Essay: Ausflußtäler (Outflow Channels) auf dem Mars

Eine der großen Überraschungen der Mariner 9 –Mission von 1971 war die Entdeckung flußähnlicher Talstrukturen auf dem staubtrockenen Planeten, deren Interpretation zu einer wahren Herausforderung der Mars-Geologie werden sollte. Man konnte sich damals einfach noch nicht vorstellen, daß Wasser diese Flußtäler (die sich morphologisch aber durchaus von gewöhnlichen irdischen Flußtälern unterscheiden) einst in den Untergrund eingeschnitten hat, weshalb man versuchte, erst einmal andere Erklärungsmöglichkeiten in Erwägung zu ziehen. Das Spektrum reicht dabei beginnend mit vulkanischen Ursachen über die Erosion durch austretendes flüssiges Kohlendioxid bis zum Instabilwerden von Hydrokarbonatlagerstätten.  Heute gilt als sicher, daß in der Marsvergangenheit Wasser und Eis neben Vulkanismus, Impakte und Wind zwei der wesentlichsten landschaftsformenden Elemente auf der Oberfläche dieses Planeten waren.

Die Interessantesten und in ihren Parametern auch Verstörendsten Zeugen aus jener Zeit sind die sogenannten „Outflow Channels“, die man an verschiedenen Stellen des Mars, am eindrucksvollsten aber im Bereich des Chryse-Beckens (wahrscheinlich eine ehemalige Impaktstruktur mit einem Durchmesser von über 1500 km) auffinden kann. Es spricht sehr viel dafür, daß sich in dieses Becken vor mehr als 3 Milliarden Jahren einmal katastrophenartig riesige Mengen von Wasser ergossen haben. Die Fließstrukturen, die diese Fluten dabei hinterließen, sind in unterschiedlicher Ausprägung bis heute erhalten geblieben und berichten von dieser Zeit. Die Erkenntnis, daß Wasser die auf den Satellitenaufnahmen sichtbaren Fließstrukturen erzeugt hat, wirft aber zugleich eine Vielzahl neuer Fragen über die Entwicklungsgeschichte des roten Planeten auf. Dazu gehört auch die spannende Frage, ob in jener fernen Vergangenheit, als flüssiges Wasser unter damals offensichtlich gemäßigten Klimabedingungen existieren konnte, auch die Entstehung von Leben möglich war. 

Was sind Ausflußtäler und wo findet man sie?

Wie der Name schon andeutet, handelt es sich bei den Outflow Channels um Täler, in denen ein- oder mehrmals riesige Wassermassen relativ plötzlich und schnell abgeflossen sind. Sie gehen oftmals von einem „Einzugsgebiet“ in Form einer großen Depression aus, deren „Inneres“ morphologisch häufig ein „chaotisches“  Aussehen besitzt (durcheinanderliegende, z.T. kilometergroße Blöcke ursprünglichen Oberflächenmaterials, chaotic terrain). Am Ende dieser Depression öffnet sich gewöhnlich ein mehrere Hundert Kilometer langes und einige Dutzend Kilometer breites Tal, wobei die für irdische Flußläufe typischen Seitentäler fast immer fehlen. Daraus schließt man, daß die Wassermassen, die einst durch diese Täler geflossen sind, nicht aus einem intakten Wasserkreislauf mit häufigen Niederschlägen stammen können. Das ist ein wesentlicher Unterschied zu „normalen“ Flußläufen, wie man sie auf dem Mars teilweise in den sogenannten valley networks findet. 

Zu erwähnen ist noch, daß die Depressionen sowie Teile der Talstrukturen oft mehrere Kilometer tief sind und die eigentlichen Ausflußtäler ein weitgehend konstantes Verhältnis von Breite zu Tiefe aufweisen. Außerdem verlaufen sie fast immer mehr oder weniger geradlinig, soweit sie nicht durch spezielle geologische Gegebenheiten (wie z.B. Verwerfungen) zu einem Richtungswechsel gezwungen werden. Stark mäandernde „Flußläufe“, wie  man sie auf der Erde häufig findet, gibt es bei typischen Ausflußtälern so gut wie nicht. Weiterhin fällt das fast völlige Fehlen von Seitentälern auf, die für irdische Flußsysteme typisch sind und ihre Einzugsgebiete dendritenartig überdecken.

Die „Mündungszonen“ der Outflow Channel gehen manchmal in typische deltaförmige Schwemmfächer über, die neben einer Vielzahl, meist stromlinienförmiger Abtragungsformen um Hindernisse (erkennbar an ihrer Tropfenform), auch terrassenähnliche Geländeformen, die sich als Flußterassen interpretieren lassen, enthalten. Gerade im Bereich von Chryse Planitia kann man die Aufteilung der Ausflußtäler, die, von Süden kommen, in dieses Becken münden, in ein weitverzweigtes Netz von flachen, anastomisierender Täler sehr gut studieren. Alle diese Landschaftsformen zeigen ihre speziellen Eigenheiten. Aber die Analogien zu irdischen Flußsystemen sind so groß, daß eine fluvatile Entstehung dieser Ausflußtäler (und anderer Fließstrukturen) auf dem Mars die einzige vernünftige Erklärung für ihre Existenz ist. 

