Astronomie

Könnte die antike tektonische Aktivität auf dem Mars darauf zurückzuführen sein, dass er Ozeane aus Schwefelsäure hat?

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Könnte die antike tektonische Aktivität des Mars aufgehört haben, weil seine Ozeane aus Schwefelsäure bestanden, die sich aufgrund des Theia-Ereignisses erwärmte und verdampfte, als Eisbrocken auf seiner Oberfläche landeten? Stark leitende flüssige Schwefelsäure auf der frühen Marsoberfläche könnte für die Erzeugung seines Kernspins verantwortlich sein, der eine tektonische Wirkung verursachte, die dann durch die Verdunstung seiner Ozeane abstarb und so die für den Kernspin verantwortliche Leitfähigkeit beseitigte, während die Ozeane der Erde nicht t verdunsten (da es sich um Wasser handelt), können also Eiszeiten annehmen, um eine Überhitzung zu vermeiden.

Warum sonst hätte der Mars Beweise für eine uralte, abwechselnd polarisierte Extrusion von jetzt aufgehörter tektonischer Aktivität?


Erstens hat die tektonische Aktivität auf dem Mars nicht aufgehört, obwohl sich der Planet in einem "stagnierenden Deckel"-Stadium befindet, das das letzte Stadium darstellt, bevor ein Körper tektonisch tot wird. Siehe die Antwort auf Gibt es Konvektion im Marsmantel?

Zweitens wird die tektonische Aktivität durch innere Wärme verursacht. Wenn ein Planet allmählich seine innere Wärme verliert, verlangsamt sich die tektonische Aktivität, bis sie schließlich aufhört. Es bedarf keiner verworreneren Erklärungen.


Hemmung der Karbonatsynthese in sauren Ozeanen auf dem frühen Mars

Mehrere Beweislinien haben kürzlich die Hypothese bestätigt, dass auf dem frühen Mars ein Ozean existierte 1,2,3,4,5,6,7 . Es wird daher erwartet, dass sich Karbonate aus der ozeanischen Sedimentation von Kohlendioxid aus der alten Marsatmosphäre gebildet haben 7,8 . Aber die spektrale Bildgebung der Marsoberfläche hat das Vorhandensein von nur einer geringen Menge an Karbonat gezeigt, das im Marsstaub weit verbreitet ist 9 . Hier untersuchen wir die Machbarkeit der Karbonatsynthese in alten Marsmeeren mit Hilfe von wässrigen Gleichgewichtsrechnungen. Wir zeigen, dass Partialdrücke von atmosphärischem Kohlendioxid im Bereich von 0,8–4 bar in Gegenwart von bis zu 13,5 mM Sulfat und 0,8 mM Eisen im Meerwasser 8 zu einer sauren ozeanischen Umgebung mit einem pH-Wert von weniger als 6,2 führen. Dies schließt die Bildung von Siderit aus, von dem normalerweise erwartet wird, dass es das erste größere Karbonatmineral ist, das ausfällt 8 . Wir kommen zu dem Schluss, dass die ausgedehnte Wechselwirkung zwischen einer von Kohlendioxid dominierten Atmosphäre und einem dauerhaften sulfat- und eisenangereicherten sauren Ozean auf dem frühen Mars eine plausible Erklärung für das beobachtete Fehlen von Karbonaten ist.


Könnte die antike tektonische Aktivität auf dem Mars darauf zurückzuführen sein, dass er Ozeane aus Schwefelsäure hat? - Astronomie

Venus wird oft als Zwillingsplanet der Erde bezeichnet, weil 1) sie einen ähnlichen Radius/Größe hat, 2) eine ähnliche Masse hat, 3) eine ähnliche Dichte hat und 4) eine Atmosphäre hat. Die Umgebung der Venus unterscheidet sich jedoch stark von der der Erde.

Dieses Bild der Venus ist ein Mosaik aus drei Bildern, die am 5. Februar 1974 von der Raumsonde Mariner 10 aufgenommen wurden. Es zeigt die dicke Wolkendecke, die eine optische Beobachtung der Oberfläche der Venus verhindert.

Diese hemisphärische Ansicht der Venus, wie sie durch mehr als ein Jahrzehnt Radaruntersuchungen gezeigt wurde, die in der Magellan-Mission 1990-1994 gipfelten. Die effektive Auflösung dieses Bildes beträgt etwa 3 Kilometer. Es wurde verarbeitet, um den Kontrast zu verbessern und kleine Merkmale hervorzuheben, und wurde farbcodiert, um die Höhe darzustellen.

Die Oberflächentemperatur der Venus beträgt etwa 890 Grad F, die heißeste Durchschnittstemperatur im Sonnensystem. Dies ist auf einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt zurückzuführen. Die Atmosphäre der Venus besteht zu 97 % aus CO2, 2 % N2 und weniger als 1 % aus O2, H2O und CH4 (Methan). Da CO2 ein wichtiges Treibhausgas ist, wird die Strahlung der Sonne in der Atmosphäre der Venus eingeschlossen und erzeugt eine extrem hohe Oberflächentemperatur.

Aufgrund einer optisch dicken Atmosphäre sind die Oberflächenmerkmale der Venus nur durch Radarkartierungen bekannt. Eine solche Kartierung durch die Magellan-Mission ergab:

1) Krater - Einschlagskrater, aber beachten Sie die Lavaströme um die Ränder.

2) Vulkane - Hotspot-Vulkane, die normalerweise mit tektonischer Aktivität verbunden sind

3) Verwerfungslinien - Diese Bilder zeigen die Alpha Regio. Das helle Gelände besteht aus einer Reihe von Trögen, Kämmen und Verwerfungen, die in viele Richtungen ausgerichtet sind. Die Längen dieser Features reichen im Allgemeinen von 10 Kilometer bis 50 Kilometer.

4) Arachnoiden - Wie der Name schon sagt, sind Arachnoiden kreisförmig bis eiförmig mit konzentrischen Ringen und einem komplexen Netzwerk von Brüchen, die sich nach außen erstrecken. Die Arachnoiden haben eine Größe von etwa 50 Kilometern bis 230 Kilometern im Durchmesser. Sie könnten durch einen Auftrieb von Magma aus dem Inneren des Planeten entstanden sein, das die Oberfläche hochdrückte, um "Risse" zu bilden.

Obwohl es keine direkten Beweise für tektonische Aktivität gibt (aktive Vulkane, Plumes, Schlote usw.), deuten drei der oben genannten Merkmale auf eine schwache geologische Aktivität in den letzten 10**7 Jahren hin.

Am 3. März 1982 landete der Lander Venera 13 auf der Venusoberfläche. Es war die erste Venera-Mission, die eine Farbfernsehkamera beinhaltete. Dieses Bild ist die linke Hälfte des Venera 13-Fotos.

Im Allgemeinen ist der Boden der Venus ein felsiges Material, das mit Kies vermischt ist. Die Felsen scheinen von Natur aus magmatisch und glatt von Erosion zu sein.

In ihren globalen Eigenschaften ist die Venus der Erde sehr ähnlich, mit folgenden wichtigen Unterschieden:

  • Es behält immer noch seine ursprüngliche Atmosphäre aus Kohlendioxid bei einem Druck, der 90-mal höher ist als der der Erdatmosphäre
  • Es ist im Wesentlichen nicht drehbar

Die dichte Atmosphäre hat jede visuelle Beobachtung seiner Oberflächengeologie verhindert. Jüngste Entwicklungen bei Radarabbildungssystemen haben es ermöglicht, diese dicke Atmosphäre zu durchdringen. Unterschiede im Radartiming an verschiedenen Standorten repräsentieren unterschiedliche Höhen. Auf diese Weise kann Radarbildgebung eine toplogische Karte der Venus erstellen.

Die Magellan-Mission zur Venus stellt eine nahezu vollständige Radarbildkarte der Venus mit einer Auflösung von etwa 300 Metern dar.

Die Missionen Venera 8 und 9 (1975) der Sowjetunion sind die einzigen Landungen auf der Venusoberfläche. Da diese Oberfläche eine Temperatur von etwa 450 Fahrenheit hat und ständig Schwefelsäure regnet, funktionierten diese Raumfahrzeuge nicht lange. Die Rückkehrbilder zeigen die Basis des Raumfahrzeugs und eine Reihe von Felsen.

Kurze Zusammenfassung der Venus-Geologie:

  • Auf der Venus gibt es keine Regionen mit gesättigten Einschlagstellen, obwohl es einige Regionen mit ziemlich hoher Kraterdichte gibt
  • Die Oberfläche ist eindeutig jung und es kann noch eine aktive Geologie vorkommen. Einige Schätzungen gehen davon aus, dass Lavaströme erst vor 300-500 Millionen Jahren gewonnen wurden, aber dies sind meist Vermutungen.
  • Es gibt großräumige erhabene Regionen über tiefer liegenden Regionen. Die hemisphärischen topographischen Karten unterstützen stark die Idee, dass Venus an irgendeiner Art von Kontinentbauaktivität beteiligt war.
  • Es gibt Merkmale, die wie große Schildvulkane und riesige Calderas aussehen.
  • Radar Helle Merkmale, die mit großen Kratern verbunden sind, können auf ein explosives Vulkanereignis hinweisen, das die Kruste lokal zertrümmert hat.
  • Insgesamt ist Venus eine überraschend aktive Oberfläche.

Bis in die frühen 1920er Jahre dachten wir, der Mars sähe so oder so aus. Beachten Sie die ``Kanäle'', die ursprünglich auf Italienisch als ``Kanäle'' beschrieben wurden, dann aber schlecht in ``Kanäle'' übersetzt wurden, was bedeutete, dass sie von intelligenten Wesen gebaut wurden.

Das ist der Mars vom Hubble-Weltraumteleskop

Dieses Bild ist ein Mosaik der Halbkugel Valles Marineris des Mars. Es ist eine Ansicht ähnlich der, die man von einem Raumschiff aus sehen würde. Das Zentrum der Szene zeigt das gesamte Canyonsystem der Valles Marineris, mehr als 3.000 Kilometer lang und bis zu 8 Kilometer tief. Viele riesige alte Flusskanäle beginnen aus dem chaotischen Gelände und den nördlich-zentralen Canyons und verlaufen nach Norden. Viele der Kanäle mündeten in ein Becken namens Acidalia Planitia, die dunkle Zone im äußersten Norden dieses Bildes. Im Westen sind die drei Tharsis-Vulkane (dunkelrote Flecken) zu sehen, die jeweils etwa 25 Kilometer hoch sind. Südlich von Valles Marineris liegt ein sehr altes Gelände, das von vielen Einschlagskratern bedeckt ist.

