Seit Erfindung des Teleskops hat der Mars die Neugier der Forscher und die Fantasie der Öffentlichkeit auf sich gezogen. Die dunklen Areale und schmalen Streifen, die der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli 1877 auf dem »Roten Planeten« entdeckte, hielten manche Wissenschaftler für Ozeane und künstliche Kanäle. So nimmt es nicht wunder, dass die Autoren utopischer Romane sich ihr eigenes Bild von der Oberfläche des Himmelskörpers und seiner Bewohner machten:

»Die hellen Teile sind teils sandige, teils felsige Hochplateaus, trockene und fast vegetationslose Gegenden, in denen sich nur spärliche Ansiedlungen zur Gewinnung der Mineralschätze des Bodens befinden. Dicht bevölkert dagegen sind die dunklen Teile, deren Erdreich von Feuchtigkeit durchdrungen und mit einem üppigen Pflanzenwuchs bedeckt ist«, schrieb Kurd Laßwitz, der als Vater der deutschen Science-Fiction-Literatur gilt, in seinem 1897 veröffentlichten Roman »Auf zwei Planeten«. Sein US-Kollege Edgar Rice Burroughs, hier zu Lande hauptsächlich als Verfasser der Tarzan-Romane bekannt, ließ seinen Helden John Carter zahlreiche Abenteuer mit sechsgliedrigen Wesen und hübschen Prinzessinnen auf unserem Nachbarplaneten bestehen. Die Meere dort sind ausgetrocknet, Wasser gibt es nur noch in den Kanälen und die Atmosphäre wird künstlich aufrechterhalten. Eine Vielzahl von Stämmen durchstreift die aride Landschaft und führt einen »harten und erbarmungslosen Überlebenskampf auf einem sterbenden Planeten«, wie Burroughs in seinem ersten von insgesamt elf John-Carter-Romanen schrieb.

Trostlose Kraterwelten

Auch wenn Wissenschaftler und Autoren vor einem Jahrhundert die Umweltbedingungen auf dem Mars als extrem einstuften, so orientierten sie sich doch meist an irdischen Vorbildern. Aber die Vorstellung, die Oberfläche des recht kleinen und kalten Planeten könnte durch ähnliche Prozesse wie auf der Erde gestaltet sein, erlitt Ende der 1960er Jahre einen Rückschlag: Die Bilder der ersten Raumsonden zeigten eine trostlose, mit Kratern übersäte Welt ähnlich unserem Mond. Als dann in der Folge riesige Vulkanberge, tiefe Schluchten und komplexe Witterungserscheinungen entdeckt wurden, schienen sich doch wieder Ähnlichkeiten zwischen Mars und Erde zu ergeben. Die Aufnahmen der Viking-Sonden Mitte der 1970er Jahre und der Mars-Pathfinder-Mission 1997 zeigten vertraute Ansichten einer Staub- und Geröllwüste. Wie Burroughs vergleichen Wissenschaftler die Äquatorgebiete des Mars gern mit den trockenen Zonen im Südwesten der USA. Die Polargebiete scheinen hingegen den Trockentälern der Antarktis zu ähneln, in denen sich das Eis über schier endlose Weiten erstreckt.

Wenn aber die Forscher etwas aus den jüngsten Marsmissionen gelernt haben, dann eines: Derartige Vergleiche sind mit Vorsicht zu genießen. In den letzten fünf Jahren haben Raumsonden mehr Informationen über den Roten Planeten zusammengetragen als in den Jahrzehnten zuvor. Als Folge des neuen Datenmaterials mussten die Wissenschaftler ihre Vorstellungen vom Mars gründlich revidieren. Selbst die brennendste Frage – war Mars früher wärmer und feuchter, sodass sich auf ihm womöglich Leben entwickeln konnte? – muss viel nuancierter gestellt werden, als man dachte. Um den Mars zu verstehen, dürfen sich die Planetologen nicht von ihrem Wissen um die Erde blenden lassen. Der Rote Planet ist eine Welt für sich.

