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Geologischer Spaziergang auf dem Mars
Mars, ein kalter und trockener Planet.Die erdähnlichen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars entstanden vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren aus im Weltraum schwebenden Mineralien und Partikeln. Anschliessend entwickelten sich diese 4 Planeten jedoch auf unterschiedliche Weise.
Die Rekonstruktion der Entstehung des Planeten Mars zeigt, dass irgendwann in seiner Vergangenheit Flüsse, große Seen und vielleicht sogar ein Ozean auf seiner Oberfläche vorhanden waren.
Heute erscheint der Mars als ausgetrockneter Planet und hat einen bedeutenden Teil seiner Atmosphäre verloren. Der größte Teil des vorhandenen Wassers ist unterirdisch als Eis eingeschlossen, und keine Beobachtungen haben das Vorhandensein von flüssigem Wasser auf der Oberfläche bestätigt.
Mit dieser neuen Mission wollen wir diese Umwälzung untersuchen und versuchen, diese zu rekonstruieren !
Mars ist der vierte Planet, der die Sonne nach Merkur, Venus und Erde umkreist. Er liegt in einer Entfernung von 206,6 bis 249,2 Millionen Kilometern. Er ist damit 1,5 mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.
Er ist auch 2 mal kleiner und seine Masse ist 10 mal geringer als jene der Erde.
Die Schwerkraft auf seiner Oberfläche ist dreimal geringer als auf der Erdoberfläche, und derzeit hat der Mars kein globales Magnetfeld.
Seine Atmosphäre ist 150 mal weniger dicht als die Erdatmosphäre und erzeugt daher nur einen sehr geringen Treibhauseffekt. Diese geringe Speicherung der Sonnenstrahlung erklärt, warum die Durchschnittstemperatur auf dem Mars etwa -55°C beträgt, wobei die niedrigste Temperatur bei -143°C und die höchste bei +20°C gemessen wird.
Aus dem Weltraum betrachtet, zeigen Mars und Erde einen weiteren großen Unterschied, nämlich ihre Farben.
Vom All aus betrachtet ist die Erde ein überwiegend blauer Planet, der zu 70% von Ozeanen und zu 30% von grünen, braun marmorierten Kontinenten bedeckt ist.
Der Mars hingegen ist ein Wüstenplanet mit einer von Kratern geprägten Oberfläche, welche so weit das Auge reicht von roten und ockerfarbenen Felsen bedeckt ist.
Um eine Zusammenfassung der Eigenschaften des Planeten Mars zu sehen, schaue Dir die folgenden Fotos an.
Heute erscheint die Marsoberfläche wie eine rote Wüste.Im November 1971 kartierte Mariner 9, der erste Satellit im Orbit um den Mars, die gesamte Oberfläche des Mars mit einer sehr hohen Definition.
Diese Beobachtungen zeigten, dass die Marsoberfläche eine große Vielfalt von geologischen Merkmalen aufweist, wie: Meteoritenkrater, riesige Vulkane, tiefe Schluchten, riesige Stromtäler, Dünenfelder, Zonen mit Verwerfungen, polare Eiskappen sowie eine große morphologische und topographische Asymmetrie zwischen der nördlichen und der südlichen Hemisphäre des Planeten.
Tatsächlich ist die Marsoberfläche durch eine Geologie gekennzeichnet, die von Halbkugel zu Halbkugel sehr unterschiedlich ist. Während der Norden aus weiten Ebenen mit wenigen Kratern besteht, ist die südliche Hemisphäre durch mit Kratern besetzetn Hochebenen gekennzeichnet. Zwischen diesen beiden Gebieten gibt es zwei gut differenzierbare Vulkanregionen.
All diese Beobachtungen zeigen, dass der Mars ein Planet mit einer geologisch aktiven Vergangenheit, einem globalen Magnetfeld, einer dichten Atmosphäre und großen Reserven an flüssigem Wasser ist.
In diesem Video kannst Du die Oberfläche des Mars erkunden.
Ein fiktiver Flug über den Mars. Die von HiRISE mit der Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) aufgenommenen Bilder wurden eingefärbt und zu einem Panoramabild zusammengefügt.(© Jan Fröjdman
Auf der Erde löst die Plattentektonik geologische Prozesse aus, welche für die Bildung der Gebirgsketten, Vulkanaktivität und Erdbeben verantwortlich sind.
Wie können wir erklären, dass diese Dynamik auf dem Mars nicht mehr vorhanden ist?
Die Unfähigkeit des Mars, die geologische Aktivität aufrechtzuerhalten, wurde dem Fehlen einer Plattentektonik zugeschrieben, die entweder frühzeitig gestoppt oder gar nicht erst begonnen hat.
Die Gründe, welche diesen Mangel erklären, sind bis heute noch nicht entdeckt worden. Eine Erklärung ist vielleicht das geringe Volumen des Planeten Mars, dessen Abkühlung schnneller geschah als jene der Erde und somit vielleicht die Plattentektonik verhindert hat.
Überblick über die Atlantis-Chaos-Region, 2000 Fotos wurden für diese 3D-Animation verwendet(© ESA).
Benutze die untenstehende Karte, um die wichtigsten geologischen Merkmale auf der Marsoberfläche zu entdecken! Klicke auf die Schaltfläche “Karten wechseln”, um entweder die Satelliten- oder die topografische Ansicht auszuwählen.
Dieses Relief wird von Schiaparelli im 19. Jahrhundert identifiziert und 1970 erst durch die Fotos von Mariner 9 als Vulkan erkannt.
Der Vulkan soll vor 3,8 Milliarden Jahren entstanden sein.
Die ersten Bilder von Amazonis planitia wurden 1965 von Mariner 4 aufgenommen. Auf dieser Ebene lassen sich viele interessante geologische Strukturen beobachten.
Zum Beispiel: Lineare Grate um Krater und Medusae Fossae, die durch Winderosion entstanden sind.
Dieser Krater und der Isidis-Krater befinden sich gegenüber der Vulkanregion Tharsis auf der Erde.
Innerhalb des Beckens lassen sich interessante geologische Strukturen beobachten: eine Mischung aus fluvialen, lakustrinen, glazialen, wind- und vulkanischen Ablagerungen. Im Becken treten häufig Staubstürme auf.
Das Argyre-Becken ist das am besten erhaltene der Einschlagskrater. Es ist von kreisförmigen Gebirgszügen umgeben, die sich während der Bodenbewegung beim Aufprall gebildet haben.
Dieses Becken zeigt in der Vergangenheit mehrere Anzeichen von flüssigem Wasser wie Schluchten und Schwemmland.
Isidis war der Landeplatz der Beagle-2-Sonde der ESA (European Space Agency).
Auf dem Boden des Beckens reflektiert eine Staubschicht das Licht und ermöglicht es, dass dieser Krater durch ein Teleskop von der Erde aus sichtbar ist.
Der Ursprung dieses Labyrinths von Gräben ist ähnlich wie in den Valles Marineris. Die Bildung der Tharsis-Wölbung verformte die Kruste und führte zur Bildung großer Querfehler.
Erosion durch Wasser, Wind, Erdrutsche, hat diese Fehler verschärft.
Dieser Vulkan wurde 1971 von Mariner 9 entdeckt. Aufgrund eines großen Staubsturms, der den Planeten bedeckte, waren die Oberflächendetails nicht zu beobachten.
Sie stammt aus der Zeit vor 3,6 Milliarden Jahren, ihre Tätigkeit hätte sich bis vor 50 Millionen Jahren fortgesetzt.
Diese Cadeira ist die breiteste der Welt mit einer Breite von 110 km und einer Höhe von 11 km. Es bildete sich nach dem letzten explosiven Ausbruch, der die Magmakammer leerte und das Dach zum Einsturz brachte.
Pavonis Mons hat eine runde Caldera von 100 km Durchmesser.
Es wurde vor 3,5 Milliarden Jahren gegründet.
Der Vulkan Elysium Mons liegt nordöstlich der Elysium Planitia. Seine Breite ist schwer zu schätzen.
Seine sehr flüssige Lava hat sich über weite Strecken ausgebreitet. Dann bildeten weniger überschwengliche und explosivere Eruptionen die kegelförmigen Gipfel, die für die in der Region beobachteten Stratovulkane typisch sind.
Die komplexe Struktur des Vulkans zeigt eine 3-stufige Bildung. In der Endphase entsteht das Calderas-System. Die produzierte Masse hätte die Verbreiterung der Graben von Alba und Tantalus begünstigt.
Elysium Planitia liegt an der Grenze der Nord-Süd-Dichotomie des Planeten Mars.
Er enthält 4 Vulkane, die weniger überschwenglich sind als die des Tharsis und eine konische Form haben, die typisch für Stratovulkane ist.
Die Tharsis-Wölbung bildete sich vor etwa 3,7 Milliarden Jahren. Tektonische Aktivität verformte die Kruste und den Mantel und bildete Graben.
Die Schluchten von Valles Marineris stammen aus der antiken tektonischen Aktivität des Planeten. Die durch die Krustenverformung während der Bildung des Tharsis-Aufstiegs verursachten Spannungen verursachten divergente Brüche.
