Mars
Mars
Was die Entfernung zur Sonne betrifft, ist Mars, derjenige Planet, der die viertnächste Position zu unserem Zentralgestirn einnimmt. Er gehört zu den erdähnlichen oder terrestrischen Planeten und ist mit bloßem Auge gut am Himmel zu erkennen. Seine rote Färbung verdankt er seiner eisenoxidhaltigen Oberfläche.
Geschichtliches
Der Rote Planet war schon in der Antike bekannt. Die ausführlichen Beobachtungen und Messungen des Astronomen Tchyo Brahe von der Himmelsbahn dieses Planeten ermöglichten es Johannes Kepler, drei Gesetzmäßigkeiten der Planetenbewegungen zu formulieren, die später als Keplersche Gesetze bekannt wurden.
Die Dauer der Drehung des Roten Planeten um die eigene Achse wurde 1966 von Giandomenico Cassini mit erstaunlich großer Genauigkeit gemessen. Der von ihm gemessene Wert von 24 Stunden und 40 Minuten weicht nur minimal von den heute bestätigten 24 Stunden 37 Minuten und 40 Sekunden ab.
Ende des 19. Jahrhunderts entspann sich rund um den Mars eine heftige Kontoroverse. Der Astronom Giovanni Schiaparelli, damals Leiter der Observatoriums von Brera, hatte nach verschiedenen Beobachtungen des Planeten Kartenentwürfe angefertigt, auf denen außer Meeren und Terrae auch bisher unbekannte Kanäle verzeichnet waren, die alsbald als Wasserstraßen gedeutet wurden.
In der Folge entspann sich eine heftige Debatte über die Frage, ob diese Kanäle künstlich angelegt sein könnten und deshalb einen Hinweis auf eine fortgeschrittene Zivilisation auf dem Mars darstellten. Die Diskussionen begannen erst erst wieder zu verebben, als ein anderer italienischer Astronom, Vincenzo Cerulli, Beweise erbrachte, dass es sich bei diesen Kanälen in Wirklichkeit um eine optische Täuschung des menschlichen Auges handelte, das dazu neigt, gerade noch sichtbare, feine Strukturen zu geometrischen Gebilden zusammenzufassen. Schiaparelli zeigt seine menschliche Größe und Qualität als Wissenschaftler, als er 1907 seinen Irrtum eingestand und die Hypothese von Cerulli öffentlich bestätigte, womit er jede weitere Diskussion um eine eventuelle Zivilisation auf dem Mars zum Verstummen brachte. Die Erkundung des Planeten durch verschiedene Sonden bestätigte, dass es keine Zivilisation auf dem Mars gibt, und lässt auch keine Rückschlüsse auf das Vorhandensein von primitiven Leben auf diesem Planeten zu. Ob es in der Vergangenheit mal primitives Leben gegeben hat, lässt sich derzeit auch noch nicht beantworten.
Die Oberfläche des Mars ist jener unseres Mondes ähnlich, wenngleich die Morphologie des Planeten durch seine Krater, Ebenen, Canyons und Vulkane um einiges vielfältiger.
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.
Die geologischen Prozesse auf dem Mars beruhen nicht auf einer Plattentektonik, da auf diesem Planeten die Kruste nicht aus einzelnen Platten besteht, wie dies auf der Erde der Fall ist. Der Grund dafür ist darin zu suchen, dass im Zuge der Abkühlung des Planeten die Kruste zu dick wurde, um sich so wie auf der Erde zu entwickeln.
Es gibt auf dem Mars zwar keine Plattentektonik, dafür aber eine Reihe von endogenen und exogenen Kräften, die den Planeten im Laufe der Zeit geprägt haben. Bei den endogenen Kräften sind vor allem die vulkanische Tätigkeit zu nennen, während bei den exogenen besonders die Meteoriteneinschläge von Bedeutung sind, die mitunter zu einer Aufschmelzung der Kruste führten.
Der grundlegende Unterschied zwischen der Nord- und Südhalbkugel besteht dass der Norden eine relativ glatte Oberfläche aufweist, auf der es wenige Krater gibt, während im Süden eine Vielzahl von Kratern zu finden sind, die bis zu fünfmal so groß sind wie die der nördlichen Halbkugel. Dies lässt darauf schließen, dass die Oberfläche der Südhalbkugel geologisch älter ist und vor ca. 3,8 Mrd. Jahren entstand. Damals war das gesamte Sonnensystem einem heftigen Meteoritenbeschuss ausgesetzt.
