Planetenweg: Mars

Text: Jürgen Volpp, Starkenburg-Sternwarte e.V. Heppenheim

Geschichte

Der Planet Mars fiel schon vor Tausenden von Jahren den Menschen wegen seiner rötlichen Farbe auf. Viele alte Kulturen (in Europa, China, Indien, Babylon und in Mexiko) brachten ihn deshalb mit Krieg, Tod und Feuer in Verbindung. Der römische Kriegsgott hieß Mars. Der Monatsname März ist davon abgeleitet. Das Symbol für Mars ist der Kreis mit dem Pfeil nach oben: ♂

Giovanni Schiaparelli beobachtete den Mars 1877 mit dem Teleskop und sah als erster feine Linien auf der Oberfläche. Er nannte sie Canali (Rinnen). Als auch danach andere immer mehr gerade Linien fanden, kam die Idee von Kanälen mit breiten Vegetationsstreifen auf, die eventuell von einer Zivilisation geschaffen waren. Ab den 1930er Jahren kamen an dieser Interpretation immer mehr Zweifel auf. Es bestätigte sich die Vermutung, dass die Kontrastverhältnisse für optische Täuschungen verantwortlich waren, die dem Beobachter Linienstrukturen suggerierten, wo nur Flecken aufeinander folgten.

Der Marsorbit (Umlaufbahn)

Der Mars ist der äußerste der vier inneren Planeten des Sonnensystems. Seine elliptische Umlaufbahn weicht stark von einer Kreisbahn ab. Nur der Merkur hat unter den Planeten im Sonnensystem noch eine stärker exzentrische Bahn. Der Abstand zur Sonne variiert zwischen 207 Mio km (Perihel) und 250 Mio km (Aphel). Ein Marsjahr dauert knapp 687 Tage, also fast 2 Erdjahre. Die Entfernung zwischen Erde und Mars schwankt zwischen den Extremwerten 56 Mio und 402 Mio km. Konstellationen mit diesen Extremwerten sind wegen der starken exzentrischen Bahn des Mars nur selten.

Der Mars rotiert um seine Achse in 24 Std 39 Min. Ein Marstag, Sol genannt, ist also nur wenig länger als ein Erdentag. Die Marsrotationsachse ist ähnlich wie die der Erde um ca. 25 Grad zur Bahnebene geneigt. Deshalb gibt es auch auf dem Mars Jahreszeiten. Die Vereisung der Polkappen verändert sich sichtbar entsprechend während eines Umlaufs.

Monde des Mars

Verglichen zu unserem Erdmond sind die zwei Mars-Monde winzig: Phobos und Deimos (Abb. 3a, 3b) sind unregelmäßige Felsbrocken, wahrscheinlich eingefangene Asteroiden. Phobos ist 18 km x 22 km x 27 km groß und umkreist den Mars in 8 Stunden in ca. 9300 km Abstand. Der noch kleinere Deimos, 10 km x 12 km x 15 km, benötigt 30 Stunden für einen Umlauf im Abstand von 23.500 km.

Abb. 3a Marsmond Phobos (ESA/DLR)

Abb. 3b Marsmond Deimos (NASA/Viking Orbiter)

Größe und Form des Mars

Der wesentlich kleinere Mars ist wie die Erde ein Gesteinsplanet. Mit einem Durchmesser von 6.800 km ist er nur halb so groß wie die Erde (Abb. 4). Seine Masse ist sogar nur ein Zehntel der Erdmasse, da seine Dichte mit 4 g/cm³ geringer als die der Erde (5,5 g/ cm³) ist. Die Anziehungskraft auf seiner Oberfläche nur ungefähr 1/3 so stark wie auf der Erde.

Die Vermutungen über den inneren Aufbau begründen sich auf Simulationen und einige wenige seismische Messungen. Der Schalenaufbau ist ähnlich dem der Erde: Kruste, Gesteinsmantel und Kern. Es scheint keinen festen Eisenkern zu geben, sondern nur einen flüssigen ohne signifikante Konvektionsströmungen.

