Eine Welt aus CO2, Staub und Eis|Virtuelle Exkursion auf dem Mars

»Auf lange Sicht wird gar kein Weg daran vorbei führen, dass der Homo sapiens die Erde verlässt und zum Beispiel auf dem Mars eine neue Heimat findet. Der erste Schritt dorthin … entspricht ungefähr dem Auszug der ersten Menschen aus Afrika vor 150.000 Jahren.«
Harrison Schmitt, Astronaut von Apollo 17

Der Mars ist der vierte Planet von der Sonne aus gesehen und somit direkter Nachbar der Erde. Seine Entfernung zu uns ist jedoch von der jeweiligen Stellung der beiden Planeten in ihren Umlaufbahnen um die Sonne abhängig und variiert zwischen 55,8 und 399,9 Millionen Kilometern (vgl. Zimmermann/Weigert 1999). Aber trotz seiner teilweise sehr nahen Nachbarschaft stellt der Mars nur ein relativ »lichtschwaches« Objekt am Firmament dar, da er nur etwa halb so groß wie die Erde ist. Dass man ihn trotzdem schon frühzeitig als Wandelstern erkannte, liegt vor allem an seiner intensiven orangeroten Farbe. Und diese Farbe ist eine Folge seiner außergewöhnlichen Oberflächenbeschaffenheit, denn der Marsboden ist überwiegend mit Eisenoxid, also rötlich braunem Rost, überzogen. Das Rot ist schon mit bloßem Auge zu erkennen und war wohl der Hauptgrund dafür, dass die antiken Griechen den Planeten nach ihrem Kriegsgott Ares benannten. Die Römer gaben ihm später in Anlehnung an ihren Kriegsgott den Namen Mars (vgl. Benson 2004).

Unser Nachbarplanet Mars, so wie man ihn durch ein Amateurteleskop sehen kann.

Der Mars kann schon mit einfachen Amateurteleskopen von hei mischen Gefilden aus sehr gut beobachtet werden. Bereits bei einer 200- bis 300-fachen Vergrößerung sind deutlich die weißen Polkappen zu sehen und auf der Oberfläche des Mars lassen sich dunkle und helle Bereiche unterscheiden (Abbildung 1). Unser Nachbarplanet ähnelt der Erde in vielerlei Hinsicht. So weist der Rote Planet eine ähnliche Neigung der Rotationsachse und damit ausgeprägte Jahreszeiten auf wie die Erde. Auch der Marstag dauert nur unwesentlich länger als ein Erdtag. Also auf den ersten Blick ähnliche Bedingungen wie auf der Erde. Trotzdem haben sich die Träume, dass der Mars mit menschenähnlichen Lebewesen bevölkert sein könnte, nicht erfüllt (vgl. von Puttkamer 1997; Reichert 2004). Seine sehr dünne Atmosphäre weist nur äußerst geringe Mengen an Sauerstoff auf – dafür aber sehr viel CO2. Der Mars ist eine Welt aus CO2, Staub und Eis. Aber welche Rolle spielt die überaus hohe CO2-Konzentration in der Marsatmosphäre für das dortige Klima? Besitzt der Mars ebenfalls eine Art Kohlenstoffkreislauf, in dem das CO2 ein wichtiges Transformationselement darstellt? Spannende Fragen, deren Antworten auf unserem Nachbarplaneten auf uns warten und die allemal die weite Reise wert sind!

Plänen der NASA zufolge sollen allerdings erst um das Jahr 2030 die ersten Menschen den Mars betreten und die Antworten auf all diese Fragen finden. Aber so lange wollen wir natürlich nicht warten und begeben uns derweil auf eine virtuelle Reise zum Mars. Doch bevor wir aufbrechen, haben wir noch umfangreiche Reisevorbereitungen zu treffen, die aufgrund ihres Aufwands und der immensen Kosten durchaus einen längeren Aufenthalt und damit einen umfangreichen Exkursionsbericht rechtfertigen. Denn wer nimmt schon einen über 20 Milliarden Euro teuren Hin- und Rückflug über eine Milliarde Kilometer auf sich, um dann nur einen Tag auf dem Mars mit Sightseeing zu verbringen? Die Reise zum Mars wird inklusive Hinflug, Aufenthalt und anschließendem Rückflug voraussichtlich drei Jahre in Anspruch nehmen. In dieser Zeit müssen wir uns mit erheblichen Anstrengungen und bisher ungeahnten Strapazen für Geist und Körper auseinandersetzen, denn in der Schwerelosigkeit verändert sich der Körper des Menschen gravierend: Das Gehirn, dem die Information über Oben und Unten fehlt, erzeugt visuelle Illusionen. Körperflüssigkeit aus den unteren Gliedmaßen sammelt sich vor allem in der Brust und im Kopf, demzufolge schwillt das Gesicht deutlich an! Aber auch das Herz und andere Organe weiten sich. Die ungewohnte Umverteilung signalisiert dem Körper ein Zuviel an Flüssigkeit, sodass er beginnt, verstärkt auszuscheiden, wodurch wiederum vermehrt Mineralien, Elektrolyte und Plasma verloren gehen. Die Produktion der roten Blutkörperchen nimmt ab. Die Bandscheiben in der Wirbelsäule dehnen sich aus: Ein Mann mit einer Körpergröße von 1,80Metern misst schon bald 1,86Meter und wird von intensiven Rückenschmerzen geplagt (vgl. Miles 1988; Walter 1997; Long 2001). Doch die Vorfreude, den Mars und seine faszinierende Landschaft als erster Mensch betreten zu können, lässt uns derartige Unannehmlichkeiten relativ leicht ertragen.

