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  • Der Planet Mars
    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.

  • Südostrand des Riesenvulkans Olympus Mons
    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

    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

    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.

  • Phobos%2dAufnahme mit dem Nadirkanal der HRSC
    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).

  • Krater%2dGenerationen in Arabia Terra
    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

    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

    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.

  • Perspektivische Ansicht des Kraters Rabe
    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.

  • Farbmosaik aus 67 HRSC%2dEinzelaufnahmen der Kasei Valles
    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.

  • Senkrechte Draufsicht auf das Mündungsgebiet von Ares Vallis in Farbe
    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.

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
Masse 6,417 x 1023 kg
Radius 3396 km
Dichte 3934 kg/m3
Rotationsperiode 24,62 h
Orbitalperiode 687 Tage
durchschnittliche Entfernung von der Sonne 227,9 x 106 km
   
Phobos
Masse 1,06 x 1016 kg
Radien 13 x 11,4 x 9,1 km
Dichte 1862 kg/m3
Orbitalperiode 0,3189 Tage
durchschnittliche Entfernung zum Marsmittelpunkt 9378 km
   
Deimos
Masse 1,1 x 1015 kg
Radien 7,8 x 6,0 x 5,1 km
Dichte 1471 kg/m3
Orbitalperiode 1,262 Tage
durchschnittliche Entfernung zum Marsmittelpunkt 23.459 km

 

Zuletzt geändert am:
08.05.2018 13:46:42 Uhr

Kontakte

 

Prof. Dr. Tilman Spohn
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-300

Fax: +49 30 67055-303
Elke Heinemann
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Politikbeziehungen und Kommunikation

Tel.: +49 2203 601-2867

Fax: +49 2203 601-3249
Ulrich Köhler
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

DLR-Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-215

Fax: +49 30 67055-303