Planet: Mars
Mars Datenblätter
Bilder zum Thema Mars
 

Der Rote Planet, Ziel einer Vielzahl von Landemissionen von Viking bis Pathfinder. Das Bild wurde mit dem Hubble Space Teleskop erstellt.

 

Objekt

 

 

 





Mars

Entf. Sonne

Durchmesser km

Gravitation

Festkörper

1,524 AE

6.780

3,69 m/s²

4. Planet

227,9 Mio.km

Achsneigung z. Bahn

Dichte kg/m³

1. äusserer Planet

12,7 Lichtminuten

25,19°

3.933





Monde

Sid.Umlauf Sonne

Sid Rotation

Fluchtgeschw. km/s

2

687d

1,029d

5,03





 

 

 

 

 
Mars ist der vierte Planet der Sonne und mit Bezug auf die Erde der erste äußere Planet. Er ist eine Gesteinskugel mit einer Atmosphäre, die jedoch sehr dünn ist. Auf ihn richten sich seit der Mariner 4 Sonde von 1965, eine ganze Reihe von Untersuchungs- und Landemissionen.

Im Jahr 2003 betrug der Abstand zwischen Mars und Erde 55,8mio km. Das war der geringste Abstand seit über 1000 Jahren. Ein annähernd gleich geringer Abstand wird erst am 31.Juli 2018 mit 57,6 Mio km wieder auftreten. Zwischendurch entfernen sich beide Planeten auf über 100Mio km.
 
Lage im Planetensystem
Mars ist im Mittel 227.900.000 km oder 1,524 AE von der Sonne entfernt. Mit einem Durchmesser von 6.780 km ist er nur halb so gross wie die Erde. Er umrundet die Sonne in 686,93 Tagen, so dass ein Marsjahr etwa doppelt so lange dauert wie ein Erdjahr. Für die Rotation um seine Achse benötigt Mars 24h 37m 22s. Damit stimmt seine Tageslänge mit der der Erde fast überein. Auch die Neigung seiner Achse zu seiner Umlaufbahn ist mit 25,19° der Neigung der Erde sehr ähnlich. So gibt es auf dem Mars Jahreszeiten, nur sind sie, wegen der doppelten Umlaufzeit auch doppelt so lang und wegen der größeren Elliptizität seiner Bahn, wesentlich ausgeprägter.
Da die Marsbahn außerhalb der Erdbahn verläuft, spricht man von ihm als erstem äußeren Planeten. Er ist also am Besten sichtbar, wenn er in Opposition zur Sonne steht (Linie: Sonne-Erde-Mars). Dieser Stellung wiederholt sich alle 780 Tage.

Innerer Aufbau des Planeten
Man nimmt an, dass Mars einen flüssigen Fe-FeS -Kern von etwa 3.400km Durchmesser besitzt. Es folgt ein etwa 1.500km dicker Mantel, bei dem jedoch die Trennung der leichten Silikate von den eisen- und magnesiumhaltigen Silikaten nur wenig ausgeprägt ist. Innerhalb des relativ kühlen Mantels findet noch ein Festkörperumlauf statt. Diese Annahmen stützen sich im Wesentlichen auf das äußerst geringe Magnetfeld, dass nur dem 0,0003-fachen des Erdmagnetfeldes entspricht. Auf diesem Mantel ruht eine relativ homogene und gemessen an der 30km dicken Erdkruste, äusserst starke, bis zu 200km dicke Lithosphäre, die aus silikathaltigem Gestein mit grossen Eisen- und Magnesiumanteilen besteht. Man vermutet, dass sich diese Kruste sehr früh in der Entwicklungsgeschichte des Mars gebildet hat. Auffallend ist ein hoher Schwefelgehalt in den feinkörnigen Bestandteilen der Marsoberfläche und die großen kohäsiven Kräfte die den Staub zusammenhalten. Man hält Magnesiumsulfat für ein mögliches Bindemittel. Die rote Färbung des Planeten wird durch den hohen Eisenanteil auf seiner Oberfläche erklärt.
 
