In dieser Folge erzählt Karl eine kleine Geschichte der Mars-Atmosphäre. Die Astronomen der Antike sahen beim Mars zunächst nicht mehr als einen rötlichen Wandelstern, der in Schleifen übers Firmament läuft. Und während auch die ersten Astronomen der Neuzeit nur wenige Details des Planeten in Erfahrung bringen konnten, so waren sie doch überzeugt: Der Mars ist eine belebte Welt, die der Erde ähneln sollte.

Doch bis ins 20. Jahrhundert hinein wussten Forscherinnen und Forscher lediglich: Die Tage auf dem Mars sind vergleichbar lang wie auf der Erde (24 Stunden und 37 Minuten), der Planet besitzt vermutlich Polkappen und Jahreszeiten. Der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli hatte im 19. Jahrhunderte lange Linien beschrieben, die er canali nannte und die folgende Generationen über die Möglichkeit einer marsianischen Zivilisation spekulieren ließen. Doch die Voraussetzung für solches Leben auf dem Mars wäre, dass diese Außerirdischen Luft zum atmen hätten. Die Aufnahmen der NASA-Sonde Mariner 4 aus dem Jahr 1965 bereitete all diesen Mutmaßungen ein abruptes Ende: Auf ihnen erschien der Rote Planet als tote, kalte und tiefgefrorene Welt mit einer extrem dünnen Atmosphäre.

Dass in der kaum vorhandenen Marsluft dennoch etwas passiert, wurde zwar früh erkannt, war aber nie genauer untersucht worden. Marsianische Wolken bestehen aus Eiskristallen und waren eher ein Störfaktor für Kameras, die eigentlich Krater, Canyons oder Flusstäler der festen Oberfläche fotografieren sollten. Erst 2018 gibt ein spanischer Doktorand Anlass, die Marswolken genauer zu untersuchen. Jorge Hérnandez-Bernal findet am Riesenvulkan Arsia Mons eine extrem lange Wolke, die über die letzten Jahrzehnte immer zu einer bestimmten Jahreszeit wiederkehrt.

Diese Entdeckung von Hérnandez-Bernal motiviert schließlich ein Team um Daniela Tirsch vom Institut für Weltraumforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt genauer nachzusehen. Die europäische Raumsonde Mars Express hatte seit 2003 tausende Bilder gemacht. Und damit gelingt etwas, was sich die NASA-Mitarbeitenden aus dem Jahr 1965 kaum hätten vorstellen können: der allererste Wolkenatlas einer außerirdischen Welt.

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Im AstroGeo-Podcast erzählen Karl Urban und Franzi Konitzer abwechselnd eine Geschichte, die ihnen die Steine des kosmischen Vorgartens eingeflüstert oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben.
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Eingepackt in eine dicke Atmosphäre aus Wasserstoff fristet K2-18b seit einigen Jahrmilliarden eine eigentlich unbescholtene Existenz als Exoplanet um einen roten Zwergstern. Er kreist irgendwo in Richtung des Sternbilds Löwe, rund 120 Lichtjahre von uns entfernt. Doch nachdem Forschende ihn 2015 entdeckt hatten, gerieten zumindest sie in Aufregung: Denn K2-18b ist zwar größer als die Erde und gleichzeitig weniger dicht – er besitzt also vermutlich keine feste Oberfläche aus Gestein – aber er umkreist seinen Stern in der sogenannten habitablen Zone: der Region um einen Stern, in der es flüssiges Wasser geben könnte. Außerdem ist der Planet mit einer dicken Atmosphäre gesegnet, die sich indirekt mit unseren Weltraumteleskopen beobachten lässt. Somit ist K2-18b ein perfektes Ziel für Forscherinnen und Forscher, die mehr über die für uns so fremde Welt erfahren wollen.

In dieser Podcastfolge erzählt Franzi die Geschichte des Exoplaneten K2-18b: was wir derzeit wirklich über diesen Planeten wissen können und was nicht – und woher die Gerüchte kommen, dass auf diesem so unscheinbaren Exoplaneten gar eine Biosignatur entdeckt worden sein soll.

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William Aspdin war kein einfacher Zeitgenosse: Der Baustoff-Unternehmer im England des 19. Jahrhunderts trieb schon mal Geschäftspartner in den Ruin oder entwendete Straßenbelag als Rohstoff für seine Fabrik. Und doch ebnete Aspdin den Weg in die Moderne: Er entwickelte im Jahr 1843 den Portland-Zement, der bis heute das wichtigste Bindemittel für Beton ist. Aspdins Erfindung machte das moderne Bauen erst möglich – mit allen damit verbundenen Glanz- und Schattenseiten.

In dieser Folge erzählt Karl vom beliebtesten Baustoff der Menschheit und seinen Folgen: Derzeit baut der Mensch so viele Häuser, Brücken und Dämme wie nie zuvor, mit steigender Tendenz und wachsenden globalen Problemen. Sand und Kies werden knapp, wichtige Rohstoffe für den Beton. Und die Zementindustrie ist für rund jede zehnte Tonne CO₂ verantwortlich, die der Mensch in die Atmosphäre ausstößt. Architekten, Bauingenieure und Chemiker tüfteln an Lösungen. Sie wollen einen Zement, der das Klima schont. Andere wollen den Beton sparsamer einsetzen oder fordern, den Schutt abgerissener Gebäude häufiger zu recyceln. Und dann wäre da noch die Idee, einen betonartiges Gestein auch für eine Basis auf dem Mond herzustellen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013.

Neben verschiedenen Spurengasen wie zum Beispiel Sauerstoff, Kohlenmonoxid und Wasserdampf, eventuell aber auch Methan besteht die Atmosphäre des Mars zum überwiegenden Teil aus Kohlendioxid, welches dabei mit einen Anteil von 95,32 Prozent vertreten ist. Zwei weitere Bestandteile der Marsatmosphäre sind Stickstoff (2,7 Prozent) sowie das mit einem Mengenanteil von 1,6 Prozent vorhandene Edelgas Argon. Diese Mengenanteile sind allerdings nicht konstant in der Marsatmosphäre enthalten. Vielmehr unterliegt deren Zusammensetzung einer bestimmten, jahreszeitlich bedingten Veränderung.

