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DER MARS



DER MARS


Mars (Planet), nach dem römischen Kriegsgott benannter Planet. Vergleicht man die Abstände der Planeten zur Sonne, so steht Mars an vierter Stelle. Er besitzt die drittgrößte Masse unter den Planeten im Sonnensystem. Der rote Planet hat zwei kleine, von Kratem tief durchfurchte Monde, Phobos und Deimos. Viele Astronomen glauben, daß sie astenoidenähnliche Objekte sind, die vom Mars bereits in einem frühen Entwicklungsstadlum eingefangen wurden Phobos hat einen Durchmesser von 21 Kilometern, Deimos einen von nur etwa zwölf Kilometern.





Erscheinungsbild von der Erde aus


Betrachtet man den Mars ohne ein Teleskop, dann erscheint er dem Beobachter als rötliches Gebilde mit beträchtlich schwankender Helligkeit. An der erdnahesten Stelle (55 Millionen Kilometer) ist der Mars nach Venus das hellste Objekt am Nachthimmel. In dieser Position ist der Mars am besten sichtbar, wenn er sich zusätzlich in Oppositon befindet - also derSonne direkt gegenübersteht. Etwa alle 15 Jahre treten diese günstigen Bedingungen auf. In diesem Falle erreicht der Planet außerdem sein Perihel (seine sonnennächste Position ).

Durch ein Teleskop kann man beobachten, daß der Mars helle orangefarbene Bereiche und dunklere, blaßrote Gebiete hat, deren Grenzen und Tönungen sich mit den Marsjahreszeiten ändem. (Aufgrund seiner Achsneigung und der Ungleichförmigkeit seiner Umlaufbahn hat der Mars kurze, verhältnismäßig warme Sommer auf der Südhalbkugel und lange, verhältnismäßig kalte Winter auf der Nordhalbkugel

Die rötliche Farbe des Planeten stammt von stark oxydiertem Material auf seiner Oberfläche.                                                             

Die dunklen Bereiche scheinen aus grobem, felsartigem Material zu bestehen.

Die helleren Gebiete bestehen vermutlich aus ähnlichen, aber stärker verwitterten Gesteinsbrocken und enthalten offenbar mehr feine, staubkörnchengroße Teilchen als die dunklen Bereiche. Weitverbreitet scheint das auf der Erde recht seltene Mineml Skapoliln zu sein, das möglicherweise als Speicher für Kohlendioxid ( CO²) aus der Atmosphäre fungiert.


Die Polarregionen des Planeten sind von deutlich sichtbaren weißen Kappen geprägt. Ganz offensichtlich bestehen sie aus Schnee oder Eis. Ihr Jahreszeitenzyklus wurde seit fast zwei Jahrhunderten beobachtet. In jedem Marsherbst bilden sich helle Wolken über dem jeweiligen Pol. Unter der sogenannten polaren Haube setzt sich im Herbst und Winter eine dünne Kappe Kohlendioxidschnee ab. Gegen Ende des Winters kann es passieren, daß sich die Kappe bis auf 45° geographischer Breite ausdehnt. Am Ende der langen Polamacht löst sich im Frühling die polare Haube auf und legt die Schneekappe frei. Die Grenze der Kappe zieht sich polwärts zurück, da die Sonne den angesammelten Schnee verdunsten läßt. In der Mitte des Sommers hört das Zurückweichen der sich alljährlich bildenden Kappe auf und eine helle Ablagerung aus Schnee und Eis überdauert die Zeit bis zum darauffolgenden Herbst. Man glaubt, daß diese verbleibenden Polarkappen vorwiegend aus gefrorenem Wasser bestehen. Am Südpol ist die Kappe etwa 300 Kilometer und am Nordpol ungefähr 1 000 Kilometer breit. Ihre exakte Schichtdicke ist zwar nicht bekannt, aber sie dürften Eis und gefrorene Gase mit insgesamt mindestens zwei Kilometer Mächtigkeit enthalten.