Dann können sie durch den Durchgang von flüssigem Wasser oder durch die Erosion und den Zusammenbruch der Wände des Grabens vergrößert worden sein.
Wie du auf der topographischen Karte sehen kannst, sind Nord und Südhalbkugel des Mars in Morphologie, chemischer Zusammensetzung und Relief sehr unterschiedlich. Diese Unterschiede spiegeln die Asymmetrie wider, die zwischen den beiden Hemisphären des Mars besteht.
Planetenwissenschaftler nennen diese Eigenschaft die Große Mars-Dichotomie.
Topographische Karte des Mars, welche die Dichotomie zwischen der nördlichen und der südlichen Hemisphäre zeigt.(© NASA)
Überblick über die nördliche Hemisphäre des MarsDie Nordhalbkugel des Mars besteht aus einer weiten Ebene mit relativ wenigen Meteoritenkratern. Dieses Gebiet umfasst fast 1⁄3 der Marsoberfläche!
Diese große Ebene wird Vastitas Borealis gennant und umfasst die Weiten von Arkadia, Amazonis, Acidalia und Utopia.
In dieser Region ist die Marskruste fast gleichmäßig und hat eine Dicke von etwa 35 km. Die ältesten Oberflächen sind 3,2 Milliarden Jahre alt, während die jüngsten Vulkanausbrüche erst vor wenigen Millionen Jahren stattgefunden haben sollen.
Auf der Google-Seite https://www.google.com/mars/, findest Du eine detaillierte Karte des Mars.
In dieser Region ist die Marskruste beinahe gleichmässig und etwa 35 km dick. Die ältesten Oberflächen sind 3,2 Milliarden Jahre alt, während die jüngsten Vulkanausbrüche nur wenige Millionen Jahre alt sind.
Die chemische Zusammensetzung dieser Oberflächen entspricht Andesiten, vulkanischen Gesteinen im Mantel, die bei Vulkanausbrüchen an die Oberfläche gelangen.
Am Nordpol liegt eine riesige Ebene namens Vastitas Borealis (© NASA).
Dieses beinahe Relief freie Gebiet könnte ein Beweis für die Existenz von Sedimentprozessen in der Vergangenheit des Mars sein. Viele Geologen glauben, dass ein alter Ozean, *Oceanus Borealis*einst einen Großteil dieser nördlichen Hemisphäre bedeckte.
Das untenstehende Video ist eine künstlerische Interpretation der Umwandlung von einem feuchten in einen trockenen Planeten Mars (© NASA/MAVEN/Lunar and Planetary Institute).
Künstlerische Interpretation der Umwandlung des Mars: Von nass zu trocken (© NASA/MAVEN/Lunar and Planetary Institute)
Kontaktzone zwischen dem Norden und dem SüdenDie beiden Hemisphären des Mars sind bemerkenswert unterschiedlich und die Grenze zwischen ihnen ist reich an geologischen Phänomenen.
Entlang dieser Grenze gibt es einen riesigen, mehrere Kilometer hohen Steilhang. Diese markante geologische Grenze nimmt je nach Lage unterschiedliche Formen an: eine steile Klippe, Hochebenen mit asymmetrischen Hängen, genannt Cuesta, hügeliges Gelände oder Landschaften mit großen flachen Hügeln und steilen Hängen, genannt Mesa.
Beobachte diese Mesa auf folgendem Foto.
Mesa Relief auf der Mars-Dichotomie(© NASA).
Solche Formen entlang der gesamten Kontaktzone zwischen der nördlichen und der südlichen Hemisphäre, deuten darauf hin, dass ein katastrophales Ereignis auf dem Mars stattgefunden hat.
Kontaktzone der Mars-Dichotomie (© NASA).
Überblick über die südliche HemisphäreDie Südhalbkugel besteht aus sehr alten Flächen, die auf die Entstehung des Planeten zurückgehen, also zwischen 4,6 und 3,5 Milliarden Jahren.
Es handelt sich um Hochebenen, die von unzähligen Einschlagskratern bedeckt sind, die während des Meteoriten Bombardement vor 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren entstanden sind. Sie machen etwa 60% der Marsoberfläche aus.
Dieser Teil des Mars ist sehr reich an Basalten, vulkanischen Gesteinen, die aus dem Mantel des Planeten kommen.
Auf der Google Seite https://www.google.com/mars/, findest Du eine detaillierte Karte des Mars.
Hier siehst Du ein Beispiel eines Meteoriteneinschlagskraters auf dem Mars. Der größte Krater auf dem Foto, Schiaparelli, befindet sich am Äquator.
Der Krater Schiaparelli, Meteoriteneinschlag (© NASA).
In der südlichen Hemisphäre befindet sich das längste Grabenbruchsystem des Sonnensystems, Valles Marineris !
Valles Marineris, das längste Grabenbruchsystem des Sonnensystems, kartiert von der Sonde 2001 Mars Odyssey.(© NASA/JPL)
Valles Marineris, kartiert von der Sonde 2001 Mars Odyssey (© NASA/JPL).
Die südliche Hemisphäre verfügt auch über Becken, die durch den Einschlag großer Meteoriten mit einem Durchmesser von mehr als 100 km auf den Marsboden entstanden. Zum Beispiel das Argyre-Becken mit einem Durchmesser von 600 km oder das riesige Einschlagsbecken von Hellas, dessen Boden, auf -9 km vom durchschnittlichen Niveau des Planeten, es zum niedrigsten Punkt auf dem Mars macht.
Die beiden vulkanischen Regionen des MarsZwischen der nördlichen und der südlichen Hemisphäre gibt es zwei gut differenzierte Vulkanregionen: Die Tharsis-Region und die Elysium Planitia.
Im Herzen des Mars (© CNES,Team SEIS)
Erkunden wir zunächst die Region von Tharsis: Tharsis Montes (auf der Karte)
Der Tharsis-Rücken ist das imposanteste vulkanische System des Mars. Es handelt sich um eine gewaltige vulkanische Erhebung von etwa 5.500 km Durchmesser, die sich 4 bis 8 km über die Marsoberfläche erhebt.
Karte von Olympus Mons und Tharsis Montes auf dem Mars (© NASA)
In dieser Region befinden sich mehrere der größten Marsvulkane, darunter auch solche mit einer Caldera. Eine Caldera ist ein riesiger Vulkankrater, der mehrere Kilometer im Durchmesser messen kann. Seine Form ist entweder kreisförmig oder elliptisch. Der Name kommt von dem portugiesischen Wort für “Kessel”.
Entstehung von Calderas: Diese geologischen Strukturen entstehen im zentralen Teils eines Vulkans, meist durch den Einsturz einer unterirdischen Magmakammer, die sich zuvor bei einem Ausbruch geleert hat.
Tharsis Montes (© NASA)
Die wichtigsten Vulkane in der Tharsis-Region sind:
Alba Mons, mit einer Breite von 1’600 km und einer Höhe von 6.60 km.
Arsia Mons, ein Schildvulkan mit einem Durchmesser von 435 km und einer Höhe von 9 km, mit einer riesigen Caldera von 110 km Durchmesser auf 16 km Höhe.
Biblis Tholus, 170 km lang, 100 km breit und 3 km hoch, mit einer Caldera von 53 km Durchmesser und 4,50 km Tiefe.
Der Olympus Mons, ist der größte inventarisierte Vulkan im Sonnensystem. Es liegt am westlichen Rand der Tharsis-Region. Er hat einen Durchmesser von 600 km und eine Höhe von 21 km. Seine Caldera hat einen Durchmesser von etwa 90 km. Die jüngsten Lavaströme sind nur wenige Millionen Jahre alt. Wir sehen Spuren von gigantischen Strömen. Ihre Durchflussmenge muss eine Million Kubikmeter pro Sekunde überschritten haben. Der Olympus Mons bildete sich vor 2,5 Milliarden Jahren und wäre etwa 2 Milliarden Jahre lang aktiv geblieben.
3D-Rekonstruktion des Vulkans Olympus Mons aus Daten des Mars Global Surveyors (© NASA)
Erkunden wir nun die Region von Elysium Planitia
Ähnlich wie die Tharsis-Region, aber am Äquator gelegen, gibt es auch in der Region von Elysium Planitia riesige Vulkane.
Die Vulkane der Elysium Planitia (© ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Dies sind die riesigen Vulkane der Elysium Planitia:
Apollinaris Mons und Albor Tholus sind Schildvulkane, die eine Fläche von 296 km Durchmesser bedecken und mehrere Calderas umfassen. Die erste Caldera hat einen Durchmesser von 80 km bei einer Tiefe von 5 km. Die zweite Caldera hat einen Durchmesser von 160 km und eine Tiefe von 4 km und die letzte Caldera hat einen Durchmesser von 30 km bei einer Tiefe von 3 km.
Auf der Google-Seite https://www.google.com/mars/, findest Du eine detaillierte Karte des Mars.
Elysium Mons, erhebt sich 13 km über die Umgebung, ist etwa 240 km breit und hat einen kreisförmigen Krater mit einem Durchmesser von 14 km.