Die Programme zur Erforschung des Mars haben Höhen und Tiefen erlebt. Allein die Nasa hat im letzten Jahrzehnt drei Sonden verloren: Mars Observer und Mars Climate Orbiter, die beide nicht auf die vorgesehene Mars-Umlaufbahn einschwenkten, sowie Mars Polar Lander, der beim Landeanflug zerschellte. Auch die sowjetischen Doppelsonden Phobos 1 und 2 waren Ende der 1980er Jahre kurz vor der Ankunft am Roten Planeten verloren gegangen. Die multinationale Sonde Mars 96 scheiterte bereits beim Start im November 1996.

Trotz dieser Pannenserie gab es auch beeindruckende Erfolge zu verzeichnen. Der Mars Global Surveyor liefert seit 1997 Bilder, Infrarotspektren und andere Daten aus einer Marsumlaufbahn. Zu ihm gesellte sich später die Sonde Mars Odyssey, die Anfang 2002 mit der systematischen Beobachtung begonnen hat. Aufgabe dieser Mission ist es, nach Wasser unter der Marsoberfläche zu suchen und Infrarotaufnahmen der Oberfläche zu gewinnen. Mit dem Mars Pathfinder und seinem Roboterfahrzeug Sojourner glückte 1997 erstmals nach 21 Jahren wieder eine Landung auf unserem Nachbarplaneten (siehe Spektrum der Wissenschaft 9/1998, S. 62). Die japanische Raumsonde Nozumi, seit 1998 unterwegs, soll im kommenden Dezember in eine Mars-Umlaufbahn einschwenken. Im gleichen Monat soll die europäische Sonde Mars Express mitsamt einer kleinen Landeeinheit namens Beagle dort eintreffen; der vorgesehene Starttermin fällt mit dem Redaktionsschluss dieses Heftes zusammen. Zur gleichen Zeit werden zwei Landefahrzeuge der Nasa unterwegs sein, die Mars Exploration Rover A und B (siehe Kasten auf Seite 47). Ihre Landung ist für Januar 2004 vorgesehen.

Dank der Datenflut, die von den aktiven Sonden übermittelt wird, können die Wissenschaftler so gut wie nie zuvor die Umweltverhältnisse auf der Oberfläche und in der Atmosphäre des Mars studieren. Auch über prägnante Formationen wie Krater, Canyons und Vulkane, die in der Urzeit des Planeten entstanden, liegen umfassende Erkenntnisse vor. Doch was in den Jahrmilliarden dazwischen geschah, ist im Wesentlichen unbekannt. Niemand vermag zu sagen, welche Bedingungen und Prozesse zu dem heutigen Erscheinungsbild des Mars geführt haben.

Mars, so wie er heute ist, unterscheidet sich in einigen wesentlichen Punkten von der Erde. Da wäre zunächst einmal die Staubschicht zu nennen. Während das Oberflächenmaterial unseres Heimatplaneten aus der chemischen Verwitterung der darunter liegenden Gesteinsschichten oder der eiszeitlichen Geröllmassen entstanden ist, bedeckt den Mars eine dicke Schicht aus feinkörnigem Staub. Winde verteilen ihn über den gesamten Planeten. Selbst die höchsten Vulkane sind damit eingehüllt. Die staubigsten Gebiete entsprechen den hellen Bereichen, die irdische Beobachter im Teleskop sehen können.

Sonne, Wind und Frost formen die Oberfläche

Staub ruft fremdartige Landschaften hervor wie etwa Zonen mit ausgeprägten Vertiefungen, die einem Schweizer Käse nicht unähnlich sind. Wenn sich die aufgewirbelten feinen Partikel wieder absetzen, schließen sie leichtflüchtige Substanzen ein, sodass sich eine Schicht aus vereistem Staub bildet. Durch spätere Erwärmung verflüchtigt sich das Eis, wobei das ausströmende Gas die typischen runden Vertiefungen zurücklässt. Die Dicke der frostigen Staubschicht variiert mit den Breitenzonen: Wie die Befunde der Mars-Odyssey-Mission zeigen, können in der Nähe der Marspole bis zu fünfzig Zentimeter der obersten Bodenschicht aus Eis bestehen. In Hanglagen sieht es so aus, als wäre diese Eismasse wie eine zähe Flüssigkeit hinuntergeflossen, ähnlich wie wir es von irdischen Gletschern her kennen. Diesen Eisschichten wendet sich die Forschung zurzeit besonders intensiv zu.

