Das Sonnensystem

Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet im Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Sein Durchmesser ist mit knapp 6800 Kilometer etwa halb so groß wie der Erddurchmesser, sein Volumen beträgt gut ein Siebentel der Erde. Damit ist der Mars nach dem Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von 228 Millionen Kilometern ist er rund 1,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Die Masse des Mars beträgt etwa ein Zehntel der Erdmasse. Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,69 m/s2, dies entspricht etwa 38 % der irdischen. Mit einer Dichte von 3,9 g/cm3 weist der Mars den geringsten Wert der terrestrischen Planeten auf. Deshalb ist die Schwerkraft auf ihm sogar geringfügig niedriger als auf dem kleineren, jedoch dichteren Merkur.

Wegen seiner orange- bis blutroten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisenoxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der dünnen CO2-Atmosphäre verteilt hat.

In größeren Fernrohren deutlich sichtbar sind die zwei Polkappen und mehrere dunkle Ebenen, die sich im Frühjahr etwas verfärben. Fotos von Raumsonden zeigen eine teilweise mit Kratern bedeckte Oberfläche und starke Spuren früherer Tektonik (tiefe Canyons und fünf über 20 km hohe Vulkane). Marsroboter haben schon mehrere Gebiete geologisch untersucht.

Der Mars besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde, die 1877 entdeckt wurden: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken). Das astronomische Symbol des Mars ist.

Umlauf und Rotation

Umlaufbahn
Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt.

Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems.

Jedoch hatte der Mars in der Vergangenheit eine weniger exzentrische Umlaufbahn. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002, weniger als die der Erde heute. Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, die der Erde etwa 100.000 Jahre. Mars hat jedoch noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität mit einer Periode von 2,2 Millionen Jahren, der den mit der Periode von 96.000 Jahren überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Der minimale Abstand zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden.

Es gibt vier bekannte Asteroiden, die sich mit dem Mars die gleiche Umlaufbahn teilen (Mars-Trojaner). Sie befinden sich auf den Lagrangepunkten L4 und L5, das heißt, sie eilen dem Planeten um 60° voraus oder folgen ihm um 60° nach.

Rotation
Der Mars rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse. In Bezug auf seinen Lauf um die Sonne ergibt sich daraus ein Marstag von knapp 24 Stunden und 40 Minuten, der auch Sol genannt wird. Da die Äquatorebene des Planeten um 25° 12' gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es, wie auf der Erde, Jahreszeiten. Sie dauern jedoch fast doppelt so lang wie die irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr mit 687 Tagen zugrunde liegt. Zudem sind sie unterschiedlich lang, da die Bahn des Mars um die Sonne elliptischer ist als die der Erde (siehe Jahreszeiten).

Die Rotationsachse führt zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren aus. Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder-Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen. Der marsianische Polarstern des Nordens ist Deneb (mit leichter Abweichung der Achse Richtung Alpha Cephei).

Atmosphäre und Klima
Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Dadurch ist der Atmosphärendruck sehr niedrig, und Wasser kann nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten.

Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und sinken bis auf -85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa -55 °C.

Zusammensetzung
Die Marsatmosphäre besteht zu 95,3 % aus Kohlenstoffdioxid. Dazu kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff (1300 ppm) und Kohlenmonoxid (800 ppm) sowie Spuren von Wasserdampf (210 ppm) und anderen Verbindungen oder Elementen.

Die Atmosphäre ist ziemlich staubig. Sie enthält Teilchen mit etwa 1,5 µm im Durchmesser, die den Himmel über dem Mars in einem blassen gelb- bis orange-braunen Farbton erscheinen lassen.

Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars im Schnitt nur 6,36 hPa (Hektopascal). Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 hPa auf der Erde sind dies nur 0,63 % und entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe. Die Atmosphäre wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, das kaum Schutz vor den hochenergetischen Teilchen der Sonne bietet.

Methanvorkommen
Im Jahre 2003 konnten mittels erdgestützter Teleskope und 2004 durch das Planetary Fourier Spectrometer (PFS) an der Raumsonde Mars Express Spuren von Methan (etwa 10 ppb) und Formaldehyd (130 ppb) nachgewiesen werden. Methan verbleibt etwa 340 Jahre in der Atmosphäre des Mars, Formaldehyd nur 7,5 Stunden. Methan wird durch ultraviolette Strahlung abgebaut, da die dünne Atmosphäre des Mars nicht vor dieser Strahlung schützt. Dabei oxidiert Methan zu Wasser und Kohlendioxid.

