Quelle: ESA / Applications, 10. April 2026

Die im westlichen Indischen Ozean gelegene Insel Réunion ist ein französisches Übersee-Département, etwa 680 km östlich von Madagaskar. Aufgrund ihres vulkanischen Ursprungs ist die Landschaft von Réunion stellenweise besonders zerklüftet, an anderen Stellen hingegen von üppiger Vegetation bedeckt. Die landwirtschaftlichen Flächen und Städte, die als grau-weiße Flecken zu erkennen sind, konzentrieren sich auf die Küstenebenen. Die Hauptstadt und größte Stadt ist Saint-Denis an der Nordküste, die auf dem Bild größtenteils von Wolken verdeckt ist.

Im Zentrum der Insel liegen drei riesige Talkessel, sogenannte Calderas, die durch gewaltige Einstürze entstanden sind. Zusammen bilden sie den ruhenden Schildvulkan und höchsten Gipfel der Insel, den Piton des Neiges (3069 m), der in der Bildmitte braun unter den Wolken hervorschaut.

Obwohl es auf Réunion mehrere Vulkane gibt, ist derzeit nur einer aktiv: der Schildvulkan Piton de la Fournaise, einer der aktivsten Vulkane der Erde, der den südöstlichen Teil der Insel dominiert. Dieses Bild vom 21. März 2026 zeigt einen Lavastrom an seiner Westflanke nach einem Ausbruch, der Mitte Februar begann. Obwohl das Bild in natürlichen Farben verarbeitet wurde, wurden auch die Kurzwellen-Infrarotkanäle von Sentinel-2 genutzt, um die feurige Lava hervorzuheben, die aus dem Krater strömt und hier in Gelb und Rot zu sehen ist.

Während des Ausbruchs erreichte die Lava zum ersten Mal seit fast zwei Jahrzehnten das Meer. Auf diesem Bild ist zu sehen, wie die Lava in Richtung Küste fließt und in den Indischen Ozean mündet. Außerdem ist eine Asche- und Rauchwolke zu erkennen, die aus dem Krater aufsteigt und nach Westen driftet, während an den Flanken des Kraters Spuren früherer Eruptionen in Form von dunkelbraunen Strömen erstarrter Lava zu sehen sind.

Satellitendaten eignen sich hervorragend zur Überwachung von Vulkanausbrüchen. Sobald ein Ausbruch beginnt, können optische Satellitenmissionen wie Copernicus Sentinel-2 Rauchwolken, Lavaströme und Schlammlawinen erfassen und zur Schadensbewertung herangezogen werden. Darüber hinaus können Radargeräte und Atmosphärensensoren ergänzende Daten liefern, um Bodenrisse und mögliche Erdbeben zu erkennen, die durch den Ausbruch freigesetzten Gase und Aerosole zu messen sowie die Ausbreitung und Bewegung von Vulkanwolken zu verfolgen, was bei der Bewertung der Umweltauswirkungen und möglicher Gefahren für die Bevölkerung und den Flugverkehr hilft.

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Am 9. März 1979 blickte die Astronomin Linda Morabito-Kelly auf eine Aufnahme der Raumsonde Voyager 1 und traute ihren Augen nicht. Erst vier Tage zuvor war die NASA-Mission auf ihrer großen Tour durchs Planetensystem am Jupiter und seinen Monden vorbeigeflogen und hatte dabei nicht nur den Gasriesen, sondern auch seine Monde fotografiert. Als Voyager ein paar letzte Bilder aus der Ferne machte, erschien nun über dem Mond Io eine gewaltige schirmförmige Wolke.
Der Vulkanausbruch auf Io gilt bis heute als eine der überraschendsten Entdeckungen der Raumfahrtgeschichte. Sie hat gezeigt, dass der jupiternächste Mond keine lange erkaltete und verkraterte Welt ist, wie etwa der Mond der Erde. Io ist stattdessen eine Vulkan-Wunderwelt: Auf seiner Oberfläche brodeln über 250 Vulkane. Es gibt mehrere Lavaseen, von denen der größe 180 Kilometer misst. Und Aschewolken können schon mal ein Drittel seines Durchmesser überspannen.
Karl erzählt in dieser Podcastfolge, was seit 1979 über Io in Erfahrung gebracht wurde – und warum das für Planetenforscherinnen und -forscher heute immer interessanter wird: Denn die vulkanische Aktivität auf Io kann auch etwas über ferne Exoplaneten verraten und genauso über die frühe und vulkanisch aktive Geschichte der Erde und anderer unserer planetaren Nachbarn.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist ein Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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Im August 1883 ereignet sich zwischen den Inseln Java und Sumatra im heutigen Indonesien eine Katastrophe: Ein Vulkan bricht mit solcher Macht aus, die zuvor nur selten beobachtet worden ist. Der Ausbruch des Krakatau fordert so viele Menschenleben wie nie zuvor in der Geschichte – und er verändert sogar die Atmosphäre nachhaltig. Sulfatpartikel färben über einige Jahre die Sonnenuntergänge weltweit in intensiven Tönen. Aber da ist noch mehr: Aschepartikel und Wasserdampf des Ausbruchs lösen ein neues Phänomen in den oberen Schichten der Atmosphäre aus, das bis heute existiert. Es sind Wolken, die bei Nacht leuchten.

In dieser Folge des AstroGeo Podcasts erzählt Karl von leuchtenden Nachtwolken und wie sie erstmals beobachtet wurden. Vor allem geht es darum, wie genau diese Wolken entstehen können und ob in neuerer Zeit nicht auch andere Faktoren zu ihrer Bildung beitragen. Denn leuchtende Nachtwolken sind nicht nur schön anzusehen – sie sind auch ein deutliches Zeichen dafür, wie rasant wir das Klima der Erde verändern.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

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Quelle: Universität Würzburg.

25. Januar 2022 – Am frühen Morgen des 15. Januar 2022 brach im Pazifik der Unterwasservulkan Hunga Tonga aus. Am Abend wurden die Luftdruckwellen der Explosion von Messgeräten des Deutschen Wetterdienstes über Deutschland registriert: zuerst im Norden auf Helgoland, 38 Minuten danach auch im Süden, in Hohenpeißenberg.

Nachdem die Druckwelle den Globus umrundet hatte und über Algerien aufeinandergeprallt war, kam es wenige Stunden später zur einer Gegenwelle aus südlicher Richtung.

Diese beiden Hauptdruckwellen wurden auch von den rund 70 aktiven Bienenstöcken des Projekts we4bee registriert, die mit Luftdrucksensoren ausgestattet und über ganz Deutschland verteilt sind. Ein Forschungsteam um Informatik-Professor Andreas Hotho von der Uni Würzburg hat die Wellen auf einer Landkarte visualisiert. Das Ergebnis (animierte gifs) ist auf den Webseiten der Informatik veröffentlicht.

Bienen als Biosensoren
In den High-Tech-Bienenstöcken von we4bee stecken nicht nur Luftdrucksensoren, sondern viele weitere Messgeräte. Sie erfassen unter anderem Temperatur, Luftfeuchtigkeit, Schall, Vibration und Feinstaubbelastung. Gleichzeitig werden Wetterdaten aufgezeichnet.

An Andreas Hothos Lehrstuhl für Data Science werden die Daten gesammelt und analysiert, auch mit Methoden des maschinellen Lernens. Damit sollen Muster im Verhalten von Bienenvölkern erkennbar und möglichst auch vorhersagbar werden. Die Analysen kommen der Forschung und der Lehre ebenso zugute wie der Imkerei: Hothos Team hat bereits ein Modell erstellt, mit dem sich sehr gut automatisch erkennen lässt, zu welchem Zeitpunkt ein Bienenvolk ausschwärmt.

Fakten zu we4bee
Zu den Zielen des we4bee-Projekts gehört es, mit Bienen als Biosensoren künftig Unwetter, Trockenperioden oder Erdbeben vorhersagen zu können. Denn aus dem Verhalten des Insektenstaats lässt sich womöglich frühzeitig ablesen, ob Extremwetter oder Naturkatastrophen drohen. Das Projekt verfolgt außerdem Ziele der Umweltbildung: Seine Bienenstöcke stehen zum großen Teil an Schulen und können dort mitsamt ihres Daten-Outputs für den Unterricht genutzt werden.

we4bee wurde von dem emeritierten Würzburger Biologieprofessor Jürgen Tautz ins Leben gerufen. Er leitet das Projekt gemeinsam mit Andreas Hotho und der Geschäftsführerin Dr. Claudia Leikam, die unter anderem für die Betreuung der Bienenstöcke an den Schulen zuständig ist. Anfangs wurde we4bee von der Audi Stiftung für Umwelt gefördert (2018/2019), der aktuelle Förderer ist das Bayerische Staatsministerium für Digitales.

