Der Planet Mars
Der Pla­net Mars
Bild 1/11, Credit: NASA/JPL/MSSS.

Der Planet Mars

Der Pla­net Mars ist be­züg­lich sei­nes Durch­mes­sers nur et­wa halb so groß wie die Er­de und hat nur ein Drit­tel der Mas­se der Er­de. Er ist von ei­ner dün­nen At­mo­sphä­re aus Koh­len­di­oxid um­ge­ben, das an den ho­hen Vul­ka­nen des Pla­ne­ten zu Eis­kris­tal­len kon­den­siert und Cir­rus­wol­ken bil­det. Nord- und Süd­pol des Mars sind von Eis­kap­pen be­deckt, die jah­res­zeit­lich be­dingt wach­sen und schrump­fen.
Phobos-Aufnahme mit dem Nadirkanal der HRSC
Pho­bos-Auf­nah­me mit dem Na­dir­ka­nal der HR­SC
Bild 2/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin CC BY-SA 3.0 IGO.

Phobos-Aufnahme mit dem Nadirkanal der HRSC

Auf­nah­me des Mars­mon­des Pho­bos mit dem Na­dir­ka­nal der HR­SC in vol­ler Auf­lö­sung, auf­ge­nom­men beim Vor­beiflug am 12.09.2017 im Or­bit 17.342 (Aus­schnitt von Bild 3).
Perspektivische Ansicht des Kraters Rabe
Per­spek­ti­vi­sche An­sicht des Kra­ters Ra­be
Bild 3/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Perspektivische Ansicht des Kraters Rabe

Mit den Ste­reo­bild­da­ten des vom DLR be­trie­be­nen Ka­me­ra­sys­tems HR­SC auf der Raum­son­de Mars Ex­press ist es mög­lich, die Land­schaft un­ter ver­schie­de­nen Blick­win­keln per­spek­ti­visch dar­zu­stel­len. Die­ses Bild zeigt den et­wa 100 Ki­lo­me­ter großen Kra­ter Ra­be auf dem Mars, in des­sen Mit­te sich ein rie­si­ges Feld schwar­zer Dü­nen be­fin­det. Die­se sind bis zu 200 Me­ter hoch und be­ste­hen aus dunk­lem, vul­ka­ni­schem Ma­te­ri­al. Die Dü­nen über­de­cken auch stei­le­re Ab­hän­ge an den Rän­dern der Er­he­bung im Zen­trum des Kra­ters, was als "fal­len­de Dü­nen" be­zeich­net wird. Die Bild­auf­lö­sung be­trägt et­wa 15 Me­ter pro Bild­punkt (Pi­xel). An­mer­kung zum Co­py­right: Im De­zem­ber 2014 ha­ben sich DLR, ESA und FU Ber­lin dar­auf ge­ei­nigt, die HR­SC-Bil­der der Mars Ex­press-Missi­on un­ter ei­ner Crea­ti­ve Com­mons-Li­zenz zu ver­öf­fent­li­chen: ESA/DLR/FU Ber­lin, CC BY-SA 3.0 IGO. Die­se gilt auch für al­le bis­her ver­öf­fent­lich­ten HR­SC-Bil­der.
Senkrechte Draufsicht auf das Mündungsgebiet von Ares Vallis in Farbe
Senk­rech­te Drauf­sicht auf das Mün­dungs­ge­biet von Ares Val­lis in Far­be
Bild 4/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Senkrechte Draufsicht auf das Mündungsgebiet von Ares Vallis in Farbe

Mit dem senk­recht auf die Mar­so­ber­flä­che ge­rich­te­ten Na­dir­ka­nal und den Farb­kanä­len des Ka­me­ra­sys­tems HR­SC (High Re­so­lu­ti­on Ste­reo Ca­me­ra) auf der ESA-Raum­son­de Mars Ex­press wur­de die­se Farb-Drauf­sicht er­zeugt. Nor­den ist im Bild rechts, das ab­ge­bil­de­te Ge­biet ist et­wa 220 mal 70 Ki­lo­me­ter groß und hat da­mit et­wa die Aus­deh­nung von Schles­wig-Hol­stein. Auch wenn der für den Mars ty­pi­sche ir­de­ne Farb­ton die Sze­ne do­mi­niert, lässt die Ver­ar­bei­tung von Farb­da­ten Ma­te­ri­al- und Tex­tur­un­ter­schie­de der Mar­so­ber­flä­che ak­zen­tu­iert her­vor­tre­ten, so bei­spiels­wei­se links der Bild­mit­te, wo an ei­ner 'In­sel', die der Ero­si­on durch Was­ser wi­der­ste­hen konn­te, dunk­le Stel­len auf die Ver­frach­tung von ei­nem dunk­le­ren Ma­te­ri­al mög­li­cher­wei­se durch Wind hin­deu­tet. An­mer­kung zum Co­py­right: Im De­zem­ber 2014 ha­ben sich DLR, ESA und FU Ber­lin dar­auf ge­ei­nigt, die HR­SC-Bil­der der Mars Ex­press-Missi­on un­ter ei­ner Crea­ti­ve Com­mons-Li­zenz zu ver­öf­fent­li­chen: ESA/DLR/FU Ber­lin, CC BY-SA 3.0 IGO. Die­se gilt auch für al­le bis­her ver­öf­fent­lich­ten HR­SC-Bil­der.
Südostrand des Riesenvulkans Olympus Mons
Süd­ostrand des Rie­sen­vul­kans Olym­pus Mons
Bild 5/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Südostrand des Riesenvulkans Olympus Mons