Der lange Weg zum Mars
Die Reise zum Mars wird nicht auf direktem und kürzestem Weg erfolgen, sondern auf der sogenannten Hohmann-Bahn, einer speziellen elliptischen Anflugroute über eine Strecke von 586,7Millionen Kilometern. Trotz dieser gewaltigen Strecke ist dies der sparsamste und energieeffizienteste Flug, allerdings beträgt die Reisedauer rund 260 Tage. Ein schwerwiegender Nachteil dieser energiesparsamsten aber auch »preiswertesten« Reiseroute, die immerhin noch mit etwa 20Milliarden Euro zu Buche schlägt, ist die Unmöglichkeit einer baldigen Rückkehr. Zumindest wenn die Heimreise zwecks Energieeinsparung ebenfalls auf einer Hohmann-Bahn durchgeführt werden soll. Denn wenn unser Raumschiff auf dem Mars angekommen ist, stehen die beiden Planeten für einen halbelliptischen Rückflug denkbar ungünstig. Je nach Konstellation müssen weitere 460Tage vergehen, bis die Stellung der Planeten wieder für einen Rückflug geeignet ist (vgl. Musser/Alpert 2004). Unser Rundtrip zum Mars inklusive Exkursion zu den bekanntesten Sehenswürdigkeiten wird also 980 Tage oder anders gesprochen 2,7 Jahre in Anspruch nehmen. So lange hat ungefähr die Weltumsegelung des berühmten Ferdinand Magellan (1519–1522) gedauert, deren Vollendung der Portugiese selbst bekanntlich nicht mehr miterlebte. Als Grundlage für unsere Exkursion auf dem Mars soll uns eine Übersichtskarte dienen, wie Sie die NASA in den letzten Jahren mithilfe ihrer Marssonden erstellt hat (Abbildung 2). Dort sind die für uns wichtigsten und markantesten Gebiete detailgetreu wiedergegeben und ermöglichen uns eine bestmögliche Orientierung vor Ort. Viele der dort abgebildeten Regionen und Geländeformationen erhielten ihre Namen bereits im 19. Jahrhundert vom berühmten Mailänder Astronomen Giovanni V. Schiaparelli (1835–1910) und stammen vorwiegend aus der Kosmographie des Altertums und ihren Mythen, wie etwa den Fahrten des Odysseus (vgl. von Puttkamer 1997; Blunck 1977; Schiaparelli 1877). Nachdem nun alle Startvorbereitungen gewissenhaft durchgeführt wurden und wir uns mit geeignetem Kartenmaterial ausgestattet haben, steht unserem Flug zum Mars nichts mehr im Wege.

Marskarte mit den markantesten und wichtigsten Großregionen.