Wachsende und schrumpfende Polarkappen
Ähnlich wie die Polarregionen der Erde sind auch die Pole des Mars ganzjährig von zwei geschlossenen Eiskappen aus Wassereis und gefrorenem Kohlenstoffdioxid bedeckt, welche sich während des Winters ausdehnen und während der Sommermonate wieder zurückziehen. Während des Marswinters gewinnen die Polarkappen dabei in erster Linie durch die Ablagerung von gefrorenem Kohlenstoffdioxid an Masse und Ausdehnung, welches aufgrund der zu dieser Jahreszeit auftretenden niedrigen Lufttemperaturen von zeitweise weniger als minus 130 Grad Celsius in einem großen Umfang aus der Atmosphäre ausfriert und sich in Form von Trockeneis im Bereich des jeweiligen Pols ablagert. Während des vergleichsweise warmen Marssommers sublimiert das Trockeneis wieder und wird erneut ein gasförmiger Bestandteil der Marsatmosphäre. Zurück bleibt eine von ihrem Umfang her jetzt deutlich kleiner ausfallende Polarkappe aus gefrorenem Wassereis.

Für die somit in erster Linie lediglich saisonal auftretenden Ablagerungen des Trockeneises im Bereich der Marspole existieren zwei Quellen. Ein Teil des in der Atmosphäre enthaltenen Kohlendioxids kondensiert demzufolge – ähnlich wie sich auf der Erde bei klarem, kalten Wetter eine Frostschicht auf dem Boden bildet – direkt an der Planetenoberfläche. Teile des restlichen Gases gefrieren dagegen bereits in der Atmosphäre zu winzigen Eiskristallen und bilden in der Folge dieses Prozesses Wolken. Unter entsprechenden Bedingungen können diese Kristalle dann aus den Wolken heraus als Schnee auf die Oberfläche niedergehen.

Schneefall auf dem Mars
Bereits im Jahr 2004 konnten Marsforscher anhand von Daten der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten solche aus Kohlendioxideispartikeln bestehende Wolken nachweisen (Raumfahrer.net berichtete). Ein aus solchen Wolken hervorgehender „Schneefall“ konnte dann erstmals im September 2008 durch den von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marslander Phoenix im Bereich des marsianischen Nordpols nachgewiesen werden. Eines der Instrumente des Marslanders, ein LIDAR, konnte dabei in einer Höhe von etwa vier Kilometern über der Marsoberfläche Wolkenformationen ausmachen, aus denen Eiskristalle in Richtung Oberfläche fielen.

Im Jahr 2012 zeigte sich anhand von Daten, welche durch den NASA-Orbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) aufgezeichnet wurden, dass auch im Bereich des Südpols Wolken auftreten, in denen sich Trockeneiskristalle bilden, welche anschließend auf die Oberfläche abschneien. Aktuelle Berechnungen von Wissenschaftlern der Tohoku-Universität in Sendai/Japan und vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau führten jetzt zu dem Ergebnis, dass etwa 42 Prozent der saisonalen Eisablagerungen im Bereich der nördlichen Polarkappe durch einen solchen Schneefall verursacht wird.

Wie bilden sich diese Wolken?
Zusätzlich konnten die beteiligten Planetenforscher bei ihrer Studie eine direkte Verbindung zwischen der Bildung von Wolken aus Trockeneiskristallen und einem während der „kalten Jahreszeit“ auftretenden Wetterphänomen, den sogenannten „baroklinen“ Wellen, herstellen. Während des Marswinters erfolgt demzufolge eine periodisch auftretende Schwankung von Luftdruck, Temperatur, Windrichtung und Windstärke, welche sich mit einer hohen Regelmäßigkeit wellenartig durch die Atmosphäre unseres Nachbarplaneten ausbreitet.

Diese „planetaren Wellen“ treten auf der nördlichen Marshemisphäre in der Zeit vom Herbst bis zum Frühling mit einer bemerkenswerten Verlässlichkeit auf. Sie breiten sich dabei in einer regelmäßigen Periode von fünf bis sechs Tagen in die östliche Richtung aus. Nahe an der Oberfläche lassen sich zusätzlich Wellen mit einer höheren Frequenz beobachten. Obwohl die durch das Auftreten dieser Wellen bedingten „Temperaturstürze“ in der Atmosphäre lediglich wenige Grad Celsius betragen, führt dies trotzdem dazu, dass die Temperatur in der Marsatmosphäre während der kalten Jahreszeit regelmäßig auf Werte unterhalb von minus 128 Grad Celsius sinkt. Dies ist die Temperatur, bei der gasförmiges Kohlenstoffdioxid auf dem Mars gefriert.

Die Analysen der an der Studie beteiligten Wissenschaftler zeigen, dass sich überall dort, wo die Temperaturen entsprechend tief absinken, winzige Eiskristalle aus gefrorenem Kohlendioxid bilden und zu Eiswolken konzentrieren. Nördlich des 70. Breitengrades treten die Wolken dabei während der Winterzeit in allen Luftschichten bis zu einer Höhe von etwa 40 Kilometern Höhe auf. Unterhalb von 25 Kilometern Höhe sinken die Kristalle dabei als Schnee in Richtung Planetenoberfläche, wobei die Kristalle etwa drei Stunden benötigen, um aus diesen 25 Kilometern Höhe die Oberfläche zu erreichen. Voraussetzung für ein Erreichen der Oberfläche ist allerdings, dass die Trockeneispartikel auf dem Weg zur Oberfläche keine Zonen durchdringen müssen, in denen die Temperatur der Atmosphäre aufgrund horizontal ausgerichteter wärmerer Luftströmungen wieder höhere Temperaturwerte erreicht.

Sollte auf dem Weg zur Oberfläche eine wärmere Luftschicht durchquert werden, so sublimiert der Trockeneisschnee noch vor dem Erreichen der Oberfläche wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über. Nach dem „Verlassen“ der wärmeren Lufttasche werden aber erneut Trockeneispartikel gebildet, welche dann erneut zur Oberfläche niedergehen.