Am 21. Ja­nu­ar 2013 nahm die vom DLR be­trie­be­ne, hoch­auf­lö­sen­de Ste­reo­ka­me­ra (HR­SC) an Bord der ESA-Raum­son­de Mars Ex­press ei­nen Teil am Süd­ostrand des Rie­sen­vul­kans Olym­pus Mons auf dem Mars auf. Die­se Farb­drauf­sicht wur­de aus dem senk­recht auf die Mar­so­ber­flä­che ge­rich­te­ten Na­dir­ka­nal und den Farb­kanä­len der HR­SC er­stellt. An­mer­kung zum Co­py­right: Im De­zem­ber 2014 ha­ben sich DLR, ESA und FU Ber­lin dar­auf ge­ei­nigt, die HR­SC-Bil­der der Mars Ex­press-Missi­on un­ter ei­ner Crea­ti­ve Com­mons-Li­zenz zu ver­öf­fent­li­chen: ESA/DLR/FU Ber­lin, CC BY-SA 3.0 IGO. Die­se gilt auch für al­le bis­her ver­öf­fent­lich­ten HR­SC-Bil­der.
Draufsicht auf die Grabenbrüche Sirenum Fossae
Drauf­sicht auf die Gra­ben­brü­che Si­re­num Fossae
Bild 6/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Draufsicht auf die Grabenbrüche Sirenum Fossae

Die in et­wa par­al­lel ver­lau­fen­den Bruch­li­ni­en der Si­re­num Fossae zei­gen deut­lich an, in wel­che Rich­tung die Span­nun­gen in der Mar­s­krus­te ih­re Wir­kung ent­fal­te­ten - Geo­phy­si­ker spre­chen hier von "tek­to­ni­schem Stress". Nor­den ist rechts im Bild und die Gra­ben­brü­che ver­lau­fen von Nord­os­ten nach Süd­wes­ten. Die Kräf­te, wel­che die Krus­te ge­dehnt und schließ­lich zu ih­rem Auf­bre­chen ge­führt ha­ben, wirk­ten senk­recht da­zu, al­so in Rich­tung Süd­os­ten bzw. in Rich­tung Nord­wes­ten. Da­bei wur­de das be­ste­hen­de, drei bis vier Mil­li­ar­den Jah­re al­te Hoch­land re­gel­recht "zer­schnit­ten". Im Bild sind auch gut die Er­geb­nis­se jün­ge­rer geo­lo­gi­scher Pro­zes­se zu se­hen: Bei­spiels­wei­se ha­ben Ein­schlä­ge von Aste­ro­iden Kra­ter mit kaum ver­wit­ter­ten Rän­dern hin­ter­las­sen, ge­wal­ti­ge Hangrut­schun­gen er­eig­ne­ten sich ent­lang der 2000 Me­ter ho­hen Ge­län­de­kan­te im obe­ren Bild­drit­tel und form­ten zun­gen­för­mi­ge Ab­la­ge­run­gen und klei­ne Rin­nen wur­den mög­li­cher­wei­se durch flie­ßen­des Was­ser in die Hän­ge ero­diert.
Farbansicht von Hydraotes Chaos
Farban­sicht von Hy­drao­tes Cha­os
Bild 7/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Farbansicht von Hydraotes Chaos