Obwohl Valles Marineris als tektonische Struktur entstanden ist, wurde es durch andere Prozesse modifiziert. Dieses Bild zeigt eine Nahaufnahme eines Erdrutsches an der Südwand von Valles Marineris. Dieser Erdrutsch hat den Rand des Kraters, der sich auf dem Plateau neben Valles Marineris befindet, teilweise entfernt. Beachten Sie die Textur der Erdrutschablagerung, wo sie über den Boden von Valles Marineris floss. In den Wänden des Trogs sind mehrere unterschiedliche Schichten zu sehen.

Dieses Bild des Kopfes von Ravi Vallis zeigt einen 300 Kilometer langen Abschnitt eines Kanals. Wie viele andere Kanäle, die in die nördlichen Ebenen des Mars münden, hat Ravi Vallis seinen Ursprung in einer Region mit eingestürztem und zerstörtem ("chaotischem") Gelände im älteren, kraterüberzogenen Hochland des Planeten. Strukturen in diesen Kanälen weisen darauf hin, dass sie von flüssigem Wasser geformt wurden, das sich mit hohen Strömungsgeschwindigkeiten bewegt. Der abrupte Beginn des Kanals ohne erkennbare Nebenflüsse deutet darauf hin, dass das Wasser unter großem Druck unter einer eingrenzenden Schicht aus gefrorenem Boden freigesetzt wurde. Als dieses Wasser freigesetzt wurde und abfloss, brach die darüber liegende Oberfläche zusammen und erzeugte die hier gezeigte Störung und Senkung.

Das Wasser, das die Kanäle im Norden und Osten des Canyonsystems der Valles Marineris schnitzte, hatte eine enorme Erosionskraft. Eine Folge dieser Erosion war die Bildung von stromlinienförmigen Inseln, wo das Wasser auf seinem Weg auf Hindernisse stieß. Dieses Bild zeigt zwei stromlinienförmige Inseln, die sich gebildet haben, als das Wasser von zwei Kratern mit einem Durchmesser von 8-10 Kilometern umgeleitet wurde, die nahe der Mündung des Ares Vallis in Chryse Planitia liegen. Das Wasser floss von Süden nach Norden (im Bild unten nach oben). Die Höhe des Steilhangs, der die obere Insel umgibt, beträgt etwa 400 Meter, während der Steilhang, der die südliche Insel umgibt, etwa 600 Meter hoch ist.

Dieses Bild zeigt die Südpolkappe des Mars, wie sie nahe ihrer minimalen Größe von etwa 400 Kilometern erscheint. Es besteht hauptsächlich aus gefrorenem Kohlendioxid. Diese Kohlendioxidkappe schmilzt nie vollständig. Das Eis erscheint rötlich durch Staub, der in die Kappe eingearbeitet wurde.

Vor 1800 war bekannt, dass der Mars Oberflächenmerkmale und Jahreszeiten hatte (die Polkappen änderten ihre Größe). Zwei kleine Monde entdeckt, Phobos und Deimos (Angst und Panik). Keine regulären Monde wie unser Mond, sondern eher unregelmäßig geformte Objekte, was bedeutet, dass es sich um eingefangene Asteroiden handelt.

1) Krater - Einschlagskrater mit starker Erosion durch die Atmosphäre

2) strukturloses Gelände - große Regionen ohne Störungen oder Krater (nicht Maria, da keine jungen Krater gefunden werden). Untersuchungen von Viking Orbiter ergaben, dass es sich um Wüsten mit Dünen handelte.

3) chaotisches Gelände - Hochland und zerklüftete Hügel, wahrscheinlich alte tektonische Regionen.

4) Polarkappen – ihre Größe ändert sich mit den Jahreszeiten, aber da die Temperatur zu jeder Zeit unter 0 °C liegt, besteht das Eis hauptsächlich aus CO2-Eis mit einem H2O-Eiskern. Viking Lander bestätigte, dass der atmosphärische Druck im Sommer steigt, wenn das CO2-Eis schmilzt.

5) Vulkane - wie Olympus Mons und Olympus Mons von der Seite - Tharsis und Elysium sind reich an alten Kegelvulkanen, die durchschnittlich über 500 km breit und 25 km hoch sind. Dies sind ,,Hotspots“-Vulkane wie die Hawaii-Inseln. Extreme Größe aufgrund der Tatsache, dass es auf dem Mars keine tektonische Plattenbewegung gibt.

6) Canyons - lange, zerklüftete Regionen. Die meisten Canyons auf der Erde werden entweder durch a) Winderosion, b) H2O-Strömung oder c) Lavaströmung verursacht. Aber die Atmosphäre des Mars ist zu dünn für Winderosion, H2O besteht nur aus Eis, alle Vulkane sind inaktiv. Schluchten müssen tektonische Überbleibsel aus frühen Epochen sein.

Es gibt viele Hinweise auf die Existenz von flüssigem Wasser auf dem Mars, zumindest in der fernen Vergangenheit. Eine Sekundäratmosphäre für alle terrestrischen Welten ist reich an CO2, H2O und SO2. Auf der Erde ist die Temperatur genau richtig, damit H2O ausregnen und Ozeane bilden kann. Auf der Venus ist die Temperatur zu hoch und H2O bleibt als Dampf, der durch Photozerfall zerstört werden kann. Auf dem Mars ist es zu kalt für flüssiges Wasser. Das gesamte H2O ist im Permafrost unter dem Boden und den unterirdischen Eisreservoirs eingeschlossen. Beachten Sie, dass sich die meisten Wasserströmungsmerkmale in der Nähe der Basis alter Vulkane oder Einschlagskrater befinden. Diese frühen Ereignisse erhitzten das unterirdische Eis, um einen kurzlebigen Fluss von flüssigem H2O zu erzeugen.

Der Mars ist ein weiteres Beispiel für eine sekundäre Atmosphäre durch Ausgasung (daher wissen wir, dass der Mars eine frühe Epoche tektonischer Aktivität hatte). Im Gegensatz zur Erde oder Venus ist die Atmosphäre jedoch sehr dünn, etwa 1% der Masse der Erdatmosphäre. Seine Zusammensetzung beträgt 95 % CO2, 3 % N2, 2 % Ar und weniger als 1 % O2. Ein hoher Edelgasgehalt impliziert, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit viel dicker war (Edelgase reagieren nicht mit anderen Elementen und sind schwer genug, um im Gravitationsfeld des Mars zu bleiben). Das Klima auf dem Mars ist aufgrund seiner dünnen Atmosphäre sehr wüstenähnlich. Es gibt zu wenig Masse in der Atmosphäre, um Wärme zu speichern, daher liegen die wärmsten Tagestemperaturen bei etwa 50 Grad F, aber die Nachttemperaturen liegen bei -170 Grad F. Andere Wettermerkmale sind massive Staubstürme und gelegentlicher CO2-Nebel in den Canyons.

Die Bilder von Viking Lander 1 und Viking Lander 2 zeigen eine Oberfläche und einen Boden, der hauptsächlich aus altem Aufprallschutt mit sandgestrahltem Kies besteht. Der Boden ist reich an Si und Fe, Fe-Oxid (Rost), da der Mars seine rote Farbe hat. Die geringe Schwerkraft des Mars hat eine Kruste und einen Boden erzeugt, die chemisch nicht so differenziert sind wie die Erdkruste. Der Frost im Winter besteht hauptsächlich aus CO2-Eis.

  • Der Mars ist relativ klein und hat nur etwa 10 % der Masse der Erde
  • Der Mars hat eine Atmosphäre, die hauptsächlich aus Kohlendioxid besteht, aber sein Druck beträgt nur 1% des Atmosphärendrucks der Erde. Somit hat der Mars 10.000 Mal weniger Kohlendioxid in seiner Atmosphäre als die Venus.
  • Das Seltsamste am atmosphärischen Inhalt des Mars ist der hohe Restgehalt an Argon
  • Der Mars ist um 25 Grad um seine Achse geneigt, sehr ähnlich der Erde und daher weist der Mars jahreszeitliche Schwankungen auf
  • Diese jahreszeitlichen Schwankungen führen dazu, dass gefrorenes Kohlendioxid von den Polarkappen sublimiert, wodurch der Mars einen saisonalen Atmosphärendruck erhält

Spekulationen über das Leben auf dem Mars:

Dies ist seit vielen Jahren weit verbreitet. Ein paar Höhepunkte:

  • Krieg der Welten von HG Wells im späten 19. Jahrhundert (dies ist eigentlich ein unterhaltsamer Gesellschaftskommentar anstelle eines Buches über die Invasion der Marsmenschen auf die Erde, obwohl Hollywood anderer Meinung ist)
  • Percival Lowell (Ende der 1920er Jahre): Ein halb gestörter Astronom, der glaubte, Kanäle gesehen zu haben, die die Polkappenregionen mit den Äquatorregionen verbanden. Er sah auch sich ändernde Muster auf dem Mars, die er auf das saisonale Vegetationswachstum zurückführte. Er erfand eine ausgeklügelte Geschichte, dass Marsianer ein Netzwerk von Aqedukten bauten, um Wasser aus den Polarregionen zu bringen, um äquatoriale Pflanzen zu bewässern. Die New York Times glaubte ihm.
  • Orson Wells: In der Halloween-Nacht 1939 gab er eine Radiosendung, in der er ankündigte, dass die Marsmenschen in New Jersey landen. Die Leute glaubten ihm (muss so sein, wie Rush Limbaugh seinen Anfang hatte) - total erstaunlich. Sehen Sie sich den Film "Buckaroo Banzai" an, um mehr über Cherry Hill New Jersey und John Bigbooty zu erfahren.

