Der Mars

 

Objekt Mars

Mars Größe
Mittl. Entfernung zur Sonne 227,99 Mio. km

Neigung der Achse
25,19°

Neigung der Bahn zur Ekliptik
1,85°

Rotationsperiode um die Achse
24h 37min 22sek

Umlaufzeit um die Sonne
687 Tage

Mittlere Bahngeschwindigkeit
24,13 km/s


Masse (Erde = 1) 0,108 / 6,419 • 1023 kg

Volumen (Erde = 1) 0,150

Mittlere Dichte
3,933 g/cm³


Mittlere Oberflächentemperatur
-55°C / min. -133°C; max. 27°C

Bekannte Monde
2






Allgemeines zum Mars:

Der Mars ist der äußere Nachbar der Erde und der vierte Planet von der Sonne aus gesehen. Umgangssprachlich wird er auch als Roter Planet bezeichnet und beschreibt im Großen und Ganzen einen kalten, trockenen Wüstenplaneten. Angesichts der rötlichen Färbung wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt. Der Planet wird umkreist von zwei kleinen Monden, Phobos und Deimos. Mars besitzt ebenso wie unsere Erde Jahreszeiten, die durch seine Achsenneigung hervorgerufen werden. Allerdings ist ein Marsjahr fast doppelt so lang wie ein Erdenjahr. Somit besteht die Möglichkeit, den Roten Planeten alle zwei Jahre während der Opposition günstig zu beobachten. Er erscheint dann mit bloßem Auge als mittelmäßig heller Stern von oranger Färbung.


Bahnbewegung und Achsenneigung:

Umlaufbahn des Planeten MarsDie Marsbahn veränderte sich mehrfach im Lauf der Jahrmillionen. Heute weist die Exzentrizität mit 0,0935 eine recht starke Abweichung von der Kreisform auf. Diese Abweichung war noch vor etwas mehr als 1 Million Jahren geringer als die Exzentrizität der Erde. Diese Veränderungen könnten eine Folge von Einflüssen anderer Planeten sein, insbesondere des Jupiter. Eine Folge der stark elliptischen Bahn sind hohe Temperaturschwankungen im Verlauf der Marsjahreszeiten. Am sonnennächsten Punkt auf der Sommerseite kann sich die Marsoberfläche auf gut 27°C erwärmen. Während die Temperatur am sonnenfernsten Punkt auf der Nachtseite auf bis zu -133°C fallen kann. Weiterhin war die Ausrichtung der Marsachse in der Vergangenheit deutlich größeren Verwerfungen als die der Erde unterworfen. Der Grund dafür ist hauptsächlich im Fehlen eines großen Mondes zu finden.

Die beiden Marsmonde Phobos (22km) und Deimos (12km) sind viel zu klein um die Marsachse in irgendeiner Weise zu stabilisieren. Die Verkippung der Marsachse erfolgt zyklisch und liegt in einem Bereich zwischen ~14° und ~48°. Infolge solch großer Schwankungen könnten sich starke Klimaveränderungen auf dem roten Planeten ergeben haben. Grob kann man nach heutigem Stand der Dinge sagen, dass eine größere Achsneigung <30° eine höhere Sublimation von Wassereis in den Polargebieten zur Folge hätte. Im Nachhinein würde sich die Wassereiszone weiter in Richtung mittlere Breiten verschieben und zu einer vorübergehenden Verkleinerung der Polkappen führen. Ein weiterer Effekt wäre ein Anstieg der Atmosphärendichte wegen der Wasserdampfsättigung. Bei einer Verkleinerung der Achsneigung ~20° wandert die Wassereiszone wieder in Richtung Polkappen. Die Folge wären wieder trockener werdende mittlere Breiten und ein Anwachsen der Polkappen. Mittlerweile wurden durch die intensive Erforschung der geologischen Strukturen eindeutige Beweise für derartige Eisbewegungen gefunden. Als Beispiele seien hier die großen Ansammlungen an glazialen Strukturen zu nennen, welche im Bereich großer Vulkane ausfindig gemacht wurden. Daraus erschließen sich die Forscher die Hoffnung auf größere unterirdische Wasservorkommen.


