Quelle: DLR.

Wissenschaftler hegen seit langem die Vermutung, dass es auf dem Mars nicht nur ‚feuerspeiende‘ Vulkane gab, die große Mengen an glutflüssiger Lava über den Planeten verteilten. So sind zahlreiche konische Bergkegel auf der Nordhalbkugel des Roten Planeten möglicherweise das Ergebnis von Schlammvulkanismus. Allerdings fehlten den Forschern bisher Erkenntnisse, wie sich wasserreicher Schlamm an der Marsoberfläche verhält. Ein außergewöhnlicher Laborversuch unter Beteiligung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) konnte nun zeigen, wie Schlamm bei sehr tiefen Temperaturen und unter sehr geringem Atmosphärendruck fließt: Er verhält sich ähnlich fließender Lava auf der Erde. Die jetzt in der Fachzeitschrift NATURE Geoscience veröffentlichten Ergebnisse ergänzen das bestehende Bild des Mars und seiner von Vulkanismus geprägten Geschichte um eine wichtige Facette.

„Wir wissen seit langem, dass in der frühen Marsgeschichte vor mehreren Milliarden Jahren große Wassermengen in kurzer Zeit freigesetzt wurden und dabei Täler riesigen Ausmaßes in die Landschaft erodierten, die heute längst trockengefallen sind“, erklärt Ernst Hauber vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof, der an der Studie beteiligt ist. „Von diesen Ausflusstälern wurden umfangreich abgetragene zerkleinerte Gesteinsmassen in die nördlichen Tiefebenen des Planeten transportiert und dort schnell abgelagert. Später wurden diese Gesteinsmassen dann von jüngeren Sedimenten und vulkanischen Gesteinen überdeckt.“ Einige Marsforscher vermuteten schon bisher, dass diese wasserreichen Sedimente im Untergrund unter bestimmten Umständen verflüssigt worden sein könnten und unter Druck wieder an die Oberfläche gepresst wurden. In Anlehnung an den Aufstieg von Magma wird dieser Prozess, der auf der Erde in vielen Sedimentbecken gut dokumentiert ist, sedimentärer Vulkanismus oder kurz Schlammvulkanismus genannt.

Kleine Vulkankegel als Ergebnis von Schlammeruptionen?
In den nördlichen Tiefebenen des Mars befinden sich zehntausende konischer Hügel, die oft auf ihrem Gipfel einen kleinen Krater aufweisen und Ergebnis des Schlammvulkanismus sein könnten. Der Beweis dafür ist allerdings nicht leicht zu erbringen, was auch daran liegt, dass über das Verhalten von dünnflüssigem Schlamm unter den Umweltbedingungen an der Marsoberfläche wenig bekannt ist. Um diese Wissenslücke zu schließen führte eine Gruppe europäischer Wissenschaftler eine Reihe von Experimenten in einer zylinderförmigen Unterdruckkammer von 90 Zentimeter Durchmesser und 1,8 Meter Länge durch, bei denen wasserreicher Schlamm über eine kalte Sandfläche gegossen wurde. Ein Experimentaufbau, der – von der nicht simulierbaren Marsschwerkraft abgesehen – etwas an eine riesige „Klecker-Burg“ unter marsähnlichen Bedingungen erinnert.

Das Ziel der ungewöhnlichen Versuche war herauszufinden, wie die unterschiedlichen physikalischen Parameter die Wasserbestandteile im Schlamm beeinflussen und dadurch das Fließverhalten verändern. Das Resultat war überraschend: „Der Schlamm fließt unter dem geringen Atmosphärendruck auf dem Mars so ähnlich wie dünnflüssige sogenannte Pahoehoe- oder Stricklavaströme, die etwa von den großen Vulkanen auf Hawaii oder Island bekannt sind“, erklärt der Erstautor der Studie Dr. Petr Brož von der Tschechischen Akademie der Wissenschaften. Dieses Ergebnis war für die Forscher unerwartet, weil vergleichbare geologische Prozesse auf anderen Körpern im Sonnensystem oft so ähnlich ablaufen wie auf der Erde. „Unsere Experimente zeigen, dass selbst ein vermeintlich so einfacher Prozess wie das Fließen von Schlamm, den viele von uns seit ihrer Kindheit aus eigener Anschauung kennen, auf dem Mars ganz anders ablaufen würde.“