Eine zweite Besonderheit sind die extremen Windverhältnisse auf dem Mars. In gewisser Weise prägen die Luftbewegungen den Planeten ähnlich, wie es auf der Erde Regen und Oberflächenwasser tun. Raumsonden haben Staubstürme beobachtet, die den gesamten Planeten einhüllen, riesige Staubwirbel (so genannte dust devils oder Staubteufel) sowie Staublawinen. Die Staubablagerungen auf der windabgewandten Seite von Hindernissen verändern sich im Laufe der Jahreszeiten, vermutlich weil die Windverhältnisse entsprechend variieren.

Dort, wo die Oberfläche staubfrei ist, finden sich im Allgemeinen Spuren von Winderosion und -ablagerung. Hinweise für Erosion zeigen sich auch an Kratern, aus denen offenbar Material ausgeblasen wurde, und an so genannten Yardangs, Felsstrukturen, die durch Wind- und Sandschliff entstanden sind. Ablagerungsprozesse lassen sich unter anderem an Sandflächen und -dünen erkennen. Die Dünen bestehen aus sandkorngroßen Partikeln, die vom Wind auf charakteristische Weise transportiert werden: Die Körner werden von der Strömung hochgerissen und sinken dann aufgrund von Wirbeln und der Schwerkraft wieder ab. Dieser sprungweise Transport, Saltation genannt, lässt die Sandkörner über den Boden hüpfen. Auf diese Weise befindet sich immer ein Teil des Sandes in der Schwebe. Da die Saltation geringere Windgeschwindigkeiten erfordert als ein direktes Hochwehen von Staub in die Atmosphäre, ist der größte Teil des aufgewirbelten Staubes auf diesen Prozess zurückzuführen.

Die Kraft des Windes scheint den Planeten seit der Frühzeit des Sonnensystems geformt zu haben, als ein heftiges Bombardement von Trümmern die Krater erzeugte. Auf zahlreichen Marsaufnahmen sind Krater mit unterschiedlichem Erosionsgrad zu sehen: Einige sind flach und teilweise mit Ablagerungen und Sanddünen gefüllt, andere hingegen erscheinen in ihrer ursprünglichen Form, tief und napfförmig. Womöglich ist das auf eine Abfolge von Prozessen zurückzuführen: Verwehter Sand sammelt sich nach und nach in Kratern, und im Laufe der Zeit kommen neue Krater hinzu. Wo und wie eine solche Sandmenge erzeugt worden ist und wie sie verfrachtet wurde, bleibt allerdings noch ein Rätsel.

Ein dritter Unterschied zwischen Mars und Erde betrifft das Wetter. Manche der Wetter- und Klimazyklen auf dem Mars ähneln denen auf unserem Heimatplaneten, während andere kein bekanntes Vorbild haben. Die Ursache ist letztlich in den Bahnparametern zu suchen. Während die Tageslängen und die Neigungen der Rotationsachsen beider Planeten fast übereinstimmen, dauert ein Marsjahr 687 Erdentage. Ein Wasserkreislauf, wie er auf der Erde das Wetter maßgeblich bestimmt, fehlt auf dem Mars völlig. Der Atmosphärendruck (der nur ein Prozent des irdischen Wertes beträgt) schwankt im Laufe der Jahreszeiten um 25 Prozent. Dies ist eine Folge des periodischen Ausfrierens beziehungsweise Sublimierens von Kohlendioxid an den Marspolen. Die dünne Atmosphäre hat eine sehr kleine Wärmekapazität, sodass die Temperaturen im Tagesverlauf um über hundert Grad Celsius schwanken. Die thermischen Eigenschaften der dünnen Atmosphäre werden stark durch ihren Gehalt an Staub- und Eispartikeln beeinflusst. Deswegen weist die Atmosphäre trotz ihrer geringen Dichte komplexe Strömungsverhältnisse auf. Ein Tageswetterbericht auf dem Mars könnte folgende Phänomene beinhalten: starke Winde, Eiswolken in der oberen Atmosphäre, Nebel in tieferen Luftschichten, Frost auf der Winterhalbkugel, Staubteufel und heftige Sandstürme.