Laut den an der Studie beteiligten Wissenschaftler könnten die neuen Erkenntnisse aufgrund des regelmäßig erfolgenden Auftretens der baroklinen Wellen dabei helfen, zukünftig auf dem Mars auftretenden Schneefälle vorherzusagen. Die hier kurz vorgestellte Studie wurde bereits am 29. April 2013 unter dem Titel „Carbon dioxide ice clouds, snowfalls, and baroclinic waves in the northern winter polar atmosphere of Mars“ in der Fachzeitschrift „Geophysical Research Letters“ publiziert und am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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Fachartikel von Takeshi Kuroda et al.:

• Carbon dioxide ice clouds, snowfalls, and baroclinic waves in the northern winter polar atmosphere of Mars (Abstract, engl.)

EPSC 2013:

• CO2 Snowfalls and Baroclinic Waves in the Norther Winter Polar Atmosphere of Mars (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL.

Die Atmosphäre des Mars besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid, welches dort im Durchschnitt mit einem Mengenanteil von 95,32 Prozent vertreten ist. Des weiteren enthält sie 2,7 Prozent Stickstoff, rund 1,6 Prozent Argon und geringe Anteile an Sauerstoff (1.300 ppm), Kohlenstoffmonoxid (800 ppm) und Wasserdampf (210 ppm). Anfang des Jahres 2003 gelang einem von Dr. Michael Mumma vom Goddard Space Flight Center (GSFC) der NASA geleitetem Team zudem der Nachweis von geringen Mengen an Methan in der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten. Diese Messungen, welche mittels spektroskopischer Untersuchungen unter der Verwendung verschiedener irdischer Großteleskope gelangen, konnte im Jahr 2004 durch Messungen der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express bestätigt werden (Raumfahrer.net berichtete).

Die Messungen deuteten darauf hin, dass das Methan zum Messzeitpunkt nicht gleichmäßig in der Atmosphäre verteilt war. Vielmehr konzentrierte es sich auf eine 2.500 durchmessende Region in der Nähe des Marsäquators. Laut den Berechnungen der Wissenschaftler wurden dabei in den Regionen Terra Sabaea, Nili Fossae und Syrtis Major etwa 19.000 Tonnen des Gases freigesetzt. Die Freisetzung des Methan muss dabei erst kurz zuvor erfolgt sein, denn unter den in der Marsatmosphäre vorherrschenden Bedingungen wird dieses Gas relativ schnell unter anderem durch die fast ungehindert auf den Planeten einfallende UV-Strahlung in seine Bestandteile zerlegt. Auch die auf der Marsoberfläche anscheinend weitläufig vorhandenen Perchlorate sind durch ihre aggressiven Eigenschaften für den relativ schnell erfolgenden Abbau von organischen Verbindungen, also auch für einen Methanabbau, verantwortlich.

„Methan wird in der Marsatmosphäre auf verschiedenen Wegen relativ schnell zerstört. Unsere Entdeckung von substantiellen Methanvorkommen in der nördlichen Hemisphäre deutet somit auf einen fortlaufenden Prozess hin, durch welchen dieses Gas freigesetzt wird“, so Michael Mumma. Als mögliche Quellen für den Methannachschub kommen verschiedene geologische Prozesse wie zum Beispiel vulkanische Aktivitäten oder aber auch ein biologischer Ursprung in Frage. Methanproduzierende Mikroorganismen sind auf der Erde für etwa 90 bis 95 Prozent des hier in der Atmosphäre befindlichen Methans verantwortlich.

Eine weitere Erklärung für die Methanvorkommen auf dem Mars sind die Meteoriten, welche regelmäßig auf die Oberfläche unseres Nachbarplaneten gelangen (Raumfahrer.net berichtete). Auffällig ist zudem, dass die Methanvorkommen anscheinend jahreszeitlichen Schwankungen unterliegen – sie wurden bisher lediglich während des Sommers auf der nördlichen Marshemisphäre nachgewiesen – und zudem mit den täglichen Veränderungen des Wasserdampfgehaltes in der Atmosphäre korellieren.

Obwohl die Methanvorkommen auf dem Mars bisher von verschiedenen Wissenschaftlerteams bestätigt wurden, gilt dessen Vorhandensein aus wissenschaftlicher Sicht bisher jedoch keineswegs als endgültig gesichert. Andere Teams konnten die gesammelten Daten bei ihren Untersuchungen nicht bestätigen beziehungsweise kamen zu negativen Ergebnissen. Mit einer Konzentration von lediglich etwa 10,5 ppb befindet sich die Menge des in der Marsatmosphäre enthaltenen Methans hart an der Nachweisgrenze der bisher zur Untersuchung der Marsatmosphäre zur Verfügung stehenden Instrumente.

Dies hat sich jetzt jedoch erst kürzlich geändert. Am 6. August 2012 landete der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Rover Curiosity auf der Oberfläche des Mars. Bei einem der zehn wissenschaftlichen Instrumente des Rovers handelt es sich um das Instrument Sample Analysis at Mars (kurz „SAM“). Das SAM setzt sich aus drei Messinstrumenten zusammen, von denen eines – das Tunable Laser Spectrometer (kurz „TLS“) – für die Ermittlung der chemischen Bestandteile der Marsatmosphäre und der Bestimmung von deren Mengenanteilen eingesetzt werden kann.

Kürzlich wurde das TLS erstmals für eine direkte Untersuchung der Marsatmosphäre eingesetzt, bei welcher deren Zusammensetzung mit einer sehr hohen Präzision bestimmt werden konnte. Im Rahmen dieser Messungen konnten die beteiligten Wissenschaftler allerdings kein Methan in der Marsatmosphäre nachweisen. Dieser nicht erfolgte Nachweis muss allerdings nicht bedeuten, dass die bisherigen Methannachweise auf dem Mars prinzipiell falsch sind.

Im Operationsgebiet von Curiosity, welcher innerhalb des bei 137,42 Grad östlicher Länge und 4,49 Grad südlicher Breite gelegenen Gale-Kraters aktiv ist, hat erst vor Kurzem der Frühling begonnen. Der Methannachweis im Jahr 2003 gelang jedoch während des Winters auf der Südhälfte des Mars. Sollte die Freisetzung von Methan auf dem Mars, sofern sie denn tatsächlich erfolgt, wirklich an die jeweiligen Jahreszeiten gebunden sein, so könnte der Nachweis eventuell zu einem späteren Zeitpunkt gelingen.