Chryse Planitia

Die eindrucksvollsten Ausflußtäler des Mars münden in das Chryses-Becken: Kasai Vallis, Maja Vallis, Simud und Hu Vallis sowie Ares Vallis (um nur die Wichtigsten zu nennen). Sie haben in ihren breiten Mündungsgebieten stromlinienförmige Strukturen hinterlassen, aus denen man die Fließrichtungen genau rekonstruieren kann. Dazu gehören tränenförmige Inseln um Impaktkrater, die in Strömungsrichtung spitz auslaufen, glatte, von Geröll befreite Talböden, Fließmuster in Form langgestreckter weicher Erhebungen und Vertiefungen entlang der Talsohlen sowie überdimensionierter „Rippelmarken“. 

Die Kanäle der Ausflußtäler lassen sich teilweise über 3000 km weit bis zu dem östlichen Durchbruch des Valles Marineris verfolgen. Im Bereich des Kasei Vallis, welches das nördliche Lunae Planum durchschneidet und im Echus Chasma am Nordost-Hang von Tharsis seinen Ausgang nimmt, existiert ein Landstrich von mehr als 500 km Durchmesser, der sich über 2000 m in das umgebende Hochland eingegraben und dabei ein riesiges Schwemm-land mit vielfältigen Fließstrukturen hinterlassen hat.

Kraterstatistiken haben ergeben, daß die Ausflußtäler, die in das Chryse-Becken münden, im Zeitraum zwischen 3.8 und 2.0 Ga entstanden (NEUKUM, HARTMANN, 2001) und in der Tendenz damit etwas jünger sind, als z.B. die valley networks, die man fast alle in das Noachian (d.h. älter als 3.5 Ga) datiert. 

Am 4. Juli 1996 landete die amerikanische Sonde Mars Pathfinder mitten im ehemaligen Überschwemmungsgebiet von Ares Vallis und setzte dort den Mini-Rover „Sojourner“ aus, der unter großer öffentlicher Aufmerksamkeit bis zum 27. September die unmittelbare Umgebung der Landestelle untersuchte. Besonders interessant waren dabei die chemischen Analysen des anstehenden Gesteins, die mittels eines Alphapartikel-Röntgenspektrometers (APXS) vorgenommen wurden. In Bezug auf eine ehemalige Überflutung des Gebietes konnten darin jedoch höchstens schwache Hinweise mit einem großen Interpretationsspielraum gefunden werden. Der erhoffte Nachweis der frühen Existenz von flüssigem Wasser gelang bei dieser Mission noch nicht. Das war erst den beiden nachfolgenden Rover-Missionen Spirit und Opportunity vorbehalten.

Tränenförmige Umströmungsfiguren um alte Impaktkrater oder große Gesteinsbrocken zeigen noch heute die Fließrichtung  des Wassers im Ares-Vallis an.  © NASA, Viking

Tharsis

Auch im Bereich der Tharsis-Aufwölbung außerhalb des Einzugsgebiets von Chryse Planitia existieren eine Anzahl von Valleys, die als Ausflußtäler klassifiziert werden. Zu erwähnen sind hier besonders Mangala Vallis südlich von Olympus Mons im Übergangsgebiet zum Terra Cimmeria und Olympica Fossae nordöstlich von Ascraeus Mons. Letztere ist dahingehend interessant, da sie sowohl tektonische als auch fluvatile Merkmale aufweist. 

Das rund 900 km lange Mangala Vallis beginnt im Gegensatz zu vielen anderen Ausflußtälern in einer Grabenstruktur, die tektonisch-vulkanischen Ursprung ist (HEAD et. al., 2003).  Eine genaue Analyse der morphologischen Strukturen führte zu der Hypothese, daß das Vallis bei mindestens zwei, mehrere Millionen Jahre auseinanderliegenden Flutereignissen von jeweils nur wenigen Monaten Dauer entstanden sein muß. Es wird vermutet, daß magmatische Intrusionen (Dikes) einen tektonischen Graben ausgefüllt und eine isolierende Deckschicht aus Permafrostboden aufgeschmolzen haben.

Dadurch konnte unter Druck stehendes flüssiges Wasser, welches sich im durch Impakte zerrütteten Untergrund angesammelt hatte (aquifer), plötzlich und katastrophenartig austreten und auf diese Weise das riesige Ausflußtal formen.