Die Oberfläche:

Die Marsoberfläche entspricht in ihrer Größe in etwa der Gesamtheit aller Landmassen auf der Erde. Die rötliche Färbung des Gesteins entstand möglicherweise als Folge der Verwitterung von eisenhaltigem Basaltgestein. Dieser "rostige" Staub bedeckt den gesamten Planeten. Die Oberfläche ist außerdem geprägt von großen Vulkanen, tiefen Schluchten und weiten Ebenen sowie zwei Polkappen. In der Frühzeit seiner Entwicklung war der Mars vulkanisch sehr aktiv und brachte unter anderem den größten Vulkan des Sonnensystems hervor. Infolge der geringen Anziehungskraft konnte der Vulkan Olympus Mons auf 27 km Höhe anwachsen. Der Olympus Mons zählt wie die übrigen großen Vulkane auf dem Mars zu den Schildvulkanen. Seine Grundfläche hat einen Durchmesser von gut 600km und würde die Hälfte Deutschlands einnehmen!

Der Mars durch das Teleskop Zugleich besaß der heute trockene und kalte Planet einst große Mengen flüssigen Wassers, welche tiefe Schluchten und Täler formte. Ein Teil des Wassers entwich infolge des geringen Oberflächendrucks in das Weltall. Jedoch besitzt der Mars auch heute noch Wasser, welches unter der Oberfläche im Gestein und an den Polkappen als Wassereis gebunden ist. Es gibt mittlerweile anhand der intensiven Erforschung des Mars Hinweise darauf, dass der Planet vor ca. 3,5 - 3,8 Milliarden Jahren von einem gemäßigten Klima geprägt wurde. So gab es vermutlich einen Wasserkreislauf wobei Wasserdampf in die Atmosphäre aufstieg und gemeinsam mit dem Kohlendioxid des Vulkanismus einen Treibhauseffekt verursachte. Allerdings wurden große Mengen Wasser vom porösen Gestein aufgesogen. Die freie Wassermenge an der Oberfläche schrumpfte, der Treibhauseffekt versiegte und der Wasserkreislauf brach zusammen. Das übrige gefrorene Wasser reflektierte das Sonnenlicht. Gleichzeitig verflüchtigte sich ein Teil des Wassers über die Atmosphäre in das Weltall. Die Folge, der Planet bekam sein heutiges Gesicht.

Jedoch sind auch in der Gegenwart anhand der Polkappen regelmäßige Veränderungen auf der Oberfläche des Planeten zu beobachten. Diese werden durch die Achsneigung des Mars in den Jahreszeiten deutlich. Der nördliche Pol ist drei Mal so groß in seiner Ausdehnung und mit einem bis zu 5000 Meter dicken Eispanzer kräftiger ausgebildet als die südliche Polkappe. Überdies fanden in der Frühphase des Planeten offenbar auch platten-tektonische Verschiebungen der Marskruste statt. Es ist denkbar, dass diese Verschiebungen durch das damals heiße Marsinnere und aufsteigenden Konvektionsströmen verursacht wurden. Zumindest ist nach gegenwertigem Stand der Wissenschaft keine andere Deutung für eine derart gewaltige Verwerfung wie die des Valles Marineris erklärbar. Dieses Grabensystem welches sich am Äquator entlang ausdehnt, zählt mit einer Länge von rund 4000km und einer Tiefe von bis zu 7km zu den größten bekannten Gräben des Sonnensystems. Interessant ist überdies das Vorhandsein von stark magnetisierten Regionen der Marskruste, die anhand von Messungen des Mars Global Surveyor nachgewiesen wurden. Allerdings sind die Zusammenhänge bisher wenig erforscht um genauere Aussagen treffen zu können.


Die Atmosphäre des Mars:

Der Mars, aufgenommen durch das TeleskopDer Mars besitzt eine sehr dünne und staubige Atmosphäre, die sich im Lauf der Marsgeschichte sehr verändert hat. Gegenwärtig besteht die Atmosphäre zu 95,3% Kohlendioxid, 2,7% Stickstoff, 1,6% Argon und Spuren von Wasserdampf, Sauerstoff und Methan. Die Gashülle des Mars ist so dünn, dass an der Oberfläche nur ein tausendstel des irdischen Luftdrucks herrscht. Somit ist auch einer der Gründe erklärt, weshalb Wasser nicht frei an der Oberfläche verfügbar ist. Bei diesem geringen Druck ist es instabil und würde sofort verdampfen oder einfrieren. Der vorhandene Wasserdampf bildet indessen Zirruswolken ähnlich denen auf der Erde aus. Zudem besitzt der Mars natürlich auch keine Ozonschicht aufgrund des geringen Sauerstoffanteils. Somit kann tödliche Sonnen- und Weltraumstrahlung ungehindert bis zur Oberfläche vordringen. Zusätzlich besitzt der augenscheinlich so hohe Kohlendioxidanteil eine insgesamt zu geringe Gesamtmasse um einen globalen Treibhauseffekt voranzutreiben. Allerdings verursacht das bei Temperaturen bis -130°C ausfrierende Kohlendioxid im marsianischen Winter eine starke Ausdehnung der Polkappen. Dieses sogenannte Trockeneis lagert sich auf das Wassereis als teilweise mehrere Meter dicke Schicht ab.