Nicht nur aus diesem Grund soll das SAM-Instrument auch in der Folgezeit regelmäßig dazu eingesetzt werden, um die jeweils aktuelle Zusammensetzung der Marsatmosphäre zu analysieren. Ein spezielles Augenmerk werden die beteiligten Wissenschaftler dabei darauf richten, in welchem Ausmaß sich die Zusammensetzung der Marsatmosphäre während eines Marsjahres verändert. Ein bekanntes Phänomen der Marsatmosphäre ist deren Dynamik. Während der Wintermonate frieren aufgrund der dann gegebenen tiefen Lufttemperaturen bis zu 35 Prozent des in der Atmosphäre enthaltenen Kohlenstoffdioxides aus und lagern sich dabei in Form von Trockeneis an den Polen des Planeten ab. Dieser sich stetig wiederholende Prozess von Sublimation und Resublimation hat zur Folge, dass sich sowohl die prozentuale Zusammensetzung der Atmosphäre als auch der Atmosphärendruck stetig verändern. Die Untersuchungen des SAM, aber auch die täglich erfolgenden Messungen der Wetterstation REMS werden unseren bisherigen Wissensstand über die damit verbundenen Prozesse deutlich erweitern.

Aber auch über die einstmals auf dem Mars gegebenen Bedingungen geben diese ersten Messergebnisse des SAM Aufschluss. Die Daten zeigen, dass sich in der Atmosphäre deutlich mehr „schwere“ Kohlenstoffisotope befinden als dies eigentlich der Fall sein sollte. Die gewonnenen Daten zeigen ein anormales Übergewicht der schwereren Isotope von fünf Prozent gegen über den leichteren Isotopen auf. Diese Entdeckung unterlegt die These, dass sich die ursprüngliche Atmosphäre des Mars im Laufe der Zeit zumindestens teilweise in den Weltraum verflüchtigt hat (Raumfahrer.net berichtete). Die leichteren Kohlenstoffisotope entwichen ins All während sich die schwereren Isotope auf dem Mars halten konnten.

Dies wird auch durch die Ermittlung der Isotopenverhältnisse des Edelgases Argon durch das SAM unterlegt. Das SAM-Instrument konnte bei seinen Messungen etwa 2.000 mal mehr Argon-40-Isotope in der Marsatmosphäre nachweisen als Argon-36-Isotope. Diese Verteilung der Isotopenverhältnisse deckt sich mit den Untersuchungsergebnissen von auf der Erde aufgefundenen Meteoriten, welche ihren Ursprung auf dem Mars haben.

„Bereits anhand dieser ersten atmosphärischen Messungen sehen wir die Möglichkeiten, welche sich uns durch den Einsatz eines komplexen chemischen Labors auf der Marsoberfläche ergeben“, so Paul Mahaffy vom Goddard Space Flight Center, der für das SAM-Instrument hauptverantwortliche Wissenschaftler. „Sowohl die Untersuchung der Marsatmosphäre als auch die Analyse von Oberflächenproben sind entscheidend für die Klärung der Frage, ob der Mars einstmals ein geeigneter Ort für die Entstehung von Leben war.“ Nach dem erfolgreichen Einsatz des SAM für die Untersuchung der Marsatmosphäre soll dem Instrument jetzt auch erstmals eine Bodenprobe zugeführt werden, welche daraufhin in Bezug auf ihre chemische Zusammensetzung analysiert werden soll.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 87 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von 484 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile fast 22.000 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Bilder sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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• Aktuelle Diskussion zu Curiosity

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Bei der Untersuchung des Sonnenlichts, welches in der Region des Terminators, der Tag-Nacht-Grenze, die Venusatmosphäre passierte, wurde entdeckt, dass es etwa 125 km über der Oberfläche eine Schicht gibt, welche bis zu -175 °C kalt ist. Diese Temperatur ist niedriger als die kältesten Temperaturen in der Erdatmosphäre, was sehr ungewöhnlich ist, da die Venus sehr viel näher an der Sonne ist und unter anderem dafür bekannt ist, insgesamt sehr warm zu sein.

Die Kälte in der Atmosphäre würde dazu ausreichen, dass sich Eis und Schnee aus Kohlenstoffdioxid bilden kann, dem Hauptbestandteil der Schutzhülle unseres Nachbarplaneten. Aus den Eispartikeln könnten sich Wolken bilden, welche das Sonnenlicht stark reflektieren würden.

Bei den Untersuchungen wurde auch herausgefunden, dass die kalte Schicht am Terminator von für die Verhältnisse der Venus normalwarmen Schichten umgeben ist. Die Messungen konnten durch andere Datensätze von Venus Express bestätigt werden. Dabei flossen auch Daten ein, die während des diesjährigen Venustransits gemessen wurden.

Håkan Svedhem, Projektwissenschaftler für Venus Express, sagte dazu: „Die Entdeckung ist sehr neu und wir müssen noch darüber nachdenken und verstehen, was sie für Konsequenzen hat. Allerdings ist sie speziell, da wir an den Terminatoren in den Atmosphären von Erde und Mars, welche andere chemische Zusammensetzungen und andere Temperaturbedingungen haben, keine ähnlichen Temperaturprofile sehen.“

Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA finanziert und von EADS Astrium und anderen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus. Seit dem 11. April 2006 befindet sich die Sonde in einem Orbit um den inneren Nachbarplaneten der Erde.

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• Venus Express
• Planet Venus

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, University of Arizona, Universität Bern, Science. Vertont von Peter Rittimger.

Die Dünenfelder, welche den Rand der nördliche Polarkappe des Mars in der Tiefebene Vastitas Borealis umgeben, bedecken mit etwa 845.000 Quadratkilometern eine Fläche, die über eine größere Ausdehnung als das Land Namibia im südwestlichen Afrika verfügt. Bislang, so Candice J. Hansen vom Planetary Science Institute in Tucson/ Arizona, gingen die Planetenforscher davon aus, dass sich diese ausgedehnten und anscheinend erstarrten Sanddünen bereits vor Milliarden von Jahren gebildet haben, als unser Nachbarplanet noch über eine dichte Atmosphäre mit entsprechend starken Winden verfügte. Seitdem, so die bisherige Meinung, hätten sich die Dünen kaum verändert.

Neue Bilder der „High Resolution Imaging Science Experiment“-Kamera (HiRISE) an Bord der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter erzählen jetzt jedoch eine andere Geschichte: „Die Dünen in der nördlichen Polarregion des Mars zeigen innerhalb nur eines Marsjahres erhebliche Veränderungen“, so die Aussage von Nicolas Thomas von der Abteilung Weltraumforschung und Planetologie an der Universität Bern und Mitglied des HiRISE-Teams.

