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Wasser auf dem Mars. Gas, Eis und Flüssigkeit

Facharbeit (Schule) 2015 28 Seiten

Geowissenschaften / Geographie - Sonstiges

Leseprobe

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Gliederung

1. Eckdaten des Mars

2. Areographie und Areologie
2.1. Gestein
2.2. Oberflächenstrukturen
2.3. Klima und Wetter

3. Wasser
3.1. In der Atmosphäre als Gas
3.2. Vorhandensein von Wassereis
3.3. Vorkommen an flüssigem Wasser
3.3.1. Heute
3.3.2. Vergangenheit

4. Schlussgedanke

5. Quellen

1. Eckdaten des Mars

Um näher auf die Beschaffenheit des Mars eingehen zu können, ist es notwendig, zuerst die wichtigsten und auffallendsten Merkmale dieses Planeten zu verstehen. Vor allem die Unterschiede zwischen Erde und Mars sind hierbei relevant.

[Tabellen werden in dieser Leseprobe nicht dargestellt]

Tab. 1.1: Planetendaten – Erde und Mars (nach Puttkamer 2012, S. 248f. und http://mars.nasa.gov/ allaboutmars/facts/)

Der Mars ist, von der Sonne ausgehend, der vierte Planet in unserem Sonnensystem. Er ist somit der äußere Nachbar der Erde. Dennoch ist die mittlere Entfernung des Mars zur Sonne circa 1,5-mal so groß wie die der Erde. Wichtige Planetendaten sind in der Tabelle 1.1 zusammengefasst. Die Achsenneigung des Mars ist der der Erde ziemlich ähnlich, wodurch Jahreszeiten auch auf dem Mars existieren. Während die Bahnexzentrizität der Erde fast 0 ist (das heißt: die Umlaufbahn der Erde ist ein fast perfekter Kreis), umrundet der Mars die Sonne mit einer 5,6-fach elliptischeren Bahn. Der Abstand des Mars zur Sonne schwankt zwischen 207 Mio. km und 249 Mio. km. Dadurch werden wesentlich extremere Jahreszeiten auf der Südhalbkugel des Mars verursacht (eine Erläuterung folgt im Gliederungspunkt 2.3). Einerseits ist das Jahr des Mars fast doppelt so lang wie das der Erde, andererseits weisen Mars und Erde eine ähnliche Tageslänge auf. Die Masse des Mars beträgt nur 11% der Masse der Erde, wodurch die Gravitation des Mars wesentlich geringer ausfällt – nur 38% im Vergleich zur Erde. Daraus resultiert eine geringere Fluchtgeschwindigkeit und damit eine dünnere Atmosphäre als auf der Erde. Obwohl die Oberfläche des Mars nur etwa einem Viertel der Erdoberfläche entspricht, weisen beide Planeten ungefähr dieselbe Landfläche auf, weil die Erde zu drei Vierteln mit Wasser bedeckt ist. Der mittlere Luftdruck am Boden ist mehr als 100-mal kleiner als der der Erde. Die Durchschnittstemperatur der Atmosphäre der Erde beträgt 15° C; die des Mars ist mit -63° C um 78° C kälter. (nach Puttkamer 2012, S. 248f. und http://mars.nasa.gov/allaboutmars/facts/)

Natürlich haben sich die Eigenschaften des Mars seit seiner Entstehung vor 4,5 Milliarden Jahren in vielerlei Hinsicht geändert. So lässt sich die Geschichte des Mars in drei (Haupt-)Perioden einteilen, die nach verschiedenen Regionen des Planeten benannt sind: Die Noachische, Hesperianische und Amazonische Periode. In der Zeit vor diesen Perioden (vor 4,5- 4,1 Milliarden Jahren) formten sich die Atmosphäre und die Kruste des Mars. Die Atmosphäre war zu dieser Zeit wegen der Evaporation, die aus der Abkühlung des Planeten resultierte, und zahlreicher Asteroiden- und Kometeneinschläge sehr dicht.

Das Noachische Zeitalter (vor 4,1- 3,7 Milliarden Jahren) war immer noch von Einschlägen geprägt. Hierbei bildeten sich zahlreiche Bodensenken wie das Hellas- Einschlagbecken (Abb. 1.1). Ein weiteres Kennzeichen der Noachischen Periode ist die starke Zunahme von vulkanischer Aktivität, durch die sich zum Beispiel riesige Landmassen in der Tharsis-Region auftürmten. Die dabei ausgestoßenen Eruptionen schleuderten zudem Licht absorbierende Asche und Gase in die Atmosphäre, die sich folglich aufheizte. Zudem enthielt der Mars einen warmen Kern, der ein starkes Magnetfeld erzeugte. Die dabei entstehende Magnetosphäre schützte die Atmosphäre des Mars vor Sonnenwind.

[Abbildungen werden in dieser Leseprobe nicht dargestellt]

Abb. 1.1: Hellas-Einschlagbecken

Das Hesperische Zeitalter (vor 3,7- 2,9 Milliarden Jahren) ist gekennzeichnet sowohl durch eine verringerte Anzahl von Asteroiden- und Kometeneinschlägen, als auch eine etwas schwächere geologische Aktivität. Im Verlauf des Hesperian nahm auch die Konvektion des Kerns ab, die zu einer schwächeren Magnetosphäre führte. Weil die Magnetosphäre die Atmosphäre vor Sonnenwinden schützt, wurde ein großer Teil der marsianischen Gashülle von Solarwinden abgestreift. Die Abkühlung des Kerns hatte außerdem zur Folge, dass die zuvor starke vulkanische Aktivität des Mars nachließ. Das Amazonian (vor 2,9 Milliarden Jahren bis heute) weist relativ wenig vorhandene geologische Aktivitäten und klimatische Veränderungen auf. (nach http://sci.esa.int/ mars-express/55481-the-ages-of-mars/ und Bennett 2010, S. 439)

Ein weiteres wichtiges Merkmal des Mars ist die Anzahl der (natürlichen) Satelliten: Die Erde hat den Mond, während um den Mars Phobos (Abb. 1.2) und Deimos kreisen. Die wahrscheinlichste Erklärung für die Existenz von Phobos und Deimos ist der Einschlag eines Großkörpers in den Mars. Aus dem Material, das bei dieser Kollision in den Weltraum hinausgeschleudert wurde, konnten sich ergo Trabanten formen. (nach http://www.spektrum.de/news/woherkommen- die-marsmonde/1349096)

[Abbildungen werden in dieser Leseprobe nicht dargestellt]

Abb. 1.2: Phobos

Vor allem für die Raumfahrt ist es bedeutend, dass die Entfernung zwischen Mars und Erde stark schwankt. Weil Erde und Mars unterschiedlich schnell die Sonne umkreisen, variiert die Entfernung zwischen den beiden Planeten. Die kleinste Distanz zur Erde beträgt in etwa 55 Millionen km; diese Entfernung ereignet sich etwa alle 26 Monate. Dadurch lässt sich erklären, warum die letzten Marsmissionen nur in ungeraden Jahren stattfanden. (nach http://mars.jpl.nasa.gov/allaboutmars/nightsky/marsclose- approach/)

2. Areographie, Areologie

2.1. Gestein

Eines der auffallendsten Merkmale des Mars ist seine rötliche Färbung (Abb. 2.1), die ihm auch seinen Namen verlieh. Der Mars, der durch seine Färbung auch als der rote Planet bezeichnet wird, ist nach dem gleichnamigen römischen Kriegsgott benannt, weil Rot die Farbe des Krieges und der Zerstörung ist. (nach http://www.universetoday.com/61088/ why-mars-is-called-the-red-planet/)

[Abbildungen werden in dieser Leseprobe nicht dargestellt]

Abb. 2.1: Rötliche Färbung des Mars

Doch woher kommt diese Färbung? Das Gestein des Mars ist an der Oberfläche hauptsächlich Basalt – ein Stoff vulkanischen Ursprungs, der auf der Erde und dem Mond meist eine dunkelgraue bis schwarze Färbung aufweist. Der Einfluss des in der Atmosphäre enthaltenen Sauerstoffs des Mars und des früher vorhandenen Wassers führten zur Oxidation des Eisens, das in Basalten enthalten ist. Diese Verwitterung, die so ähnlich auch in irdischen Wüsten abläuft, resultiert in rostrot gefärbtem Gestein. (nach Jaumann 2013, S. 108)

Durch Experimente der Mars-Rover, Analysen von Mars-Meteoriten und spektralen Oberflächenuntersuchungen lassen sich weitere Merkmale des Marsgesteins feststellen. Das Gestein ist demnach mit hohen Anteilen an Kalium, Rubidium, Neodym, Uran, Thorium, Schwefel und Chlor versehen. (nach Arnold 2014, S. 451f.) „Im Vergleich zum Erdmantel dürfte der des Mars doppelt so viel FeO [(Eisenoxid)] führen und höhere Konzentrationen von Na [(Natrium)] und P [(Phosphor)] haben.“ (Arnold 2014, S. 452)

2.2. Oberflächenstrukturen

An einer groben Karte des Mars (Abb. 2.2) sind seine größten Oberflächenstrukturen gut zu erkennen. Die bedeutendsten Gebiete des Mars sind die Tharsis- R e g i o n , d a s Hellas-Einschlagbecken und die Valles Marineris, die im Osten der Tha r s i s -Region verlaufen. (nach http://mars.jpl.nasa.gov/gallery/atlas/valles-marineris.html)

„Der für die Morphologie des Mars prägendste Prozess [...] ist die Dichotomie der Kruste.“ (Rocard 2013, S. 198) Das Flachland im Norden weist generell eine relativ glatte Oberfläche auf, wohingegen sich in der alten Hochebene im Süden viele Krater befinden (Abb. 2.2). Weil die Asteroiden- und Kometeneinschläge über die Epochen immer weiter abnahmen, lassen sich die einzelnen Regionen der Marsoberfläche den in 1. genannten Zeitaltern zuordnen. Auf jungen Ebenen sind wenig Krater, auf alten viele zu sehen – d. h. der Norden ist jünger als der Süden des Mars. Über die Ursache dieser Zweiteilung existieren viele Theorien. Eine davon besagt, dass Konvektions- und Subduktionsbewegungen zu einer verstärkten Ablagerung von Lava im Süden resultiert haben. Unabhängig davon könnte der Einschlag eines großen Himmelskörpers zu einem voluminösen Becken im Norden geführt haben. (nach Rocard 2013, S. 198ff. und Jaumann 2013, S. 118f.)

Wie bereits oben erwähnt, gehören die Einschlagbecken des Mars zu seinen bedeutendsten Gebieten. Einschlagbecken sind große Krater, bei denen die Kruste bis auf den Mantel durchschlagen wurde. Mit einem Durchmesser von rund 2200 km und einer Tiefe von bis zu 9,5 km ist das Hellas-Einschlagbecken (Abb. 1.1) nach derzeitigem Wissensstand die zweitgrößte Impaktstruktur im Sonnensystem.

[Abbildungen werden in dieser Leseprobe nicht dargestellt]

Abb. 2.2: Karte des Mars

Das Hellas-Becken Isidis Argyre entstand vor etwa 4,1 Milliarden Jahren durch den Einschlag eines vermutlich über 100 km großen Asteroiden. Durch die lange Zeit, die seit dem Eins chl a g vergangen i s t , weist Hellas Planitia weitere Krater innerhalb des eigenen Einschlagbeckens auf (Abb. 2.3). Etwa 3000 km weiter südwestlich (Abb. 2.2) befindet sich Argyre Planitia, ein Einschlagbecken mit einem Durchmesser von mehr als 1000 km und einer Tiefe von über 5 km. Isidis mit einem Durchmesser von 1500 km erstreckt sich bei etwa 90° Ost quer über den Verlauf der Dichotomie des Mars (Abb. 2.2). Alle drei Einschlagbecken sind in etwa an den Antipoden großer Vulkane gelegen – wahrscheinlich haben die großen Einschläge, durch die die Einschlagbecken gebildet wurden, auch gleichzeitig Vulkanaktivitäten an den Antipoden hervorgerufen. (nach Rocard 2013, S. 199 und Jaumann 2013, S. 120 und http://www.dlr.de/dlr/desktopdefault.aspx/tabid-10212/332_read-11314/)

Das von vulkanischer Aktivität am stärksten geprägte Gebiet ist die Tharsis-Region. Die bis zu fünf km hohe Ausbuchtung Tharsis Montes ist mit einer Fläche von 30 Millionen km2 fast 3-mal so groß wie Europa.

„Der gewaltige Tharsis-Komplex [...] ist durch das Aufdringen gewaltiger Magmamengen entstanden. [...] Außerdem ließen vermutlich unzählige Vulkanausbrüche Tharsis immer mehr in die Höhe wachsen.“ (Jaumann 2013, S. 128)

[…]


Details

Seiten
28
Jahr
2015
ISBN (eBook)
9783668136083
ISBN (Buch)
9783668136090
Dateigröße
90.5 MB
Sprache
Deutsch
Katalognummer
v309282
Note
1,0
Schlagworte
Wasser Mars Seminararbeit Bayern LSH Ising Areographie Areologie Geographie

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Titel: Wasser auf dem Mars. Gas, Eis und Flüssigkeit