Ausschnitt aus dem Mangala Vallis im Westteil der Tharsis-Aufwölbung mit typischen Fließstrukturen. Ihr Quellgebiet liegt in einem Spaltensystem, den Mangala Fossae. © ESA, DLR

Hellas Planitia

An der östlichen Begrenzung des Hellas-Beckens befinden sich drei große, relativ eng beieinander liegende Ausflußtäler, die jeweils in großen Depressionen ihren Anfang nehmen: Dao und Niger Vallis sowie Harmakhis Vallis. Dazu kommt noch das ca. 1500 km lange Reull Vallis, welches sich durch das Hochland Promethei Terra zieht und dem sich bemerkenswerterweise kein eindeutiges Quellgebiet zuordnen läßt.

Kopfbereich des Dao (links) und Niger Ausflußbeckens. Die steilen Flanken, welche die Gesteinsmassen der Lavaströme des Vulkans Hadriaca Patera angeschnitten haben, fallen bis zu 2.5 km ab.  © ESA, DLR, Neukum

Niger Vallis und Dao Vallis bilden in ihrem „Quellgebiet“ zwei langgezogene riesige Senken mit steilen Rändern am Fuß eines sehr alten Vulkans, Hadriaca Patera, und vereinigen sich ab ihrem Mittellauf zu einer insgesamt 1200 km langen und bis zu 20 km breiten Talstruktur. Während das nördlichere Dao-Vallis im Mittel 2400 m Tiefe erreicht, liegt der Talboden des südlicheren Niger-Vallis mit knapp 1000 m deutlich höher. Im Wesentlichen wird es von terrassierten Becken- und Bruchstrukturen bestimmt, die lokal in chaotic terrain übergehen. Das Dao-Vallis weist dagegen einen mehr ebeneren Talboden (besonders an den Randbereichen) mit zahlreichen, stark verwitterten Gesteinsblöcken im Talinnern auf. Es zeigt damit morphologisch große Ähnlichkeiten mit den box canyons (wie z.B. Juventae Chasma) im Gebiet des Valles Marineris und von Chryse Planitia.

150 km östlich von Niger Vallis erstreckt sich parallel dazu Harmakhis Vallis. Es erreicht auch eine Länge von über 1000 km und mündet genauso wie Niger Vallis in das Hellas-Becken. Nur beginnt es nicht in der Nähe eines alten Vulkans, sondern in der Nachbarschaft eines anderen Ausflußtals, Reull Vallis, mit dem es jedoch nicht verbunden ist. Die Ausgangsdepression ist tiefer als der Abflußbereich und scheint genauso wie die Depressionen von Dao und Niger Vallis durch Kollaps entstanden zu sein.

Elysium und Utopia Planitia

Eine Vielzahl von Kanäle beginnen ihren Lauf im Bereich des Westhangs des Vulkankomplexes Elysium Mons und reichen bis weit in die nördliche Tiefebene Utopia Planitia hinein. Die wichtigsten Vertreter sind Hephaestus Fossae, Hebrus Vallis, Granicus Vallis, Tinjar Vallis und Hrad Vallis. Sie zeigen neben fluvatilen Merkmalen oft auch Eigenheiten, die auf eine tektonische Beeinflussung oder Mitwirkung bei ihrem Entstehen vermuten lassen.

18.4 km breiter Ausschnitt von Hebrus Vallis  © NASA, JPL

Ein Fallbeispiel: Kasai Vallis

In diesem Kapitel soll einer der größten Outflow Channels des Mars, der in zwei parallelen Armen in das nordwestli-che Chryse-Becken mündet, etwas detaillierter vorgestellt werden. Es handelt sich um das „Tal des Mars“, Kasai Vallis, dessen Name sich vom japanischen Wort für den Roten Planeten ableitet.

Farbcodierte Höhenreliefkarte des Einzugsgebiets von Karsai Vallis am Nordostrand von Tharsis, das sich im nördlichen Teil in zwei Arme aufspaltet um dann hinter dem Krater Sharonov in das Chryse-Becken zu münden. Im Süden sind Teile des Vallis Marineris zu erkennen.  © MGS, NASA, MOLA-Team

Die gewaltigen Ausmaße des Ausflußtals erkennt man am besten auf einer farbcodierten Höhenreliefkarte, wie sie vom MOLA-Team angefertigt wurde. Ausgehend von Echus Chasma, von dem es durch eine schmale Landbrücke getrennt ist, beginnt es als flache Depression, die sich zunehmend auf über 400 km verbreitert um dann nach ca. 1500 km in zwei canyonartige Einschnitte überzugehen, die den Inselberg Sacra Mensa (200x600 km) sowie den Impaktkrater Sharonov umfließen,  um anschließend in einem breiten Delta in das Chryse-Becken zu münden. Dabei erreicht die Ausdehnung des gesamten Ausflußtals fast eine Länge von 3000 km. Die als Nord-Kasai-Vallis und als Süd-Kasai-Vallis bezeichneten Täler verbinden sich hinter dem Sharanov-Krater (105x118 km) zu einem System von Tälern, die sich getrennt von langgezogenen Fließstrukturen und Inseln schnell im Chryse-Planitia-Becken auflösen.