Webseite we4bee: https://we4bee.org/ .

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, ESA.

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 21. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.524 den südöstlichen Bereich des Schildvulkans Olympus Mons und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 17 Metern pro Pixel.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei dem Olympus Mons um den höchsten derzeit bekannten Vulkan in unserem Sonnensystem. Aus dieser Ebene aus erstarrter Lava ragt zunächst ein markanter Steilhang auf, an dessen Oberkante sich der eigentliche Vulkanschild 250 Kilometer weit bis zu dem Gipfel des Vulkans erstreckt.

Die Ränder dieses Hanges erreichen eine Höhe von bis zu neun Kilometer und sind teilweise von Lavaströmen überdeckt, welche ihren Ursprung in Förderzentren auf dem oberen Schild haben und die während der verschiedenen Aktivitätsphasen des Olympus Mons über den oberen Steilhang herabflossen. Dieser Steilhang, der den Olympus Mons ringförmig umgibt, ist typisch für einige der höchsten Marsvulkane, welche sich in der weiter südöstlich gelegenen Tharsis-Region befinden.

In den Bereichen, in denen der Steilhang des Olympus Mons nicht durch geologische Prozesse verändert wurde, liegt dessen Hangneigung bei über 20 Grad. Auffallend sind vereinzelte Felsmassive mit abgeflachten Spitzen, welche aus dem Lavafeld hervorstechen. Diese Massive wurden umgedreht oder emporgehoben, als die äußeren Abhänge des Olympus Mons in sich zusammenstürzten und so den Steilhang formten.

Auf dem oberen Schild und auf dem Steilhang des Vulkans sind unzählige erstarrte Lavaströme zu erkennen. Diese schmaleren Ströme weisen die für sie charakteristischen lobenförmigen Ränder, Dämme und Kanäle auf. Ebenfalls erkennbar sind eine Vielzahl an Lavaröhren, welche kleine Hügelketten mit Kanalsystemen bilden. In den Bereichen, wo diese Lavaströme den Steilhang hinunterflossen, formten sie zudem breite Lavafächer. Diese Lavafächer wurden teilweise von weiteren Lavaströmen überdeckt, welche am Fuße des Vulkans eine Lavaebene entstehen ließen.

Anhand der Anordnung der einzelnen Strukturen kann zugleich auch auf die zeitliche Abfolge von deren Entstehung geschlossen werden. Demnach sind die Lavaströme in der Ebene jünger als die Ströme und Lavafächer, welche sich auf dem Abhang befinden. Das Fehlen von Impaktkkratern auf den Lavaströmen belegt zudem, dass diese Formationen erst in der jüngeren Geschichte des Vulkans, also vor wenigen Millionen Jahren, entstanden sind. Im Rahmen früherer Analysen kamen die Planetologen zu dem Schluss, dass die letzten Ausbrüche des Olympus Mons erst etwa zwei Millionen Jahre zurückliegen.

Auf der ausgedehnten Lavaebene am Fuße des Olympus Mons sind verschiedenen Landschaftsformen zu erkennen. So genannte Runzelrücken (engl. „wrinkle ridges“) – hierbei handelt es sich um quer verlaufende, rückenartige Strukturen, die wie verwundene Seile erscheinen, bildeten sich im Rahmen vulkanisch-tektonischer Aktivitäten und Oberflächenbewegungen. Des weiteren sind ein Kanalsystem sowie einzelne größere Lavaströme erkennbar. Diese Strukturen sind allerdings zum Teil bereits stark verwittert und wurden durch später ablaufende Prozesse überprägt, so dass sie nicht mehr deutlich zu erkennen sind.

Ein Kanalsystem am unteren Rand der Nadir-Farbansicht wurde durch flüssiges Material geformt. Die Wissenschaftler halten es für wahrscheinlich, dass diese Kanäle durch Lava gebildet wurden. Trotzdem kann nicht ganz ausgeschlossen werden, dass vielleicht auch Wasser die Kanäle ausgeschürft hat und hier im Rahmen dieses Prozesses Sedimentmaterial abgelagert wurde.

Umgeben ist der Olympus Mons von einem weitläufigen „chaotischen Gelände“, welches sich über Distanzen von mehreren hundert Kilometern in die Umgebung erstreckt.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Olympus Mons wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.524 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Olympus Mons finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der ESA. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: HiRISE-Team, University of Arizona.

Wenn man eine globale Karte des Mars betrachtet, so ist eine der auffälligsten Regionen der Planetenoberfläche die im Bereich des Äquators gelegene Tharsis-Vulkanregion, welche sich unmittelbar westlich der Valles Marineris befindet. Auf einer Fläche von mehreren Millionen Quadratkilometern erhebt sich dieses Vulkangebiet wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche. Aus der Tharsis-Region ragen mehrere gewaltige Schildvulkane hervor, welche zugleich die größten Vulkane in unserem Sonnensystem darstellen.

Man geht gegenwärtig allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Valles Marineris, von etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde laut dieser Theorie durch zu dieser Zeit im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen und Vulkanausbrüchen führte.

Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen der Vulkane ergossen sich gewaltige Mengen von dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche im Rahmen dieses Prozesses zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Vulkanen auf. Der Olympus Mons, der größte Vulkan in dieser Region, erreichte dabei bei einem Basisdurchmesser von fast 600 Kilometern eine Höhe von 26,4 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18, der Arsia Mons mit 14 und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe.

Die nebenstehende Aufnahme der HiRISE-Kamera an Bord der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter zeigt einen Ausschnitt der Tharsis-Hochebene, welcher sich etwa 900 Kilometer östlich des Gipfels von Olympus Mons und rund 200 Kilometer nördlich eines deutlich kleineren Vulkans, dem Jovis Tholus, befindet.

Mehrere Einzelaufnahmen der HiRISE-Kamera wurden zu einem dreidimensionalen Mosaik der abgebildeten Region zusammengesetzt. Durch die Betrachtung mit einer speziellen Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille wird mit dieser 3D-Aufnahme ein räumlicher Eindruck der Landschaft vermittelt. Dabei sind deutlich gut erhaltenen Kanäle und Lavaflüsse erkennbar. Das wissenschaftliche Ziel dieser Aufnahme besteht darin, durch weiterführende Analysen die Zusammenhänge zwischen den einzelnen Kanälen und den Lavaflüssen zu entschlüsseln.

Eine Erklärung der Wissenschaftler besagt, dass die Lava unmittelbar für die Entstehung der Kanäle verantwortlich ist. Allerdings kann bei dieser Hypothese nicht schlüssig erklärt werden, wie sich die Lava in einem vergleichsweise sehr kurzen Zeitraum so tief in das Grundgestein des Mars eingegraben haben könnte.

Deshalb geht die allgemein favorisierte Hypothese davon aus, dass vielmehr das Auftreten von flüssigem Wasser für die Entstehung der Kanäle verantwortlich gewesen ist. Die bei später erfolgten Vulkanausbrüchen freigesetzte Lava hätte sich dann in die bereits vorhandenen Kanäle ergossen und diese teilweise aufgefüllt. Denkbar ist auch, dass sich die verschiedenen Ergüsse von Lava und Wasser in ihrem zeitlichen Auftreten überlappt haben.

Die Wassermassen, welche für die Bildung solcher Kanäle verantwortlich waren, könnten sich demnach durch Erdspalten aus dem Untergrund über die Marsoberfläche ergossen haben. Lava könnte zu späteren Zeitpunkten auf dem selben Weg aus dem Planeteninneren an die Oberfläche getreten sein. Die Hitze des unterirdischen Magmas könnte dabei zusätzliches Wassereis zum Schmelzen gebracht haben, was die Menge des freigesetzten Wassers noch vermehrt hätte.

Andererseits ist es für die Wissenschaftler auch denkbar, dass die Kanäle deutlich älter sind als die Lavaströme. Die abgebildeten Kanäle scheinen über ein in geologischen Zeiträumen betrachtet relativ junges Alter zu verfügen. Da sie allerdings von der Lava bedeckt sind, müssen die für das Austreten der Lava verantwortlichen Ausbrüche zu einem späteren Zeitpunkt erfolgt sein.

