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Mars

© by NASA/ESA and STScI/AURA

Dieses Prachtfoto unseres roten Nachbarplaneten wurde am 26. Juni 2001 vom Weltraumteleskop Hubble aufgenommen. Es gilt als das schärfste je von der Erde aus aufgenommene Foto des Mars. Zu sehen sind gleich zwei sich zusammenbrauende Sturmsysteme: Eines verrät sich durch die weißen Wolkenformationen im Nordpolargebiet, das andere durch die gelb-braunen Staubschleier am rechten Rand der Südhemisphäre des Planeten. Wenige Wochen später hüllten die dichten Staubwolken eines globalen Mega-Orkans die gesamte Planetenscheibe in trübes, rötliches Licht.


Die Welt des verlorenen Wassers

Kaum ein anderer Planet unseres Sonnensystems ist der Erde so ähnlich wie der Mars. Mit einem Durchmesser von knapp 6.800 Kilometer ist unser Nachbar zwar deutlich kleiner als die Erde, doch besitzt auch er einen schalenförmigen, inneren Aufbau mit einem festen Kern, einem teils glutflüssigen Mantel sowie einer festen Gesteinskruste mit felsiger Oberfläche. So gibt es auf dem roten Planeten stark gegliederte Landschaften mit teils vulkanischen Bergen, Tälern, Becken und weiten Ebenen. Hinzu kommen Jahreszeiten und wechselnde Wettervorgänge mit Wolken, Wind und sogar Wassereis. Der wichtigste Baustein des Lebens, wie wir es kennen, flüssiges Wasser, ist unserem roten Nachbarn im All jedoch schon vor langer Zeit weitgehend abhanden gekommen.


Mächtige Vulkane bescherten einst Wasser im Überfluss


Der Marsvulkan Olympus Mons

© by NASA/JPL


Der größte Vulkan unseres Sonnensystems, der Marsvulkan Olympus Mons, aus Sicht der Raumsonde Viking 1 am 22. Juni 1978. Der Gigant hat vom Fuß an gemessen eine Höhe von 26,4 Kilometern und erreicht einen Basisdurchmesser von fast 600 Kilometern. - Die gewaltigen Eruptionen von Vulkanen wie diesem brachten einst das Wasser auf den roten Planeten.

Am Anfang war das Wasser. Auch auf dem Mars. Wasser floss über seine Oberfläche, in Flüssen und Seen, ja, füllte gar ganze Meeresbecken - daran haben Planetenforscher inzwischen kaum noch Zweifel. Denn zahllose Erosionsspuren deuten auf die marsgeschichtliche Existenz eines feuchten Zeitalters kurz nach der Entstehung des Planeten hin. Das feucht-warme Klimaregime überdauerte vermutlich mehrere Hundert Millionen Jahre, ging aber vor rund 4 Milliarden Jahren jählings zu Ende. Zwar gibt es Hinweise darauf, dass auch in der jüngeren Geschichte des Mars zumindest zeitweise und regional begrenzt immer mal wieder Wasser geflossen ist oder in Form von Schnee zu Gletscherbildung geführt hat, doch an das ursprüngliche, planetenweit feuchte Klima der Urzeit dürften solche temporären Ereignisse wohl nie wieder herangekommen sein.


Einstiges Flusstal auf dem Mars

© by ESA, DLR, FU Berlin (G.Neukum)


Das perspektivische Falschfarbenbild der hochauflösenden Stereokamera HRSC von Bord der europäischen Raumsonde Mars-Express lässt ahnen, dass dieses gewundene und tief in die Mars-Oberfläche eingeschnittene Tal einst von fließendem Wasser geformt wurde.

Gewaltige Vulkane spuckten damals neben Lava und Staub auch Unmassen an Kohlendioxid und Wasserdampf in die seinerzeit dichte und warme Marsatmosphäre. Als sich der Planet stark genug abgekühlt hatte, kondensierte der Wasserdampf wie auf der Erde zu Wolken und von gewaltigen Regenfällen gespeiste Flüsse formten Täler, Schluchten und Becken in die Oberfläche des jungen Planeten. Für einige 100 Millionen Jahre gab es Wasser im Überfluss. Schneefälle sorgten in den Polargebieten und an den Flanken der Bergmassive für die Entstehung von Gletschern.


