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Die Oberfläche des Mars

Die kalte und trockene Oberfläche des Planeten ist von Einschlagskratern unterschiedlichster Größe übersät. Daneben erheben sich Vulkane, ziehen lange Gräben hindurch. An den Polen gibt es Kappen aus Wasser- und Trockeneis. Sanddünen und Verwehungen bedecken viele Bereiche. und belegen die erosive Windkraft der Marsatmosphäre., Anderen Gebiete sind von Steinen übersät, wie in den Steinwüsten der Erde.

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.

Die große Schildvulkane zeigen, dass der Planet noch vor geologisch kurzer Zeit aktiv war. Der größte davon, Olympus Mons, ragt 25 Kilometer über die Umgebung. Er hält damit den Höhenrekord im Sonnensystem. Seine Basis hat einen Durchmesser von 600 Kilometer.

Olympus Mons

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.

Valles Marineris

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 zeigt einen Ausschnitt mit komplex strukturierten Gräben des Valles Marineris.
Mäandrierende Schluchten legen die Existenz ehemaliger Flusstäler nahe.

Die Polgebiete des Mars

Jeder Pol des Mars besitzt eine Eiskappe, deren Ausdehnungen sich mit den marsianischen Jahreszeiten ändern. Am Nordpol des Roten Planeten befindet sich permanenter bis zu zwei Kilometer dicker Eisschild mit einem Durchmesser von rund 1100 Kilometern. Er besteht aus einem Gemisch aus Wassereis und gefrorenem Kohlendioxid, Trockeneis. Wenn während des Marswinters auf der Nordhalbkugel die Temperaturen auf bis auf -125 °C fallen, schneit ein Teil des Kohlendioxids aus der Marsatmosphäre auf den Boden herunter. Im Frühling verschwindet es aber rasch wieder, wobei es direkt vom festen in den gasförmigen Zustand übergeht. Das weiße Material ist gefrorenes CO2 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.

Die zum Teil sehr kräftigen Winde in den Polarregionen führen vermutlich zu wirbelartigen Strukturen der Eiskappen, denn durch die großen Temperaturunterschiede zwischen polaren und gemäßigten Breiten können sich auf dem Mars Stürme mit Geschwindigkeiten von bis zu 400 Kilometern pro Stunde entwickeln. Die dunklen Furchen, die sich spiralförmig gegen den Uhrzeigersinn vom Polzentrum nach außen erstrecken, könnten laut Radardaten durch vom Wind abgelagerten Staub erschaffen worden sein.

Wassereis ist beständiger als Trockeneis. Das zeigen auch Radarmessungen des europäischen Orbiters Mars-Express, wobei große Vorkommen an Wassereis in den Polkappen nachgewiesen wurden, Ihre Dicke erreicht stellenweise 5 km. Wassereis unter der Oberfläche konnte auch in mittleren Breiten nachgewiesen werden, wo sich unter Geröllfeldern ausgedehnte Gletscher ausbreiten. An vielen Stellen ist der Marsboden wohl nur wenige Meter dick, wie Beobachtungen frischer Meteoritenkrater durch den Mars Reconnaissance Orbiters zeigten., Unter dem dünnen rötliche Marsboden befindet sich Wassereis. Die Eismenge im Marsboden und an den Polkappen würde ausreichen, um den gesamten Planeten zu überfluten.

Wegen des zu niedrigen Drucks der Marsatmosphäre verdampft flüssiges Wasser jedoch spontan und wird durch die UV-Strahlung der Sonne in Wasserstoff und Sauerstoff zerlegt. Ersterer entweicht in den Weltraum, während der schwerere Sauerstoff zurückbleibt und für die Oxidation der Eisenminerale des Mars verantwortlich ist. Der Mars rostet.

Quellen

Keller, Hans-Ulrich (2011): Kosmos Himmelsjahr 2012, Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co. KG, Stuttgart, ISBN: 978-3-440-12608-0
Keller, Hans-Ulrich (2009): Kosmos Himmelsjahr 2010, Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co. KG, Stuttgart, ISBN: 978-3-440-11532-9
Lingenhöhl, Daniel (2017): Das Eis vom Mars, Spektrum.de
Zekl, H. (2018): Seit 15 Jahren erforscht Mars Express den Mars, ScienceBlogs
Wikipedia