Mars

der Rote Planet

Der Mars ist der vierte Planet von der Sonne aus gezählt und gleichzeitig der äußerste aus der Gruppe der vier inneren Planeten. Seine mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 227,9 Millionen Kilometer. Genau wie bei den anderen Planeten ist auch die Umlaufbahn des Mars nicht exakt kreisförmig. Beim Mars ist diese Abweichung recht groß, die Entfernung des roten Planeten von der Sonne schwankt zwischen 206,7 und 249,2 Millionen Kilometern. Einen Sonnenumlauf schafft der Rote Planet in 687 Tagen, das entspricht fast zwei Jahren.
Der Mars ist mit einem Durchmesser von 6794 Kilometern gut halb so groß wie die Erde. Auch er ist leicht abgeplattet; sein Poldurchmesser ist mit 6752 Kilometern etwas geringer. Der Planet bringt etwas mehr als ein Zehntel der Erdmasse auf die Waage, seine mittlere Dichte ist mit 3,94 Gramm pro Kubikzentimetern etwas niedriger als bei den anderen drei inneren Planeten unseres Sonnensystems. Mars dreht sich in 24 Stunden, 37 Minuten und 23 Sekunden einmal um seine Achse; ein Marstag ist also nur um eine gute halbe Stunde länger als ein Erdentag.
Viking-Aufnahme von der Marsoberfläche [25.281 bytes]Auf der Marsoberfläche gibt es viele verschiedene Oberflächenformationen. Da gibt es beispielsweise riesige Schildvulkane, von denen der höchste, Olympus Mons, etwa 25 Kilometer hoch ist. Damit ist der "Olympische Berg" der höchste bekannte Berg des gesamten Sonnensystems. Trotzdem ist Olympus Mons im Verhältnis ein recht flaches Gebilde, denn sein Durchmesser an der Basis beträgt immerhin 600 Kilometer. Vom Rand des Riesenvulkans aus gesehen ist der Gipfel kaum noch zu erkennen, da sich die Krümmung der Marskugel über diese Strecke schon erheblich bemerkbar macht. Die Gipfelcaldera, der ehemalige Vulkankrater, hat einen Durchmesser von etwa 80 Kilometern. Heute ist der Vulkan höchstwahrscheinlich vollständig erloschen. Warum die Berge auf dem Mars höher als auf der Erde werden können, liegt an der geringeren Schwerkraft an der Marsoberfläche. Auf der Erde wäre der Berg schwerer und würde zum Teil in den Untergrund einsinken.
Südlich des Äquators erstreckt sich das Valles Marineris, ein 4000 Kilometer langer Canyon mit mehreren Kilometern Tiefe und zahlreichen Nebenarmen. Die Ränder sind ähnlich ausgefranst wie beim Grand Canyon auf der Erde. Seinen Namen erhielt der Riesencanyon von der Raumsonde Mariner 9, auf deren Fotos diese Formation im Jahre 1972 entdeckt wurde.
Natürlich gibt es auch auf der Marsoberfläche viele Einschlagskrater, vor allem auf der Südhalbkugel. Allerdings ist die Oberfläche nicht so stark verkratert wie beispielsweise diejenige des Erdmondes oder des Merkurs, was wohl eine Folge der merklichen Erosion ist, denn Mars wird von einer Atmosphäre umgeben. Auch die noch vorhandenen Krater zeigen zum Teil bereits deutliche Erosionsspuren. Die Marsoberfläche selbst ist staubig und mit Steinen übersät (vergleiche Viking-Aufnahme). Die charakteristische rote Färbung der Oberfläche wird von Eisenoxiden, vor allem Limonit, verursacht. Der Marshimmel ist aufgrund von Staub in der Atmosphäre rötlich gefärbt.
Der Mars besitzt eine Atmosphäre, die mit einem Oberflächendruck von etwa 6 Millibar im Vergleich zur Erdatmosphäre sehr dünn ist. Für jeden Kilometer, den man in die Höhe steigt, nimmt dieser Druck auch noch um etwa 10 Prozent ab. In tiefen Senken erreicht der Druck Werte um 9 Millibar, während sie auf dem Gipfel des Olympus Mons nur noch 1 Millibar beträgt. Trotzdem führt sie zu einer merkbaren Erosion auf der Planetenoberfläche. Dunst und Wolken treten auf und es gibt auch manchmal starke Winde. Im Jahre 1971 entdeckte man einen 150 Kilometer großen Krater, der zur Hälfte mit Sanddünen vollgeblasen wurde. Von Zeit zu Zeit entstehen sogar regelrechte Staubstürme, die im Extremfall den ganzen Planeten einhüllen können. Diese Stürme treten vorzugsweise dann auf, wenn Mars sich in der Nähe des sonnennächsten Punktes seiner Bahn befindet. Dabei können Windgeschwindigkeiten bis 500 Kilometer pro Stunde erreicht werden.