Eiszeit auf Mars

© by NASA/JPL Brown University


Die NASA-Simulation zeigt den Mars mit den weit zum Äquator hin vorgerückten Gletschern einer prähistorischen Eiszeit. Forscher gehen davon aus, dass sich in der Geschichte des Planeten mehrfach Eiszeiten ereignet haben, weil die Neigung seiner Rotationsachse gegen die Bahnebene schwankt. Gegenwärtig ist diese Neigung mit etwa 25 Grad zwar derjenigen der Erde vergleichbar, doch trudelt der Mars wie ein instabiler Kreisel durchs All. So pendelt seine Achsneigung zwischen 0 und bis zu 60 Grad, ein Umstand, der je nach Achsstellung zur Sonne enorme Klimaschwankungen nach sich zieht. - Der Erde ist ein solches Schicksal nur deshalb erspart geblieben, weil sich unser Mond stabilisierend auf die Erdachse auswirkt.


Fatale Kettenreaktion ließ das Wasser verschwinden

Anders als die massereichere Erde vermochte der junge Mars seine von Vulkanausbrüchen und Asteroideneinschlägen gespeiste Atmosphäre jedoch nicht zu halten, so dass ein Teil seiner Gashülle permanent ins Weltall entwich. Als der Vulkanismus abklang und damit auch der Nachschub an Gasen und Wasser ins Stocken geriet, setzte eine Kettenreaktion mit verheerenden Folgen ein: Die Atmosphäre wurde dünner und immer mehr Wasser begann zu verdunsten.

Mit der unaufhaltsam entweichenden Atmosphäre ging nach und nach auch der größte Teil des Wasserdampfgases verloren und dadurch schwächte sich auch der wärmende Treibhauseffekt immer mehr ab. Das hatte wiederum zur Folge, dass es immer kälter wurde, bis auch die letzten Wasserreste zu Eis erstarrt waren und sich der Planet schließlich in die trockene Staubwüste verwandelte, als die wir ihn heute kennen.


Kratersee aus Wassereis

© by ESA, DLR, FU Berlin (G.Neukum)


Am Boden eines etwa 35 Kilometer durchmessenden Kraters in der Nähe des Mars-Nordpols sticht helles Wassereis deutlich hervor. Die Eisschicht ist nur wenige Dezimeter dick, doch sie zeugt von der feuchten Vergangenheit unseres Nachbarplaneten. Das Foto wurde von der hochauflösenden Stereokamera HRSC an Bord der Raumsonde Mars-Express aufgenommen, wurde jedoch zur Kontrastverstärkung bearbeitet. So dürfte die sichtbare Eisdecke in Wirklichkeit weniger blau, sondern eher beigefarben erscheinen, da sie von einer Staubschicht bedeckt ist. - Erst diesem Staub sowie der jährlich wiederkehrenden, winterlichen Konservierung der Oberfläche durch Trockeneis verdankt der gefrorene Kratersee vermutlich sein Überleben bis in die heutige Zeit.

Letzte Reste jenes einstigen Wasservorkommens finden sich allerdings noch heute auf und vor allem unter der Oberfläche des Mars. Teils sind sie chemische Verbindungen eingegangen, teils sind sie aber auch in Form von eingelagerten Eisschichten unter der Oberfläche des Planeten verborgen, wo sie von Staub und Geröll bedeckt gut konserviert und vor Verdunstung durch Sublimation weitgehend bewahrt blieben.


Der Stundenglaskrater

© by ESA, DLR, FU Berlin (G.Neukum)


Das Strömungsmuster dieser wegen ihrer einer Sanduhr ähnelnden Form als "Stundenglaskrater" bezeichneten, alten Geländeformation zeigt, dass aus dem Bergmassiv links oben einst Gletscher und Schutt zunächst in den oberen kleinen Einschlagkrater geflossen sind, bis dieser übergelaufen ist. Dann schob sich das Eis weiter talwärts in den 500 Meter tiefer gelegenen, größeren Krater.