Bei der Analyse der Aufnahmen stellte sich heraus, dass die Dünen in den höheren marsianischen Breiten durchaus deutlich erkennbaren Veränderungen unterliegen und somit keineswegs stark verkrustet oder gar zu Eis erstarrt sein können. Nach der Meinung der Planetologen ist eine Schicht aus gefrorenem Kohlendioxid, auch als Trockeneis bekannt, für die jährlich wiederkehrenden Erosionsprozesse an den Dünen verantwortlich. Das Kohlenstoffdioxid überzieht die gesamte Polarregion des Mars im Winter mit einer dichten, bis zu mehrere Meter dicken Schicht.

„Das gefrorene Kohlenstoffdioxid geht im Frühling vom festen in den gasförmigen Zustand über. Diese so genannte Sublimation destabilisiert den Dünensand, so dass es zu Sandlawinen kommt, und sich die Oberfläche neu strukturiert.“ Nicolas Thomas und sein Team von der Universität Bern werden diesen Prozess und das Ausmaß der dabei auftretenden Effekte demnächst auch in Computermodellen darstellen können.

Für die aktuelle Studie verglich das internationale Wissenschaftler-Team verschiedene HiRISE-Bilder, welche über einen Zeitraum von mehr als zwei Marsjahren, dies entspricht in etwa vier Erdjahren, aufgenommen wurden. Die drei nebenstehenden Bilder zeigen einen 285 x 140 Meter messenden Ausschnitt der Marsoberfläche am Rand der saisonalen Nordpolarkappe bei 84 Grad nördlicher Breite und 233 Grad östlicher Länge. Auf den Bildern ist der Kamm einer Sanddüne erkennbar. Das oberste Bild wurde am 17. Juni 2008 während des späten Frühlings aufgenommen, das unterste am 2. Juli 2010 während des Marssommers. Zu diesen Zeitpunkten war die abgebildete Region nicht mehr mit einer Schicht aus gefrorenen Kohlendioxid bedeckt. Die mittlere Aufnahme entstand am 23. Februar 2010 während des Marsfrühlings und zeigt eine immer noch mit Trockeneis bedeckte Planetenoberfläche.

Das Ausmaß der Erosion innerhalb von nur einem Marsjahres ist gemäss den Aussagen der beteiligten Forscher erstaunlich. An einigen Stellen sind dabei Hunderte von Kubikmetern Sand als Lawinen an Dünenhängen abgegangen, wodurch sich neue Rinnen und Sandschürzen gebildet haben. Die Unterseite der Eisschicht, welche sich in einem direkten Kontakt mit dem dunklen Boden befindet, erwärmt sich schneller als die Oberseite der Eisschicht. Das durch das Auftauen des gefrorenen Bodens freigesetzte Kohlendioxid wurde dabei vorübergehend unter der Eisschicht eingeschlossen. Mit zunehmenden Druck durchbrach das Gas schließlich die immer dünner werdende Eisschicht und destabilisierte dabei auch den an den Dünenhängen befindlichen Sand.

Besonders überraschend war für die Wissenschaftler die Feststellung, dass die Spuren vergangener Sandlawinen innerhalb von nur einem Marsjahre durch wellenförmige Verwehungen teilweise ausgelöscht werden können, denn die von Modellen der Marsatmosphäre vorhergesagten Windgeschwindigkeiten reichen eigentlich nicht aus, um Sandpartikel anzuheben oder in so kurzen Zeiträumen solche Veränderungen zu bewirken. Außerdem zeigen die Daten von Mars-Landeeinheiten wie den Marslander Viking 1, Viking 2 und Phoenix, dass starke Winde auf dem Mars anscheinend relativ selten auftretende Ereignisse sind.
Die Wissenschaftler vermuten deshalb, dass das polare Wetter aufgrund seiner auch jahreszeitlich bedingten hohen Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht häufiger zu hohen Windgeschwindigkeiten führt. Sie erhoffen sich von zukünftigen Aufnahmen der HiRISE-Kamera weitere Erkenntnisse zur Rolle des Windes im gegenwärtigen Marsklima. Denn, so die Aussage von Alfred McEwen von der University of Arizona in Tucson/USA, das Verständnis heutiger Veränderungen ist ein wichtiger erster Schritt, um grundlegende Prozesse auf unserem Nachbarplaneten aufzudecken und zu verstehen, wie sich das Klima auf dem Mars während der vergangenen Jahrmilliarden verändert hat.

„In den Regionen, welche saisonal mit Kohlenstoffdioxid-Eis bedeckt sind, treten starke Aktivitäten auf. Hierbei handelt es sich um einen Prozess, den wir nicht auf der Erde studieren können. Es ist wichtig, die aktuellen Auswirkungen dieser ungewohnten Prozesse zu verstehen, damit wir sie nicht falsch assoziieren und unzutreffende Rückschlüsse auf das marsianische Klima ziehen“, so Alfred McEwen.

Insgesamt konnten die Wissenschaftler bei 40 Prozent der während der über einen Zeitraum von zwei Marsjahren beobachteten Dünen deutliche Veränderungen erkennen. Die Ergebnisse der hier kurz vorgestellten Studie wurden am 4. Februar 2011 in der Fachzeitschrift Science publiziert.

Raumcon-Forum:

• Planet Mars
• Mars Reconnaissance Orbiters (MRO)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, University of Arizona. Vertont von Peter Rittinger.

Diese befinden sich an einem Hang im Inneren eines Kraters. An vielen Stellen wird die Erosion der Sanddünen erkennbar, einige zeigen Abflusskanäle, wie sie ähnlich auch auf der Erde zu finden sind. Zuvor gemachte Bilder zeigen einige Kanäle nicht, andere haben sich verändert. Das heißt, die Kanäle sind gegenwärtig aktiv und dies im Winter bzw. zu Beginn des Frühlings.

Für flüssiges Wasser, auch unter dem Sand, ist es aber viel zu kalt. Allerdings befindet sich Trockeneis, also gefrorenes Kohlenstoffdioxid unter dem Sand, welches in diesen Breiten um 52° Süd auch den ganzen Frühling über bestehen bleibt. Man vermutet nun, dass dieses Trockeneis die Haftung zwischen den Sandkörnern herabsetzt und somit das Fließen des Sandes selbst begünstigt.

