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Die Klimageschichte des Mars

Der sonnenfernere Nachbarplanet der Erde, nun eine kalte Stein- und Staubwüste, war vermutlich zeitweise von Flüssen, Seen und Gletschern bedeckt und beherbergte womöglich sogar einfache Lebensformen.

Diejenigen von uns Planetologen, die Mars seit langem erforschen, überkam bei einer weltweit verbreiteten Meldung vom 7. August letzten Jahres so etwas wie ein ehrfürchtiger Schauer: NASA-Wissenschaftler meinten in einem Meteoriten Spuren von primitiven Organismen gefunden zu haben, die aus einer Zeit stammen, als der Stein noch unterhalb der Marsoberfläche gelegen haben soll (Spektrum der Wissenschaft, September 1996, Seite 112).

Aber auch Erinnerungen an den amerikanischen Geschäftsmann und Astronomen Percival Lowell (1855 bis 1916) wurden wieder wach, der auf dem roten Planeten – wegen seiner Eigenfarbe so genannt – ein verzweigtes Netz von schmalen Wasserwegen mit grünem, künstlich bewässertem Land zu beiden Seiten zu sehen glaubte. Er entfachte damit erneut die Diskussion über die Oberflächenstrukturen, die Giovanni Schiaparelli (1835 bis 1910), Direktor der Mailänder Sternwarte, 1877 entdeckt und als Kanäle einer technisch hochentwickelten Zivilisation gedeutet hatte; Lowell stützte und verbreitete so die Ansicht, der Mars weise erdähnliche Umweltbedingungen auf. Erst als ab 1965 vier "Mariner"-Sonden den Planeten von nahem erkundeten, offenbarte sich seine unwirtliche Natur.

Allein "Mariner 9", der in eine Umlaufbahn einschwenkte und damit der erste künstliche Trabant eines anderen Planeten wurde, funkte mehrere tausend Photographien zur Erde, die nahezu die gesamte Marsoberfläche umfaßten. Zwar hatten sie eine Auflösung von nur etwa einem Kilometer, doch enthüllten sie erheblich mehr Details als die besten teleskopischen Beobachtungen. Statt Kanälen, flüssigem Wasser oder gar Vegetation war eine mondähnliche Kraterlandschaft zu sehen (Bild 1). Spektrale Messungen zeigten, daß die Atmosphäre extrem dünn, kalt und trocken ist. Sie besteht fast nur aus Kohlendioxid und erzeugt am Boden nicht einmal ein Prozent des irdischen Luftdrucks.

Mars ist um die Hälfte weiter als die Erde von der Sonne entfernt. Weil zudem seine leichte Gashülle kaum etwas von der eingestrahlten Sonnenenergie zurückzuhalten vermag, sondern sie größtenteils als Infrarotstrahlung wieder in den Weltraum entweichen läßt, ist das Klima recht frostig: Am Äquator betragen die Bodentemperaturen im Mittel um -60 Grad Celsius, an den Polen sinken sie sogar bis auf -123 Grad. Lediglich in den tropischen Breiten könnte die Mittagssonne eventuell vorhandenes Wassereis auftauen, doch würde es wegen des niedrigen atmosphärischen Drucks nicht flüssig werden, sondern praktisch sofort verdampfen.

Die Atmosphäre enthält aber nur geringe Spuren von Wasserdampf; und wenngleich sich mitunter Wolken aus Wassereis bilden, wird das Wettergeschehen auf dem Mars hauptsächlich durch Staubstürme und das Kohlendioxid bestimmt. Dieses Gas bildet an den Polen Kappen aus Trockeneis. Über die Polregion, an der gerade der Winter beginnt, fegt jeweils ein Blizzard hinweg und lagert Kohlendioxid-Kristalle als meterdicken Neuschnee ab. Auf der gegenüberliegenden Sommerseite, auf der die Sonne viele Marstage lang nicht untergeht, verdampft ein Teil des Trockeneises, so daß dort die Polkappe schrumpft. Die Temperaturen in den hohen Breiten steigen aber nie auf Werte, bei denen Wassereis schmelzen würde.

