Planet Mars (35) - Marsatmosphäre II

Atmosphärenchemie

Kohlendioxid, Wasser und molekularer Sauerstoff waren die ersten Stoffe, die Mitte der zwanziger Jahre des vorigen Jahr­hunderts in Marsspektren mit einiger Sicherheit identifiziert werden konnten. Zwar wurden vor Beginn des Raumfahrtzeitalters die Anteile und Partialdrücke dieser Gase maßlos überschätzt. Es zeigte sich aber, daß die Marsatmosphäre an sich doch viel lebensfeindlicher ist, als man ursprünglich voller Optimismus glaubte.

Das Wasserdampf ein regulärer Bestandteil der Marsatmosphäre ist – wenn auch nur als „Spurengas“ -, konnte Lewis D. Kaplan 1964 beweisen. Aber erst die ersten Satellitenmissionen (und hier besonders Viking 1 und 2) waren in der Lage, die chemische Zusammensetzung der (unteren) Marsatmosphäre sicher zu bestimmen (siehe Abschnitt „Chemische Zusammensetzung“). Weiterhin konnte Kohlenmonoxid CO und molekularer Sauerstoff O2, die als Resultat der photochemischen Dissoziation des CO2 -Moleküls entstehen, nachgewiesen werden. Dagegen blieb die Suche nach Stickstoff N2 und stickstoffhaltigen Verbindungen lange Zeit erfolglos. Genaugenommen konnte man erst seit Mariner 6 und Mariner 7 (1969) eine Stickstoffatmosphäre bei Mars definitiv ausschließen. Eine geringe Konzentration von N2 (<0.03 Vol%) konnten später die Viking-Sonden ermitteln.

Sehr interessant waren im Sinne der vergleichenden Planetologie die Konzentrationen der Edelgase Argon Ar, Neon Ne, Krypton Kr und Xenon Xe sowie ihre isotopenmäßige Zusammensetzung. Sie weisen darauf hin, daß die Marsatmosphäre in ihrer Geschichte einen grundlegenden Umbau erfahren haben muß. In diesem Zusammenhang muß auch auf die exorbitant hohe Deuterium-Konzentration im Vergleich zu normalen Wasserstoff hinge­wiesen werden. Das D/H-Verhältnis liegt bei etwa 8∙10^-4, was dem mehr als 5-fachen des irdischen Wertes entspricht. Das ist ein eindeutiger Hinweis auf die in diesem Blog schon mehrfach erwähnte „feuchte“ Frühgeschichte des Roten Planeten. Mit dem „Schweren Wasserstoff“ verbindet sich auch eine Kontroverse, die auf spektroskopische Beobachtungen in den fünfziger Jahren des vorigen Jahrhunderts zurück geht. Um diese Zeit beobachtete William M. Sinton (1924-2004) nahe λ≈3.46 μm starke Absorp­tionsbanden (Sinton bands) im IR-Spektrum des Mars, die man nach einigen Irrungen später dem HDO-Molekül zuordnen konnte. Sinton selbst konnte 1965 jedoch zeigen, daß diese Banden irdischen Ursprungs sind und eine sehr große Deuterium-Konzentration in der Marsatmosphäre nur vortäuschten.

Eine weitere große Überraschung, über die noch im Detail zu berichten sein wird, war die Entdeckung einer unerwartet hohen Konzentration des relativ kurzlebigen Methans CH4 sowie von Methanol CH2O in der Marsatmosphäre durch die europäische Sonde Mars-Express im Jahre 2004.

Die Atmosphärenchemie beschäftigt sich im Fall des Mars u.a. mit dem Zustandekommen der beobachteten Konzentrationen von Spurengase wie H2O, H2O2, CO und O2 aufgrund photo­chemischer Reaktionen in allen Atmosphärenschichten. Weiter­hin interessieren die chemische Wechselwirkung der Marsatmo­sphäre mit den Gesteinen der Marsoberfläche sowie der Verlust an atmosphärischer Substanz durch den kontinuierlichen Abfluß von Atomen und Molekülen in den interplanetaren Raum. Mehr in die Domäne der Atmosphärenphysik fallen Phasenumwand­lungen von Kohlendioxid und Wasser, die zu Dunstschleiern und Wolkenbildungen, insbesondere in der mittleren Atmosphäre, führen. Außerdem werden eventuelle biotische oder abiotische Ursachen für die unerwartet hohe Methangleichgewichtskonzen­tration gesucht.

