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Where there is no vision, the people perish.
- Proverbs 29:18
Vor der Weltraumerforschung hielt man den Mars für den heißesten Kandidaten für die Beherbergung außerirdischen Lebens. Astronomen dachten, sie würden kreuz und quer liegende gerade Linien auf seiner Oberfläche sehen. Dies führte dazu, daß die Leute dachten, es handele sich um von intelligenten Wesen angelegte Bewässerungskanäle. 1938, als Orson Welles ein Hörspiel auf Grundlage des Science-Fictions-Klassikers War of the Worlds (Krieg der Welten) von H.G. Wells senden ließ, glaubten genug Leute an die Geschichte einer Invasion vom Mars, um beinahe eine Panik zu verursachen.
Ein weiterer Grund für die Wissenschaft, Leben auf dem Mars zu erwarten, sind die jahreszeitlichen Farbwechsel, die auf der Oberfläche erscheinen. Dieses Phänomen führte zu der Spekulation, daß die Verhältnisse während der warmen Jahreszeit eine Blüte der Vegetation begünstigen und sie während der kalten Periode ruhen lassen.
Im Juli 1965 sendete Mariner 4 22 Nahaufnahmen des Mars. Die einzigen Enthüllungen waren, daß die Oberfläche viele Krater und natürlich entstandene Kanäle beherbergt, aber keinerlei künstlich angelegte oder sogar fließendes Wasser. Schließlich landeten im Juli und September 1976 die Landefahrzeuge der Viking auf der Marsoberfläche. Die drei biologischen Experimente, die von diesen Landefahrzeugen durchgeführt wurden, entdeckten unerwartete und rätselhafte chemische Aktivitäten im marsianischen Boden, lieferten aber keine klaren Beweise für Leben von Mikroorganismen in der Nähe der Landezonen auf dem Mars. Nach den Missionsbiologen sterilisiert sich der Mars selbsttätig. Sie glauben, die Kombination aus ultravioletter Sonneneinstrahlung, die den Boden sättigt, die extreme Dürre des Bodens und die oxidierenden Eigenschaften der Bodenchemie verhindern die Entstehung lebender Organismen im Marsboden. Die Frage nach Leben auf dem Mars in ferner Vergangenheit bleibt unbeantwortet.
Andere Instrumente fanden keine Anzeichen für die Gegenwart organischer Chemie an einer der Landestellen, aber sie lieferten eine präzise und definitive Analyse der Zusammensetzung der marsianischen Atmosphäre und entdeckten bis dahin unentdeckte Spurenelemente.
Die Atmosphäre des Mars unterscheidet sich gravierend von der auf der Erde. Sie setzt sich hauptsächlich aus Kohlendioxid mit geringen Anteilen anderer Gase zusammen. Die sechs häufigsten Bestandteile der Atmosphäre sind:
Die marsianische Luft enthält ungefähr ein tausendstel des Wasseranteils der Erdatmosphäre, aber es reicht aus, um zu kondensieren und Wolken zu formen, die hoch in der Atmosphäre umherziehen oder um die Rauchwolken von hochaufragenden Vulkanen verwirbeln. Örtlich können sich morgendliche Nebelschwaden in Tälern bilden. An der Viking 2 Landestelle bedeckte eine dünne Eisschicht in jedem Winter den Boden.
Es liegen Beweise dafür vor, daß in früheren Tagen eine dichtere Atmosphäre erlaubt haben könnte, daß Wasser über den Planeten fließt. Physische Erscheinungen, die an Küsten, Schluchten, Flußbette und Inseln erinnern, legen nahe, daß große Flüsse einst den Planet auszeichneten.
Die durchschnittlich aufgezeichnete Temperatur auf dem Mars liegt bei -63° C mit einer Höchsttemperatur bei 20° C und einem Minimum von -140° C.