Zwischen den beiden Hemisphären befindet sich ein Gürtel von Vulkanbergen, von denen vor allem Olympus Mons, Tharsis Montes, Ascraeus Mons, Pavonis Mons sowie ein System von Canyons, die so genannten Valles Marineris hervorzuheben sind.
Der Olympus Mons (lat. „Berg Olymp“), benannt nach dem Sitz der antiken griechischen Götter, ist ein Vulkan in der Tharsis-Region auf dem Planeten Mars. Mit über 26 km Gipfelhöhe vom Fuß gemessen und einem Durchmesser von fast 600 km ist er der höchste und größte bekannte Berg in unserem Sonnensystem. Es ist nicht bekannt, ob der Olympus Mons erloschen oder aktiv ist.
Geschichtliches
Der Rote Planet war schon in der Antike bekannt. Die ausführlichen Beobachtungen und Messungen des Astronomen Tchyo Brahe von der Himmelsbahn dieses Planeten ermöglichten es Johannes Kepler, drei Gesetzmäßigkeiten der Planetenbewegungen zu formulieren, die später als Keplersche Gesetze bekannt wurden.
Die Dauer der Drehung des Roten Planeten um die eigene Achse wurde 1966 von Giandomenico Cassini mit erstaunlich großer Genauigkeit gemessen. Der von ihm gemessene Wert von 24 Stunden und 40 Minuten weicht nur minimal von den heute bestätigten 24 Stunden 37 Minuten und 40 Sekunden ab.
Ende des 19. Jahrhunderts entspann sich rund um den Mars eine heftige Kontoroverse. Der Astronom Giovanni Schiaparelli, damals Leiter der Observatoriums von Brera, hatte nach verschiedenen Beobachtungen des Planeten Kartenentwürfe angefertigt, auf denen außer Meeren und Terrae auch bisher unbekannte Kanäle verzeichnet waren, die alsbald als Wasserstraßen gedeutet wurden.
In der Folge entspann sich eine heftige Debatte über die Frage, ob diese Kanäle künstlich angelegt sein könnten und deshalb einen Hinweis auf eine fortgeschrittene Zivilisation auf dem Mars darstellten. Die Diskussionen begannen erst erst wieder zu verebben, als ein anderer italienischer Astronom, Vincenzo Cerulli, Beweise erbrachte, dass es sich bei diesen Kanälen in Wirklichkeit um eine optische Täuschung des menschlichen Auges handelte, das dazu neigt, gerade noch sichtbare, feine Strukturen zu geometrischen Gebilden zusammenzufassen. Schiaparelli zeigt seine menschliche Größe und Qualität als Wissenschaftler, als er 1907 seinen Irrtum eingestand und die Hypothese von Cerulli öffentlich bestätigte, womit er jede weitere Diskussion um eine eventuelle Zivilisation auf dem Mars zum Verstummen brachte. Die Erkundung des Planeten durch verschiedene Sonden bestätigte, dass es keine Zivilisation auf dem Mars gibt, und lässt auch keine Rückschlüsse auf das Vorhandensein von primitiven Leben auf diesem Planeten zu. Ob es in der Vergangenheit mal primitives Leben gegeben hat, lässt sich derzeit auch noch nicht beantworten.
Die Marsoberfläche:
Die Oberfläche des Mars ist jener unseres Mondes ähnlich, wenngleich die Morphologie des Planeten durch seine Krater, Ebenen, Canyons und Vulkane um einiges vielfältiger.
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.
Die geologischen Prozesse auf dem Mars beruhen nicht auf einer Plattentektonik, da auf diesem Planeten die Kruste nicht aus einzelnen Platten besteht, wie dies auf der Erde der Fall ist. Der Grund dafür ist darin zu suchen, dass im Zuge der Abkühlung des Planeten die Kruste zu dick wurde, um sich so wie auf der Erde zu entwickeln.
Es gibt auf dem Mars zwar keine Plattentektonik, dafür aber eine Reihe von endogenen und exogenen Kräften, die den Planeten im Laufe der Zeit geprägt haben. Bei den endogenen Kräften sind vor allem die vulkanische Tätigkeit zu nennen, während bei den exogenen besonders die Meteoriteneinschläge von Bedeutung sind, die mitunter zu einer Aufschmelzung der Kruste führten.