Zunächst meinten die Forscher, die erste Raumsonden-Meßwerte durchsahen, daß dieses frostig-trockene Klima schon einsetzte, als wenige Hundertmillionen Jahre nach Entstehung des Planetensystems der anfangs glutflüssige Mars ausreichend abgekühlt war. Doch die noch immer andauernde Auswertung des umfangreichen Datenmaterials, welche die "Mariner"- und insbesondere von 1976 an die beiden "Viking"-Missionen geliefert haben, hat die Interpretation nach und nach modifiziert. Den neueren Erkenntnissen zufolge verlief die Klimageschichte durchaus wechselvoll und wies vermutlich auch relativ warme Perioden auf.

Einst bahnten sich sogar größere Ströme flüssigen Wassers ihren Weg über die Oberfläche unseres Nachbarplaneten (Bild 1). Haben diese Bedingungen eine biologische Evolution ermöglicht? Und welche Strategie sollten künftige Missionen zum Mars verfolgen? Bevor wir uns diesen Fragen zuwenden, werden wir zunächst nachvollziehen, was die Revision des Kenntnisstandes bewirkt hat.


Aufschlußreiche Schlammspuren

Auf den Bildern, welche die Raumsonden aus Umlaufbahnen aufgenommen hatten, erkannten die Planetenwissenschaftler schon bald, daß die meisten alten Krater auf Mars erodiert sind – im Gegensatz etwa zu solchen auf dem Erdmond. Hingegen finden sich um fast alle großen, jungen Krater Strukturen, die wie Schlammlawinen aussehen. Daraus schloß man Ende der siebziger Jahre, daß während eines langen Abschnitts der Marsgeschichte unter einer reinen Gesteinslage erhebliche Mengen Wasser vorhanden gewesen seien – in der oberen Schicht gefroren, darunter jedoch flüssig. Beim Einschlag eines größeren Kometen oder Planetoiden wäre der Permafrostboden geschmolzen und bis herab zu der flüssiges Wasser führenden Schicht ausgehöhlt worden.

Junge Krater von kleinerem Durchmesser zeigen jedoch wie vergleichbare Objekte auf dem Mond ausschließlich radiale Spuren trockener Auswürfe. Nur große kosmische Geschosse konnten also offenbar die wasserfreie Gesteinsschicht durchschlagen. In Polnähe weisen lediglich Krater mit mehr als einem Kilometer Durchmesser Schlammspuren auf, in Äquatornähe gar nur solche, die größer als vier Kilometer sind. Diese Abhängigkeit von der geographischen Breite wird auf eine unterschiedliche Mächtigkeit der trockenen Schicht aus Oberflächengestein zurückgeführt. Am Äquator reicht sie demnach mit 800 Metern am tiefsten, weil dort im Laufe der Zeit mehr Eis verdunstet und als Wasserdampf in den Weltraum entwichen ist.

Früher muß sogar die Marsoberfläche teilweise vereist gewesen sein. Es gibt dort nämlich typisch glaziale Geländeformen: Moränen, die abschmelzende Gletscher an ihren Rändern hinterlassen haben, sowie mäanderförmige Wälle aus Sand und Schotter, sogenannte Oser, die von den Schmelzwässern unter den Gletschern aufgeschüttet wurden (Bild 5).

Auch andere Strukturen ähneln denen von Kälteregionen auf der Erde. So gleicht das zernarbte Mars-Terrain dem irdischen Thermokarst; solche kessel- oder rinnenförmige Hohlformen entstehen, wenn Eislinsen dicht unter der Oberfläche auftauen und daraufhin der Boden einbricht. Und einige Berge auf dem Mars sind umschürzt von Geröllfeldern, unter denen Gletscher verborgen sein könnten. Noch wahrscheinlicher sind dies aber sogenannte Felsgletscher, wie es sie in Alaska und der Antarktis gibt: Sie entstehen dort auf geneigtem Terrain durch den tausendfachen Wechsel von Frost und Tauwetter, indem die obere, etwa ein Meter dicke Schicht durchnäßten Bodens langsam talwärts kriecht (Bild 4).

