klimawandel auf dem mars: planetenforschung

256 | Phys. Unserer Zeit | 34. Jahrgang 2003 | Nr. 6 DOI:10.1002/piuz.200301029 © 2003 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim

Raumsonden haben in jüngster Zeit vermehrt Hinweise aufWassereis im Boden des Mars gefunden. Gleichzeitig stützenMessdaten und Computersimulationen die Hypothese, dass es auf unserem Nachbarplaneten in der Vergangenheitmehrmals zu Klimaumschwüngen kam. Möglicherweise sindSchwankungen der Rotationsachse dafür verantwortlich.

Größenordnungen geringer als der irdische. Dies lässt sichanschaulich als Äquivalent darstellen: Wenn das gesamteWasser in der Atmosphäre als (hypothetischer) Regen aufdie Oberfläche fiele, wäre diese nur zu etwa einem hun-dertstel Millimeter hoch bedeckt. Der Vergleichswert fürdie Erde beträgt mehrere Zentimeter. Obwohl die absoluteMenge also extrem gering ist, ist die Marsatmosphäre we-gen ihres sehr geringen Gesamtdrucks (je nach Jahreszeitdurchschnittlich 5 – 7 mbar) nahe an der Sättigungsgrenzefür Wasser. Dies macht sich in der häufigen Wolkenbildungbemerkbar.

Das zweite direkt beobachtbare Wasserreservoir stellendie Polkappen dar. Obwohl schon der berühmte AstronomGiovanni Domenico Cassini im Jahr 1666 Wassereis an denPolen vermutete, wurde seit den ersten von Raumsondenübermittelten Daten angenommen,sie bestünden vor allemaus gefrorenem Kohlendioxid.

Die gegenwärtige Marsforschung konzentriert sich aufdie Untersuchung von Wasser und Klima auf unserem

Nachbarplaneten. Wasser ist dort zwar vorhanden, aber imVergleich zur Erde handelt es sich um verschwindend ge-ringe Mengen. Der Partialdruck von Wasserdampf in der Atmosphäre beträgt nur 10–3 mbar und ist damit um vier

Planetenforschung

Klimawandel auf dem MarsERNST HAUBER

Abb. 1 Dünen-formen auf demMars treten inpraktisch allenvon der Erde herbekannten For-men auf. Sie de-monstrieren diedominierendeWirkung desWindes bei derGestaltung derheutigen Mars-oberfläche. AlleBilder zeigen ein2 bis 3 km breitesAreal.

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M A R S K L I M A | PL A N E T E N FO R S C H U N G

Diese Sichtweise änderte sich spätestens 1976, als dieViking-Sonden über dem sommerlichen Nordpol eine deut-liche Erhöhung der Wasserkonzentration in der Atmosphä-re registrierten. Dies wurde als Sublimation von Wassereisvon der Polkappe in die Atmosphäre interpretiert. Auch dieForm der Polkappen ist mit einer Zusammensetzung ausTrockeneis nicht vereinbar, denn dieses ist mechanischnicht stabil genug, um die beobachtete kuppelförmige Ge-stalt anzunehmen. Schließlich lieferte ein Spektrometer aufder Sonde Mars Odyssey, die seit 2001 den Planeten um-kreist,den endgültigen Beweis: Direkte Beobachtungen derSommereiskappe erbrachten den eindeutigen spektralenNachweis für Wassereis [1,2].

Heute gilt ein beträchtlicher Anteil an Wassereis in bei-den Polkappen als gesichert. Ihr Volumen konnte mit Hilfehoch genauer Lasermessungen bestimmt werden. Für plau-sible Zusammensetzungen der Eiskappen, die aus einer Mischung von Staub und Eis bestehen, ergeben sich Volu-mina zwischen 2,3 und 3 Millionen km3 [3], was einer glo-balen Wasserschicht von 16 bis 22 m entspräche. Die Oze-ane der Erde würden dagegen die gesamte Erdoberflächemit einer gleichmäßigen Schicht von 3 km Dicke umhüllen.

Offensichtlich besitzt der Mars also gegenwärtig wederan der Oberfläche noch in der Atmosphäre Wassermengen,die denen auf der Erde auch nur annähernd vergleichbarwären. Zudem ist Wasser in flüssiger Form auf der Mars-oberfläche nur in Ausnahmefällen stabil („Bedingungen fürWasser“, S. 259). Im Normalfall würde es wegen des ge-

ringen Atmosphärendrucks und der niedrigen Tempera-turen sofort verdunsten oder gefrieren. Mars ist heute einWüstenplanet, und die stärksten geologischen Veränderun-gen erzeugt der Wind (Abbildung 1).