Teleskopaufnahme des Mars [4.129 bytes]Nach den Daten des Viking-1-Landers, der 1976 auf der Marsoberfläche landete, besteht die Atmosphäre unter anderem aus 95,3 Prozent Kohlendioxid, 2,7 Prozent Stickstoff, 1,6 Prozent Argon und 0,13 Prozent Sauerstoff. Kohlendioxid ist zwar ein Treibhausgas, aber die Atmosphärendichte ist so gering, dass die Oberflächentemperatur kaum durch den Treibhauseffekt erhöht wird. Daher ist es auf dem Mars relativ kalt. Die Rotationsachse des Mars ist ähnlich geneigt wie die der Erde, so dass es auch auf dem Roten Planeten Jahreszeiten gibt, die allerdings etwa doppelt so lange wie die irdischen dauern. Die Temperatur an der Marsoberfläche kann am Äquator im Hochsommer bis auf über +20 Grad ansteigen. An der Landestelle von Viking 1 (22 Grad nördliche Breite) schwankte im Sommer die Temperatur zwischen etwa -28 Grad und -85 Grad. Dagegen sinkt an den Polen die Temperatur im Winter bis auf etwa -140 Grad ab. Das ist so kalt, dass das Kohlendioxid aus der Marsatmosphäre im Winter zum Teil an den Polen ausfriert und helle Polkappen bildet, die man von der Erde aus bei günstigen Bedingungen schon mit einem kleinen Fernrohr erkennen kann. Die Ausdehnung dieser Polkappen schwankt im Rhythmus der Jahreszeiten.
Die Polkappen bestehen wahrscheinlich aus einer kleineren Kappe aus Wassereis, die das ganze Marsjahr hindurch vorhanden ist (so dass auch im Hochsommer noch eine kleine Polkappe zu sehen ist). Die jahreszeitlichen Veränderungen sind aber auf das Ausfrieren und Verdampfen von Kohlendioxidschnee zurückzuführen, der dann die Wassereiskappen überdeckt. Die Südpolarkappe zeigt stärkere Schwankungen als die Nordpolarkappe, weil der Unterschied zwischen den Jahreszeiten auf der Südhalbkugel dadurch verstärkt wird, dass dort gerade dann Sommer herrscht, wenn sich Mars im sonnennahen Teil seiner Umlaufbahn befindet und entsprechend Winter, wenn Mars durch sonnenferne Bahnbereiche wandert (auf der Nordhalbkugel liegen die Jahreszeiten genau entgegengesetzt, so dass der Unterschied im Gegensatz zur Südhalbkugel etwas abgeschwächt wird). So schrumpft die Südpolarkappe im Hochsommer auf einen vergleichsweise winzigen Rest zusammen, während sie sich im Winter zum Äquator hin bis über den 40. Breitengrad ausdehnen kann. Durch die jahreszeitlichen Veränderungen der Polkappen schwankt die Dichte der Marsatmosphäre im Laufe eines Marsjahres deutlich um etwa 20 Prozent.
Ausgetrocknete Flußsysteme auf dem Mars [35.793 bytes]Die Marsatmosphäre enthält nur sehr wenig Wasser. Wahrscheinlich ist aber außer in den Polkappen noch relativ viel Wassereis im Marsboden gespeichert. Der Marsboden ist eine Art Permafrostboden, ähnlich wie auf der Erde in der arktischen Tundra. Flüssiges Wasser kann es heute nicht geben, da die Atmosphäre dazu nicht dicht genug ist. Es gibt jedoch Oberflächenformationen, die wie ausgetrocknete Flußsysteme aussehen, teilweise mit stromlinienförmigen Inseln, so dass früher auf dem Mars Wasser geflossen sein muß. Die Atmosphäre muß daher vor langer Zeit einmal dichter und wärmer als heute gewesen sein.
Mars besitzt zwei kleine Monde, die Phobos und Deimos (Furcht und Schrecken) genannt werden. Phobos hat etwa 25 Kilometer Durchmesser, Deimos 15 Kilometer, wobei genaue Angaben aufgrund der unregelmäßigen Form dieser Monde nicht möglich sind. Die mittlere Entfernung vom Marsmittelpunkt beträgt bei Phobos 9370 Kilometer und bei Deimos 23520 Kilometer. Da beide Monde fast genau in der Äquatorebene um Mars laufen, stehen sie somit so nahe am Roten Planeten, dass man sie von den Polen des Mars aus nicht sehen kann. Phobos ist mit einer Umlaufzeit von nur 7 Stunden und 39 Minuten der einzige bekannte Mond im Sonnensystem, der sich schneller um einen Planeten dreht, als der betreffende Planet sich um seine Achse dreht. Von der Marsoberfläche aus gesehen geht Phobos im Westen auf und im Osten unter, wobei der Trabant mit merklicher Geschwindigkeit und erheblicher Änderung der Phase über den Marshimmel wandert. Die Umlaufzeit von Deimos dagegen liegt mit 30 Stunden und 18 Minuten so nahe an der Rotationszeit des Mars, dass der Mond für einen Beobachter an der Marsoberfläche nur sehr langsam über den Himmel läuft. Von einem Aufgang bis zum nächsten vergehen etwa 5,5 Tage. Beide Monde wenden dem Mars bei ihrem Umlauf immer die gleiche Seite zu (gebundene Rotation). Durch Computersimulationen wurde festgestellt, dass sich Phobos langsam aber sicher an den Roten Planeten annähert, wobei der Absturz aber noch etwa 10 bis 100 Millionen Jahre auf sich warten läßt.
Mars besitzt nur ein sehr schwaches Magnetfeld, was wohl daran liegt, dass der Planet nicht über einen flüssigen Kern verfügt. Mars scheint im Inneren weitgehend erkaltet zu sein. Eine Bestätigung für diese Annahme ist die Tatsache, dass es auf dem Mars keine eindeutigen Beweise für eine Plattentektonik wie auf der Erde gibt. Der Planet ist auch seismisch ruhig, das Seismometer an Bord des Viking-2-Landers meldete nur einige extrem schwache Beben.