Es gibt weitere Indizien dafür, daß Wasser die Marsoberfläche geformt hat. Durch manche Gegenden zieht sich ein verzweigtes Adernetz aus etwa ein Kilometer breiten und mehreren hundert Kilometer langen gewundenen Tälern. Carl Sagan von der Cornell-Universität in Ithaca (New York) und Victor R. Baker von der Universität von Arizona in Tucson haben bereits in den siebziger Jahren vermutet, daß sie durch Fließgewässer entstanden seien. Andere Täler beginnen abrupt und haben nur kurze seitliche Ausläufer, wie man es von irdischer Grundwasser-Erosion kennt, durch die nach und nach das darüberliegende Gestein und Erdreich weggespült wird.

Des weiteren sind auf den Aufnahmen der Sonden riesige Ausflußkanäle zu erkennen, mitunter 200 Kilometer breit und mehr als 2000 Kilometer lang. Sie gehen von Gebieten aus, die von einem Wirrwarr aus Geröll- und Schuttmassen bedeckt sind, so als habe dort ein natürlicher Damm dem Druck eines großen Wasserreservoirs im Boden unvermittelt nachgegeben: Die Deckschichten stürzten ein, und gewaltige Hochwasserfluten schürften die weiten Täler aus. Die Wassermassen ließen dabei stellenweise mehr als 100 Kilometer lange, stromlinienförmige Inseln stehen und höhlten anderwärts Senken von mehreren hundert Metern Tiefe aus (Bild 6 unten). Baker verglich diese Ausflußkanäle mit ähnlichen, wenn auch kleineren in den US-Bundesstaaten Oregon und Washington; dort bildeten sich die sogenannten channeled scablands, als ein Gletscher, der einen See aufgestaut hatte, wegbrach und dadurch eine katastrophale Schwemmflut auslöste (Bild 6 oben).

Die Geometrie der Kanalbetten auf dem Mars weist auf Fließgeschwindigkeiten von mehr als 75 Metern pro Sekunde (270 Kilometern pro Stunde) hin. Wie Michael H. Carr vom Geologischen Dienst der USA abschätzte, wäre zum Ausschwemmen all der vielen riesigen Rinnen eine Wassermenge erforderlich, die einen 500 Meter tiefen, den gesamten Mars überdeckenden Ozean hätte bilden können. Freilich sind diese Strukturen nicht alle zur gleichen Zeit entstanden; trotzdem müssen große Wassermassen vorhanden gewesen sein. Ein Teil davon könnte sich in einem tiefen See des Valles Marineris befunden haben; denn dieses rund 4000 Kilometer lange Netz von Canyons ist teilweise von Sedimentschichten bedeckt, die den Ablagerungen eines Gewässers gleichen.

Wasser könnte auch aus einer unter dem Dauerfrostboden gelegenen, vom Planeteninneren erwärmten tieferen Schicht vehement emporgeflutet sein. Wenn dort nämlich das Grundwasser mit Kohlendioxid gesättigt war, hätte sich unter der Wärmeeinwirkung ein Überdruck gebildet, den das Gewicht der darüberliegenden Permafrost-Decke nur mehr wenig übertraf. Eine geringe Schwächung der Deckschicht hätte ausgereicht, sie wegzusprengen. Wie beim Öffnen einer überdimensionalen Mineralwasserflasche wäre das gelöste Kohlendioxid entwichen und hätte Geysire mit unvorstellbarer Wucht hervorbrechen lassen. Noch ist ungewiß, ob eine plötzliche globale Klimaerwärmung, Vulkanismus oder eine tektonische Hebung der Auslöser war; auch der Einschlag eines großen Meteoriten oder ein Erdbeben käme in Betracht.


Ein verschwundener Ozean

Einige der Mars-Hochländer weisen ausgedehnte Talsysteme auf, die jeweils in sedimentbedeckte, ehemals wassergefüllte Senken münden (Bild 3). Die größte erstreckt sich über die beiden riesigen Einschlagskrater Hellas und Argyre, der eine rund 1800, der andere 900 Kilometer im Durchmesser.