In der senk­rech­ten Drauf­sicht auf Hy­drao­tes Cha­os er­kennt man deut­lich die mar­kan­te, et­was mehr als zwei­tau­send Me­ter tie­fe Sen­ke, in der sich zahl­rei­che Rest­ber­ge als Er­geb­nis ei­nes in­ten­si­ven Ero­si­ons­pro­zes­ses in schein­bar "chao­ti­scher" An­ord­nung be­fin­den. Auf der Er­de gibt es kei­ne ver­gleich­ba­re Land­schafts­form. Man nimmt an, dass in der Früh­zeit des Mars Was­ser in Form von Eis in Hohl­räu­men un­ter der Ober­flä­che des Hoch­lands ge­spei­chert war, das er­wärmt wur­de und tau­te. An­schlie­ßend stand es so un­ter Druck, dass es mit großer Ener­gie ent­lang von Spal­ten und Stö­rungs­zo­nen an der Ober­flä­che aus­trat und das Deck­ge­bir­ge in großen Schol­len zu­sam­men­stürz­te. Beim Ab­flie­ßen ero­dier­te das Was­ser die Land­schaft und hin­ter­ließ nach und nach die heu­te sicht­ba­ren, mar­kan­ten Spu­ren. Nor­den ist rechts im Bild. In der hoch­auf­ge­lös­ten Dow­n­load-Ver­si­on liegt Nor­den oben. An­mer­kung zum Co­py­right: Im De­zem­ber 2014 ha­ben sich DLR, ESA und FU Ber­lin dar­auf ge­ei­nigt, die HR­SC-Bil­der der Mars Ex­press-Missi­on un­ter ei­ner Crea­ti­ve Com­mons-Li­zenz zu ver­öf­fent­li­chen: ESA/DLR/FU Ber­lin, CC BY-SA 3.0 IGO. Die­se gilt auch für al­le bis­her ver­öf­fent­lich­ten HR­SC-Bil­der.
Krater-Generationen in Arabia Terra
Kra­ter-Ge­ne­ra­tio­nen in Ara­bia Ter­ra
Bild 8/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO.

Krater-Generationen in Arabia Terra

Auf die­sem Farb­bild, das mit der vom Deut­schen Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR) be­trie­be­nen hoch­auf­lö­sen­den Ste­reo­ka­me­ra (HR­SC) auf Mars Ex­press auf­ge­nom­men wur­de, sieht man ei­ne An­samm­lung gleich meh­re­rer Kra­ter ver­schie­de­nen Al­ters und un­ter­schied­li­cher Ver­wit­te­rungs­sta­di­en. Ein sehr großer, et­wa 70 Ki­lo­me­ter durch­mes­sen­der Ein­schlags­kra­ter mit ei­nem ziem­lich stei­len, auf­ra­gen­den Kra­ter­rand do­mi­niert die lin­ke (süd­li­che) Bild­hälf­te. Am Kra­ter­bo­den hat sich ein großes Feld schwar­zer Dü­nen auf­ge­türmt. Das dunk­le Ma­te­ri­al die­ser Dü­nen stammt ver­mut­lich von der Ver­wit­te­rung von Ba­salt, ei­nem dunk­len vul­ka­ni­schen Ge­stein, und wur­de vom Wind dort­hin ver­frach­tet. Die­ses Bild wur­de aus dem hoch­auf­lö­sen­den Na­dir­ka­nal und den Farb­kanä­len der HR­SC-Ka­me­ra an Bord von Mars Ex­press er­zeugt. Nor­den liegt rechts.
Blick auf Ascuris Planum
Blick auf As­cu­ris Pla­num
Bild 9/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO.

Blick auf Ascuris Planum

Das Ge­biet As­cu­ris Pla­num nord­öst­lich der großen Vul­k­an­re­gi­on Thar­sis ist ein an­schau­li­ches Bei­spie­le für ei­ne Horst- und Gra­ben­land­schaft. Die ge­rad­li­ni­gen bis leicht ge­krümmt ver­lau­fen­den Stö­run­gen, die durch Deh­nungs­tek­to­nik ent­stan­den sind, fal­len hier be­son­ders mar­kant ins Au­ge.
Teil der Abbruchkante Claritas Rupes auf dem Mars
Teil der Ab­bruch­kan­te Cla­ri­tas Ru­pes auf dem Mars
Bild 10/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Teil der Abbruchkante Claritas Rupes auf dem Mars