Die sich ergebenden Fragen können wohl nur dann beantwortet werden, wenn weitere topografische Daten des Geländes in einer möglichst hohen Auflösung gewonnen werden. Nur so wird es den Planetologen möglich sein, die Prozesse, welche zur gegenwärtigen Topografie der Tharsis-Region geführt haben, nachzubilden und zu verstehen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, TU Berlin, ESA.

Den Begriff „Patera“ verwenden Geologen für komplexe oder irregulär geformte Krater und Bodenstrukturen mit einem geringen topographischen Relief. Eine solche Formation auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zeigen die Ende der letzten Woche veröffentlichten Aufnahmen der von der Europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marssonde Mars Express. Orcus Patera, so der Name der abgebildeten Struktur, befindet sich ungefähr auf halbem Weg zwischen dem im Osten gelegenen Vulkan Olympus Mons und dem im Westen befindlichen Vulkan Elysium Mons bei ungefähr 14 Grad nördlicher Breite und 177 Grad östlicher Länge.
Hierbei handelt es sich um eine in Nord-Süd-Richtung verlaufende, ellipsenförmige Vertiefung in der Marsoberfläche mit einer Ausdehnung von etwa 380 Kilometern Länge und durchschnittlich 140 Kilometern Breite. Die Ränder dieser sogenannten Depression erheben sich bis zu 1.800 Meter über das nördliche Tiefland des Mars. Der Boden von Orcus Patera liegt dagegen zwischen 400 und 600 Meter unterhalb der Umgebung.

Die Aufnahmen, die den hier kurz vorgestellten Bildern zugrunde liegen, wurden von der an Bord von Mars Express befindlichen High Resolution Stereo Camera (HRSC) am 5. beziehungsweise 11. Oktober 2005 aus einer Höhe von jeweils rund 600 Kilometern aufgenommen. Während dieser Orbits mit den Nummern 2.216 und 2.238 konnte Orcus Patera durch die HRSC-Kamera mit einer Auflösung von bis zu etwa 30 Metern pro Pixel abgebildet werden.

Die meisten der auf dem Mars entdeckten Paterae, wie zum Beispiel Hadriaca Patera und Tyrrhena Patera am nordöstlichen Rande des markanten Hellas-Impaktbeckens auf der Südhemisphäre des Mars, wurden einst, so die Ergebnisse der bisherigen Untersuchungen, durch Vulkanismus gebildet. Die Entstehung von Orcus Patera ist dagegen auch mehr als 30 Jahre nach ihrer Entdeckung durch die amerikanischen Viking-Sonden noch nicht endgültig erklärt.
Eine der gängigen Theorien geht davon aus, dass es sich bei Orcus Patera um die Caldera eines Marsvulkans handeln könnte, was unter anderem auch durch die relative Nähe zu den beiden größten Vulkanregionen unseres äußeren Nachbarplaneten, der Tharsis- und der Elysium-Vulkanregion, begründet wird. Eine andere Theorie sieht die Entstehung von Orcus Patera in einem oder mehreren Impakten von Asteroiden oder Kometen begründet. Demzufolge handelt es sich hier um einen großen und im Laufe der Zeit stark deformierten Impaktkrater, welcher ursprünglich einmal kreisrund war. Durch anschließend auftretende tektonische Kräfte und lokale Bewegungen der Marskruste wurde dieser Krater nach seiner Entstehung zusammengeschoben und dabei zu der jetzt erkennbaren länglichen Struktur verformt. Aber auch die Erosion der Ränder von zwei oder mehreren eng aneinandergrenzenden oder sich sogar überschneidenden Impaktkratern wird in diesem Zusammenhang in Erwägung gezogen. In einer dritten Theorie wird die Depression auf Druckspannungen in der Marskruste zurückgeführt und dabei als eine große tektonische Kompressionsstruktur interpretiert.

Dass tektonische Kräfte bei der in der Gegenwart sichtbaren Ausprägung von Orcus Patera auf jeden Fall eine bedeutende Rolle gespielt haben müssen, kann man sehr gut an den zahlreichen markanten und fast geradlinig verlaufenden Gräben erkennen, welche sich durch den östlichen und westlichen Rand der Formation schneiden (Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Schwarz-Weiß-Aufnahme). Diese bis zu zweieinhalb Kilometer breiten und jeweils mehrere hundert Meter tiefen Gräben verlaufen nahezu in Ost-West-Richtung. Diese Ausrichtung der Gräben wird als ein Beweis dafür angesehen, dass die Marskruste während der Entstehung der Gräben in Nord-Süd-Richtung gedehnt wurde.

Diese Gräben sind jedoch nur noch auf den Rändern von Orcus Patera und in deren näheren östlichen und westlichen Umgebung zu erkennen. Im Zentrum der Depression wurden die Spuren dieser relativ großen Gräben dagegen durch spätere Ablagerungen überdeckt. Auf dem Boden der Depression können allerdings trotzdem kleinere Gräben in der gleichen geographischen Orientierung beobachtet werden (Bildausschnitt 2). Dies lässt darauf schließen, dass zum einen im Laufe der Zeit in der hier abgebildeten Region über einen längeren Zeitraum hinweg mehrere tektonische Aktivitäten auftraten, und zum anderen mehrere Ereignisse stattfanden, bei denen der Boden der Depression durch Ablagerungen bedeckt wurde.

Die Existenz von sogenannten Runzelrücken innerhalb von Orcus Patera zeigt des Weiteren, dass neben der Dehnung der Marskruste, wie sie an den Gräben abgeleitet werden kann, zusätzlich auch eine Stauchung der Planetenkruste in dieser Region erfolgte und dabei einen wichtigen tektonischen Prozess darstellte (Bildausschnitt 3). Diese im Englischen „wrinkle ridges“ genannten geologischen Formationen entstehen durch tektonische Prozesse, bei denen Ablagerungen komprimiert und übereinander geschoben werden. Einige wenige Einschlagkrater auf der sehr ebenen Oberfläche im Inneren von Orcus Patera legen den Schluss nahe, dass die Depression nach ihrer Entstehung von Sedimenten verfüllt wurde, welche durch vulkanische Prozesse oder Windverfrachtung in Orcus Patera eingebracht worden sein könnten. Die zackenförmigen, dunklen Gebiete nahe des Zentrums der Depression entstanden dagegen sehr wahrscheinlich erst in der geologisch betrachtet jüngeren Vergangenheit durch äolische Prozesse (Bildausschnitt 4). Durch Windverfrachtung wurde hierbei relativ dunkles Material, zum Beispiel vulkanische Asche oder Staub, abgelagert.

Die Impaktereignisse, von denen die bis zu 30 Kilometer durchmessenden Krater auf dem Boden von Orcus Patera zeugen, haben das von hellen Ablagerungen bedeckte dunkle Material aus dem Untergrund zutage gefördert und in der Depression ausgeworfen, so dass es anschließend durch Windaktivität weitertransportiert werden konnte. Mit der nebenstehenden Farbansicht lassen sich diese feinen Unterschiede im Oberflächenmaterial darstellen, welche ebenfalls auf äolische Prozesse, also die Einwirkung der über den Mars wehenden Winde, zurückzuführen sind. Wo sich dem Wind im Gelände Hindernisse bieten, zum Beispiel an den bis zu 1.000 Meter hohen Wällen der verschiedenen Impaktkrater, welche aus der Ebene von Orcus Patera heraus ragen, zeigen fahnenförmige Ablagerungen im Lee, also der windabgewandten Seite dieser Strukturen, die vorherrschenden Windrichtungen an.

In der näheren, zum Teil stark zerklüfteten und zudem von Kratern übersäten Umgebung von Orcus Patera sind zudem verschiedene Fließstrukturen erkennbar. Diese Strukturen könnten unter Umständen ein Hinweis darauf sein, dass in diesen Bereichen in Hohlräumen unterhalb der Planetenoberfläche Eis vorhanden gewesen sein könnte, welches infolge eines Asteroidenimpaktes oder einer vulkanischen Aktivität geschmolzen und so zeitweise mobilisiert wurde. Es könnte sich hierbei, so die Interpretation der Wissenschaftler, aber auch um einen Hinweis auf vulkanisches Material handeln, welches im Rahmen einer Eruption über die Oberfläche floss.

Die Farbansichten der hier angeführten Bilder wurde aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die Schrägansicht wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Die höhenkodierte Bildkarte wurde aus dem digitalen Geländemodell abgeleitet, welches aus den Nadir- und Stereokanälen errechnet wurde.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das Wissenschaftsteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: ESA.

