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Mars Hubble

Der Mars fotografiert von Hubble

Mars [1]
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse 1,524 AE(227,99 Mio. km)
Perihel – Aphel 1,381 – 1,666 AE
Exzentrizität 0,0935
Neigung der Bahnebene 1,850°
Siderische Umlaufzeit 686,980 d
Synodische Umlaufzeit 779,94 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 24,13 km/s
Kleinster – größter Erdabstand 0,372 – 2,683 AE
Physikalische Eigenschaften [1]
Äquator- – Poldurchmesser* 6.792,4 – 6.752,4 km
Masse 6,419 ·1023 kg
Mittlere Dichte 3,933 g/cm3
Fallbeschleunigung* 3,69 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 5,03 km/s
Rotationsperiode 24 h 37 min 22 s
Neigung der Rotationsachse 25,19°
Geometrische Albedo 0,15
Max. scheinbare Helligkeit −2,91m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck* 6 ·10−3bar
Temperatur*Min. – Mittel – Max. 140 K (–133 °C)
218 K (−55 °C)
300 K (+27 °C)[2]
Hauptbestandteile
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Monde 2

Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Der Mars ist mit einem Durchmesser von knapp 6800 Kilometern etwa halb so groß wie die Erde und nach Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von knapp 228 Millionen Kilometern ist er rund 1,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Wegen seiner orange- bis blutroten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisen(III)-oxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat.

Er besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken).

Das astronomische Symbol des Mars ist .

WasservorkommenBearbeiten

PolkappenBearbeiten

Der Mars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind. Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1000 Kilometern. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1½km weniger ausgedehnt. Die Polarkappen zeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist.

Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der dann jeweils der Sonne abgewandten Polkappe durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu.

Da ein größerer, stabilisierender Mond fehlt, taumelt der Mars mit einer Periode von etwa 5 Millionen Jahren. Die Polarregionen werden daher immer wieder so stark erwärmt, dass das Wasser schmilzt. Durch das abfließende Wasser entstehen die Riemen und Streifen an den Polkappen.

WasservorkommenBearbeiten

Der Mars erscheint uns heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.

Eisvorkommen an den Polen [2][3]Die Südpolregion, aufgenommen von Viking OrbiterDurch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.[26]

Weitere EisvorkommenBearbeiten

[4][5]Beobachtete Veränderungen könnten Anzeichen für fließendes Wasser innerhalb der letzten Jahre sein.[18]Die schon lange gehegte Vermutung, dass sich unter der Oberfläche des Mars Wassereis befinden könnte, erwies sich 2005 durch Entdeckungen der ESA-Sonde Mars-Express als richtig.

Geologen gehen von wiederkehrenden Vereisungsperioden auf dem Mars aus, ähnlich irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies aus Orbiter-Fotos, die Spuren einstiger Gletscher in diesen äquatornahen Gebieten zeigen. Zusätzlich stützen auch Radarmessungen aus der Umlaufbahn die Existenz beträchtlicher Mengen an Bodeneis in eben diesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet.[27]

Auf der Europäischen Planetologenkonferenz EPSC im September 2008 in Münster wurden hochauflösende Bilder des Mars Reconnaissance Orbiters der Nasa vorgestellt, die jüngste Einschlagkrater zeigen. Wegen der sehr dünnen Atmosphäre stürzen die Meteoriten praktisch ohne Verglühen auf die Marsoberfläche. Die fünf neuen Krater, die nur drei bis sechs Meter Durchmesser und eine Tiefe von 30 bis 60 cm aufweisen, wurden in mittleren nördlichen Breiten gefunden. Sie zeigen an ihrem Boden ein gleißend weißes Material. Wenige Monate später waren die weißen Flecken durch Sublimation verschwunden. Damit erhärten sich die Hinweise, dass auch weit außerhalb der Polgebiete Wassereis dicht unter der Marsoberfläche begraben ist.[28][29]

Flüssiges WasserBearbeiten

Da der Druck der Marsatmosphäre so gering ist, kann „normales“ Wasser an der Oberfläche nicht für längere Zeiträume existieren. Außerdem ist es auf der Oberfläche zu kalt dafür.

Es gibt Hinweise, dass die Raumsonde Phoenix Wassertropfen auf der Oberfläche entdeckt habe. Dabei könnte das Salz Perchlorat als Frostschutz wirken. Das Salz hat die Eigenschaft, Wasser anzuziehen. Dies kann auch Wasserdampf aus der Atmosphäre sein. Bei ausreichender Beimischung würde Wasser sogar bis −70 °C flüssig bleiben. Durch eine Durchmischung mit Perchlorat könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein.[30] 2010 fanden Forscher der Westfälischen Wilhelms-Universität Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern wie dem Russell-Krater flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos, die vom Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen wurden, entdeckten sie Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten. Die Rinnen führen hangabwärts; dass sie nach unten dünner werden, werten die Forscher als Hinweis auf versickerndes flüssiges Wasser als Auslöser der Erosion.[31]

Es werden ebenfalls große Wassermengen unter der Kryosphäre des Mars vermutet.