Die Ab­bruch­kan­te Cla­ri­tas Ru­pes auf dem Mars um­gibt das Gra­ben­sys­tem Cla­ri­tas Fossae, das die öst­li­che Gren­ze der rie­si­gen Vul­k­an­re­gi­on Thar­sis bil­det. Hier be­fin­den sich die meis­ten großen Mars­vul­ka­ne, dar­un­ter auch der Olym­pus Mons. Man nimmt an, dass die vie­len Brü­che, die das Ge­biet durch­zie­hen, durch Span­nun­gen in der Mar­s­krus­te bei der Bil­dung der bis zu zehn Ki­lo­me­ter ho­hen Thar­sis-Auf­wöl­bung ent­stan­den sind. Die Auf­nah­men mit der HR­SC (High Re­so­lu­ti­on Ste­reo Ca­me­ra) ent­stan­den am 30. No­vem­ber 2013 wäh­rend Or­bit 12.600 von Mars Ex­press. Die Bild­auf­lö­sung be­trägt et­wa 14 Me­ter pro Bild­punkt (Pi­xel). Die Ab­bil­dun­gen zei­gen ei­nen Aus­schnitt bei et­wa 27 Grad süd­li­cher Brei­te und 254 Grad öst­li­cher Län­ge. An­mer­kung zum Co­py­right: Im De­zem­ber 2014 ha­ben sich DLR, ESA und FU Ber­lin dar­auf ge­ei­nigt, die HR­SC-Bil­der der Mars Ex­press-Missi­on un­ter ei­ner Crea­ti­ve Com­mons-Li­zenz zu ver­öf­fent­li­chen: ESA/DLR/FU Ber­lin, CC BY-SA 3.0 IGO. Die­se gilt auch für al­le bis­her ver­öf­fent­lich­ten HR­SC-Bil­der.
Farbmosaik aus 67 HRSC-Einzelaufnahmen der Kasei Valles
Farb­mo­sa­ik aus 67 HR­SC-Ein­zel­auf­nah­men der Ka­sei Val­les
Bild 11/11, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Farbmosaik aus 67 HRSC-Einzelaufnahmen der Kasei Valles

Die­ses Bild ist aus 67 ein­zel­nen Bild­strei­fen der vom DLR be­trie­be­nen Ste­reo­ka­me­ra HR­SC auf Mars Ex­press zu­sam­men­ge­setzt wor­den. Dar­in sind et­wa 1,5 Mil­lio­nen Qua­drat­ki­lo­me­ter er­fasst, was fast der drei­fa­chen Flä­che Frank­reichs ent­spricht. Die Bild­auf­lö­sung wur­de teil­wei­se re­du­ziert und be­trägt et­wa 100 Me­ter pro Bild­punkt (Pi­xel). Die groß­räu­mi­ge An­sicht zeigt, wie sich im Mars-Mit­tel­al­ter ka­ta­stro­pha­le Flu­ten in das Mars­hoch­land ge­gra­ben und im Mün­dungs­ge­biet (rechts) in die Chry­se-Ebe­ne er­gos­sen ha­ben. Beim Zoo­men in das voll auf­ge­lös­te Bild las­sen sich zahl­rei­che klein­räu­mi­ge geo­lo­gi­sche De­tails er­ken­nen, die auf die Wir­kung von flie­ßen­dem Was­ser zu­rück­zu­füh­ren sind. Als die ESA-Son­de Mars Ex­press vor zehn Jah­ren star­te­te, war ei­nes der Haupt­zie­le der Missi­on die glo­ba­le Kar­tie­rung un­se­res Nach­bar­pla­ne­ten in ho­her Auf­lö­sung, in Far­be und in 3D. Da­für wur­de am DLR das Auf­nah­me­sys­tem HR­SC ent­wi­ckelt, die High Re­so­lu­ti­on Ste­reo Ca­me­ra. Seit ih­rer An­kunft am Mars konn­ten mit der HR­SC über zwei Drit­tel der Ober­flä­che in ei­ner De­tail­ge­nau­ig­keit von 10 bis 20 Me­tern pro Bild­punkt er­fasst wer­den. Die be­son­de­re Stär­ke der HR­SC be­ruht in ih­rer Fä­hig­keit, die Mars­land­schaft groß­räu­mig zu er­fas­sen. Im Ide­al­fall kön­nen aus den ein­zel­nen Bild­strei­fen der HR­SC zu­sam­men­hän­gen­de Bild­mo­sa­ike er­zeugt wer­den. We­gen der zum je­wei­li­gen Auf­nah­me­zeit­punkt je­doch va­ria­blen Auf­nah­me­be­din­gun­gen, wie zum Bei­spiel un­ter­schied­li­cher Son­nen­stand, ver­schie­de­ne Auf­nah­me­hö­hen oder schwan­ken­de at­mo­sphä­ri­sche Be­din­gun­gen, sind in sol­chen Mo­sai­ken leich­te Hel­lig­keits- und Farb­schwan­kun­gen un­ver­meid­lich. An­mer­kung zum Co­py­right: Im De­zem­ber 2014 ha­ben sich DLR, ESA und FU Ber­lin dar­auf ge­ei­nigt, die HR­SC-Bil­der der Mars Ex­press-Missi­on un­ter ei­ner Crea­ti­ve Com­mons-Li­zenz zu ver­öf­fent­li­chen: ESA/DLR/FU Ber­lin, CC BY-SA 3.0 IGO. Die­se gilt auch für al­le bis­her ver­öf­fent­lich­ten HR­SC-Bil­der.