Abb. 4 Erde und Mars im Größenvergleich. Die weißen Flecken auf dem Mars sind Eiskristallwolken. (NASA/JPL/ Global Surveyor)

Oberfläche und Strukturen

Eine Besonderheit des Marsglobus ist seine Zweiteilung: im Norden sind sand- und staubbedeckte Tiefebenen und auf der Südhalbkugel ist ein Hochland mit sehr viel mehr Kratern (Abb. 5). Ein Hinweis, dass die Oberfläche im Süden älter ist. Man vermutet, dass ein großer Asteroid auf der Nordhalbkugel einschlug und viel Krustenmaterial in den Weltraum geschleudert hat. Der Höhenunterschied zwischen Nord- und Südhalbkugel beträgt enorme 6 km!

Abb. 5 Die topographische Karte des Mars zeigt die gesamte Oberfläche in Falschfarben. Die Farben veranschaulichen die Höhen und Tiefen über oder unter einer errechneten mittleren Höhe. Die Höhenskala links ist in Metern angegeben. (Zamoni/ MarsOrbiterLaserAltimeter)

Die Verteilung von Senken/Tiefland sowie Hochplateaus mit Vulkanen sieht man deutlich in Abb. 5. Die Höhenunterschiede sind farblich codiert und umfassen 21 km, von tiefblau (-8500 m) bis Silber (+12500 m) bezogen auf eine errechnete mittlere Höhe. In der linken Bildhälfte bei ca. -110 Grad Länge sieht man drei Vulkane in einer Reihe und links davon den vierten und größten, Olympus Mons. Das Grabensystem Valles Marineris liegt rechts der Vulkanreihe. Der größte Einschlagskrater überhaupt ist Hellas Planitia, der dunkelblaue Fleck in der rechten unteren Bildhälfte bei ca. +70 Grad Länge. Der Krater liegt auf dem Marsglobus genau gegenüber den großen Vulkanen. Er misst 2300 km im Durchmesser und ist mit fast 9 km die tiefste Region auf dem Mars. Wahrscheinlich hat der Asteroideneinschlag damals zur Entstehung der Vulkane und des großen Grabenbruchs auf der gegenüberliegenden Seite des Globus geführt.

Die Landestellen der bisherigen Missionen sind eingezeichnet, auch die des 2021 gelandeten Rovers Perseverance.

Der Mars hält im Sonnensystem zwei Rekorde:

– Er besitzt das größte Grabensystem. Valles Marineris erstreckt sich über 4000 km, ist bis zu 700 km breit und bis zu 7 km tief.

– Der höchste Berg im Sonnensystem ist Olympus Mons; ein erkalteter 26 km hoher Schildvulkan.

Der Mars ist ein steiniger, staubiger Wüstenplanet. Die rote Farbe kommt von Rost. Eisenhaltiger Sand und Gestein waren früher mit Sauerstoff / Wasser in Kontakt. Dabei oxidierten die kleinen Eisenpartikel. Es entstand Eisenoxid. Auf der Erde finden wir es z.B. im Buntsandstein.

Von vielen Sonden im Marsorbit und Rover, die seinen Boden untersuchen, gibt es detailreiche und 3-dimensionale Bilder der Oberfläche, z.B. vom NASA Rover Pathfinder oder der ESA Sonde MarsExpress (Abb. 6), (Abb. 7a, b).

Abb. 6 Die Oberfläche des Mars ist eine Steinwüste. (NASA/Pathfinder)

Abb. 7a Noctis_Labyrinthus (ESA/DLR/ FU Berlin)

Abb. 7b Krater im Hellas Becken (ESA/DLR/ FU Berlin)

Ausgetrocknete Flusstäler wie z.B. am Jezero Krater, Landegebiet des Rover Perserverance (Abb. 8a), lassen vermuten, dass es auf dem Mars einmal flüssiges Wasser gab, als die Atmosphäre noch dichter war. Das Radarinstrument des ESA Sonde MarsExpress hat vermutlich in ca. 1,5 km Tiefe eine wasserführende Schicht entdeckt (Abb. 8b).

Abb. 8a Der Jezero Krater in Falschfarben, die das Höhenprofil anzeigen. Man erkennt deutlich Flusstäler als Zu- und Abfluss des ehemaligen Sees. (NASA/Tim Goudge)

Abb. 8b Wasserführende Schicht in 1,5 km Tiefe (ESA/MarsExpress)

Atmosphäre

Die geringe Anziehungskraft des Mars lässt Gase leicht ins Weltall entkommen. Die Marsatmosphäre ist hundertmal dünner als die auf der Erde. Das entspräche auf der Erde einer Höhe von 30-35 km. Die Marsatmosphäre unterscheidet sich deutlich von der unserer Erde: 95% Kohlendioxid (CO₂), Stickstoff und Argon zu je 2%. Sauerstoff gibt es nur zu 0,15%. Wasserdampf kommt nur in Spuren vor.