Beobachtung durch Raumsonden


Zu diesen genauen Kenntnissen über den Mars gelangte man im Verlauf von sechs Missionen unbemannter amerikanischer Raumsonden in der Zeit von 1964 bis 1976. Die ersten Bilder vom Mars wurden 1964 vom Mariner 4 aufgenommen Weitere Informationen brachten die Vorbeiflugmissionen von Mariner 6 und 7 im Jahre 1969. Der erste Mars-Orbiter, Mariner 9, startete 1971. Die Sonde untersuchte den Planeten fast ein Jahr lang, wodurch die Planetenwissenschaftler das erste umfassende Bild von dem Planeten und die ersten detaillierten Aufnahmen von seinen zwei Monden erhielten. 1976 landeten Viking l und II erfolgreich auf dem Mars und führten die ersten unmittelbaren Untersuchungen der Atmosphäre und der Oberfläche durch. Viking II stellte im April 1980 seinen Betrieb ein. Viking 1 arbeitete bis November 1982. Zur Viking-Mission gehörten auch zwei Orbiter, die den Planeten fast zwei Marsjahre lang untersuchten. 1988 entsandte die Sowjetunion zwei Raumsonden, die auf dem Mond Phobos landen sollten. Beide Missionen schlugen fehl, allerdings übermittelte die eine Sonde noch einige Daten und Aufnahmen, bevor der Funkkontakt abbrach.


Atmosphäre




Die Atmosphäre des Mars besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid (95 Prozent), Stickstoff (2,7 Prozent), Argon (1,6 Prozent), Sauerstoff (0,2 Prozent). Der verbleibende Rest enthält Spuren von Wasserdampf, Kohlenmonoxid und Edelgasen (wie Krypton und Xenon). Der durchschnittliche Druck an der Oberfläche beträgt etwa 0,6 Prozent des Druckes auf der Erde. Er entspricht damit dem Druck, der in der Erdatmosphäre in einer Höhe von 35 Kilometem herrscht. Abhängig von der Tageszeit, der Jahreszeit und dem Breitengrad schwanken die Temperaturen. Im Sommer können die Temperaturen einen Höchstwert von 17 °C erreichen, aber die täglichen Durchschnittstemperaturen an der Oberfläche übersteigen den Wert von -33 °C nicht. Da die Atmosphäre so dünn ist, sind tägliche Temperaturschwankungen von 100 °C nicht außergewöhnlich. In Polnähe, bis zu 50° geographischer Breite, bleiben die Temperaturen den ganzen Winter über so niedrig (weniger als -123 °C), so daß der Hauptbestandteil der Atmosphäre (Kohlendioxid) gefriert. Abhängig vom Jahreszeitenzyklus der Polarkappen, schwankt der Druck um etwa 30 Prozent des Durchschnittswertes.


Zu bestimmten Jahreszeiten sind einige Gebiete auf dem Mars starken Winden ausgesetzt. Diese sind stark genug, größere Mengen Sand und Staub bis in die Atmosphäre zu

verwirbeln. Zwischen Frühlingsende und Sommeranfang kommt es auf der südlichen Halbkugel zu einem wichtigen Wettervorgang. Dann befindet sich der Mars nahe dem Perihel, und die südlichen Breitengrade in der Nähe des Aquators sind am stärksten erwärmt. Es kommt zu Staubstürmen, von denen einige planetenumspannende Ausmaße annehmen. Dadurch verdunkelt sich die Planetenoberfläche für Wochen oder gar Monate.


Oberfläche und Planeteninneres


Die Oberfläche des Mars kann in zwei etwa halbkugelförmige Bereiche geteilt werden, indem man einen Kreis zieht, der etwa 30° zum Aquator neigt. Die südliche Hälfte besteht aus sehr altem, von kratem durchzogenen Gelände, das in der frühesten Entwicklungszeit des Planeten entstand. Zu jener Zeit war der Mars deutlich intensiverem Beschuß durch Meteore ausgesetzt, als das heute der Fall ist. Mittlerweile gingen beträchtliche Abtragungs- und Auflüllungsprozesse vor sich, die sich selbst bei den größten Kratem vollzogen.


Die nördliche Hälfte des Mars ist wesentlich weniger von Kratem zerklüftet. Sie entstand vermutlich durch vulkanische Aktivitäten. Man konnte zwei Hauptzentren ehemaliger vulkanischer Aktivität feststellen: das Elysiumplateau und die Tharsisregion. Im Tharsisgebiet befindet sich der größte bekannte Vulkan des Sonnensystems: der Olympus Mons. Dieser Schildvulkan erreicht eine Höhe von fast 27 Kilometern und hat einen Durchmesser von 600 KiIometern. Zur Zeit gibt es keine Hinweise dafür, daß irgendwo auf dem Planeten Vulkane aktiv sind.


