf Geysire auf dem Mars, die vor einigen Millionen Jahren aktiv gewesen sein dürften. Dabei hätten sie Fontänen von kohlensäurehaltigem Wasser einige Kilometer weit in die Höhe geschossen. Darauf deuten auch die Formen von Ablagerungen hin, die britische Forscher in der Nähe zweier ausgedehnter Grabensysteme entdeckt haben. Wahrscheinlich wurden diese Eruptionen durch Blasen aus Kohlendioxid ausgelöst. Dadurch wurde das Wasser aus einer Tiefe von bis zu vier Kilometern durch Spalten im Marsboden an die Oberfläche gedrückt. Die Fontänen müssen dabei so mit so einem großen Druck herausgepresst worden sein, dass das schlammige Wasser erst in einer Entfernung von mehreren Kilometern von der Austrittsstelle wieder auf den Boden regnete, oder, bedingt durch die tiefen Temperaturen, als Hagel niederging.[29]

Gegenwärtig wird die Oberfläche des Mars hauptsächlich durch Winderosion und Hangrutschung geformt.

Erforschung [Bearbeiten]
Durch seine große Helligkeit war der Planet Mars schon im Altertum bekannt.




http://de.wikipedia.org/wiki/Mars_(Planet)