Der innere Aufbau des Mars
Letzte Aktualisierung: 1. Oktober 2026
Der innere Aufbau von erdähnlichen (terrestrischen) Planeten wird durch die frühesten Stadien ihrer Entwicklung bestimmt. Nach der Formung des Planeten, der sogenannten Akkretion, kommt es durch die riesige Wärmemenge im Inneren zu einem ausgedehnten Schmelzvorgang; dabei trennen sich die Metalle und Silicate voneinander. Die schweren Metalle sinken ins Zentrum des Planeten ab und sammeln sich dort, während die Silicate den äußeren Gesteinsmantel bilden. Weitere Schmelzvorgänge trennen den Mantel weiter in einen Mantel und eine Kruste. Letztere enthält leichtere Substanzen, die durch wärmeproduzierende radioaktive Elemente angereichert sind. Diesen Vorgang bezeichnet man als Differenzierung. Beim Schmelzen des Mantels werden zudem flüchtige Bestandteile, die während der Akkretion in den Mantel integriert wurden, durch vulkanische Eruptionen in die Atmosphäre freigesetzt. Von dort aus können sie später in den Weltraum entweichen oder, abhängig von den herrschenden Druck- und Temperaturbedingungen, an der Oberfläche zu Flüssigkeiten kondensieren.
Am Ende der Differenzierungsphase bestehen terrestrische Planeten aus einem eisenreichen Kern und einem Silicatmantel mit einer dünnen Silicatkruste. Darauf folgt an der Oberfläche möglicherweise eine Wasserschicht und schließlich eine Atmosphäre aus Gasen, die durch magmatische Prozesse infolge der Wärmeproduktion im Mantel entstanden sind. Während die Trennung von Eisenkern und Silicatmantel früh in der Entstehungsgeschichte des Planeten stattfindet, sind die Kruste und Atmosphäre, wie wir sie heute sehen, das Ergebnis einer Jahrmilliarden dauernden Evolution des Planeten. Mit zunehmender Abkühlung kann sich der ursprünglich flüssige eisenreiche Kern zu verfestigen beginnen und weiter differenzieren, sodass eine feste innere und flüssige äußere Schicht entsteht.
Der Mars hat wie die Erde einen eisenreichen Kern und einen Silicatmantel, die von einer dünnen Silicatkruste und einer Atmosphärenschicht umgeben sind. Im Gegensatz zur Erdatmosphäre ist die Marsatmosphäre jedoch zu dünn und der Luftdruck damit zur gering, als dass heute flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche existieren könnte. Würde man Wasser auf seine Oberfläche gießen, würde es zu kochen beginnen und sofort verdampfen. In der Vergangenheit war dies jedoch anders. Die Dicke der Kruste lässt sich anhand der Schwerkraft und topographischer Daten schätzen. Die geringfügigen Variationen im Gravitationsfeld, denen Orbiter bei der Umkreisung des Mars unterworfen sind, können zusammen mit den topographischen Daten, die vom Mars Orbiter Laser Altimeter an Bord des Mars Global Surveyor erfasst werden, dazu benutzt werden, die Dicke der Kruste zu kartieren. Die Ergebnisse sind jedoch nicht eindeutig und vom Dichteunterschied zwischen der Kruste und dem Mantel abhängig. Kruste und Mantel enthalten möglicherweise weitere Unterschichten, in Ermangelung seismischer Messungen lassen sich solche Details jedoch nicht klären.
Die Druck-Temperatur-Bedingungen im Mantel des Mars können zur Veränderung und Neuausrichtung der Kristallstruktur von Mineralien (sogenannten Phasenübergängen) führen, die die physikalischen Eigenschaften der Mineralien beeinflussen. Auf der Erde sind solche Phasenübergänge an einer plötzlichen Zunahme der Dichte und der seismischen Wellengeschwindigkeiten 410, 520 und 660 Kilometer tief im Mantel des Planeten erkennbar. Der Unterschied in der Dichte der verschiedenen Mineralphasen führt zu zusätzlichen – neben den durch Temperaturschwankungen bedingten – Auftriebskräften und kann den Material- und Wärmetransport innerhalb des Mantels beeinflussen. Geophysikalischen Modellen zufolge bestehen im Inneren des Mars zwei oder drei Phasenübergänge, die tatsächliche Zahl ist jedoch vom Druckbereich im Mantel des Mars und damit von der Größe des Marskerns abhängig.
Die seismischen Messungen, die die InSight-Mission vor Ort vornahm, lieferten wichtige grundlegende Einblicke in den inneren Aufbau des Mars. Dies hilft dabei, die möglichen Szenarien für die Entstehung des Mars und anderer terrestrischer Planeten einzugrenzen.
Das InSight-Experiment SEIS zeichnete zwischen Anfang 2019 bis Missionsende seismische Wellen von mehr als 1.300 Erschütterungen des Marsbodens auf - darunter hauptsächlich Beben, die sich in der Kruste bei Entladung tektonischer Spannungen ereignet haben, aber auch von Bebenwellen durch den Einschlag von Asteroiden. Dabei konnte sogar der Ort der Einschläge rekonstruiert werden. Vor allem die tektonisch verursachten Marsbeben lieferten wichtige Hinweise zum Aufbau des Roten Planeten. Durch Reflexionen von Wellen an der Grenze zwischen festem Gesteinsmantel und flüssigem Kern konnte die Größe des Marskerns genau bestimmt werden. Sein Durchmesser beträgt zwischen 3.600 und 3.700 Kilometer. Auch das zu HP3 gehörende DLR-Radiometer RAD, das den täglichen Verlauf der Oberflächentemperatur durch Messung der Infrarotabstrahlung aufzeichnete, lieferte Ergebnisse: Wichtige Daten zur Charakterisierung der thermischen Eigenschaften des Marsbodens konnten gesammelt werden.