Begegnungen von Raumfahrzeugen mit dem Mars:

  • Mariner 4 stürzte im Juli 1965 auf der Oberfläche ab. Begrenzte Bilder zeigten eine mit Kratern übersäte Oberfläche
  • Mariner 6 und 7 machten 1969 zusätzliche Bilder (vor dem Absturz), die darauf hindeuteten, dass die Oberfläche nicht gleichmäßig wie die Mondoberfläche mit Kratern bedeckt war. Daher muss der Mars eine jüngere Oberfläche haben
  • Mariner 9 war 1971 die erste Orbitermission. Die Annäherung an den Mars offenbarte eine überraschend glatte und gleichmäßige Oberfläche mit einigen schwarzen Punkten. Zum Zeitpunkt der Annäherung war der Mars von einem seiner periodischen globalen Staubstürme verschlungen und die schwarzen Punkte waren die Spitzen riesiger Vulkane, die über dem Staubsturm ragten. Diese Staubstürme erklären die sich verschiebenden großräumigen Muster auf dem Mars, die Percival Lowell für landwirtschaftliche Felder hielt. Mariner 9 lieferte den ersten Beweis dafür, dass auf dem Mars periodische massive Überschwemmungen (von Wasser) auftreten.
  • Viking Landers and Orbiters im Jahr 1976 machten umfangreiche Bilder des Mars in relativ hoher Auflösung (wie einige cm im Fall der Lander). Diese Bilder sind ziemlich auffällig und sollten hier inspiziert werden

Geologische Oberflächenentwicklung auf dem Mars:

  • Es sind keine Altersdaten verfügbar, daher ist alles noch eine Vermutung.
  • Kratererosion tritt auf, da sich die Krater im Laufe der Zeit mit vom Wind verwehtem Staub auffüllen
  • Einige Beweise für primitive Plattentektonik:
    • Valley Marineris: Sieht aus wie ein riesiges Grabenbruchtal auf dem Mars, als würde eine Krustenablösung stattfinden
    • Vulkanregion Tharsis: Region mit 3-4 großen Schildvulkanen. Erinnert sehr an die Hawaii-Inseln, da sie sich auf einer sich bewegenden Platte über einem stationären Hot Spot (Magmaquelle) tief im Erdinneren befinden. Die Größe dieser Vulkane hängt wahrscheinlich mit der geringen Oberflächengravitation auf dem Mars zusammen (40 % der Erdoberfläche).
    • Ein Großteil des Mars-Oberbodens wird von Permafrostböden unterstützt. Periodisches Schmelzen würde dazu führen, dass diese Unterstützung zusammenbricht, und auf dem Mars scheint es großräumige Kollapsmerkmale zu geben (durcheinandergeworfenes Gelände, wenn Sie einen Fachbegriff wünschen).
    • Viele fluviale Merkmale sind mit großen Einschlagskratern verbunden. Dies deutet darauf hin, dass die während des Aufpralls abgeführte Wärme einen Großteil des Permafrosts schmilzt und eine großflächige Flut verursacht. Diese Überschwemmungsereignisse ähneln denen, die sich bei der massiven Flut vor 15.000 Jahren ereigneten, die einen Großteil von Ost-Washington prägte

    Auf der Suche nach Leben im Mars-Oberboden:

    Die Hauptaufgabe der Viking Landers bestand darin, den Marsboden auf mikrobielles Leben zu testen. Sie landeten auf Breitengraden von 23 und 48 Grad. An Bord jedes Landers gab es drei identische Experimente, um zu sehen, ob etwas im Boden Folgendes bewirkte:

    Die drei Experimente und die Ergebnisse sind die folgenden:

    • Gasaustausch-Experiment: Etwas Erde wurde in eine kleine Kammer an Bord der Viking-Raumsonde gegeben, der Wasser hinzugefügt wurde. Es gab eine Änderung der atmosphärischen Zusammensetzung in der Kammer, die jedoch vollständig durch chemische Reaktionen mit Peroxiden erklärt werden konnte (ein Peroxidmolekül hat 2 Wasserstoffe und 2 Sauerstoffe und reagiert chemisch stark).
    • Das beschriftete Freisetzungsexperiment: Dies wurde entwickelt, um zu sehen, ob etwas im Marsboden einige Nährstoffe "auffressen" würde, die eingemischt wurden. Die Ergebnisse können wiederum vollständig durch chemische Reaktionen erklärt werden
    • Das Pryolictic-Release-Experiment: Dies wurde entwickelt, um die Photosynthese nachzuweisen. Bei Beleuchtung mit Licht sollte die Photosynthese Kohlenstoff in den Boden in der Kammer einlagern. Die im Boden gebundene Kohlenstoffmenge nahm leicht zu, was nicht vollständig chemisch erklärt werden kann.

    Eine ausgezeichnete Zusammenfassung der Viking Lander Experiments findet sich in einem Artikel von Horowitz im Scientific American aus dem Jahr 1977. Nachfolgend eine kurze Zusammenfassung:

    • Es wurden keine Marsianer beobachtet, die vor der Kamera standen und winkten und riefen "Hey, wir sind im Fernsehen!".
    • Insgesamt sind die Ergebnisse mehrdeutig, aber die meisten stimmen mit einer rein chemischen Reaktion überein
    • Der Boden des Mars ist chemisch hochreaktiv mit einer hohen Oxidationskapazität (weshalb der Boden natürlich rot ist)
    • Es ist eine photochemisch aktive Oberfläche erkennbar. Aufgrund der niedrigen Temperatur und der Abwesenheit von Wasser wird diese Oberfläche jedoch in einem Zustand gehalten, der weit vom chemischen Gleichgewicht entfernt ist. Daher weckten die Viking-Landerexperimente chemisch einige ruhende Oberböden.
    • Das Massenspektrometer an Bord jedes Landers analysierte sorgfältig den Oberboden des Mars und fand keine organische Substanz bis zu einer Konzentration von 10 Teilen pro Milliarde.

    Der größte Fehler im Zusammenhang mit den Viking Lander-Experimenten besteht darin, dass sie nur auf den Mutterboden zugreifen konnten. Da dies das Produkt von vom Wind verwehten Staub ist, ist es möglich, dass es durch diesen Prozess steril geworden ist. Daher ist es wünschenswert, zum Mars zurückzukehren und tief in den Boden, in der Nähe des Grundgesteins, Proben zu nehmen, um das Vorhandensein von organischem Material zu testen.

    Es gibt genügend wissenschaftliche Motivation, mit einer bemannten Mission zum Mars zurückzukehren. Hier wird vorhergesagt, dass es vor dem Jahr 2025 passieren wird.


    Verarbeitung von Mineralien im Weltraum

    Ich habe kürzlich einige Artikel im Internet gesehen, die besagen, dass Asteroiden voller Mineralien sind und ein Vermögen auf sie wartet. Meine Warnung ist, schauen Sie tiefer. Der Grund dafür ist, dass die meisten Asteroiden Einschlagskrater haben, und aus der grundlegenden Physik, aber einigen ziemlich schwierigen Berechnungen kann man zeigen, dass diese aus sehr energetischen Kollisionen entstanden sind. Dass der Asteroid nicht in Stücke geflogen ist, weist darauf hin, dass es sich um einen Festkörper mit beträchtlicher mechanischer Festigkeit handelt. Das bedeutet, dass der ursprüngliche Staub entweder zu einem Feststoff geschmolzen ist oder eine signifikante chemische Reaktion stattgefunden hat. Für diejenigen, die meine “Planetary Formation and Biogenesis” gelesen haben, werden Sie wissen, warum sie geschmolzen sind, vorausgesetzt, ich habe Recht. Was hat das also mit den Dingen zu tun? Ganz einfach, abgesehen von Metallen wie Gold, bilden die Metalloxide in geschmolzenem Siliziumdioxid die Olivin- oder Pyroxen-Familien oder Aluminosilikate. Das heißt, sie bilden Felsen. Um ein Beispiel für das Problem zu geben, habe ich kürzlich einen Artikel gelesen, in dem verschiedene Chondrite analysiert wurden und die Analysemethode die Elemente separat erfasste. Die Autoren machten viel aus der Tatsache, dass die Chondrite 19% Eisen enthielten. Huch! Aber warte. Fayalit enthält fast 55 Gewichtsprozent Eisen, ist aber als Erz nutzlos. Die Olivin- und Pyroxenstrukturen haben tetraedrische Siliziumoxide (das Pyroxen als Strangpolymer), bei denen die andere Wertigkeit des Sauerstoffs an ein zweiwertiges Kation gebunden ist, hauptsächlich Magnesium, da Magnesium das häufigste zweiwertige Element im Supernova-Staub ist. Was diese Autoren getan hatten, war Gestein zu analysieren.

    Wenn Sie meinen vorherigen Beitrag lesen, werden Sie feststellen, dass ich noch ein weiteres Problem mit der Wissenschaft aufgedeckt habe: Die Autoren waren sehr spezialisiert, aber sie haben ihren Zuständigkeitsbereich ganz zufällig verlassen. Sie zitierten Zahlen, weil in der Wissenschaft so viel von Zahlen abhängt. Aber es ist auch wichtig zu wissen, was die Zahlen bedeuten.

    Auf der Erde stammen die meisten Metalle, die wir gewinnen, aus Erzen, die durch verschiedene Formen der geochemischen Verarbeitung entstanden sind. Um Eisen zu gewinnen, verarbeiten wir normalerweise Hämatit, das ein Eisenoxid ist, aber das Eisen begann mit ziemlicher Sicherheit als ein durchschnittliches Stück Basalt, das verwittert wurde. Es ist sehr unwahrscheinlich, dass auf Asteroiden gute Hämatitvorkommen gefunden werden, obwohl dies auf dem Mars möglich ist, wo kleine Mengen gefunden wurden. Wenn der Mars besiedelt werden soll, ist die Verarbeitung von Gesteinen überlebenswichtig, aber die Probleme unterscheiden sich von denen von Asteroiden. Für diesen Beitrag möchte ich mich darauf beschränken, Asteroiden als Metallquelle zu diskutieren. Nehmen wir an, ein Asteroid wird gesammelt und zu einer Verarbeitungsstelle gebracht, die Frage ist, was als nächstes kommt?