Wie auf der Erde können Sturmsysteme von der nördlichen Polarregion spiralförmig südwärts wandern. Aber die heftigsten Staubstürme setzen üblicherweise während des Frühlings auf der Südhalbkugel ein, wenn sich der Planet relativ rasch erwärmt. Diese Stürme weiten sich regelmäßig aus, vereinigen sich und hüllen schließlich den gesamten Planeten ein. Die Sonde Mars Global Surveyor beobachtete die Entwicklung eines vier Monate währenden globalen Sandsturms, der im Juni 2001 einsetzte. Entgegen den Erwartungen der Wissenschaftler war es nicht ein einziger Sandsturm, sondern ein Gemenge mehrerer regional tobender Stürme. Michael Malin, der Leiter des Unternehmens, das die Kamera der Raumsonde betreibt, verglich die klimatischen Auswirkungen dieser enormen Staubmengen in der Marsatmosphäre mit den Folgen des Pinatubo-Ausbruchs 1991 auf der Erde, der eine kurzzeitige, aber weiträumige Abkühlung auslöste.

Feucht und doch trocken

Den polaren Eiskappen kommt eine Schlüsselrolle im atmosphärischen Kreislauf zu. Ihre Größe und Form weist darauf hin, dass sie hauptsächlich aus Wassereis bestehen und nicht aus Trockeneis (gefrorenem Kohlendioxid). Trockeneis ist nämlich nicht so stabil wie Wassereis und kann nicht die beobachtete kuppelförmige Gestalt annehmen. Eine wichtige neue Entdeckung ist, dass sich die Trockeneisschicht, die einen Großteil der südlichen Polkappe bedeckt, relativ schnell verflüchtigt. Natürlich kann dieser Prozess nicht unbegrenzt andauern. Auch die Staubquellen und -senken können nicht ewig in ihrem jetzigen Zustand bleiben. Damit sich das Eis und der Staub erneuern können, müssen noch andere zyklische Prozesse ablaufen. Diese sind möglicherweise mit Schwankungen der Marsbahn verbunden. Malin und sein Kollege Kenneth Edgett vermuten, dass die heutigen Windverhältnisse weniger stark ausgeprägt sind als in der jüngeren Geschichte des Planeten. Wenn das zutrifft, wäre das ein weiterer Hinweis auf eine Veränderung des Marsklimas.

Ein vierter wichtiger Unterschied zwischen Erde und Mars ist das Verhalten flüssigen Wassers. Unter den gegenwärtigen Druck- und Temperaturverhältnissen auf dem Mars ist flüssiges Wasser instabil. Niederschläge gibt es nicht. Dennoch kann Wassereis in einer gewissen Tiefe des Marsbodens das ganze Jahr über oder nahezu das ganze Jahr über existieren. Wie auf der Erde, so gibt sich auch auf dem Mars eishaltiger Boden durch bestimmte Oberflächenstrukturen zu erkennen. Die Sonde Mars Odyssey hat fast überall außerhalb der Äquatorialzonen Bodeneis entdeckt, und Modelle lassen vermuten, dass das Eis in beträchtliche Tiefen reicht.

Gelegentlich kann flüssiges Wasser die Oberfläche erreichen. Im Jahr 2000 wurden frische Rinnen entdeckt, die aussehen, als seien sie durch ablaufendes Wasser entstanden. Die begeisterten Wissenschaftler entwickelten mehrere Theorien, um sie zu erklären: leckende Wasseradern (die unerklärlich hoch auf Kraterrändern verlaufen würden), Wassergeysire, Ausbrüche von unter hohem Druck stehendem Kohlendioxid-Gas und vulkanische Aktivität. Anfang 2003 schließlich entdeckte Philip Christensen von der Staats-Universität von Arizona Rinnen, die eindeutig unterhalb eines Schnee- und Eisfeldes verlaufen. Er vermutet, dass solche Erscheinungen mit den Klimazyklen verbunden sind. In Kälteperioden überziehen sich Hänge mit einer Schicht aus Eis und Staub. Sonnenlicht durchdringt diese isolierende Schicht und erwärmt sie so weit, dass an ihrer Unterseite Wassereis schmilzt und als Rinnsal den Hang hinabfließt. In wärmeren Phasen schmilzt oder verdampft die Schicht vollständig, sodass die Rinnen frei liegen.