Hekates Tholus hat einen Krater mit einem Durchmesser von 10 km und einer Höhe von 5 km.
Warum gibt es riesige Vulkane auf der Marsoberfläche?Da die Schwerkraft auf dem Mars dreimal schwächer ist als auf der Erde, erheben sich die Berge viel höher. Der Hauptgrund für die riesigen Vulkane ist jedoch wahrscheinlich das Fehlen der Plattentektonik auf dem Mars.
Vulkanismus auf dem Mars ist das Ergebnis einer Magmawelle, die in die Kruste eindrang und Basaltlavaströme von sehr niedriger Viskosität verursachte. Im Laufe der Zeit stapelten sie sich in übereinander liegenden Schichten. Die geringe Schwerkraft ermöglichte eine kontinuierliche Stapelung.
Die so entstandenen Vulkane sind sehr breit und relativ flach mit Flanken, die in einem Winkel von weniger als 5 Grad geneigt sind. Die riesige Magmakammer, die Olympus Mons speiste, hatte einen Durchmesser von etwa 80 km und war vielleicht 10 bis 15 km tief im Marsmantel.
Vergleich der Entstehung von Vulkanen auf dem Mars und der Erde (© Arteclick).
Im Vergleich dazu sind Vulkane auf der Erde oft das Ergebnis eines Hotspots im Mantel. Diese Hotspots bleiben an Ort und Stelle, während sich die tektonische Platte über ihnen bewegt. Infolgedessen haben die Lavaströme, welche die Vulkane bilden, keine Zeit sich in aufeinanderfolgenden Schichten aufzutürmen. Vulkane sind aktiv, wenn sie sich über der Magmakammer befinden, und sie erlöschen, sobald die Plattentektonik sie soweit von der Magmakammer entfernt hat, dass sie nicht mehr ausgerichtet sind.
Ein Beispiel ist die Kette der hawaiianischen Vulkaninseln. Diese Inseln entstehen durch die langsame, kontinuierliche nordwestliche Bewegung der Pazifischen Platte über einen festen Hotspot.
Warum entstanden auf dem Mars solche riesigen Vulkane ? (© NASA-JPL)
Die chemische Zusammensetzung der Marsoberfläche.Der Mars erscheint uns rot, weil Eisenoxid an seiner Oberfläche vorherrscht.
Der Marsboden hat magnetische Eigenschaften aufgrund des Vorhandenseins von 7% Magnetit, was ihm wenn er trocken ist, die gleichen Eigenschaften wie nasser Sand verleiht. Magnetit entsteht durch die Oxidation eines aus Basalt gewonnenen Materials.
Ist der Mars wirklich rot? (© NASA/JPL)
Obwohl es noch viel über Marsgesteine zu lernen gibt, haben Proben von Marsmeteoriten, welche auf die Erde gefallen sind, und Daten von Rovern, die auf der Marsoberfläche gelandet sind, eine Vielzahl von Analysen ermöglicht.
Unten ist eine Animation des Rovers Opportunity, die Ihnen diesen Prozess zeigt.
Um Proben für die Analyse zu erhalten, entfernen die Rover zunächst die erste Schicht des möglicherweise veränderten Gesteins und führen dann Messungen mit ihren Sensoren durch. (© NASA)
Unter den Rovern, die uns Informationen über den Marsboden lieferten, hält Opportunity den Langlebigkeitsrekord.
Geplant für eine dreimonatige Mission, hielt der hartnäckige Rover der rauen Umgebung des Mars 14 Jahre lang stand!
Aufgrund eines Staubsturms im Juni 2018 fiel das Sonnenlicht aus und die Mission wurde am 13. Februar 2019 offiziell beendet.
Im folgenden Video erfährst Du, was Opportunity uns beigebracht hat.
Opportunity auf dem Mars: eine außergewöhnliche Reise (© Le Monde)
Heute ist Curiosity, abgesehen von der kürzlich eingetroffenen InSight-Sonde, der einzige aktive Rover auf dem Mars. Nach der erfolgreichen Besteigung von Aeolis Mons geht er langsam weiter in Richtung Midland Valley. Ziel dieser Reise ist, Gesteinsproben zu entnehmen und diese zu analysieren
Tatsächlich hatte Curiosity Anfang Dezember 2016, seit der Landung im August 2012 auf dem Boden des Gale-Krater, nahe dem Fuß des Mount Sharp, 15 Kilometer zurückgelegt. Er hat bereits 165 Höhenmeter überwunden.
Was hat er also gefunden?
Die untenstehende Grafik veranschaulicht seine zurückgelegte Distanz und die Höhe, in der er Gesteinspulverproben entnommen und mit seinem Instrument (CheMin) analysiert hat. Es gibt 10 solcher Beispiele, die in der Abbildung unten durch 10 Tortendiagramme dargestellt sind.
Jedes dieser Diagramme repräsentiert durch Farben die verschiedenen mineralogischen Bestandteile der 10 analysierten Tonproben. Die mineralogischen Variationen dieser Tonproben sind auf Unterschiede in ihrer Entstehung zurückzuführen, z.B.: wie diese Tonerde durch das Wasser, das in die Seen eindrang, abgelagert wurde, wie die Prozesse der Sedimentation und der Gesteinsbildung abliefen und wie diese Gesteine dann modifiziert wurden.
Es ist wichtig, daran zu denken, dass diese Tonerde das Vorhandensein von Wasser auf dem Mars aufzeigt.
Auf diesen Bildern siehst Du den Weg, den Curiosity auf dem Aeolis Mons zurückgelegt hat. Entlang dieser Route kann man Veränderungen in der Mineralogie und der Bodenzusammensetzung beobachten. (© NASA/JPL-Caltech/Univ. von Arizona)Auf diesen Bildern siehst Du, wie sich die Zusammensetzung des Bodens an den Seiten der Aeolis Mons verändert. (© NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona)
Aus diesen Analysen geht hervor, dass die Marskruste hauptsächlich aus andesitischem Vulkangestein und umgewandeltem Basalt besteht.
Basalte und Andesiten sind die beiden häufigsten terrestrischen Gesteine, was beweist, dass diese beiden Planeten einen Vulkanismus der gleichen Art erlebt haben.
Durchschnittliche chemische Zusammensetzung der Gesteine auf der Marsoberfläche in der nördlichen und südlichen Hemisphäre (© Arteclick).
Der einst sehr aktive Vulkanismus auf dem Mars spielte eine grundlegende Rolle bei der Bildung der Kruste. Die Basalte, die den größten Teil der Kruste ausmachen, sind reich an Eisen. Dies hat die Bildung von Mineralien wie Hämatit und Magnetit begünstigt.
Hämatit besteht aus Eisen und Sauerstoff und verleiht dem Mars seinen charakteristischen Rotton.
Grauer Hämatit ist ein guter Indikator für das Vorhandensein von Wasser, da er im Allgemeinen in einem wässrigen Medium gebildet wird und sich in Schichten auf dem Grund von Seen ansammelt.
Dieses Mineral kann aber auch durch vulkanische Aktivität, ohne Wasser, gebildet werden. Die zum Mars gesendeten Rover haben hohe Konzentrationen dieses Minerals in der Nähe des Äquators des Planeten entdeckt.
Die gefundenen Hämatinkörner sind abgerundet und werden durch die Wirkung von flüssigem Wasser zusammengeklebt. Dies ist somit der erste mineralische Beweis für das Vorhandensein von Wasser in der Vergangenheit des Mars.
Auf der Erde wird Hämatit oft von Ton und Karbonat begleitet. Das Vorhandensein von Sulfat ist auch in einigen im Wasser gebildeten terrestrischen Sedimenten üblich.
Ebenso finden sich Ton (hauptsächlich Phyllosilikate) und Sulfate auf der Marsoberfläche.
Durch die Ergänzung dieser Daten mit denen, die der Spirit-Rover 2010 gesammelt hat, ist es nun möglich, das Vorhandensein von Magnesium und Eisenkarbonat auf der Marsoberfläche zu beweisen!
Da sich diese Karbonate in Gegenwart von Säuren auflösen, scheint es, dass es auf dem Mars ein lebensfreundliches, säurearmes wässriges Umfeld gegeben haben muss!
Topographie, Schwerkraft und KrustendickeDie Untersuchung des Gravitationsfeldes eines Planeten schränkt die Möglichkeiten der Zusammensetzung seiner inneren Struktur ein. Forscher der NASA haben Satelliten in die Umlaufbahn des Mars gebracht, die sein Gravitationsfeld quantifizieren. Durch die Kombination dieser Daten mit der Laseraltimetrie, die eine präzise Topographie liefert, ist es nun möglich, die Dicke der Marskruste abzuschätzen.
Von links nach rechts, Karten der Topographie, der Schwerkraft und der Dicke der Marskruste. (© NASA/GSFC/Scientific Visualization Studio)
Was können wir aus diesen Studien lernen?
Schätzungen über die Art und Dicke der Marskruste geben Aufschluss über ihre Topographie und Mineralogie. Sie zeigen, dass es wieder einen bedeutenden Kontrast zwischen der Nord- und Südhalbkugel gibt.