Aber es könnte durchaus noch größere Gewässer gegeben haben. Aufgrund der Orientierung der breiten Abflußkanäle sind Forschergruppen um David H. Scott und Kenneth L. Tanaka vom Geologischen Dienst der USA sowie Jeffrey M. Moore vom Ames-Forschungszentrum der NASA unabhängig voneinander zu der Auffassung gelangt, daß sich wiederholt Fluten vorwiegend nach Norden hin ergossen und dort zeitweilig eine Kette von Seen und Meeren gebildet hatten. Viele Strukturen der einstigen Ufersäume haben wir als Spuren von Gletschern gedeutet, die in die Becken mündeten. Tanaka und Moore vermuten, daß die in diesen Gewässern abgelagerten mächtigen Sedimentschichten nun einen großen Teil der ausgedehnten nördlichen Ebenen des Mars ausmachen. Schätzungen zufolge könnte eines dieser größeren Meere das gleiche Wasservolumen gehabt haben wie das Mittelmeer und der Golf von Mexiko zusammen.

Vielleicht gab es einst sogar einen richtigen Mars-Ozean, wie bereits 1973 Henry Faul von der Universität von Pennsylvania in Philadelphia in einem Artikel vermutet hat, dem er den romantischen Titel "Das Kliff von Nix Olympica" gab (dies war die frühere Bezeichnung des Olympus Mons, des mit 26 Kilometern Höhe und 700 Kilometern Basisdurchmesser größten Schildvulkans im gesamten Sonnensystem). Wegen des damals dürftigen Beobachtungsmaterials wurde das Manuskript allerdings nicht zur Publikation angenommen. Doch während der letzten zehn Jahre haben andere Forscher, die sich auf die Aufnahmen der "Viking"-Sonden aus der zweiten Hälfte der siebziger Jahre stützen können, Fauls Idee aufgegriffen.

Beispielsweise war Timothy J. Parker und seinen Mitarbeitern vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena (Kalifornien) aufgefallen, daß viele Geländeformen der nördlichen Mars-Ebenen an Küstenerosion erinnern. Wohl aufgrund der schlechten Erfahrung Fauls versteckten sie ihre provozierende Hypothese von einem einstigen Nord-Ozean in ihrer 1989 erschienenen Arbeit hinter dem wortreichen, aber harmlosen Titel "Übergangsmorphologie der westlichen Deuteronilus Mensae Region auf Mars: Folgerungen für eine Modifikation der Tiefland-/Hochlandgrenze". Erst eine nachfolgende Veröffentlichung überschrieben die Autoren deutlicher mit "Küstenartige Geomorphologie der nördlichen Mars-Ebenen".

Zum Teil inspiriert von Arbeiten dieser Art haben Baker und einige andere Kollegen – wie auch wir – dieses hypothetische nördliche Riesengewässer Oceanus Borealis genannt. Nach unseren Berechnungen, die auf einem plausiblen Szenario für einen Wasserkreislauf beruhen, hatte er möglicherweise die vierfache Ausdehnung des irdischen Nordpolarmeeres.

Obwohl es inzwischen gängige Auffassung der Marsforscher ist, daß sich wiederholt größere Wassermassen auf den nördlichen Ebenen gesammelt hatten, bestreiten viele das Vorhandensein eines richtigen Ozeans – manche stellen sich eher ausgedehnte Sümpfe oder Meere aus Schlamm vor. Jedenfalls kann als gesichert gelten, daß es Unmengen von Flüssigkeit an der Oberfläche gab; ungewiß ist nur, wo dieses Wasser geblieben ist. Teils könnte es versickert und in Permafrostböden gebunden sein, teils könnte es sich noch heute als Eis über weite Bereiche der nördlichen Ebenen erstrecken, allerdings von Staub und Sand bedeckt; ein weiterer Teil ist vielleicht verdampft und entweder im Weltall verschwunden oder als Schnee an den Polen niedergegangen.


Erosionsprozesse

Weitere Indizien für ein ehemals reiches Wasservorkommen ergaben sich aus der stofflichen Zusammensetzung der Mars-Oberfläche. Spektroskopische Messungen von der Erde aus haben tonartige Minerale nachgewiesen, und die beiden Landeeinheiten, die während des "Viking"-Programms abgesetzt wurden, fanden einen 10- bis 20prozentigen Anteil verschiedener Salze. Aus den Gesteinen auf dem Mars können sich genau wie aus jenen auf der Erde solche Verbindungen nur zusammen mit flüssigem Wasser bilden; unter den trocken-kalten Bedingungen, wie sie seit langem herrschen, sind entsprechende chemische Verwitterungsprozesse kaum vorstellbar.