Trotz des Vorkommens von Wasser ist der Mars ein trockener Planet. Seine Mineralogie ist die einer fast wasserlosen Oberfläche. Auf der Erde entstehen durch die Einwirkung warmen flüssigen Wassers verwitterte, quarzreiche Böden, hydrathaltiger Lehm und Salze wie Calciumcarbonat und -sulfat; der Sand an Stränden oder in Dünen besteht hauptsächlich aus Quarz. Auf dem Mars hingegen haben die Raumsonden noch keine Ablagerungen dieses Minerals gefunden. Die dunkleren Dünen auf dem Roten Planeten sind basaltisch und enthalten meist Minerale wie Pyroxen und Plagioklas, die auf der Erde vollständig verwittern würden. Daraus folgt, dass die gegenwärtigen kalten und trockenen atmosphärischen Bedingungen auf dem Mars bereits seit langer Zeit andauern.

Hat sich der Mars schon immer so sehr von der Erde unterschieden? Unter den Schichten aus Staub und Sand sind zahlreiche Hinweise verborgen, dass sich der Rote Planet im Laufe der Zeit gewandelt hat. So weist er eine deutliche Zweiteilung der Landschaften zwischen der nördlichen und der südlichen Hemisphäre auf. Das Terrain auf der südlichen Hemisphäre liegt viel höher und ist stark mit Kratern durchsetzt (was auf eine alte Oberfläche hinweist). Die nördliche Hemisphäre besteht aus einer ausgedehnten Tiefebene mit weniger Kratern (was auf eine jüngere Oberfläche hinweist). Dazwischen liegt das riesige Tharsis-Plateau mittleren Alters, das die größten Vulkane des Sonnensystems enthält. Auf den neuesten hoch aufgelösten Bildern dieser Vulkane hat James W. Head von der Brown-Universität Strömungsmuster gefunden, die Gebirgsgletschern verblüffend ähneln – ein Indiz für das Vorhandensein von Eis unter einer Gesteins- und Staubschicht.

Relikte eines frühen Ozeans?

Das nördliche Tiefland ist bemerkenswert flach, was vermuten lässt, dass es während einer längeren Epoche der Marsgeschichte der Boden eines Meeres war. Es scheint mit mehreren Schichten aus Ergussgestein und Sedimenten bedeckt zu sein, die aus dem Süden stammen. Neuere topografische Detailkarten haben Krater enthüllt, die offenbar Teil einer alten Oberfläche und von einer dünnen Schicht jüngerer Ablagerungen bedeckt sind.

Entlang dem Rand der südlichen Hochländer befinden sich Strukturen, die nur durch flüssiges Wasser entstanden sein können. Sie sind erheblich größer als vergleichbare Strukturen auf der Erde. Das berühmte Grabensystem Valles Marineris würde sich mit seinen fast 5000 Kilometern Länge von Lissabon bis zum Ural erstrecken. Stellenweise ist es 8000 Meter tief. Der Grand Canyon in den USA würde unzählige Male dort hineinpassen. An einem Ende des Grabensystems befindet sich ein chaotisch wirkendes Terrain, das darauf hinweist, dass Wasser nicht als kontinuierliches Rinnsal floss, sondern in konzentrierten, katastrophalen Schüben, die das Oberflächenmaterial entlang ihrem Weg wegschwemmten. Andere Ausflussrinnen auf dem Mars haben ähnliche Merkmale. Da diese sich in das Tharsis-Plateau eingeschnitten haben, müssen sie ein mittleres Alter haben.

Ein verästeltes Gewässersystem

Stromlinienförmige Inseln und andere Strukturen in diesen Rinnen gleichen einer Landschaft im Nordwesten der USA, die vor rund 10000 Jahren, am Ende der letzten Eiszeit, durch die so genannte Spokane-Flut erzeugt wurde. Ein See so groß wie einer der heutigen Großen Seen durchbrach damals seinen natürlichen Damm und entleerte sich innerhalb weniger Tage in einem gewaltigen Schwall. Auf dem Mars entfalteten solche Katastrophen die zehn- bis hundertfache Zerstörungskraft. Sie könnten durch vulkanische Wärmequellen oder durch den allgemeinen Wärmestrom aus dem Planeteninneren heraus ausgelöst worden sein. Diese Wärme hätte das Eis unterhalb der dicken Permafrostschicht geschmolzen, bis der sich aufbauende Druck das Wasser aus der Frostschicht ausbrechen ließ.