Der grundlegende Unterschied zwischen der Nord- und Südhalbkugel besteht dass der Norden eine relativ glatte Oberfläche aufweist, auf der es wenige Krater gibt, während im Süden eine Vielzahl von Kratern zu finden sind, die bis zu fünfmal so groß sind wie die der nördlichen Halbkugel. Dies lässt darauf schließen, dass die Oberfläche der Südhalbkugel geologisch älter ist und vor ca. 3,8 Mrd. Jahren entstand. Damals war das gesamte Sonnensystem einem heftigen Meteoritenbeschuss ausgesetzt.
Zwischen den beiden Hemisphären befindet sich ein Gürtel von Vulkanbergen, von denen vor allem Olympus Mons, Tharsis Montes, Ascraeus Mons, Pavonis Mons sowie ein System von Canyons, die so genannten Valles Marineris hervorzuheben sind.
Der Olympus Mons (lat. „Berg Olymp“), benannt nach dem Sitz der antiken griechischen Götter, ist ein Vulkan in der Tharsis-Region auf dem Planeten Mars. Mit über 26 km Gipfelhöhe vom Fuß gemessen und einem Durchmesser von fast 600 km ist er der höchste und größte bekannte Berg in unserem Sonnensystem. Es ist nicht bekannt, ob der Olympus Mons erloschen oder aktiv ist.
Stromtäler und Ozeane:
Auf der Marsoberfläche gibt es eine große Zahl von Tälern, die an irdische Flussbetten erinnern und die bis zu 200 km breit werden können. Man unterscheidet zwei Arten von Tälern – solche, die ein weit verzweigtes Netz von Nebenflüssen bilden, und solche, die immer in derselben Richtung verlaufen und keine Verzweigungen aufweisen. Dieser Unterschied dürfte auf die verschiedene Entstehungsweise zurückzuführen sein. Die Täler des ersten Typs stammen möglicherweise von Flüssen im herkömmlichen Sinn, die einst von Regenwasser gespeist wurden. Damals muss für relativ lange Zeit ein mildes Klima geherrscht haben. Die Täler des zweiten Typs dürften hingegen von Schmelzwasser herrühren, das einst in die Tiefländer strömte und das aus dem Aufschmelzen riesiger Eismassen hervorgegangenen sein könnte. Die über 5000 km langen Valles Marineris lassen auf eine starke Erosion schließen, wie sie nur durch plötzlich freiwerdende Wassermassen erklärbar ist
Auf der Marsoberfläche gibt es eine große Zahl von Tälern, die an irdische Flussbetten erinnern und die bis zu 200 km breit werden können. Man unterscheidet zwei Arten von Tälern – solche, die ein weit verzweigtes Netz von Nebenflüssen bilden, und solche, die immer in derselben Richtung verlaufen und keine Verzweigungen aufweisen. Dieser Unterschied dürfte auf die verschiedene Entstehungsweise zurückzuführen sein. Die Täler des ersten Typs stammen möglicherweise von Flüssen im herkömmlichen Sinn, die einst von Regenwasser gespeist wurden. Damals muss für relativ lange Zeit ein mildes Klima geherrscht haben. Die Täler des zweiten Typs dürften hingegen von Schmelzwasser herrühren, das einst in die Tiefländer strömte und das aus dem Aufschmelzen riesiger Eismassen hervorgegangenen sein könnte. Die über 5000 km langen Valles Marineris lassen auf eine starke Erosion schließen, wie sie nur durch plötzlich freiwerdende Wassermassen erklärbar ist
Valles Marineris
Wahrscheinlich gab es einst auf dem Mars auch große Ozeane, was dazu führte, dass sich die Atmosphäre mit Wasserdampf und Kohlendioxid anreicherte. Letzteres wurde aus dem Boden freigesetzt und führte zu einem verstärkten Treibhauseffekt, der wiederum für erhöhte Temperaturen sorgte, sodass die Polkappen zu schmelzen begannen. Schließlich sickerte das Wasser allmählich in den Boden ein, der auf dem Mars überaus porös ist. Die Ozeane schrumpften, und die zunehmende Eisbildung führte dazu, dass das Sonnenlicht stärker reflektiert wurde, was einen allgemeinen Temperaturrückgang zur Folge hatte. Dieser Prozess endete damit, dass das Wasser wieder in Form von Eis unter der Oberfläche eingeschlossen war.
