Der Mars - ein Raumfahrermärchen

 

Stellen Sie sich vor, daß intergalaktische Raumfahrt möglich geworden ist und Sie sich an jeden beliebigen Ort des Universums begeben können. Was würden Sie beispielsweise tun, wenn Sie auf dem Mars lebten? Genauer gesagt, wie würden Sie Ihre Freizeit gestalten, wenn Sie genügend Zeit hätten und sich außerhalb Ihrer Raumstation bewegen könnten? Ich denke, Sie würden sich auf Entdeckungs- und Erkundungs-Tour begeben, in Ihren Raumanzug schlüpfen und die majestätischen Landschaften unseres Nachbarplaneten zu Fuß erobern. Was brauchen Sie dazu anderes als Ihr Kartenmaterial, Ihr MPS (Mars Positioning System), Ihr Lebenserhaltungssystem und eine gute Kondition. Mit Ihrem leichten Raumgleiter können Sie jeden Punkt des Planeten in wenigen Minuten erreichen. Wichtig für Sie ist, welches Programm Sie absolvieren möchten. Also bereiten Sie sich gut vor! Sie müssen sich mit den geographischen und meteorologischen Gegebenheiten, die Sie dort erwarten, gut vertraut machen, denn Ihre Umwelt wird noch feindlicher sein, als Sie sie von der Erde her in Erinnerung haben.

Auf der Marsoberfläche herrscht zunächst eine Gravitationsbeschleunigung von etwa einem Drittel der Erdbeschleunigung, jeder Mensch wiegt also auch nur ein Drittel seines Erdgewichts. Sie sind auf dem Mars gut dreimal so stark wie auf der Erde, sie können sogar größere Felsbrocken hochheben.

Ein Marstag ist kaum länger als ein Tag auf der Erde, d.h. Ihr täglicher Biorhythmus bleibt erhalten. Ein Marsjahr ist mit fast zwei Erdjahren jedoch deutlich länger als ein Jahr auf der Erde. Da die Marsachse, wie bei der Erde, nicht genau senkrecht auf der Ebene steht, in welcher der Planet die Sonne umläuft, gibt es auch Jahreszeiten auf Mars. Die Neigung der sogenannten Ekliptik, also der Bahn, auf welcher die Planeten und Gestirne umlaufen, entspricht etwa der der Erde. Da die Marsbahn aber im Unterschied zur Erdbahn sehr stark von der Kreisform abweicht (ca. 20 % des mittleren Bahnradius gegenüber 3 % bei der Erde), ist auf der Nordhalbkugel der Sommer etwas länger als der Winter. Auf der Südhalbkugel ist der Winter umgekehrt länger als der Sommer. Am Südpol sind die Winter aufgrund dessen auch deutlich kälter als am Nordpol.

Mars besitzt zwei Monde, Phobos und Deimos, die aber wesentlich kleiner sind als der Erdmond. Phobos ist nur ein Drittel des scheinbaren Monddurchmessers groß, und dies auch nur dann, wenn er durch den Zenit läuft. Beim Auf- und Untergang reduziert sich sein scheinbarer Durchmesser sogar auf ein Fünftel. Deimos hat nur einen Durchmesser von einem Sechstel des Phobosdurchmessers. Phobos umläuft den Mars fast dreimal am Tag und geht täglich etwa sechs Stunden früher auf. Da Phobos schneller um den Mars läuft als dieser sich dreht, geht er im Westen auf und im Osten unter, ein Anblick, den man im Sonnensystem nur selten hat. Deimos umläuft ihn etwa einmal täglich, wobei er mit jedem Tag etwa sechs Stunden gegenüber der Eigenrotationsgeschwindigkeit des Planeten hinterherhinkt und somit länger als zwei Tage und zwei Nächte über dem Horizont steht. Das Marsjahr hat also etwa genau so viel Monate wie es Tage hat, wobei die Lichtphasen mit bloßem Auge nur am Mond Phobos zu erkennen sind. Beide Monde umkreisen den Planeten in gebundener Rotation, kehren ihm also stets dieselbe Seite zu. Phobos ist etwas weniger hell als Venus, wobei er tagsüber kaum zu sehen ist und nachts etwa eine dreiviertel Stunde durch den Marsschatten wandert. Sonnenfinsternisse gibt es auf Mars nicht, denn der scheinbare Durchmesser beider Monde ist viel zu klein, um die Sonne abzudecken, auch wenn diese etwas kleiner erscheint als auf der Erde. Deimos kommt in seiner Helligkeit kaum an die des Sirius heran.