Anwesend waren Experten von allen beteiligten Bereichen der Wissenschaft. Neben Informationen und Daten zum Ausbruch des Vulkans wurden von den Volcanic Ash Advisory Centres (VAAC) Erwartungen und Rollenverteilungen formuliert. Besonders betont wurde die Rolle der Satelliten, da sie binnen kürzester Zeit Daten von allen Bereichen der Erde sammeln können. Bis jetzt fehlt ein vertikales Profil der Erde. Die ESA wird aus diesem Grund die Missionen ADM-Aeolus und EarthCARE starten.

Des Weiteren wurde die Verwendung von Infrarotkameras betont, da keine Abhängigkeit von Sonnenlicht gegeben ist und daher Tag und Nacht beobachtet werden kann. Besonders hingewiesen wurde auf die dritte Generation der Meteosat-Satelliten, die derzeit entwickelt werden.

Auch am Boden stationierte Observatorien waren beim Seminar vertreten. In Zukunft soll der Austausch von Daten auf der Erde und aus dem Orbit verbesserte Informationen liefern. Des Weiteren wird mehr auf die Quantität der Daten gesetzt werden. Satelliten sollen dazu Werte für Konzentration, Verbreitung und Größe der Aschepartikel liefern. Außerdem soll der Effekt von Aschepartikeln auf Flugzeugtriebwerke besser untersucht werden.

Alles in allem wurde das Seminar als gewinnbringend bezeichnet. Jetzt ist es an der Zeit, die Ideen umzusetzen. Dazu soll es in näherer Zukunft eine Publikation von ESA und EUMETSAT geben.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: Schulte et al. (2010), eigene Recherche. Vertont von Peter Rittinger.

Eine 41-köpfige Forschergruppe bekräftigt die Hypothese, wonach das drittgrößte Aussterbeereignis der Erdgeschichte durch einen Meteoriteneinschlag ausgelöst wurde. Darüber schreibt sie in der aktuellen Ausgabe der Wissenschaftszeitschrift Science. Das internationale Team um Peter Schulte von der Universität Erlangen-Nürnberg hatte vorhandene Studien über den Chicxulub-Einschlag in Mexiko verglichen und dabei geologische Ablagerungsbedingungen, Altersdatierungen und den Fossilbericht berücksichtigt.

Sie argumentieren damit gegen die US-Paläontologin Gerta Keller. Sie hatte mit ihrem Team 2003 eine These veröffentlicht, wonach nicht der Chicxulub-Einschlag, sondern massive Vulkaneruptionen in der indischen Dekkan-Provinz unter anderen für das Aussterben der Dinosaurier verantwortlich gewesen waren. An der Grenze zwischen den Erdzeitaltern Kreide und Paläogen (früher: Tertiär) ist ein Großteil der höheren Land- und Meeresbewohner ausgestorben.

Vom Problem der Geologen
Als Geologe hat man es nicht leicht. Weltweit liegen die unterschiedlichsten Gesteinsarten verstreut. Während hier Tone vorherrschten, wurden zur gleichen Zeit auf der anderen Seite des Globus` Strandsande abgelagert. Woher weiß der Gesteinskundler, dass sie wirklich simultan im Morast versanken?

Eine Möglichkeit bilden sogenannte Leithorizonte. Das sind Gesteinstypen, die weltweit vorkommen, unabhängig vom Ablagerungsraum, vom lokalen Klima und dem Wirken wühlender Wattwürmer. Leithorizonte sind ausgesprochen selten, denn sie entstehen nur bei welterschütternden Ereignissen. Einen solchen Horizont hatte der US-Geologe Walter Alvarez 1980 mit seinem Vater, dem Physiker und Nobelpreisträger Luis Walter Alvarez, untersucht. In der dünnen Tonschicht fanden sie Iridium, ein äußerst seltenes Platingruppenmetall. Iridium kommt in der Erdkruste nur in winzigen Mengen vor, manche Meteoriten enthalten das Metall aber in höheren Konzentrationen. Entstand der Leithorizont also durch einen extrem zerstörerischen Meteoriteneinschlag?

Nach der Veröffentlichung der Herren Alvarez suchte man weltweit nach dem passenden Krater. Schließlich fand man einen rund 200 Kilometer großen auf der Halbinsel Yucatán im Osten Mexikos. Da dieser seitdem geologisch gealtert war und sich zum Teil unterhalb des Schelfgebiets vor der Küste erstreckt, war er zuvor nicht als solcher erkannt worden. Nun rückten ihm etliche geophysikalische Messkampagnen und Bohrungen zu Leibe. Schließlich war klar: Vor 65,5 Millionen Jahren schlug ein rund 10 Kilometer großer Meteorit vor Mexiko ein und verursachte das Massensterben.

Erste Zweifel

Doch ist ein so globales dramatisches Ereignis, das zeitlich ins Raster der Extinktion passt, automatisch der Beweis, auch deren Verursacher gewesen zu sein? Muss der ungebetene Gast von Chicxulub wirklich die Dinosaurier auf dem Gewissen haben, bloß weil er zeitgleich zu deren Ableben vorbeischaute?

Im Jahr 2003 veröffentlichte die US-Paläontologin an der Universität Princeton Gerta Keller eine Gegenhypothese. Sie hatte ein weiteres Ereignis globaler Ausmaße gefunden. In der Kreidezeit brach der indische Subkontinent von der Antarktis ab, zu der er ursprünglich gehörte. Mit einer enormen Geschwindigkeit machte er sich gen Norden auf, um schließlich mit Asien zu kollidieren und das Himalaja-Gebirge aufzuwölben. Auf dem Weg dorthin durchkreuzte der Kontinentalsplitter vor rund 65 Millionen Jahren zufällig einen Hot Spot, über dem heute die Réunion-Inseln liegen. Hot Spots sind Wärmeanomalien aus den Tiefen des Erdmantels, die völlig unabhängig von der Plattentektonik sind.

Mutmaßlich der Hot Spot von Réunion heizte die Kruste des vorbeipflügenden Indiens auf. Mit den Dekkan-Trapps entstand die größte vulkanische Provinz der Welt, in der mehr als 500.000 Kubikkilometer basaltischer Lava in mehreren Phasen ausflossen. Es ist bekannt, dass große Vulkanausbrüche das Weltklima verändern können. Der Ausbruch des philippinischen Pinatubo senkte 1991 die globale Durchschnittstemperatur kurzfristig um 0,5 °C ab. Bei den Dekkan-Trapps handelte es sich jedoch um kein Einzelereignis. Während vieler zeitlich isolierter Ausbrüche wurden Asche und Schwefelverbindungen in die Atmosphäre eingebracht. Das globale Ökosystem wurde nachhaltig geschädigt, so Kellers These.

Zusätzlich akzeptierte Keller zwar, dass nahe der Kreide-Paläogen-Grenze ein Meteoritenimpakt stattgefunden hatte. Sie führte aber geologische Belege an, dass dessen Datierung fehlerhaft war und schon 300.000 Jahre früher stattgefunden habe.

Das Rückspiel

Die nun von Peter Schulzes Forschergruppe veröffentlichte Arbeit setzt sich mit Kellers Argumenten auseinander. Besonders der global abgelagerte Iridium-Horizont setzt ihrer Beweisführung zu. Sein Alter ist verbrieft und markiert definitiv das Aussterbeereignis. Da auch vulkanische Entgasungen in Indien nicht für so hohe Anreicherungen des seltenen Metalls verantwortlich sein können, gibt es nur zwei mögliche Erklärungen:

• Die Iridiumanomalie entstand durch einen zweiten Impakt zur Zeit der Dekkan-Eruptionen. Jedoch verursachte nicht der Impakt, sondern die vulkanische Aktivität das Massensterben.
• Das Massensterben wurde durch den Chicxulub-Einschlag verursacht. Die Dekkan-Vulkane hatten keine so weitreichenden Auswirkungen.