Im Norden sind die Felsen andesitisch, die Höhe ist niedrig und die Kruste dünn. All diese Beweise deuten auf einen Meeresboden hin. Überraschend! denn auf der Erde bilden die Andesiten die Kontinente!
Im Süden ist das Relief hoch und die Dicke der Kruste signifikant, was die Existenz eines Kontinents zeigt. Die Felsen, die diese Kruste bilden, sind Basalte. Ebenso überraschendes Ergebnis! wie das vorherige, denn auf der Erde bilden Basalte den Grund der Ozeane!
Die “Kontinente” des Mars bestehen im Wesentlichen aus Basalten, während die “Ozeane” des Mars aus Andesiten bestehen.
Das ist genau das Gegenteil von dem, was auf der Erdoberfläche beobachtet wird!
Um diese Beobachtungen zu verstehen, müssen wir die Entstehungsprozesse zwischen Erde und Mars vergleichen. Dies ist das Ziel des auf der Marsoberfläche installierten SEIS-Seismometers.
Die Installation des SEIS-Seismometers durch die InSight-Mission auf der Marsoberfläche liefert seismische Messungen, die den Wissenschaftlern helfen können, die Beschaffenheit der Kruste, des Mantels und des Kerns zu bestimmen. Ist dieser flüssig? Ist er hart? Oder befindet er sich im Kristallisierungsprozess?.
Was ist der Ursprung der Mars-Dichotomie?Wissenschaftler haben verschiedene Hypothesen vorgeschlagen, um den Ursprung all dieser Unterschiede zwischen der nördlichen und südlichen Hemisphäre des Mars zu erklären.
Bislang sind sie sich einig, dass nur eine große Katastrophe die Höhe und das Relief der Hälfte des Planeten hätte verändern können.
Die Mars-Dichotomie(© Arteclick).
Es wurden zwei Hypothesen aufgestellt, um den Ursprung dieser Asymmetrie zu verstehen.
Die erste Hypothese beinhaltet eine große Kollision mit einem Proto-Planeten mit einem Durchmesser von etwa 1000 km. Als dieser Proto-Planet auf die nördliche Hemisphäre des Mars abstürzte, verdampfte meilenweit die Erdkruste ins All. Die intensive Hitze des Schocks verflüssigte einen Teil der Kruste und die Verwerfungen öffneten sich. Geschmolzenes Magma stieg in großen Mengen auf, breitete sich an die Oberfläche aus und löschte Spuren älterer Einschläge. Letztendlich hat der Einschlag die gesamte Region neu geformt, die Kruste ausgedünnt und die durchschnittliche Höhe der nördlichen Hemisphäre im Handumdrehen um mehrere Kilometer gesenkt.
Die zweite Hypothese basiert auf einem internen Phänomen, das spezifisch für den Mars ist. Wenn der Marsmantel zur Zeit der Dichotomie heterogen war, könnten lokale Konvektionsbewegungen oder eine riesige Wolke geschmolzener Materie eine Krustenvertiefung auf der Nordhalbkugel verursacht und riesige Lavafluten freigesetzt haben, die zur Auslöschung der alten Marsoberfläche geführt hätten.
Die Landezone von InSight, am Rande dieser Dichotomie, ermöglicht dem Seismometer und seiner Hitzesonde, Daten zu sammeln, die das Geheimnis der Mars-Dichotomie aufdecken.
Quiz!
Teste dein Wissen!
Entstehung von Mars und Erde
Die Entstehungsgeschichte von Mars und Erde im Vergleich, basierend auf dem aktuellen Wissensstand.In diesem Schritt werden wir die Evolutionsgeschichte von Mars und Erde vergleichen. Diese Gesteinsplaneten sind beide aus vulkanischem Material. Jeder von ihnen erlebte schon früh eine große Katastrophe, aber ihre spätere Entwicklung war sehr unterschiedlich. Was ist der Grund für diese Diskrepanz? Ist es die geringe Größe des Mars? Oder vielleicht ein Wassermangel zu Beginn seiner Entwicklung?
Um zu versuchen, diese Frage zu beantworten, betrachten wir zunächst die wichtigsten Entwicklungsstadien der Erde vom Beginn ihrer Entstehung vor 4,55 Milliarden Jahren bis vor -1,6 Milliarden Jahren, als sich auf ihrer Oberfläche ein Superkontinent namens “Kolumbien” bildete.
Dann lasst uns versuchen, herauszufinden, was mit dem Planeten Mars passiert ist. Wie weit können wir in die Vergangenheit des Mars reisen?
Entdecke die Unterschiede in der Entwicklung von Mars und Erde nach dem heutigen Wissensstand.
Geologische Karte des MarsDie Geologie des Mars offenbart die Geschichte der Entstehung der Marskruste.
Die unterschiedlich gefärbten Teile stellen Krustenbereiche dar, die zu unterschiedlichen Zeiten und aus unterschiedlichen Prozessen entstanden sind.
So stellt beispielsweise die ausgedehnte Grünfläche in der Nähe des Nordpols Tieflandgebiete dar, die während der Hesperianischen Epoche des Roten Planeten vor etwa 3,7 Milliarden Jahren entstanden sind.
Wissenschaftler denken, dass diese nördlichen Ebenen mit Sedimenten aus einstmals maritimen Flüssen und Seen bedeckt sind.
Geologische Karte des Mars, welche die Entstehungsgeschichte der Erdkruste aufzeigt (© Kenneth Tanaka et al., 2014, USGS).
Wenn Du durch die untenstehenden Bilder scrollst, findest Du zusätzliche Informationen, um die geologische Geschichte des Mars zu verstehen.
Phobos und Deimos, die 2 Monde des Mars.
Phobos und Deimos (© Arteclic)
Phobos und Deimos sind die beiden natürlichen Satelliten oder Monde des Mars. Heutzutage befinden sie sich in einer synchronen Umlaufbahn um den Mars, d.h. sie brauchen die gleiche Zeit bis zur Umlaufbahn des Mars, um sich um ihre eigene Achse zu drehen. Daher ist es, genau wie beim Erdmond, immer die gleiche Fläche der jeweiligen Marsmonde, die von der Oberfläche des Planeten aus sichtbar ist.
Es gibt jedoch einen signifikanten Unterschied zwischen diesen beiden Monden. Phobos, der nächst liegende Mond, nähert sich dem Mars langsam mit einer Geschwindigkeit von 1,8 Metern pro Jahrhundert, während sich Deimos langsam von ihm entfernt.
Erkunde nun unten die 2 Satelliten oder Monde des Mars.
Darstellung von Phobos und Deimos (© Arteclic)
Vergleich der 2 Satelliten des Mars (© Arteclic)
Der Ursprung des Erdmondes wird durch eine Kollisionstheorie erklärt. Ein Planet namens Theia, ähnlich groß wie der Mars, traf die Erde, verursachte eine gigantische Katastrophe und führte zur Entstehung des Mondes.
Es scheint, dass die Monde von Mars, Phobos und Deimos, einen ähnlichen Anfang gehabt hätten. Es wird angenommen, dass sie etwa 800 Millionen Jahre nach Beginn der Entstehung des Mars entstanden sind, als Folge einer Kollision mit mit einem 3-mal kleineren Planeten als der Mars.
Die Trümmer aus dieser Kollision hätten eine riesige Scheibe um den Mars herum erzeugt, bestehend aus einem dichten inneren Teil aus geschmolzenem Material, und einem sehr feinen meist gasförmigen äußeren Teil.
Im inneren Teil dieser Scheibe wäre ein Mond entstanden, der 1000 mal massiver als Phobos war. Dieser existiert heute nicht mehr. Gravitationsstörungen, die durch dieses massive Objekt in der äußeren Scheibe erzeugt wurden, hätten die Ansammlung von Schutt begonnen, um andere kleinere Monde weiter entfernt zu bilden.
Nach einigen tausend Jahren wäre der Planet Mars von 10 Kleinsatelliten und einem riesigen Mond umgeben gewesen. Einige Millionen Jahre später, nachdem sich die Trümmerscheibe aufgelöst hatte, hätten die Gezeiteneffekte des Mars die meisten dieser Satelliten, einschließlich des sehr großen Mondes, auf den Planeten zurückgebracht. Nur die beiden entferntesten kleinen Monde, Phobos und Deimos, bleiben übrig.
Die Entstehung der Monde des Mars durch Kollisionen (© LabEx UnivEarthS)
Hier ist die Animation eines Teils der Umlaufbahn von Phobos um den Mars (vom Hubble-Teleskop aufgenommene Bilder © NASA).
Phobos rund um den Mars, Hubble-Teleskop (© NASA)
Blick von den Monden des Mars (© Dreksler Astral)
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Innere Struktur des Mars
Überblick über das Innere des MarsDie innere Struktur des Mars ähnelt der Erde: eine Kruste auf einem Mantel aus Silikaten und ein Eisenkern in ihrem Zentrum.
Bilder des Marsinneren (© IPGP/David Ducros)
Die besten Informationsquellen betreffend des Trägheitsmoment, der Schwerkraft, des Magnetismus, der Gesteinsproben usw., stammen aus wissenschaftlichen Messungen.