Hinweise auf flüssiges Wasser in jüngster Vergangenheit

Umso mehr überraschte im Jahr 2000 eine Arbeit, die Pla-netenforscher in aller Welt aufhorchen ließ [5]. Zwei Wis-senschaftler hatten auf Bildern der amerikanischen SondeMars Global Surveyor, die zu diesem Zeitpunkt den RotenPlaneten bereits seit mehr als zwei Jahren umkreiste, Ero-sionsformen identifiziert, die nur wenige Meter breit undwenige Kilometer lang sind (Abbildung 2 und das Titelbild).Im Englischen heißen sie Gullies. Auf den Bildern frühererMissionen waren sie wegen der geringen Auflösung nichtentdeckt worden.

Morphologisch gleichen sie terrestrischen Hangrinnen,die von flüssigem Wasser geformt werden. Umgehend wur-den verschiedene Theorien ihrer Entstehung vorgeschla-gen, die fast alle eines gemeinsam haben: Flüssiges Wasserscheint an der Bildung beteiligt gewesen zu sein. Eine plau-sible Erklärung für die Bildung der Hangrinnen basiert aufder Analogie mit vergleichbaren terrestrischen Formen:Dabei kommt es beim Auftauen von Eis im Boden zum lawinenartigen Abgang einer Mure [6]. Vielleicht waren dieHänge aber auch mit Schnee bedeckt, und die Hangrinnenbildeten sich erst nach dessen Abschmelzen [7].

Abb. 2 Diese Hangrinnen aufdem Mars sindmorphologischnicht von solchenauf der Erde zu un-terscheiden. Sieentstanden wahr-scheinlich im Zu-sammenhang mitflüssigem Wasser.Beide Bilder zeigenjeweils ein einige Kilometer breites Terrain.

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Die einzige denkbare Alternative zu Wasser wäre eineMischung aus flüssigem Kohlendioxid und Gesteinsparti-keln [8], doch konnte diese Hypothese kaum Anhänger fin-den. Trockene Rutschungsprozesse scheiden nach Ansichtmancher Wissenschaftler wegen der spezifischen Form derRinnen ebenfalls aus. Auffällig ist die geographische Vertei-lung: Die Hangrinnen sind nicht überall auf dem Mars zu fin-den, sondern liegen in beiden Hemisphären etwa zwischen30° und 70° Breite.

Die eigentliche Sensation lag – neben der Entdeckungselbst – im Alter der Strukturen: Sie sind ganz offensichtlichsehr jung. Man erkennt dies daran, dass sich in den Hang-rillen keine Einschlagskrater befinden. In der Planeten-geologie ist die Anzahl von Einschlagskratern ein Maß fürdas Alter einer Oberfläche: Je älter sie ist, desto länger warsie dem Bombardement durch Meteoriten ausgesetzt unddesto höher ist die Kraterdichte. Auf den Hangrinnen undden Schuttfächern an ihrem Fuß fehlen Krater völlig. Siekönnen also nicht älter als einige Hunderttausend Jahresein, möglicherweise aber auch viel jünger. Sogar eine Bil-dung zum gegenwärtigen Zeitpunkt ist nicht ausgeschlos-sen. Obwohl wegen der fehlenden Kraterstatistik eine ge-nauere Eingrenzung ihres Alters nicht möglich ist, sind siein jedem Fall in geologischem Maßstab extrem jung [19].

Es scheint also,als hätte flüssiges Wasser in jüngster Ver-gangenheit auf oder wenig unterhalb der Oberfläche exis-tiert. Physikalisch ist dies jedoch nahezu unmöglich, da dieMarsatmosphäre derart kalt und dünn ist, dass Wasser nurin festem oder gasförmigem Zustand existieren kann. Wiekann es unter diesen Bedingungen in allerjüngster Vergan-genheit oder sogar gegenwärtig zur Bildung der Rinnen ge-kommen sein?