Die Atmosphäre:
Die Analysen der Marssonden haben ergeben, dass die dünne Atmosphäre des Planeten aus 95% Kohlendioxid, 2,7% Stickstoff und 1,6% Argon besteht. Sauerstoff ist nur zu 0,13% vorhanden. Wassersdampf gar nur zu 0,03%. Der Druck am Boden ist mit 6/1000 des irdischen Bodendrucks sehr gering.
Der Himmel über dem Mars ist nicht blau wie über der Erde, aber auch nicht schwarz, wie dies bei Himmelskörpern ohne Atmosphäre der Fall ist. Ein Astronaut auf dem Mars würde den Himmel vielmehr auf Grund des feinen Staubs in der Atmosphäre in rötlicher Farbe sehen. Die niedrige atmosphärische Dichte bewirkt, dass kein nennenswerter Wärmeaustausch durch den Wind stattfindet, was die großen Temperaturunterschieden auf dem Planeten erklärt. Die Wolken auf dem Mars bestehen aus Wasser und Kohlendioxid und sind den Federwolken auf der Erde ähnlich.
Wasservorkommen
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
Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.
Weitere Eisvorkommen
Beobachtete Veränderungen könnten Anzeichen für fließendes Wasser innerhalb der letzten Jahre sein . 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 irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies 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 ebendiesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet. Auf der Europäischen Planetologenkonferenz 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.
Flüssiges Wasser
Da der Druck der Marsatmosphäre so gering ist, kann flüssiges Wasser an der Oberfläche nicht für längere Zeiträume existieren. Außerdem ist es auf der Oberfläche meist 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 mit Perchlorat könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein. 2010 fanden Forscher der Uni Münster Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern wie dem Russell-Krater flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos, die vom Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen wurden, entdeckten sie Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten. Die Rinnen führen hangabwärts; dass sie nach unten dünner werden, werten die Forscher als Hinweis auf versickerndes flüssiges Wasser als Auslöser der Erosion.
Es werden ebenfalls große Wassermengen unter der Kryosphäre des Mars vermutet.
Marsmissionen:
Der Mars ist schon seit längerem das Ziel von verschiedenen Missionen, die mit unbemannten Sonden durchgeführt werden. Es erscheint nicht einmal mehr unmöglich, dass der Mensch in den kommenden Jahrzehnte den Roten Planeten betreten kann.
Die erste Sonde, die in die Nähe des Mars gelangte war die amerikanische Mariner 4, die im Juli 1965 22 Bilder lieferte, welche aus ca. 10.000 km Höhe angefertigt wurden. 1969 war es Mariner 6, die 75 Funkbilder zur Erde schickte, die aus einer Entfernung von 3.429 km gemacht wurden und auf denen u.a. die Polkappe des Südpols zu erkennen war. Zu dieser Zeit schickte auch die UdSSR eine Reihe von Sonden zum Mars, die zwar nicht alle erfolgreich waren, in deren Verlauf jedoch trotzdem eine Fülle von Daten gesammelt werden konnten. Besonders zu erwähnen sind: Mars 2 (1971) und die Mars-Mission 4,5 und 6 (1973/1974). Es waren jedoch die Amerikaner, die mit der Sonde Mariner 9 den höchsten Berg des gesamten Sonnensystems auf der Marsoberfläche entdeckten, den so genannten Olympus Mons, der eine Höhe von 27.000 m erreicht.
Sehr erfolgreich waren auch die Viking-Sonden 1 und 2, die im August bzw. September 1976 an mehr als 6000 km voneinander entfernten Punkten auf dem Mars landeten. Die beiden Sonden waren mit einem beweglichen Teleskoparm ausgestattet, der sich beim Sammeln von Gesteinsproben als überaus nützlich erwies, welche sofort in dem eigens mitgeführtem Labor analysiert wurden. Außer dem Labor befanden sich an Bord des Landers noch meteorologische Instrumente, eine digitale Fernsehkameras für Infrarotaufnahmen sowie ein Seismograf. Ursprünglich sollten die Sonden drei Monate lang Daten übermitteln – in Wirklichkeit waren sie aber weitaus länger aktiv; Viking 2 schickte bis 1980 Daten zur Erde, während Viking 1 erst 1982 seine Funktionen einstellte.
