Mars – Atmosphäre

Sonnenuntergang auf dem Mars (Courtesy of NASA / JPL / Texas A&M / Cornell)
Sonnenuntergang auf dem Mars (Courtesy of NASA / JPL / Texas A&M / Cornell)

Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre, die hauptsächlich aus Kohlendioxid besteht. Mit 0,00636 Bar ist der atmosphärische Druck auf dem Mars wesentlich kleiner als der irdische Luftdruck am Boden (1 Bar). Der Druck auf der Marsoberfläche entspricht damit dem Druck der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe. In der Frühzeit des Mars muss die Atmosphäre allerdings deutlich dichter gewesen sein. Man nimmt an, dass das anfänglich vorhandene aber dann schwächer werdende Magnetfeld des Mars und seine verhältnismäßig geringe Schwerkraft dem energiereichen Sonnenwind keinen Einhalt bieten konnten, so dass dieser die Atmosphäre nach und nach regelrecht wegblasen konnte. Das atemberaubende Bild wurde am 19. Mai 2005 von dem Marsrover "Spirit" aufgenommen. Man sieht das diffuse Licht des Sonnenuntergangs, das durch hochfliegende Staubteilchen gestreut wird und so die lange Dämmerungsphase auf dem Mars bewirkt.

Hauptbestandteile der Marsatmosphäre
(Bodennähe, in Volumenprozent)
Kohlendioxid 95,3 %
Stickstoff 2,7 %
Argon 1,6
Sauerstoff
Kohlenmonoxid
Wasserdampf
sonstige Elemente
0,4 %

Trotz ihrer geringen Dichte ist die Marsatmosphäre erstaunlich aktiv. Die Rotationsachse des roten Planeten ist um 25,19 Grad geneigt, was zur Entwicklung von Jahreszeiten führt. Die Jahreszeiten auf dem Mars dauern wegen der längeren Umlaufszeit allerdings fast doppelt so lange wie auf der Erde. Die geringe Wärmespeicherkapazität der Marsatmosphäre ist der Grund dafür, dass die Temperaturschwankungen des Tag-Nacht-Rhythmus größer sind als die jahreszeitlich bedingten Schwankungen. In Äquatornähe können am Tag Temperaturen bis zu 20 Grad Celsius erreicht werden, während die Temperatur nachts auf -85 Grad Celsius abfällt. Somit liegt die Durchnittstemperatur auf dem Mars bei etwa -55 Grad Celsius.

Je nach Intensität der Sonneneinstrahlung können in der Atmosphäre dynamische Vorgänge ablaufen, die im Prinzip vergleichbar mit irdischen Prozessen sind, wenn auch nicht so intensiv. Aufgrund seiner exzentrischen Umlaufbahn fällt der Sommer in der südlichen Hemisphäre in die Nähe des Perihels, also des sonnennächsten Punktes der Marsbahn. Um den sonnenfernsten Punkt, das Aphel, ist es genau umgekehrt. Die stärkere Sonneneinstrahlung am Perihel hat zur Folge, dass der Sommer in der südlichen Hemisphäre rund 30 Grad Celsius wärmer ausfallen kann, als der Sommer auf der nördlichen Hemisphäre. Auf dem Mars gibt es verschiedene Wetterphänome, beispielsweise die Bildung von großflächigen Cirruswolken aus Kohlendioxid oder gigantische Staubstürme, die im Extremfall den gesamten Planeten einhüllen können.

Globaler Staubsturm auf dem Mars (Courtesy of NASA / STScl / AURA)
Globaler Staubsturm auf dem Mars (Courtesy of NASA / STScl / AURA)

Oben: Dieser Vergleich zeigt in beeindruckender Weise die Ausmaße, die ein globaler Staubsturm auf dem Mars annehmen kann. Die Aufnahmen wurden mit dem Hubble-Weltraumteleskop gemacht. Auf dem linken Foto sind noch einige Oberflächendetails zu erkennen, während auf dem rechten Bild die Oberfläche unter einem diffusen roten Schleier aus Sand und Staub verschwindet. Dieser Staubsturm im Jahr 2001 war der größte, den man seit Jahrzehnten auf dem Mars beobachten konnte.