Die Atmosphäre des Mars
Nach rund 260Tagen erreicht unser Raumschiff wie geplant und ohne große Zwischenfälle den Roten Planeten. Als Landestelle haben wir uns das Gebiet Chryse Planitia ausgewählt. Eine weite und flache Ebene in der Nähe des Äquators, bedeckt von rötlichem Sand und dunklen basaltischen Steinen und Felsen. Die klimatischen Bedingungen sind in diesen Breitengraden noch am erträglichsten. Nahe der Marsoberfläche herrscht zwar im Mittel eine Temperatur von etwa minus 40 Grad Celsius, aber in Äquatornähe steigen die Mittagstemperaturen örtlich sogar bis auf angenehme plus 15 Grad Celsius (vgl. Zimmermann/Weigert 1999). Zudem befinden wir uns in guter Nachbarschaft, denn in unmittelbarer Nähe liegen die Landestellen der amerikanischen Marssonden Viking 1, die bereits 1976 dem Mars einen Besuch abstattete, sowie Pathfinder und Opportunity, die im Jahre 1996 und 2003 viele faszinierende Bilder vom Mars zur Erde funkten. Für die bevorstehenden 460Tage, die wir bis zum nächsten geeigneten Zeitfenster für eine Rückkehr zur Erde auf dem Mars verbringen werden, haben wir uns ein umfangreiches Programm vorgenommen: Unsere Exkursion wird uns über die Valles Marineris, einem gigantischen Grabensystem zum bekannten Vulkangebiet der Tharsis Region mit den Tharsis Montes führen, in der wir den größten aller Vulkane Olympus Mons besuchen werden. Anschließend werden wir die bitter kalte Nordregion mit ihrer Eiskappe ansteuern (Abbildung 2). Schließlich geht es zurück zu unserer Landestelle, um uns wieder auf die Heimreise vorzubereiten. Alles in allem ist dies eine Strecke von über 26.000 Kilometern, auf der wir den Mars einmal komplett umrunden werden! Um diese gewaltige Strecke auch in der begrenzten Zeit bewältigen zu können, steht uns ein solar- und batteriebetriebener Rover zur Verfügung, der für die hiesigen Geländebedingungen hervorragend ausgestattet ist. Zudem können wir mit Stolz behaupten, dass wir mit unserem klimaneutralen Fahrzeuguntersatz die CO2-Bilanz des Roten Planeten in keinster Weise verändern werden! Nach einer kurzen Phase der Akklimatisierung zwängen wir uns in einen robusten, aber doch bequemen, weil maßgeschneiderten Raumanzug und verlassen unser Raumschiff. Die ersten Schritte auf dem Mars sind ganz anders als auf der Erde. Die vergleichsweise geringe Schwerkraft bedingt, dass ein Schritt nur etwa halb so viel Energie kostet wie auf unserem Heimatplaneten. Trotzdem können wir uns nur mit etwa 60 Prozent der Schrittgeschwindigkeit fortbewegen (vgl. Musser/Alpert 2004). Die verringerte Schwerkraft und die vielen sperrigen Geräte an unserem Raumanzug fordern eben doch ihren Tribut. Nachdem wir die ersten Schritte gemeistert haben, halten wir einen kurzen Moment inne und lassen unseren Blick über die faszinierende Umgebung schweifen: Weite, ausgedehnte geröll- und wüstenartige Landschaften, die sich bis zum Horizont erstrecken (Abbildung 3). Der Himmel erstrahlt in zarten karamellfarbenen Tönen, während er in der Nähe des Horizonts durch die Streuung des Sonnenlichts am feinen Staub in der Atmosphäre eher rötlich erscheint. Allerdings wird sich die Farbe des Himmels während des Tages und je nach Blickrichtung kontinuierlich ändern. Vor allem während der Mittagszeit und speziell bei Windstille werden wir im Zenit ungewohnt bläuliche Farben zu sehen bekommen (vgl. Musser/Alpert 2004), da dann nur geringe Mengen an Staub in der Luft sind, die die Sonnenstrahlen ablenken können. Zudem muss das Licht im Vergleich zum Sonnenstand nahe des Horizonts nur eine geringe Distanz durch die Atmosphäre zurücklegen, sodass der blaue Lichtanteil kaum verändert wird. Aufgrund der dünnen Atmosphäre sind diese Blautöne jedoch sehr viel dunkler als auf der Erde und erscheinen in etwa so, wie wir den irdischen blauen Himmel bei Sonnenuntergang von einem Passagierflugzeug aus betrachten würden, das in einer Höhe von 10.000 bis 12.000 Metern über dem Erdboden fliegt. In der dünnen Marsatmosphäre beobachten wir weit über uns sogar vereinzelt Wolken, die sich zum Teil als helle Flecken oder nur aufgrund ihrer spärlichen Schattenwirkung bemerkbar machen. Im Wesentlichen handelt es sich um zarte Dunstschleier oder Nebelschwaden, die aus Wassereiskristallen und Kohlendioxideis bestehen. Denn in höheren Abschnitten der Atmosphäre sinken selbst in Äquatornähe die Temperaturen bis auf minus 120 Grad Celsius und lassen sogar das Kohlendioxid in der Luft gefrieren.

Panoramaaufnahme von der Marsoberfläche, aufgenommen von der amerikanischen Sonde Pathfinder. Im Hintergrund sind die etwa 50 Meter hohen "Twin Peaks" zu sehen.