Von der Sonne aus gesehen ist Mars der vierte Planet und der äußere Nachbar der Erde. Dieser ist er in vielem ähnlich, vor allem in den geologischen Prozessen, die seine Oberfläche formten. Er ist nur etwa halb so groß wie die Erde, besitzt aber auch einen Schalenaufbau bestehend aus einem eisenhaltigen Kern, einem silikatischen Mantel und einer äußeren Kruste. Auch die Neigung seiner Rotationsachse ist mit 25,2 Grad der Erde sehr ähnlich, wodurch es auf dem Mars ebenfalls Jahreszeiten gibt. Infolge seines längeren Bahnumlaufs um die Sonne (ein Marsjahr dauert etwa zwei Erdenjahre) dauern diese aber jeweils ungefähr ein halbes Erdenjahr.

Die größten Unterschiede zur Erde liegen vor allem in seiner sehr dünnen Atmosphäre, dem fehlenden Magnetfeld und den extrem niedrigen Temperaturen auf seiner Oberfläche. Bei durchschnittlich minus 60 Grad Celsius und einem Luftdruck von weniger als einem Prozent der Erdatmosphäre gibt es kein flüssiges Wasser auf dem Mars, zumindest heute nicht mehr. Die Temperaturen können tagsüber im Sommer in Äquatornähe bis nahe 27 Grad Celsius ansteigen, in winterlicher Marsnacht an den Polen dagegen bis auf minus 133 Grad Celsius abfallen.

Marsbeobachtungen lassen sich bis in die Zeit der frühen Hochkulturen zurückverfolgen. Wegen seiner rötlichen, entfernt an Blut erinnernden Farbe wurde der Planet schon in Ägypten als "Horus, der Rote" und dann im antiken Griechenland nach Ares, dem Gott des Krieges, benannt. Seinen heutigen Namen verdankt der Mars schließlich dem römischen Kriegsgott. Anfang des 17. Jahrhunderts stellte Johannes Kepler auf Grundlage von wenigen, für seine Zeit aber sehr präzisen Messungen des dänischen Astronomen Tycho Brahe der Marspositionen die wichtigen Keplerschen Gesetze auf, mit denen die Planetenbewegungen um die Sonne beschrieben werden und das Kopernikanische Weltbild endgültig bestätigt wurde. Ferner benutzte man in den vergangenen Jahrhunderten bei Marsoppositionen gerne den trigonometrisch gemessenen Erde-Mars-Abstand zur Bestimmung der Astronomischen Einheit (dem Abstand zwischen Erde und Sonne). 1877 erlag Schiaparelli einer optischen Täuschung, als er graben- und rillenartige Strukturen auf dem Mars zu sehen glaubte, die er "canali" nannte. Für viele Zeitgenossen Schiaparellis konnten sie nur künstlichen Ursprungs sein und wurden noch lange Zeit später, als in der Fachwelt der Irrtum längst erkannt war, zum Anlass genommen, an eine intelligente Zivilisation auf unserem Nachbarplaneten zu glauben.

Marsatmosphäre

Wie bei der Venus besteht die Marsatmosphäre überwiegend (zu 95 Prozent) aus Kohlendioxid (CO2); der Druck an der Oberfläche beträgt jedoch im Mittel nur sechs Millibar (auf der Erde 1013 Millibar). In der Marsatmosphäre können sich Wolken aus Wasser- und Kohlendioxideis sowie jahreszeitlich bedingt gewaltige und lang anhaltende Stürme entwickeln. Diese können Sand und Staub bis in eine Höhe von 50 Kilometern aufwirbeln und über den ganzen Planeten verteilen, was zu einer gelbbräunlichen Trübung des Himmels führt.

Spektrometer an Bord der Raumsonde Mars Express entdeckten in der Atmosphäre über einigen der großen Vulkanprovinzen Spuren der Gase Methan und Formaldehyd, was Spekulationen Nahrung gab, dass Wärme im Innern dieser Vulkane noch vorhanden und die Ursache für die Freisetzung dieser Gase sein könnte. Da auch an anderen Stellen Methan in der Marsatmosphäre detektiert wurde, gab es sogar Spekulationen darüber, dass biologische Prozesse - so wie auch auf der Erde - für die Methanproduktion verantwortlich sein könnten. Allerdings gibt es auch eine Reihe von Vorgängen bei der Verwitterung von Mineralen in vulkanischen Gesteinen, mit denen die Bildung von Methan erklärt werden könnte. Die aktuelle ESA-Mission ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), die seit September 2016 den Mars umkreist, soll das Rätsel um das Methan in der Marsatmosphäre lösen.