Der Luftdruck schwankt an allen Landestellen halbjährlich. Kohlendioxid, der Hauptbestandteil der Atmosphäre, friert zu riesigen Polkappen ein, abwechseln an beiden Polen. Das Kohlendioxid formt dann riesige Schneedecken und taut wieder ab, wenn der Frühling auf der entsprechenden Hemisphäre eintrifft. Als die südliche Polkappe die größte Ausdehnung besaß, sank der durchschnittliche tägliche Luftdruck an der Viking 1 Landestelle auf gerade einmal 6,8 Millibar; zu einer anderen Zeit des Jahres lag er bei 9,0 Millibar. Der Luftdruck an der Viking 2 Landestelle betrug 7,3 und 10,8 Millibar. Zum Vergleich, der durchschnittliche Luftdruck auf der Erde liegt bei 1000 Millibar.
| Animationen des Mars |
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| Ansichten vom Mars |
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Das Innere des Mars
Unser augenblickliches Verständnis vom Marsinneren legt nahe, daß man ihn sich
mit einer dünnen Kruste, ähnlich der der Erde, einem Mantel und einem Kern vorstellen
kann. Unter Verwendung von vier Parametern können die Kerngröße und -masse
bestimmt werden. Dennoch sind nur drei dieser vier Parameter bekannt, und zwar die gesamte
Masse, die Größe des Mars und das Trägheitsmoment. Masse und Größe
des Mars konnten bei früheren Missionen exakt bestimmt werden. Das Trägheitsmoment
wurde durch Dopplerdaten der Viking Landefahrzeuge und der Pathfindermission bestimmt, indem
man die Präzessionsrate des Mars ermittelte. Die vierte Größe, die zur
vollständigen Bestimmung eines Modells des Marsinneren benötigt wird, wird bei
zukünftigen Missionen ermittelt werden. Mit drei bekannten Parametern ist ein Modell
ausgesprochen gekünstelt. Ist der Kern des Mars ausgesprochen dicht (im Vergleich zu
Eisen), so ähnlich wie es gilt für den Erdkern oder SNC Meteoriten, die man als vom
Mars abstammend hält, dann liegt der Kernradius des Mars bei mindestens ca. 1.300
Kilometern. Besteht der Kern aber aus einem weniger dichten Material, etwa aus einem Gemisch
aus Schwefel und Eisen, dann liegt der maximale Radius möglicherweise bei etwas unter
2.000 Kilometern.
(Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)
Topographische Karte des Mars
Bei diesem Bild handelt es sich um eine kürzlich herausgegebene topographische Karte
des Mars. Der volle Umfang der Topographie auf dem Mars beträgt ungefähr 30 Kilometer,
das anderthalbfache des Umfangs auf der Erde. Der seltsamste Aspekt dieser Karte ist der
gravierende Unterschied zwischen der niedrigen, flachen nördlichen Hemisphäre und
der stark verkraterten südlichen, die sich, im Mittel, ungefähr fünf Kilometer
höher befindet als der Norden.
(Mit freundlicher Genehmigung durch GSFC/NASA)
Die Schiaparelli Hemisphäre
Diese Abbildung zeigt ein Mosaik der Schiaparelli-Hemisphäre des Mars. Der Mittelpunkt
des Bildes liegt in der Nähe des Schiaparelli-Einschlagskraters mit seinem Durchmesser von
450 Kilometern. Die dunklen Streifen mit den hellen Rändern, die sich von den Kratern in
der Oxie Palus Region oben links im Bild abheben, rühren von Erosion bzw. Ablagerungen durch
den Wind her. Die hellen, weißen Stellen im Süden, inklusive des Hellas
Einschlagskraters ganz rechts unten, sind mit gefrorenem Kohlendioxid überzogen.
(Mit freundlicher Genehmigung durch USGS)
Die Valles Marineris
Bei diesem Bild handelt es sich um eine Darstellung der Hemisphäre um die
Valles Marineris des Mars. Es ist dem Anblick sehr
ähnlich, der sich einer Raumsonde bieten würde. Die Mitte der Darstellung zeigt das
gesamte Schluchtensystem der Valles Marineris, das mehr als 3.000 Kilometer lang und bis zu
acht Kilometer tief ist und das sich vom Noctis Labyrithus („Labyrinth der Nacht“),
dem bogenförmigen Grabensystem im Westen, bis zum chaotischen Terrain im Osten erstreckt.