Photochemie der Marsatmosphäre

Schon früh wurde klar, daß sich die beobachteten Volumen­anteile von CO2 (95.3%), O2 (0.13%) und CO (0.27%) nicht durch eine simple Rekombination von der zuvor durch Photolyse von CO2 entstandenen CO und O – Atomen erklären lassen (Fegly, Lodders 1998). Dazu läuft die entsprechende Reaktion einfach zu langsam ab. Vielmehr scheinen komplexe Reaktionsketten, an denen u.a. OH-Radikale (entstanden aus photolytisch aufge­brochenen Wasserdampf bzw. Wasserstoffperoxid-Molekülen) beteiligt sind, die beobachteten Konzentrationen aufrecht zu erhalten. Ein Ausgangspunkt für denkbare katalytischer Zyklen für die Netto-Reaktion CO + O → CO2 wären z.B. (Fegly, Lodders 1998):

Die erste Reaktion ist dabei am Wichtigsten. Sie wird durch solare UV-Photonen unterhalb einer Wellenlänge von 190 nm realisiert. Die zweite und dritte Reaktion liefern wiederum Sauerstoffatome, die sich in Folgereaktionen in molekularen Sauerstoff O2 sowie Ozon O3 umwandeln können. Auf diese Weise entstehen unter dem Einfluß der solaren UV-Strahlung Wasserstoff- bzw. OH-Radikale. Letztere sind anschließend in der Lage, über folgenden Zyklus CO2-Moleküle aus Kohlenmonoxid CO zu produzieren:

Ein anderer Zyklus, in dem Wasserstoffperoxid involviert ist, sieht folgendermaßen aus (Parkinson, Hunten 1973):

Aufgrund der geringen Dichte und Mächtigkeit der Mars­atmosphäre sind photochemische Reaktionen nicht nur (wie bei der Erde oder der Venus) auf die Hochatmosphäre beschränkt. Sie können vielmehr überall, sogar dicht am Boden, ablaufen. Das hat den Effekt, daß ohne effektive Rekombinationsreaktionen wie die eben Aufgeschriebenen die gesamte CO2-Atmosphäre durch Photolyse

CO2+ hν → CO+O  (a)

innerhalb von nur ~4000 Jahren zersetzt sein würde. Man könnte nun vermuten, daß die Rückreaktion

CO+O → CO2  (b)

schnell den status quo wieder herstellt. Dem ist aber nicht so, weil bei der Konstitution der CO-O –Bindung sehr viel Energie frei wird (5.5 eV), die größer ist, als das Molekül auf seine Vibrations- und Rotationsfreiheitsgrade aufzuteilen in der Lage ist. Das führt dazu, daß die Bildung eines CO2–Moleküls auf diese Weise extrem unwahrscheinlich wird und damit die Reaktion (b) schleppend langsam vonstatten geht. Erst Reaktionen der obigen Art, an denen Neutralteilchen, die bei Dreierstößen die überzählige Energie aufnehmen können, beteiligt sind, ergeben Zeitskalen, welche eine photochemische Quasi-Stabilität der dünnen Marsatmosphäre gewährleisten. Und dabei spielt offensichtlich Wasserdampf eine wichtige Rolle.

Eine Rekombination von CO und O2 ist auch am Boden auf der Oberfläche eisenhaltiger Minerale in der Art einer photoche­mischen Verwitterung möglich (R.Huguenin et.al. 1977). Auch derartige Prozesse können einen durchaus wichtigen Beitrag zur Langzeit-Stabilität einer dünnen Kohlendioxid-Atmosphäre leisten.