Topographie

Dank der zahlreichen Marsmissionen wie beispielsweise Mariner 9, Viking 1 und 2, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express oder Mars Reconnaissance Orbiter kennen wir die Oberflächenbeschaffenheit und -formationen recht gut. Grob kann man die Oberfläche in zwei große Regionen unterteilen: ein nördliches Gebiet mit Tiefebenen und ein südliches Hochland mit zahlreichen Einschlagskratern. Besonders auffallend in Äquatornähe sind der Schildvulkan Olympus Mons, der 26 Kilometer aus seiner Umgebung herausragt und 600 Kilometer durchmisst, sowie seine drei nur wenig kleineren Nachbarn Arsia Mons, Ascraeus Mons und Pavonis Mons, die der sechs Kilometer hohen Tharsis-Region aufsitzen. Markant ist auch das langgestreckte Grabenbruchsystem der Valles Marineris (benannt nach der Sonde Mariner 9), das fast 4000 Kilometer lang ist und sich von Nord nach Süd bis zu 700 Kilometer erstreckt. An den tiefsten Stellen sind die Grabenbrüche fast zehn Kilometer tief. In der südlichen Hemisphäre befinden sich mit den Einschlagsbecken Hellas Planitia und Argyre Planitia die größten heute noch sichtbaren Impaktstrukturen auf dem Mars.

Geologie

Vulkanismus prägte den Planeten während eines großen Teils seiner Entwicklung. An vielen Stellen wurden auf der Oberfläche Mineralien identifiziert, die typisch für basaltischen Vulkanismus sind, der eisen- und magnesiumsreiche Gesteine aus dem Mantel des Mars an die Oberfläche bringt. Basalte entstehen, wenn relativ ursprüngliches Material des Planetenmantels teilweise zu Magma aufgeschmolzen wird, in großen Blasen aufsteigt und an der Oberfläche als Lava austritt. Dies ist auf den erdähnlichen Körpern des Sonnensystems die häufigste Art von Vulkanismus. Man geht davon aus, dass die Marskruste im Wesentlichen aus Basalt besteht, der allerdings durch Prozesse wie Meteoriteneinschläge, Verwitterung und Abtragung verändert und vielerorts nicht mehr in seinem ursprünglichen Kontext vorhanden ist.

Die heute erloschenen Vulkane sind nur noch an einigen Stellen gehäuft zu finden. Die größte vulkanische Provinz ist Tharsis, in der etwa ein Dutzend große und Hunderte kleinere Vulkane entdeckt wurden, deren Aktivität zum Teil bis in die jüngste geologische Marsvergangenheit reichte. Eine andere vulkanische Region ist Elysium, wo einige Lavaströme wahrscheinlich erst vor wenigen Millionen Jahren erkaltet sind, was in geologischem Maßstab praktisch gegenwärtig ist und die Frage aufwirft, ob Mars möglicherweise an einigen Stellen noch immer vulkanisch aktiv ist.

Außer durch Vulkanismus wurde die Marsoberfläche auch von tektonischen Prozessen geformt. Auf den Satellitenbildern sind zahlreiche Störungen zu beobachten, die durch Brüche in der starren Lithosphäre entstanden sind, also in der spröden äußersten Gesteinskruste des Planeten. Schwärme von Störungen können oft mehrere hundert oder sogar tausend Kilometer lang werden. Sowohl Dehnungs- als auch Einengungsstörungen sind bekannt, aber nur wenige Seitenverschiebungen. Das ist nicht überraschend, da diese auf der Erde vor allem durch die Plattentektonik verursacht werden, bei der die riesigen Kontinentalplatten seitlich aneinander vorbeigleiten. Mars dagegen ist ein "Ein-Platten-Planet", dessen Lithosphäre nicht wie die der Erde aus vielen einzelnen Platten besteht, die sich gegeneinander verschieben.

Innerer Aufbau

Das Innere des Mars, wie das aller Körper im Sonnensystem, ähnelt im Grunde genommen einer Wärmekraftmaschine. Der Zerfall von radioaktiven Isotopen, zum Beispiel der Elemente Uran, Thorium oder Kalium, aber auch die Energie, die während der Planetenbildung erzeugt wird, sind die wichtigsten Quellen für die Wärmeproduktion im Inneren. Diese Wärme wird über die Planetenoberfläche abgegeben und führt über lange geologische Zeiträume zur Abkühlung des Inneren. Einer der effizientesten Wärmetransportmechanismen ist Konvektion. Die langsame Bewegung - das "Umwälzen" - des Mantelgesteins aufgrund der Temperatur- und Druckunterschiede im Inneren des Planeten sorgt für die Umverteilung der Wärme und wird in Oberflächenstrukturen wie beispielsweise Vulkanen oder tektonischen Verformungen sichtbar. Die großen Vulkanregionen Tharsis und Elysium, die noch bis vor wenigen Millionen Jahren aktiv waren, zeigen, dass thermische Konvektion heute noch im Inneren des Mars stattfindet. Sogenannte thermische Anomalien im Mantel werden durch Dichteunterschiede zwischen heißem Material aus tieferen Regionen im Inneren des Mars und kälteren Regionen nahe der Oberfläche erzeugt. Dann steigen, in der Geologie als Diapire und im Englischen als "mantle plumes" bezeichnete, aus heißem Gestein bestehende "Blasen" aufgrund ihrer geringeren Dichte durch den Mantel des Planeten langsam in Richtung Oberfläche auf, wo das Gestein durch den abnehmenden Druck des darüber liegenden Gesteins leichter aufschmelzen und Magmen bilden kann. Sie sind vermutlich die Quelle für die jüngsten Vulkane des Mars.