Am 4. Juli 1997 landete die Sonde Mars Pathfinder auf dem Roten Planeten. Im Laufe von zweieinhalb Monaten fertigte die Sonde mit Hilfe ihres Landevehikels über 16.000 Bilder sn und führte 15 chemische Analysen des Boden bzw. des Marsgesteins durch. Des Weiteren wurden die Atmosphäre, die meteorologischen Gegebenheiten und der Wind auf dem Roten Planeten erforscht. Nach Pathfinder folgte wenig später die Sonde Mars Global Surveyor, die im September 1997 die Marsumlaufbahn erreichte und mit der kartografischen Erfassung des Planeten begann. Weiterhin werden Daten über das Magnetfeld, die Gravitation und die Atmosphäre gesammelt.
2001 Mars Odyssey (oder kurz Mars Odyssey) ist eine Raumsonde der NASA, die seit dem 24. Oktober 2001 den Mars umkreist und ihn erforscht. Ihr Start erfolgte am 7. April 2001 an Bord einer Delta-II-Trägerrakete. Die ursprünglich geplante Missionsdauer hat der Orbiter trotz einiger Beschädigungen bei weitem übertroffen und wurde bereits viermal um zwei Jahre bis September 2012 verlängert. Im Falle einer weiteren Verlängerung der Mission soll der Orbiter auch als Relaisstation zur Datenübertragung zwischen dem am 6. August 2012 gelandeten Rover Curiosity und der Erde dienen. Die Hauptphase der Mission begann im Februar 2002 und sollte im August 2004 enden. Da die Sonde sich in einem sehr guten Zustand befand, wurde die Mission bisher viermal um jeweils zwei Jahre verlängert, zuletzt bis September 2012. Abhängig von den geplanten Aufgaben besitzt die Sonde genügend Treibstoff bis 2015. Das erste Mal in der Geschichte der Marsforschung wird im Rahmen der Mission eine globale Karte der chemischen Elemente auf der Oberfläche erstellt. Ein Schwerpunkt der Mission liegt dabei auf der Fahndung nach Vorkommen von Wassereis. Zudem soll die Strahlungsbelastung in niedrigen Marsorbits untersucht werden, um die Risiken zukünftiger bemannter Marsmissionen besser zu erforschen. Höhepunkt der Mission von Mars Odyssey bildete der Nachweis großer Mengen von Wassereis insbesondere in der Südpolregion des Planeten im Oktober 2002. Zuvor hatten die Forscher vermutet, dass der Marssüdpol fast nur aus sogenanntem Trockeneis (gefrorenem Kohlenstoffdioxid) besteht. Nun steht allerdings fest, dass dort darüber hinaus auch Wassereisvorkommen lagern, welche zum Teil unter den Trockeneis-Schichten verborgen liegen. Diese Funde konnten mit einer anderen Methode durch den Einsatz der europäischen Sonde Mars Express im Februar 2004 bestätigt werden
Mars Express (abgekürzt MEX) ist eine Mars-Sonde der ESA. Sie erreichte den Planeten am 25. Dezember 2003. Hauptaufgabe der Mission ist die vollständige Kartografierung des Mars, die Erforschung seiner Atmosphäre, seiner Oberfläche sowie des Materials, das sich in bis zu zwei Metern Tiefe befindet. Zusätzlich hatte die Sonde das Landegerät Beagle 2 an Bord. Die Primärmission des Orbiters war beginnend mit Juni 2004 auf ein Marsjahr (etwa 23 Erdmonate) ausgelegt. Sie wurde zwischenzeitlich bereits mehrfach verlängert, zuletzt bis 2012 mit einer Option auf 2014. Nach der Ankunft am Mars und der Kalibrierung der Geräte begann die Stereokamera HRSC, die Oberfläche zu kartografieren. Dabei konnte bereits eine Fläche aufgezeichnet werden, die größer ist als Nordamerika. Die Gesamtfläche des Mars entspricht etwa der gesamten Landfläche der Erde.