Peter Schulzes Team geht das Problem sehr systematisch an. Es schaut sich erneut die Bohrkerne einer 1.500 Meter tiefen Bohrung aus dem Chicxulub an, Ablagerungen aus der näheren Umgebung Mexikos und weltweit. Es stellt fest, dass Chicxulub der einzige große Krater an der Kreide-Paläogen-Grenze ist. Eine halbe Million Jahre vorher und nachher kennt man kein anderes vergleichbares Ereignis. Und auch der unpassenden zeitlichen Einordnung widersprechen sie: Die Interpretation, der Einschlag habe 300.000 Jahre zu früh stattgefunden, sei nur durch wenige geologische Indizien belegt, wogegen eine Vielzahl anderer Gesteinsdatierungen stünden.
Durch das systematische Zusammentragen der Ergebnisse um den Chicxulubkrater kann auch der genaue Hergang des Einschlags rekonstruiert werden:

• Der Impakt verursachte Beben der Magnitude 11 oder darüber.
• Eine Tsunamiwelle ergoss sich über alle angrenzenden Landregionen.
• Die 3-4 Kilometer mächtige Schelfplattform wurde durchschlagen. Hier lagerten vor allem Karbonat- und Sulfatgesteine, große Mengen Schwefel und Ruß gelangten in die Atmosphäre.
• Geschmolzenes Gestein wurde auf mehrere Kilometer pro Sekunde beschleunigt. Die so abgelagerten Spherulen finden sich noch in 5.000 Kilometern Entfernung.
• Ein Teil des Auswurfmaterials wurde nahezu auf Fluchtgeschwindigkeit beschleunigt (11 Kilometer pro Sekunde). Beim atmosphärischen Wiedereintritt heizte es sich zusätzlich auf. Das Material wurde global abgelagert und erhitzte die Bodenzone. Die Temperaturen lagen aber (anders als bisher vermutet) unter der Selbstentzündungstemperatur für Biomasse. So sind globale Busch- und Waldbrände eher unwahrscheinlich.
• Im mittelamerikanischen Raum dürfte die Lebewelt jedoch komplett zerstört worden sein.

Die Schwefelemissionen hatten besonders drastische Auswirkungen auf das Klima. In die obere Atmosphäre geschleudert, absorbierten sie schlagartig einen größeren Teil des Sonnenlichts. Die Temperatur sank weltweit um 10 °C. Gleichzeitig ging global saurer Regen nieder, so dass selbst marine Arten – für Klimaschwankungen weniger anfällig – in Mitleidenschaft gezogen wurden.

Zwischen 100 und 500 Gigatonnen Schwefel gelangten schlagartig in die Atmosphäre. Die Dekkan-Vulkane spien mit ihren 0,5 Gigatonnen im Jahr nicht in der gleichen Liga. Rund eine Million Jahre spuckten die indischen Vulkane: Über so lange Zeiträume ist die Lebewelt für gewöhnlich in der Lage, sich anzupassen, ohne kollektiv den Löffel abzugeben.

Doch der Fall Chicxulub wird die Geologen nicht zuletzt beschäftigt haben. Der Ball liegt nun wieder im Feld der gegnerischen Mannschaft um Gerta Keller.

Raumcon

• Chicxulub-Einschlag Dino-Killer?
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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, FU Berlin, ESA.

Wenn man eine globale Karte des Mars betrachtet, so ist eine der auffälligsten Regionen die sogenannte Tharsis-Vulkanregion unmittelbar westlich des Valles Marineris. Auf einer Fläche von mehreren Millionen Quadratkilometern erhebt sie sich wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die sie umgebende Marsoberfläche. Aus ihr ragen mehrere gewaltige Schildvulkane hervor, welche die größten Vulkane in unserem Sonnensystem darstellen.

Man geht allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Valles Marineris, von etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was zum Auftreten von Spannungen und letztendlich zur Bildung der dort befindlichen Vulkane führte.

Während der aktiven Phase wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Vulkanen auf. Der größte dieser Vulkane, der Olympus Mons, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von 24 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18 Kilometern Höhe, der Arsia Mons mit 14 Kilometern Höhe und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe. Bei den Ausbrüchen der Vulkane ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Durch das Gewicht des vulkanischen Gesteins bauten sich Spannungen innerhalb der Marskruste auf.

Als diese Spannungen in der starren Gesteinskruste der Lithosphäre immer weiter zunahmen, wurden sie schließlich durch die Entstehung einer Vielzahl von Bruchsystemen abgebaut, welche sich entlang von sogenannten Schwächezonen innerhalb der Kruste ausbildeten und in der Regel radial zur Tharsis-Region verlaufen. Auch bei dem Sirenum Fossae handelt es sich um ein solches Bruchsystem, welches im Zusammenhang mit der Aufwölbung der Tharsis-Vulkanregion entstanden ist. Das Sirenum Fossae befindet sich am südwestlichen Rand der Tharsis-Region und erstreckt sich von dort aus über eine Länge von etwa 2.700 Kilometern in westliche Richtung.

Am 6. Februar 2009 nahm die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebene HRSC-Stereokamera auf der ESA-Sonde Mars Express ein circa 230 mal 127 Kilometer großes Gebiet am Nordrand der Region Sirenum Fossae auf. Die dabei angefertigten Bilder zeigen einen Ausschnitt, welcher sich bei etwa 28 Grad südlicher Breite und 185 Grad östlicher Länge befindet. Die Bilder wurden aus einer Höhe von 700 Kilometern aufgenommen und erreichen eine Auflösung von etwa 29 Metern pro Pixel. Das abgebildete Gebiet befindet sich im südlichen Marshochland, etwas nördlich des 105 Kilometer durchmessenden Kraters Magelhaens.

Auf dem südlichen Hochland des Mars befinden sich sehr viel mehr Impaktkrater als in den Tiefebenen der nördlichen Marshalbkugel. Deutlich sind in den aufgenommenen Bildern zahlreiche, teilweise bis zu 50 Kilometer große Einschlagkrater zu erkennen. Krater dieser Größe entstanden in der jüngeren Geschichte des Mars nur noch sehr selten, da die Anzahl der größeren Asteroiden, deren Bahnen sich mit den Umlaufbahnen der Planeten des inneren Sonnensystems kreuzen, seit der Entstehung unseres Sonnensystems stark abgenommen hat. Die Größe der hier abgebildeten Krater, aber auch die deutlich sichtbaren Spuren intensiver Verwitterung, lassen erkennen, dass es sehr alte Strukturen sind und es sich bei diesem Teil von Sirenum Fossae um eine mehrere Milliarden Jahre alte Oberfläche handelt. Durch die Größe, Anzahl und Verteilung der gezählten Krater konnte ein Alter von mindestens zwei Milliarden Jahren abgeleitet werden.

Im mittleren Teil des nebenstehenden Bildes ist eine Hochebene zu erkennen, welche mehrere hundert Meter über die Umgebung hinaus ragt und vermutlich durch einen Lavastrom gebildet wurde. An den Abhängen zum Umland sind in Form von Rinnen und Tälern deutliche Spuren von Verwitterungs- und Erosionsprozessen zu erkennen. Am Westhang (Norden befindet sich in der senkrechten Draufsicht rechts im Bild, Westen ist oben) befinden sich zwei markante Täler, die sich den Hang abwärts zu einem breiteren Haupttal vereinigen. Der südliche der beiden Seitenarme scheint seinen Ursprung dabei in einem teilweise von Ablagerungen angefüllten Krater zu haben.

Am oberen Bildrand erkennt man bei etwa 11 Uhr zwei nahezu lineare Strukturen, welche in West-Ost-Richtung verlaufen (im nebenstehenden Bild von oben nach unten). Hierbei handelt es sich um Störungslinien, welche durch den Bruch der Marskruste infolge von Dehnungskräften entstanden sind. Sie bilden die seitlichen Begrenzungen eines Grabens. In der Geologie wird mit einem Graben eine tektonische Struktur beschrieben, die einen ganzen Geländeblock entlang einer Bruchstruktur zwischen zwei Störungslinien in den durch die Krustendehnung entstandenen Raum in die Tiefe rutschen lässt. Die hier zu sehende Struktur stellt einen Teil des Sirenum-Fossae-Grabensystems dar.

Am oberen linken Bildrand sind mehrere große Impaktkrater erkennbar. Einer davon, welcher über einen Durchmesser von etwa 28 Kilometern verfügt, ist deutlich weniger stark durch die Erosion verändert als die beiden größeren Krater. Auch ist dieser Krater kaum mit Ablagerungen aufgefüllt. Der Kraterrand und ein Zentralberg, welcher entstanden ist, als nach dem Einschlag eines Asteroiden die Kruste zurückfederte, sind noch deutlich zu erkennen. In der unmittelbaren Umgebung befinden sich drei weitere große Einschlagkrater – einer im Westen mit einem Durchmesser von etwa 56 Kilometern, einer im Nordosten (Durchmesser circa 34 Kilometer) sowie ein kleiner Krater mit etwa neun Kilometern Durchmesser im Süden.