Mars besitzt eine Atmosphäre, die allerdings deutlich dünner ist als die der Erde. Mit maximal 10 hPa ist der Luftdruck an der Oberfläche nur etwa ein Hundertstel so groß wie auf der Erde. Die Atmosphäre besteht im Unterschied zur Erde fast ausschließlich aus Kohlendioxid. Wasser ist in ihr so gut wie nicht vorhanden. Im Winter gefriert bis zu einem Drittel des in der Atmosphäre vorhandenen Kohlendioxids, im Frühjahr sublimiert es wieder in die Atmosphäre. Dadurch kommt es zu starken, von der Jahreszeit abhängigen Schwankungen im Luftdruck. Da also der Mars nur eine hauchdünne Atmosphäre besitzt, hält sich auf dem Planeten kein flüssiges Wasser, und kann es auch gar nicht geben. Temperatur und Luftdruck sind dazu zu niedrig. Das Klima auf dem Mars war aber einmal so warm und der Luftdruck hoch genug, daß flüssiges Wasser an der Oberfläche stabil existieren konnte. Die Atmosphäre auf Mars war einmal deutlich massereicher, als sie es heute ist. Einen Großteil der Atmosphäre hat der Sonnenwind in den Weltraum geblasen. Ein anderer Teil ist in Verbindungen im Boden eingearbeitet.

Die marsianischen Temperaturen sind eisig kalt, die tiefsten Werte liegen bei -130 °C, da ist nicht nur Wasser fest, sondern auch Kohlendioxid, das an den Polen tiefgefroren ruht. Die weißen Pole bestehen zu einem großen Teil aus gefrorenem CO2. Allerdings hat im Hochsommer die Sonne soviel Kraft, daß sie etwas Eis aus den Polkappen befreien kann. Im Sommer der Nordhalbkugel kann man Wassereis am Nordpol feststellen, wenn das CO2, das im Winter den Nordpol bedeckt, verdampft ist und das Wassereis freigelegt wird. Die Temperatur ist, wie auf der Erde, stark von der Jahreszeit, der Tageszeit und der geographischen Breite abhängig. So liegt die Temperatur am Äquator zeitweise auch bei +15 °C.

Obwohl sich in der Atmosphäre kaum Wasserdampf findet, gab und gibt es heute noch Wasser auf dem Mars. Es floß einst in großen Mengen und hat eine Reihe von Canyons, Tälern und Kanälen geformt. Ein Teil dieses Wassers hat sich in riesigen Fluten plötzlich über die Landschaft ergossen. Andere Täler sind durch Wasser entstanden, das unter ihrer Oberfläche floß und immer wieder Einstürze des Bodens verursachte und so Sedimente abtransportierte. Der »Rote Planet« war einstmals von Seen überzogen, da der Planet Sedimentgestein aufweist wie die Erde. Die heute trockenen Marskrater waren vor rund vier Millionen Jahren mit Wasser gefüllt, das bei einer Klimaveränderung verschwand.

Überall auf dem Mars findet sich ein feiner roter Staub, der von den Winden auf die ganze Oberfläche verteilt wird. Dieser Staub, der durch seinen hohen Anteil an Eisenoxid für die rote Farbe des Mars sorgt, wird zeitweise zu Staubstürmen aufgewirbelt, die den ganzen Planeten wochenlang einhüllen können. Derartige Staubstürme treten immer dann ein, wenn Mars sich im sonnennahen Abschnitt seiner Bahn befindet. Auch die Atmosphäre nimmt dann diese rötliche Farbe an.

Frühling in den mittleren und höheren Breiten auf Mars bedeutet: Wolken. Die Wolken entstehen durch das Sublimieren der saisonalen Polarkappen, wobei Kohlendioxid und Wasserdampf zurück in die Atmosphäre gelangen. Wenn die Jahreszeiten fortschreiten, werden die Wolken dünner. Wegen des dann immer noch vorhandenen atmosphärischen Dunstes ist die Sicht jedoch getrübt.

Wenngleich es auf der Nordhalbkugel des Mars Sommer ist, halten sich  in einigen Gebieten der nördlichen Tiefebenen einige Flecken von Schnee. Über manchen Einschlagskratern des Planeten in der Vastitas-Borealis-Ebene, nördlich von Utopia Planitia, liegen dann am Kraterrrand Flecken von Schnee oder Frost. Diese Flächen sind so klein, daß ein Mensch sie in einigen Minuten zu Fuß bequem überqueren könnte.