Junge geomorphologische PhänomeneDie überraschende Entdeckung der Hangrinnen sollte nichtdie einzige ungewöhnliche Beobachtung durch die SondenGlobal Surveyor und Mars Odyssey bleiben. Auch anderegeomorphologische Phänomene, die von der Wirkung vonWasser oder Eis zeugen,scheinen relativ jung zu sein. So fin-den sich Strukturböden mit polygonalen Mustern, die manauf der Erde von Permafrostgebieten wie Alaska oder Sibi-rien kennt, auch auf dem Mars (Abbildung 3). Sie sind nichtzufällig verteilt, sondern befinden sich in höheren geogra-phischen Breiten nördlich beziehungsweise südlich des je-

Abb. 3 Polygonale Muster auf der Marsoberfläche. Auf derErde bilden sich derartige Strukturen in Permafrostgebietendurch Eiskeile.

Abb. 4 Die Morphologie dieser Oberflächenformen, die anHängen auftreten, erinnert an terrestrische Gletscher oderBlockgletscher.

Abb. 5 Geschichtete Ablagerungen in den Polarregionen.Man nimmt an, dass sie periodische Schwankungen des Klimas widerspiegeln.



weils etwa 40. Breitengrades. In genau diesen Regionensollte theoretischen Überlegungen zufolge Eis in ober-flächennahen Bereichen des Marsbodens stabil sein. Da zu-dem in einem eishaltigen Boden in diesen Breiten therma-le Spannungen im Winter zu Brüchen führen sollten,haltenes viele Wissenschaftler für wahrscheinlich,dass diese Poly-gone durch Frostbrüche in eishaltigem Material und nach-folgendem Wachstum von Eiskeilen in den Brüchen ent-stehen.

Andere Strukturen scheinen auf Fließvorgänge im Mars-boden hinzuweisen. Auch hierfür gibt es auf der Erde Ana-logien. In so genannten Blockgletschern „kriecht“ eine Mischung aus Gesteinsblöcken und Eis Hang abwärts. Die-se Phänomene sind in den Permafrostgebieten der Erde ver-breitet, man findet sie aber auch in anderen kalten Gegen-den wie im Hochgebirge der Alpen. Schon seit Jahrzehntenwurde vermutet, ähnliche Vorgänge könnten sich auch aufdem Mars abgespielt haben. Die neuen Daten zeigen fas-zinierende Details dieser Strukturen (Abbildung 4). Auchsie scheinen nicht willkürlich über den Mars verteilt zu sein,sondern der gleichen Breitengradabhängigkeit zu unterlie-gen wie die Polygonböden und die Hangrinnen. Könntendie Gletscher – so es denn tatsächlich welche waren – anden gleichen Hängen aufgetreten sein wie die Hangrinnen?Tatsächlich sieht man am unteren Ende einiger Hangrinnen(Abbildung 2 rechts unten) merkwürdige gebogene Struk-turen, die in ihrer Form der „Gletscherzunge“ von Abbil-dung 4 ähneln und als Endmoränen gedeutet werden kön-nen. Möglicherweise war hier einst der gesamte Hang miteinem Gletscher bedeckt.

Eine Reihe von interessanten, relativ jungen Ober-flächenformen befindet sich also in zwei Gürteln, die sichin mittleren und höheren Breiten rund um den Planetenziehen. In noch höheren Breiten, nördlich und südlich vonetwa ± 60° Breite,scheint die Oberfläche dagegen sehr ebenzu sein. Es scheint, als hätte sich ein Mantel über sie gelegt,der vorher vorhandene Rauigkeiten einebnete. Auf die Exis-tenz eines derartigen Materials war zunächst aus den Höhen-messdaten von Global Surveyor geschlossen worden, die in den entsprechenden polaren und subpolaren Regionenstatistisch weniger rau sind als in niedrigeren Breiten [9].

Offensichtlich hat sich das Mantelmaterial aus der At-mosphäre abgelagert. Darauf weist die Tatsache hin,dass eseinheitlich über allen anderen Oberflächeneinheiten liegt.Diese oberste Schicht dürfte zumindest teilweise aus Staubbestehen,der beständig durch atmosphärische Prozesse aufder Marsoberfläche umverteilt wird. Da Sanddünen überden Mantel hinweg wandern,ohne ihn zu verändern,besitzter offenbar eine gewisse mechanische Festigkeit. Der „Ze-ment“, der ihm diese verleiht, ist vermutlich Wassereis.