Die Aufnahme stammt vom 3. Januar 2011 und wurde mit der HiRISE-Kamera an Bord des Mars Reconnaissance Orbiters der NASA aus einer Entfernung von 252 Kilometern angefertigt. Die Auflösung des Originalbildes beträgt traumhafte 25 Zentimeter pro Pixel.

Raumcon:

• MRO-Thema (ab 14. Januar 2011)

Der Beitrag Fließender Sand auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA/JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Dies geschieht offenbar, wenn im Sonnenlicht zunächst gefrorenes Kohlenstoffdioxid beinahe schlagartig direkt in den gasförmigen Zustand übergeht. Diesen Vorgang nennt man Sublimation. Er erfolgt nur im (beinahe) luftleeren Raum.

„Es ist das erste Mal, dass wir einzelne Eisklümpchen in der Wolke um einen Kometen oder in Jets, die durch Kohlenstoffdioxidgas angetrieben werden, gesehen haben“, sagte Michael A’Hearn, Leitender Forscher für Deep Impact/EPOXI an der Universität von Maryland. „Wir haben danach schon beim Kometen Tempel 1 gesucht, konnten aber keine solchen Eispartikel finden.“ Zur Erläuterung: Deep Impact passierte im Juli 2005 Tempel 1.

Auf den Bildern vom nahen Vorbeiflug an Hartley 2 erkennt man sofort eine rauhe Beschaffenheit an den kugelförmigen Enden des Kometenkerns, während die mittlere Zone schlank und scheinbar eben ist. Außerdem treten vorwiegend aus den rauhen Oberflächen Gasstrahlen aus, die im Sonnenlicht deutlich zu sehen sind.

Nach Schlussfolgerungen und Messungen der beteiligten Wissenschaftler sublimiert hier vor allem Kohlenstoffdioxid, welches bei der schlagartigen Gaswerdung ganze Bröckchen umgebenden Materials mitreißt. Diese „Schneebälle“ treiben dann in der Umgebung des Kometen umher. Durch die Abrisse wirken die Enden des Kometen aufgerissen und rauh.

„Als wir diese den Kern umgebenden Flecken gesehen haben, stand uns der Mund offen“, sagt Pete Schultz, EPOXI-Co-Investigator an der Brown University. „3D-Bilder ergaben, dass da Schneebälle vor und hinter dem Kern sind, die es wie eine Szene aus einer Schneekugel aussehen lassen.“

Im mittleren Bereich des hantel- oder erdnussförmigen Kometenkerns dagegen wirkt die Oberfläche relativ glatt. Hier tritt offenbar vor allem verdampfendes (sublimierendes) Wasser aus, der CO₂-Vorrat ist hier wohl schon aufgebraucht. Die Ursache dieses Phänomens dürfte nun auch Gegenstand weiterer Überlegungen und Untersuchungen sein. Es bleibt spannend.
Verwandte Webseite:

• 3D-Bild für Blau-Rot-Brille

Raumcon:

• Kometen-Thread ab Hartley 2
• EPOXI (ehemals Deep Impact)

Der Beitrag Hartley 2: erste Ergebnisse erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, SpaceflightNow. Vertont von Peter Rittinger.

Mit Hilfe der HiRISE-Kamera an Bord der Sonde Mars Reconnaissance Orbiter gelangen Ende Juli und Ende August Bilder vom Lander Phoenix aus einer Marsumlaufbahn. Diese zeigen die Station wenige Wochen vor der vorhergesagten größten Kälte in einer unwirtlichen Landschaft, teilweise überdeckt von gefrorenem Kohlenstoffdioxid (Trockeneis) an seiner Landestelle in der Nordpolarregion des Roten Planeten. Die Auflösung der Bilder beträgt etwa 30 Zentimeter pro Pixel.

Phoenix landete im Mai vergangenen Jahres auf dem Mars und brachte Wissenschaftlern und der interessierten Öffentlichkeit weltweit wochenlang spannende und neue Erkenntnisse. Während dreier Monate wurden nicht nur Bilder gemacht und Wetterdaten aufgezeichnet. Hochentwickelte automatische Labore an Bord der Sonde untersuchten mehrere Bodenproben auf stoffliche Zusammensetzung und das Vorhandensein von Wassereis.

Letzte Woche begann in der Landeregion von Phoenix der Marsfrühling. Im Augenblick kann der Mars Reconnaissance Orbiter aber keine Bilder von der Oberfläche liefern, da er sich seit Wochen in einem Sicherheitsmodus befindet, in dem keine wissenschaftlichen Daten gewonnen werden. Die anderen aktiven Marssonden verfügen über keine so hochwertige Optik, um den kleinen Lander abbilden zu können.

Obwohl es äußerst unwahrscheinlich ist, dass Phoenix nach seiner monatelangen eisigen Umklammerung im Marspolarwinter noch funktioniert, will die NASA im Januar einen Versuch wagen, Kontakt aufzunehmen. Dann steht die ferne Sonne wieder so hoch am Marshimmel, dass die Solarzellen ausreichend Energie liefern könnten, um die Systeme des Landers zu reaktivieren.

Raumcon:

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Lars-C. Depka.

Die Schlüsselfrage in der derzeitigen Betrachtung des Mondes und seines Kryovulkanismus liegt im Ursprung und Chemismus seiner Auswurfwolken. Stammen die spektakulär anzusehenden Wolken aus Wasserdampf und Eispartikelchen von flüssigem Wasser ab, dicht unter der gefrorenen Oberfläche? Oder spielt der thermodynamische Prozess der Sublimierung bei ihrer Charakterisierung die entscheidende Rolle? „Warmes“ Eis, erzeugt durch die Abspaltung von Gashydraten, oder flüssiges Wasser, in Gestalt einer Region – oder gar eines globalen Ozeans – unterhalb der Eiskruste, was ist der Quell, aus dem sich alles speist? Die Antwort auf diese Frage wird sicherlich in absehbarer Zeit nicht bis in die letzte Konsequenz zu erschließen sein. Immerhin scheint sich allerdings allmählich eine leichte Tendenz in der Einschätzung einer Reihe von Daten und Fakten zugunsten einer Anschauung abzuzeichnen.
Nachdem das Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPIK) stichhaltige Ansatzpunkte für die Variante „Flüssiges Wasser“ sieht, (siehe hier) scheinen Daten aus einem im vergangenen Oktober absolvierten Durchflug Cassinis durch eine der Auswurfwolken diese Sichtweise stützen zu können, genauer gesagt, in der Wolke nachgewiesene organische Komponenten, Deuterium, Ammoniak, sowie das hinreichend gesichert aufgeschlüsselte Argon-40, scheinen dies zu tun. Seit ihrer Entdeckung wurden die Jets des Eismondes insgesamt fünf Mal im Rahmen direkter Durchflüge, oder naher Vorbeiflüge zumeist anhand des Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) an Bord von Cassini analysiert. Wasser und Kohlenstoffdioxid bilden die Hauptbestandteile des noch Tausende Kilometer oberhalb der Oberfläche nachweisbaren Sprays.