Messungen von Masse und Durchmesser ermöglichen es, die Dichte und das Trägheitsmoment des Mars zu berechnen, was uns einen Hinweis auf die Verteilung der Gesteinsmassen im Innern des Planeten gibt.
Gravitationsfeldmessungen zeigen, dass der rote Planet eine interne “Schichtstruktur” hat, ermöglichen aber auch die Abschätzung der durchschnittlichen Dicke der Marskruste.
Meteoriten vom Mars liefern Informationen über die elementare Zusammensetzung von Kruste und Mantel. Geochemische Messungen liefern Informationen über die Zusammensetzung von Kruste, Mantel und Atmosphäre.
Um das Innere des Planeten zu untersuchen, brauchen wir seismische Daten. Ohne sie ist es schwierig, die innere Struktur des Mars zu beschreiben.
Anhand der vom SEIS-Seismometer aufgezeichneten seismischen Daten können wir die ersten Ergebnisse ableiten, die im Folgenden vorgestellt werden.
Dieses Video gibt einen guten Überblick darüber, wie die Messungen von SEIS durchgeführt werden.
Die InSight-Sonde, ihr SEIS-Seismometer und ihre Betriebsart (© CNES).
Die ersten Erdbeben auf Mars zeigen, dass die Struktur des Mars eher dem Mond als der Erde ähnelt!Das SEIS-Seismometer registrierte sein erstes Erdbeben am 128. Marstag, dem 6. April 2019, und seither haben die Forscher Dutzende weitere registriert.
Was für eine Überraschung für die Wissenschaftler, die eine ganz andere Vorstellung vom Roten Planeten hatten!
Bis jetzt dachten sie, dass die Marskruste der Erdkruste ähnlich sei. Aber die Erdbeben auf dem Mars sehen eher wie Mondbeben als wie Erdbeben auf der Erde aus. Das bedeutet, dass die Mars-Kruste wahrscheinlich trockener ist als erwartet!
Erdbeben auf der Erde treten an Verwerfungen auf, die durch die Bewegung der tektonischen Platten entstehen. Die seismischen Wellen, die bei diesen Erdbeben entstehen, verbreiten sich je nach Art des Materials, das sie durchqueren, auf unterschiedlichen Wegen und mit unterschiedlicher Geschwindigkeit aus. Auf der Erde ist der Ausgangspunkt der seismischen Wellen leicht zu erkennen, da die Erdkruste aus relativ gleichmäßigem Festgestein besteht. Diese Felsen enthalten Wasser, das Energie absorbiert und das Verschwinden der Wellen beschleunigt. Deshalb dauern Erdbeben auf der Erde nur wenige Minuten.
Worauf sind also die Erdbeben auf dem Mond und dem Mars zurückzuführen, da diese beiden Planeten keine tektonischen Platten haben?
Auf dem Mond bildet sich für einige Minuten ein Erdbeben, dann breiten sich die seismischen Wellen aus und schwächen sich mindestens eine Stunde lang ab, weil die Oberfläche des Mondes sehr trocken, ohne Wasser und sehr zersplittert ist.
Auf dem Mars werden Erdbeben durch den langen Prozess der Abkühlung und Kontraktion verursacht, der im Inneren der Felsenplaneten stattfindet. Wenn der Kern abkühlt, zieht sich das Material im Kern zusammen, was zu Spannungen führt. Im Laufe der Zeit bricht die Kruste auf und führt zu Erdbeben auf dem Mars.
Beobachtungen zufolge liegt die Dauer von Erdbeben auf dem Mars bei 10 bis 20 Minuten, also irgendwo zwischen der Dauer eines Mondbebens (etwa 1,5 Stunden) und eines Erdbebens (höchstens einige Minuten).
Diese Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Mars-Kruste aus rauen, trockenen und gebrochenen Gesteinsschichten besteht, wie jene des Mondes.
Ausbreitung von seismischen Wellen im Inneren des Mars.(© ETH Z)
Diese künstlerische Darstellung zeigt, wie die seismischen Wellen eines Erdbebens sich auf dem Mars im Inneren des Roten Planeten ausbreiten können.(© NASA/ETH Z)
Darstellung der Kruste des Mars aufgrund geophysikalischer DatenDie folgende Animation zeigt einen Querschnitt durch die Kruste des Mars.
Topographische Eigenschaften der Marsoberfläche in Verbindung mit der entsprechenden Krustendicke (© NASA/SVS).
In der folgenden Animation geben die topographischen und gravitativen Daten eine gute Vorstellung von der Dicke der Marskruste.
Hier wurden die topographischen und gravitativen Daten kombiniert. Blau zeigt dünne Bereiche der Kruste an, während Rot und Weiß dickere Bereiche anzeigen. Die leichten Wellen, die auf der Oberfläche erscheinen, sind digitale Artefakte, die sich aus dem Prozess der Erstellung der Karte ergeben. (© NASA/SVS).
Diese Darstellungen der Marskruste zeigen, dass die Asymmetrie des Planeten auch unter der Oberfläche zu finden ist.
Im Süden und unter der Vulkanregion Tharsis ist die Kruste 80 Kilometer dick und wird allmählich nach Norden dünner. Im Norden und unter dem südlichen Hochland von Terra d’Arabia hingegen hat die Kruste eine gleichmäßigere Dicke von etwa 35 Kilometern.
Diese ausgeprägte Asymmetrie der Kruste deutet darauf hin, dass der Planet nicht gleichmäßig abgekühlt hat.
Darstellung des Marsmantels aufgrund geophysikalischer DatenDer Umfang des Kerns
Der Mantel befindet sich zwischen der Kruste und dem Kern. Er ermöglicht den Austausch von Wärme zwischen dem Kern und der Außenseite des Planeten. Er beeinflusst somit das Magnetfeld und spielt eine wichtige Rolle in der Entwicklung eines Planeten.
Wenn sich das Mantelgestein erwärmt, produziert es Flüssigkeiten, die durch die Kruste aufsteigen und an die Oberfläche gelangen. Hier treten vulkanische Phänomene auf, die Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff freisetzen, die das Klima und alles andere, was geboren wird, lebt und überlebt, beeinflussen.
Bewegung des Mantelgesteins (© IPGP/David Ducros)
Der Mars-Mantel hat wahrscheinlich eine ähnliche Zusammensetzung wie die Erde. Die Zusammensetzung der maritimen Meteoriten deutet darauf hin, dass sie aus olivinreichen Gesteinen, Silikaten und Eisen wie Peridotit bestehen.
Seine genaue Zusammensetzung und Struktur sind jedoch noch nicht bekannt.
Darstellung des Marskerns aufgrund geophysikalischer DatenDie genaue Größe des Kerns (ca. 1700 km) ist noch nicht bekannt, scheint aber proportional kleiner als jener der Erde zu sein.
Dieser Größenunterschied hängt von den Bedingungen ab, unter denen der Planet entstanden ist, insbesondere während seiner Differenzierungsphase. Ein Teil des Eisens wäre im Mantel geblieben, eingebettet in eisenreiche Mineralien, anstatt sich mit dem Kern zu verbinden.
Innere Struktur des Mars (© IPGP/David Ducros)
Aus was besteht der Kern?
Die Meteoriten im Asteroidengürtel zeigen, dass die Planetenkerne hauptsächlich aus Eisen und Nickel bestehen.
Die Analyse der Marsmeteoriten zeigt jedoch, dass Schwefel im Marskern in größeren Mengen als im Erdkern vorhanden ist. Je mehr Schwefel vorhanden ist, desto flüssiger und heisser bleibt der Kern.
Auf einem Planeten kann der Zustand des Kerns Konvektionsbewegungen verursachen, wodurch ein Magnetfeld entstehen kann.
Damit die Konvektion beginnen kann, muss die Wärme vom Kern durch den Mantel zur Oberfläche aufsteigen. Sobald der Mantel eine Isolierschicht bildet und die aktive Wärmeübertragung stoppt, kann der Kern seine eigene Wärme nicht mehr ableiten. In diesem Fall stoppen die Konvektionsbewegungen, die das geschmolzene Metall im Kern aufrühren.
Heute können wir sehen, dass der Mars kein globales Magnetfeld mehr hat.
Bedeutet dies, dass sich der Kern des Mars verfestigt hat?
Nein. Wenn der Marskern fest wäre, müsste das Gravitationsfeld des Planeten ganz anders aussehen.
Aufgrund dieser 2 Beobachtungen glauben die Wissenschaftler, dass ein Teil des Marskerns noch flüssig ist.
Was spielt das Magnetfeld für eine Rolle?Vorhandensein und Funktion des Magnetfeldes der Erde
Die Erde hat ein Magnetfeld, das sie vor den Sonnenwinden schützt. Dank dieses Magnetfeldes auf der Erde zeigt der Kompass die Richtung von Norden und Süden an.
Kompass, er zeigt den magnetischen Norden an, der auf der Erde sehr nahe am geographischen Norden liegt.
Dieses Magnetfeld der Erde, auch Erdschild genannt, ist um die Erde herum vorhanden. Etwa 99% dieses Magnetfeldes wird durch Konvektionsbewegungen von geschmolzenem Eisen im flüssigen Erdkern erzeugt.