Chemische Reaktionen hängen bekanntlich sehr stark von ihren physikalischen Umgebungsbedingungen ab. Das betrifft u.a. die Temperatur, den Druck sowie die Teilchenkonzentrationen der Reaktionspartner. Insbesondere ist Wasserdampf in der Marsatmosphäre regional und saisonal unterschiedlich stark verteilt, da sich dessen Quellen bekanntlich mehr in den gemäßigten und polaren Gebieten (Polkappen) konzentrieren und die Verteilung durch die allgemeine Zirkulation stark von den Jahreszeiten abhängt. Wolkenbildung, die sich in Form von feinen Eiswolken

(Zirren) äußert, zeigt sich dort, wo der Sättigungsdampfdruck für H2O erreicht wird. Die große Bedeutung von Wasserdampf in der Marsatmosphäre liegt ja u.a. darin, daß er die Quelle für freie Wasserstoff-und Hydroxyl-Radikale ist, die, wie eben erläutert, wiederum in katalytischen Zyklen erst eine effektive CO2-Rekombination ermöglichen. In diesem Zusammenhang kann es interessant sein, die Verteilung photochemisch erzeugter Radikale mit dem Wasserdampfgehalt zu korrelieren. Ein günstiger Indikator dafür ist die Ozonkonzentration (Lefevre et.al. 2008). Ozon wird erstens durch Wasserstoffradikale leicht zerstört und ist zweitens durch seine UV-Absorption spektroskopisch relativ leicht in fremden Planetenatmosphären nachzuweisen. Gesuchte Größe ist die Zahl der Moleküle, die in einer vertikalen Säule mit der Querschnittsfläche von 1 m² enthalten sind. Diese Größe nennt man die Säulendichte des entsprechenden Gases.

Ozonmessungen können sowohl von irdischen Teleskopen aus durchgeführt werden (z.B. mit dem NASA Infrared Telescope Facility, dessen Heterodyne-Spektrometer HIPWAC (Heterodyne Instrument for Planetary Wind And Composition) bei λ ~ 9.5 μm  arbeiten) als auch von Weltraumteleskopen aus. Hier soll nur das Hubble-Teleskop erwähnt werden, welches in diesem Fall im UV-Bereich arbeitet. Kontinuierlicher und mit einer bedeutend besseren Auflösung können Ozon-Beobachtungen natürlich direkt vor Ort, d.h. am Mars, vorgenommen werden. Das erste Instrument, welches seit 2004 zum systematischen Studium der Ozonkonzentrationen in der Marsatmosphäre eingesetzt wird, ist SPICAM (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars), installiert auf der europäischen Sonde Mars Express. Es arbeitet sowohl im ultravioletten (118 – 320 nm) als auch im infraroten (1.1 – 1.7 μm) Spektralbereich. Ge­messen wird das an der Marsoberfläche reflektierte und von der Marsatmosphäre veränderte Sonnenlicht. Mit dem UV-Spektro­meter wird der Ozongehalt (Absorption bei 250 nm) und mit dem IR-Spektrometer der Wasserdampfgehalt (Absorption bei 1.38 μm) in der Luftsäule genau unterhalb des Satelliten bestimmt. Eine weitere Methode besteht in der Aufnahme des Spektrums eines Sterns, wenn er langsam hinter der Marsscheibe ver­schwindet. Ziel dieser Messungen ist es, die räumliche Verteilung von Ozon und Wasserdampf über den gesamten Planeten als auch die jahreszeitlich bedingten Änderungen in deren Konzen­tration zu kartographieren.

Mit den Instrumenten CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer) und MARCI (Mars Color Imager) besitzt auch der Mars Reconnaissance Orbiter Spektrometer zur Bestimmung der Ozonkonzentration. Ersteres ist in der Lage, Ozon im Airglow des Mars zu detektieren, während MARCI dessen UV-Absorptionen im Hartley-Band zwischen 200 und 300 nm zu erfassen in der Lage ist. Bei den Airglow-Beobachtungen wird nicht direkt Ozon beobachtet, sondern das Produkt seiner Photolyse, bzw. das Produkt aus der Rekombination atomaren Sauerstoffs bei einem Dreierstoß (bei dem noch ein Neutralteilchen beteiligt ist). Dabei kommt es zur Emission von Strahlung mit einer Wellenlänge von 1.27 μm. Da die dazu führenden Prozesse treten auch in der oberen Erdatmosphäre auf, wo sie nicht unwesentlich zum soge­nannten „Nachthimmelsleuchten“  beitragen.