    Das erste Problem ist die Größenreduktion, d.h.Zerlegen Sie es in handlichere Teile. Wie machst du das? Wenn du mit etwas darauf schlägst, trennst du dich sofort nach Newtons drittem Gesetz. Wenn Sie die Schwierigkeiten sehen möchten, stellen Sie sich auf ein kleines Floß und versuchen Sie, immer wieder auf etwas zu treffen. Ah, sagst du, verankere dich. Wie? Man muss so etwas wie einen Haken in festen Fels stecken, und wie macht man das ohne Aufprall? Natürlich ist es machbar, aber es ist nicht einfach. Jetzt fängst du an, es zu zerschlagen. Was als nächstes passiert, ist, dass Asteroidenstücke in den Weltraum fliegen. Kannst du alle Teile sammeln? Wenn nicht, sind Sie eine Bedrohung, weil die Geschwindigkeit des Asteroiden v, die in der Nähe der Erde in der Nähe von 30 km/s liegen wird, muss zu dem, was den Fragmenten gegeben wird, hinzugefügt werden. Schlimmer noch, sie nehmen die Exzentrizität des Asteroiden (wie viel Unterschied besteht zwischen der nächsten und der größten Entfernung von der Sonne) und der Exzentrizität, die durch die Fragmentierung hinzugefügt wurde, auf. Dies ist wichtig, da die relative Aufprallgeschwindigkeit unter der Annahme, dass sich das Ziel auf einer Kreisbahn befindet, proportional zu εε istv. Bei diesen Geschwindigkeiten von einem Stein getroffen zu werden, ist kein Witz.

    Angenommen, Sie sammeln das gesamte Gestein, haben Sie zwei Möglichkeiten: Sie können das Gestein so verarbeiten, wie es ist, oder Sie können versuchen, es zu verfeinern. Wenn Sie die letztere Idee übernehmen, wie gehen Sie vor? Auf der Erde entsteht eine solche Verarbeitung durch Millionen von Jahren der Einwirkung von Flüssigkeiten oder durch überhitzte Flüssigkeiten, die durch Hochtemperaturgestein strömen. Das klingt nicht attraktiv. Nun wird argumentiert, dass einige Asteroiden Eisenkerne haben, sodass die geochemische Verarbeitung für Sie erledigt wurde. Natürlich muss man sich noch durch den Fels arbeiten und dann das Eisen verkleinern, was wiederum die Frage aufwirft, wie? Es gibt auch eine etwas weniger gute Nachricht: Eisenkerne sind mit ziemlicher Sicherheit kein reines Eisen. Die wahrscheinlichste Zusammensetzung ist Eisen mit Eisensilicid, Eisenphosphid, Eisencarbid und viel Eisensulfid. Es wird auch etwas Nickel geben, zusammen mit entsprechenden Verbindungen und (endlich Freude?) bestimmte hochwertige Metalle, die sich in Eisen auflösen. Also, was machst du mit diesem Schlamassel?

    Angenommen, Sie trennen eine reine chemische Verbindung, wie bekommen Sie dann das Metall heraus? Der erforderliche Energieeintrag kann sehr groß sein. Derzeit werden große Anstrengungen unternommen, um CO2 aus der Atmosphäre zu entfernen. Der Grund, warum wir es nicht auseinandernehmen und den Kohlenstoff entladen, ist, dass die gesamte Energie, die bei der Verbrennung freigesetzt wird, ersetzt werden muss. d.h.etwas unter 400 kJ/mol. und das ist so viel energie. Betrachten Sie das als Referenzeinheit. Es braucht ungefähr zwei solcher Einheiten, um aus Eisenoxid Eisen zu gewinnen, obwohl Sie zwei Eisenatome erhalten. Es braucht etwa fünf Einheiten, um Forsterit in zwei Magnesiumatome und ein Siliziumatom zu zerlegen. Es braucht zehn solcher Einheiten, um Kaolinit zu zerlegen, um zwei Aluminiumatome und zwei Siliziumatome zu erhalten. Der Abbau von Gestein ist sehr energieintensiv.

    Die Leute sagen, Elektrolyse. Das Problem bei der Elektrolyse besteht darin, dass sich das Material in einer Art Lösungsmittel auflösen muss und dann in Ionen getrennt werden muss. So wird bei der Herstellung von Aluminium Bauxit, ein Aluminiumoxid, verwendet. Tone, bei denen es sich um Alumosilikate wie Kaolinit oder Montmorillinit handelt, werden nicht verwendet, obwohl sie viel billiger und leichter erhältlich sind. In Asteroiden wird jedes Aluminium mit ziemlicher Sicherheit in weitaus komplizierteren Alumosilikaten enthalten sein. Dann besteht das Problem, ein Lösungsmittel für die Elektrolyse zu finden. Für die am wenigsten aktiven Metalle wie Kupfer ist Wasser in Ordnung, aber das funktioniert nicht für die aktiveren Metalle wie Aluminium. Titan wäre noch schwieriger herzustellen, da es aus der Reduktion von Titantetrachlorid mit Magnesium hergestellt wird. Sie müssen alle Ausgangsmaterialien herstellen!

    Auf der Erde werden viele Oxide durch Erhitzen mit Kohlenstoff (normalerweise sehr reine Kohle) zu Metall reduziert und ermöglichen dem Kohlenstoff, den Sauerstoff aufzunehmen und als Gas zu verschwinden. Das Problem dabei ist, dass es im Weltraum keine leicht verfügbare Quelle für geeigneten Kohlenstoff gibt. Kohlenstoffhaltige Chondrite haben ziemlich komplizierte Moleküle. Die Vorfahren verwendeten Holzkohle, und obwohl dies KEIN reiner Kohlenstoff ist, ist es zufriedenstellend, da das einzige andere Element im Volumen dazu neigt, Sauerstoff zu sein. (Die meiste Holzkohle besteht zu etwa 35 % aus Sauerstoff.) Das Eisen in Meteoriten könnte sicherlich nützlich sein, aber für einige andere wertvolle Elemente wie Platin, obwohl es als Element vorhanden sein kann, wird es wahrscheinlich durch die Matrix gestreut und ist sehr verdünnen.

    Zweifellos wird es Möglichkeiten geben, solche Elemente zu isolieren, aber solche Methoden werden sich wahrscheinlich etwas von unseren unterscheiden. In einigen meiner Romane habe ich die Moleküle durch Fusionskraft zu Atomen zerreißen lassen, sie ionisiert und die Elemente ähnlich wie bei einem Massenspektrometer separiert, dh sie werden beschleunigt und dann mit starken elektromagnetischen Feldern gebogen. Die “beuge” in der nachfolgenden Flugbahn hängt von der Masse der Ionen ab, daher wird jedes Isotop getrennt. Ja, das ist Fiktion, aber was auch immer verwendet wird, würde jetzt wahrscheinlich wie Fiktion erscheinen. Bei jeder Investition ist Vorsicht geboten!


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    Diese Arbeit begann 2018 im Rahmen des Summer Intern Program des LPI, das kompetitiv ausgewählte Studenten nach Houston bringt, um mit Wissenschaftlern des LPI und der Abteilung Astromaterials Research and Exploration Science (ARES) des NASA Johnson Space Center Spitzenforschung zu betreiben.

    LPI wird von der Universities Space Research Association (USRA) betrieben.

    Diese Ergebnisse könnten alles ändern, was Experten über den zweiten Planeten in unserem Sonnensystem geglaubt haben, insbesondere Computerbilder der Venus, die erst 2016 veröffentlicht wurden und zeigen, wie er vor Milliarden von Jahren ausgesehen haben könnte

    Diese Ergebnisse könnten alles ändern, was Experten über den zweiten Planeten in unserem Sonnensystem geglaubt haben, insbesondere Computerbilder der Venus, die erst 2016 veröffentlicht wurden und zeigen, wie er vor Milliarden von Jahren ausgesehen haben könnte.

    Wissenschaftler des Goddard Institute for Space Studies (GISS) der NASA in New York verwendeten ein Modell, das dem Typ ähnelt, der zur Vorhersage des zukünftigen Klimawandels auf der Erde verwendet wird, um in die Vergangenheit der Venus zu schauen.

    "Viele der gleichen Werkzeuge, die wir zur Modellierung des Klimawandels auf der Erde verwenden, können angepasst werden, um das Klima auf anderen Planeten zu untersuchen, sowohl in der Vergangenheit als auch in der Gegenwart", sagte Dr. Michael Way, Forscher am GISS und Hauptautor der Studie.

    Wenn das Hochland von Ovda Regio wie der größte Teil der Venus aus Basaltgestein besteht, wurden sie wahrscheinlich durch innere Kräfte auf ihre aktuelle Höhe gedrückt, möglicherweise wie Berge, die aus der Plattentektonik auf der Erde resultieren

    "Diese Ergebnisse zeigen, dass die alte Venus möglicherweise ein ganz anderer Ort war als heute."

    Wissenschaftler dachten lange, dass die Venus aus ähnlichen Zutaten wie die der Erde gebildet wurde, aber sie folgten einem anderen evolutionären Weg.


    Inhalt

    Die Vorstellung von Wasser auf dem Mars ging dem Weltraumzeitalter Hunderte von Jahren voraus. Frühe Teleskopbeobachter nahmen richtigerweise an, dass die weißen Polkappen und Wolken Anzeichen für die Anwesenheit von Wasser waren. Diese Beobachtungen, gepaart mit der Tatsache, dass der Mars einen 24-Stunden-Tag hat, veranlassten den Astronomen William Herschel 1784 zu der Erklärung, dass der Mars seinen Bewohnern wahrscheinlich "in vielerlei Hinsicht eine ähnliche Situation wie wir" bot. [75]

    Zu Beginn des 20. Jahrhunderts erkannten die meisten Astronomen, dass der Mars viel kälter und trockener war als die Erde. Die Anwesenheit von Ozeanen wurde nicht mehr akzeptiert, so dass das Paradigma zu einem Bild vom Mars als einem "sterbenden" Planeten mit nur einer spärlichen Wassermenge wechselte. Die dunklen Bereiche, die sich saisonal ändern, galten damals als Vegetationsflächen. [76] Der Mann, der am meisten für die Popularisierung dieser Sichtweise des Mars verantwortlich war, war Percival Lowell (1855-1916), der sich eine Rasse von Marsmenschen vorstellte, die ein Netzwerk von Kanälen bauen sollten, um Wasser von den Polen zu den Bewohnern am Äquator zu bringen. Obwohl Lowells Ideen eine enorme öffentliche Begeisterung hervorriefen, wurden sie von den meisten Astronomen abgelehnt. Die Mehrheitsansicht des wissenschaftlichen Establishments zu dieser Zeit wird wahrscheinlich am besten vom englischen Astronomen Edward Walter Maunder (1851–1928) zusammengefasst, der das Klima des Mars mit den Bedingungen auf einem zwanzigtausend Fuß hohen Gipfel auf einer arktischen Insel verglich [77] wo nur Flechten dürften überleben.