Während der frühen Planetenentwicklung hat die Konvektion im flüssigen Eisenkern des Mars einen Dynamo angetrieben und wahrscheinlich ein, wenn auch nur schwaches Magnetfeld erzeugt. Heute besitzt der Mars kein aktives Magnetfeld mehr, allerdings sind die Spuren des einst aktiven Dynamos in alten Krustengesteinen an der Oberfläche des Planeten aufgezeichnet: Ältere Oberflächengesteine sind magnetisiert, während jüngere Regionen keine Magnetisierung aufweisen. Das deutet darauf hin, dass das selbsterzeugte Magnetfeld des Mars vermutlich nur während der ersten 500 Millionen Jahre der Marsentwicklung aktiv war.

Wind, Wasser, Eis

Die Oberfläche des Mars wurde durch Wasser (fluviatil), Eis und Gletscher (glazial) und Wind (aeolische Prozesse) unterschiedlicher Intensität und Dauer geformt und überprägt. Verzweigte Talsysteme vor allem im älteren Marshochland erstrecken sich über weite Gebiete und zeugen von einem Wasserkreislauf auf dem Mars. Eines der bekanntesten Talsysteme ist Ma'adim Vallis, das in den Einschlagskrater Gusev entwässerte, in dem der Marsrover Spirit nach Spuren von Wasser suchte. Neben fließenden Gewässern gab es aber auch Kraterseen, die mit Wasser gefüllt waren. Sie werden heute Paläoseen genannt und gehen oft mit Deltas, charakteristischen Mineralablagerungen und Ein- beziehungsweise Ausflussrinnen einher. Ein solcher See hat sich im Innern des Kraters Gale befunden, in dem seit 2012 der NASA-Rover Curiosity nach Spuren von lebensfreundlichen Bedingungen sucht. Eine kurzzeitige Mobilisierung von Wasser in jüngerer Vergangenheit in Verbindung mit Schlamm- oder Schuttströmen könnte die charakteristischen Erosionsrinnen verursacht haben, die an vielen Kraterhängen zu finden sind.

Spuren von glazialen Prozessen, die bis in die jüngste Vergangenheit des Mars reichen, sind an vielen Stellen der Marsoberfläche zu beobachten. Zum Beispiel findet man an den nordwestlichen Hängen der großen Tharsis-Vulkane Fließstrukturen, die an schuttbedeckte Blockgletscher erinnern, wie sie in Gebirgen und polaren Regionen der Erde beobachtet werden. Sie werden als Überreste von Gletschern auf dem Mars interpretiert. Viele Oberflächenphänomene, vor allem in den mittleren und höheren geographischen Breiten, ähneln periglazialen Strukturen in Dauerfrostgebieten auf der Erde. Tatsächlich wurde an einigen Stellen Eis in geringer Tiefe nachgewiesen. Auch Radarmessungen haben ergeben, dass der Mars über ein beträchtliches Vorkommen an Bodeneis verfügt. Die wohl eindrucksvollsten Eisformationen auf dem Mars sind die beiden Polkappen, die je nach Jahreszeit aus einer Mischung aus Wasser- und/oder Kohlendioxideis bestehen.

Weitverbreitete dunkle Dünen zeugen von der Aktivität des Windes auf dem Mars. Sie war früher, als die Atmosphäre noch dichter war, von viel intensiverer Wirkung als heute. Große Dünenfelder kann man vor allem im Inneren von Einschlagskratern finden. Anders als auf der Erde bestehen diese Dünensande aber nicht aus hellem Quarzsand, sondern meist aus dunkler, vulkanischer Asche, die vor etwa drei bis vier Milliarden Jahren abgelagert wurde. Auch gibt es ganze Regionen, die von stromlinienförmigen Rücken, sogenannten Yardangs, übersät sind, die ähnlich einem Sandstrahlgebläse durch die stete Aktivität des Windes aus der Landschaft geschmirgelt wurden. Heute zeigt sich die Windaktivität vor allem eindrucksvoll in Form von großen Staubstürmen und kleineren Windhosen, sogenannten "Staubteufeln", die sich mit hoher Geschwindigkeit über die Marsoberfläche bewegen.