Daten und Fakten zu Mars

Mittlere Entfernung von der Sonne 227,9 Millionen Kilometer 1,524 AE
Kleinste Entfernung von der Sonne 206,7 Millionen Kilometer 1,382 AE
Größte Entfernung von der Sonne 249,2 Millionen Kilometer 1,666 AE
Numerische Bahnexzentrizität 0,0934 --
Bahnneigung gegen die Ekliptik (Erdbahnebene) 1,85 Grad --
Umlaufzeit (siderisch) 686,980 Tage 1,881 Jahre
Mittlere Bahngeschwindigkeit 24,13 Kilometer pro Sekunde 0,81 mal Erdenwert
Durchmesser (am Äquator) 6794 Kilometer 0,533 mal Erdenwert
Abplattung 0,0059 (1 zu 170) --
Masse 6,4191 mal 10 hoch 23 Kilogramm 0,107 mal Erdenwert
Mittlere Dichte 3,94 Gramm pro Kubikzentimeter --
Rotationszeit 24 Stunden 37 Minuten 23 Sekunden --
Dauer des Tag-und-Nacht-Zyklus 24 Stunden 39 Minuten 36 Sekunden --
Achsneigung gegen die Senkrechte der Planetenbahnebene 25 Grad --
Schwerkraft an der Oberfläche (Äquator) 3,71 Meter durch Sekundenquadrat 0,38 mal Erdenwert
Fluchtgeschwindigkeit (Äquator) 5,02 Kilometer pro Sekunde 0,45 mal Erdenwert
Atmosphärendruck an der Oberfläche 6,1 Millibar 0,006 mal Erdenwert
Synodische Umlaufzeit 779,94 Tage --
Entfernung von der Erde 56 bis 400 Millionen Kilometer 0,37 bis 2,67 AE
Anzahl der Monde 2 --



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by Patrick Thürstein

(17.02.2001)