Im marsianischen Frühling geht das Kohlendioxid direkt vom festen in den gasförmigen Zustand über und verlagert sich zum anderen Pol. Bedingt durch die rasche Sublimation des Kohlendioxidüberschusses können hin und wieder starke Stürme in der Atmosphäre ausgelöst werden. Diese Stürme treten häufig auf, wenn der Sommer auf der Südhalbkugel bevorsteht. Das Extrem wird begünstigt durch die größere Nähe der südlichen Hemisphäre zur Sonne. Folglich sind die Winter dort kälter und die Sommer wärmer als auf der Nordhalbkugel. Diese Staubstürme können so heftig ausfallen, dass die Oberfläche über mehrere Wochen verhüllt ist. Trotz aktiver Winde ist der Wärmeaustausch in der Atmosphäre gering, sodass große Temperaturschwankungen zwischen Tag (bis zu 20°C) und Nacht (bis -85°C) auftreten.

Das Innere des Mars:

Das Innere des Planeten Mars gliedert sich ähnlich wie der innere Aufbau unserer Erde. Es gibt einen Schalenaufbau, der aus einem Kern, einem Mantel und einer Kruste besteht. Im Gegensatz zur Erde ist der innere Kern allerdings vollständig flüssig und beinhaltet im Verhältnis viel mehr leichte Elemente als der Erdkern. Folglich ist die Dichte des Kerns niedriger als bei dem Eisenkern unsere Erde. Umgeben ist der Kern von einem aus Silikaten bestehenden Mantel.

In der früheren wärmeren Phase des Mars ging aus der Hitze des Mantels die bereits erwähnte Vulkanologie und eventuell eine wenn auch regional begrenzte Plattentektonik hervor. Über dem Mantel befindet sich die durchschnittlich 50km dicke Kruste, die an ihrer dicksten Stelle 125km Stärke aufweist. Heute geht man davon aus, dass das Innere des Mars aufgrund seiner geringeren Größe schnell auskühlte. Ein Hinweis bietet zum Beispiel der zurzeit zum Erliegen gekommene Vulkanismus. Womöglich besaß das in der Frühzeit heißere Innere einen festen inneren Kern, der durch Konvektion ein globales Magnetfeld erzeugte.

Wie bereits weiter oben erwähnt wurden Anzeichen auf Magnetismus auf dem Mars entdeckt. Sollte dem so gewesen sein, könnte ein stabiles Magnetfeld das Klima auf dem Mars maßgeblich beeinflusst haben. Durch den Schutz des Magnetfeldes hätte sich so eine dichtere Atmosphäre halten können, mit genügend Oberflächendruck, um Wasser in flüssiger Form zu binden. Für das annähernd vollständige Verschwinden des möglichen Magnetfeldes könnte zum Einen das Auskühlen des Kern verantwortlich gewesen sein sowie die geringe Größe des Mars selbst. Mit dem vollständigen Verflüssigen des Kerns versiegte die Konvektion und das Magnetfeld brach zusammen. In der Folge trug der Sonnenwind womöglich große Teile der dichten Atmosphäre ab, die der Planet wegen seiner geringen Anziehungskraft nicht halten konnte. Auch ein Großteil des Wassers kann dadurch dem Mars verloren gegangen sein.

Ferner führte der im Vergleich zur Erde um 40% größere Abstand zur Sonne zu einer weiteren Abkühlung der Marsoberfläche. Eine verhängnisvolle Kettenreaktion könnte somit in Kraft getreten sein, die letztendlich dem Mars sein heutiges Gesicht verliehen hat.


Erforschung und Marsmissionen:

Der Mars ist der am besten erforschte Himmelskörper unseres Sonnensystems. Über ihn ist mehr bekannt, als über die Tiefsee unserer Erde. Bereits über 40 Missionen verschiedener Nationen wurden seit den frühen 60er Jahren gestartet. Vor allem die amerikanischen Sonden waren hierbei sehr erfolgreich. Aber auch die frühere Sowjetunion war bei der Erforschung des roten Planeten sehr aktiv. Allerdings vereitelten häufig Probleme mit Raketentriebwerken eine erfolgreiche Durchführung der Missionen. Im Folgenden werden hier die wichtigsten erfolgreichen Missionen aufgeführt:

Mars/Marsmissionen


Autoren: Stefan Westphal und Paul Schuberth