Der Event des 9. Oktober nun ermöglichte vor dem Hintergrund seiner außerordentlichen Signalqualität erstmals die Identifikation komplexer organischer Komponenten, wie beispielsweise Benzol, ein klassischer Kohlenwasserstoff, die in den vorausgegangenen Passagen nicht belegt werden konnten.

Argon-40, ein Isotop, das beim radioaktiven Zerfall von Kalium-40 entsteht, spielt in dieser Argumentationskette vielleicht sogar die gewichtigste, mindestens indes die neueste Rolle. Auf der Erde, aber auch auf Titan, wird es beispielsweise (im Falle der Erde) aus Gesteinen freigesetzt, anlog könnte man insofern also ein innerhalb des Mondinneren zirkulierendes flüssiges Medium annehmen, das für den bewiesenermaßen vorhandenen Edelgasanteil in der Auswurfwolke verantwortlich zeichnet. (Szenarien, die sich mit flüssigen, unterirdischen Ozeanen globalen Ausmaßes beschäftigen, werden deckungsgleich in Bezug auf Titan oder auch Europa und Ganymed gezeichnet.)

Argon kommt in solch hohen Mengen vor, dass zu ihrer Erklärung sowohl ein hocheffizienter Mechanismus zur Freisetzung des Gases aus den Gesteinen, sowie auch ein Konzentrationsverfahren existieren muss. In einem undifferenzierten Eis-Felsen-Körper entweicht Argon durch Diffusion über mehrere Milliarden Jahre, Festkörperdiffusion ist allerdings über lange Zeitskalen hinweg betrachtet uneffektiv. Ebenso liefert die Festkörperdiffusion keine genügende Erklärung der Argonkonzentration innerhalb des Eises. Früh in der Enceladusgeschichte stattfindende Wasser-Gestein-Interaktionen hingegen erleichtern ein Entweichen des Argons durch Kalium- und Argonauslösung (aus dem Kern). Da weitergehend das Volumen des Wassers, in das das Kalium und Argon ausgewaschen wurden, kleiner als das des überlagernden Eispanzers ist, ist sein (des Wassers) hoher Gehaltsanteil an Argon und Kalium bündig nachvollziehbar. Demzufolge dürfte angereichertes Wasser unmittelbar eine aktive Rolle in den beobachteten Geysirwolken spielen.

Im Hinblick auf den „Gefrierschutzeffekt“ des Ammoniaks (zusammen mit Methanol und Salzen), welches ebenfalls einen nicht unerheblichen Anteil im Wasserdampf (0,8% und damit nicht nur akzidentiell oberhalb es bis dato angenommenen Wertes von 0,5%) über den Tiger Stripes ausmacht, lässt sich schlüssig auf eine fließende, bzw. geschmolzene Wasserquelle als Ursprungsort der Geysire verweisen. Denn je nach Ammoniakanteil verbleibt Wasser auch bei minus 100° C oder um 175 K noch immer im flüssigen Aggregatszustand, was demzufolge als essentiell bewertet werden muss, da Cassini bei allen bisherigen Untersuchungen Temperaturen von maximal –93° C oberflächennah um das Gebiet der Tiger Stripes nachweisen konnte. Über die Herkunft des NH₃ lässt sich nur mutmaßen, allgemein wird über ein entsprechendes Vorhandensein schon in den Planetesimale, aus denen Enceladus entstanden ist, spekuliert.

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: Spaceref.

Alle sechs Raumsonden oder Observatorien haben eines gemeinsam: Sie bleiben in der Erdumlaufbahn und beobachten bzw. erforschen unseren Heimatplaneten. Die unten angeführten und näher beschriebenen möglichen Missionen werden am 19. April von der ESA überdacht und dann wird entschieden, welche Mission umgesetzt wird. Das ganze passiert im ESA Hauptquartier von Italien.

Nach den erfolgreichen Missionen von den ERS Satelliten und der neueren Mission ENVIronmental SATellite (ENVISAT) entschieden sich die ESA-Forscher für eine Auswahl an Missionen, die alle als Ziel unseren Heimatplaneten haben. Die ESA arbeitet selbstverständlich schon an weiteren zukünftigen Missionen und die Entscheidung am 19. April wird großen Einfluss darauf haben, welche Missionen weiter geplant werden und welche auf Eis gelegt werden.

Die sechs Kandidaten
Der Earth, Clouds, Aerosols and Radiation Explorer (EarthCARE) wird sich auf die Wolkenbildung in unserer Atmosphäre konzentrieren. Es ist bisher nur bekannt das Wolken, die sich in höher in der Atmosphäre befinden, wärmer sind als die, die weiter unten sind. Der EarthCARE soll herausfinden ob Wolken einen wärmenden oder kühlenden Einfluss auf unsere Erde haben oder nicht. Aerosols wird EarthCARE ebenfalls unter die Lupe nehmen.

Als zweite Option wäre da der Surface Processes and Ecosystem Changes Through Response Analysis (SPECTRA). SPECTRA interessiert sich vor allem für Kohlenstoffdioxid, das sich in der Atmosphäre eines bewohnten Planeten befindet. Dieser zählt auch zu denen Elementen, an dem man am meisten die Umweltveränderungen bemerkt und man kann mit Hilfe von ihm die Biosphäre unseres Planeten besser verstehen.