Verwerfungen sind auf dem Mars weitverbreitet. Sie lassen auf Merkmale schließen, die zu Bruchlinien in der Planetenkruste führten. Großflächige Kompressionen haben scheinbar nicht stattgefunden. Insbesondere fehlen die auf der Erde häufigen Faltengebirge, was darauf hindeutet, daß es nicht oder nur kaum zu einer Plattentektonik kam. Offensichtlich war die Marskruste in der Vergangenheit dicker und die Temperaturen auf seiner Oberfläche waren auch damals viel niedriger als auf der Erde. Bei dem Steilabbruch nahe des Marsäquators könnte es sich um eine Erdrutschverwerfung handeln. Dies wäre ein Beleg dafür, daß auf dem Mars doch plattentektonische Vorgänge stattgefunden haben.


Die bei weitem aufsehenerregendsten Entdeckungen sind die Kanäle, die oberflächlich betrachtet den Tälem ausgetrockneter Flußläufe ähneln. Davon gibt es zwei Hauptformen. Die großen Kanäle wurden möglicherweise durch die flutähnliche Freisetzung riesiger Mengen flüssigen Wassers aus Gebieten mit zerfallenem, zerklüftetem Gelände gebildet. Die meisten dieser Kanäle führen



von der höhergelegenen südlichen zu niedriger gelegenen Regionen auf der nördlichen Halbkugel. Unklar ist immer noch die Ursache für das auf einige Stellen begrenzte Schmelzen des damaligen Grundeises in den Quellgebieten.


Außer den großen Ausflußkanälen gibt es zahlreiche kleine kanalartige Einschnitte, die vermutlich durch Erosion entstanden. In der heutigen Zeit ist kein flüssiges Wasser auf der Planetenoberfläche vorhanden.Die Kanäle lassen sich als Beleg dafür betrachten, daß auf dem Mars in der Vergangenheit höherer Druck und wärmere Temperaturen herrschten. Heute sind weite Flächen mit Sanddünen und anderen vom Wind geformten Verwitterungsmerkmalen bedeckt.


Über das Innere des Mars ist wenig bekannt. Aus der verhältnismäßig geringen mittleren Dichte des Planeten kann man den Schluß ziehen, daß der Mars keinen ausgedehnten Metallkern besitzt, es konnte kein meßbares Magnetfeld festgestellt werden. Die Kruste des Mars ist etwa schätzungsweise 200 Kilometer dick , fünf- oder sechsmal so dick wie die Erdkruste.


Die Suche nach Leben


Die Vorstellung, daß auf dem Mars Leben vorhanden sein könnte, hat eine lange Geschichte. 1877 behauptete der italieniscne Astronom Giovanni Schiaparelli ein planetenüberspannendes Kanalsystem gesehen zu haben. Später meinte der amerikanische Astronom Percival Lowell diese schwachen Linien seien künstliche Kanäle. Lowell hielt sie für einen Beweis großer Anstrengungen intelligenter Wesen, einen unfruchtbaren Planeten zu bewässern.Spätere Beobachtungen, insbesondere mit Hilfe der Raumsonden, wideriegten diese Spekulationen. Aufgenommene Spektren enthalten keinen Beweis für das Vorhandensein organischer Materie. Die jahreszeitlichen Veränderungen in diesen Gebieten sind nicht auf einen vegetativen Zyklus, sondern auf die zu bestimmten Jahreszeiten auftretenden Marswinde zurückzuführen. Am stärksten gegen das Vorhandensein von Leben spricht die dünne Atmosphäre. Die Oberfläche des Planeten ist dadurch tödlichen Dosen ultravioletter Strahlung ausgesetzt. Trotz intensivster Suche konnte man keine Spuren von Leben auf dem Mars entdecken.




Phobos: Der innere der beiden Marsmonde, entdeckt 1877 von Asaph Hall. Auf Bildern der Viking-Sonden aus dem Jahre 1977 erscheint Phobos mit Kratern übersäter Ellipsoid (28 x 20 km).

Der größte Krater, Stickney, nimmt mit 10 km Durchmesser rund in Drittel der Größe des Mondes ein. Eine Reihe von Streifen, von Stickney ausgehen, scheinen Brüche zu sein, die beim Einschlag des Objekts, der zu dem Krater führte, entstanden sind.


Deimos: Einer der zwei kleinen Monde des Mars. Die Oberfläche ist wie Phobos von Kratern zerfürcht. Die geringe Albedo                     und Eigenschaften der Oberfläche legen den Schluß nahe, daß beide Monde eine chemische Zusammensetzung ähnlich der von kohligen Chondriten haben. Man hat deshalb vermutet, daß sie gefangene Asteroiden sind.












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