Die umstrittensten Strukturen, die mit Wasser in Verbindung gebracht werden, sind die zusammenhängenden Täler im südlichen Hochland. Ihre verzweigte und verästelte Struktur erinnert an irdische Flüsse – was vermuten lässt, dass sie durch Oberflächenwasser geformt wurden, das aus Niederschlägen stammte. Sie sind das stärkste Indiz dafür, dass das Klima auf dem Mars einst so warm war wie auf der Erde. Aber diese flussbettähnlichen Netzwerke ähneln weniger den aus Niederschlägen gespeisten Flüsse auf der Erde als den Flussnetzwerken in irdischen Wüstengebieten, deren Wasserzufuhr langsam aus unterirdischen Quellen erfolgt. Solche Gewässer entspringen üblicherweise in steilwandigen Abhängen und bilden sich nicht aus einem verzweigten System aus Nebenflüssen. Auf wissenschaftlichen Kongressen wird heftig die Frage diskutiert: Regnete es einst auf dem Mars?

Einer Antwort käme man vielleicht näher, wenn sich herausfinden ließe, wann die Wasser-Netzwerke entstanden sind. Neuere Untersuchungen der nördlichen Randzone des Hochlandes zeigen, dass riesige Materialmengen während – und nicht nach – dem heftigen Meteoritenbombardement erodierten, das der Mars in der Frühzeit seiner Geschichte über sich ergehen lassen musste. Demnach wäre das Wasser mehrmals umverteilt worden als Folge der Meteoriteneinschläge, die das Landschaftsbild umgestalteten. Krater füllten sich mit Wasser und Schutt, und Kanäle begannen sie zu einem Netzwerk zu verbinden. Doch neue Einschläge unterbanden diesen Prozess immer wieder. Das Argyre-Becken beispielsweise, tausend Kilometer im Durchmesser, könnte einst randvoll mit Wasser gewesen sein. Es ist Teil eines Tälersystems, das Wasser aus der Nähe des Südpols durch das Becken hindurch in Kanäle verfrachtete, die den Äquator überquerten. Noch ist unklar, welche Rolle flüssigem oder gefrorenem Wasser in diesen Systemen zukam. Jedenfalls unterscheiden sich diese Netzwerke erheblich von dem Gewässersystem der Erde.

Ein weiterer Schlüsselbaustein zur Rekonstruktion der Marsgeschichte stammt aus einer der größten Überraschungen, die Mars Global Surveyor geliefert hat: die Vielzahl an Schichtstrukturen der obersten Kruste. Fast überall, wo der Untergrund freiliegt – an den Wänden von Canyons, Kratern, Tafelländern und Tälern –, zeigen sich Schichtstrukturen. Die einzelnen Schichten unterscheiden sich in ihrer Dicke, Farbe und Festigkeit. Sie belegen, dass die Marsoberfläche einer komplexen Abfolge an Sedimentation, Kraterbildung und Erosion unterworfen war. Die ältesten Schichten sind die am weitesten ausgedehnten. Die höheren wurden teilweise abgetragen, offenbar durch Einwirkung des Windes.

Wie haben sich die Schichten gebildet? Das Fehlen rundlicher Gesteinsblöcke spricht gegen einen vulkanischen Ursprung, wenngleich es sich um vulkanische Asche handeln könnte. Letztlich könnten die meisten Schichten auf Impaktmaterial zurückzuführen sein. Auf dem Erdmond gibt es sich überlappende Ringe von Einschlagsmaterial, die Krater unterschiedlichen Alters markieren. Auf ähnliche Weise wurde die Oberfläche des Mars durch den heftigen Meteoritenbeschuss komplett umgepflügt. Anschließend haben Wasser und Wind dieses Material weiter erodiert.

In einem gewissen Sinn sind die Vorstellungen über die Frühgeschichte des Mars heute verschwommener denn je zuvor. Dies wird deutlich, wenn die Wissenschaftler die Frage nach flüssigem Wasser angehen. Ob es flüssiges Wasser gibt oder nicht, ist von grundlegender Bedeutung für die geologischen Prozesse, Veränderungen des Klimas und die Entstehung von Leben. Die frühen Täler-Netzwerke und die späteren Flutrinnen weisen auf große Mengen von Wasser hin. Die Hinweise auf Niederschläge lassen vermuten, dass die Atmosphäre einst viel dichter war. Aber Raumsonden haben bislang keine Indizien für carbonathaltige Mineralien gefunden, die sich durch Einwirkung einer dichten Kohlendioxid-Atmosphäre gebildet haben müssten.

