Aufbau

Oberfläche und Vulkanismus

Die ersten Bilder direkt von der Oberfläche des Mars lieferten die beiden "Viking"-Lander im Sommer 1976. Weitere, detailreiche Bilder funkten 1997 die Sonde _Pathfinder_ und seit 2004 die beiden "Mars-Exploration-Rover" zur Erde.

Besonders eindrucksvoll ist eine 360° Panoramaaufnahme von Pathfinder im nachfolgenden Bild.

Beinahe alle Fotos von der Marsoberfläche zeigen eine Landschaft, die Steinwüsten auf der Erde gleicht. Verwehungen belegen die erosive Windkraft der Marsatmosphäre.

Die Oberfläche des Mars ist geprägt von zwei unterschiedlichen Hemisphären:

Die Nordhalbkugel besteht überwiegend aus flachen, ausgedehnten Ebenen mit nur wenigen Einschlagskratern.
Die Südhalbkugel bietet dagegen ein völlig anderes Bild. Ihr Terrain liegt im Mittel 5 Kilometer höher als das der nördlichen Regionen und ist von Kratern geradezu übersät.
Das Hochland ist mit 60% Flächenanteil etwas ausgedehnter als das Tiefland.

Die geringe Kraterzahl des Tieflandes ist ein Hinweis auf ein geologisch junges Alter. Durch tektonische oder vulkanische Prozesse verschwanden im Tiefland ehemalige Krater, die dort zuvor ebenso häufig gewesen sein müssen wie im südlichen Hochland. Als ein mögliches Szenario wird der Einschlag eines gigantischen Körpers auf der Nordhalbkugel angesehen, in dessen Folge sich enorme Mengen an Flutbasalten über die Oberfläche des Tieflands ergossen und die alten Krater überbedeckten.

Zwei prägnante Strukturen auf der Marsoberfläche sind die Tharsis-Region, ein bis zu 10 Kilometer hohes und 30 Millionen Quadratkilometer umfassendes Vulkangebiet, sowie das Gebiet Hellas Planitia, ein riesiger Einschlagskrater auf der Südhalbkugel.
Letzterer hat eine Tiefe von 6 Kilometern und mißt 2000 Kilometer im Durchmesser.

Zur Tharsis-Region gehört auch der Vulkan Olympus Mons. Er ist der größte Vulkan unseres Sonnensystems.
Sein Gipfel erhebt sich 26 Kilometer über das umliegende Land; sein Basisdurchmesser beträgt 600 Kilometer.
Seine äußere Umrandung besteht aus steilen Klippen, bis zu 6 Kilometer abfallen.
Der Gipfel des Olympus Mons bietet eine sehr schön ausgebildete, 80 Kilometer durchmessende Caldera.
Der Vulkan wuchs während mehrerer hundert Millionen Jahre auf seine heutige Größe aus einer stationären Magmakammer, aus der sich die Lava ergossen. Die letzten Eruptionen liegen erst einige Millionen Jahre zurück.

In der Äquatorgegend erstreckt sich in Ost-West-Richtung das gewaltige, 3000 Kilometer lange und bis zu 8 Kilometer tiefe Valles Marineris.
Eine Entstehungsmöglichkeit sind tektonische Bewegungen in der Marskruste; favorisiert wird eine Bruch-Hypothese, derzufolge sich sich die Marsoberfläche aufgewölbt und zusammengebrochen ist. Die Abbildung 4 zeigt einen Ausschnitt mit komplex strukturierten Gräben des Valles Marineris.
Mäandrierende Schluchten legen die Existenz ehemaliger Flusstäler nahe.

Polregionen

Jeder Pol des Mars besitzt eine Eiskappe. Im Laufe der marsianischen Jahreszeiten ändern sich deren Ausdehnungen.
Die nebenstehende Abbildung zeigt die minimale, sommerliche Eisbedeckung der südlichen Polkappe.

Das weiße Material ist gefrorenes CO_2 mit einigen Verunreinigungen durch Wassereis. Dieses Trockeneis bildet auf den Polkappen eine Schicht, die sich im Frühling wieder auflöst. Unter dieser Schicht liegt eine dünne Bodendecke aus klebrigem, salzhaltigem, rötlichem Staub über massiven Schichten aus Wassereis. Wenige Zentimeter unter der Oberfläche hat die Landesonde Phoenix blankes Wassereis gefunden.