Das Gefälle über die gesamte Länge erreicht fast 10 km und die Kliffs an den Rändern des Canyons fallen an manchen Stellen bis zu 3 km ab (TANAKA et.al., 1992). Im Inneren der Depression und der tief eingegrabenen Täler sind eine Vielzahl verschiedenster morphologischer Strukturen auszumachen, die auf eine zeitlich sehr schnelle Ausformung dieses riesigen Ausflußkanals hinweisen. Grob orientiert sich das Kasai Vallis an tektonischen Verwerfungen, die offensichtlich etwas mit der Tharsis-Aufwölbung zu tun haben. Man erkennt das z.B. im nördlichen Teil, wo der Rand der Depression ungefähr parallel zu den Bruchstrukturen des angrenzenden Tempe Terra verläuft. Ausgedehnte Gebiete am westlichen Rand des Quellgebietes sind wiederum nach Entstehung der Depression großflächig von Lavaströmen überdeckt worden, so daß die ursprüngliche Oberflächenmorphologie streckenweise nicht mehr zu erkennen ist. Ein besonders augenfälliges Merkmal der beiden nördlichen Kasai-Täler ist ihre auffällige Terrassierung, die man sonst in diesem Ausmaß bei anderen Outflow Channels auf dem Mars nicht findet. Aus ihr lassen sich Informationen über die Entstehungsgeschichte des Ausflußtals herauslesen, in dem z.B. Vergleiche mit analogen Strukturen vorgenommen werden, wie man sie bei irdischen Flüssen und Flußsystemen findet.   

Analysiert man die Landschaftsmorphologie etwas eingehender, dann kommt man zu dem Schluß, daß die Talentwicklung mit einer großflächigen Abräumung (Denudation) oberflächennaher Schichten begonnen haben muß, wobei ungefähr 700000 Kubikkilometer Gestein abgetragen und abtransportiert worden sind. Von diesem Vorgang zeugen die obersten Terrassen, die später nicht wieder überflutet wurden und deshalb quasi in ihrer urtümlichen Form erhalten geblieben sind. Alle weiteren Ausräumungsepisoden fanden in immer kleineren räumlichen Skalen statt, wobei die Tiefenerosion und damit auch die Kanalisierung in jeder weiteren Phase zugenommen haben. Es lassen sich insgesamt 4 Phasen der Talbildung anhand der hinterlassenen Terrassierung rekonstruieren, wobei der südliche Teil des Kasai Vallis der letzten und jüngsten Phase zuzuordnen ist. Dessen Talboden liegt noch einmal rund 200 m tiefer als der Talboden des nördlichen Zweiges. Seine Ausmaße zeigen, daß allein hier einmal mehr als eine Million Kubikkilometer Gestein abgetragen worden sind.

Talbildung durch fließendes Wasser

Den Prozeß der Talbildung durch Wasser und Eis ist auf der Erde von Geologen eingehend studiert worden, weshalb sich deren Erkenntnisse natürlich auch auf die Interpretation der Marstäler anwenden lassen. Bei der Ausräumung von Tälern durch Wasser spielen die Strömungsgeschwindigkeit (sie bestimmt u.a. ob eine Strömung laminar mit wenig Erosionskraft oder turbulent mit hoher Erosionskraft ist) und die damit verbundene Geröll- und Suspensionsfracht eine entscheidende Rolle. Es  gilt dabei die Regel, daß je höher die Strömungsgeschwindigkeit ist, um so größer ist auch die Menge der mitgeführten Feststoffe. Wenn sich diese Feststoffe über die gesamte Wassersäule verteilen, bilden sie die Suspensionsfracht eines Flusses. Werden sie dagegen nur bodennah mit der Strömung mitgerissen, dann bilden sie die Geröll- oder Bodenfracht des Flusses.  Die Bodenfracht ist aufgrund der beim Transport auftretenden Wechselwirkung mit dem Flußboden eine der wesentlichsten Größen, die für die Tiefenerosion verantwortlich sind. Die gesamte Sedimentmenge, die ein Fluß pro Zeiteinheit transportieren kann, nennt man seine Transportkapazität. Sie hängt entscheident von der Fließgeschwindigkeit v und dem Volumendurchsatz Q über der Querschnittsfläche A des Flusses ab:

Q=v A

Die Fließgeschwindigkeit v wird dabei gewöhnlich semiempirisch durch die Manning-Gleichung (ROBERT MANNING, 1816-1897) beschrieben:

                                                

 v=(∛(R^2 )  √I)/n

R nennt man den hydraulischen Radius. Er entspricht bei genügend breiten Fließgewässern ungefähr der Wassertiefe; I ist das Gefälle (=negative Steigung) und n ein Koeffizient (Gauckler-Manning-Koeffizient), welcher, grob gesagt, die Bodenrauhigkeit beschreibt. 