Die Frühzeit des Planeten liegt noch immer im Dunkeln

Derzeit diskutieren die Wissenschaftler drei Hypothesen. Der ersten zufolge war die Marsatmosphäre tatsächlich viel dichter als heute, und der Planet könnte eisfreie Seen und vielleicht sogar Meere gehabt haben. Dann müsste das Kohlendioxid entweder in den Weltraum entwichen oder in Carbonaten gebunden sein, die bislang der Entdeckung entgangen sind. Anhand der von der Sonde Mars Odyssey aufgenommenen Spektren konnten jedenfalls nur geringe Mengen von Carbonaten im Staub nachgewiesen werden.

Falls der Mars eine recht dünne Atmosphäre hatte, müsste er eine frostige Welt gewesen sein. Jedes stehende Gewässer wäre mit Eis bedeckt gewesen. Schneefälle könnten das Grundwasser aufgefüllt und zeitweise für Fließgewässer auf der Oberfläche gesorgt haben. Mehrere Wissenschaftler haben darauf aufmerksam gemacht, dass Schmelzwasser unter einem Gletscher oder einer dicken Permafrostschicht ebenfalls das Grundwasserreservoir aufgefrischt haben könnte. Wenngleich es auf dem Mars bitterkalt war, könnten kurzzeitige Erwärmungen den Wasserhaushalt des Planeten wieder reaktiviert haben. Veränderungen der Marsumlaufbahn – ähnlich denen, die den Wechsel zwischen Kalt- und Warmzeiten auf der Erde beeinflussen -trieben diesen Klimawandel an.

Der dritten Hypothese zufolge könnten die Klimazyklen nicht ausgereicht haben, den Mars so weit zu erwärmen, dass sich Wasser im flüssigen Zustand halten konnte. Relativ milde Temperaturen hätte es nur für kurze Zeitspannen nach größeren Meteoriteneinschlägen gegeben. Jeder Impakt hätte wasserreiches Material zugeführt und genügend Wärme und Wasser in die Atmosphäre transportiert, um Niederschläge zu ermöglichen. Doch schon bald darauf wäre der Planet wieder in seinen frostigen Zustand zurückgekehrt. Intensiver Vulkanismus in der Tharsis-Region könnte den frühen Mars wiederholt zu einem angenehm temperierten Ort gemacht haben.

Vielleicht ist aber auch keine dieser Vorstellungen korrekt. Wir wissen einfach noch zu wenig über die Verhältnisse auf dem frühen Mars, um seine Klimageschichte verstehen zu können. Wir werden auf die Ergebnisse weiterer Marsmissionen warten müssen. Im Gegensatz zur Erde hat der Mars einen Großteil seiner ursprünglichen Landschaft bewahrt, aus der sich wichtige Hinweise über ihre Entstehungsbedingungen herauslesen ließen. Wenn die Wissenschaftler verstehen lernen, warum sich Mars so stark von der Erde unterscheidet, würden sie auch ihr Wissen über die Geschichte unseres Heimatplaneten erweitern. Die neuen Marsmissionen, die gerade begonnen haben, werden neue Puzzlestücke für unser noch unfertiges Bild vom Mars liefern.

Literaturhinweise


Die Mars-Mission. Von H. Heuseler, R. Jaumann und G. Neukum. BLV, München 1998.

The Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary Cruise through Primary Mission. Von Michael C. Malin und Kenneth S. Edgett in: Journal of Geophysical Research, Bd. 106, Heft E10, S. 23429 (25. Oktober 2001)

Mars. Sonderteil in: Nature, Bd. 412, S. 207 (12. Juli 2001)

Mars 2000. Von Arden L. Albee in: Annual Review of Earth and Planetary Sciences, Bd. 28, S. 281 (2000).