Viele riesige antike Flußtäler beginnen im chaotischen Terrain und verlaufen
nordwärts. Viele der Schluchten führen in ein Bassin namens Acidalia Planitia
(„Acidalia Ebenen“), der dunklen Gegend im äußersten Norden des Bildes.
Die drei Tharsis-Vulkane (die dunkelroten Flecken), jeder um die 25 Kilometer hoch, sind im
Westen zu sehen. Sehr altes Terrain, das von vielen Einschlagskratern überzogen ist, liegt
im Süden der Valles Marineris.
(Mit freundlicher Genehmigung durch USGS)
Das zentrale Candor-Chasma - Schraägansicht
Diese Abbildung zeigt eine Teilansicht des Candor Chasma in den Valles Marineris. Es ist
zentriert um den Punkt bei der Breite -5,0 und der Länge 70,0. Der Blick fällt von
Norden in das Chasma. Die Geomorphologie des Candor Chasmas ist komplex, geformt wurde es von
Plattenverschiebung, Abtragung, Wind und möglicherweise durch Wasser und Vulkanismus.
(Mit freundlicher Genehmigung durch USGS)
Das westliche Candor Chasma (farbverstärkt)
Dieses Bild (mittig zur Breite 4° S, Länge 76° W) zeigt Bereiche der Valles
Marineris, inklusive des Candor Chasma (links unten), des Ophir Chasma (rechts unten) und des
Hebes Chasma (oben rechts). Kompliziert geschichtete Ablagerungen in den Schluchten
könnten seinerzeit in Seen abgesunken sein, und sollte dem so gewesen sein, wären
sie von großem Interesse für die Suche nach Fossilien von früherem Leben auf
dem Mars. Die rosigen Ablagerungen im Candor Chasma könnten auf hydrothermale
Veränderungen und der Produktion von kristallinen Eisenoxiden zurückzuführen
sein.
((Geissler u. a., 1993, Icarus 106,380). Viking Orbiter-Aufnahmen
Nummern 279B02 (violett), 279B10 (grün) und 279B12 (rot) bei einer Auflösung von
240 Meter/Pixel. Die Breite des Bildes ist 231 Kilometer. Norden liegt 47° im Uhrzeigersinn
gedreht von der Bildoberseite.)
Erdrutsch in den Valles Marineris
Obwohl die Valles Marineris als Plattenstruktur aufgebaut sind, wurden sie durch andere
Prozesse verändert. Dieses Bild zeigt eine Nahaufnahme eines Erdrutsches an der
Südwand der Valles Marineris. Dieser Erdrutsch entfernte teilweise die Kante des Kraters,
der an die Hochebene der Valles Marineris angrenzt. Man beachte die Spuren des Erdrutsches,
wo er den Boden der Valles Marineris überquerte. Verschiedene unterschiedliche Schichten
sind in der Wand dazwischen auszumachen. Diese Schichten könnten Regionen
unterschiedlicher Chemie oder mechanischer Eigenschaften der Marskruste sein.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Erläuterungen: LPI)
Drei HST-Ansichten des Mars in Opposition
Diese Aufnahmen des Hubble Space Telescope liefern die detaillierteste Vollansicht des
Roten Planeten, wie er jemals von der Erde aus zu sehen war. Die Bilder wurden am 25.
Februar 1995 aufgenommen, als sich der Mars in einer Entfernung von 103 Millionen Kilometern
befand. Zur Überraschung der Beobachter war der Mars wolkiger als in früheren
Jahren. Das bedeutet, daß der Planet kühler und trockener ist, weil Wasserdampf in
der Atmosphäre zu Eiskristallwolken gefriert. Die drei Bilder zeigen die Gegenden Tharsis,
Valles Marineris und Syrtis Major.