Die Marsatmosphäre ist verglichen mit der Atmosphäre der Erde sehr dünn. An der Oberfläche beträgt der Druck nur etwa fünf bis zehn Hektopascal, also rund 0,6 Prozent des Atmosphärendrucks an der Erdoberfläche. Dies entspricht etwa dem Druck der Erdatmosphäre in einer Höhe von 35 bis 40 Kilometern. Kohlendioxid ist mit 95 Prozent der Hauptbestandteil der unteren Marsatmosphäre, gefolgt von Stickstoff mit 2,7 Prozent und Argon mit 1,6 Prozent. Außerdem wurden geringe Mengen Sauerstoff und Wasserdampf gefunden, dessen Anteil sehr variabel ist und zwischen 0,01 und 0,1 Prozent schwankt (vgl. Zimmermann/Weigert 1999; Read/Lewis 2004). Die heutige Zusammensetzung der Marsatmosphäre ist die Folge der Entgasung ehemals heißer magmatischer Schmelzen aus der früheren Entwicklungsphase des Planeten. Diese intensive Phase der Vulkanaktivitäten auf dem Mars begann wahrscheinlich vor etwa 3,5Milliarden Jahren und dauerte einige 100Millionen bis 1,5Milliarden Jahre an. Anschließend gab es immer wieder vereinzelt vulkanische Tätigkeiten, die allerdings eher lokal anzutreffen waren. Im Gegensatz zur Erdatmosphäre wurde die Atmosphäre des Mars später nicht mehr wesentlich verändert (vgl. Zimmermann/Weigert 1999). Die Vulkane spielten auf dem Mars eine ähnliche Rolle wie auf der Erde: Auch auf unserem Heimatplaneten war der Vulkanismus die treibende Kraft, die die Atmosphäre stetig mit Treibhausgasen und vor allem CO2 angereichert hat. Während die Vulkane der Erde jährlich noch bis zu 30 Millionen Tonnen CO2 in die Atmosphäre entlassen, sind die Vulkane des Mars mittlerweile gänzlich erloschen, zumindest nach heutigem Wissensstand. Trotz des hohen Anteils an Kohlendioxid und damit eines effektiven Treibhausgases in der Marsatmosphäre, stellt sich jedoch nur ein sehr geringer Treibhauseffekt ein. Ursache hierfür sind vor allem die dünne Atmosphäre und der Abstand des Mars zur Sonne. Dieser ist etwa 1,4-mal größer als der irdische, sodass der Rote Planet von unserem Zentralgestirn rund 40 Prozent weniger Wärmeenergie als die Erde empfängt. Hätte der Mars allerdings bei gleicher CO2-Menge eine ebenso dichte und mit Stickstoff und Sauerstoff angereicherte Atmosphäre wie die Erde, so würde dies vermutlich trotz des größeren Abstands zur Sonne zu einem enormen Treibhauseffekt führen. Denn verglichen mit der Erdatmosphäre, deren CO2-Anteil derzeit bei etwa 0,038 Prozent oder 380 ppm (parts per million) liegt, betrüge der Anteil auf dem Mars dann umgerechnet 5,7 Prozent oder 5.700 ppm. Das heißt: In einem Kubikmeter Marsluft befänden sich etwa 15-mal mehr CO2-Moleküle als in einem Kubikmeter Luft von der Erde. Somit ist die Dichte der Atmosphäre von enormer Bedeutung für die Ausprägung eines planetenweiten Treibhauseffektes und die Speicherung von Wärmeenergie. Aufgrund des äußerst geringen Treibhauseffektes besitzt der Mars somit von vornherein eine erheblich kältere Oberfläche. Dementsprechend sind auch die Temperaturen auf dem Mars im Wesentlichen von der tageszeitlichen Ein- und Ausstrahlung der Sonne und damit extremen Schwankungen gekennzeichnet. Die tiefsten Temperaturen herrschen mit etwa minus 140 Grad Celsius an den vereisten Polregionen. Sie können allerdings während des Marssommers auf bis zu minus 15 Grad ansteigen. In Äquatornähe betragen die Mittagstemperaturen fast angenehme plus 15 Grad, bei Einbruch der Nacht fallen sie jedoch rapide auf bis zu minus 80 Grad (vgl. Zimmermann/Weigert 1999). Bei diesen extremen Temperaturen gefriert sogar das CO2 aus der Atmosphäre. Im Winter, zu Beginn des Frühlings und im Spätherbst bildet sich somit im Verlauf der Nacht häufig eine spärliche Frostschicht, die als Raureif zu beobachten ist und im Laufe des Tages mit steigenden Temperaturen wieder verschwindet. Unter den gegenwärtigen Temperatur- und Druckverhältnissen ist zudem flüssiges Wasser instabil, das heißt, Niederschläge wie auf der Erde gibt es auf dem Mars nicht. Dennoch kann Wassereis in einer gewissen Tiefe des Marsbodens nahezu das ganze Jahr über existieren, wie mittlerweile durch Sonden nachgewiesen wurde (vgl. Albee 2004).