Durch das Instrument OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) konnten große Mengen Wassereis auf den südlichen Polkappen des Mars nachgewiesen werden. Ähnliche Daten lieferte in geringerer Qualität bereits 2001 die amerikanische Sonde Mars Odyssey, jedoch stellt deren europäische Bestätigung auch einen Beweis für die Zuverlässigkeit der ersten Marsmission der ESA dar.
Ende März 2004 teilte die ESA mit, Mars Express habe mit Hilfe seines Spektrometers Spuren von Methan in der Marsatmosphäre gefunden. Obwohl die Vorkommen sehr gering sind, stellt sich die Frage, wie diese Verbindung in die Marsluft gelangen konnte. Methan entsteht sowohl bei vulkanischen Prozessen als auch bei Verwesungsprozessen von organischen Materialien. Insofern könnte diese Entdeckung auch ein geringes Indiz für eventuell existierendes oder vor langer Zeit existierendes Leben auf dem Mars sein, was aber zum aktuellen Zeitpunkt noch Spekulation ist.
Ende November 2005 lieferten Daten von OMEGA Belege dafür, dass in der Frühzeit des Mars große Mengen flüssigen Wassers auf der Oberfläche vorhanden waren. Gleichzeitig lieferte MARSIS Erkenntnisse dafür, dass unter der Oberfläche eines Marskraters möglicherweise Wassereis begraben ist. Nahe dem Nordpol wurde wahrscheinlich ein etwa 1 km dicker Eispanzer unter der Oberfläche gefunden.
Im November 2008 wurden von der vom DLR betriebenen hochauflösenden Stereokamera HRSC Aufnahmen im Gebiet des Eumenides Dorsum (griech. Rücken der Furien) westlich der Tharsis-Region gemacht, die zahlreiche ausgeprägte Yardang-Strukturen zeigen, die durch Winderosion entstanden sind. Diese geben Aufschluss über die Dynamik des Windes auf der Marsoberfläche; die Dichte der Marsatmosphäre beträgt nur etwa 0,75 Prozent der Dichte der Atmosphäre auf der Erde in Meereshöhe. Ähnliche Strukturen wurden durch Mars Express bereits mehrfach nachgewiesen, beispielsweise im Bereich des Olympus Mons und, neben Tafelbergen, in Aeolis Mensae.
Quelle der Bilder und Textteile: Wikipedia
Die Analysen der Marssonden haben ergeben, dass die dünne Atmosphäre des Planeten aus 95% Kohlendioxid, 2,7% Stickstoff und 1,6% Argon besteht. Sauerstoff ist nur zu 0,13% vorhanden. Wassersdampf gar nur zu 0,03%. Der Druck am Boden ist mit 6/1000 des irdischen Bodendrucks sehr gering.
Der Himmel über dem Mars ist nicht blau wie über der Erde, aber auch nicht schwarz, wie dies bei Himmelskörpern ohne Atmosphäre der Fall ist. Ein Astronaut auf dem Mars würde den Himmel vielmehr auf Grund des feinen Staubs in der Atmosphäre in rötlicher Farbe sehen. Die niedrige atmosphärische Dichte bewirkt, dass kein nennenswerter Wärmeaustausch durch den Wind stattfindet, was die großen Temperaturunterschieden auf dem Planeten erklärt. Die Wolken auf dem Mars bestehen aus Wasser und Kohlendioxid und sind den Federwolken auf der Erde ähnlich.
Wasservorkommen
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
Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.
Weitere Eisvorkommen
Beobachtete Veränderungen könnten Anzeichen für fließendes Wasser innerhalb der letzten Jahre sein . 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 irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies 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 ebendiesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet. Auf der Europäischen Planetologenkonferenz 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.
Flüssiges Wasser
Da der Druck der Marsatmosphäre so gering ist, kann flüssiges Wasser an der Oberfläche nicht für längere Zeiträume existieren. Außerdem ist es auf der Oberfläche meist 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 mit Perchlorat könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein. 2010 fanden Forscher der Uni Münster Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern wie dem Russell-Krater flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos, die vom Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen wurden, entdeckten sie Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten. Die Rinnen führen hangabwärts; dass sie nach unten dünner werden, werten die Forscher als Hinweis auf versickerndes flüssiges Wasser als Auslöser der Erosion.
Es werden ebenfalls große Wassermengen unter der Kryosphäre des Mars vermutet.