(Quellen: Philip James, University of Toledo; Steven Lee, University of Colorado; und
NASA)
Frühling auf dem Mars: Hubble beste Bilder vom Roten Planeten
Diese Ansicht des Hubble Space Telescope der NASA ist das klarste Bild vom Mars, das jemals
von der Erde aus gemacht worden ist, eigentlich nur übertroffen von den
zurückgesendeten Nahaufnahmen der den Mars besuchenden Raumsonden. Das Bild wurde am 25.
Februar 1995 aufgenommen, als der Mars zur Erde einen Abstand von ungefähr 103 Millionen
Kilometern hatte.
Wegen des Frühlings auf der Nordhalbkugel des Mars ist viel vom Kohlendioxideis um
die permanente Polkappe aus gefrorenem Wasser abgetaut und hat fast nur den Kern der Polkappe
zurückgelassen, der aus einem Eispanzer mit einem Durchmesser von mehreren hundert
Kilometern besteht. Die Fülle dünner weißer Wolken deutet an, daß die
Atmosphäre kühler ist als zur Zeit der Besuche durch die Raumsonden der Siebziger
Jahre. Morgenwolken erscheinen entlang der westlichen Tagesgrenze (links). Diese bilden
sich über Nacht, sobald die Temperatur auf dem Mars abfällt und das Wasser in der
Atmosphäre zu Eiskristallwolken gefriert. Mit seiner Erhebung um 25 Kilometern über
die Umgebung sticht der Vulkan Ascraeus Mons durch die Wolkendecke in der Nähe der
westlichen Tageslinie. Die Valles Marineris befinden sich unten links.
(Quellen: Philip James, University of Toledo; Steven Lee, University
of Colorado und NASA)
Ausflußquelle im Kanal Ravi Vallis
Diese Aufnahme des Kopfes des Ravi Vallis zeigt ein 300 Kilometer langes Teilstück
des Kanals. Wie viele andere Kanäle, die sich in die nördlichen Ebenen des Mars
öffnen, entstammt das Ravi Vallis ebenfalls einer Region aus kollabiertem und unterbrochenen
(„chaotischem“) Terrain innerhalb der älteren, verkraterten Hochebenen.
Strukturen in diesen Kanälen deuten darauf hin, daß sie von flüssigem Wasser
mit hoher Fließgeschwindigkeit ausgespült wurden. Der plötzliche Anfang des
Kanals, ohne erkennbare Nebenflüsse, legt nahe, daß das Wasser unter hohem Druck
von unterhalb einer Sperrschicht aus gefrorenem Boden geflossen ist. Als dieses Wasser
ausgeflossen war, stürzte die darüberliegende Decke ein und hinterließ die
Brüche und Mulden, die an der Stelle noch zu sehen sind. Drei solcher Gegenden von
chaotischem, kollabiertem Material sind auf dem Bild zu sehen, verbunden durch einen Kanal,
dessen Boden durch fließendes Wasser abgetragen wurde. Der Fluß in diesem Kanal
lief von West nach Ost (links nach rechts). Letztendlich mündet er in ein System aus
Kanälen, das nordwärts in das Chryse Bassin führt.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Beschreibung: LPI)
Umströmte Inseln
Das Wasser, das die Kanäle nördlich und östlich des Schluchtensystems der
Valles Marineris spülte, hatte riesige erosive Gewalt. Eine Folge dieser Erosion war die
Entstehung von umströmten Inseln, wo sich das Wasser an Hindernisse entlang seines Weges
annäherte. Die Abbildung zeigt zwei umströmte Inseln, die sich bildeten, als das
Wasser von zwei acht bis zehn Kilometer großen Kratern in der Nähe der Mündung
des Ares Vallis in die Chryse Planitia geteilt wurde. Das Wasser floß von Süd nach
Nord (unten nach oben auf der Aufnahme). Die Höhe des scharfkantigen Damms ist bei der
nördlichen Insel ungefähr 400 Meter, bei der südlichen etwa 600 Meter.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Beschreibung: LPI)
Ein Netz aus Tälern
Im Gegensatz zu den Erscheinungen auf den letzten beiden Bildern liefern viele Systeme auf
dem Mars keinerlei Beweise für katastrophale Überschwemmungen. Stattdessen zeigen sie
eine gewisse Ähnlichkeit mit Entwässerungssystemen auf der Erde, in denen Wasser
über längere Zeiträume bei niedriger Fließgeschwindigkeit arbeitet. Wie auf
der Erde fließen auch hier die Kanäle zusammen, um sich zu größeren
zu vereinen.