Die Valles Marineris und das Vulkangebiet Tharsis
Nach mehrtägiger Fahrt Richtung Südwesten erreichen wir die ersten Ausläufer der Valles Marineris. Die Valles Marineris sind riesige canyonähnliche Gebilde, die sich in Ost-West-Richtung über 2.500 Kilometer und in Nord-Süd-Richtung über 150 bis 700 Kilometer erstrecken. Die Tiefe dieser Canyons erreicht teilweise bis zu sieben Kilometer (vgl. Gaede 2007) (Abbildung 4).

Zentralabschnitt des Valles Marineris, die in ihren Dimensionen den Grand Canyon weit übertreffen.


Damit sind die Valles Marineris wesentlich größer als der vergleichsweise winzige »Grand« Canyon. Das Grabensystem liegt relativ genau im Bereich des Äquators und kann als geologische Trennlinie des Planeten gesehen werden. Denn im Ganzen betrachtet erscheint der Mars sehr asymmetrisch aufgebaut: Seine südliche Halbkugel ist im Gegensatz zur nördlichen sehr dicht gekratert und gleicht in vielem den Hochlandgebieten des Mondes. Die beträchtliche Menge an Meteoritenkratern stammt vor allem aus der Frühzeit des Planeten und lässt auf ein relativ hohes Alter der dortigen Kruste schließen. Nach einer 2.500 Kilometer langen Fahrt durch die zum Teil sehr verwinkelten Valles Marineris führen uns deren Endausläufer nun in eine flache Hochebene, die sich grundlegend von vielen anderen Gebieten des Mars unterscheidet. Vor allem im Gegensatz zu den Einschlagformationen der Südhemisphäre ist dieses Gebiet, wie die nördliche Marshemisphäre insgesamt, in erster Linie durch weite Basaltebenen geprägt, die durch einen gewaltigen Vulkanismus vor Urzeiten entstanden sind. Dementsprechend ist dieses Gebiet größtenteils glatt und relativ kraterfrei, was unser Vorankommen mit dem Rover im Gegensatz zu den schwer zu überwindenden Tälern der Valles Marineris wesentlich erleichtert. Nach einiger Zeit tauchen auch schon drei der vier größten Vulkane des Mars am Horizont auf, die von Nordost nach Südwest entlang einer Geraden von 1.600 Kilometern aufgereit sind: Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons. Jeder dieser Vulkane ragt über 15 Kilometer in die Höhe und übertrifft damit alle irdischen Vulkane bei Weitem. Sie gehören zu den eindrucksvollsten Gebilden der Nordhalbkugel und ihre Entdeckung war eine der aufsehenerregendsten Sensationen in der Erforschung des Roten Planeten. Nachdem wir die drei Tharsis Montes hinter uns gelassen haben, kommt einige Tage später im Nordwesten schließlich der größte Vulkan auf dem Mars, ja sogar des gesamten Sonnensystems ins Blickfeld: Olympus Mons.

Der Berg der Berge – Olympus Mons
Auf unserem Weg in Richtung des Vulkans müssen wir zunächst eine weite und meist flache Ebene aus gefrorenem und staubigem Boden überqueren. Wie die Marsoberfläche generell, so ist auch diese Vulkanebene mit einer dicken Staub- und Sandschicht bedeckt, in der unser Rover zum Teil tiefe Spuren hinterlässt. Wir fahren über rötlich braune Sanddünen und durch ausgetrocknete Rinnsale, die auf ursprüngliche Flusssysteme hindeuten. Flüssiges Wasser gibt es in diesem Gebiet allerdings lange nicht mehr. Wir erreichen in den frühen Morgenstunden die ersten Ausläufer des gewaltigen Schildvulkans. Sein Durchmesser beträgt rund 600 Kilometer und sein Gipfel ragt über 27 Kilometer über die Marsoberfläche empor (Abbildung 5).

Allein seine Krateröffnung ist ein über 80 Kilometer weites und teilweise drei Kilometer tiefes Caldera-Becken, einst ein gewaltiger kochender, turbulenter See aus flüssigem Basalt, aus dem sich die Lava in riesigen Strömen sprudelnd über die Flanken in die Tiefe ergoss. Verglichen mit Olympus Mons besitzt der größte Schildvulkan der Erde, der Mauna Loa auf Hawaii, nur ein Fünftel der Fläche und weniger als ein Zwanzigstel des Volumens. Auch der Mount Everest ist verglichen mit dem Vulkangiganten ein regelrechter Winzling. Trotz seiner Größe gehört der Vulkan zu den relativ jungen Gebilden auf dem Mars. Aufgrund seiner Größe wurde der Olympus Mons (lat. »Berg Olymp«) nach dem Sitz der antiken griechischen Götter benannt.