Diese Formel wurde verschiedentlich für die Schwerkraftbedingungen auf dem Mars angepaßt (z.B. KOMAR, 1979; IRWIN et.al. 2005,) und damit Abschätzungen für Volumendurchsätze einzelner Ausflußkanäle vorgenommen. 

Katastrophenszenario

Das die Abtragungsgebiete des Vallis nicht über einen langsamen kontinuierlichen Prozeß niederschlagsgesteuert, wie auf der Erde meist üblich, entstanden sein können, zeigen eine Vielzahl morphologischer Merkmale sowie die im Vergleich zur Erde selbst in der „warmen“ Frühzeit des Mars völlig verschiedenen Klimabedingungen. Um z.B.  die Profile der Kanäle des nördlichen und südlichen Teils erklären zu können, sind Q-Werte von ~5∙10^7 km³/s notwendig gewesen, die sich natürlich nur über kurze Zeiträume von Wochen oder Monaten aufrechterhalten lassen, vorausgesetzt, ein genügend großes Wasserreservoir steht dafür zur  Verfügung. Andererseits zeigen Kraterzählungen auf den einzelnen Terrassen, daß sich die Gesamtentwicklung des Kasai Vallis mindestens, beginnend vor 3.5 bis 3.1 Milliarden Jahren, über eine Milliarde Jahre hingezogen hat. Die Ausformung des Outflow Channels erfolgte demnach episodisch, wobei im Wesentlichen zwei Hauptphasen zu unterscheiden sind: In der ersten Hauptphase erfolgte eine relativ flache Abtragung eines großflächigen, von der Kollapsstruktur Echus Chasma ausgehenden Gebietes (Größe ~ 8.8∙10^5 km², Alter 3.5 – 3.1 Ga) und in der zweiten Hauptphase (die vor 2.4 – 2.3 Ga endete) erfolgte die Ausformung der eigentlichen Abflußkanäle. Sie zeigen ein typisches kastenförmiges Profil, während irdische Flüsse mehr V-förmige Täler und irdische Gletscher mehr U-förmige Täler hinterlassen. Später kam es noch zu Teilüberflutungen mit Plateaubasalten, die heute westliche Teile des Quellgebietes überdecken. Es ist klar, daß ein Entstehungsszenario sowohl das Ausmaß der Talbildung, dessen Profil als auch die Zeitskala seiner Ausformung reproduzieren muß. Und solch ein Szenario sollte natürlich auch auf die anderen Ausflußtäler des Mars anwendbar sein und deren Entstehung erklären.

Beispiel Erde: Channeled Scablands und „Jökulhlaups“

Den Prototypen einer durch eine Abfolge von katastrophalen Fluten überformten Landschaft auf der Erde stellen die Channeled Scablands (d.h. „von Kanälen durchzogene Einöden“) in den nordwestlichen Vereinigten Staaten im Bereich des Columbia River Plateaus dar. Die Vielzahl der Täler, die sich tief in den harten Basalt des Columbia-Plateaus eingeschnitten haben, unterscheiden sich von anderen durch Wasser oder Eis ausgeräumten Täler durch ihre rechteckigen Querschnitte, was bereits in den 20ziger Jahren des vorigen Jahrhunderts zu einer hitzigen Debatte unter den Geologen über ihre Entstehung geführt hat. Im Bereich von Aufsandungen haben sich darüber hinaus Rippelmarken („Megarippel“) erhalten, die in ihrer Größe und Ausprägung einzigartig sind und die heute trockenliegenden Böden der Kanäle besitzen streckenweise Vertiefungen, die sich am Einfachsten als Kolke interpretieren lassen. Dazu kommen noch ganze Kaskaden von ehemaligen Katarakten, stromlinienförmige „Inseln“ sowie große, über längere Strecken transportierte und dann liegengebliebene Gesteinsblöcke. 