Temperaturverlauf zu Beginn des Staubsturms (Courtesy of ASU Thermal Emission Spectrometer Team)
Temperaturverlauf zu Beginn des Staubsturms (Courtesy of ASU Thermal Emission Spectrometer Team)

Links: Die Animation basiert auf Temperaturmessungen des Thermal Emission Spectrometer, einem Instrument an Bord des "Mars Global Surveyor" (MGS). Sie zeigt den Temperaturverlauf zu Beginn des oben dargestellten Staubsturms. Das hochempfindliche Instrument registriert die Temperatur von Staubpartikeln und kann so den Weg der Teilchen nachverfolgen. Mittels dieser Daten ist es den Wissenschaftlern auch möglich, die Wechselwirkungen des Sturms mit anderen Wetterphänomenen zu beobachten und dadurch die "Klima"-Modelle des roten Planeten zu ergänzen. Bei der Animation sollte die Temperaturskala beachtet werden: Aus Gewohnheit kann man dazu neigen, rötlich markierte Gebiete (wie im Wetterbericht) mit den Begriffen "warm" oder "heiß" in Verbindung zu bringen – jedoch sind diese "warmen" Regionen auf dem Mars mit -65 Grad Celsius immer noch sehr kalt. Die Windgeschwindigkeiten auf dem Mars erreichen bis zu 650 Kilometer pro Stunde, was wegen der geringeren Atmosphärendichte aber nicht mit irdischen Windgeschwindigkeiten verglichen werden kann.

Spuren von Staubteufeln (Courtesy of NASA/JPL/Malin Space Science Systems)
Spuren von Staubteufeln (Courtesy of NASA/JPL/Malin Space Science Systems)

Links: In manchen Regionen kommt es bedingt durch die Landschaft und Wetterverhältnisse relativ oft zur Entstehung von Staubteufeln. Auf ihren Wegen hinterlassen sie schlierenartige Spuren auf der Oberfläche, die je nach Beschaffenheit des Untergrundes einmal heller und einmal dunkler sein können. Letztendlich kommt es nur darauf an, was dunkler ist: Das Gestein der Oberfläche, oder der aufgewirbelte Staub. Auf dem nebenstehenden Foto des Mars Global Surveyor sind einige helle Schlieren im Schiaparelli-Becken zu erkennen, von denen die meisten in ähnliche Richtungen verlaufen. Der Bildausschnitt misst ungefähr 1,5 mal drei Kilometer.

Staubteufel auf dem Mars (Courtesy of NASA / Marsrover Spirit)
Staubteufel auf dem Mars (Courtesy of NASA / Marsrover Spirit)

Links: Neben ausgedehnten Sand- und Staubstürmen gibt es auf dem Mars auch lokal begrenzte Windphänomene: Staubteufel, die in ähnlicher Weise auch auf der Erde vorkommen. Diese Reihe von Einzelaufnahmen zeigt einen Staubteufel am Gusev-Krater, fotografiert am 15. März 2005 vom Marsrover "Spirit".

Eiswolken in der Marsatmosphäre (Courtesy of IMP Team / JPL / NASA)
Eiswolken in der Marsatmosphäre (Courtesy of IMP Team / JPL / NASA)

Links: Diese Aufnahme von hochliegenden Eiswolken stammt von der Sonde "Mars Pathfinder", die am 4. Juli 1997 auf der Marsoberfläche landete. Im Gegensatz zur Erdatmosphäre gibt es in der Marsatmosphäre nur wenig Wasser in Form von Wasserdampf. Dennoch reichen die geringen Spuren aus, um zu Eiswolken auszufrieren, die hoch in der Atmosphäre liegen und das Sonnenlicht reflektieren. Die Farbgebung entspricht in etwa den natürlichen Farben, so wie ein Mensch die Wolken sehen würde. Der Hauptbestandteil der Marsatmosphäre ist Kohlendioxid, das bei den entsprechenden Temperaturen auch in Wolken ausfrieren kann. Solche Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid konnte die Sonde "Mars Express" im Jahr 2008 nachweisen. Die CO2-Kristalle befinden sich dabei in einer Höhe von rund 80 Kilometern und können eine Fläche von mehreren hundert Quadratkilometern umfassen. Am Häufigsten tritt die Wolkenbildung in den Polarregionen während des Sommers auf, wenn das dortige Wassereis und das Kohlendioxid teilweise sublimiert werden und dann in großer Höhe zu den Cirruswolken ausfriert.

Eiswolken in der Marsatmosphäre (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / University of Arizona / Texas A&M University)
Eiswolken in der Marsatmosphäre (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / University of Arizona / Texas A&M University)

Links: Die Ähnlichkeit zwischen vorbeiziehenden Wolkenformationen auf der Erde und auf dem Mars ist verblüffend. Dies ist eine Zeitraffer-Aufnahme, die von dem Phoenix-Lander am 18. September 2008 gemacht wurde. Die Kamera des Landers blickte in Richtung Norden, die Wolken ziehen demnach von Westen nach Osten am Himmel entlang. Phoenix machte die 32 Einzelbilder in einem Zeitraum von 30 Minuten. Unten links wird die verstrichene Zeit (in Sekunden) seit der ersten Aufnahme angezeigt. Die Wolkenformationen bestehen in diesem Fall aus Wassereis, wie irdische Cirruswolken auch.