Die Temperaturen auf dem Mars sind wegen der größeren Entfernung zur Sonne und der dünnen Atmosphäre deutlich niedriger als auf der Erde – vor allem nachts. Tagsüber kann es am Äquator immerhin +20 Grad warm werden. Aber nachts kühlt es aber auf -85 °C ab. Die Durchschnittstemperatur ist –55 °C. Zum Vergleich: auf der Erde sind es moderate +15 °C.

Magnetfeld

Vor Milliarden von Jahren hatte der Mars sicher mehr Sauerstoff und Wasserdampf in der Atmosphäre. Wegen seiner geringen Masse kühlte er recht schnell aus, so dass die Konvektionsströmungen des Eisenkerns zum Erliegen kamen. Dadurch verlor er recht bald sein Magnetfeld. Ohne schützendes Magnetfeld ist die Atmosphäre seitdem dem Sonnenwind direkt ausgesetzt. Der Sonnenwind zerstörte im Laufe der Zeit die Wasser- und Sauerstoffmoleküle und riss die Bruchstücke mit ins Weltall. So verlor der Mars wahrscheinlich den Großteil seiner Atmosphäre und seines Wassers.

Auch für zukünftige Astronauten wird das fehlende Magnetfeld ein Problem sein: dessen Schutz vor Sonnenwind und kosmischer Strahlung, wie er auf der Erde existiert, fällt auf dem Mars weg. Zusätzlich hält die dünne Marsatmosphäre nicht viel Strahlung ab.

Polkappen

Das Eis an den Polkappen ist eine Mischung aus etwas Wassereis und Trockeneis (gefrorenes Kohlendioxid). Letzteres hat die Eigenschaft, dass es sublimiert, d.h. es kommt nur in fester oder gasförmiger Form vor. Aus Trockeneis macht man z.B. auf Bühnen Kunstnebel.

Schon mit den Amateurteleskopen unserer Sternwarte lassen sich die weißen Polkappen beobachten. Jens und Maja Rothermel haben im November 2020 den Mars fotografiert (Abb. 9) als er der Erde besonders nah war. Gut erkennt man eine vereiste südliche Polkappe, das dunkle Hochland und die rötliche sandbedeckten Tiefebenen.

Abb. 9 Marsaufnahme von der Sternwarte (Jens u. Maja Rothermel/SSW)

Staubstürme

Die starken Temperaturunterschiede auf dem Mars führen zu heftigen Staubstürmen in den Ebenen, insbesondere während des Perihels, dem sonnennächsten Punkt. Große Teile der Oberfläche sind dann verhüllt (Abb. 10). Staubablagerungen auf den Solarzellen haben den NASA-Rover schon große Probleme bereitet. Selbst kleinere Staubwirbel, Mini-Tornados, wurden von der ESA-Sonde TGO (Trace Gas Orbiter) beobachtet.

Abb. 10 Mars vor (links) und während (rechts) dem Staubsturm 2018. Aus den Staubwolken ragen nur noch die Reihe der 3 Vulkane und links davon Olympus Mons heraus. (NASA/JPL-Caltech)

Erforschung mit Raumsonden

Der Mars ist der mit Raumsonden am besten erforschte Planet. Nach zuvor sechs missglückten sowjetischen und amerikanischen Versuchen gelang es 1964 Mariner 4 als erster Sonde am Mars vorbeizufliegen. Der im Februar 2021 gelandete Rover Perseverance war die 50. Mission zum Mars.

Eine Chronologie der Marsmissionen findet man in Wikipedia.

Erwähnenswert ist ein weiteres Beispiel für eine optische Täuschung, die die Fhantasie von Science Fiction Fans im Jahr 1976 befeuerte. Die Aufnahme der NASA Sonde Viking 1 zeigt ein vermeintliches Gesicht. Es entpuppte sich bei anderer Beleuchtung und besserer Auflösung 2001 als Berg. (Abb. 11 a, b)

Abb. 11a Viking 1 1976