Marsoberfläche, aufgenommen von Viking 2, September 1976
 
Die Mars-Oberfläche
Die Marsoberfläche ist im Süden von mehr Kratern übersäht als im Norden. Hieraus schließt man, dass die nördlichen Regionen jünger sind. Die Grenze zwischen diesen beiden Bereichen wird durch einen schrägen Rand gebildet. Hier zerbröckelt das alte Gestein. Über die gesamte Oberfläche verstreut befinden sich Vulkane und Lavafelder. Die Hauptzone des Vulkanismus liegt jedoch im Äquatorbereich bei dem kuppelförmigen, 10km hohen Tharsisgebirge das eine Länge von etwa 1000km besitzt. Hier befinden sich 3 Schildvulkane die noch einmal 19km über das Gebirge hinausragen und Krateröffnungen bis zu 10km Durchmesser besitzen. Lavaströme aus diesen Vulkanen lassen sich mehrere hundert Kilometer weit verfolgen, was für eine dünnflüssige Lava spricht, die vermutlich aus Basalten besteht. Der grösste Schildvulkan des Mars mit Namen Olympus Mons befindet sich im Nordwesten der Tharsisberge. Er bedeckt ein Gebiet von etwa 500 km² und erhebt sich 25km über die Ebene. Der Durchmesser seiner Caldera beträgt 80km. Dass diese Massen kein nennenswertes Absinken der Marskruste hervorrufen, spricht für deren Dicke von angenommenen 200km.
Die Ebenen des Mars sind von Geröll und feinem Staub bedeckt, der bei Marsstürmen aufwirbelt und die Oberfläche des Planeten verdunkelt. Zudem finden sich Kanäle und Canyons auf der Oberfläche, die der Spekulation, dass es in Urzeiten fliessendes Wasser auf dem Mars gegeben hat, Auftrieb verleihen. Aber trotz einer Vielzahl von Landemissionen auf dem Mars verbleiben die Modelle über die Entwicklungsgeschichte des Planeten, insbesondere seine 'Wasserzeit', noch immer im Bereich unsicherer Vermutungen. Wasser hingegen gibt es auch heute noch auf dem Mars, jedoch in gefrorener Form, an den Polkappen und als Grundeis unter der Oberfläche. Im Winter wird das Wassereis an den Polkappen durch eine Schicht aus gefrorenem Kohlendioxid der Atmosphäre überdeckt. Die Jahreszeiten auf dem Mars sind wegen seines Bahnverlaufs unterschiedlich lang. So dauern Frühling und Sommer auf dem Mars 194 bzw. 178 Tage. Gleiches gilt dann für Herbst und Winter. Die Temperaturen stiegen am Landeplatz von Viking 1 im Sommer auf etwa –30°C und erreichten bei herannahendem Winter –100°C, so dass sich das Kohlendioxid der Atmosphäre als Reif auf dem Erdboden niederschlug.

Die Atmosphäre
Die Marsatmosphäre ist wesentlich dünner als die Erdatmosphäre. Sie besteht zu 95% aus Kohlendioxid und enthält zudem 2-3% Stickstoff , 1-2% Argon und 0,13% Sauerstoff. Ihr Druck beträgt an der Oberfläche im Mittel etwa 6 mbar. Es wurden Spuren von Wasserdampf, Stickstoffoxyd und Neon nachgewiesen. Stickstoffanalysen weisen daraufhin, dass grosse Mengen Wasserdampf und andere Gase im Lauf der Planetenentwicklung aus der Marsatmosphäre in das Weltall abgegeben wurden.
Die dünne Marsatmosphäre kennt ein ausgeprägtes Wetter mit Stürmen, die im Sommer Windgeschwindigkeiten von 3-25 km/h besitzen und im Winter 60-110 km/h. Zusammen mit dem vorhandenen Staub wirken diese Stürme wie Sandstrahlgebläse und erzeugen eine heftige Erosion. Sie formen die tektonischen Strukturen des Planeten um, wie das Resümé einer 20jährigen Beobachtung zeigt, von der die NASA im Mai 1999 berichtet. Grosse Flächen die ehemals dunkel waren sind nun von rotem Staub bedeckt und andere Flächen erscheinen heutzutage dunkel.

Magnetfeld
Wie bereits angesprochen ist das Magnetfeld des Mars nur gering ausgebildet. Es ist etwa um das 3333-fache kleiner als das der Erde.

Monde
Der Mars besitzt zwei Monde, die wie große Gesteinsbrocken aussehen. Ihre Namen sind Phobos und Deimos. Sie wurden 1877 von Asaph Hall entdeckt. Noch heute rätselt man darüber, ob diese Brocken in der Marsumlaufbahn entstanden, oder ob sie eingefangene Asteroiden sind.

Organisches Leben
Bei allen Landemissionen bis 2006, konnten an keiner der Landestellen organische Substanzen gefunden werden, die auf ein ehemaliges oder bestehendes Leben auf dem Mars schliessen lassen. Auch mögliche Vorräte flüssigen Wassers, die unter seiner Oberfläche vermutet werden, konnten bisher nicht definitiv nachgewiesen werden. Dennoch bleibt der Mars ein interessantes Forschungsfeld, denn auch bei ihm müssen sich ja mit der Entwicklung der Sonne, genau wie auf der Erde, erhebliche Wandlungen abgespielt haben.

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