Der Geologe J.HARLEN BRETZ (1882-1981) war der Erste, der sich auf diese Beobachtungen einen Reim machte und damit eine wissenschaftliche Debatte vom Zaum brach. Heute, nach über 90 Jahre intensiver  Feldforschung in dieser Region, werden seine Ideen allgemein anerkannt und die Entstehung der Scablands stellt sich in vereinfachter Form wie folgt dar:

• Am Ende der letzten Eiszeit staute ein zurückweichender Gletscher den glazialen Clark Fork River und es entstand ein riesiger Gletschersee (Lake Missoula) mit einer Gesamtfläche von ~7700 km², einer Tiefe von ~600 m und einem Inhalt, der dem des Michigan-Sees entspricht. Seine Küstenlinie kann man noch heute quasi in versteinerter Form an den Hängen der Sentinel Mountains bei Missoula (Montana) erkennen.
• Als der Eisdamm schließlich brach, ergossen sich vor ca. 15000 Jahren innerhalb weniger Tage (maximal 2 Wochen) die Wassermassen des Gletschersees katastrophenartig in das Gebiet des Columbia River-Plateaus südwestlich von Spokane (deshalb Great Spokane Flood), wobei Ausflußraten von Q~1.7∙10^7 km³/s sowie Ausflußgeschwindigkeiten von v~100 km/h erreicht wurden.

Die Ausformung von Tälern mit rechteckigem Querschnitt erfolgt am effektivsten durch zurückweichende Katarakte, welche die Steilstufe unterspülen und die Gesteinswände zum Einsturz bringen. © USGS                                                      

ERST-1 Falschfarbenaufnahme des Gebiets der Channeled Scablands. Man beachte die Ähnlichkeiten der Ausflußtäler im harten Columbia River-Basalt mit den Ausflußtälern auf dem Mars, die in das nördliche Chryse-Becken münden.   Man erkennt auch hier stromlinienförmige Inseln (rechts unten) und breite Abflußrinnen  mit scharfen Talkanten.  © USGS

• Die Flutwelle hat als Erstes fast vollständig die Lößbedeckung der miozänen Columbia River-Basalte entfernt, bevor sie sich tief in den harten Untergrund einarbeitete. Die ursprüngliche Lößbedeckung ist nur auf einigen stromlinienförmigen „Inseln“ erhalten geblieben, die offensichtlich nicht überflutet wurden.
• Die Talbildung selbst erfolgte dabei u.a. durch die enorme Erosionskraft zurücklaufender Katarakte, wie man es noch heute (wenn auch um viele Größenordnungen langsamer) beispielhaft bei den Niagarafällen beobachten kann. Insgesamt wurden in den Scablands ~210 km³ Gestein abgetragen und verfrachtet.
• Die Überflutungen (an denen auch noch andere Gletscherseen beteiligt waren) wiederholten sich mehrfach, da sich der Eisdamm immer wieder neu aufbaute und Wasser anstauen konnte. 
• Einige Geologen zählen bis zu 40 solcher Flutereignisse über einen Zeitraum von ~2000 Jahren, die am Ende der letzten Eiszeit über die heutigen Bundesstaaten Idaho, Washington und Oregon hereingebrochen sind.
• Am Unterlauf der Strömungen haben sich riesige Geröllhalden und Kiesbänke ausgebildet, die noch heute von der Kraft des fließenden Wassers zeugen.

Die Dry Falls in Central Washington  sind  Steilstufen riesiger Katarakte, deren  Ausmaße die der Niagarafälle um das zehnfache übertroffen haben. Sie waren aktiv, als der Eisdamm des Lake Missoula vor ca. 25000 Jahren mehrfach brach und sich die Wassermassen in die heutigen Bundesstaaten Idaho, Washington und Oregon ergossen.  © USGS

Solche katastrophenartigen Entleerungen von Gletscherseen, wenn auch im geringeren Ausmaß, kamen während der letzten Eiszeiten auch an anderen Orten vor. Als Beispiel soll hier nur das Gebiet um den Porcupine River im nördlichen Alaska genannt werden. Aber auch im Gebiet des Aral-Sees und des Kaspischen Meeres hat man Landschaftsformen entdeckt, welche auf ausgedehnte Flutereignisse am Ende der letzten Eiszeit hinweisen (KOMATSU et.al., 1997).

Das Gletscherseen, wenn sie plötzlich ihre Wassermassen talwerts freigeben, innerhalb kürzester Zeit ganze Täler ausräumen können, läßt sich sehr gut an den sogenannten Jökulhlaups („Gletscherlauf“) studieren. Unter diesem isländischen Wort versteht man die schlagartige Entleerung von Seen, die sich beispielsweise aufgrund einer vulkanisch bedingten Erwärmung eines Eisschildes oder Gletschers unter der Eisschicht gebildet haben. In der Geologie wird dieser Begriff aber auch ganz allgemein für alle mit Gletschern im Zusammenhang stehenden Flutereignissen verwendet.