Um die Menge des Methans in der Atmosphäre zu erklären, genügt eine Produktion von 150 Tonnen pro Jahr. Bei der Umsetzung zu Formaldehyd müssten jedoch 2,5 Millionen Tonnen aus „Methanquellen“ stammen. Als Quellen kommen aktiver Vulkanismus, Kometeneinschläge oder auch methanproduzierende Mikroorganismen in Betracht. Es könnte aber auch durch eine geothermische Reaktion, die Serpentinisierung (dabei beteiligte Komponenten sind Wasser, Kohlendioxid und das Mineral Olivin, das häufig auf dem Mars vorkommt), entstehen. Formaldehyd kann durch Höhenstrahlung aus Gasen und Eis

entstehen. Es wird jedoch angezweifelt, dass ein abiotischer Prozess so viel Methan erzeugen kann, da es dazu Regionen mit hoher geologischer Aktivität bedarf.

Das Methan ist nicht gleichmäßig verteilt, sondern weist ein Muster etwas erhöhter Konzentrationen auf. Offensichtlich wird oder wurde der Nachschub an Methan kurzfristig unterbrochen, bevor es sich gleichmäßig in der Atmosphäre verteilen konnte. Bei der biologischen Erzeugung von Methan auf der Erde, die für etwa 90 bis 95 % des gesamten Methanvorkommens verantwortlich ist, entsteht fast immer Ethan als Begleitgas. Im Gegensatz dazu wird während einer vulkanischen Entstehung Schwefeldioxid freigesetzt. Die Messung dieser Gase in der Marsatmosphäre könnte eine Klärung bringen. Dies könnte durch das Mars Science Laboratory erfolgen.

2009 wurde über Methaneruptionen auf dem Mars berichtet.

Goro Komatsu von der Universität Gabriele d’Annunzio in Pescara präsentierte im September 2010 seine Entdeckung von geologischen Strukturen von etwa 1 km Durchmesser auf Satellitenbildern von der Chryse-Tiefebene, die Methangas produzierenden Schlammvulkanen auf der Erde gleichen. Eine primäre Quelle für das Gas ist damit jedoch noch nicht gefunden.

Klima und Wetter
Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen sublimieren im Sommer teilweise, und kondensierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis.

2008 entdeckten mit Hilfe der Raumsonde Mars Express die Wissenschaftler der Universität von Versailles Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid. Sie befinden sich in bis zu 80 Kilometern Höhe. Gleichzeitig sind sie mit einer horizontalen Ausdehnung von bis zu 100 km auch sehr großflächig. Die CO2-Eispartikel in den Wolken sind mit bis zu einem Mikrometer Durchmesser relativ groß. Die Wolken absorbieren bis zu 40 % des einstrahlenden Sonnenlichts und können damit die Temperatur der Oberfläche um bis zu 10 °C verringern.

Mit Hilfe des Lasers LIDAR der Raumsonde Phoenix wurde 2009 entdeckt, dass in der zweiten Nachthälfte fünfzig Tage nach der Sonnenwende winzige Eiskristalle aus dünnen Zirruswolken auf den Marsboden fielen.

Jahreszeiten
Staubsturm in der Syria-Region, fotografiert von Mars Global Surveyor im Mai 2003.

Hätte Mars eine erdähnliche Umlaufbahn, würden die Jahreszeiten aufgrund der Achsenneigung ähnlich denen der Erde sein. Jedoch führt die vergleichsweise große Exzentrizität seines Orbits zu einer beträchtlichen Auswirkung auf die Jahreszeiten. Der Mars befindet sich während des Sommers in der Südhalbkugel und des Winters in der nördlichen Hemisphäre nahe dem Perihel seiner Bahn. Nahe dem Aphel ist in der südlichen Hemisphäre Winter und in der nördlichen Sommer.

Das hat zur Folge, dass die Jahreszeiten in der südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt sind als in der nördlichen, wo das Klima milder ist, als es sonst der Fall wäre. Die Sommertemperaturen im Süden können bis zu 30 °C höher sein als die vergleichbaren Temperaturen im Sommer des Nordens. Die Jahreszeiten sind aufgrund der Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars unterschiedlich lang. Auf der Nordhalbkugel dauern der Frühling 199,6, der Sommer 181,7, der Herbst 145,6 und der Winter 160,1 irdische Tage.

Stürme
Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen.

Die Aufnahmen von Marssonden zeigen auch Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.

Staubstürme treten gewöhnlich während des Perihels auf, da der Planet zu diesem Zeitpunkt 40 Prozent mehr Sonnenlicht empfängt als während des Aphels. Während des Aphels bilden sich in der Atmosphäre Wolken aus Wassereis, die ihrerseits mit den Staubpartikeln interagieren und so die Temperatur auf dem Planeten beeinflussen. Die Windgeschwindigkeiten in der oberen Atmosphäre können bis zu 650 km/h erreichen, auf dem Boden immerhin fast 400 km/h.