Es ist nicht ganz auszuschließen, dass irgendwo tief unter der Oberfläche des Mars außer Schichten wassereishaltiger Materialien auch Adern flüssigen Wassers überdauern konnten. Klarheit über den Aufbau der tieferen Mars-Bodenschichten könnten aber bald die Radar-Sondierungen durch Mars Express und den Mars Reconnaissance Orbiter bringen.


Eissuche auf Mars

© by NASA/JPL University of Arizona


Die künstlerische Darstellung zeigt die NASA-Sonde "Odyssey", die mit Hilfe eines Gamma-Spektrometers bereits im Jahre 2001 nahe den Marspolen dicht unter der Oberfläche dünne Schichten mit 20 bis 50 Prozent Wassereis (helle Ablagerung) im Marsboden aufgespürt hat.

Ungeachtet seiner dramatischen Klimageschichte, die den Planeten nach Verlust fast des gesamten Wassers in eine lebensfeindliche Staubwüste verwandelt hat, konnten sich auf dem Mars einige Klimazyklen und Wettervorgänge behaupten, die wir auch auf der Erde kennen. So gibt es dort wie hier wechselnde Jahreszeiten, die sich am Vorrücken und Zurückweichen der sowohl von Trockeneis, als auch von Wassereisresten bedeckten Polkappen zeigen.


Jahreszeiten und Wettervorgänge wie auf der Erde

Ursache der Jahreszeiten auf Mars ist die bereits erwähnte Neigung seiner Achse gegen die Bahnebene um derzeit etwa 25 Grad, so dass in den polnahen Gebieten der beiden Hemisphären - wie auf der Erde - Mitternachtssonne und Polarnacht wechseln. Ist auf der Nordhalbkugel Sommer, so herrscht in der Südhemisphäre Winter und umgekehrt. Und weil Mars für einen Umlauf um die Sonne nahezu zwei Erdenjahre benötigt, dauern auch seine Jahreszeiten fast doppelt so lang wie auf der Erde: Ein Marsjahr entspricht 687 Erdentagen und damit etwa 22 ½ Monaten.


Nordpolargebiet mit Frühlingsstürmen

© by NASA/JPL MSSS


Frühlingsstürme am Rande des Nordpolargebiets: Nahe den Polen können sich aufgrund großer Temperaturgegensätze - genau wie auf der Erde - Stürme mit Wolkenfronten zusammenbrauen, die kalte von milderen Luftmassen trennen. Angetrieben werden diese imposanten Wettersysteme allein durch jahreszeitlich bedingte Luftdruckschwankungen. Ohne den Wechsel der Jahreszeiten gäbe es auf dem Mars auch keine nennenswerten Wettervorgänge.


Eisige Kälte mangels Treibhauseffekt

Die Marstemperaturen sind alles andere als gemütlich. Die Jahresmitteltemperatur beträgt minus 55°C und liegt damit rund 70° unter derjenigen unserer Erde. Ursache für die so niedrigen Werte ist der nahezu fehlende Treibhauseffekt. Die dünne Atmosphäre besteht zwar zu 97 Prozent aus Kohlendioxid, doch vermag die geringe, absolute CO2-Menge die Mars-Temperaturen nur um 5°C anzuheben. Auf der Erde bewirkt der Treibhauseffekt dagegen derzeit eine Erwärmung um 35°C. Ohne treibhauswirksame Gase läge die Erdmitteltemperatur nur bei minus 20°C, was das Einfrieren der Meere und damit die Gefährdung der wichtigsten Voraussetzung für das Leben zur Folge hätte.