Eiswolken in der Marsatmosphäre (Courtesy of NASA)
Eiswolken in der Marsatmosphäre (Courtesy of NASA)

Oben: Die NASA-Sonde "Mars Global Surveyor" machte dieses Foto von bizarr anmutenden Wolkenformationen am 5. Juni 1998. Es zeigt die Kasai Vallis Region in der nördlichen Hemisphäre während des Winters. Die geriffelten Strukturen im oberen Teil der Aufnahme sind keine Bildfehler, sondern stellen Cirruswolken aus Wassereis dar, welche von Südosten nach Nordwesten den Planeten überqueren.

Nebel im Valles Marineris (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum))
Nebel im Valles Marineris (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum))

Links und unten: Neben hochliegenden Eiswolken gibt es auf dem Mars auch Regionen, in denen oft Bodennebel aus Kohlendioxid entsteht. Das linke Bild wurde mit der High Resolution Camera an Bord der ESA-Raumsonde "Mars Express" gemacht. Zu sehen ist der westliche Teil des Valles Marineris, einem gigantischen System von Canyons auf dem Roten Planeten. In den bis zu sieben Kilometer tiefen Schluchten haben sich große Mengen Kohlendioxid angesammelt, die als dichter Nebel durch die Canyons wabern und sogar die Sicht auf die Oberfläche verhindern. Das rechte Bild ist viel älter, was man an der schlechteren Auflösung erkennen kann. Es stammt von einer der beiden Viking-Sonden und zeigt das Gebiet Noctis Labyrinthis, welches ebenfalls zum westlichen Teil des Valles Marineris gehört. Der morgendliche Bodennebel entsteht vornehmlich in tiefliegenden Regionen, beispielsweise den Graben- und Canyonsystem oder Einschlagbecken und Kratern, deren Böden unter dem Umgebungsniveau liegen.

Nebel im Noctis Labyrinthis (Courtesy of NASA / LPI)
Nebel im Noctis Labyrinthis (Courtesy of NASA / LPI)
Methankonzentration in der Marsatmosphäre im nördlichen Sommer (Courtesy of Trent Schindler / NASA)
Methankonzentration in der Marsatmosphäre im nördlichen Sommer (Courtesy of Trent Schindler / NASA)

Oben: Seit einigen Jahren erregt ein Gas ganz besonderes Interesse (und bisweilen auch Euphorie) in der Wissenschaftsgemeinde: Methan. Das Gas wurde bereits im Jahr 2003 von erdgebundenen Instrumenten in der Marsatmosphäre nachgewiesen. Die Beobachtungen wurden ein Jahr später von der "Mars Express" bestätigt, woraufhin man begann, nach den Ursachen für das Methanvorkommen zu forschen. Genau dort liegt der Grund für die Euphorie: Auf der Erde wird der größte Teil des Methans durch biologische Stoffwechsel- und Verwesungsprozesse erzeugt. Auf dem Mars herrschen allerdings vollkommen andere Umweltbedingungen, zum Beispiel wird das Methan recht schnell durch ultraviolette Strahlung aufgespalten, weil die Marsatmosphäre im Gegensatz zur Erdatmosphäre kaum Schutz davor bietet. Bei der Aufspaltung von Methan entsteht Wasser und Kohlendioxid.

In der obenstehenden Abbildung erkennt man, dass die Methanvorkommen keineswegs global gleichmäßig verteilt sind, sondern sich auf mehrere ausgedehnte Zonen in der Nähe des Äquators beschränken. Das bedeutet, dass ausschließlich in diesen Regionen besondere Vorgänge ablaufen, welche die Erzeugung des Methans nach sich ziehen. Wie schon erwähnt, könnten diese Vorgänge möglicherweise biologischer Natur sein, allerdings muss man auch verschiedene geologische Ursachen in Betracht ziehen.

Methanvorkommen auf dem Mars (Courtesy of NASA / Università del Salento)
Methanvorkommen auf dem Mars (Courtesy of NASA / Università del Salento)

Links: Hier hat man die höchsten Methan-konzentrationen den entsprechenden Landschaften auf dem Mars zugeordnet. Die größten Methan-vorkommen befinden sich demnach in der Tharsis-Regio, Arabia Terra und Elysium Planitia. Tharsis ist eine vulkanisch geprägte Großlandschaft, dort liegt auch der mächtigste Vulkan des Sonnensystems, Olympus Mons. Wenn die Region heute noch aktiver ist, als es den Anschein hat, könnte das die stetige Erzeugung des Methans zumindest teilweise erklären. Arabia Terra ist eine Hochebene mit unzähligen Einschlagskratern verschiedenster Größe, in der auch ein erhöhter Wasserdampfgehalt festgestellt wurde. Elysium Planitia ist wie Tharsis Regio ebenfalls vulkanischen Ursprungs, jedoch sind die Vulkane nicht so groß wie die der Tharsis Regio. Die den Mars umkreisenden Raumsonden haben zwar vielfältige Aufgaben, aber die Lösung des "Methan-Rätsels" ist wohl derzeit eine der wichtigsten und spannendsten Herausforderungen.