Im Gletschereis des Donjek-Gletschers in Yukon (Alaska) durch einen Jökulhlaup 1998 ausgefräßte Abflußrinne  © USGS

Für das Studium der Ausflußtäler des Mars ist insbesondere die Art von Jökulhlaups interessant, die mehr oder weniger regelmäßig auf Island entstehen, wenn erwachende vulkanische Tätigkeit das Aufschmelzen von Gletschern bewirkt. Ein Fallbeispiel ist der große Gletscherlauf von 1996 im Bereich des Skeiðarárjökull im südlichen Island. Ausgangspunkt war der Vulkan Vatnajökull, der fast vollständig unter einer Eiskappe verborgen ist. Als dieser Vulkan 1996 wieder einmal ausbrach, begannen die umgebenden Gletscherseen durch das Schmelzwasser schnell anzusteigen, wodurch ihre Eisbarrieren brachen und riesige Wassermengen (Qmax≈45000 m³/s) ins Tal abflossen. Dabei konnte man im Bereich des südlich vorgelagerten Sanders Skeiðarársandur, quasi im Kleinen, die Entstehung von scabland-ähnlichen Strukturen live beobachten. Die Wassermassen hatten dabei bis zu 10 m große Eisblöcke mitgerissen und eine massive Stahlbrücke zerstört.

Entstehung der Ausflußtäler auf dem Mars

Wenn die Ausflußtäler durch fließendes Wasser entstanden sind, dann ist die grundlegende Frage, wo kam das Wasser her und wohin ist es verschwunden? Zur Beantwortung dieser Frage wurden im Laufe der Zeit verschiedene Hypothesen vorgeschlagen, von denen die meisten aber wieder verworfen werden mußten. 

Die auch in Hinsicht zu den irdischen Analogien plausibelste Erklärung geht davon aus, daß das Wasser aus unterirdischen Reservoirs (Aquifer) stammte, aus denen es aufgrund von geologische Prozesse plötzlich freigesetzt wurde und sich in Form katastrophaler Fluten in das umgebende Land ergoß. Dabei müssen sich einige dieser Flutereignisse (wie z.B. im Kasai Vallis) periodisch wiederholt haben, woraus sich schließen läßt, daß sich die Aquifer etliche Male neu aufgefüllt haben müssen. Man vermutet, daß dies im Zusammenhang mit vulkanischen Aktivitätszyklen stehen könnte, da die Quellgebiete der großen Ausflußtäler meist in der Nähe oder am Randbereich größerer Vulkankomplexe oder zumindest vulkanisch beeinflußter Regionen zu finden sind. 

Daß der Marsboden auch heute noch regional sehr viel Wassereis (bis zu 50% Volumenprozent) enthalten muß, zeigten zum ersten Mal die Messungen der Sonde Mars Odyssey im Jahre 2002. Dieser aus indirekten Daten (epithermische Neutronen) abgeleitete Befund konnte mit der Landemission Phoenix 2008 direkt bestätigt werden. Damit und aus anderen Beobachtungen ergibt sich das überraschende Bild eines ehemals „feuchten“ Mars, auf dem im Zeitraum zwischen 4.2 und 3.5 Milliarden Jahren einmal ein gemäßigtes Klima geherrscht haben muß, das sogar flüssiges Oberflächenwasser (vielleicht sogar zeitweise in Form eines flachen Ozeans) ermöglicht hat. Ein Großteil dieses Wassers kann  tief in die durch Meteoriteneinschläge zerüttete Marskruste eingedrungen sein und dort die bei diesem Bombardement entstandenen Spalten und Klüfte ausgefüllt haben. Diese unterirdischen Wasserreservoire sind dann später an der Oberfläche entweder durch vulkanisches Material überdeckt worden oder es erfolgte eine Isolierung durch eine gefrorene Schicht aus Permafrostboden, die entstanden ist, nach dem sich das Klima in Richtung tieferer Temperaturen rapide verschlechtert hatte.  Das Grundwasser geriet auf diese Weise unter einen erhöhten Druck und konnte unter diesen Bedingungen auch dann noch flüssig bleiben (unterstützt durch den Wärmefluß aus dem Planeteninneren), als die Oberfläche des Mars immer mehr vereiste.  Im Laufe der Zeit werden aber auch diese wasserhaltigen Schichten gefroren sein.

Es gibt nun verschiedene Möglichkeiten, auf welche Weise dieses im Untergrund gespeicherte Wasser wieder an die Oberfläche gelangen konnte.

a) artesische Quelle

Unter Gebirgsdruck gelangtes Grundwasser tritt plötzlich aus, wodurch der Aquifer soweit entleert wird, bis der hydrostatische Druck wieder ausgeglichen ist. Die „Öffnung“ des Aquifers kann dabei durch tektonische Kräfte oder durch einen Impakt, der die isolierende Oberflächenschicht durchschlägt, ausgelöst werden.