    In der Zwischenzeit verfeinerten viele Astronomen das Werkzeug der Planetenspektroskopie in der Hoffnung, die Zusammensetzung der Marsatmosphäre zu bestimmen. Zwischen 1925 und 1943 versuchten Walter Adams und Theodore Dunham am Mount Wilson Observatory, Sauerstoff und Wasserdampf in der Marsatmosphäre zu identifizieren, mit allgemein negativen Ergebnissen. Der einzige sicher bekannte Bestandteil der Marsatmosphäre war Kohlendioxid (CO2) spektroskopisch von Gerard Kuiper 1947 identifiziert. [78] Wasserdampf wurde erst 1963 eindeutig auf dem Mars nachgewiesen. [79]

    Die Zusammensetzung der Polkappen, die seit Cassini (1666) als Wassereis angesehen wird, wurde Ende des 19. Jahrhunderts von einigen Wissenschaftlern in Frage gestellt, die CO bevorzugten2 Eis, wegen der insgesamt niedrigen Temperatur des Planeten und des offensichtlichen Mangels an merklichem Wasser. Diese Hypothese wurde 1966 von Robert Leighton und Bruce Murray theoretisch bestätigt. [80] Heute weiß man, dass die Winterkappen an beiden Polen hauptsächlich aus CO . bestehen2 Eis, sondern dass während des Sommers am Nordpol eine permanente (oder mehrjährige) Kappe aus Wassereis verbleibt. Am Südpol eine kleine CO .-Kappe2 Eis bleibt während des Sommers, aber auch diese Kappe wird von Wassereis unterlagert.

    Das letzte Stück des Mars-Klima-Puzzles wurde 1965 von Mariner 4 geliefert. Körnige Fernsehbilder der Raumsonde zeigten eine Oberfläche, die von Einschlagskratern dominiert wurde, was darauf hindeutet, dass die Oberfläche sehr alt war und nicht das Ausmaß an Erosion und tektonischer Aktivität erlebt hatte auf der Erde. Die geringe Erosion führte dazu, dass flüssiges Wasser wahrscheinlich seit Milliarden von Jahren keine große Rolle in der Geomorphologie des Planeten gespielt hatte. [81] Darüber hinaus ermöglichten die Variationen des Funksignals des Raumfahrzeugs, das hinter dem Planeten vorbeiflog, den Wissenschaftlern, die Dichte der Atmosphäre zu berechnen. Die Ergebnisse zeigten einen atmosphärischen Druck von weniger als 1% des Erddrucks auf Meereshöhe, was die Existenz von flüssigem Wasser effektiv ausschließt, das bei solch niedrigen Drücken schnell kochen oder gefrieren würde. [82] So entstand eine Vision des Mars von einer Welt ähnlich dem Mond, aber mit nur einem Hauch einer Atmosphäre, um den Staub herumzublasen. Diese Ansicht des Mars würde fast ein weiteres Jahrzehnt dauern, bis Mariner 9 einen viel dynamischeren Mars zeigte, mit Hinweisen darauf, dass die vergangene Umgebung des Planeten milder war als die gegenwärtige.

    Am 24. Januar 2014 berichtete die NASA, dass aktuelle Studien zum Mars der Neugierde und Gelegenheit Rover werden nach Beweisen für antikes Leben suchen, einschließlich einer Biosphäre, die auf autotrophen, chemotrophen und/oder chemolitho-autotrophen Mikroorganismen basiert, sowie nach altem Wasser, einschließlich fluvio-lakustrinischer Umgebungen (Ebenen, die mit alten Flüssen oder Seen in Verbindung stehen), die möglicherweise bewohnbar gewesen. [83] [84] [85]

    Viele Jahre lang wurde angenommen, dass die beobachteten Überschwemmungen durch die Freisetzung von Wasser aus einem globalen Grundwasserspiegel verursacht wurden, aber im Jahr 2015 veröffentlichte Forschungen zeigen, dass regionale Ablagerungen von Sediment und Eis 450 Millionen Jahre zuvor die Quelle waren. [86] "Ablagerung von Sedimenten aus Flüssen und mit Gletscherschmelze gefüllten riesigen Canyons unter dem Urmeer im nördlichen Tiefland des Planeten. Es war das in diesen Canyonsedimenten erhaltene Wasser, das später als große Fluten freigesetzt wurde, deren Auswirkungen heute noch zu sehen sind ." [45] [86]

    Es ist allgemein anerkannt, dass der Mars sehr früh in seiner Geschichte über reichlich Wasser verfügte, [87] [88] aber alle großen Bereiche flüssigen Wassers sind seitdem verschwunden. Ein Teil dieses Wassers wird auf dem modernen Mars sowohl als Eis zurückgehalten als auch in die Struktur reichlich wasserreicher Materialien eingeschlossen, darunter Tonmineralien (Phyllosilikate) und Sulfate. [89] [90] Studien zu Wasserstoffisotopenverhältnissen weisen darauf hin, dass Asteroiden und Kometen jenseits von 2,5 Astronomischen Einheiten (AE) die Quelle des Marswassers [91] darstellen, das derzeit 6 bis 27 % des heutigen Ozeans der Erde ausmacht. [91]

    Wasser in Verwitterungsprodukten (wässrige Mineralien) Bearbeiten

    Der Urgesteinstyp auf der Marsoberfläche ist Basalt, ein feinkörniges magmatisches Gestein, das hauptsächlich aus den mafischen Silikatmineralen Olivin, Pyroxen und Plagioklas-Feldspat besteht. [92] Wenn sie Wasser und atmosphärischen Gasen ausgesetzt werden, verwittern diese Mineralien chemisch zu neuen (sekundären) Mineralien, von denen einige Wasser in ihre kristallinen Strukturen einbauen können, entweder als H2O oder als Hydroxyl (OH). Beispiele für hydratisierte (oder hydroxylierte) Mineralien sind das Eisenhydroxid Goethit (ein häufiger Bestandteil terrestrischer Böden), die Evaporitminerale Gips und Kieserit, Opalsilica und Schichtsilikate (auch Tonminerale genannt), wie Kaolinit und Montmorillonit. Alle diese Mineralien wurden auf dem Mars entdeckt. [93]

    Ein direkter Effekt der chemischen Verwitterung besteht darin, Wasser und andere reaktive chemische Spezies zu verbrauchen, sie aus mobilen Reservoirs wie der Atmosphäre und Hydrosphäre zu entnehmen und in Gesteinen und Mineralien zu speichern. [94] Die Menge an Wasser, die in der Marskruste als hydratisierte Mineralien gespeichert ist, ist derzeit unbekannt, kann aber ziemlich groß sein. [95] Zum Beispiel mineralogische Modelle der Gesteinsaufschlüsse, die mit Instrumenten auf dem Gelegenheit Rover bei Meridiani Planum vermuten, dass die Sulfatlagerstätten dort bis zu 22 Gewichtsprozent Wasser enthalten könnten. [96]

    Auf der Erde beinhalten alle chemischen Verwitterungsreaktionen bis zu einem gewissen Grad Wasser. [97] Daher bauen viele sekundäre Mineralien kein Wasser ein, benötigen aber dennoch Wasser, um sich zu bilden.Einige Beispiele für wasserfreie Sekundärmineralien umfassen viele Carbonate, einige Sulfate (z. B. Anhydrit) und Metalloxide wie das Eisenoxidmineral Hämatit. Auf dem Mars können sich einige dieser Verwitterungsprodukte theoretisch ohne Wasser oder mit geringen Mengen als Eis oder in dünnen molekularen Filmen (Monoschichten) bilden. [98] [99] Inwieweit solche exotischen Verwitterungsprozesse auf dem Mars ablaufen, ist noch ungewiss. Mineralien, die Wasser enthalten oder sich in Gegenwart von Wasser bilden, werden allgemein als "wässrige Mineralien" bezeichnet.

    Wässrige Mineralien sind empfindliche Indikatoren für die Art der Umgebung, die existierte, als sich die Mineralien bildeten. Wie leicht wässrige Reaktionen ablaufen (siehe Gibbs freie Energie) hängt vom Druck, der Temperatur und den Konzentrationen der beteiligten gasförmigen und löslichen Spezies ab. [100] Zwei wichtige Eigenschaften sind der pH-Wert und das Redoxpotential (Eha). Zum Beispiel bildet sich das Sulfatmineral Jarosit nur in Wasser mit niedrigem pH-Wert (stark saurem Wasser). Schichtsilikate bilden sich normalerweise in Wasser mit neutralem bis hohem pH-Wert (alkalisch). Eha ist ein Maß für den Oxidationszustand eines wässrigen Systems. Hierherkommenha und pH-Wert zeigen die Arten von Mineralien an, die thermodynamisch am stabilsten sind und sich daher am wahrscheinlichsten aus einem gegebenen Satz wässriger Komponenten bilden. So können vergangene Umweltbedingungen auf dem Mars, auch solche, die dem Leben förderlich waren, aus den in den Gesteinen vorhandenen Mineralientypen abgeleitet werden.