Kleiner Atmosphärendruck mit großer Wirkung
Der entscheidende Grund für das Fließverhalten des Schlamms ist die sehr dünne Marsatmosphäre, deren Druck 150mal geringer ist als der Atmosphärendruck auf der Erde in Meereshöhe. Dieser Unterschied hat eine große Wirkung: Unter diesen Bedingungen ist Wasser in flüssiger Form an der Marsoberfläche nicht stabil und fängt an zu kochen und zu verdunsten. Dieser Prozess absorbiert latente Wärme im Wasserdampf und kühlt den restlichen Schlamm, der daraufhin oberflächlich gefriert und eine Kruste bildet. Latente Wärme wird bei einem Phasenübergang, etwa beim Gefrieren oder beim Auftauen von einem Gegenstand abgegeben oder aufgenommen ohne dass sich dabei seine Temperatur ändert.

„Natürlich wussten wir schon vorher, dass flüssiges Wasser unter niedrigem Druck schneller anfängt zu kochen – deswegen dauert es beispielsweise auch länger, Nudeln auf hohen Bergen auf der Erde weich zu kochen“, erklärt Ernst Hauber. „Doch welche Auswirkungen dieser bekannte Effekt auf Schlamm hat, wurde noch nie vorher experimentell untersucht. Es hat sich wieder einmal gezeigt, dass man die unterschiedlichen physikalischen Bedingungen immer berücksichtigen muss, wenn man scheinbar einfache Oberflächenformen auf anderen Planeten untersucht. Wir wissen jetzt, dass wir bei der Analyse von manchen Fließerscheinungen nicht nur an Lava, sondern auch an Schlamm denken müssen“, so Hauber weiter.

Im Detail konnte das Forscherteam zeigen, dass sich die experimentellen Schlammströme wie Pahoehoe-Laven verhalten, weil jeweils kleine Mengen flüssigen Schlamms aus kleinen Rissen in der Eiskruste an der Oberfläche austreten und weitere Fließzungen bilden, bevor sie selbst wieder zufrieren. Falls Schlamm tatsächlich auf dem Mars an der Oberfläche austritt, kann er also tatsächlich eine Zeit lang fließen, ehe er bei den niedrigen Temperaturen erstarrt. Allerdings wird sich die Morphologie, also die Form der Schlammströme, von denen auf der Erde unterscheiden. Die jetzt durchgeführten Forschungsarbeiten sind auch für andere planetare Körper wichtig, denn ähnliche Prozesse könnten bei sogenannten kryovulkanischen Eruptionen, bei denen statt Magma oder Schlamm flüssiges Wasser an die Oberfläche gelangt, ebenfalls eine Rolle spielen, so etwa auf Eismonden im äußeren Sonnensystem.

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• Planet Mars

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Quelle: DLR.

Ahuna Mons ist der höchste Berg auf dem tausend Kilometer großen, fast kugelförmigen Zwergplaneten, und eine der merkwürdigsten Strukturen im gesamten Sonnensystem. In einer Studie, an der auch Wissenschaftler des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) beteiligt sind, wurde nun auf der Grundlage von Schwerefeldmessungen und Untersuchungen der geometrischen Form von Ceres das Rätsel gelöst, wie Ahuna Mons, so der Name des Berges, entstanden sein dürfte: Aus dem Inneren des Zwergplaneten stieg eine Blase mit einem Gemisch aus Salzwasser und Schlamm und Gestein auf. Die Blase drückte die eisreiche Kruste nach oben, und an einer strukturellen Schwachstelle wurde die schlammige Lauge aus Salzen und hydrierten Silikaten auf die Oberfläche gedrückt, erstarrte in der atmosphärelosen Kälte des Alls und wurde zu einem Berg aufgetürmt. Ahuna Mons ist ein gewaltiger Schlammvulkan.