Der europäische Orbiter "Mars-Express" wies mittels Radarmessungen große Vorkommen an Wassereis in den Polkappen nach, die bis 5 km dick sind. Auch in mittleren Breiten wurden unter Geröllfeldern ausgedehnte Gletscher nachgewiesen. Beobachtungen frischer Meteorkrater auf der Marsoberfläche durch Kameras des Mars Reconnaissance Orbiters zeigten, dass  der rötliche Marsboden an vielen Stellen nur wenige Meter dick ist und sich unter ihm Wassereis befindet.  
Die Eismenge im Marsboden und an den Polkappen würde ausreichen, um den gesamten Planeten zu überfluten.
Unter dem Atmosphärendruck des Mars verdampft flüssiges Wasser jedoch spontan.

Wegen des zu niedrigen Drucks der Marsatmosphäre kann Wasser dort nur als Eis bzw. Dampf vorkommen. Gelangen Wassermoleküle in die Atmosphäre, werden sie durch die 'UV-Strahlung der Sonne aufgespalten. Der frei werdende Wasserstoff entweicht in den Weltraum, der schwerere Sauerstoff bleibt zurück und wird bei der Oxidation der Eisenminerale des Mars verbraucht.

Innerer Aufbau

Der Mars besitzt einen ähnlichen Schalenbau wie alle terrestrischen Planeten. Der innere Kern hat einen Radius von vermutlich 1800 Kilometer oder weniger. Inwieweit er aus flüssigem Metall (Eisen) besteht, ist bislang noch nicht geklärt. Um ihn herum legt sich der silikatische, 1500 Kilometer mächtige Gesteinsmantel. Als der Mars noch geologisch aktiv war, bildete sich die Kruste, die mit rund 100 Kilometer etwa doppelt so dick ist wie bei der Erde.

Um etwas über die geodynamische Entwicklung des Mars zu erfahren, sind besonders die chemischen Analysen der Marsgesteine interessant. Sie werden mit dem Röntgenspektrometer APXS gemessen, der den modernen Rovern ("Soujourner", "Spirit", und "Opportunity") mitgegeben wurde.

Die Spektren zeigten einen differenzierten Charakter der Marsgesteine. Das war eine Überraschung, nachdem die meisten Marsmeteorite basaltischen Charakter haben sollten. Basalte sind die Gesteine, wie sie in der ozeanischen Erdkruste vorkommen und magnesium- und eisenreich, aber siliziumarm. Sie entstehen, wenn Mantelgestein schmilzt. Die Schmelze steigt zügig durch die dünne Kruste nach oben und kommt durch Eruptionsvulkane zur Oberfläche. Die Gesteine der kontinentalen Erdkruste entstehen hingegen, wenn Mantelschmelzen in eine dicke Kruste eindringen müssen, dort differenzieren und als magnesium- und eisenarme, dafür aber siliziumreiche Laven eruptieren.

Die alten Marsgesteine gleichen überraschenderweise der jungen, kontinentalen Erdkruste. Dies widerspricht den heutigen Theorien der Planetenevolution und kann bislang nur unzureichend erklärt werden.

Marsmeteorite

Von den heute etwa 24.000 bekannten Meteoriten auf der Erde stammen nur 27 vom Mars (Stand: November 2002). Es gibt zwei Merkmale, mit denen sie eindeutig als Mars-Meteorite identifiziert werden können:

1) aufgrund ihrer Sauerstoffisotopie und
2) aufgrund ihres jungen Alters

Die vielen tausend Meteorite, die als Bruchstücke von Asteroiden stammen, sind die meisten 4,56 Milliarden Jahre alt, also etwa genauso so alt wie unser Sonnensystem. Die Mars-Meteorite sind dagegen zwei bis drei Milliarden Jahre jünger und müssen viel später gebildet worden sein.
Solche gesteinsbildenden Ereignisse vor geologisch kurzer Zeit sind nur auf großen Körpern möglich, die über Jahrmilliarden Wärme speichern können - also auf Merkur, Venus oder Mars. Da kein Material von den inneren Planeten Merkur oder Venus zur Erde gelangt, bleibt einzig der Mars als Quelle übrig. Der Einschlag eines Körpers auf dessen Oberfläche schlägt aus dieser Gesteinsbrocken heraus, die anschließend das Schwerefeld des Mars verlassen und nach einer Odyssee im interplanetaren Raum schließlich auf der Erde nieder gehen.

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