Ein kleiner Teil dieses Feldes stammt aus anderen Quellen, wie z.B. den magnetischen Gesteinen in der Erdkruste, elektrischen Strömen, die unterirdisch fließen, und elektrischen Strömen, die durch die ionisierten Schichten der Atmosphäre fließen.
Das den Sonnenwinden zugewandte globale Magnetfeld für Mars und Erde (© NASA/GSFC)
Dieses globale Magnetfeld schützt die Erde vor Teilchen, die von den Sonnenwinden abgeschleudert werden.
Die Richtung und Intensität des Erdmagnetfeldes wird in der Struktur von Gesteinen aufgezeichnet. Die Steine sind magnetisiert und erinnern sich an die Ausrichtung des vorhandenen Magnetfeldes. Wenn die heißen Gesteine im Erdmantel die Oberfläche erreichen, kühlen sie ab und zeichnen die Richtung des Erdmagnetfeldes auf.
Auf der Erde hat sich die Richtung dieses Feldes im Laufe der Zeit stark verändert, wobei der Nordpol zum Südpol wurde und umgekehrt. Die letzte Richtungsänderung des Erdmagnetfeldes fand vor 780.000 Jahren statt.
Wie der Magnetismus in der Erdkruste aufgezeichnet wird (© ESA/AOES Medialab)
Vorhandensein und Funktion des Magnetfeldes des Mars
Gegenwärtig ist es unmöglich, sich mit einem Kompass zu orientieren und den Nord- und Südpol auf dem Mars zu finden, was beweist, dass es auf dem roten Planeten kein Magnetfeld mehr gibt.
In der Tat gibt es auf der Marsoberfläche kein Magnetfeld. Mit anderen Worten: Es gibt keinen elektromagnetischen Schutzschild mehr, der den Roten Planeten vor der Strahlung aus dem Weltraum schützt. Die Oberfläche des Mars wird ständig von dieser Strahlung bombardiert.
Aber es ist möglich, Spuren des Magnetfeldes zu entdecken, das zu Beginn der Marsbildung existierte!
In der Vergangenheit hat die Marskruste eine intensive Magnetisierung erhalten. Die hohen Eisenkonzentrationen in den Marsgesteinen ermöglichten die Bildung von Mineralien wie Hämatit und Magnetit, und diese Gesteine beweisen das Vorhandensein des Magnetfeldes auf dem Mars.
Es war 30 Mal stärker als das der Erde. Dies deutet darauf hin, dass der Mars ein inneres Magnetfeld hatte, welches stark genug war, um die Gesteine auf seiner Oberfläche zu magnetisieren. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich vor 4,6 Milliarden Jahren im Zentrum des Mars ein Kern aus geschmolzenem Eisen gebildet hat, und einige hundert Millionen Jahre lang bis zu 4 Milliarden Jahre lang wurde dieses Magnetfeld durch die Konvektionsbewegungen in diesem Kern erzeugt. Dann verschwand dieses aktive Magnetfeld und hinterließ ein “fossiles” Magnetfeld.
Wenn eine Gesteinsformation abkühlte, magnetisierte sie sich, indem sie die Orientierung des Magnetfeldes des Mars annahm. Diese Karte zeigt das aus diesem Prozess resultierende fossile Magnetfeld. Maven-Mission (© NASA/Goddard)
Anhand dieser Daten entdeckten die Wissenschaftler, dass es auf dem Mars von seiner Entstehungszeit bis vor 4 Milliarden Jahren eine plattentektonische Aktivität gegeben hat.
Das Video unten stellt die Maven-Mission vor, das erste Magnetometer im Orbit um den Mars.
Das erste Magnetometer im Orbit um den Mars. (© NASA/SVS)
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Das Klima, das Wasser. Ein Leben auf dem Mars ?
Mars, eine kalte und trostlose WeltVor etwa 4 Milliarden Jahren, eingehüllt in eine dichte und dicke Atmosphäre, hatte der junge Mars ein warmes und feuchtes Aussehen das aus Ozeanen und Seen bestand. Ein echter kleiner blauer Planet ! Das im flüssigen Zustand vorhandene Wasser machte den Planeten potentiell bewohnbar, und die Bedingungen waren günstig, um das Leben zu unterstützen. Langsam änderte sich sein Schicksal, Mars wurde zum roten und kalten Planeten, den man heute beobachtet.
Als er zu Beginn seiner Entstehung allmählich seine dichte Atmosphäre verlor, entwickelte sich der Mars von einem heissen und feuchten Planeten zu einem kalten Wüstenplaneten (links). (© NASA/JPL)
Um diesen radikalen Wandel zu verstehen, startete die NASA 2013 die Maven-Sonde. Diese Studien zeigen, dass Mars allmählich einen großen Teil seiner Atmosphäre durch die Einwirkung des Sonnenwindes verloren hat !
Simulation des Verlustes der Marsatmosphäre durch Sonnenwinde (© NASA Maven mission)
Heute hat der Mars fast keine Atmosphäre mehr und seine Luft ist kann man nicht einatmen. Sie besteht aus 96% Co2 (auf der Erde etwa 1%), 1,93% Argon, 1,89% Stickstoff (auf der Erde etwa 78%) und enthält Spuren von O2 (auf der Erde etwa 21%), Wasser und Methan.
Die Marsatmosphäre ist sehr dünn geworden und der Luftdruck an der Marsoberfläche ist 100-mal niedriger als auf der Erde.
Die erste Folge dieser Entwicklung ist, dass die dünne Marsatmosphäre die von der Sonne erzeugte Wärme nicht mehr an der Oberfläche speichern kann. Dies erklärt, warum die Marsoberfläche gefroren ist, warum die Temperaturschwankungen zwischen Tag und Nacht so gross sind und schließlich, warum die Temperaturschwankungen mit der Höhe so groß sind.
Welche Temperatur auf dem Mars? Heute ist es kalt auf dem Mars, sehr kalt sogar und die Temperaturunterschiede sind sehr gross!(© NASA/JPL)
Wie ist das Klima auf dem Mars ?Auf dem Mars, wie auch auf der Erde, hängt die Existenz von Jahreszeiten mit der Neigung der Drehachse in einem Winkel von 25,19° zur vertikalen Achse des Planeten zusammen.
Aufgrund dieser Neigung ändert sich die Dauer des Tages im Laufe des Jahres. Die Ausrichtung der Marsoberfläche in Bezug auf den Lichtstrom der Sonne verändert sich während des Jahres. Der Sommer entspricht einem Maximum an erhaltener Energie, während der Winter einem Minimum an erhaltener Energie entspricht.
Auf dem Mars haben nicht alle Jahreszeiten die gleiche Dauer. Um dieses Phänomen zu verstehen, schau Dir folgende Animation an, die ein Jahr auf Mars zeigt.
Wie lange dauert ein Jahr auf dem Mars ? (© NASA/JPL)
Vergleiche hier die Dauer der 4 Jahreszeiten zwischen der Nord- und Südhemisphäre des Mars.
| Auf der nördlichen Hemisphäre | Auf der südlichen Hemisphäre |
|---|---|
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|
Die Abfolge dieser 4 Jahreszeiten führt zu erheblichen Klimaveränderungen auf der Marsoberfläche.
Welches sind diese wichtigsten Veränderungen ?
Die Polkappen
Polkappe der nördlichen Hemisphäre (@ NASA/Hubble Space Telescope)
An seinen Nord- und Südpolen aus Wassereis hat der Mars polare Eiskappen. Während eines Teils des Marsjahres sind sie von CO2-Eis bedeckt. Im Sommer geht ein Teil dieses CO2-Eises in den gasförmigen Zustand über in die Atmosphäre, was zu erheblichen Schwankungen des Luftdrucks und der Atmosphärenzusammensetzung führt. Im Winter kondensieren fast 25% des atmosphärischen CO2 zu CO2-Eis, welches das Wassereis bedeckt und diese polaren Eiskappen bildet.
Die unterschiedlichen angesammelten Eisschichten (blau) sind an den Felswänden sichtbar. Sie deuten auf das Vorhandensein von Eis unter der Marsoberfläche hin ((© NASA/JPL/Univeristy of Arizona).
Winde und Wirbelstürme
Da das CO2 im Marssommer in die Atmosphäre sublimiert, hinterlässt es Spuren von Wasser. An den Polen wehen saisonale Winde mit einer Geschwindigkeit von fast 200 km/h und tragen große Mengen an Staub und Wasserdampf mit sich, die zu Cirruswolken führen.
Im Frühjahr und Sommer führen diese CO2-Schwankungen in der Atmosphäre zu gigantischen Staubstürmen, welche die Marsoberfläche bedecken können. Marswinde, die Sand oder Eisstürme hervorrufen können, blasen aufgrund des geringeren Luftdrucks und der geringen Dichte des Planeten nicht so stark wie auf der Erde. Diese Winde überschreiten nicht 80 km/h. Wenn sie 15 bis 30 km über Vulkane steigen, sind sie spiralförmig. Sie sind das ganze Marsjahr über präsent, vorallem am Ende des Sommers.