In sehr hoch auflösenden Bildern konnte schließlichdie oberflächliche Textur der Ablagerungen direkt beob-achtet werden. Während sie polwärts von jeweils etwa 60°Breite intakt ist, weist sie in einem Übergangsbereich zwi-schen etwa 30° und 60° verschiedene Stadien der Degra-dation auf [10]. Dort konnte auch die Mächtigkeit des Man-

tels bestimmt werden, die mindestens einige Meter zu be-tragen scheint. In eben dieser Übergangszone haben auchdie jungen Oberflächenformen,die möglicherweise auf Was-

Abb. 6 Bilder derSommereiskappeam Südpol, auf-genommen nacheinem Marsjahr(links 1999,rechts 2001). Siezeigen einenRückgang derobersten Schichtaus CO2-Eis an.

B E D I N G U N G E N F Ü R WA S S E R |Wasser kann bekanntlich in drei Aggregatzuständen vorliegen: flüssig,fest oder gasförmig, wobei der Tripel-punkt (Abbildung) bei 273 K und 6,1 mbar liegt. Die Marsatmosphäreist extrem kalt und trocken. Nur imSommer steigen die Temperaturen inäquatornahen Regionen mittags über273 K, der Druck liegt zwischen denMaximalwerten von 2,5 mbar und12,5 mbar. Diese Variation ist jahres-zeitlich bedingt. CO2 kondensiert je-weils am Winterpol und sublimiert amSommerpol – dabei werden bis zu 25 %der Gesamtmasse der Atmosphäreeinbezogen. Wasser existiert dahernormalerweise entweder in festem Zu-stand als Eis oder gasförmig in der At-mosphäre.

In beiden Aggregatzuständen wur-de Wasser auch tatsächlich schonzweifelsfrei nachgewiesen, weswegendie oft gestellte Frage: Gibt es Wasserauf dem Mars? irreführend ist. Präzisersollte sie lauten: Gibt es flüssigesWasser auf dem Mars? Eine Antwortdarauf ist gegenwärtig nicht möglich.Doch kann beim Blick auf das Dia-gramm festgestellt werden, dass dieMinimalbedingungen dafür zumindestzeitweise auf dem Mars gegeben sind:

Der Atmosphärendruck muss 6,1 mbarübersteigen, und die Temperatur über273 K liegen. Es konnte nachgewiesenwerden, dass diese physikalischen Voraussetzungen manchmal, wennauch selten, vorhanden sind. Es bleibtallerdings offen, ob tatsächlich gegen-wärtig flüssiges Wasser periodisch ander Marsoberfläche auftritt [4].

Phasendiagramm für Wasser imDruck-Temperatur-Raum.

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ser und Eis zurückzuführen sind, ihr häufigstes Auftreten.Die Vermutung liegt nahe, die Erosion des Mantelmaterialshabe dort zur Ausbildung der Hangrinnen und der Fließ-erscheinungen geführt. Die Abhängigkeit der Erosionszoneund der geomorphologischen Phänomene von der geogra-phischen Breite deutet auf eine Kontrolle durch klimatischeProzesse hin. Die Erosion des Mantelmaterials könnte in-sofern ein Indiz für eine globale Klimaerwärmung auf demMars sein, die das Eis sublimieren lässt und die Erosion ver-ursacht.

An den Polen selbst sind die Auswirkungen eines Kli-mawandels unmittelbar zu beobachten. Schon lange warendie eigenartig geschichteten Ablagerungen (Abbildung 5),die weite Teile beider Polregionen bedecken und unter deneigentlichen Eiskappen liegen, als Zeugen periodischer Kli-maschwankungen interpretiert worden. Die lange Lebens-dauer von Global Surveyor ermöglichte den direkten Nach-weis für eine gegenwärtige Klimaerwärmung in den Polge-bieten: Die hoch auflösende Kamera der Sonde hatte imJahr 1999 Erosionsformen in der oberflächlichen CO2-Eis-schicht auf dem Südpol beobachtet. Diese Löcher sind ver-mutlich auf die Sublimation von Trockeneis zurückzu-führen. Als nach zwei Jahren erneut Aufnahmen derselbenGebiete gemacht wurden (Abbildung 6), hatten sich dieLöcher eindeutig vergrößert [11]. Die Sublimation ist alsooffensichtlich ein derzeit aktiver Prozess. Die Mehrzahl derjungen Oberflächenformen, die vermutlich im Zusammen-hang mit der Tätigkeit fließenden Wassers, mit Permafrostund Bodeneis oder mit Gletschern und Eisschilden stehen(fluviatile,periglaziale und glaziale Formen), liegen in höhe-ren Breiten ab etwa dem 40. Breitengrad.