Aufgrund der Form und des Grads der Verwitterung, vor allem aber auch in der Art, wie die einzelnen Krater sich überlagern, lässt sich eine Altersabfolge dieser Krater festlegen. Die beiden größeren Krater sind zugleich auch die ältesten, denn sie wurden vom zentralen Krater überlagert und teilweise zerstört. Das Auswurfmaterial dieses Kraters ist in den beiden benachbarten Kratern noch gut erhalten. Der Rand des westlichen Kraters wurde durch Erosion stark abgetragen und ist in seinen Umrissen nur noch undeutlich zu erkennen. Dieser hohe Grad der Erosion legt die Vermutung nahe, dass dieser Krater noch älter ist als der nordöstlich gelegene. Der kleinste der vier Krater ist hingegen der jüngste, da dieser den Rand des zentralen Kraters überlagert hat. Später bildeten sich noch mehrere deutlich kleinere, lediglich kilometergroße Einschlagkrater auf den Auswurfdecken und im Inneren der größeren Krater.

Aus den schräg auf die Oberfläche gerichteten Stereo- und Farbkanälen des Kamerasystems HRSC können realistische, perspektivische Ansichten der Marsoberfläche erzeugt werden. Im Vordergrund des nebenstehenden Bildes dehnt sich etwa bis zur Bildmitte ein circa 50 Kilometer durchmessender Impaktkrater aus. In der Mitte des Kraters hat sich ein zweiter, kleinerer und jüngerer Einschlagkrater gebildet. Auch in der Bildmitte und im Hintergrund sind zum Teil mehr als 20 Kilometer durchmessende Krater zu sehen. Die abgebildeten Farbunterschiede und Schattierungen zeigen Oberflächenmaterial von geringfügig variabler Zusammensetzung, zum Teil aber auch auf vom Wind verfrachtetes und an anderer Stelle abgelagertes Material.

Raumcon-Forum:

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• Planet Mars

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Planetary Society.

Diese beiden Formationen sind deshalb so interessante Erkundungsziele, da sie sehr wahrscheinlich, genauso wie der momentane Aufenthaltsort des Marsrovers Spirit, vulkanischen Ursprungs sind. Von ihrer Untersuchung erhofft man sich weiterführende Erkenntnisse über die chemische und geologische Geschichte des Gusev-Kraters sowie weitere Bestätigungen für das frühere Vorkommen von flüssigem Wasser und dessen Interaktion mit der Oberfläche in diesem Bereich des Mars. Um diese Ziele zu erreichen, muss Spirit allerdings ein flaches Plateau, die sogenannte Home Plate, passieren.

Nachdem der Versuch, auf die Home Plate zu fahren und diese direkt zu überqueren, bereits im letzten Monat gescheitert war, entschloss sich die Missionsleitung des JPL dazu, dieses Plateau in östlicher Richtung durch das sogenannte Silica Valley zu umfahren. Nach anfänglichen guten Fortschritten geriet Spirit jedoch Anfang März auf leicht ansteigendem Gelände zum wiederholten Male auf einen Untergrund aus sehr tiefem und feinem Sand. Solche Situationen haben sich im Laufe der letzten beiden Jahre bereits mehrfach negativ bemerkbar gemacht. Am 13. März 2006 kam es zu einem Ausfall des rechten Vorderrades von Spirit. Seitdem ist dieses Rad aufgrund eines Defektes des dafür zuständigen Antriebsmotors vollständig blockiert und kann von dem Rover nur noch nachgezogen werden.

Leider war es Spirit auch diesmal nicht möglich, diese Stelle mit seinen mittlerweile nur noch fünf funktionsfähigen Rädern zu überqueren. Mit seinen immer öfter durchdrehenden Rädern bestand vielmehr sogar die ernsthafte Gefahr eines Steckenbleibens. Die Mitarbeiter des JPL benötigten fast zwei Wochen, um Spirit erneut auf festeren Untergrund zu bewegen. Dieses Manöver konnte schließlich am 17. März 2009 (Sol 1.850 der Mission von Spirit) abgeschlossen werden. Die Techniker und Ingenieure des JPL kamen daher zu dem Entschluss, dass eine Passage des Silica Valley unter diesen Umständen nicht möglich sei und beschlossen daher eine Kursänderung. Die Home Plate soll jetzt in westlicher Richtung umfahren werden.

Nach der Auswertung vorbereitender Aufnahmen der Navigations- und Panoramakameras des Rovers gelang es schließlich am 22. März 2009, eine Strecke von etwa 13 Metern in diese Richtung zurückzulegen. Bereits am 24. März 2009 folgte eine weitere Fahrt. Bei den im Laufe dieser zweiten Etappe zurückgelegten 25,8 Metern handelt es sich um einen neuen Rekord. Seit dem Ausfall des rechten Vorderrades hat Spirit noch nie eine so lange Strecke an einem einzigen Sol, dies ist die Bezeichnung für einen Marstag, zurückgelegt. Bei beiden Fahrten kam dem Rover allerdings das sehr günstige Gelände zugute. Der Untergrund bestand aus festerem Sand, was ein Durchdrehen oder gar Einsinken der Räder verhinderte. Außerdem ist das passierte Gelände leicht abschüssig, was das Nachziehen des blockierten Rades erleichtert.

Bei seinen nächsten Fahrten soll Spirit sich jetzt vor der Einfahrt des in Südrichtung zeigenden West Valley positionieren. Von hier aus bis zum Erreichen der Spitzkuppe von Braun werden die einzelnen Etappen dann wieder deutlich kürzer ausfallen müssen. Bei der Vorbereitung der Fahrstrecken erhalten die Rover-Fahrer des JPL Daten über die Zusammensetzung des zu passierenden Untergrundes von den Mars-Orbitern der NASA. Im Gegensatz zum Meridiani Planum (dem Einsatzort von Spirits Zwillingsrover Opportunit), wo das Gelände sehr flach, ohne störende Schattenwürfe sehr gut einsehbar und vor allem von einer sehr gleichmäßigen Zusammensetzung ist, besteht die Gegend um die Home Plate herum aus einer eher gemischten chemischen Zusammensetzung. Die Kameras und Spektrometren von Mars Odyssey und Mars Reconnaicance Orbiter können diese Art von Boden auf so einem kleinen Raum nicht hoch genug auflösen, um sichere Ergebnisse zu liefern. Spirits zukünftiger Kurs wird sich also in erster Linie aus den Analysen der Bilder der bordeigenen Kameras sowie den Daten des Mini-TES-Spektrometers an Bord des Rovers nach jeder abgeschlossenen Fahrt ergeben.

Aufgrund einer Zunahme der Staubkonzentration in der Marsatmosphäre sank die täglich durch die Solarpaneele generierte Energiemenge im Laufe der letzten zwei Wochen von 288 Wattstunden pro Tag (0,288 kWh) auf mittlerweile nur noch 230 Wattstunden pro Tag ab. Dies entspricht einem Abfall um fast 18 Prozent. Der Bedeckungsgrad der Solarpaneele mit Staub blieb in diesem Zeitraum allerdings konstant. Knapp 32 Prozent des einfallenden Sonnenlichtes erreichen die Solarzellen und können so von Spirit zur Energiegewinnung genutzt werden.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, FU Berlin.

Im Orbit Nummer 5.872 von Mars Express fotografierte die HRSC-Kamera einen Teil der Nordpolarregion Rupes Tenius mit einer Auflösung von 41 Metern pro Pixel. Dieses Gebiet befindet sich rund 5.500 Kilometer nördlich des Valles Marineris am südlichen Rand der Nordpolarkappe des Mars bei etwa 81 Grad nördlicher Breite und 297 Grad östlicher Länge. Der abgebildete Bildausschnitt zeigt ein Gebiet von etwa 44.000 Quadratkilometern, was in etwa der Fläche der Niederlande entspricht. Zum Aufnahmezeitpunkt setzte am Mars-Nordpol gerade der Herbst ein.

Am oberen Bildrand ist sehr deutlich der mehrere hundert Kilometer lange Einschnitt des Chasma Boreale zu erkennen. Täler dieser Art sind fast überall an den Rändern der beiden Polkappen zu finden und reichen spiralförmig verlaufend teilweise bis zu mehrere hundert Kilometer weit in diese hinein. Die Prozesse, welche zur Entstehung dieser Strukturen geführt haben, sind bisher allerdings noch nicht vollständig geklärt.