    Hydrothermale Veränderung Bearbeiten

    Wässrige Mineralien können sich auch im Untergrund durch hydrothermale Flüssigkeiten bilden, die durch Poren und Spalten wandern. Die Wärmequelle, die ein hydrothermales System antreibt, können nahegelegene Magmakörper oder Restwärme von großen Einschlägen sein. [101] Eine wichtige Art der hydrothermalen Veränderung in der ozeanischen Erdkruste ist die Serpentinisierung, die auftritt, wenn Meerwasser durch ultramafische und basaltische Gesteine ​​wandert. Die Wasser-Gesteins-Reaktionen führen zur Oxidation von Eisen(II) in Olivin und Pyroxen, um Eisen(III) (als Mineral Magnetit) zu produzieren, was molekularen Wasserstoff (H2) als Nebenprodukt. Der Prozess erzeugt eine stark alkalische und reduzierende (niedrige Eh) Umgebung, die die Bildung bestimmter Schichtsilikate (Serpentinmineralien) und verschiedener Karbonatmineralien begünstigt, die zusammen ein Gestein namens Serpentinit bilden. [102] Das erzeugte Wasserstoffgas kann eine wichtige Energiequelle für chemosynthetische Organismen sein oder mit CO . reagieren2 Methangas zu produzieren, ein Prozess, der als nicht-biologische Quelle für die Spuren von Methan in der Marsatmosphäre angesehen wurde. [103] Auch Serpentinmineralien können in ihrer Kristallstruktur viel Wasser (als Hydroxyl) speichern. Eine kürzlich durchgeführte Studie hat argumentiert, dass hypothetische Serpentinite in der alten Hochlandkruste des Mars eine 500 Meter dicke globale äquivalente Schicht (GEL) Wasser enthalten könnten. [104] Obwohl einige Serpentinenmineralien auf dem Mars entdeckt wurden, sind aus Fernerkundungsdaten keine weit verbreiteten Aufschlüsse ersichtlich. [105] Diese Tatsache schließt das Vorhandensein großer Mengen von Serpentinit in der Tiefe der Marskruste nicht aus.

    Verwitterungsraten Bearbeiten

    Die Geschwindigkeiten, mit denen primäre Mineralien in sekundäre wässrige Mineralien umgewandelt werden, variieren. Primäre Silikatminerale kristallisieren aus Magma unter Drücken und Temperaturen, die erheblich höher sind als die Bedingungen an der Oberfläche eines Planeten. Wenn sie einer Oberflächenumgebung ausgesetzt sind, befinden sich diese Mineralien aus dem Gleichgewicht und neigen dazu, mit verfügbaren chemischen Komponenten zu interagieren, um stabilere Mineralphasen zu bilden. Im Allgemeinen verwittern die Silikatminerale, die bei den höchsten Temperaturen kristallisieren (erstarren zuerst in einem abkühlenden Magma), am schnellsten. [106] Auf der Erde und auf dem Mars ist Olivin das am häufigsten vorkommende Mineral, das dieses Kriterium erfüllt, das in Gegenwart von Wasser leicht zu Tonmineralen verwittert.

    Olivin ist auf dem Mars weit verbreitet, [107] was darauf hindeutet, dass die Marsoberfläche nicht durch Wasser durchdringend verändert wurde. [108] [109] [110]

    Marsmeteoriten Bearbeiten

    Über 60 Meteoriten wurden gefunden, die vom Mars stammten. [111] Einige von ihnen enthalten Hinweise darauf, dass sie auf dem Mars Wasser ausgesetzt waren. Einige Mars-Meteoriten, die als basaltische Shergottite bezeichnet werden, scheinen (aufgrund der Anwesenheit von hydratisierten Karbonaten und Sulfaten) vor dem Ausstoß in den Weltraum flüssigem Wasser ausgesetzt gewesen zu sein. [112] [113] Es wurde gezeigt, dass eine andere Klasse von Meteoriten, die Nakhliten, vor etwa 620 Millionen Jahren mit flüssigem Wasser überflutet und vor etwa 10,75 Millionen Jahren durch einen Asteroideneinschlag vom Mars geschleudert wurden. Sie sind innerhalb der letzten 10.000 Jahre auf die Erde gefallen. [114] Der Mars-Meteorit NWA 7034 hat eine Größenordnung mehr Wasser als die meisten anderen Mars-Meteoriten. Es ähnelt den Basalten, die von Rover-Missionen untersucht wurden, und es wurde in der frühen Amazonas-Epoche gebildet. [115] [116]

    1996 berichtete eine Gruppe von Wissenschaftlern über das mögliche Vorhandensein von Mikrofossilien im Allan Hills 84001, einem Meteoriten vom Mars. [117] Viele Studien bestritten die Gültigkeit ihrer Interpretation, die hauptsächlich auf der Form dieser mutmaßlichen Fossilien beruhte. [118] [119] Es wurde festgestellt, dass die meisten organischen Stoffe im Meteoriten terrestrischen Ursprungs waren. [120] Darüber hinaus besteht der wissenschaftliche Konsens darin, dass "Morphologie allein nicht eindeutig als Werkzeug zur Erkennung primitiver Lebensformen verwendet werden kann." [121] [122] [123] Die Interpretation der Morphologie ist notorisch subjektiv, und ihre Verwendung allein hat zu zahlreichen Interpretationsfehlern geführt. [121]

    Seen und Flusstäler Bearbeiten

    Die Raumsonde Mariner 9 von 1971 hat unsere Vorstellungen von Wasser auf dem Mars revolutioniert. In vielen Gebieten wurden riesige Flusstäler gefunden. Bilder zeigten, dass Wasserfluten Dämme durchbrachen, tiefe Täler gruben, Rillen in das Grundgestein erodierten und Tausende von Kilometern zurücklegten. [45] Gebiete mit verzweigten Bächen auf der Südhalbkugel deuteten darauf hin, dass einst Regen fiel. [124] [125] Die Zahl der erkannten Täler hat im Laufe der Zeit zugenommen. Im Juni 2010 veröffentlichte Forschungsergebnisse kartierten 40.000 Flusstäler auf dem Mars, was ungefähr die Zahl der zuvor identifizierten Flusstäler vervierfacht. [31] Marswassergetragene Merkmale können in zwei verschiedene Klassen eingeteilt werden: 1) dendritische (verzweigte), terrestrische, weit verbreitete Talnetzwerke aus der Noach-Zeit und 2) außergewöhnlich große, lange, einfädige, isolierte, hesperische -Alter Abflusskanäle. Neuere Arbeiten legen nahe, dass es in den mittleren Breiten auch eine Klasse von derzeit rätselhaften, kleineren, jüngeren (Hesperian bis Amazonas) Kanälen geben könnte, die möglicherweise mit dem gelegentlichen lokalen Schmelzen von Eisablagerungen verbunden sind. [126] [127]

    Einige Teile des Mars zeigen ein umgekehrtes Relief. Dies tritt auf, wenn sich Sedimente auf dem Boden eines Baches ablagern und dann, vielleicht durch Zementierung, gegen Erosion resistent werden. Später kann das Gebiet begraben werden. Durch die Erosion wird schließlich die Deckschicht entfernt und die ehemaligen Bäche werden sichtbar, da sie gegen Erosion resistent sind. Mars Global Surveyor hat mehrere Beispiele für diesen Prozess gefunden. [128] [129] Viele invertierte Ströme wurden in verschiedenen Regionen des Mars entdeckt, insbesondere in der Medusae Fossae-Formation, [130] Miyamoto-Krater, [131] Saheki-Krater, [132] und dem Juventae-Plateau. [133] [134]

    Auf dem Mars wurden verschiedene Seebecken entdeckt. [135] Einige sind in ihrer Größe mit den größten Seen der Erde vergleichbar, wie dem Kaspischen Meer, dem Schwarzen Meer und dem Baikalsee. Im südlichen Hochland finden sich Seen, die von Talnetzen gespeist wurden. Es gibt Orte, die sind geschlossene Senken, in die Flusstäler hineinführen. Es wird angenommen, dass diese Gebiete einst Seen enthielten, von denen einer in Terra Sirenum ist, deren Überlauf durch Ma'adim Vallis in den Gusev-Krater wanderte, der vom Mars Exploration Rover Spirit erforscht wurde. Ein weiterer befindet sich in der Nähe von Parana Valles und Loire Vallis. [136] Es wird angenommen, dass einige Seen durch Niederschläge entstanden sind, während andere aus Grundwasser entstanden sind. [49] [50] Es wird geschätzt, dass Seen im Argyre-Becken, [38] [39] im Hellas-Becken, [51] und möglicherweise in Valles Marineris existiert haben. [52] [137] [138] Es ist wahrscheinlich, dass zeitweise im Noachium viele Krater Seen beherbergten. Diese Seen stimmen mit einer kalten, trockenen (nach Erdstandards) hydrologischen Umgebung überein, die der des Great Basin im Westen der USA während des letzten glazialen Maximums ähnelt. [139]

    Untersuchungen aus dem Jahr 2010 deuten darauf hin, dass der Mars auch entlang von Teilen des Äquators Seen hatte. Obwohl frühere Forschungen gezeigt hatten, dass der Mars eine warme und feuchte Frühgeschichte hatte, die längst ausgetrocknet ist, existierten diese Seen in der Hesperischen Epoche, einer viel späteren Zeit. Anhand detaillierter Bilder des Mars Reconnaissance Orbiter der NASA spekulieren die Forscher, dass es während dieser Zeit zu erhöhter vulkanischer Aktivität, Meteoriteneinschlägen oder Verschiebungen in der Marsbahn gekommen sein könnte, um die Marsatmosphäre ausreichend zu erwärmen, um das reichlich vorhandene Eis im Boden zu schmelzen. Vulkane hätten Gase freigesetzt, die die Atmosphäre für einen vorübergehenden Zeitraum verdicken, mehr Sonnenlicht einfangen und es warm genug machen, damit flüssiges Wasser existieren kann. In dieser Studie wurden Kanäle entdeckt, die Seebecken in der Nähe von Ares Vallis verbanden. Als sich ein See füllte, floss sein Wasser über die Ufer und grub die Kanäle in einen tieferen Bereich, wo sich ein weiterer See bilden würde. [140] [141] Diese Trockenseen wären Ziele, um nach Beweisen (Biosignaturen) für vergangenes Leben zu suchen.

    Am 27. September 2012 gaben NASA-Wissenschaftler bekannt, dass die Neugier Rover fanden direkte Beweise für ein altes Bachbett im Gale-Krater, was auf einen alten "starken Wasserfluss" auf dem Mars hindeutet. [142] [143] [144] [145] Insbesondere die Analyse des nun trockenen Bachbettes ergab, dass das Wasser mit 3,3 km/h (0,92 m/s) floss, [142] möglicherweise in Hüfttiefe. Als Beweis für fließendes Wasser dienten abgerundete Kiesel und Kiesfragmente, die nur durch starke Flüssigkeitsströmungen verwittert worden sein konnten. Ihre Form und Ausrichtung deutet auf einen Ferntransport oberhalb des Kraterrandes hin, wo ein Kanal namens Peace Vallis in den Schwemmfächer mündet.