Während dieser Sandstürme ist die Atmosphäre mit Tonpartikeln aufgeladen, die dem Himmel die charakteristische Rostfarbe des Mars verleihen.
Sand- oder Staubsturm. Links sieht man eine Ansicht vom Mars, Ende Juni 2001, bei klaren Bedingungen über einem großen Teil des Planeten. Rechts zeigt ein Bild von Juli 2001. Der Planet ist von Staub umgebenen.
Wirbelstürme, wie jene auf der Erde, wurden im Sommer in hohen Breitengraden auf der Nordhalbkugel beobachtet.
InSight zeichnet den Klang des Windes auf dem Mars auf. (© NASA/JPL)
Wasser hat die Landschaften des Mars geprägtDas Vorhandensein von flüssigem Wasser auf dem Mars wird durch zahlreiche Beobachtungen deutlich, wie die Anwesenheit von hydratisierten Mineralien (z. B. Zirkon) sowie von Tälern und Kanälen, in denen Flüsse flossen.
All diese geologischen Beweise zeigen, dass sich die Aktivität von Wasser auf dem Mars im Wesentlichen über einen Zeitraum von -4,5 bis -3 Milliarden Jahren erstreckt.
Dann hätte der Mars einen globalen Klimawandel erlebt, der zu den heute bekannten kalten und trockenen Bedingungen geführt hätte.
Verwende die folgende Karte, um die wichtigsten geologischen Beweise zu finden, die das Vorhandensein von Wasser, Wind, CO2-Eis und Wassereis auf der Marsoberfläche zeigen.
Phoenix lieferte Klimadaten: Wolkenbildung und -bewegung, Nebel, Staubstürme und Oberflächenwindgeschwindigkeit. Jedes Frühjahr verwandelt sich ein Großteil des Polareises in Eiswolken.
Am 31. Juli 2008 wurde gefrorenes Wasser im Marsboden des Nordpols nachgewiesen, indem die durch das Schmelzen des Eises freigesetzten Dämpfe analysiert wurden.
Darunter ist das saisonale Eis fast geschmolzen. Auf Hunderten von Kilometern gibt es nur Unebenheiten und Vertiefungen von etwa 1 m Höhe und 20 m Breite. Unter dem Eis enthalten die Schichten von Ablagerungen Gesteinsfragmente, die eine große Polardüne bildeten, bevor sich das Eis setzte.
In größerem Maßstab sind von der Mitte des Mastes aus gigantische Spiralgruben zu sehen. Sie spiegeln den Einfluss der Corioliskraft auf die Winde in der Region von der Bildung der Eiskappe bis heute wider. Mit zunehmender Überlagerung der Materialablagerungen nahmen auch die Landformen und die Gräben zwischen ihnen zu.
Die sich in dieser Region bildenden Impaktkrater durchlaufen andere Modifikationsprozesse als die, die sich in äquatorialeren Bereichen bilden. Zum Beispiel: Die meisten Materialien, aus denen sich ein Eiskrater zusammensetzt, sind flüchtig, d.h. sie können bei Erwärmung sublimieren (direkt von einem Festkörper zu einem Gas wechseln).
Die Sublimation findet auf dem Mars statt, wegen seiner sehr dünnen Atmosphäre. Auf dem Mars ist das saisonale Eis, das sich im Winter in großer Höhe absetzt und im Frühjahr schmilzt, CO2-Eis.
Der kreisförmige Fleck aus glänzendem Material in der Mitte des Kraters ist nicht CO2-Eis, sondern Wassereis. Im Sommer auf der nördlichen Marshemisphäre sublimierte das in der Region vorhandene CO2-Eis. Im Gegenteil, Wassereis ist das ganze Jahr über vorhanden, da Temperatur- und Druckverhältnisse seine Sublimation nicht begünstigen.
Zu den 200 Metern Eishöhe gehören auch Sanddünen. Entlang der Kraterwände sind kleine Spuren von Wassereis sichtbar. Der Mangel an Eis am nordwestlichen Rand ist darauf zurückzuführen, dass dieser Bereich durch die Sonnenstrahlen erwärmt bleibt.
Der größte Teil des maritimen Wassers existiert als Grundeis. Das Vorhandensein von Auswurf- und Strömungskanälen um den Krater herum deutet darauf hin, dass der primäre Einschlag die Oberfläche durchdrang und einen vergrabenen gefrorenen Wasserbehälter schmolz.
Radarimpulse erreichen nicht den Boden dieses Tanks. Es ist unmöglich zu wissen, ob das Gewässer in einer Tiefe von mehr als 2 m liegt. Das Wasser ist bei ca. -68°C. Es bleibt flüssig, weil es unter Druck steht und reich an Magnesium, Kalzium und Natrium ist.
Diese Entdeckung erhöht die Wahrscheinlichkeit, dass ein mikrobielles Leben, das auf dem Mars auftauchte, weiterhin eine Existenz unter der Erdoberfläche führen könnte. Die Herausforderung für jede marsianische Mikrobe besteht darin, sich an die Salzbedingungen anzupassen, ohne auszutrocknen.
Das Strömungssystem von Kasei Valles ist das größte magnetische Strömungssystem auf dem Mars.
Die alten Flusskanäle sind aus grobem Kies gefertigt. Mäander bildeten sich, als ein Strom die äußeren Ufer allmählich erodierte.
Der Fluss durchschneidet die Mäander und bildet gewölbte Seen. Das CRISM-Instrument an Bord des Mars-Aufklärungsorbiters hat Tone entdeckt, die die Anwesenheit von Wasser auf dem Mars belegen.
Marskegel haben einen Durchmesser von 30 bis 1000 m und befinden sich in den nördlichen vulkanischen Ebenen.
Dieses Foto ist Amazonis Planitia, ein riesiges Gebiet, das von Lava bedeckt ist. Seine Oberfläche ist mit einer dünnen Schicht rötlichen Staubes bedeckt.
Links ein Staubsturm auf der Amazonis Planitia. Es wurde von der Mars-Aufklärungssonde im Orbit um den Mars aufgenommen.
Rechts eine Rekonstruktion von3 diesem Wirbelsturm von Staub von der Oberfläche. Sie war 30 Meter breit und 800 Meter hoch.
Wenn ein Pol den Sonnenstrahlen ausgesetzt ist, schmilzt seine Eiskappe und verursacht einen Anstieg von Temperatur, Druck und Feuchtigkeit. In mittleren Breitengraden sammelt sich dann die Feuchtigkeit als Trockeneis an, insbesondere an polumschließenden Hängen, da die Pole schattiger sind.
Dann lassen die Sonnenstrahlen das CO2-Eis sublimieren und bilden Rinnen. In größeren Höhen ist die Atmosphäre sehr dünn. Es gibt keine Schlucht, weil das CO2-Eis sublimiert wird.
Entdeckt durch Fotos des Wikingerorbiters, konnten die Streifenbänder durch hochwertige Fotos von Mars Global Surveyor und Mars Reconnaissance Orbiter genauer untersucht werden. Die genaue Ursache dieser Striae ist nicht bekannt.
Sie würden durch den Brackwasserstrom während des Marssommers gebildet. Sie werden oft durch das Gelände, das sie durchqueren, umgeleitet. Im Bild links spaltete sich der Streifen in mehrere kleine Streifen auf, als er auf Hindernisse traf.
Auf der linken Seite sind die Dünen des Nordpols schneebedeckt. Dunkle Linien sind die darunter liegenden Schichten dunklerer Gesteine, die hervorgehoben werden, wenn CO2-Eis die Oberflächenschichten nach unten drückt.
Der Wasserfluss trägt das Material ab und lagert es weiter ab. Große Gesteine werden zuerst abgelagert, und kleine Sedimente, wie kleine Steine oder Sand, werden weiter von der Quelle entfernt abgelagert. Wenn sich der Gletscher zurückzieht, gibt es noch einen Haufen Schutt.
Die Verfestigung des Kanalbettes kann mehrere Ursachen haben: Sie kann mit Lava bedeckt sein, durch Reaktion mit den Elementen im Wasser zementiert werden, oder größere Felsen sind an Ort und Stelle geblieben, während die feinen Materialien vom Wind weggetragen wurden.
Unabhängig von ihrer Herkunft liefern diese Reliefs wichtige Informationen über die Vergangenheit des Mars.
Wissenschaftler untersuchen polygonale Böden auf dem Mars, weil das Vorhandensein und die physikalischen Eigenschaften von Polygonen uns helfen, die jüngste und vergangene Verteilung von Eis direkt unter der Oberfläche zu verstehen. Diese Eigenschaften geben auch Hinweise auf die klimatischen Bedingungen.
Andere Polygone (rechtes Bild) werden durch den Schnittpunkt der Grate der Sanddünen gebildet. Wenn sich diese Strukturen verfestigen und erodieren, wird es schwierig zu sagen sein, dass sie aus windgetriebenen Dünen stammen und nicht vom Boden eines trockenen Sees. Der Kraterboden ist ein guter Ort für die Ansammlung von Dünen, aber auch ein guter Ort für einen temporären See.