Doch die Daten der neuen Raumsonden untermauernfrühere Vermutungen, auch tropische Breiten könnten injüngerer Vergangenheit vergletschert gewesen sein. In derNähe großer Schildvulkane am Äquator gibt es jeweils aufder westlichen Bergflanke großräumige Ablagerungen, dievon einigen Forschern als Reste einer Vergletscherung in-terpretiert werden [12]. Im Einzelnen handelt es sich umeine besondere Art von Moränen, um eine Oberfläche, diean terrestrischen Till erinnert (ein glazigenes Gestein, dasaus Moränen hervorgeht), und um Blockgletscher.

Auch für diese Kombination von Oberflächenformengibt es irdische Analogien: Die Trockentäler in der Antark-tis, die zu den kältesten und trockensten Gegenden auf der Erde zählen. Diese polaren Wüsten sind klimatisch dieMars-ähnlichsten Gebiete der Erde. Dort ist es so kalt, dassGletscher an ihrer Basis durch das Gewicht des Eises nichtaufschmelzen und auf dieser Gleitschicht über den Bodenkriechen, sondern am Boden gleichsam festfrieren. Die De-formation des Gletschers erfolgt nicht an seiner Basis, son-dern im Gletscherinneren. Der Untergrund wird deshalbnicht erodiert, und das Gelände wird nicht eingeebnet. Bil-der vom Mars zeigen, wie Krater an der Nordwestflankevon Arsia Mons,einem riesigen Schildvulkan in der Nähe desMarsäquators, vollkommen frisch erscheinen, obwohl ihre

Abb. 7 Moränen-artige Streifen bedecken das Aus-wurfmaterial eines Kraters amÄquator – Indizienfür eine möglicheehemalige Ver-gletscherung.

A B B . 8 | WA S S E R I M M A R S B O D E N

Relative Konzentration von Wasser im Marsboden, ermittelt aus den Ergebnissender Neutronenmessungen von Wasserstoff. Da die Wasserwerte stark modell-abhängig sind, sind die auf der Karte angezeigten Werte nicht identisch mit den imText genannten, die auf einer anderen Arbeit beruhen (aus [13]).



Auswurfmaterialien von feinen,moränenartigen Streifen be-deckt sind (Abbildung 7). Der Rand des oberen Kratersselbst erscheint frisch.

Offenbar war dieser Krater einst von einem sehr kaltenGletscher bedeckt, ohne von ihm eingeebnet worden zusein. Als der Gletscher langsam abschmolz oder sein Volu-men durch Sublimation verlor, lagerte sich an seiner Stirn-seite Material in feinen, zum Gletscherrand parallelen Mo-ränen ab. Bei den feinen Streifen handelt es sich also nichtum Stauch- oder Endmoränen, sondern um Ablagerungen,die sich auf dem Untergrund absetzen, ohne ihn zu modi-fizieren. Im Kraterinneren fehlen sie,denn dieses war nochlänger mit einer Resteismasse (Toteis) gefüllt. Das Morä-nenmaterial könnte feiner Staub oder Asche aus Vulkan-eruptionen sein, das aus der Atmosphäre auf den Gletschergelangte. Jeder Streifen würde einem Stillstand und einerdarauf folgenden Rückzugsphase des Gletschers entspre-chen.

Aufgrund von Messungen der Einschlagskraterstatistikweiß man, dass die Lavaströme, auf denen sich die Sedi-mente bildeten,geologisch sehr jung sind. Folgerichtig müss-ten also die möglichen Gletscher, die diese Sedimente ab-lagerten,noch jünger sein. Es scheint, als hätten in jüngererVergangenheit nicht nur in höheren Breiten, sondern biszum Äquator klimatische Bedingungen geherrscht, welchedie Entstehung von fluviatilen, periglazialen und glazialenOberflächenformen begünstigten. Sollte dieses Szenario zu-treffen,hätten sich also in den letzten 105 bis 106 Jahren aufdem Mars Perioden kälteren und wärmeren Klimas abge-wechselt: In Kaltzeiten entstand der oberflächliche Mantelaus einer Mischung von Eis und Staub von den Polen bis inmittlere Breiten, und in wärmeren Episoden wurde er wie-der in Richtung der Pole hin abgebaut.