    Der Eridania-See ist ein theoretisierter alter See mit einer Oberfläche von etwa 1,1 Millionen Quadratkilometern. [146] [147] [148] Seine maximale Tiefe beträgt 2.400 Meter und sein Volumen beträgt 562.000 km 3 . Es war größer als das größte Binnenmeer der Erde, das Kaspische Meer, und enthielt mehr Wasser als alle anderen Marsseen zusammen. Das Eridania-Meer enthielt mehr als 9-mal so viel Wasser wie alle Großen Seen Nordamerikas. [149] [150] [151] Es wurde angenommen, dass sich die obere Oberfläche des Sees auf der Höhe von Talnetzen befindet, die den See umgeben. Sie enden alle auf derselben Höhe, was darauf hindeutet, dass sie in einen See mündeten. [152] [153] [154]

    Forschungen mit CRISM fanden mächtige Ablagerungen von mehr als 400 Metern Mächtigkeit, die die Mineralien Saponit, Talkum-Saponit, Fe-reicher Glimmer (zum Beispiel Glaukonit-Nontronit), Fe- und Mg-Serpentin, Mg-Fe-Ca-Karbonat enthielten und wahrscheinlich Fe-Sulfid. Das Fe-Sulfid bildete sich wahrscheinlich in Tiefenwasser aus Wasser, das von Vulkanen erhitzt wurde. Ein solcher Prozess, der als hydrothermal klassifiziert wird, könnte ein Ort gewesen sein, an dem das Leben auf der Erde begann. [151]

    Karte, die die geschätzte Wassertiefe in verschiedenen Teilen des Eridania-Meeres zeigt. Diese Karte hat einen Durchmesser von etwa 530 Meilen.

    Ablagerungen in tiefen Becken vom Boden des Eridania-Meeres. Die Tafelberge am Boden sind da, weil sie durch tiefe Wasser-/Eisbedeckung vor starker Erosion geschützt wurden. CRISM-Messungen zeigen, dass Mineralien aus hydrothermalen Ablagerungen am Meeresboden stammen können.

    Diagramm, das zeigt, wie vulkanische Aktivität die Ablagerung von Mineralien auf dem Boden des Eridania-Meeres verursacht haben könnte. Durch Verdunstung wurden Chloride entlang der Küstenlinie abgelagert.

    Seedeltas Bearbeiten

    Forscher haben eine Reihe von Beispielen für Deltas gefunden, die sich in Marsseen gebildet haben. [30] Das Auffinden von Deltas ist ein wichtiges Zeichen dafür, dass der Mars einst viel flüssiges Wasser hatte. Deltas benötigen normalerweise über einen langen Zeitraum tiefes Wasser, um sich zu bilden. Außerdem muss der Wasserstand stabil sein, damit Sedimente nicht weggespült werden. Deltas wurden in einem weiten geographischen Bereich gefunden, [49] obwohl es einige Hinweise darauf gibt, dass Deltas um die Ränder des mutmaßlichen ehemaligen nördlichen Ozeans des Mars konzentriert sein könnten. [155]

    Grundwasser Bearbeiten

    1979 glaubte man, dass sich Abflusskanäle in einzelnen, katastrophalen Brüchen von unterirdischen Wasserreservoirs bildeten, die möglicherweise durch Eis versiegelt waren und riesige Wassermengen über eine ansonsten trockene Marsoberfläche ableiteten. [156] [157] Darüber hinaus finden sich in den riesigen Wellen im Athabasca Vallis Hinweise auf schwere oder sogar katastrophale Überschwemmungen. [158] [159] Viele Abflusskanäle beginnen an den Merkmalen von Chaos oder Chasma und liefern Beweise für den Bruch, der ein unterirdisches Eissiegel durchbrochen haben könnte. [137]

    Die verzweigten Talnetzwerke des Mars stimmen nicht mit der Bildung durch plötzliche katastrophale Freisetzung von Grundwasser überein, sowohl in Bezug auf ihre dendritischen Formen, die nicht von einem einzigen Abflusspunkt stammen, als auch hinsichtlich der Abflüsse, die anscheinend entlang ihnen flossen. [160] Stattdessen haben einige Autoren argumentiert, dass sie durch langsames Versickern von Grundwasser aus dem Untergrund im Wesentlichen als Quellen gebildet wurden. [161] Um diese Interpretation zu unterstützen, beginnen die stromaufwärts gelegenen Enden vieler Täler in solchen Netzwerken mit Box-Canyon- oder "Amphitheater"-Köpfen, die auf der Erde typischerweise mit Grundwasserversickerung in Verbindung gebracht werden. Es gibt auch kaum Hinweise auf feinere Skalenkanäle oder Täler an den Spitzen der Kanäle, die einige Autoren so interpretiert haben, dass die Strömung plötzlich mit beträchtlichem Abfluss aus dem Untergrund auftrat, anstatt sich allmählich über die Oberfläche anzusammeln. [137] Andere haben die Verbindung zwischen Amphitheaterköpfen von Tälern und der Bildung von Grundwasser für terrestrische Beispiele bestritten, [162] und argumentiert, dass das Fehlen von feinskaligen Köpfen zu Talnetzwerken auf ihre Entfernung durch Verwitterung oder Impact Gardening zurückzuführen ist. [137] Die meisten Autoren akzeptieren, dass die meisten Talnetzwerke zumindest teilweise durch Grundwassersickerprozesse beeinflusst und geformt wurden.

    Grundwasser spielte auch eine entscheidende Rolle bei der Kontrolle breit angelegter Sedimentationsmuster und -prozesse auf dem Mars. [164] Nach dieser Hypothese kam Grundwasser mit gelösten Mineralien in und um Krater an die Oberfläche und half durch Zugabe von Mineralien – insbesondere Sulfat – und Zementierung von Sedimenten zur Bildung von Schichten. [163] [165] [166] [167] [168] [169] Mit anderen Worten, einige Schichten können durch aufsteigendes Grundwasser gebildet worden sein, das Mineralien ablagert und vorhandene, lockere, äolische Sedimente zementiert. Die gehärteten Schichten sind folglich besser vor Erosion geschützt. Eine 2011 veröffentlichte Studie mit Daten des Mars Reconnaissance Orbiter zeigt, dass in einem großen Gebiet, das Arabia Terra einschließt, die gleichen Arten von Sedimenten existieren. [170] Es wurde argumentiert, dass Gebiete, die reich an Sedimentgesteinen sind, auch diejenigen Gebiete sind, die am wahrscheinlichsten auf regionaler Ebene Grundwasserauftrieb erfahren haben. [171]

    Im Februar 2019 veröffentlichten europäische Wissenschaftler geologische Beweise für ein altes planetenweites Grundwassersystem, das wohl mit einem vermeintlichen riesigen Ozean verbunden war. [172] [173] [174] [175] Im September 2019 berichteten Forscher, dass die Einblick Lander entdeckte unerklärliche magnetische Impulse und magnetische Schwingungen, die mit einem planetenweiten Reservoir von flüssigem Wasser tief unter der Erde übereinstimmen. [176]

    Mars-Ozean-Hypothese Bearbeiten

    Die Mars-Ozean-Hypothese schlägt vor, dass das Vastitas-Borealis-Becken mindestens einmal ein Ozean aus flüssigem Wasser war, [23] und liefert Beweise dafür, dass fast ein Drittel der Oberfläche des Mars zu Beginn der geologischen Geschichte des Planeten von einem flüssigen Ozean bedeckt war . [135] [178] Dieser Ozean, genannt Oceanus Borealis, [23] hätte das Vastitas Borealis-Becken auf der Nordhalbkugel gefüllt, eine Region, die 4–5 Kilometer (2,5–3,1 Meilen) unter der mittleren planetaren Höhe liegt. Zwei große mutmaßliche Küstenlinien wurden vorgeschlagen: eine höhere, die auf einen Zeitraum von vor etwa 3,8 Milliarden Jahren datiert und gleichzeitig mit der Bildung der Talnetzwerke in den Highlands zusammenfällt, und eine niedrigere, die möglicherweise mit den jüngeren Abflusskanälen korreliert. Die höhere, die 'Arabia Shoreline', kann rund um den Mars verfolgt werden, außer durch die Vulkanregion Tharsis. Der untere, der 'Deuteronilus', folgt der Vastitas Borealis-Formation. [137]

    Eine Studie im Juni 2010 kam zu dem Schluss, dass der ältere Ozean 36 % des Mars bedeckt hätte. [30] [31] Daten des Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), das die Höhe des gesamten Geländes auf dem Mars misst, wurden 1999 verwendet, um zu bestimmen, dass die Wasserscheide für einen solchen Ozean etwa 75% des Planeten bedeckt hätte. [179] Der frühe Mars hätte ein wärmeres Klima und eine dichtere Atmosphäre benötigt, um flüssiges Wasser an der Oberfläche zu ermöglichen. [180] [181] Darüber hinaus spricht die große Anzahl von Talnetzwerken stark für die Möglichkeit eines Wasserkreislaufs auf dem Planeten in der Vergangenheit. [165] [182]

    Die Existenz eines urzeitlichen Marsozeans bleibt unter Wissenschaftlern umstritten, und die Interpretation einiger Merkmale als "alte Küstenlinien" wurde in Frage gestellt. [183] ​​[184] Ein Problem mit der mutmaßlichen 2 Milliarden Jahre alten (2 Ga) Küstenlinie besteht darin, dass sie nicht flach ist, d. h. nicht einer Linie mit konstantem Gravitationspotential folgt. Dies könnte auf eine Veränderung der Verteilung der Marsmasse zurückzuführen sein, vielleicht auf einen Vulkanausbruch oder einen Meteoriteneinschlag [185] die Vulkanprovinz Elysium oder das massive Utopia-Becken, das unter den nördlichen Ebenen vergraben ist, wurden als wahrscheinlichste Ursachen genannt forward . [165]