„Das Innere von Ceres ist in dieser Region nicht starr und fest, sondern beweglich und zumindest zum Teil flüssig“, erklärt Wladimir Neumann vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und der Westfälischen Wilhelms-Universität in Münster. Der Geophysiker wirkte an der Studie mit, die jetzt in der Fachzeitschrift Nature Geoscience veröffentlicht wurde. „Diese ‚Blase‘, die sich im Mantel von Ceres unter dem Ahuna Mons gebildet hat, ist eine Mischung aus salzhaltigem Wasser und Gesteinsbestandteilen“. Die Wissenschaftler sprechen in Anlehnung an eine Magmakammer bei Vulkanen auf den erdähnlichen Planeten hier von einer „Kryokammer“, vom griechischen Wort Kryos für Eis. Ceres ist ein Zwergplanet am äußeren Rand des Asteroidengürtels. Der größte Körper der von Kleinplaneten bevölkerten Zone zwischen den Planeten Mars und Jupiter besteht hauptsächlich aus silikatischen Gesteinen, aber auch zu einem beträchtlichen Anteil aus Eis und vermutlich auch Wasserschichten. Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass bis zu einem Viertel der Masse von Ceres Eis oder Wasser ist, das wäre sogar mehr als die Süßwasser- und Eisvorräte der Erde.

Zwergplanet Ceres besteht aus bis zu einem Viertel aus Eis und Wasser
Nach dem Asteroiden Vesta umkreiste die Raumsonde Dawn den Zwergplaneten Ceres als zweites Ziel ihrer 2007 begonnen Mission zwischen dem 6. März 2015 bis Ende Oktober 2018. Dabei fotografierten und kartierten zwei baugleiche, gemeinsam vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung und dem DLR-Institut für Planetenforschung entwickelten ‚Framing Cameras‘ Ceres aus unterschiedlichen Höhen. Zahlreiche Gebiete wurden dabei stereoskopisch erfasst, so dass DLR-Wissenschaftler der Fachrichtung Planetengeodäsie daraus digitale Geländemodelle berechnen konnten, mit denen die Topographie der Ceres-Oberfläche dargestellt werden konnte.

Das Innere von Ceres ist nicht homogen, sondern, wie es in der Terminologie der Geologen heißt, zum Teil ‚differenziert‘, was bedeutet, dass sich nach der Entstehung des Himmelskörpers die Bestandteile – zumindest teilweise – entmischt und getrennt haben: Komponenten mit einem höheren Anteil an schweren Elementen wie Magnesium oder Eisen sanken ins Zentrum des Körpers, leichtere Bestandteile wie Gesteine mit einem hohem Anteil an Aluminiumsilikaten oder Wasser stiegen auf. Durch Wärme, die auch heute noch, viereinhalb Milliarden Jahre nach der Entstehung von Ceres, durch den Zerfall radioaktiver Elemente entsteht, bilden sich Blasen und Dome. Das Vorhandensein von Flüssigkeiten hat die innere Entwicklung auf andere Art und Weise geprägt als bei den klassischen Gesteinsplaneten. Aufgrund ihres im Vergleich zur Umgebung geringeren spezifischen Gewichts steigen diese Blasen auf und drücken von unten gegen die Kruste. Die kilometerhohen Dome deformieren die Kruste, und wenn sie durchbrochen wird, dringt flüssiges Material an die Oberfläche.

Ein „Eis-Berg“ so groß wie der Mont Blanc
Als die Dawn-Mission an Ceres ankam fielen außergewöhnliche, fast schneeweiße Flächen auf dem Planeten auf, von denen man heute weiß, dass es sich um hydriertes Natriumkarbonat oder ammoniumhaltige Tone handelt, helle Salze, die durch „Kryovulkanismus“, also der Eruption von wässrigen Lösungen, die bei Oberflächentemperaturen von etwa minus 100 Grad Celsius sofort gefrieren, entstanden sind. Auch der Ahuna Mons, benannt nach dem Erntedankfest der Sumi-Naga-Ethnie in Indien, ist in geologisch jüngerer Vergangenheit auf diese Art entstanden. Mit einer Grundfläche von 20 Kilometern Durchmesser und Höhen von 4.000 bis 5.000 Metern über der Umgebung hat er Ausmaße wie in etwa der Mont Blanc, der höchste Berg der Alpen.