Während Mars seinen sonnennächsten Bahnbereich durchläuft erwärmt sich die Luft in Äquatornähe nachmittags bis etwa plus 20° C, im günstigsten Fall reicht es auch mal für plus 25° Grad oder noch etwas darüber. Befindet er sich dagegen in Sonnenferne oder mindern Staubwolken die Sonneneinstrahlung, herrscht auch am Äquator ganztägig Frost. Nachts sinken die Temperaturen immer weit unter den Gefrierpunkt, in niedrigen Breiten auf minus 30 bis minus 70°, in höheren Breiten auf minus 70 bis minus 100° und in den Polarnachtgebieten im Winter sogar auf Werte nahe minus 140° C, so dass sich Kohlendioxidgas aus der dünnen Atmosphäre dann schichtweise auf den ansonsten überwiegend aus staubbedecktem Wassereis bestehenden Polkappen niederschlägt.


Landschaft am Marsnordpol

© by ESA, DLR, FU Berlin (G.Neukum)


Mächtige Schichten von Wassereis und Staub prägen die Landschaft am Nordpol des Mars. Die Klippen sind fast zwei Kilometer hoch. Das dunkle Material in den kraterähnlichen Strukturen und Dünenfeldern könnte vulkanische Asche sein.


Luftdruck und Wind auf dem roten Planeten

Von allen meteorologischen Erscheinungen dürfte dem Wind die mit Abstand größte Bedeutung zukommen, denn Wind ist im Zusammenspiel mit empfangener Sonnenenergie auf allen Planeten, die eine Atmosphäre besitzen, der Motor allen Wettergeschehens. Auch auf dem Mars gleicht er durch unterschiedliche Sonneneinstrahlung hervorgerufene Luftdruck- und Temperaturunterschiede aus und sorgt so für einen stetigen Wandel des Zustands der Atmosphäre. Je nach regionalen Bedingungen und Jahreszeit weht er nur als sanfter, kaum wahrnehmbarer Hauch oder er jagt als tosender Orkan dahin und kann durch den stets mitgeführten Staub ganze Landschaften verändern.


Staubfall in einen Marskrater

© by ESA, DLR, FU Berlin (G.Neukum)


Vom die Kaldera des 4500 Meter hohen Vulkans "Albor Tholus" umgebenden Plateau ergießt sich ein eindrucksvoller "Staubfall" in den drei Kilometer tiefen Krater. Die Staubfahne deutet auf starken Wind im Gipfelbereich des Vulkans hin.

Unter der dünnen Marsatmosphäre ist die Reibung des Windes mit der Oberfläche des Planeten deutlich kleiner als auf der Erde und wegen der geringen Schwerkraft, die nur etwa ein Drittel der Erdschwere beträgt, können Staubpartikel vom Wind bis in große Höhen aufgewirbelt und über weite Strecken transportiert werden. Auch bei länger andauernden Phasen mit ruhigem Wetter schweben daher immer feinste Staubpartikelchen in der Atmosphäre und verleihen dem Marshimmel auch bei völlig wolkenlosem Wetter stets seinen typischen, matt-rötlichen Schimmer.

Der Luftdruck auf dem Mars ist um mehr als das Hundertfache geringer als auf der Erde. Er beträgt im Mittel nur etwas mehr als 6 Hektopascal (hPa), wobei die Schwankungsbreite dieses Werts zwischen etwa 1 hPa im Gipfelniveau des über 26 km hohen Vulkans Olympus Mons und bis zu rund 11 hPa in den tiefsten Senken und Becken des Planeten liegt. Da es auf dem Mars keine Meere (mehr) gibt, wurde das mittlere Höhenniveau der Luftdruckfläche von 6,1 hPa als Bezugspunkt für die Höhe "Normal Null" (NN) festgelegt. Alle Höhenangaben auf dem Planeten Mars beziehen sich daher auf diesen frei definierten Nullpunkt. - Die meteorologisch bedingte Schwankungsbreite des Luftdrucks kann darüberhinaus überall auf dem Mars rund 25 Prozent erreichen.