Aus den ersten Langzeitbeobachtungen der Ozon- und Wasser­dampfkonzentration in der Marsatmosphäre können folgende Ergebnisse abgeleitet werden (Lefevre et.al. 2007, 2008):

• Im Vergleich zur Erde (Säulendichte ~300 Dobson; 1 Dobson=44.66 nmol/m²) ist die Ozonschicht des Mars sehr dünn (maximal ~3 Dobson). Deshalb gibt es auf der Marsoberfläche keinen Schutz vor UV-Strahlung und photochemische Prozesse können in der gesamten Luftsäule auftreten. 

• Die Ozonkonzentration zeigt eine sehr starke Abhängigkeit mit den Jahreszeiten, mit der geographischen Breite, der Untergrund-Geographie sowie den lokalen Wetterverhält­nissen. 

• In hohen Breiten der beiden Hemisphären erreicht die Ozonkonzentration im jeweiligen Winter ihren Maximalwert, wenn aufgrund der geringen Temperaturen die Atmosphäre über den Polen quasi austrocknet. Im Marssommer, wenn sich viel sublimiertes Wasser über den Polen befindet, wird erwartungsgemäß die geringste Ozonkonzentration gemessen. Das bestätigt die theoretisch geforderte Anti-Korrelation zwischen Ozon- und Wasserdampfkonzentration. 

• Im Äquatorbereich beobachtet man eine ähnliche, nicht ganz so stark ausgeprägte Antikorrelation in Bezug auf Aphel - Perihel-Stellung des Planeten, wobei erwartungsgemäß die -Konzentration im Aphel ihren größten und die Wasser­dampfkonzentration den geringsten Wert erreicht. 

• Um die Aphel-Stellung herum bildet sich eine auch nachts beständige Schicht erhöhter Ozonkonzentration in Höhen zwischen 30 und 60 km auf. Sie verschwindet, wenn sich der Mars den sonnennächsten Punkt seiner Bahn nähert.

Die Zone, wo sich Ozonbildung und Ozonzerstörung etwa die Waage halten, befindet sich in der mittleren Atmosphäre. Stabiles Ozon konzentriert sich dagegen im Wesentlichen in einer oberflächennahen Schicht unterhalb einer Höhe von ~20 km. Die Konzentration ist dort aber weiterhin stark von der Lage des Planeten auf seiner Bahn und den Jahreszeiten abhängig. Kontrollgröße ist die jeweilige Wasserdampfkonzentration.

Mittlere Säulendichte von Wasserdampf (a) und Ozon (b), über die Marsoberfläche für verschiedene Sonnenlängen, berechnet auf der Grundlage eines Allgemeinen Zirkulationsmodells der Marsatmosphäre. Die Grafik zeigt damit die jahreszeitliche breitenabhängige Verteilung dieser Moleküle. Deutlich ist deren Antikorrelation zu erkennen. Die Ordinaten sind in μm - Wasserdampf- bzw. Ozonsäule unter Normalbedingungen (1013 hPa) ausgewiesen. Zur Info: 1 cm Ozonsäule entspricht 1000 Dobson Einheiten.  Eine Sonnenlänge von 71° entspricht der Aphel-Stellung des Planeten.  Quelle Lefefre et.al.2006