Die beiden kleinen kegelförmigen Erhebungen im vorgelagerten Tiefland (hier zu erkennen auf der linken Seite des Fotos im oberen Bereich und etwa in der Mitte) wurden lange Zeit als Vulkankegel interpretiert. Neueste Daten lassen allerdings auch den Schluss zu, dass es sich hierbei um erodierte Rückstände von Bergen handeln könnte, die aus den Überresten verwitterungsresistenten Materials bestehen, welches einst diese Region bedeckt haben könnte.

Die beiden Polarkappen des Mars bilden die größten heutigen Wasserreservoirs des Planeten. Daten des MARSIS-Experiments von Mars Express, einem Tiefenradar zur Untersuchung des Marsbodens bis in eine Tiefe von fünf Kilometern, haben im Laufe der letzten Jahre gezeigt, dass beide Polarkappen stellenweise eine Stärke von mehr als 3.500 Metern aufweisen.

Der Mars dreht sich, genauso wie auch die Erde, auf einer um mehr als 20 Grad gegenüber der Bahnebene des Planeten geneigte Rotationsachse um die Sonne, was ausgeprägte Jahreszeiten und daraus resultierende dynamische Vorgänge in der Atmosphäre und auf der Oberfläche zur Folge hat. Die beiden Polarkappen des Planeten, bestehend aus Wasser- und Kohlendioxideis, dehnen sich im Winter in Richtung der gemäßigten Breiten aus und schrumpfen dementsprechend mit dem Einsetzen des Frühlings auch wieder. Während des Marssommers sublimiert besonders die die Wassereisschicht bedeckende, bis zu mehreren Dezimetern dicke Kohlendioxideis-Schicht in die Marsatmosphäre. Der darunter liegende harte Kern aus Wassereis bleibt im Gegensatz dazu bestehen. Zeitgleich mit dem Einsetzten des Winters und dem dadurch bedingten Absinken der Temperaturen resublimiert das Kohlendioxid aus der Atmosphäre und lagert sich erneut an den Polen ab. Dieses Wechselspiel von Ablagerungen dunklen Materials, vor allem Staub, während des Marssommers und der Bildung neuer Schnee- und Eisschichten im Laufe des Winters führt zur Bildung einer deutlich erkennbaren Wechselablagerung, den sogenannten geschichteten Polarablagerungen oder, im englischen Sprachgebrauch, den Polar Layered Deposits.

Die Farbansicht der abgebildeten Region wurden aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den verschiedenen Farbkanälen erstellt. Die Schrägansicht wurde aus den Stereokanälen der HRSC-Kamera berechnet. Detailaufnahmen von Schwarz-Weiß-Bildern werden dem Nadirkanal entnommen, welcher von allen zur Verfügung stehenden Kanälen die höchste Auflösung aufweist. Weitere Anaglyphen-Abbildungen können aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet werden.

Raumcon:

• Mars-Express-Thread (seit Februar 2006)

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Ein Beitrag von Matthias Müller. Quelle: NASA, Universe Today.

Dieses Himmelspektakel sollten Sie sich nicht entgehen lassen: Am 31. Juli werden Sie einen blauen Vollmond am Nachthimmel betrachten können. Glauben Sie nicht?

Sie haben recht: Auch wenn nebenstehendes Bild den Eindruck erwecken könnte – unser Mond wird sich natürlich nicht wirklich blau färben. Bei der Aufnahme wurde nur ein Blaufilter benutzt. Dieser Blue Moon ist lediglich eine Redewendung, um ein seltenes Ereignis zu bezeichnen. In dieser Vollmondnacht im Juli wird der Mond aussehen wie immer, es wird allerdings schon der zweite Vollmond in diesem Monat sein. Da so etwas nicht oft vorkommt, bezeichnet man diesen Mond als Blue Moon. Ein Blue Moon ist also der zweite Vollmond innerhalb eines Kalendermonats. Normalerweise ist unser Mond nur einmal im Monat in voller Pracht zu bewundern, da zwei Vollmonde durch eine Zeitspanne von 29 Tagen getrennt sind. Da jedoch die meisten Monate 30 oder 31 Tage lang sind, ist es möglich, dass zwei Vollmondnächte auf einen einzigen Monat fallen. Dies ist ungefähr alle zweieinhalb Jahre der Fall.

Bereits am 2. Juli gab es den ersten Vollmond, der Definition zu Folge wäre der Mond am 31. Juli dann ein blauer Mond.

Auch wenn der Mond (dieses Mal) unverändert bleibt, gab es eine Zeit, in der Menschen jede Nacht einen blau gefärbten Himmelstrabanten beobachten konnten, egal ob Vollmond, Halbmond oder Sichelmond, sie alle waren blau – mit Ausnahme einiger Nächte, in denen sie grün erschienen.

Wie jetzt? Also ändert sich die Mondfarbe doch, oder was? Nicht ganz. Es war 1883, als ein Vulkan in Indonesien mit der Wucht einer 100 Megatonnen Nuklearbombe explodierte. Was das mit dem Mond zu tun hat? Infolge der Explosion wurden riesige Staub- und Aschewolken in die Erdatmosphäre geschleudert. Die Explosion war noch in 600 km Entfernung in der Lautstärke eines Kanonenschusses zu hören. Und der Mond färbte sich blau.

Die Asche dieses Vulkans mit dem Namen Krakatoa ist der Grund dafür. Einige der Aschewolken waren mit Teilchen von einem Mikrometer Breite (der ein millionste Teil eines Meters) gefüllt – die richtige Größe, um den roten Anteil des Lichts stark zu streuen, während andere Farben hindurchgelassen werden (Die Wellenlänge von rotem Licht beträgt 0,7 Mikrometer). Der sonst weiße Mondschein war jetzt blau und manchmal sogar grün.

Die Redewendung des Blue Moons blieb und beschrieb später noch andere Ereignisse (Eines davon, welches allerdings ein Red Moon war, ist hier nachzulesen: NASA.)
Unser Mond wird sich uns auch weiterhin in der gewohnt perl-grauen Farbe zeigen und die Nächte verschönern. Obwohl ihm die blaue Farbe steht, meinen Sie nicht auch? Gehen Sie doch am 31. Juli vor die Tür und sehen sie selbst!

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Ein Beitrag von 28.12.2003

Am Weihnachtstag traf die europäische Mission Mars Express beim Roten Planeten ein, in wenigen Tagen erreichen ihn auch die beiden US-Rovers. Unsere Kollegen vom TrekZone Network (TZN) trafen vor kurzem Mars-Kenner Dr. Roland Brodbeck an der Universität Zürich. Im Interview erklärt der Physiker, warum auf dem Mars früher sehr wahrscheinlich große Flüsse existiert haben, wieso es keine Vulkanausbrüche mehr gibt und wie sich der gelegentliche „Schneefall“ begründen lässt.

TZN: Herr Dr. Brodbeck, wie lässt es sich erklären, dass es bei den Mars-Polen ständig zur Bildung von Eisschichten kommt – und wieso nur bei den Polen?

Dr. Roland Brodbeck (RB): Der Mars hat einen gewissen „Wasserdampfhaushalt“. Man weiß ja zum Beispiel, dass es nicht weit unter dem Boden Wärmefrost gibt. Dass man die Erkenntnis besitzt, dass die Polkappen einen Kern haben, der aus Eis besteht, ist eine einfache Temperaturüberlegung – es wird zu warm, sodass es nicht Trockeneis sein kann -, und Polkappen entstehen und vergehen mittelperiodisch, alle paar 10.000 Jahre. Und Pole wirken natürlich auch für Wasserdampfspuren in der Atmosphäre als Kühlfalle.

Wenn es irgendwo verdampft, ist die Wahrscheinlichkeit am größten, dass es sich an den Polen permanent ablagert als in mittleren Breiten. Natürlich sind dies auch Zeiträume, die viel größer sind als hier auf der Erde. Auf dem Mars gibt es ja keinen Niederschlag in dem Sinne, wie wir ihn kennen, mit Schnee und Regen, sondern es gibt höchstens so etwas wie Reifen am Morgen. Dies ist wohl noch das „höchste der Gefühle“ in Sachen Niederschlag.

TZN: Laut Verfassern von amerikanischen Mars-Büchern ist es möglich, dass sich der Rote Planet im Endstadium eines planetaren Zustandes befindet und dass auch die Erde eines Tages so aussehen wird. Wie wahrscheinlich ist dies aus Ihrer Sicht?