Entstehung einer massiven artesischen Quelle an einer tektonischen Bruchstruktur (Graben). Bei deren Öffnung gelangt das unter hohen hydrostatischen Druck stehende Wasser des Aquifers an die Oberfläche und bildet bei dessen Abfluß ein  Ausflußtal. Ein Beispiel für eine derartige Konfiguration ist das Quellgebiet des Mangala Valles, welches unvermittelt an einem tektonischen Graben beginnt.  (verändert nach © Ghatan et.al. , 2005)

b) Ausfließen von stehenden Gewässern

Es existiert eine Vielzahl von Hinweisen darauf, daß es in der Frühgeschichte des Mars eine gewisse Zeit stehende Gewässer gegeben hat. Dabei kann es sich um Reste eines ehemaligen flachen Ozeans, um Gewässer, die aufgrund eines intakten Wasserkreislaufs unter gemäßigten klimatischen Bedingungen oder durch Aufschmelzen von Grundeis durch vulkanische Tätigkeit entstanden sind, handeln. Wenn solch ein „See“ ausläuft, können sich kurzzeitig riesige Wassermassen landschaftsformend in die Umgebung ergießen. Im Fall des Valles Marineris erscheint es möglich, daß durch vulkanische Prozesse (Dikes) im Bereich des Grabenbruchs große Mengen an Grundeis aufgeschmolzen wurden. Auf diese Weise entstanden vielleicht große Seen,  welche die Depressionen ausfüllten und sich später plötzlich nach Osten in das Eos und Capri Chasma entleerten und die dortigen Outflow Channels speisten.

c) endogenes großflächiges Aufschmelzen von  Grundeis

Durch beginnende oder sich fortsetzende vulkanische Tätigkeit (Auffüllen flacher Magmenkammern, lokale Erhöhung des Wärmeflusses, Dikes) können Grundeiskörper aufschmelzen und die darüber liegenden Bodenschichten zum kollabieren bringen. Es entstehen großflächige Einsturzbecken mit steilen Kanten und chaotischen Terrain.

Ein schönes Beispiel ist Dao Vallis, welches sich unweit des alten Vulkans Hadriaca Patera befindet. Durch geothermisches Aufheizen sind hier vor mehr als 3.5 Ga offensichtlich große Mengen an Grundeis aufgeschmolzen worden. Darauf hin ist die darüber liegende Oberfläche aus vulkanischen Gesteinen kollabiert und das unterirdische Wasser plötzlich freigesetzt worden, welches dann in einem bis zu 20 km breiten und fast 1200 km langen Kanal in das Hellas-Becken abgeflossen ist. 

Dazu noch eine Anmerkung. Eis, welches bei einem beginnenden Aktivitätszyklus z.B. an den Flanken von Vulkanen aufschmilzt, kann dazu führen, daß das entstehende flüssige Wasser unterirdisch abfließt und dabei früher entleerte Aquifer in größerer Entfernung wieder auffüllt. Auf diese Weise lassen sich einige episodische Wasserausbrüche erklären.

d) Schmelzen von Gletschern an den Flanken aktiv werdender Vulkane

Hochauflösende Aufnahmen der großen Vulkanbauten der Tharsis- und Elysium-Region lassen an Teilen von deren Flanken Oberflächenstrukturen erkennen, die auf eine ehemalige und z.T. massive Eisbedeckung schließen lassen. Insbesondere sind hier die sogenannten „fan-shaped deposits“ zu nennen, die z.B. an den Westflanken der drei großen Tharsis-Vulkane sowie Olympus Mons in unterschiedlich ausgeprägter Form beobachtet werden.

Gebiete um die drei großen Tharsis-Vulkane mit den fächerförmigen Ablagerungen (weiß), die auf eine Eisbedeckung zurückgeführt werden. Es ist sehr wahrscheinlich, daß sich die Eispanzer auf der Leeseite der Vulkane durch Schnee- und Reifablagerungen über mehrere Millionen Jahre hinweg gebildet haben, als dies aufgrund einer veränderten Achsenlage des Mars klimatisch möglich war.

Gebiete um die drei großen Tharsis-Vulkane mit den fächerförmigen Ablagerungen (weiß), die auf eine Eisbedeckung zurückgeführt werden. Es ist sehr wahrscheinlich, daß sich die Eispanzer auf der Leeseite der Vulkane durch Schnee- und Reifablagerungen über mehrere Millionen Jahre hinweg gebildet haben, als dies aufgrund einer veränderten Achsenlage des Mars klimatisch möglich war. 

Beim „Aktivwerden“ der Vulkane sind dann diese Eispanzer durch die Erwärmung des aufsteigenden Magmas und bei dessen Austritt ziemlich schnell abgeschmolzen und die Wassermassen konnten die sich an den unteren Bergflanken hinziehenden Täler ausformen. Es handelt sich also im Wesentlichen um jökulhlaupsartige Ausflüsse. Auf diese Weise entstandene Täler beginnen beispielsweise am Westhang des Elysium-Vulkankomplexes und erstrecken sich von dort aus bis weit in die Ebenen von Utopia Planitia hinein. Aber auch im Bereich der Tharsis-Aufwölbung findet man derartige Fließstrukturen.

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