Nach einiger Zeit finden wir eine geeignete Passage, die uns die zum Teil drei bis sechs Kilometer hohen Bergflanken überwinden lässt. Anschließend geht es mit unserem motorisierten Geländewagen einen sanften Böschungswinkel von maximal sechs Grad bergauf. Während der eintägigen Auffahrt entdecken wir immer wieder Aufhellungen am Boden, die durch Nebel und Reifbedeckung aus gefrorenem Kohlendioxid während der Nacht entstanden sind und im Laufe des Vormittags durch die Erwärmung allmählich wieder verschwinden. Als wir schließlich den Gipfel erreichen, erwartet uns aus etwa 27Kilometer Höhe ein atemberaubender Ausblick, denn aufgrund der dünnen Atmosphäre und des geringen Staubanteils in dieser Höhe reicht unser Blick bis zum Horizont. Tief zu unseren Füßen erstreckt sich die rot-braune Trockenlandschaft dieser wundersamen Welt soweit das Auge reicht. Vom Fuße des Vulkanschildes erstrecken sich zudem gewaltige Flutebenen aus erstarrten Lavaströmen, welche die Umgebung vollständig überflutet und zugedeckt haben. Im Südosten entdecken wir nochmals die anderen drei großen Tharsisvulkane, dem Aussehen nach allesamt kleinere Ausgaben des Olympus Mons. Die Gipfel sind zudem von einigen Kohlendioxidwolken umgeben. In der Tharsisregion unter uns wehen mittlerweile riesige Staubwolken über den Marsboden in Richtung Südost. Dort hat sich während unserer Gipfelfahrt ein beträchtlicher Staubsturm entwickelt. Nach einiger Zeit machen wir uns aber wieder an die Abfahrt, denn vor uns liegt mit etwa 3.800 Kilometern die bislang längste Strecke, die uns über die nördliche Tiefebene bis in die vereiste Nordpolregion des Mars führen wird.

Ein ehemaliges Meer auf dem Mars?
Auf unserem Weg in das nördliche Tiefland durchfahren wir unter anderem Täler, deren Aussehen ehemaligen Flusssystemen gleicht. Plötzlich entdecken wir entlang der Ränder Strukturen, die nur durch flüssiges Wasser entstanden sein können. Als wären die Hänge von »frischen« Rinnen übersäht, die aussehen, als seien sie durch ablaufendes Wasser entstanden. Diese Erscheinungen legen nahe, dass es trotz des geringen atmosphärischen Drucks unter bestimmten Umständen doch flüssiges Wasser auf dem Mars geben könnte. Es wird vermutet, dass diese Rinnen mit Klimazyklen in Verbindung stehen. Beispielsweise können sich die Hänge in Kälteperioden mit einer dünnen Schicht aus Wassereis und Staub überziehen. Sonnenlicht durchdringt diese isolierende Schicht teilweise und erwärmt sie, sodass an ihrer Unterseite Wassereis schmilzt und als Rinnsal den Hang hinabfließt, bevor es endgültig versickert oder in der dünnen Atmosphäre verdampft (vgl. Albee 2004). Über eines der »Flusstäler« erreichen wir schließlich die nördliche Tiefebene. Auf dem Weg zum Nordpol durchqueren wir nun ein landschaftlich zwar sehr ödes und eintöniges, aber geologisch sehr interessantes Gebiet. Denn eine Hypothese der Marsforscher besagt, dass die Marsatmosphäre früher sehr viel dichter war und der Planet demzufolge eisfreie Seen und sogar Meere gehabt haben könnte. Da das nördliche Tiefland bemerkenswert flach ist, liegt die Vermutung nahe, dass es während einer längeren Epoche der Marsgeschichte der Boden eines großen Meeres war. Der Boden scheint zudem aus mehreren Schichten Sedimentgestein zu bestehen (vgl. Albee 2004). Sollte es in der Frühzeit des Mars tatsächlich einen Ozean gegeben haben, so hatte dieser mit Sicherheit einen großen Einfluss auf das damalige Klima und auf die Zusammensetzung der Marsatmosphäre. Denn mit der großflächigen Verdunstung von Wasser hätte sich die Atmosphäre kontinuierlich mit Wasserdampf angereichert, dem noch vor Kohlendioxid wichtigsten Treibhausgas. Zudem könnten die damaligen Meere wie auf der Erde wichtige CO2-Senken gewesen sein, indem das Kohlendioxid der Atmosphäre je nach Temperatur des Meerwassers als Kohlensäure gelöst wurde und wieder als CO2 in die Atmosphäre entlassen wurde. Aber wenn der Mars einst eine dichtere Atmosphäre besaß und es auf seiner Oberfläche so warm war, dass sogar Wasser floss, wo sind dann das Wasser und die ursprüngliche Atmosphäre geblieben? Außer einiger Hypothesen und Vermutungen liegt die Frühzeit des Mars nach wie vor im Dunkeln!