Wenngleich bisher noch keine Raumsonde Bodenproben von unserem Nachbarplaneten geholt hat, haben einige Wissenschaftler von dort stammende Gesteine untersuchen können – sie wurden ihnen sozusagen frei Haus geliefert. Einschläge von Planetoiden oder Kometen haben nämlich Felsbrocken so hoch geschleudert, daß sie nicht mehr auf die Mars-Oberfläche zurückfielen; manche sind nach einem längeren Irrweg durch die Schwerefelder der Körper im inneren Sonnensystem auf die Erde niedergegangen. Allan H. Treiman vom Lunar and Planetary Institute in Houston (Texas) und James L. Gooding vom dortigen Johnson-Raumfahrtzentrum der NASA haben während der letzten Jahre in Mineralen einiger dieser SNC-Meteoriten – benannt nach den ersten Fundorten Shergotty in Indien, Nakhla in Ägypten und Chassigny in Frankreich – chemische Veränderungen nachgewiesen, die auf kaltes, in anderen Fällen auf wärmeres Salzwasser zurückzuführen sind. Die Forscher schließen daraus, daß Mars in seiner Vergangenheit ein relativ warmes, feuchtes Klima und möglicherweise heiße Quellen aufwies – vielleicht ist unter den damaligen Bedingungen sogar Leben möglich gewesen.

Diese Befunde veranlaßten David S. McKay vom Johnson-Raumfahrtzentrum und dessen Kollegen, nach Fossilien oder sonstigen Lebensspuren in einem der SNC-Meteoriten zu suchen. Obwohl ihr eingangs erwähnter Befund noch verifiziert werden muß, sind Beschaffenheit und chemische Zusammensetzung des von ihnen untersuchten Gesteins – in Rissen gibt es mineralische, wahrscheinlich aus wäßriger Lösung stammende Ablagerungen – verträglich mit der Annahme, daß vor drei bis vier Milliarden Jahren Mikroorganismen auf dem Mars existierten.

Atmosphärenforscher fanden schon vor längerem heraus, daß der Planet im Laufe der Zeit große Mengen an Wasserdampf verloren haben muß. Ihre Modellrechnungen stimmen gut mit Messungen verschiedener sowjetischer Raumsonden überein, denen zufolge von Mars ein beständiger Strom aus Wasserstoff- und Sauerstoffatomen in den Weltraum entweicht: Wassermoleküle in der Atmosphäre werden durch ultraviolette Sonnenstrahlung zerlegt und die Elemente vom Sonnenwind, der nahezu ungehindert auf die Marsatmosphäre auftrifft, fortgetragen. Rechnet man aus der Verlustrate zurück, muß einst eine Wassermenge vorhanden gewesen sein, die etwa dem Volumen des Oceanus Borealis entspricht.

Auf die gleiche Weise hat die Marsatmosphäre auch einen Großteil ihres Kohlendioxids eingebüßt. Untersuchungen von David M. Kass und Yuk L. Yung vom California Institute of Technology in Pasadena zeigen, daß die mittlerweile verlorene Menge ausgereicht hätte, einen dreifach so hohen Druck wie die Luft auf der Erde zu erzeugen. Weil Kohlendioxid ein effektives Treibhausgas ist, hätte die Sonneneinstrahlung praktisch die gesamte Planetenoberfläche auf über null Grad Celsius zu erwärmen vermocht. Mithin rechtfertigen auch diese Befunde die Annahme, das Klima dort sei einst viel wärmer und feuchter gewesen.

Aber es bleiben noch viele Fragen offen: Sammelte sich das Wasser tatsächlich in einem Ozean? Gab es einen regen Austausch zwischen verschiedenen Reservoiren? Wann bildete und für wie lange hielt sich die Feuchtigkeit?