„Um die Entstehung des Ahuna Mons erklären zu können, mussten wir ein neues und auf Ceres zugeschnittenes geophysikalisches Modell anwenden, um an die hinter den Daten der Raumsonde ‚versteckten‘ Informationen zu gelangen“, erläutert Antonio Genova von der Universität La Sapienza in Rom. Ottaviano Ruesch von der Europäischen Weltraumorganisation ESA und Erstautor der Studie ergänzt: „Wir waren begeistert, dass wir herausfinden konnten, welcher Prozess im Mantel von Ceres genau unter dem Ahuna Mons dafür verantwortlich ist, dass Material an die Oberfläche befördert wird. Der Ahuna Mons war natürlich schon aufgrund seiner Form als Vulkan ‚verdächtig‘.“

Anomalien des Schwerefelds verrieten die Schlammblase im Inneren
Die Wissenschaftler lasen aus den Daten heraus, dass das Schwerefeld von Ceres bei Ahuna Mons eine Anomalie aufweist und dort die Anziehungskraft, der auch die Raumsonde Dawn im Orbit um Ceres unterworfen ist, ein wenig größer ist. Dadurch erhöht sich über dieser Stelle die Geschwindigkeit des Raumschiffs ein wenig und gleichzeitig senkt sich die Umlaufbahn der Raumsonde geringfügig ab. Das lässt sich anhand des Dopplereffekts beim Funkverkehr mit der Raumsonde messen: Deren Wellenlängen werden je nach geometrischer Konstellation der Funkverbindung gestaucht oder gedehnt. „Diese Anomalie haben wir uns genauer angesehen und sind nach weiteren Modellierungen darauf gestoßen, dass es sich um eine Aufwölbung des Mantels von Ceres handeln musste“, so Ottaviano Ruesch weiter. „Da lag der Rückschluss auf der Hand, dass das Gemisch aus Flüssigkeiten und Gestein auf die Oberfläche austrat und den Ahuna Mons auftürmte.“

Kryovulkanismus ist im äußeren Sonnensystem weit verbreitet. Spuren dieses Eisvulkanismus‘ wurden auf Monden des Jupiter und Saturn entdeckt, auch auf Pluto scheinen manche Strukturen auf diese Art entstanden zu sein. Ceres ist der erste Körper im Asteroidengürtel, auf dem diese Form der Extrusion beobachtet wurde. Anders als auf den Jupitermonden Europa und Ganymed oder dem Saturnmond Enceladus, auf denen Wasser auf die Oberfläche gedrückt wird, ist das ‚Magma‘ in der aufsteigenden Blase auf Ceres aus einem Gemisch aus salzhaltigem Wasser und Schlamm oder Gesteinspartikeln zusammengesetzt. Beobachtungen zur mineralogischen Zusammensetzung von Ahuna Mons mit einem Spektrometer an Bord von Dawn scheinen diesen Befund zu bestätigen. Das Ergebnis der Untersuchung zeigt, dass große Asteroiden oder Zwergplaneten, die aus silikatischem Gestein und Eis aufgebaut sind, in ihrem Inneren Blasen aus Salzwasser und Gesteinsbestandteilen bilden können, die zur Oberfläche aufsteigen und dort austreten können. Dieser Prozess, vermuten die Wissenschaftler, könnte über lange Zeiträume, möglicherweise Milliarden von Jahren in diesen Körpern stattfinden und Kryovulkane auf der Oberfläche entstehen lassen.

Die Mission Dawn
Die Mission Dawn wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. JPL ist eine Abteilung des California Institute of Technology in Pasadena. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Teil der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und NASA/JPL unterstützt.

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• Zwergplanet Ceres

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