Die Nordpolregion
Nach einigen Wochen der mühsamen Fahrt kommen schließlich die ersten Ausläufer der nördlichen Polkappe in Sicht. Die weißen Polkappen gehören zu den von der Erde aus am deutlichsten erkennbaren Details der Marsoberfläche und bestehen vor allem aus einer permanenten Wasserschnee- oder Wassereisdecke (Abbildung 6). Allerdings gibt es hinsichtlich der Größe einen erheblichen Unterschied zwischen Nord- und Südpolkappe. Während die nördliche Polkappe während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1.000 Kilometern und eine Dicke von etwa drei bis vier Kilometern besitzt, zeichnet sich die südliche Polkappe während des Südsommers lediglich mit einem Durchmesser von etwa 350Kilometern und einer Dicke von ein bis zwei Kilometern aus. Damit entspricht die Größe der Nordkappe in etwa der Hälfte des Grönlandeispanzers auf der Erde (vgl. Read/Lewis 2004). Sie ist demnach der größte Wasserspeicher auf unserem Nachbarplaneten. Diesen beiden Eispanzern kommt eine Schlüsselrolle im atmosphärischen Kreislauf zu, denn während des Marswinters der jeweiligen Hemisphäre sinken dort die Temperaturen dauerhaft so weit ab, dass auch Kohlendioxid kondensiert und als Niederschlag auf den Eiskappen niedergeht. Im Laufe eines Winters werden die dicken Eispanzer mit einer bis zu acht Meter dicken Schicht aus Kohlendioxideis überzogen. Zudem vergrößern sich die Polkappen durch die zusätzliche Menge an Trockeneis so weit, dass sie zum Teil bis in die Gegend des 60.Breitengrades vorstoßen. Bei der Ausfällung von CO2 während der Winterzeiten wird der Atmosphäre eine derart große Gasmenge entzogen, dass der Atmosphärendruck insgesamt deutlich sinkt. Dieser Effekt ist vor allem bei kalten Wintern auf der Südhemisphäre am deutlichsten zu spüren, da die Südkappe trotz ihrer geringeren Ausdehnung wesentlich stärkeren jahreszeitlichen Schwankungen unterliegt als die Nordkappe. Während das Kohlendioxid im Wechsel der Jahreszeiten periodisch kondensiert und wieder sublimiert, das heißt vom festen direkt in den gasförmigen Aggregatszustand überwechselt, bleibt das Wasser das ganze Jahr über fast vollständig als Eis gebunden (vgl. Read/Lewis 2004). Die periodische Verteilung des Kohlendioxids zwischen Atmosphäre und Polkappen kann somit als jahreszeitlich bedingter Kohlenstoffkreislauf auf dem Mars bezeichnet werden, wenngleich er bei Weitem nicht so komplex auf gebaut ist wie auf der Erde und sich durch das komplette Fehlen einer biologischen Komponente auszeichnet.

Die südliche Polkappe des Mars im Sommer 2000. Die oberste Schicht besteht aus Kohlendioxideis.