Obwohl die Verifizierung und genaue Datierung solcher Ereignisse noch nicht möglich ist, vermuten die meisten Forscher, daß es viele Epochen gab, in denen Wasser die Planetenoberfläche geformt hat (Bild 2). Die permanenten Verluste von Wasser und Kohlendioxid in den Weltraum lassen vermuten, daß Mars in seiner Urzeit besonders warm und feucht war. Indes kann auch in wesentlich späteren Phasen das Klima gemäßigt gewesen sein: Timothy D. Swindle von der Universität von Arizona in Tucson und seine Kollegen haben in einem SNC-Meteoriten mineralische Veränderungen identifiziert, die auf die Einwirkung flüssigen Wassers vor ungefähr 300 Millionen Jahren zurückzuführen sind. Das ist zwar für menschliche Maßstäbe sehr lange her, doch macht es nur ein Fünfzehntel des Mars-Alters von 4,6 Milliarden Jahren aus. Allerdings ist diese Datierung recht unsicher.

Auch die Dauer der feuchten Warmperioden läßt sich nur schwer bestimmen. Sie müssen, wenn das Gelände auf dem Mars auf ähnliche Weise erodierte wie in vergletscherten Gebieten der Erde, mindestens einige tausend, aber nicht mehr als etwa eine Million Jahre gewährt haben. Hätten sie länger angehalten, wären die Einschlagskrater bis auf dürftige Spuren eingeebnet.

Diese Eingrenzung gilt freilich nicht für die Frühzeit des roten Planeten, in der die heute sichtbaren Krater noch nicht vorhanden waren. Damals können durchaus heftige Erosionsprozesse am Werk gewesen sein. Erst später erhielt er sein pockennarbiges Aussehen, kühlte ab und trocknete aus. Nur während vereinzelter Warmzeiten verschliff die Erosion seither wieder einige Geländestrukturen. Der Mechanismus, der den Wechsel zwischen kalten und gemäßigten Phasen hervorgerufen hat, ist noch weitgehend mysteriös. Es gibt nur ansatzweise Erklärungsversuche.


Ein Schalter für die Heizung

Einer Hypothese zufolge hat sich die Neigung der Mars-Rotationsachse verändert. Gegenwärtig ist sie um 24 Grad gegenüber der idealen, senkrechten Ausrichtung zur Bahnebene gekippt (fast um denselben Betrag wie die der Erde). Infolge der Präzessionsbewegung ändert sich dieser Wert periodisch, ähnlich wie die Bahnform. Im Jahre 1993 zeigten Jacques Laskar und Philippe Robutel vom Bureau des Longitudes in Paris sowie Jihad Touma und Jack L. Wisdom vom Massachusetts Institute of Technology in Cambridge, daß sich die Neigung der Mars-Achse sogar abrupt ändern kann – und zwar um bis zu 60 Grad etwa alle zehn Millionen Jahre.

Diese himmelsmechanischen Vorgänge können das Klima wesentlich beeinflussen. Eine starke Neigung der Achse würde den jahreszeitlichen Kontrast zwischen Nord und Süd verschärfen: Selbst bei einer so dünnen Atmosphäre wie derzeit sollten dann die Sommertemperaturen in mittleren und hohen Breiten wochenlang auf Werte oberhalb des Gefrierpunktes von Wasser steigen; die Winter hingegen wären noch weit frostiger als heute.

Infolge einer solch starken Erwärmung auf der jeweiligen Sommerseite würde sich die Atmosphäre drastisch verändern. Freigesetztes Kohlendioxid aus der abschmelzenden Polkappe, aus dem Grundwasser oder aus aufgetauten Permafrostböden könnte die Gasdichte so weit erhöhen, daß vorübergehend der Treibhauseffekt wirksam würde. Dann könnten sich auch größere Mengen flüssigen Oberflächenwassers bilden. Darin dürften wiederum chemische Reaktionen ablaufen, die Salze und Kalkgesteine (Calciumcarbonat) bilden, wobei der Atmosphäre langsam Kohlendioxid entzogen würde, was den Treibhauseffekt wieder reduzierte. Nähme dann auch noch die Neigung der Achse wieder ab, kühlte sich der Planet weiter ab, bis fallender Trockeneis-Schnee die Atmosphäre so weit ausgedünnt hätte, daß Mars wieder in seinen normalen kalten Zustand versänke.