Wassereis im BodenUnabhängig von den geomorphologischen Indizien für ei-ne wasserreiche, oberflächennahe Schicht in höheren Brei-ten auf dem Mars weisen physikalische Messungen in diegleiche Richtung. Auf Mars Odyssey befindet sich ein In-strument zur Messung von Neutronen und Gammastrah-lung,die durch das Bombardement des Marsbodens mit kos-mischer Strahlung freigesetzt werden. Letztere besteht vor-wiegend aus hochenergetischen Protonen, die wegen derfehlenden Schutzwirkung eines globalen Magnetfeldes undder dünnen Atmosphäre nahezu ungehindert in die Mars-oberfläche eindringen. Die Charakteristik der freigesetztenNeutronen und der Gammastrahlung erlaubt Rückschlüsseauf die chemische Zusammensetzung des Marsbodens.

Da mit dieser Methode keine Moleküle, sondern nur Ele-mente nachgewiesen werden können, muss über die Exis-tenz von Wasserstoff (H) auf Wasser (H2O) geschlossen werden. Insofern bleibt hier ein Unsicherheitsfaktor beste-hen. Dennoch liefert die globale Verteilung der gemessenenNeutronenstrahlung Anhaltspunkte, wo und in welcher Tiefe Wasserstoff und damit Wasser anzutreffen ist. Obwohlalle Angaben über absolute Wassermengen modellabhängig

sind, können so in erster Näherung Karten der Wasser-menge im Boden erstellt werden (Abbildung 8).

So scheint in der Nähe des Südpols der Untergrund un-ter einer trockenen Schicht schon ab einer Tiefe von etwa20 cm mit Eis durchmischt zu sein. Die absoluten Werte für den Wasser- beziehungsweise Eisgehalt des Bodens schwanken je nach Modell, doch ein hoher Prozentsatz anEis in höheren Breiten scheint sicher zu sein. Zum Äquatorhin nimmt die Tiefe der Eisschicht dann ständig ab,weil diehöheren Temperaturen eine Sublimation aus den oberenBodenschichten begünstigen. Allerdings erlauben die Mes-sungen des Neutronenflusses nur, die obersten Schichtendes Marsbodens bis in ein bis zwei Meter Tiefe zu unter-suchen.

Diese Ergebnisse stimmen erstaunlich gut mit den inBildern und Höhendaten beobachteten geomorphologi-schen Phänomenen überein. Ab etwa 60° nördlicher undsüdlicher Breite nimmt die aus der Häufigkeit der gemes-

I N T E R N E T |Seite des DLR-Adlershof mit vielen Linksberlinadmin.dlr.de/Missions/express/marslinks/marslinks.shtml

Die Regional Planetary Image Facility des DLR-Adlershofsolarsystem.dlr.de/RPIF/bestand.shtml

Aktuelle Marsbilderwww.msss.com

Die neun Planeten. Eine Multimediatour durchs Sonnensystemwww.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html

A B B . 9 | ROTAT I O N SAC H S ESchwankungender Rotations-achse und ihr Ein-fluss auf Klima-schwankungen(nach [16, 17]).

Austrocknung und

Degradation

Austrocknung und

Degradation

Vorzugsw

eise A

blagerung zwischen

etwa ±

30°und ±60°

Vorzugsw

eise A

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etwa ±

30°und ±60°

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Akkumulation und

Modifikation

262 | Phys. Unserer Zeit | 34. Jahrgang 2003 | Nr. 6 © 2003 Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim

senen Neutronen abgeleitete Wassermenge kräftig zu, wieAbbildung 8 verdeutlicht. Die höheren Wasserkonzentra-tionen in den Polgebieten lassen sich mit einer Ober-flächenschicht aus Eis und Staub, die aufgrund der geo-morphologischen Beobachtungen in mittleren und höhe-ren Breiten vermutet wird, gut erklären. Auch theoretischeModellierungen der Stabilität von Eis im Marsboden sagenunter heutigen Bedingungen einen hohen Wasseranteilnördlich und südlich von jeweils etwa 40° bis 60° Breite vor-aus [14]. In diesen Modellen nimmt man an, das Wasser gelange durch Diffusion aus der Atmosphäre in den Unter-grund,wo es sich durch Kondensation in den Porenräumenniederschlägt. Für diesen Vorgang erwartet man maximaleWasserkonzentrationen von 40 Volumenprozent. Aus denMesswerten der Neutronendetektoren leitet man allerdingsje nach Modell über 90 Volumenprozent ab [15].