Planetenweite Frühlings- und Herbststürme

Trotz des niedrigen Temperaturniveaus sind die Unterschiede zwischen mild, kalt und extrem kalt am Ende des langen Winters auf der einen bzw. ausgangs des Sommers auf der anderen Hemisphäre enorm. Außerdem erreicht die jahreszeitliche Kohlendioxid-Sublimation zu dieser Zeit ihr Maximum und erzeugt zusätzlich große Luftdruckunterschiede. Damit herrschen ideale Bedingungen zur Entstehung gewaltiger Ausgleichsstürme, die den ganzen Planeten erfassen können. Die von solchen Mega-Stürmen aufgewirbelten Staubmassen verhüllen dann oft wochen-, ja manchmal sogar monatelang die gesamte Marskugel mit dichten, rötlichen Wolken.


Staubsturmentwicklung auf dem Mars

© by NASAJ. Bell, M. Wolff and STScI/AURA


Alle paar Jahre bilden sich aus kleinräumigen Staubstürmen globale Orkane, die den ganzen Planeten wochenlang in dichte Schwaden rötlichen Staubs hüllen können. Der zeitliche Abstand der beiden Bilder oben beträgt nur 10 Wochen.

Ausgangsregionen solch gigantischer Stürme sind die polnahen Gebiete, in denen mit Beginn der herbstlichen Abkühlung Kohlendioxid aus der Atmosphäre sublimiert und sich als Trockeneis auf den Wassereiskappen niederschlägt. Dadurch zieht sich die Lufthülle zusammen, der Luftdruck fällt um mehr als 25 Prozent und es entsteht ein riesiges, atmosphärisches Tiefdruckgebiet. - Am gegenüberliegenden Pol laufen genau die umgekehrten Prozesse ab: Hier sublimiert das winterliche Trockeneis mit der Frühlingserwärmung wieder zurück in die Atmosphäre, wobei sich die Lufthülle ausdehnt und die Luftdruckbalance gegenüber den wärmeren, äquatornahen Gebieten durch einen Druckanstieg um mehr als 25 Prozent aus dem Gleichgewicht gerät. Dabei entsteht über der Südpolregion ein gewaltiges Hochdruckgebiet an dessen Rändern Kaltluft auszufließen beginnt.

In beiden Fällen ist die Atmosphäre bestrebt, die gegenüber niedrigeren Breiten entstehenden Druck- und Temperaturunterschiede auszugleichen, wobei heftige Stürme in Gang gesetzt werden. Die Polargebiete des Mars können daher als die Antriebsräder des planetaren Wetters bezeichnet werden. Auf der südlichen Hemisphäre kommt auch dem rund 8 Kilometer tiefen "Hellas-Becken" eine wichtige Rolle bei der Entstehung von Stürmen zu, denn nirgendwo sonst auf dem Mars sind die Luftdruck- und Temperaturunterschiede so groß, wie zwischen dieser vergleichsweise warmen Senke und den südlich angrenzenden, subpolaren und polaren Regionen des Mars. Dieser Umstand wirkt auf entstehende Stürme wie ein riesiger, durch die Orografie gezündeter Katalysator.


Wolkenanimation in der Nähe des Marsnordpols

© by NASA/JPL MSSS


Die Animation des sommerlichen Nordpolargebiets erstreckt sich über mehrere aufeinanderfolgende Tage. Zwar sind die einzelnen Bilder nicht in regelmäßigen Abständen aufgenommen, doch zeigen sie dennoch sehr schön die atmosphärischen Turbulenzen am Rande der Eiskappe. Auslöser hierfür ist die sehr unterschiedliche Erwärmung der Region: Während die hellen Eisflächen das Sonnenlicht reflektieren und daher kalt bleiben, absorbieren die dunkleren Schutt- und Sandflächen die Einstrahlung und erwärmen sich dabei deutlich. Die Temperaturunterschiede setzen daraufhin heftige Winde in Gang, die sich an den verwirbelnden Wolkenstrukturen gut beobachten lassen.

Die sich im Zuge der jahreszeitlichen Kohlendioxid-Sublimation in hohen Breiten entwickelnden Druckausgleichsstürme unterliegen auch auf dem Mars dem ablenkenden Einfluss der Corioliskraft, wodurch sich die Luftmassengrenzen zu weit geschwungenen Schlieren und Frontenbögen mit lang gestreckten Wolkenbändern formieren. Diese durch Staub- und Eiswolken gekennzeichneten Wetterfronten bewegen sich - wie auf der Erde - auf der Nordhalbkugel entgegen und auf der Südhalbkugel mit dem Uhrzeigersinn um das steuernde Tief.