Bislang ist dies nur Theorie. Die vielen Sonden, die den Mars im Laufe der nächsten zehn Jahre erreichen sollen, werden aber wohl neue Erkenntnisse liefern (Kasten auf Seite 56). Bis 2005 erhofft man sich sogar die ersten Bodenproben von diesem Planeten. Der amerikanische "Mars Global Surveyor" ist bereits unterwegs. Nachdem die russisch-europäische Mission "Mars 96" Mitte November bereits kurz nach dem Start scheiterte, ist nun der ebenfalls amerikanische "Mars Pathfinder" das zweite Raumfluggerät, das sich unserem Nachbarplaneten nähert. "Surveyor" soll von einer Umlaufbahn aus noch wenige Meter große Einzelheiten photographieren, Daten für detaillierte topographische Karten liefern sowie nach Eisablagerungen und neuen Hinweisen auf Gletscher, Seen und Fließgewässer suchen. "Pathfinder" wird auf einer Geröllebene an einem Ausflußkanal landen, der einst einen See speiste. Das Gerät ist zwar nicht für die direkte Suche nach Lebensspuren ausgerüstet; es wird aber ein kleines Fahrzeug aussetzen, um die nähere Umgebung auszukundschaften. Diese und weitere geplante Missionen werden unser Wissen darüber vervollständigen, wie Mars während seiner letzten Warmperiode vor vielleicht 300 Millionen Jahren ausgesehen hat.

Zu jener Zeit waren auf der Erde die ersten Vierfüßer, Abkömmlinge von Fischen, aus dem Meer gekrochen; Amphibien bevölkerten die sumpfigen Uferregionen, und urtümliche Reptilien eroberten das trockene Land. Gediehen damals andere komplexe Organismen an den Küsten unseres Nachbarplaneten? Lebensfreundliche Bedingungen gab es in der späten Mars-Geschichte insgesamt nur für höchstens etwa eine Million Jahre, in früheren Epochen vielleicht auch wesentlich länger. Könnten sich in diesen vergleichsweise kurzen Zeitspannen Lebensformen entwickelt haben, die den nachfolgenden dramatischen Klimaschwankungen standzuhalten vermochten? Und wenn – vermochten sie gar bis heute, etwa in heißen Grundwasserquellen, zu überdauern? In einem Jahrzehnt werden wir das möglicherweise wissen und damit Gewißheit haben, ob außer auf der Erde ein anderer Himmelskörper belebt ist oder war.

Literaturhinweise

- Ancient Oceans, Ice Sheets and the Hydrological Cycle on Mars. Von V. R. Baker, R. G. Strom, V. C. Gulick, J. S. Kargel, G. Komatsu und V. S. Kale in: Nature, Band 352, Seiten 589 bis 594, 15. August 1991.

– Ancient Glaciation on Mars. Von J. S. Kargel und R. G. Strom in: Geology, Band 20, Heft 1, Seiten 3 bis 7, Januar 1992.

– The Ice Ages of Mars. Von J. S. Kargel und R. G. Strom in: Astronomy, Band 20, Heft 12, Seiten 40 bis 45, Dezember 1992.

– Coastal Geomorphology of the Martian Northern Plains. Von T. J. Parker, D. S. Gorsline, R. S. Saunders, D. C. Pieri und D. M. Schneeberger in: Journal of Geophysical Research E (Planets), Band 98, Heft 6, Seiten 11061 bis 11078, 25. Juni 1993.

– The Chaotic Obliquity of the Planets. Von Jacques Laskar und Philippe Robutel in: Nature, Band 361, Seiten 608 bis 612, 18. Februar 1993.

– The Chaotic Obliquity of Mars. Von Jihad Touma und Jack Wisdom in: Science, Band 259, Seiten 1294 bis 1297, 26. Februar 1993.

– Jahrtausendprojekt Mars. Chance und Schicksal der Menschheit. Von Jesco von Puttkamer. Langen-Müller, München 1996.

– Die Home Page des Center for Mars Exploration im World Wide Web enthält unter http://cmex-www.arc.nasa.gov vielfältige Informationen über den Mars und die verschiedenen Mars-Missionen.

Kasten: Zeitplan der Mars-Missionen

Seit 1960 starteten die Vereinigten Staaten und die Sowjetunion beziehungsweise Rußland insgesamt 29 unbemannte Raumsonden in Richtung Mars. Mehr als die Hälfte dieser Missionen schlugen fehl, zuletzt die russische "Mars 96". Dieses Raumfahrzeug mit Experimenten aus mehreren europäischen Ländern an Bord bestand aus einem Orbiter und vier Landeeinheiten; es stürzte kurz nach dem mißglückten Start am 16. November 1996 nahe der Osterinseln in den Pazifik. Bereits seit 5. November 1996 befindet sich die NASA-Sonde "Mars Global Surveyor" (Bild Mitte) auf dem Weg zu unserem äußeren Nachbarplaneten (Bild oben). Sie soll im Sommer dieses Jahres in einen Orbit um den Mars einschwenken und eine hochgenaue Karte seiner Oberfläche erstellen; damit holt sie einen Teil des Forschungsprogramms des 1993 verschollenen "Mars Observer" nach. Der Start eines weiteren NASA-Raumfahrzeugs, "Mars Pathfinder", sollte erst nach Redaktionsschluß dieser Ausgabe am 4. Dezember 1996 erfolgen. Diese Sonde soll am 4. Juli 1997 – dem amerikanischen Nationalfeiertag und exakt 21 Jahre nach der Landung von "Viking 1" – in der Mündung des ehemaligen Ausströmkanals Ares Vallis landen. Mit dabei hat sie ein sechsrädriges Roboterfahrzeug namens "Sojourner" (englisch für Verweilender) – nach der amerikanischen Frauenrechtlerin Sojourner Truth (eigentlich Isabella Van Wagener; 1797 bis 1883) –, das die Umgebung der Landestelle erkunden soll (Bild unten). Sechs weitere wissenschaftliche Mars-Missionen werden vorbereitet oder sind geplant. Sozusagen den krönenden Schlußpunkt sollte ursprünglich der amerikanische "Mars Surveyer '05" setzen, indem er Gesteinsproben vom Mars zur Erde bringt. Die kürzlich entdeckten Hinweise auf versteinerte Mikroben in einem Meteoriten, der von diesem Planeten stammt, lassen jedoch die Planer der NASA über einen früheren Termin nachdenken. Solch eine Mission ist wissenschaftlich wohl am wertvollsten, technisch aber auch am schwierigsten. Raketenmotoren verwenden als Treibstoff üblicherweise Knallgas im Massenverhältnis 8:1 (Sauerstoff:Wasserstoff). Das Raumfahrzeug wird von der Erde zwar den relativ leichten Gesamtvorrat an Wasserstoff mitnehmen, soll sich auf dem Mars aber mit dem Sauerstoff für den Rückweg versorgen. Dazu ist ein Aggregat vorgesehen, welches mit Sonnenenergie das Kohlendioxid des auf dem Mars reichlich vorhandenen Trockeneises dissoziiert. Zu den weiteren Sonden, die ab 1998 starten sollen, gehören:

1998 bis 1999: "Planet B" (Japan) Der Orbiter ist für die Erforschung der hohen Atmosphärenschichten vorgesehen.

1999: "Mars Volatiles and Climate Surveyor" (USA) Eine dieser beiden Sonden soll die Kartierungen der Marsoberfläche aus dem Orbit fortsetzen, insbesondere um Trockeneisablagerungen ausfindig zu machen. Zugleich soll die andere an der Südpolarkappe landen und sie erforschen.

2001: "Mars '01" (USA) Die aus einem Orbiter und einem Lander bestehende Sonde soll die Erkundung der Mars-Oberfläche fortsetzen.

2001: "Mars '01" (Rußland) Diese Mission enthält eine oder mehrere Landeeinheiten.

2003: "Mars '03" (USA) Während ein Orbiter den Mars umkreist, wird ein Lander gezielt nach Spuren vergangenen Lebens suchen.

2005: "Mars Surveyor '05" (USA) Ein Raumfahrzeug wird landen, um Proben zur Erde zurückzubringen. Teilweise soll der benötigte Treibstoff auf dem Mars hergestellt werden.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 1 / 1997, Seite 50
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
1 / 1997

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 1 / 1997

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