Rückreise und Landung auf der heimatlichen Erde
Nach einer über 26.000 Kilometer langen und fast ein Jahr andauernden Exkursion kehren wir schließlich zu unserer Landestelle im Gebiet Chryse Planitia zurück, um die Heimreise zur Erde anzutreten. Unser Raumfahrzeug ist kaum mehr wiederzuerkennen. Die lackierte Oberfläche wurde durch Wind und Sand fast vollständig abgeschmirgelt. Trotz allem befinden sich alle technischen Geräte in gutem und funktionsfähigem Zustand. Und dies ist auch äußerst wichtig, denn für den Rückflug stehen uns nochmals 260 Tage und 586,3Millionen Kilometer bevor. Mit allen Strapazen für Mensch und Maschine, die wir bereits auf der Hinreise ertragen mussten. Die Abreise fällt uns aufgrund der geringen Schwerkraft zunächst relativ leicht. Statt der 11,2 Kilometer pro Sekunde auf der Erde sind hier lediglich 5,03 Kilometer pro Sekunde aufzubringen, um dem Schwerefeld des Roten Planeten auf einer Parabelbahn zu entkommen. Nach dem Start lässt uns ein kurzer Blick zurück auf den Mars nochmals klar werden, welch gigantische Strecke wir auf der Oberfläche des Roten Planeten hinter uns gebracht haben. Der Rückflug verläuft ohne große Zwischenfälle und nach der turbulenten Landung stehen wir schließlich auf wackeligen Beinen wieder auf der Erde. Blass im Gesicht und aufgrund der ungewohnt hohen Schwerkraft unfähig, aufrecht zu stehen, ohne ohnmächtig zu werden. Aber das ist auch kein Wunder angesichts der Strapazen, die wir hinter uns gebracht haben: Seit unserem Start von der Erde im Jahr 2009 sind mittlerweile drei Jahre vergangen und wir haben insgesamt 1,173 Milliarden Kilometer zurückgelegt. Aber es hat sich gelohnt, denn uns ist vor allem bewusst geworden, dass unser kosmischer Nachbar in mancherlei Hinsicht vieles mit der Erde gemeinsam hat. Aber trotz dieser Gemeinsamkeiten bleibt der Rote Planet doch eine Welt für sich. Auch Leben haben wir dort keines gefunden. Und es stellt sich die Frage, wie die Erde wohl heute aussehen würde, wenn es auch hier über Milliarden von Jahren kein pflanzliches Leben gegeben hätte, das durch die Erfindung der Photosynthese, also der Umwandlung von Kohlendioxid und Wasser mithilfe von Sonnenlicht zu Sauerstoff und Zucker, den CO2-Gehalt auf der Erde von ursprünglich etwa 30 Prozent vor 3,5Milliarden Jahren auf den heutigen Wert von 0,038 Prozent verringert hätte. Würde die Erde dann wie der Mars überwiegend aus einer steinigen und staubigen Wüstenlandschaft bestehen, mit einem Treibhausklima, das durch den extremen CO2-Gehalt in der Atmosphäre »hitzige« Temperaturverhältnisse wie auf der Venus schaffen würde? Neben vielen Antworten haben wir also auch viele Fragen von unserer Reise mitgebracht. Die Beantwortung dieser Fragen überlassen wir aber gerne auch unseren Nachfolgern …

Anfahrt
Folgen Sie 260 Tage lang der halbparabelförmigen Hohmann-Bahn über eine Strecke von 586,7 Millionen Kilometern.

Literatur

Albee, Arden L. (2004): Die unirdischen Landschaften des Mars. In: Spektrum der Wissenschaft – Dossier: Der Mars. Ausgabe 3/2004, S. 58–67.

Benson, Michael (2004): Jenseits des Blauen Planeten. München: Knesebeck Verlag.

Blunck, Jürgen (1977): Mars and Its Satellites. A Detailed Commentary on the Nomenclature. Hicksville, New York.

Gaede, Peter-Matthias (Hrsg.): GEO-Themenlexikon. Band 4 – Astronomie. Mannheim 2007.

Long, Michael E. (2001): Überleben im Weltall. In: National Geographic. Ausgabe 1/2001.

Miles, Frank; Booth, Nicolas (Hrsg.) (1988): Aufbruch zum Mars. Die Erkundung des roten Planeten. Stuttgart: Kosmos Verlag.

Musser, George.; Alpert, Mark (2004): Die Reise zum Mars – Visionen und Konzepte. In: Spektrum der Wissenschaft - Dossier: Der Mars. Ausgabe 3/2004, S. 44–51.

Read, Peter L.; Lewis, Stephen R. (2004): The Martian Climate Revisited. Atmosphere and Environment of a Desert Planet. Berlin, Heidelberg: Springer Verlag.

Reichert, Uwe (2004): Karten, Krater und Kanäle. In: Spektrum der Wissenschaft – Dossier: Der Mars. Ausgabe 3/2004, S. 16-20.

Schiaparelli, Giovanni Virginio (1878): Osservazioni astronomiche e fisiche sull’asse di rotatione e sulla topografia del pianeta Marte: fatte nella Reale Specola di Brera in Milano coll’equatoriale di Merz durante l’opposzione del 1877. In: Atti Della R. Accademia Dei Lincei Anno CCLXXV (Hrsg.): Memorie Della Classe Di Scienze Fisiche, Matematiche e Naturali. Roma 1878, S. 308–439.

von Puttkamer, Jesco (1997): Jahrtausendprojekt Mars. Chance und Schicksal der Menschheit. Überarbeitete und aktualisierte Auflage. München: Langen-Müller.

Walter, Ulrich (1997): In 90 Minuten um die Erde. Würzburg: Stürtz Verlag.

Zimmermann, Helmut; Weigert, Alfred (1999): Lexikon der Astronomie. 8.Auflage. Heidelberg, Berlin: Spektrum Verlag.