Mars ist selbst heute noch vulkanisch aktiv, wenn auch nicht so stark wie die Erde. Der Süden ist zum Großteil von einem kraterüberzogenen Hochland bedeckt, der Norden besteht hauptsächlich aus einem sehr flachen Tiefland. Die vielen Krater auf dem südlichen Hochland gehen auf eine massive Bombardierung durch Metereoriten zurück. Ähnlich wie der Mond weist der Mars Zeugnisse von Kollisionen mit Himmelskörpern von 50 bis 100 km Durchmesser auf, Bruchstücken aus dem Planetoidengürtel. Die gewaltigsten Einschlagstellen sind Hellas, Argyre und Isidis. Die nördlichen Tiefebenen von Mars liegen tiefer als der größte Teil des mit Kratern übersähten Terrains der südlichen Hemisphäre und liegen ebenfalls viel tiefer als die bemerkenswert höheren vulkanischen Höhen von Tharsis und Elysium. Diese Gebiete im Norden bestehen entweder aus vulkanischer Oberfläche und aus vom Wind getriebenen Sedimenten, oder die Ebene ist von Sedimenten eines früheren Ozeans bedeckt. Die südliche Tiefebene ist wahrscheinlich dadurch entstanden, daß flüssige Lava die Tiefebene überflutete und dort zu Stein erstarrte. Das Alter dieser Ebene ist nicht einheitlich, ist aber deutlich jünger als das Hochland und weist dementsprechend auch deutlich weniger Krater auf.

Die Geologische Karte zeigt sehr schön, daß die nördliche Hemisphäre des Mars wesentlich flacher und ausgeglichener ist als die südliche. Daraus schließt man, daß in der Vergangenheit des Planeten das gesamte Wasser nach Norden geflossen war und sich dort wahrscheinlich in einem großen Ozean gesammelt hatte. Die Höhenmessungen enthüllen außerdem den größten Einschlagkrater des Sonnensystems: Das Hellas-Becken nahe am Südpol ist neun Kilometer tief und hat einen Durchmesser von 2100 Kilometern.

Das Hochplateau der Tharsis-Region ist etwa 8000 km breit und liegt 10 km über dem umliegenden Tiefland. Auf dem Plateau gibt es drei Vulkane, die noch einmal 16 km höher sind: Ascraeus Lacus, Pavonis Lacus und Nodus Gordii. Diese Erhöhung entstand durch aufsteigende Gesteinsmassen, die sich aufgrund von Prozessen tief im Marsinneren jedoch auf die Tharsis-Region und die ebenfalls vulkanisch aktive Elysium-Region beschränkten.

Bei der Entstehung der Tharsis-Region sind auch die Valles Marineris entstanden. Dieses System aus Tälern ist 4000 km lang und bis zu 7 km tief, an den Seiten ist es durch steile Hänge begrenzt. Zum Vergleich: Der Grand Canyon ist mit einer Tiefe von 1,6 km dagegen winzig. In einem riesigen Bogen erstreckt sich das Chasma Marineris genannte System von der südlichen auf die nördliche Halbkugel über mehr als 60 Längengrade. Es reicht von der Region Tharsis über Tithonius Lacus, Melas Lacus, Coprates, Aurorae Sinus bis hin zur Region Chryse und zum Margaritifer Sinus. Das bemerkenswerteste Gebilde in diesem Grabenbruchsystem, das sich über 2500 km (die gesamte Breite der Vereinigten Staaten) erstreckt, ist der gigantische Canyon Tithonicus Chasma, etwa 75 km breit, bis zu mehreren Kilometern tief und über 500 km lang, im Tithonius Lacus gelegen, etwa 600 km südlich vom Äquator am westlichem Ende des Chasma Marineris. Das System, welches durch schnelles Schmelzen und Ablaufen großer »unterirdischer« Eismassen in einer früheren Epoche entstanden ist, nimmt seinen Ausgang in dem chaotischen Hügelland zwischen 10° und 50° Länge auf der Südhalbkugel.

Die östliche Hemisphäre weist kaum Bergschluchten von Bedeutung und auch nur ein kleineres vulkanisches Gebiet (Elysium) sowie eine große Lavawüste (Hellas) inmitten des weiten kraterartigen Hochlandes der südlichen Halbkugel auf.

Die Olympica Fossae sind eine Ansammlung von Gräben und Depressionen im nördlichen Tharsisgebiet, südlich des Alba-Patera-Vulkans. Die Fossae sind deshalb so faszinierend, weil sie eine große Vielfalt an Oberflächenmerkmalen vereinen: Dünen, Schichten in Canyonwänden, Krater, die durch Bodeneinbruch entstanden sind, und Flußbetten.  

Nordwestlich von der Tharsis-Region befindet sich ein weiterer Vulkan: Olympus Mons, der höchste Vulkan im ganzen Sonnensystem. Dadurch, daß es auf Mars keine Plattentektonik gibt, trat immer wieder an derselben Stelle Lava aus der Oberfläche, und Olympus Mons konnte bis auf eine Höhe von 27 km wachsen.