Water vapour and Lidar Experiment in Space (WALES) heißt die dritte Möglichkeit. Wasserdampf ist ein wichtiges Treibhausgas und genau dieses wird WALES genauer unter die Lupe nehmen. So kann man den irdischen Wasserzyklus besser verstehen. Das hat zur Folge, dass man die Wolkenbildung ebenfalls abdeckt und man nimmt somit EarthCARE seine Hauptaufgabe.

Die vierte Möglichkeit wäre wahrscheinlich der direkte Nachfolger von ENVISAT und würde Atmosphere and Climate Explorer (ACE+) heißen. Er würde ähnlich wie ENVISAT fast die gesamte Erde überwachen, so auch die Temperaturen der Troposphäre und der Stratosphäre, die so wichtig sind für das Verständnis der Klimaveränderung. Er könnte mit seinen Messungen genauere Modelle von der Atmosphäre bieten, die dann zum Verständnis und zur Erforschung der Atmosphäre dienen könnten.

Ebenfalls auf den Wasserzyklus speziallisiert ist die fünfte Option namens European contribution to the Global Precipitation Monitoring mission (EGPM). Zum Anlass dieser Mission nahm die ESA die Frischwasserknappheit auf unserem Planeten. EGPM ist nur ein Teil einer viel größeren und internationalen Mission namens GPM. So werden bei dieser Mission genau die Regenfälle und Schneefälle beobachtet.
Die sechste und letzte Option ist eine Mission namens SWARM. Diese wird sich, sowie Ulysses und andere Raumsonden um das Magnetfeld der Erde kümmern und die Einwirkungen des Sonnenwindes mitberücksichtigen.

Jede der sechs Missionen ist wichtig und interessant, aber wie sich die ESA entscheiden wird, steht noch in den Sternen. Ein weiteres Projekt dieses „Living Planet“ Programms wird Ende 2004 gestartet und heißt CryoSAT.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA.

Bereits seit 2001 war durch Untersuchungen der amerikanischen Raumsonde Mars Odyssey bekannt, dass auf dem Roten Planeten große Mengen Wasser existieren. Der erste direkte Nachweis besonders der Eisvorkommen am Marssüdpol war schließlich mit Hilfe der europäischen Mission Mars Expressmöglich gewesen.

Mars Express: Wasser am Südpol
Das Instrument OMEGA an Bord des Orbiters ist in der Lage, die Reflexionen der Oberfläche zu messen, woraus die Missionswissenschaftler auf die Elemente am Boden schließen können. Dabei zeigte sich, dass am Marssüdpol nicht nur gefrorenes Kohlenstoffdioxid sondern auch viele hundert Quadratkilometer große Wassereis- oder Permafrost-Gebiete existieren. Durch das Infrarot-Instrument OMEGA wurden sogar Anzeichen dafür gefunden, dass vielleicht sehr viel größere Mengen Wasser auf dem Roten Planeten vorhanden sind, als dies bisher vermutet wurde.

Opportunity: Blaue Beeren aus Hämatit
Auch direkt auf der Marsoberfläche – in zwei verschiedenen Gebieten – konnten mittlerweile direkte Hinweise für die Existenz von Wasser entdeckt werden. Sowohl der NASA-Marsrover Spirit, als auch Opportunity, haben Mineralien entdeckt, die auf den Einfluss von Wasser in der Vergangenheit schließen lassen.
Ein Hauptgrund für diese Annahme sind sogenannte „blaue Beeren“ (blueberries), die beide Fahrzeuge der NASA gefunden haben. Mehr grau als blau gefärbt, liegen sie in besonders großer Zahl im Landekrater von Opportunity. Sie sind unglücklicherweise alleine zu klein, um vom Mößbauer-Spektrometer des Rovers direkt analysiert zu werden. Allerdings konnte er nachweisen, dass die Gebiete mit Kugeln gravierende Unterschiede zu denen ohne Kugeln aufweisen.
„Dies ist der Fingerabdruck von Hämatit, woraus wir schließen können, dass der Hauptanteil des eisenartigen Minerals der Kugeln Hämatit ist“, sagte Daniel Rodionov, deutsches Mitglied des Roverteams von der Universität Mainz. Auf der Erde weisen Hämatitkörner für gewöhnlich auf eine feuchte Umgebung hin.

„Die Frage ist, ob dies Teil einer längeren Geschichte ist“, sagte Dr. Andrew Knoll, Rover-Teammitglied von der Havard Universität. Immerhin fand Opportunity die Kugeln auch außerhalb der Hämatit-reichen Strukturen am Rand seines Landekraters.

Diese Annahme wird erhärtet durch Aufnahmen aus dem Marsorbit, die Hämatitvorkommen auf einer Fläche halb so groß wie Deutschland entdeckt hatten. Aus diesem Grund wurde unter anderem das Meridiani Planum als Landeregion für Opportunity ausgewählt.

„Vielleicht existiert im gesamten Meridiani Planum eine Schicht von blueberries„, vermutet Knoll. „Wenn das stimmt, könnte früher sehr viel mehr Gestein [wie im Landekrater des Rovers gefunden] offengelegen haben und dann durch Erosion überdeckt worden sein.“

Spirit auf großer Fahrt
Auf der gegenüberliegenden Seite des Roten Planeten hat der Rover Spirit kürzlich den Rand des Kraters Bonneville erkundet, den er bereits in der letzten Woche erreichte. Eine aktuelle Panoramaaufnahme zeigt vor allem „einen spektakulären Blick auf abgebrochenes Material am Kraterboden“, so Dr. John Grant, Mitglied des Wissenschaftlerteams.

Die neue Aufnahme lässt bereits den Rand des großen Gusev-Kraters in 80 Kilometern Entfernung erkennen. Dieser Wall ist über 2,5 Kilometer hoch und konnte auf bisherigen Spirit-Aufnahmen durch die Staubkonzentration in der Atmosphäre nicht entdeckt werden.
Der Rover soll aber vorerst nicht in den Bonneville-Krater hinabsteigen. „Wir haben nichts gesehen, das uns so sehr interessiert, dass wir dafür Risiken eingehen würden“, sagte Dr. Mark Adler, Missionsmanager für Spirit. Dafür soll noch mehrere Tage lang der Kraterrand erkundet werden. Dann wird sich der Rover in Richtung der von der NASA Columbia Hills getauften Bergkette auf den Weg machen, weil dort unbeeinträchtigte Schichten erwartet werden.

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