Messungen sowie Modellrechnungen, die auf einem allgemeinen Zirkulationsmodell der Marsatmosphäre beruhen, zeigen mittler­weile eine schon recht gute qualitative Übereinstimmung (Lefefvre et.al. 2006, 2008) und helfen mit, die räumlich und zeitlich stark heterogene Photochemie, die für die Stabilität der dünnen  CO2-Atmosphäre verantwortlich zeichnet, zu verstehen. Wie auf der Abbildung zu erkennen ist, erreicht auf beiden Hemisphären die Ozonkonzentration ihren Maximalwert jeweils im Winter. Zu dieser Zeit nimmt die Wasserdampfsäulendichte insbesondere über den Polkappen stark ab, was die Bildung ozonzerstörender Radikale mangels Substanz stark behindert. Im Sommer dagegen, wenn die permanenten Eisflächen der Polkappen wieder frei­liegen und die angestiegenen Temperaturen eine verstärkte Sublimation von Wassereis ermöglichen, erreicht die Ozon­konzentration erwartungsgemäß ihr Minimum.  In den äquatori­alen Bereichen ist diese Korrelation weniger stark bis kaum ausgeprägt. Hier zeichnet sie, wenn überhaupt, mehr die jeweilige Entfernung des Mars von der Sonne nach. Eine Ursache dafür liegt in einer Variation der Wasserdampf- und Ozonkonzentration in vertikaler Richtung, also innerhalb der Luftsäule selbst, die, grob gesagt, vom Wert der Solarkonstanten S(r) abhängt. Befindet sich der Mars im Bereich seines Perihels (Sonnenlänge Ls zwischen 180° und 330°), dann liefern Atmosphärenmodelle eine relativ hohe Wasserdampfkonzentration in Höhen von über 40 km. Dort werden die Wasserdampfmoleküle von der solaren UV-Strahlung in die Radikale H, OH und HO2  zerlegt. Das führt zu einem Ozonverlust in der mittleren Atmosphäre, während die bodennahe Ozonschicht unterhalb von 20 km Höhe nur wenig beeinflußt wird. Befindet sich dagegen der Mars in großer Sonnenentfernung, d.h. bei einer Sonnenlänge zwischen 330° und 180° (Aphel-Lage), dann sinkt die Schicht, wo Wasserdampf in gesättigter Form vorliegt, stark ab – auf ungefähr 10 km Höhe (Ls~90°). Während die bodennahe Ozonschicht teilweise abgebaut wird, kann sich darüber, d.h. im Höhenbereich zwischen 30 und 70 km, eine zusätzliche Ozonschicht ausbilden. Die kumulative Ozon-Säulendichte ändert sich auf diese Weise über das Marsjahr dagegen in den äquatorialen Bereichen nur wenig.

In letzter Zeit wurden Untersuchungen angestellt, welchen Einfluß Wasserdampfwolken sowie Staub auf die großräumige Ozonverteilung in der Marsatmosphäre nehmen. Die dabei erzielten Ergebnisse konnten bereits jetzt einige Diskrepanzen zwischen den durch Atmosphärenmodelle berechneten Ozon-Säulendichten und Beobachtungen mit dem SPICAM-Instrument von Mars Express erklären. Andere sind noch Gegenstand der Forschung. Ausgangspunkt war die Beobachtung, daß die Ozonkonzentration über den Polen im Frühjahr weniger schnell abnimmt (d.h. das „Ozonloch“ wächst langsamer) als erwartet und im Herbst schneller zunimmt, als die Atmosphärenmodelle vorhersagen. Als Ursache für diese Diskrepanzen konnte die Nicht-Berücksichtigung von Zirren aus mikroskopischen Wasser­eiskristallen in den Modellrechnungen identifiziert werden. Diese Zirren entsprechen den auch von der Erde her bekannten „Eiswolken“. Die feinen Wassereiskristalle, aus denen sie bestehen, sind in der Lage, Wasserstoff-Radikale sehr effektiv zu binden. Auf diese Weise wird der Ozonabbau im Frühjahr verlangsamt, da nicht mehr genügend Radikale dafür zur Verfügung stehen (Lefevre et.al. 2008). Nachdem man diesen Prozeß in die Berechnungsgrundlagen mit eingebaut hat, ließ sich die Ozonverteilung in der Mars-Atmosphäre bemerkenswert genau vor­hersagen und mit den SPICAM-Messungen in Einklang bringen.

Nächstes Mal: Die Marsatmosphäre III - Allgemeine Zirkulation

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