Marsmissionen:
Der Mars ist schon seit längerem das Ziel von verschiedenen Missionen, die mit unbemannten Sonden durchgeführt werden. Es erscheint nicht einmal mehr unmöglich, dass der Mensch in den kommenden Jahrzehnte den Roten Planeten betreten kann.
Die erste Sonde, die in die Nähe des Mars gelangte war die amerikanische Mariner 4, die im Juli 1965 22 Bilder lieferte, welche aus ca. 10.000 km Höhe angefertigt wurden. 1969 war es Mariner 6, die 75 Funkbilder zur Erde schickte, die aus einer Entfernung von 3.429 km gemacht wurden und auf denen u.a. die Polkappe des Südpols zu erkennen war. Zu dieser Zeit schickte auch die UdSSR eine Reihe von Sonden zum Mars, die zwar nicht alle erfolgreich waren, in deren Verlauf jedoch trotzdem eine Fülle von Daten gesammelt werden konnten. Besonders zu erwähnen sind: Mars 2 (1971) und die Mars-Mission 4,5 und 6 (1973/1974). Es waren jedoch die Amerikaner, die mit der Sonde Mariner 9 den höchsten Berg des gesamten Sonnensystems auf der Marsoberfläche entdeckten, den so genannten Olympus Mons, der eine Höhe von 27.000 m erreicht.
Sehr erfolgreich waren auch die Viking-Sonden 1 und 2, die im August bzw. September 1976 an mehr als 6000 km voneinander entfernten Punkten auf dem Mars landeten. Die beiden Sonden waren mit einem beweglichen Teleskoparm ausgestattet, der sich beim Sammeln von Gesteinsproben als überaus nützlich erwies, welche sofort in dem eigens mitgeführtem Labor analysiert wurden. Außer dem Labor befanden sich an Bord des Landers noch meteorologische Instrumente, eine digitale Fernsehkameras für Infrarotaufnahmen sowie ein Seismograf. Ursprünglich sollten die Sonden drei Monate lang Daten übermitteln – in Wirklichkeit waren sie aber weitaus länger aktiv; Viking 2 schickte bis 1980 Daten zur Erde, während Viking 1 erst 1982 seine Funktionen einstellte.
Am 4. Juli 1997 landete die Sonde Mars Pathfinder auf dem Roten Planeten. Im Laufe von zweieinhalb Monaten fertigte die Sonde mit Hilfe ihres Landevehikels über 16.000 Bilder sn und führte 15 chemische Analysen des Boden bzw. des Marsgesteins durch. Des Weiteren wurden die Atmosphäre, die meteorologischen Gegebenheiten und der Wind auf dem Roten Planeten erforscht. Nach Pathfinder folgte wenig später die Sonde Mars Global Surveyor, die im September 1997 die Marsumlaufbahn erreichte und mit der kartografischen Erfassung des Planeten begann. Weiterhin werden Daten über das Magnetfeld, die Gravitation und die Atmosphäre gesammelt.
2001 Mars Odyssey (oder kurz Mars Odyssey) ist eine Raumsonde der NASA, die seit dem 24. Oktober 2001 den Mars umkreist und ihn erforscht. Ihr Start erfolgte am 7. April 2001 an Bord einer Delta-II-Trägerrakete. Die ursprünglich geplante Missionsdauer hat der Orbiter trotz einiger Beschädigungen bei weitem übertroffen und wurde bereits viermal um zwei Jahre bis September 2012 verlängert. Im Falle einer weiteren Verlängerung der Mission soll der Orbiter auch als Relaisstation zur Datenübertragung zwischen dem am 6. August 2012 gelandeten Rover Curiosity und der Erde dienen. Die Hauptphase der Mission begann im Februar 2002 und sollte im August 2004 enden. Da die Sonde sich in einem sehr guten Zustand befand, wurde die Mission bisher viermal um jeweils zwei Jahre verlängert, zuletzt bis September 2012. Abhängig von den geplanten Aufgaben besitzt die Sonde genügend Treibstoff bis 2015. Das erste Mal in der Geschichte der Marsforschung wird im Rahmen der Mission eine globale Karte der chemischen Elemente auf der Oberfläche erstellt. Ein Schwerpunkt der Mission liegt dabei auf der Fahndung nach Vorkommen von Wassereis. Zudem