Im Norden von Arcadia Planitia und einige tausend Kilometer nördlich des Olympus-Mons-Vulkanes befinden sich die nördlichen Tiefebenen, die den Namen Vastitas Borealis tragen. Diese Gebiete zeigen eine erodierte, geschichtete Landschaft und bestehen aus einer komplexen Mischung aus alten erodierten Einschlagskratern, teilweise begrabenen Kratern, polygonalen Rissen, die zwischen 10 m und über 10 km groß sind, sowie aus weiten Flächen, die relativ nichtssagend aussehen.

Es gab, wie oben gesagt wurde, auf Mars einmal flüssiges Wasser. Im älteren Hochland findet man nämlich Täler, die durch Wasser geformt wurden. Dabei gibt es zwei verschiedene Typen von Tälern: Zum einen Täler, die kaum Verzweigungen aufweisen und vermutlich entstanden, als gewaltige Wassermassen plötzlich freigesetzt wurden und sich in kurzer Zeit ein Flußbett gruben. Diese Täler könnten jedoch auch unter den heutigen klimatischen Verhältnissen entstehen.  

Der meandrierende Canyon des Nanedi-Valles-Systems ist eines der Täler, die die Ebenen von Xanthe Terra durchschneiden. Das Tal, in dem ein ca. 200 m breiter Kanal vorhanden ist, der mit Dünen und Geröll bedeckt ist, ist ca. 2.5 km breit und wurde durch Wasser ausgehöhlt, welches für einen längeren Zeitraum durch dieses System geflossen ist. Anstelle einer massiven, plötzlichen Flut ist dieses Tal von einem kontinuierlichen Wasserstrom eingeschnitten worden, der Vergleiche mit Analogien auf der Erde nahelegt. Die eigentliche Erweiterung zur heutigen Talform ist noch durch weitere Erosionsprozesse verstärkt worden, nämlich durch Einbrüche, Erdrutsche, Wind und Grundwasser.

Andere Täler zeigen weit mehr Verzweigungen und ähneln mehr irdischen Flußbetten. Diese Täler sind durch einen viel schwächeren aber länger andauernden Wasserfluß entstanden. Sie sind ein Hinweis dafür, daß Mars einmal ein Klima hatte, unter dem flüssiges Wasser stabil war. Das bedeutet, daß Mars eine dichtere Atmosphäre und deutlich höhere Temperaturen besaß.

Es finden sich auch einige ältere Krater, die starke Spuren von Erosion zeigen, so daß sich zeigt, daß hier Wasser am Werk war. Auch einige Steine können nur unter dem Einfluß von flüssigem Wasser entstanden sein. Auf Mars gab es einmal flüssiges Wasser an der Oberfläche. Es gibt oder gab aber auch flüssiges Wasser in Höhlen unter der Oberfläche, das durch vulkanische Aktivitäten erhitzt wird.

Auf der Südhalbkugel des Mars liegen zwei der ältesten Vulkane auf dem roten Planeten, nämlich die beiden Vulkane Tyrrhena Patera und Hadriaca Paterna. Die beiden Krater sind von Kanälen umgeben. Von allen Vulkanen auf dem Mars haben diese die meisten und die längsten Kanäle, und das bedeutet, daß es einmal sehr viel Wasser gab, als sie entstanden sind. Die Kanäle, quasi ausgetrocknete Flußbetten, sind durch die Vulkane entstanden, die durch ihre Wärme große Mengen von Eis zum Schmelzen brachten, das dann den Krater hinabfloß und die jetzt sichtbaren Kanäle formte.

Der Auswurf eines Kraters besteht aus Material, welches während der Explosion eines Meteoriteneinschlages aus ihm herausgeschleudert wird. Erfolgt der Meteoriteneinschlag in einem Gebiet, das Wasser enthält, ist der Krater von Auswurfablagerungen umgeben, die man als verflüssigten Auswurf bezeichnet. Das Wasser befindet sich in fester oder flüssiger Form im Untergrund. Es wird in dem Moment frei, wo der Meteorit einschlägt, zusammen mit Tonnen von Gestein und Trümmern, wobei der Auswurf wie ein Erdrutsch fließt.Verflüssigter Auswurf zeichnet sich durch seine überlappende Struktur und manchmal durch einen Wall entlang des Randes der Auswurfablagerungen aus. In diesem Fall finden sich zwei Wälle, die den Kraterauswurf umranden. Dieser Typ von Ablagerung wird manchmal auch doppelt überlappende Wallablagerung genannt. Zusätzlich kann ein Krater ebenfalls normalen Auswurf besitzen, welcher sich dann außerhalb des äußeren Walles befindet.

So, nun besitzen Sie genügend Grundwissen, um sich auf den Weg zu machen. Vergessen Sie auf keinen Fall Ihr Kartenmaterial.

Ich wünsche Ihnen einen genußvollen und erholsamen Aufenthalt auf Mars.

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