Jedes Frühjahr erodiert die saisonale Sublimation der Eiskappe des Südpols die Landschaft in schönes Gelände. Diese vertieften Muster bilden Muster, die als Spinnen oder Sterne bezeichnet werden. Ihre Herkunft ist noch unbekannt.
Manchmal haben TARs sekundäre Strukturen, kleine Wellen, oft mit unterschiedlichen Ausrichtungen, die durch Winde geformt werden können, die von großen Dünen umgeleitet werden. Auf dem linken Foto haben die Sekundärstrukturen eine ungewöhnliche radiante/konvergente Struktur, die den TARs ein federleichtes Aussehen verleiht. Das Foto rechts zeigt die TARs im Nirgal Vallis, einem der längsten Talsysteme auf dem Mars (etwa 400 Kilometer lang).
Obwohl es vor langer Zeit, wahrscheinlich durch fließendes Wasser, entstanden ist, haben reichlich vorhandene, windgetriebene Sedimente den Talboden in Dünenfelder verwandelt. Diese Formen sind im Laufe der Zeit stabil, so dass sie sich entweder langsam auf langen Zeitskalen bilden oder sie haben sich in der Vergangenheit gebildet, wenn die atmosphärischen Bedingungen unterschiedlich waren.
Das Beispiel des Mars ist interessant, denn flüssiges Wasser befand sich zu Beginn seiner Geschichte auf seiner Oberfläche, bevor es ziemlich schnell verschwand: Was könnte diese so unterschiedliche Entwicklung zur Geschichte der Erde erklären ?
Verschwinden des Wassers auf dem Mars: Eine zu geringe Grösse ?
Eine Hypothese, die bisher stark vertreten wurde, ist die wichtige Rolle, welche die geringe Größe des Mars bei diesem Phänomen gespielt hat. Die niedrige Schwerkraft des Mars konnte den in seiner Atmosphäre vorhandenen Distickstoff (notiertes N2) nicht zurückhalten, so dass er endgültig verschwand. Als kleiner Planet verlor der Mars schnell seine innere Energie. Als er abkühlte, wurde zunächst sein flüssiger Kern fest.
Dieser Mechanismus hatte zwei Konsequenzen:
Erstens, das Verschwinden des Magnetfeldes, welches die Marsoberfläche nicht mehr vor Sonnenwinden schützte. Dies führte zur Auflösung der Marsatmosphäre in den interstellaren Raum.
Andererseits, die Abnahme des Vulkanismus. Dieser Vulkanismus setzte jedoch eine große Menge an CO2 in die Atmosphäre frei.
Zuguterletzt, als der N2 vollständig in den Weltraum entwich, blieb nur noch CO2 in der Atmosphäre. CO2 neigt dazu, sich im Wasser aufzulösen und sich als Karbonate am Boden der Gewässer niederzulassen, wodurch der Luftdruck abnimmt.
Die Verdunstung des Wassers auf dem Mars
Da sich die atmosphärische Schicht stark verdünnte, konnte die Sonneneinstrahlung die Marsoberfläche leicht erreichen. So konnte sie die in der oberen Atmosphäre vorhandenen Wassermoleküle aufbrechen und dauerhaft in den interstellaren Raum vertreiben.
So hat der Mars einen großen Teil seines Wassers verloren.
Heute ist etwas Wasser in Form von Eis auf dem Marsgrund in Höhe der Polkappen erhalten. Diese Menge ist jedoch unbedeutend im Vergleich zu der Wassermenge, die zu Beginn seiner Geschichte auf der Marsoberfläche vorhanden war.
Ist Mars möglicherweise die Heimat von Lebensformen ?Untersuchungen von Curiosity, Spirit, und Opportunity sowie Beobachtungen von mehreren Orbitern zeigen, dass vor 4 Milliarden Jahren Bedingungen vorherrschten, welche die Entstehung von Leben auf der Marsoberfläche begünstigten.
Aber vielleicht waren diese Bedingungen zu kurzlebig, damit das Leben Zeit hatte sich zu entwickeln ?
Andererseits könnten mikroskopische Organismen im Untergrund die notwendigen Bedingungen gefunden haben, um sich über Millionen von Jahren zu entwickeln.
Wissenschaftler vermuten tatsächlich, dass flüssige Wasserseen unter der Marsoberfläche existieren, und obwohl das Wasser dort sehr salzig sei, könnte dort Bakterienleben gedeihen.
Um herauszufinden, ob diese Lebensform existiert hat oder existiert, werden Roboter wie ExoMars 2020 (ESA) und Mars 2020 (NASA) den Mars erkunden, um Untersuchungen durchzuführen. Im Jahr 2021 sollen die ersten Ergebnisse dieser spannenden Untersuchung vorliegen !
Der Rover Mars 2020 wird Bodenproben entnehmen um sie zu analysieren. (© NASA/JPL)
Eine Mission mit Menschen wird auf den Mars leben gehen !Die NASA hat gerade ihre Pläne für die menschliche Erforschung des Mondes und des Mars-Systems vorgestellt. Sie hat den Zeitplan der Montage- und Logistikmissionen sowie denjenigen der bemannten Missionen veröffentlicht. Endziel: in den 2030er Jahren auf den Mars zu gehen !
Die NASA hat sich 2033 zum Ziel gesetzt, um die ersten Menschen auf den Mars zu schicken. (© Arteclick)
Die NASA will Menschen über den Mond zum Mars schicken. Im Jahr 2024 ist ihr Ziel der Mond !
Die NASA versucht herauszufinden, wie man die Tonnen von Eis am Südpol des Mondes extrahiert und nutzt. Wassereis bietet Luft zum Atmen, Wasser zum Trinken und Kraftstoff. Ihr Ziel ist es nicht nur, Menschen auf die Mondoberfläche zurückzubringen, sondern auch zu beweisen, dass Menschen auf einem anderen Planeten arbeiten und leben können.
Weit entfernt von den 3 Tagen, die es braucht, um zum Mond zu gelangen, dauert eine Mission zum Mars aufgrund der Entfernung mindestens 2 Jahre. Die Reisezeit von der Erde zum Mars dauert 6 Monate.
Juli 1969, der erste Schritt des Menschen auf dem Mond. 50 Jahre später möchte der Mensch wieder zum Mond zurückkehren.(© Nasa)
Die NASA will den Mond als Sprungbrett zum Roten Planeten nutzen.
Dazu gehören auch Missionen im Mondumfeld, die Montage des Deep Space Gateway, für die vier Missionen erforderlich sind, und der Bau des Raumtransportsystems im Orbit. Letzteres ist ein 41-Tonnen-Fahrzeug, das für die Hin- und Rückfahrten zum Mars eingesetzt wird. Es ist für 3 Marsmissionen ausgelegt und wird bei jeder Mission, eine Crew von 4 Astronauten während 1’000 Tage beherbergen.
Das Deep Space Gateway ist ein Stationsprojekt in der Nähe des Mondes. (© Nasa)
Dieses Tor zum Weltraum ist das zentrale Element der Mondstrategie der NASA. Dies ist die Orbitalstruktur, welche die Internationale Raumstation (ISS) ablösen soll.
5 Phasen, um die NASA und ihre Partner auf den Mars zu bringen
Phase 1: Nutzung der Internationalen Raumstation als Testumgebung und Identifizierung der verfügbaren Mondressourcen, die für nachfolgende Explorationsstufen genutzt werden können.
Phase 2: Menschliche Missionen und Aktivitäten in der Nähe des Mondes und um ihn herum. Beginn der Montage des Deep Space Gateway und des Deep Space Transport Systems.
Phase 3: Fertigstellung des Baus des Weltraumtransportsystems und Durchführung der ersten marsianischen Testmissionen, d.h. sie werden in der Nähe des Mondes durchgeführt.
Phasen 4 und 5: Erste Missionen zum Mars-System und zur Marsoberfläche. Der Mond Phobos könnte das erste Reiseziel sein.
Die Umweltbedingungen auf dem Mars sind eine echte Herausforderung für die Menschen !
Der Wille ist da !
Daran besteht kein Zweifel!
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Spiel
MarsMit Marsty, der Marsproben sammelt!
Spiel
Vorheriges Abenteuer
Ende des Abenteuers
Nächstes Abenteuer
Danksagungen :
Paul Denton
Denton Seismo Ltd UK,www.dentonseismo.co.uk
Übersetzung ins Englische
Serge Monnier
Philosophielehrer
Korrekturlesen
Jeanne_Thalie Deprince
Bilder und Animationen
Laurence Laffargue-Rieder
Übersetzung ins Deutsche
Philippe Labrot
IPGP, Institut de Physique du Globe de Paris, Frankreich
Wissenschaftlicher Austausch
Philippe Lognonné
IPGP, Institut de Physique du Globe de Paris, Frankreich
Wissenschaftlicher Austausch
Philippe Laudet
CNES, National Centre for Space Studies, Frankreich
Wissenschaftlicher Austausch
William Bruce Banerdt
JPL, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA, USA
Wissenschaftlicher Austausch
Urheberschaft : IPGP, NASA, JPL, CNES, CEA, ETH Zürich und Universität Zürich