Einige Klimaforscher bezweifeln,dass derart hohe Men-gen alleine durch Diffusion aus der Atmosphäre in die räum-lich begrenzten Porenräume angereichert werden kön-nen. Um diese Diskrepanz zu erklären, schlagen sie eine

direkte Anreicherung von Eis durch Niederschlag aus derAtmosphäre vor, wobei die Diffusion in den Untergrundvon untergeordneter Bedeutung wäre. Die Anreicherungwürde demnach allerdings nicht unter heutigen Bedingun-gen stattfinden. Klimaschwankungen in der Vergangenheitkönnten dieses Rätsel lösen.

Eiszeiten auf dem Mars?Schon lange ist bekannt, dass die Neigung der Marsrotati-onsachse wesentlich instabiler ist als die der Erde. DerGrund dafür ist das Fehlen eines großen Marsmondes. WieComputersimulationen gezeigt haben, stabilisiert ein mas-sereicher Mond die Rotationsachse eines Planeten. Bei derErde ist dies der Fall. Im vergangenen Jahr wurden dieSchwankungen der Marsrotationsachse (Abbildung 9) neuberechnet [16]. Nachfolgende Modellierungen mit Hilfe vonglobalen Zirkulationsmodellen belegten dann,wie diese Ver-änderungen das Klima auf dem Mars beeinflussen können[18]. Eine erhöhte Neigung der Rotationsachse führt bei-spielsweise zu einer höheren Sonneneinstrahlung an denPolen, wogegen die niedrigeren Breiten weniger Strah-lungsenergie empfangen und deswegen kühler sind als heute.

Konsequenterweise würden leichtflüchtige Bestand-teile wie Wasser und Kohlendioxid bei Achsenneigungenvon mehr als etwa 30° von den Polkappen in RichtungÄquator wandern. Dort könnten sie sich niederschlagenund eine Mischung aus Eis und Staub bilden. Wenn sich dieAchse wieder aufrichtet, sublimiert das Eis wegen der stei-genden Temperaturen in niedrigen Breiten und die ober-flächlichen Ablagerungen aus Eis und Staub würden abge-baut (degradiert). Der Staub bleibt zurück und bildet eineOberflächenschicht, die eventuell vorhandenes, darunterliegendes Resteis vor weiterer Sublimation schützt.

Wenn dieser Zyklus sich wiederholt, könnten auf dieseWeise viele der weit verbreiteten, geschichteten Sedimen-te auf der Marsoberfläche gebildet worden sein. Da in denletzten 400 000 Jahren die Achsenneigung verhältnismäßiggering war, wäre es in dieser Zeit zu einem Rückgang derEisschichten in mittleren Breiten gekommen (Abbildung 9).Steigt die Achsenneigung dagegen auf den maximal zu er-wartenden Wert von 45°, wäre Eis den Klimamodellen zu-folge sogar am Marsäquator stabil. Es dürfte dabei nichtgleichmäßig verteilt sein, sondern bevorzugt in topogra-phisch höher gelegenen Regionen auftreten. Dies könnteeventuell die möglichen Spuren von Gletschern an den Flan-ken hoher Vulkane erklären. Eine Kontrolle des Klimas derjüngeren Marsvergangenheit durch Schwankungen der Ro-tationsachsen- und Bahnparameter könnte also viele der be-schriebenen Beobachtungen erklären.

Raumsonden erkunden den Mars Die Theorie der durch Achsen- und Bahnschwankungenhervorgerufenen Klimaänderungen erscheint sehr attraktiv.Dennoch sind noch längst nicht alle Aspekte der Entwick-lung des Marsklimas verstanden. Die Beantwortung der Fra-

D I E D E U T S C H E M A R S K A M E R A |Die High Resolution Stereo Camera stellt den wichtigsten deutschen Beitrag zur ersteneuropäischen Planetenmission dar (Abbildung). Im höchst auflösenden Mode könnenGegenstände mit wenigen Metern Durchmesser identifiziert werden. Die Aufnahmenwerden erstmals eine quantitative Auswertung von Schichtmächtigkeiten ermöglichenund damit zu genaueren Einschätzungen der Wasser- und Eismengen führen, die bei ihrer Bildung beteiligt waren [20].

Abb. 10 Ein Talmündet von Süd-osten (oben links)in den Krater Gusev, in dem derMarsrover Spiritlanden soll. DasBild zeigt ein etwa180 km breitesGelände.