---

In Kürze: Die Oberfläche des Mars


In den letzten Jahren haben Raumsonden Indizien dafür geliefert, dass Fließgewässer, Eis und Wind die Oberfläche des "Roten Planeten" seit seiner Frühzeit geformt haben. Die geologischen und meteorologischen Prozesse auf dem Mars ähneln nur zum Teil denjenigen auf der Erde. Deshalb hilft das Wissen um die irdischen Vorgänge allein nicht weiter.
Die Frage, ob der Mars einst lebensfreundliche Bedingungen aufwies, ist heute nicht einfacher zu beantworten als früher. Es gibt sowohl Hinweise dafür wie auch dagegen. Von den Messgeräten an Bord neuer Marsmissionen, die in wenigen Monaten dort landen sollen, erhofft man sich weitere Erkenntnisse darüber.

---

Geologische Kundschafter: Roboter erkunden den Mars


Um den Jahreswechsel 2003/2004 herum wird der Rote Planet Besuch von drei Landefahrzeugen bekommen. Diese Roboter sollen die geologische Geschichte der Landeplätze erkunden sowie die mögliche Rolle von Wasser und die Klimageschichte herausfinden.
Die Landeplätze wurden anhand von Detailaufnahmen ausgewählt, die von den marsumkreisenden Raumsonden stammen. Für die Auswahl mussten das geologische Interesse und die möglichen Risiken (durch Abhänge und heftige Winde) gegeneinander abgewogen werden. Die beiden Nasa-Roboter, Mars Exploration Rover 1 und 2, sollen im Gusev-Krater, dessen geschichteter Boden aus Meeressedimenten bestehen könnte, beziehungsweise im Meridiani Planum, wo man das in feuchter Umgebung gebildete Mineral Hämatit zu finden hofft, niedergehen. Das Landefahrzeug der Esa, Beagle 2, soll in Isidis Planitia aufsetzen, einem durch Sedimentation entstandenen Becken.

---

Zwei Späher im Orbit: Umfassende Überwachung des Mars


Die beiden Sonden Mars Global Surveyor und Mars Odyssey umrunden den Planeten auf polaren Umlaufbahnen. Diese sind im Raum stabil, sodass sich der Planet langsam unter ihnen hindurchdreht. Auf diese Weise können die Bordsensoren die gesamte Oberfläche streifenweise abtasten. Die kontinuierliche Beobachtung erlaubt es zudem, Veränderungen auf der Oberfläche, in der Atmosphäre sowie im Schwere- und im Magnetfeld des Planeten festzustellen. Global Surveyor hat fünf Hauptinstrumente. Ein Laser-Höhenmesser tastet die Topografie des Planeten mit einer Höhengenauigkeit von fünf Metern ab. Damit ist der Mars genauer kartiert als die meisten Regionen der Erde. Eine Kamera fertigt Farbaufnahmen mittlerer Auflösung an sowie Schwarz-Weiß-Aufnahmen hoher Auflösung. Ein Bildelement entspricht 1,4 Metern auf der Marsoberfläche. Ein Michelson-Interferometer registriert Infrarotspektren, aus denen sich die mineralische Zusammensetzung und die thermischen Eigenschaften der Oberfläche ermitteln lassen. Ein Magnetometer vermisst das schwache Magnetfeld des Planeten. Zudem kann man aus der Bahnbewegung der Sonde das Schwerefeld des Mars bestimmen, aus dem wiederum die Dicke der Kruste und die Größe der Polkappen berechnet werden kann.

Die Sonde Odyssey ergänzt Global Surveyor. Ihre Kamera macht Aufnahmen in fünf ausgewählten Farbbereichen. Ergänzt wird die Ausrüstung durch eine Infrarot-Kamera sowie durch Gammastrahlen- und Neutronendetektoren, die Wasserstoff bis zu einer Tiefe von einem Meter unter der Oberfläche nachweisen können.

Die beiden Sonden überwachen zudem die Atmosphäre. Kameras scannen täglich den gesamten Planeten, ähnlich den erdumkreisenden Wettersatelliten. Zwölfmal am Tag misst ein Spektrometer Temperatur, Druck, den Grad der Wolkenbedeckung und den Staubgehalt. Auch die Funkwellen zwischen Sonde und Erde werden für Messungen genutzt: Ihre Beugung in der Atmosphäre ergibt Hinweise auf die Temperatur- und Druckschichtung in dieser Gashülle.

---

Aus: Spektrum der Wissenschaft 7 / 2003, Seite 42
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH