Naturwunder ...: Planet Mars (15)

Wasser auf dem Mars

Wasser und Eis spielten bei der Gestaltung der Marsoberfläche einmal eine sehr große Rolle, was ursprünglich so nicht zu erwarten war, weshalb diese Erkenntnis eher zu den überraschenden Ergebnissen der modernen Marsforschung gehört. Das diese Erkenntnis anfänglich nur schwer zu vermitteln war, liegt an den heutigen klimatischen Verhältnissen auf dem Mars, welches kein oberflächennahes flüssiges Wasser aus physika-lischen Gründen zuläßt. Ob sich Wasser in flüssiger Form auf der Marsoberfläche halten kann, hängt entscheidend von den Umgebungsbedingungen – der Temperatur und dem Luftdruck – ab. Die heute auf dem Mars herrschenden Temperatur- und Druckverhältnisse lassen das jedenfalls nicht zu, wie ein Blick auf das Phasendiagramm von Wasser lehrt. Freiliegendes Eis würde sofort sublimieren, flüssiges sofort verdampfen. Eis dagegen, welches unter einer Deckschicht aus Staub und Gestein verborgen ist, bleibt weitgehend stabil. Wenn der Druck der Deckschichten genügend groß ist, und zusätzlich noch sehr viele Salze im Eis enthalten sind, dann kann in einigen Hundert Meter Tiefe sogar heute noch flüssiges Wasser als Grundwasser zirkulieren.

Anderseits zeigen aber die vielfältigen Wirkungen, die fließendes Wasser sowie Eis in Form von Gletschern auf der Marsoberfläche hinterlassen haben, daß diese widrigen Klimaverhältnisse nicht immer so waren, wie sie heute sind. Man kann deshalb die geologischen Befunde nutzen, um daraus, zumindest grob, die Klimageschichte des Planeten zu rekonstruieren. Dazu ist es notwendig, daß man die Formationen, die man auf die Wirkung von Wasser zurückführt, möglichst genau datiert, d.h. ihr Alter bestimmt. Die einzige einigermaßen sichere Methode, die es dafür gibt, ist die bereits mehrfach behandelte Impaktkrater-statistik. Sie vermittelt uns schon ein durchaus deutliches Bild über die Geschichte des roten Planeten, obwohl die daraus abgeleiteten „Zeitalter“ noch recht grob erscheinen mögen. Danach ist die „feuchte“ Phase des Planeten bereits vor 3.5 bis 3 Ga zu Ende gegangen. Davor waren die Verhältnisse überraschend „erdähnlich“, was sowohl das Klima als auch die Präsenz von Gewässern betrifft.

Phasendiagramme

Ein Zustandsdiagramm von Stoffen, die in drei unterschiedlichen Aggregatzuständen auftreten können, wird gewöhnlich als Phasendiagramm bezeichnet. Es ist durch drei Kurven und zwei spezielle Punkte ausgezeichnet. Die Sublimationskurve ist die Kurve zwischen dem festen und gasförmigen Zustand. Sie beschreibt die Druck- und Temperaturwerte, bei denen z.B. Wassereis ohne verflüssigt zu werden sofort in den gasförmigen Zustand übergeht - einen Vorgang, der unter dem Namen Sublimation bekannt ist. Die zweite Kurve, die Schmelzkurve, liefert den Parameterbereich, wo der Übergang vom festen in den flüssigen Zustand erfolgt. Schließlich wird der Kurvenbereich, an dem der Übergang flüssig zu gasförmig realisiert wird, als Dampfdruckkurve bezeichnet. Alle diese drei Kurven besitzen jeweils einen Freiheitsgrad, d.h. man kann entweder den Druck P oder die Temperatur T anpassen und bleibt trotzdem auf der Kurve. Innerhalb der Phasenräume (das sind die Gebiete, welche durch die Phasenkurven abgetrennt werden) existieren dagegen zwei Freiheitsgrade (P und T).

Der Tripelpunkt ist der Punkt (TT; PT), an dem sich alle drei Kurven treffen. Hier können alle drei Aggregatzustände gemeinsam auftreten, d.h. an dieser Stelle existiert kein Freiheitsgrad mehr. Ein weiterer Punkt ohne Freiheitsgrad ist der kritische Punkt am Ende der Dampfdruckkurve. Ab diesem Punkt gibt es nur noch eine gasförmige Phase. Auch eine Erhöhung des Drucks bei gleichbleibender Temperatur vermag dann das Gas nicht mehr zu verflüssigen.

Phasendiagramme sind wichtig, um z.B. festzustellen, ob auf einem Planeten (oder Mond, siehe Titan) Flüssigkeiten vorkommen können oder um festzustellen, in welchen Atmosphärenschichten es zu Wolkenbildungen kommt. Beim Mars spielt in dieser Hinsicht Wasser und Kohlendioxid (letzteres als Atmo-sphärengas) eine wichtige Rolle.

Exkurs: Wasser auf dem heutigen Mars

Wasser in Form von Eis ist noch heute überall auf dem Mars vorhanden. Davon zeugen viele indirekte und mittlerweile auch eine ganze Anzahl direkter Hinweise, über die im Folgenden berichtet werden soll. Diese Hinweise unterteilen sich in geologische bzw. oberflächenmorphologische Strukturen (z.B. Polarkappen), in chemische Signaturen (bestimmte Salze, die nur in wässriger Umgebung entstehen können), in strahlungs- und teilchenspektroskopische Befunde (epithermische Neutronen) sowie im direkten Nachweis von Wassereis durch Landesonden (Phoenix). Dabei soll in diesem Exkurs in erster Linie interessieren, wo es gegenwärtig auf dem Planeten vorkommt und ob es in irgendeiner Form in der Oberflächendynamik (so wie vor mehr als 3 Milliarden Jahren) noch eine Rolle spielt.

Der Nachweis von Wasser auf dem staubtrocken erscheinenden Mars hat nicht nur für die Beantwortung der spannenden Frage, ob es Leben auf dem Planeten gibt oder zumindest einmal gegeben hat, eine Bedeutung. Auch die Realisierung zukünftiger bemannter Marsmissionen kann entscheidend von der Präsenz von Wassereisvorkommen im Landegebiet abhängen.

Mars Odyssey 2001 – Permafrostboden, eine globale Bestandsaufnahme

Um die Verteilung von Wasser in den oberflächennahen Schichten des Marsbodens zu kartieren, wurde für die Marssonde „Mars Odyssey“ ein spezielles Verfahren entwickelt. Herzstück der Meßapparatur ist ein Gammastrahlenspektrometer (GRS, Gamma-Ray Spectrometer), in dem zusätzlich noch ein Hochenergie-Neutronendetektor (HEND, High Energy Neutron Detector) integriert ist. Mit letzteren lassen sich sogenannte „epithermische Neutronen“ nachweisen, deren Fluß von der Oberfläche ein Maß für den Wasserstoffgehalt (und damit indirekt für die Menge an Wassereis) in der obersten Bodenschicht ist. Unter „epithermischen Neutronen“ versteht man dabei Neutronen mit einer kinetischen Energie zwischen 100 meV und 1 eV. Sie entstehen unter dem Einfluß kosmischer Strahlung, welche die dünne Marsatmosphäre relativ unbeschadet durchlaufen und sogar einige Meter in den Marsboden eindringen kann. Dabei werden Atome angeregt, die ihrerseits wieder eine charakteristische Gamma- und Neutronenstrahlung emittieren, deren Intensitäts- und Energiespektrum man von einer Umlaufsbahn aus messen kann. Aus diesen Meßergebnissen lassen sich wiederum Informationen über die Verteilung bestimmter chemischer Elemente (wie z.B. Wasserstoff) im Marsboden gewinnen. Wasser wird mit dieser Methode also nicht direkt, sondern nur indirekt nachgewiesen. Da als Wasserstoffquelle nur Wassereis in Frage kommt, läßt sich aus dem Fluß epithermischer Neutronen ein Wassereisäquivalent berechnen, welches den prozentualen Anteil von Wassereis am Marsboden am Beobachtungsort angibt. Die Messungen, die mittlerweile den gesamten Planeten lückenlos überdecken, ergaben, daß der Mars großflächig mit einem wassereisreichen Permafrostboden bedeckt ist. Vertikal lassen sich dabei im Wesentlichen drei Schichten unterscheiden. Die oberste Schicht ist vollkommen ausgetrocknet. Darunter findet man Partikel, die teilweise mit einem leichten Wasserfilm bedeckt sind. Und erst darunter, in z.T. weniger als einem Meter Tiefe, beginnt eine Schicht, die immerhin an den Polen zu 60% bis 100% aus Wassereis bestehen kann. Wie mächtig diese Schicht ist, läßt sich aus den Messungen aus der Umlaufsbahn leider nicht ableiten. Auf jeden Fall reichen die an den Polen detektierten Wassereismengen aus, daß sie aufgeschmolzen beispielsweise den Michigansee locker auffüllen könnten.

Die aus den Meßdaten erzeugten Karten zeigen deutlich die Zunahme von Permafrostboden in hohen Breitengraden, wobei der Eisanteil oberhalb von ±60° Breite, d.h. in Richtung der Polkappen, sehr schnell zunimmt. Das beweist u.a., daß die Polregionen des Mars eine sehr große Wassermenge binden. Der jahreszeitliche Wechsel ihrer Ausdehnung, den man bereits sehr gut von der Erde aus beobachten kann, ist dagegen dem Ausfrieren und Sublimieren von Trockeneis, also gefrorenem Kohlendioxid, geschuldet. Der Wassereiskern der Polkappen bleibt dagegen davon relativ unberührt.

Zu den äquatorialen Bereichen hin nimmt der Eisanteil im Boden schnell ab, wobei es aber große regionale Unterschiede gibt. Man erkennt z.B. wassereisreiche Depositionen am südwestlichen Teil der Tharsis-Aufwölbung im Lee-Bereich der großen Vulkane, innerhalb der tiefen Einschnitte des Valles Marineris und in der Umgebung des Elysium-Vulkankomplexes. Überraschenderweise zeigen aber auch große Teile des impaktkraterreichen (und damit sehr alten) Arabia Terra mit dem Krater Schiaparelli im Zentrum eine außergewöhnlich hohe Konzentration an Wassereis bzw. (eine Alternative) an hydratisierten Mineralen. Ähnlich hohe Volumenanteile (6-10%) werden in Äquatornähe sonst nur noch in Teilen des Terra Cimmeria (Memnonia-Region) erreicht. Interessant ist in diesem Zusammenhang, daß die beiden genannten Gebiete ungefähr Antipoden bilden. Eine Erklärung für diesen Befund zu finden, erscheint schwierig. Eine Möglichkeit besteht darin, daß es sich um die Reste alter Polkappen handelt, denn der Mars besitzt bekanntlich keine stabile Achsenlage wie die Erde, da die stabilisierende Wirkung eines großen Mondes fehlt. Andererseits befinden sich sowohl die Arabia- als auch Memnonia-Region weitab von ehemals vulkanisch aktiven Gebieten, so daß man davon ausgehen kann, daß der Wärmefluß aus dem Planeteninneren an diesen Stellen reduziert ist. Verbunden mit einer isolierenden und vor Sublimation schützenden Regolithschicht könnten sich hier auch alte Eisdepositationen bis heute erhalten haben. Aber auch klimatische Argumente (periodische Eiszeiten) für diese Anomalität werden diskutiert.

Zwischen Februar 2002 und April 2003 sammelte Mars Odyssey auf einer Polarbahn Daten über die Verteilung epithermischer Neutronen auf der gesamten Marsoberfläche. Die zu den hier abgebildeten Karten zusammen gefaßten Daten geben die regionale Verteilung von Wassereis an, wobei die Farben dessen Anteil in Gewichtsprozenten in einer ungefähr einem Meter mächtigen Bodenschicht angeben. Man beachte unbedingt die unterschiedliche Farbskalierung der äquatorialen Karte und der Polarkarten. Den Karten sind Höhenreliefs, die aus den MOLA-Daten von MGS abgeleitet worden sind, unterlegt. Quelle Feldman et.al. 2003

Gefrorene Seen

Als eine kleine Sensation, von der sogar in der Tagespresse weltweit berichtet wurde, gilt die Entdeckung eines mit Packeis bedeckten zugefrorenen Sees von der Größe und mittleren Tiefe der Nordsee auf dem Mars im Jahre 2004. Die Bearbeiter der Aufnahmen, welche mit der HRSC-Kamera der ESA-Sonde Mars Express aufgenommen worden sind, trauten ihren Augen kaum, als sie darauf flache, von rötlichen Marsstaub bedeckte Schollen ausmachten, die täuschend irdischen Packeisschollen ähnelten. Das Aufnahmegebiet war eine ausnehmend flache Region südlich der Vulkane Elysum Mons und Albor Tholus bei ~ 5° nördliche Breite und ~150° östlicher Länge unweit der Cerberus Fossae (Althabasca Vallis).

Daß es sich bei den Schollen wirklich um Packeis handelt, ergibt sich aus einer Vielzahl von morphologischen Details. Einmal ist die Oberfläche außergewöhnlich glatt (wäre das Eis bereits verschwunden, müßten sich der „Untergrund“ abzeichnen und es müßten sich auch komplexere Erosionsspuren abzeichnen) und zum anderen haben die Platten genau die Größe und Form, wie man sie auch aus den Polargebieten der Erde her kennt. Außerdem kann man einige von ihnen paßgenau zusammen-schieben was eindeutig darauf hinweist, daß sie irgendwann einmal auseinandergetriftet sind. Die unmittelbare Nähe der Elysium-Vulkanregion kann einmal für die Aufschmelzung des Permafrostbodens (und damit der Ausbildung von stehendem Oberflächenwasser) und zum anderen für die Abdeckung mit vulkanischen Aschen verantwortlich gemacht werden, wobei Letztere die Sublimation des Eises effektiv verhinderten. Eine weitere Überraschung ist das weitgehende Fehlen von Impakten auf den Eisflächen. Das bedeutet, daß sich dieser See erst vor ~ 5-6 Millionen Jahren (!) gebildet haben kann. Das deckt sich mit einigen anderen geologischen Befunden in der gleichen Gegend und zeigt, daß die Elysium-Region vielleicht immer noch vulkanisch aktiv ist.

HRSC-Aufnahme vom 19. Januar 2004, aufgenommen aus einer Höhe von etwa 270 Kilometer. Der Bildausschnitt ist etwa 40 Kilometer breit und der Blick streicht von Norden nach Süden. Die Größten Packeisbruchstücke besitzen eine Ausdehnung von bis zu 30 Kilometer. An ihren Umrissen ist teilweise deutlich zu erkennen, daß sie einst größere Schollen gebildet haben, die auseinandergebrochen sind und anschließend in einem fließfähigen Medium voneinander wegdrifteten und sich dabei verdrehten. Quelle ESA, Neukum et.al 2005

Daß es auch noch freie Eisflächen auf der Marsoberfläche gibt, zeigt ein Photo von Mars Express vom 2. Februar 2005. In einem Krater von etwa 35 Kilometer Durchmesser befindet sich eine flache Eislinse von maximal einigen Dezimetern Mächtigkeit, die einem zentralen Dünenfeld mit einer Höhe von rund 200 m aufliegt. Im Bereich der Marspole sind innerhalb von Kratern die Druck- und Temperaturverhältnisse so, daß zumindest Subli-mation von Wassereis erschwert ist und es sich deshalb über einen längeren Zeitraum auch ohne Staubabdeckung halten kann.

Dieser Impaktkrater (Durchmesser 35 km) mit einer freiliegenden Wassereislinse befindet sich nahe dem Nordpol des Mars bei ~70.5° nördlicher Breite und ~103° östlicher Länge in der Tiefebene Vastitas Borealis. Quelle ESA, Neukum 2005

Gullies (Abflußrinnen)

Auf der Erde sind Erosionsrinnen (Gullies) gewöhnliche geomorphologische Merkmale, die überall dort auftreten, wo z.B. durch Niederschläge eingetragene Wassermengen einem Gefälle folgend abfließen und dabei in verschiedenen Größenskalen erosiv wirken. Man kann solche Strukturen z.B. am Rand von Sandgruben sehr schön beobachten und wird überrascht sein, daß die dort häufig auftretenden Rinnen eine große Ähnlichkeit mit den Rinnen haben, die man regional im inneren Randbereich vieler Marskrater beobachten kann.

“Gullies“ im Bereich des Gorgonum Chaos. Die scharfen Ränder der Abflußrinnen in dem vergrößerten Ausschnitt weisen auf ein relativ junges Alter dieser offensichtlich durch fließendes Wasser hervorgerufenen Struktur hin. Quelle NASA

Interessant ist es in diesem Zusammenhang auch einmal die geographische Verteilung der gulliartigen Strukturen auf dem Mars näher anzusehen. Man findet Gullies nämlich fast ausschließlich an den Rändern von Einschlagkratern, die sich zwischen 30° nördlicher und 60° südlicher Breite befinden. Das ist gerade die Region, wo in warmen Sommern Temperaturen oberhalb des Gefrierpunktes von Wasser erreicht werden. Trotz dieser offensichtlichen Hinweise bleibt es trotzdem rätselhaft, unter welchen Bedingungen sich wenige Meter unter der Oberfläche flüssiges Wasser ansammeln kann, um an den Kraterrändern auszutreten. Ein mögliches Szenario könnte etwa folgendermaßen aussehen: Angenommen, es existiert in einigen Metern Tiefe eine dünne Schicht, die mit flüssigen Wasser gesättigt ist. Wenn dieses Wasser an einem Kraterrand durchbricht, dann wird es in der dünnen Marsluft explosionsartig verdampfen. Die dabei verbrauchte Energie wird dem dahinter nachströmenden Wasser entnommen, welches natürlich sofort gefriert und dabei quasi einen Eispfropfen bildet. Das nachfließende Wasser wird gestaut und baut dabei einen Druck auf, der irgendwann den Eispfropfen brechen und das Wasser ausfließen läßt. Dabei wird sehr viel Geröll mitgerissen und ein Abflußkanal entsteht.

Diese beiden Aufnahmen eines Kraterrandes (Terra Sirenum-Krater) durch MGS haben einen zeitlichen Abstand von 6 Jahren, wobei die zweite Aufnahme eine Veränderung in Form einer hellen Ablagerung auf der Kraterböschung zeigt. Hier handelt es sich um das bisher deutlichste Anzeichen dafür, daß Gullies durch fließendes und explosionsartig verdampfendes Wasser entstehen und ein rezentes Phänomen sind. Quelle NASA, JPL

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