RB: Die Entwicklung der Erde wird anders aussehen. Geprägt ist sie in erster Linie von der langsam zunehmenden Leuchtkraft der Sonne. Die Sonne hatte am Anfang, vor etwa fünf Milliarden Jahren, etwa 60 Prozent der heutigen Leuchtkraft und wird auch in Zukunft zunehmen, sodass vielleicht in einer Milliarde Jahren die Ozeane zu verdampfen beginnen. Das heißt, nachher würden wir auf der Erde eher Zustände haben, die heute der Venus ähneln, als dass sie mit dem Mars vergleichbar wären.

Der Weg der Erde ist also anders als beim Mars – wegen der geringen Schwerkraft wird beispielsweise auch die Atmosphäre langsam wegerodiert.

TZN: Dann ist es folglich also möglich, dass es auf der Erde eines Tages kein Leben im eigentlichen Sinne mehr geben wird?

RB: Ja, es wird auf der Erde in einer Milliarde Jahren so heiß werden, dass Leben nicht mehr möglich ist, und in wahrscheinlich etwa eineinhalb Milliarden Jahren wird auch noch die letzte, in irgendeinem Gestein versteckte Mikrobe verschwunden sein.

TZN: Zum Thema Stürme: Wie ergibt sich auf dem Mars diese – im Vergleich zu anderen Planeten – sehr hohe Sturmaktivität?

RB: Eine etwas schwierige meteorologische Frage… Es gibt zwei Aspekte bei diesen globalen Staubstürmen. Klar herrscht in der Mars-Atmosphäre nur etwa ein Prozent des Erd-Druckes, oder noch weniger, dafür gibt es über den ganzen Planeten verteilt den Hämatitstaub. Dieser ist natürlich besonders gut dafür geeignet, um in die Höhe transportiert zu werden. Wieso es jetzt ungefähr alle paar Jahrzehnte zu einem globalen Sturm kommt, der für ein paar Monate den ganzen Mars umhüllt, ist wahrscheinlich nicht in ein, zwei Sätzen zu beantworten, da wären Klimamodelle vonnöten, welche dies rekonstruieren könnten. Auch wenn dieses ganze Thema beim Mars natürlich etwas einfacher ist als auf der Erde, wo wir auch noch Ozeane haben.

TZN: Um gleich bei den Ozeanen zu bleiben: Wie wahrscheinlich ist es, dass es früher auf dem Mars tatsächlich große Flüsse gegeben hat, also große Mengen von Wasser? Vermutungen gibt es ja zur Genüge – aber gibt es auch wirklich schon Beweise für diese vielen Theorien?

RB: Es gibt starke Hinweise, und es wird daran gearbeitet. Einerseits gibt es dieses Strömungsverhalten, das man großräumig sieht, von den Überschwemmungen. Im Landegebiet von Mars Pathfinder beispielsweise befindet sich Ares Valles. Dort gibt es Krater, stromlinienförmige Inseln, die eigentlich nur durch heftige Flussereignisse entstanden sein können. In den Detailstrukturen können gewisse Formationen auch mit Wind erklärt werden. Auf der Südhalbkugel gibt es auch Sedimentablagerungen, die man sich am besten so erklären kann, dass dort über längere Zeit ein See mit flüssigem Wasser zu finden war.

Um dies definitiv abzuklären, muss eine Raumsonde dort landen und diese Sedimente konkret untersuchen, ob diese wirklich durch Wasserablagerung entstanden sind, oder ob es letztendlich vielleicht doch eine Kombination aus Wind und vulkanischen, periodischen Ablagerungen ist, aus denen diese Strukturen hervorgegangen sind. Wasser ist im Moment die wahrscheinlichere Erklärung. Die Mars-Rover, die im nächsten und übernächsten Monat landen, können uns vielleicht einen Schritt weiterbringen.

TZN: Vor langer Zeit gab es auf dem Mars ja auch Vulkanausbrüche. Wieso gibt es heute keine aktiven Vulkane mehr?

RB: Das kommt daher, weil die ideologische Mars-Geschichte geprägt ist vom langsamen Auskühlen des Planeten. Geheizt wird das Planeteninnere primär durch radioaktive Elemente wie Uran und Thorium, die durch den natürlichen Zerfall abgebaut werden. Das heißt, es wird langsam kühler. Dadurch lässt der Vulkanismus langsam nach, und weil es keine Plattentektonik gibt, konzentriert sich dieser auf einzelne Orte. Deshalb ist der Olympus Mons so groß geworden. Ob es schon seit einer oder zwei Milliarden Jahren keine Vulkanausbrüche mehr gibt oder diese heute noch minimal auftreten, ist mittlerweile wieder etwas ungewisser als auch schon. Vielleicht gibt es noch kleinere vulkanische Aktivitäten.

TZN: Die südliche Hemisphäre des Mars ist übersät mit Kratern, während die nördliche von weiten, flachen Ebenen geprägt ist. Wie lässt sich dies erklären? Hat Wasser bei der Entstehung dieser Landschaften ebenfalls eine wichtige Rolle gespielt?

RB: Etwas, das man mal sicher sagen kann, ist, dass die Oberfläche der Nordhalbkugel offenbar jünger ist oder ein Prozess diese Oberfläche nach dem ersten Bombardement aus dem Sonnensystem noch einmal umgestaltet hat. Die Oberfläche der Südhalbkugel muss offensichtlich so alt sein wie die Mond-Hochländer. Deshalb ist die Kraterdichte ja ungefähr vergleichbar mit der Mars-Südhalbkugel. Ob es auf der Nordhalbkugel wirklich einmal einen Ozean gab oder ob andere geologische Prozesse sie umgestaltet haben, werden Untersuchungen der nächsten Jahre zeigen.

TZN: In Ihren Berichten und Dokumentationen auf Mars2003.de erklären Sie unter anderem, dass es auf dem Mars gelegentlich auch eine Art Schneefall geben würde, in sehr begrenztem Rahmen.

RB: Genau. In erster Linie handelt es sich dabei natürlich um Ablagerungen, eher in Form von Reifen, die sich dann auch über Jahrhunderte oder Jahrtausende hinziehen.

Wie lässt sich das nun erklären. Auf der Südhalbkugel sieht man ja Kraterränder, „Ausflussstrukturen“, und eine Art Kanal, der irgendwo an einem Hang beginnt. Ein Erklärungsmodell geht davon aus, dass sich unter gewissen klimatischen Bedingungen an diesen Schattenhängen Reifen zu einem Schnee-Staub-Gemisch sammelt, und wenn das Klima dann wieder etwas milder wird – dadurch, dass die Polachse und auch die Exzentrizität der Mars-Bahn im Laufe von zehntausenden von Jahren schwankt -, dass dies wieder abzuschmelzen beginnt, wenn die Sonne in dieser Region einmal besonders stark in Erscheinung tritt. So ist es möglich, dass Wasser in kleiner Form für eine kurze Zeit flüssig existieren könnte.

Eine ganz kleine Reifschicht sieht man beispielsweise auf dem Foto, das den Landeplatz von Viking 2 zeigt. Die Schicht, die das Gelände ein bisschen weiß macht, ist allerdings wahrscheinlich nur Bruchteile eines Millimeters stark, nicht mehr.

TZN: Wir haben darüber gesprochen, wie es auf der Erde in ferner Zukunft aussehen könnte. Wie sieht es beim Mars aus – wie zeigt sich der Rote Planet in ein paar tausend oder in ein paar Millionen Jahren? Gibt es da auch eine nennenswerte Entwicklung?

RB: Man müsste wohl sogar eher in Form von ein paar Milliarden Jahren denken. Ich habe bis jetzt aber noch nie eine hoch wissenschaftliche Untersuchung gesehen, die spekuliert, wie der Mars in beispielsweise zwei Milliarden Jahren aussehen könnte. Der tragende Faktor ist wahrscheinlich die zunehmende Sonnenerwärmung. Ob dies allerdings zu einem milderen Mars-Klima mit flüssigem Wasser führt, ist Spekulation.

Was man sicher sagen kann, ist, dass der Mars genug weit von der Sonne entfernt ist, um ihr Rotes-Riesen-Stadium überstehen zu können. Aber ob es auf dem Roten Planeten noch mal eine feuchte Phase geben wird und der Thermafrost beispielsweise schmilzt, ist spekulativ.

TZN: Wir bedanken uns für das Gespräch.

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