Leben

Wenngleich man heute mit den Untersuchungen von inzwischen sieben erfolgreich auf dem Planeten gelandeten Sonden keine Lebensformen, noch nicht einmal organische Substanzen auf dem Mars finden konnte, so ist der Mars nach wie vor das wichtigste und langfristige Ziel der internationalen Raumfahrt im Hinblick auf die Suche nach existierendem oder ausgestorbenem Leben auf einem anderen Himmelskörper des Sonnensystems. Die Mission Mars Science Laboratory mit dem Rover Curiosity ist am 6. August 2012 im Krater Gale gelandet und sucht in einer mächtigen Sedimentschicht nach Spuren längst vergangener möglicher Lebensräume (Habitate). Curiosity kann zwar die Bausteine des Lebens, nämlich Kohlenstoffverbindungen, identifizieren, aber keine Lebensspuren. Diese Aufgabe soll ab 2020 die ESA-Mission ExoMars erfüllen. Ein Rover mit dem Namen Pasteur wird erstmalig in der Lage sein, zu diesem Zweck bis zu zwei Meter tief in den Marsboden zu bohren. Falls es jemals Leben auf dem Planeten gegeben hat, so könnten Spuren davon vielleicht eher unterhalb der Oberfläche zu finden sein, wo es vor der Zersetzung durch schädliche UV-Strahlung geschützt gewesen wäre.

Marsmonde

Die beiden Marsmonde Phobos und Deimos, im Jahr 1877 von Asaph Hall (1829 bis 1907) entdeckt, haben ähnliche Eigenschaften. Beide besitzen eine recht unregelmäßige Form und haben eine sehr dunkle Oberfläche, die nur etwa fünf Prozent des Sonnenlichts reflektiert. Phobos, mit bis zu 27 Kilometern Durchmesser der größere der beiden Marsmonde, weist eine Vielzahl von Einschlagkratern auf, von denen Stickney mit zwölf Kilometern und Hall mit fünf Kilometern Durchmesser die größten sind. Der kleinere Deimos in größerer Entfernung zum Mars ist nur etwa 15 Kilometer groß und besitzt deutlich weniger sichtbare Krater. Bilddaten der Viking-Missionen zeigen, dass seine Oberfläche stärker von einer Staubschicht, dem Regolith, bedeckt ist als die von Phobos.

Der Ursprung der beiden Marsmonde ist noch nicht eindeutig geklärt - mehrere Entstehungsmodelle werden diskutiert: Eine Theorie hält eine Entstehung von Mars und beiden Monden in einem gemeinsamen Prozess für möglich. Eine weitere Theorie geht davon aus, dass es sich bei beiden Monden um Kleinkörper handelt, die im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter entstanden sind und von der Schwerkraft des Mars eingefangen wurden. Ein weiteres viel beachtetes Modell besagt jedoch, dass die beiden Monde nach einem sehr großen Asteroideneinschlag auf dem Mars in der Frühzeit des Sonnensystems entstanden sein könnten. Demnach bildeten die Trümmer des Einschlags eine Ringscheibe um den Mars. Durch Wechselwirkung der Materialien in der Ringscheibe bildeten sich mehrere kleine Körper, die zum Teil wieder auf den Mars stürzten. Phobos und Deimos sind demnach die beiden letzten Überbleibsel dieser Ansammlung kleiner Körper.

Auch Phobos scheint dem Schicksal eines Sturzes auf den Mars entgegenzusehen. Wegen des geringen Abstands zum Mutterplaneten ist Phobos starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Daten der ESA-Raumsonde Mars-Express bestätigen, dass er sich dem Mars auf einer spiralförmigen Bahn nähert und in zirka 40 bis 70 Millionen Jahren wegen der dann immer stärker an ihm zerrenden Gezeitenkräften auseinanderbrechen und auf den Planeten stürzen wird. Die russische Sonde Phobos Grunt, die den Mond eingehend untersuchen sollte, scheiterte bei ihrem Start Ende 2011. Weitere Phobos-Missionen sind erst für die frühen 2020er Jahre geplant.

Fakten

Mars
Masse6,417 x 1023 kg
Radius3396 km
Dichte3934 kg/m3
Rotationsperiode24,62 h
Orbitalperiode687 Tage
durchschnittliche Entfernung von der Sonne227,9 x 106 km
  
Phobos
Masse1,06 x 1016 kg
Radien13 x 11,4 x 9,1 km
Dichte1862 kg/m3
Orbitalperiode0,3189 Tage
durchschnittliche Entfernung zum Marsmittelpunkt9378 km
  
Deimos
Masse1,1 x 1015 kg
Radien7,8 x 6,0 x 5,1 km
Dichte1471 kg/m3
Orbitalperiode1,262 Tage
durchschnittliche Entfernung zum Marsmittelpunkt23.459 km
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