soll die Strahlungsbelastung in niedrigen Marsorbits untersucht werden, um die Risiken zukünftiger bemannter Marsmissionen besser zu erforschen. Höhepunkt der Mission von Mars Odyssey bildete der Nachweis großer Mengen von Wassereis insbesondere in der Südpolregion des Planeten im Oktober 2002. Zuvor hatten die Forscher vermutet, dass der Marssüdpol fast nur aus sogenanntem Trockeneis (gefrorenem Kohlenstoffdioxid) besteht. Nun steht allerdings fest, dass dort darüber hinaus auch Wassereisvorkommen lagern, welche zum Teil unter den Trockeneis-Schichten verborgen liegen. Diese Funde konnten mit einer anderen Methode durch den Einsatz der europäischen Sonde Mars Express im Februar 2004 bestätigt werden
Mars Express (abgekürzt MEX) ist eine Mars-Sonde der ESA. Sie erreichte den Planeten am 25. Dezember 2003. Hauptaufgabe der Mission ist die vollständige Kartografierung des Mars, die Erforschung seiner Atmosphäre, seiner Oberfläche sowie des Materials, das sich in bis zu zwei Metern Tiefe befindet. Zusätzlich hatte die Sonde das Landegerät Beagle 2 an Bord. Die Primärmission des Orbiters war beginnend mit Juni 2004 auf ein Marsjahr (etwa 23 Erdmonate) ausgelegt. Sie wurde zwischenzeitlich bereits mehrfach verlängert, zuletzt bis 2012 mit einer Option auf 2014. Nach der Ankunft am Mars und der Kalibrierung der Geräte begann die Stereokamera HRSC, die Oberfläche zu kartografieren. Dabei konnte bereits eine Fläche aufgezeichnet werden, die größer ist als Nordamerika. Die Gesamtfläche des Mars entspricht etwa der gesamten Landfläche der Erde.
Durch das Instrument OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer) konnten große Mengen Wassereis auf den südlichen Polkappen des Mars nachgewiesen werden. Ähnliche Daten lieferte in geringerer Qualität bereits 2001 die amerikanische Sonde Mars Odyssey, jedoch stellt deren europäische Bestätigung auch einen Beweis für die Zuverlässigkeit der ersten Marsmission der ESA dar.
Ende März 2004 teilte die ESA mit, Mars Express habe mit Hilfe seines Spektrometers Spuren von Methan in der Marsatmosphäre gefunden. Obwohl die Vorkommen sehr gering sind, stellt sich die Frage, wie diese Verbindung in die Marsluft gelangen konnte. Methan entsteht sowohl bei vulkanischen Prozessen als auch bei Verwesungsprozessen von organischen Materialien. Insofern könnte diese Entdeckung auch ein geringes Indiz für eventuell existierendes oder vor langer Zeit existierendes Leben auf dem Mars sein, was aber zum aktuellen Zeitpunkt noch Spekulation ist.
Ende November 2005 lieferten Daten von OMEGA Belege dafür, dass in der Frühzeit des Mars große Mengen flüssigen Wassers auf der Oberfläche vorhanden waren. Gleichzeitig lieferte MARSIS Erkenntnisse dafür, dass unter der Oberfläche eines Marskraters möglicherweise Wassereis begraben ist. Nahe dem Nordpol wurde wahrscheinlich ein etwa 1 km dicker Eispanzer unter der Oberfläche gefunden.
Im November 2008 wurden von der vom DLR betriebenen hochauflösenden Stereokamera HRSC Aufnahmen im Gebiet des Eumenides Dorsum (griech. Rücken der Furien) westlich der Tharsis-Region gemacht, die zahlreiche ausgeprägte Yardang-Strukturen zeigen, die durch Winderosion entstanden sind. Diese geben Aufschluss über die Dynamik des Windes auf der Marsoberfläche; die Dichte der Marsatmosphäre beträgt nur etwa 0,75 Prozent der Dichte der Atmosphäre auf der Erde in Meereshöhe. Ähnliche Strukturen wurden durch Mars Express bereits mehrfach nachgewiesen, beispielsweise im Bereich des Olympus Mons und, neben Tafelbergen, in Aeolis Mensae.
Quelle der Bilder und Textteile: Wikipedia
© Matthias Voß