Sturmwirbel in der Nähe des Marsnordpols

© by NASA/JPL MSSS


Wie bei Tiefdruckgebieten auf der Erde verwirbeln auch auf dem Mars Wolkensysteme, wo sich kalte und mildere Luftmassen zu nahe kommen. Die Bildfolge zeigt einen Frühlingssturm am Rande der noch vereisten Nordpolkappe.

Fallen die jahreszeitlichen Sturmbildungen bei Sonnennähe des Planeten mit besonders intensivem Strahlungswetter in den Äquatorzonen zusammen, verstärkt das erhöhte Strahlungsangebot den globalen Luftdruckgradienten weiter. Dadurch können die zunächst nur regionalen Sturmzonen der höheren Breiten leicht aufs planetare Windsystem durchschlagen und sich zum globalen Megasturm aufschaukeln. Am Ende einer solchen Entwicklung stehen alle paar Jahre wochenlang andauernde Druckausgleichsstürme, deren Staubwolken die Sonneneinstrahlung auf dem gesamten Planeten solange mindern, bis sich das Luftdruck- und Temperaturgefüge wieder stabilisiert hat.

Die Windgeschwindigkeiten der heftigsten Stürme dürften an der Oberfläche in höheren Breiten volle Orkanstärke von mehr als 120 km/h erreichen, weil aufgrund der dünnen Luft kaum Reibungsverluste auftreten. In der freien Atmosphäre liegen die Windspitzen möglicherweise sogar über 200 km/h. Bei diesen Angaben handelt es sich freilich nur um Schätzungen, genaueren Aufschluss über die Dynamik der Sturmsysteme des Mars kann erst ihre präzise meteorologische Erforschung ergeben.


Vergleich Sandsturm Mars - Erde

© by NASA/JPL MSSS


Der Vergleich zeigt eindrucksvoll, wie sehr sich die Vorgänge bei Staubstürmen auf Mars und Erde gleichen: Das obere Bild zeigt einen regionalen Staubsturm auf dem Roten Planeten, das untere Bild einen Sandsturm über den Kanarischen Inseln.


Wettererscheinungen auf Erde und Mars im Vergleich


Wetterparameter

Temperaturspanne
Temperaturmittel
Schwankungsbreite

Luftdruckspanne
Luftdruckmittel
Schwankungsbreite

Windsysteme
Sturmsysteme
Staubteufel

Wolkenarten
Wolkenformen
Wolkenfronten

Niederschläge abgesetzt
Niederschläge fallend
Gewitter

Erde

- 89,2 bis + 57,3°C
+ 15°C
146,5 K

870 bis 1083,8 hPa
1013,25 hPa
214 hPa

global und regional
räumlich begrenzt
lokal, eher selten

Wasser- und Eiswolken
stratiform und konvektiv
ständig, sehr verbreitet

Tau und Reif
Regen, Schnee, Hagel
sehr verbreitet

Mars

- 143 bis + 27°C
- 55°C
170 K

1 bis 11 hPa
6,1 hPa
10 hPa

global und regional
globale Stürme möglich
verbreitet und häufig

Eiswolken und Eisnebel
nur stratiforme bekannt
selten, nur in Polnähe

etwas Reif möglich
nicht bekannt
nicht bekannt


Die Temperatur- und Luftdruckdaten beziehen sich nur auf die Oberflächen der beiden Planeten, die anderen Parameter jeweils auch auf die freie Atmosphäre.


Weiter zu Teil 2  



Begleiten Sie uns im zweiten Teil unseres Mars-Wetterreports zum "Tanz der Staubteufel". Erfahren Sie alles über die Wolken am Marshimmel, warum Morgenrot auf dem roten Planeten nicht als Bote schlechten, sondern schönen Wetters gilt und lesen Sie einen typischen Wetterbericht für den Mars


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