Dennoch sind diese Talnetze weniger entwickelt als auf der Erde, wobei die marsianischen
Beispiele es an kleinen Strömen mangeln lassen, die sich zu größeren Tälern
vereinen. Wegen diesen Fehlens kleinerer Ströme in den Talnetzen auf dem Mars nimmt man an,
daß die Täler hauptsächlich von Grundwasserflüssen gespeist und weniger auf ein
Ablaufen von Regenwasser zurückzuführen sind. Obwohl flüssiges Wasser heute
an der Oberfläche instabil wäre, zeigen theoretische Überlegungen, daß
flüssiges Grundwasser durchaus in der Lage gewesen sein könnte, die Täler zu
graben, sobald es von einem schützenden Eispanzer bedeckt ist. Andererseits könnten
die relativ alten Gegenden, die die Talnetze begrenzen, darauf hindeuten, daß der Mars
einst ein wärmeres und feuchteres Klima besessen haben könnte.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Beschreibung: LPI)
Südliche Polkappe
Dieses Bild zeigt die südliche Polkappe, wie sie sich nahe an ihrer Minimalausdehnung
mit circa 400 Kilometern Durchmesser präsentiert. Sie besteht im wesentlichen aus
gefrorenem Kohlendioxid. Dieser Kohlendioxidgletscher schmilzt niemals vollständig ab.
Das Eis besitzt ein rötliche Färbung wegen des Staubs, der in das Eis mit eingebracht
wurde.
(Mit freundlicher Genehmigung durch die NASA)
Nördliche Polkappe
Diese Abbildung zeigt eine Schrägansicht der nördlichen Polkappe auf dem Mars. Im
Gegensatz zur südlichen Polkappe besteht die nördliche möglicherweise aus
gefrorenem Wasser.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Laminiertes Polargebiet
Eine der Entdeckungen der Mariner 9 Sonde war, daß die südliche Polkappe des Mars
aus dünnen Schichten oder Beschichtungen aus Eis und Sediment besteht. Vier Jahre
später, am 10. Oktober 1976, machte die Viking 2 Sonde diese Aufnahme von der
nördlichen Polkappe des Mars. Die sichtbare Schichtung entstand als Resultat von
Staubablagerungen aus den Winden auf der Polkappe. Sowie die Polkappen klimatische
Veränderungen erleben, vergrößern oder verkleinern sie sich. Die Schichten aus
Staubsediment werden dicker, je näher man den Polen kommt, wo die Eisablagerungen
über längere Zeiten bestanden haben. Die Dicke der Ablagerung deutet darauf hin,
daß sie eher auf zyklische klimatische als auf jährliche Veränderungen
zurückzuführen sind. Sowie das Eis sich aus einem Gebiet zurückzieht,
entblößt der Wind die Ablagerungen und formt aus ihnen Täler und Grate. Diese
Formung von geschichteten Ablagerungen ist ein noch heute aktiver Prozeß.
(Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)
Dünenfeld
Dieses Bild zeigt verschiedene Dünenarten, wie sie in einem Dünenfeld in der
Nähe des Nordpols zu finden sind. Dieser Bildausschnitt zeigt ein Gebiet quer verlaufender
Dünen. Das ganze Bild umfaßt quer verlaufende Dünen zur Linken und
barchane Dünen zur Rechten mit einer Übergangszone dazwischen. Quer verlaufende
Dünen liegen senkrecht auf der vorherrschenden Windrichtung. Sie sind länger und
gerader, und häufig verbinden sie sich mit ihren benachbarten Dünen in einer
stumpfwinkligen „Y“-Verbindung. Barchane Dünen sind sichelförmige
Hügel mit Hörnern in Windrichtung. Diese Dünen sind vergleichbar mit den
größten Dünen, die auf der Erde zu finden sind.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Örtlicher Sandsturm
Örtliche Sandstrürme sind auf dem Mars etwas verhältnismäßig
gewöhnliches. Sie neigen dazu, in Gegenden aufzutreten, die topographisch hoch gelegen
oder von starken Temperaturübergängen geprägt sind (normalerweise in der
Nähe der Polkappen), wo Oberflächenwinde am stärksten wären. Dieser
Sturm dehnt sich über einige hundert Kilometer aus und befindet sich in der Nähe
der südlichen Polkappe. Manche örtliche Sandstürme wachsen noch an, andere legen
sich wieder.
(Copyright Calvin J. Hamilton; Beschreibung von LPI)
Der Weiße Fels
Auf diesem Bild ist ein unbekannteres, aber ungewöhnliches Merkmal des Mars zu sehen.
Man nennt es gemeinhin den „Weißen Felsen“. Die weiße
Erscheinung ist erodierter Kraterinhalt, aber wie diese Erscheinung genau entstanden ist, konnte
noch nicht befriedigend erklärt werden. Der Weiße Felsen wurde jedenfalls nicht
durch polare Prozesse hervorgerufen, weil er sich auf einer Breite von -8 Grad in der
Länge 355 Grad befindet. Er wurde von Winderosion verändert und zeigt heute
quer- und längsliegende Erosionsspuren.
(Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)
Die Marsatmosphäre
Diese Schrägaufnahme wurde vom Orbiter der Viking-Sonde aufgenommen und zeigt die
Marsatmosphäre als dünnes Band. Der Blick richtet sich nach Nordosten über das
Argyre-Bassin. Dieses mißt ungefähr 600 Kilometer Durchmesser mit einem rauhen Rand
von circa 500 Kilometer Breite.
(Copyright 1997 by Calvin J. Hamilton)
Das Gesicht auf dem Mars
Dieses Bild zeigt das Gesicht auf dem Mars, das phantasievolle Autoren als Beweis
für intelligentes Leben auf dem Mars heranziehen. Wahrscheinlicher ist, daß dieser
Hügel in den nördlichen Ebenen vom Wind erodiert wurde und daher seine
gesichtsähnliche Form herrührt.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Wer eine detailliertere Diskussion des Gesichts auf Mars lesen möchte, klickt bitte
HIER.
| Marsmonde Übersicht |
|---|
Die folgende Tabelle faßt Radius, Masse, Abstand zum Planetenmittelpunkt, Entdecker und Datum der Entdeckung jedes der Marsmonde zusammen:
| Mond | # | Radius (km) | Masse (kg) | Abstand (km) | Entdeckung | Datum |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Phobos | I | 13,5x10,8x9,4 | 1,08·1016 | 9.380 | A. Hall | 1877 |
| Deimos | II | 7,5x6,1x5,5 | 1,80·1015 | 23.460 | A. Hall | 1877 |
| Referenzen |
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Beatty, J. K. and A. Chaikin, eds. The New Solar System. Massachusetts: Sky Publishing, 3rd Edition, 1990.
Carr M. H. The Surface of Mars. Yale University Press, New Haven, 1981.
Kiefer, Walter S., Allan H. Treiman, and Stephen M. Clifford. The Red Planet: A Survey of Mars - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Mutch T. A., Arvidson R. E., Head J. W. III, Jones K. L., and Saunders R. S. The Geology of Mars. Princeton University Press, Princeton, 1976.
Williams, Steven H. The Winds of Mars: Aeolian Activity and Landforms - Slide Set. Lunar and Planetary Institute.
Zurück zur Erde
Reise zu Jupiter