Die High Reso-lution StereoCamera be-findet sich anBord der SondeMars Express.



gen,wie es sich in der Vergangenheit verändert hat,wo der-zeit Wasser in welcher Form zu erwarten ist, und ob sichim Zusammenhang damit eventuell Leben entwickelt ha-ben könnte, steht vermutlich noch in ferner Zukunft.

Eine Reihe neuer Marssonden, die sich bereits auf demWeg befinden und gegen Ende diesen Jahres an ihrem Zielankommen werden,können entscheidende Beiträge liefern.Einen Überblick finden Sie im Anschluss an diesen Aufsatz.Erstmals entsendet auch die Europäische Weltraumorgani-sation, ESA, mit Mars Express eine Sonde zu unserem Nach-barplaneten. Sie verfügt über eine Reihe von Instrumenten,welche die Beschaffenheit der Oberfläche und der Atmos-phäre untersuchen sollen. So wird die Oberfläche aus derUmlaufbahn erstmals von einer Kamera in Farbe und Ste-reo mit einer räumlichen Auflösung von bis zu 10 m proBildpunkt abgebildet werden (siehe „Die deutsche Mars-kamera“ auf der gegenüber liegenden Seite).

Ein ebenfalls an Bord von Mars Express befindliches Ra-dargerät kann die Grenzflächen zwischen wasser- und eis-haltigen Schichten bis in mehrere Kilometer Tiefe im Bodenvermessen. Hochauflösende spektrale Aufnahmen könnenzeigen, wo die Oberfläche aus Mineralen besteht, die sichin Zusammenhang mit Wasser bilden. Kurz vor Erreichender Umlaufbahn um den Planeten wird das Mutterschiff ei-ne Kapsel mit dem Namen Beagle 2 absetzen. Sie soll sanftauf der Oberfläche landen und Marsgestein untersuchen.

Gleichzeitig sollen zwei Marsrover der NASA landen.Einer von ihnen geht in einem alten Einschlagskrater,genannt Gusev, nieder (Abbildung 10). In ihm vermutet manSedimente, die einst in einem Kratersee abgelagert wordensein könnten.

Erst die Kombination der Ergebnisse kommender Missionen mit derzeitigen Erkenntnissen wird zeigen, wiesich unser Nachbarplanet tatsächlich entwickelt hat. Kürz-lich entschied sich die NASA für den Bau des so genanntenPhoenix Landers. Diese Sonde soll 2007 starten und 2008in hohen Breiten landen,wo man hohe Konzentrationen anWassereis im Boden erwartet. Mit einem Greifarm kannPhoenix bis zu einen Meter tiefe Löcher graben und das Ma-terial analysieren.

ZusammenfassungEs gibt mittlerweile eine bemerkenswerte Übereinstimmungzwischen geomorphologischen Beobachtungen und Vorher-sagen über die Stabilität von Bodeneis sowie Klimamodellendes Mars. Letztere weisen darauf hin, dass es auf dem Marsin den letzten Millionen Jahren klimatische Umschwünge ge-geben haben könnte. Dabei lagerten sich in höheren und mitt-leren Breiten mehrere Meter mächtige Schichten aus Eis undStaub ab, die sich später zwischen etwa 30° und 60° nörd-licher und südlicher Breite teilweise wieder auflösten. Solltediese Theorie zutreffen, könnten auch heute noch eishaltigeMaterialien unter einer isolierenden Schicht aus Staub bis indie Äquatorregionen zu finden sein.

StichworteMars, Marsforschung, Marsklima,Wasser auf dem Mars, Per-mafrost,Mars Express,Mars Global Surveyor,Mars Odyssey.

Abbildungen 1-6 mit freundlicher Genehmigung: NASA/Malin Space Science Systems/DLR, Abb.7, 10: NASA/JPL/Arizona State University/DLR, Abb. 8: Los Alamos National Laboratory, S. 262 u.: DLR/FU Berlin.

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Der AutorErnst Hauber studierte Geologie an der UniversitätMünchen und promoviert derzeit an der FU Berlin.Gleichzeitig arbeitet er am Berliner Institut fürPlanetenforschung im DLR. Hier ist er vorwiegendmit der Planung für die hoch auflösende KameraHRSC auf der Sonde Mars Express beschäftigt.

AnschriftErnst Hauber, Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt, Institut für Planetenforschung,Rutherfordstraße 2, 12489 [email protected]

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