    Im März 2015 stellten Wissenschaftler fest, dass es Beweise für einen alten Marsozean gibt, der wahrscheinlich auf der nördlichen Hemisphäre des Planeten liegt und etwa die Größe des Arktischen Ozeans der Erde oder etwa 19% der Marsoberfläche hat. Dieser Befund wurde aus dem Verhältnis von Wasser und Deuterium in der modernen Marsatmosphäre im Vergleich zu dem auf der Erde gefundenen Verhältnis abgeleitet. Auf dem Mars wurde achtmal so viel Deuterium gefunden als auf der Erde, was darauf hindeutet, dass der alte Mars deutlich mehr Wasser hatte. Ergebnisse aus dem Neugierde Rover hatte zuvor im Gale-Krater einen hohen Anteil an Deuterium gefunden, der jedoch nicht signifikant hoch genug war, um die Anwesenheit eines Ozeans zu vermuten. Andere Wissenschaftler warnen davor, dass diese neue Studie nicht bestätigt wurde, und weisen darauf hin, dass die Klimamodelle des Mars noch nicht gezeigt haben, dass der Planet in der Vergangenheit warm genug war, um flüssige Wasserkörper zu tragen. [186]

    Im Mai 2016 wurden weitere Beweise für einen nördlichen Ozean veröffentlicht, die beschreiben, wie ein Teil der Oberfläche im Ismenius-Lacus-Viereck durch zwei Tsunamis verändert wurde. Die Tsunamis wurden durch Asteroiden verursacht, die auf das Meer trafen. Beide galten als stark genug, um Krater mit einem Durchmesser von 30 km zu erzeugen. Der erste Tsunami hob und trug Felsbrocken in der Größe von Autos oder kleinen Häusern. Die Rückspülung der Welle bildete Kanäle, indem die Felsbrocken neu angeordnet wurden. Der zweite kam, als das Meer 300 m tiefer war. Der zweite trug viel Eis, das in Tälern abgeworfen wurde. Berechnungen zeigen, dass die durchschnittliche Höhe der Wellen 50 m betragen hätte, die Höhen jedoch zwischen 10 m und 120 m variieren würden.Numerische Simulationen zeigen, dass sich in diesem speziellen Teil des Ozeans alle 30 Millionen Jahre zwei Einschlagskrater mit einer Größe von 30 km Durchmesser bilden würden. Die Implikation hier ist, dass ein großer nördlicher Ozean seit Millionen von Jahren existiert haben könnte. Ein Argument gegen einen Ozean war das Fehlen von Küstenlinien. Diese Merkmale könnten durch diese Tsunami-Ereignisse weggespült worden sein. Die in dieser Forschung untersuchten Teile des Mars sind Chryse Planitia und das nordwestliche Arabia Terra. Diese Tsunamis betrafen einige Oberflächen im Ismenius-Lacus-Viereck und im Mare-Acidalium-Viereck. [187] [188] [189] [190]

    Im Juli 2019 wurde Unterstützung für einen alten Ozean auf dem Mars gemeldet, der möglicherweise von einer möglichen Mega-Tsunami-Quelle gebildet wurde, die aus einem Meteoriteneinschlag resultierte, der den Lomonosov-Krater schuf. [191] [192]

    Beweise für die letzten Flows Bearbeiten

    Reines flüssiges Wasser kann auf der Marsoberfläche mit seinem gegenwärtig niedrigen Atmosphärendruck und seiner niedrigen Temperatur nicht in stabiler Form existieren, außer in den niedrigsten Höhen für einige Stunden. [193] [194] Ein geologisches Mysterium begann also im Jahr 2006, als Beobachtungen von NASAs Mars-Aufklärungsorbiter offenbarten Gully-Ablagerungen, die vor zehn Jahren nicht vorhanden waren, möglicherweise verursacht durch fließende flüssige Sole während der wärmsten Monate auf dem Mars. [195] [196] Die Bilder waren von zwei Kratern in Terra Sirenum und Centauri Montes, die das Vorhandensein von Strömungen (nass oder trocken) auf dem Mars irgendwann zwischen 1999 und 2001 zu zeigen scheinen. [195] [197] [198]

    In der wissenschaftlichen Gemeinschaft herrscht Uneinigkeit darüber, ob Rinnen durch flüssiges Wasser gebildet werden oder nicht. Es ist auch möglich, dass die Flüsse, die Rinnen schnitzen, trockene Körner sind [199] [200] oder vielleicht durch Kohlendioxid geschmiert werden. Einige Studien belegen, dass sich im südlichen Hochland bildende Rinnen aufgrund falscher Bedingungen nicht durch Wasser gebildet werden konnten. Die nicht geothermischen, kälteren Niederdruckregionen würden zu keinem Zeitpunkt des Jahres flüssigem Wasser weichen, wären aber ideal für festes Kohlendioxid. Das im wärmeren Sommer schmelzende Kohlendioxid würde flüssiges Kohlendioxid ergeben, das dann die Rinnen bildet. [201] [202] Auch wenn Rinnen von fließendem Wasser an der Oberfläche geformt werden, sind die genaue Quelle des Wassers und die Mechanismen seiner Bewegung nicht verstanden. [203]

    Die Trockenrinnen sind tiefe Rillen, die das ganze Jahr über in die Hänge geätzt sind. Es gibt viele andere Merkmale auf dem Mars, und einige von ihnen ändern sich saisonal.

    Im August 2011 gab die NASA bekannt, dass die Studentin Lujendra Ojha [204] aktuelle jahreszeitliche Veränderungen an steilen Hängen unter felsigen Aufschlüssen in der Nähe von Kraterrändern in der südlichen Hemisphäre entdeckt hat. Diese dunklen Streifen, die jetzt als Recurrent Slope Lineae (RSL) bezeichnet werden, wurden während des wärmsten Teils des Marssommers abfallend beobachtet, um dann im Rest des Jahres allmählich zu verblassen und zwischen den Jahren zyklisch wiederkehrend. [15] Die Forscher schlugen vor, dass diese Markierungen mit salzigem Wasser (Sole) übereinstimmen, das den Hang hinunterfließt und dann verdunstet und möglicherweise eine Art Rückstand hinterlässt. [205] [206] Das spektroskopische Instrument CRISM hat seitdem direkte Beobachtungen von wasserhaltigen Salzen gemacht, die gleichzeitig mit der Bildung dieser wiederkehrenden Hanglineae auftreten, und bestätigt im Jahr 2015, dass diese Lineae durch den Fluss flüssiger Solen durch flache Böden erzeugt werden. Die Lineae enthalten hydratisierte Chlorat- und Perchloratsalze (ClO
    4 − ), die flüssige Wassermoleküle enthalten. [207] Die Lineae fließen im Marssommer bergab, wenn die Temperatur über −23 °C (−9 °F 250 K) liegt. [208] Die Quelle des Wassers bleibt jedoch unbekannt. [7] [209] [210] Neutronenspektrometerdaten des Mars-Odyssee orbiter, der über ein Jahrzehnt erhalten wurde, im Dezember 2017 veröffentlicht wurde und keine Hinweise auf Wasser (hydrierter Regolith) an den aktiven Zentren zeigt, sodass die Autoren auch die Hypothesen entweder kurzlebiger atmosphärischer Wasserdampfzerfließen oder trockener granulärer Strömungen unterstützen. [199] Sie kommen zu dem Schluss, dass flüssiges Wasser auf dem heutigen Mars auf Spuren gelöster Feuchtigkeit aus der Atmosphäre und dünne Filme beschränkt sein könnte, die eine Herausforderung für das Leben, wie wir es kennen, darstellen. [211]

    Eine beträchtliche Menge an Oberflächenwasserstoff wurde weltweit mit dem Neutronenspektrometer und dem Gammastrahlenspektrometer von Mars Odyssey beobachtet. [212] Es wird angenommen, dass dieser Wasserstoff in die molekulare Struktur des Eises eingebaut ist, und durch stöchiometrische Berechnungen wurden die beobachteten Flüsse in Konzentrationen von Wassereis in den oberen Metern der Marsoberfläche umgewandelt. Dieser Prozess hat gezeigt, dass Eis auf der heutigen Oberfläche sowohl weit verbreitet als auch reichlich vorhanden ist. Unterhalb des 60. Breitengrads ist Eis in mehreren Regionen konzentriert, insbesondere um die Elysium-Vulkane, Terra Sabaea und nordwestlich von Terra Sirenum, und existiert in Konzentrationen von bis zu 18% Eis im Untergrund. Oberhalb des 60. Breitengrads ist Eis sehr reichlich vorhanden. Auf 70 Breitengraden polwärts überschreiten die Eiskonzentrationen fast überall 25 % und nähern sich an den Polen 100 %. [213] Die Radarsondierungsinstrumente SHARAD und MARSIS haben auch bestätigt, dass einzelne Oberflächenmerkmale eisreich sind. Aufgrund der bekannten Instabilität des Eises bei den aktuellen Oberflächenbedingungen des Mars wird angenommen, dass fast das gesamte Eis von einer dünnen Schicht aus felsigem oder staubigem Material bedeckt ist.

    Die Beobachtungen des Neutronenspektrometers von Mars Odyssey zeigen, dass eine gleichmäßige Verteilung des gesamten Eises im obersten Meter der Marsoberfläche eine Wasseräquivalente globale Schicht (WEG) von mindestens ≈14 Zentimetern (5,5 Zoll) ergeben würde – mit anderen Worten: die global gemittelte Marsoberfläche besteht zu etwa 14 % aus Wasser. [214] Das Wassereis, das derzeit in beiden Marspolen eingeschlossen ist, entspricht einem WEG von 30 Metern (98 ft), und geomorphologische Hinweise begünstigen signifikant größere Mengen an Oberflächenwasser gegenüber der geologischen Geschichte, mit WEG bis zu einer Tiefe von 500 Metern (1.600 ft). [13] [214] Es wird angenommen, dass ein Teil dieses vergangenen Wassers in den tiefen Untergrund und ein Teil in den Weltraum verloren gegangen ist, obwohl die detaillierte Massenbilanz dieser Prozesse noch wenig verstanden ist. [137] Das gegenwärtige atmosphärische Wasserreservoir ist wichtig als Kanal, der die allmähliche Wanderung von Eis von einem Teil der Oberfläche zu einem anderen sowohl auf saisonalen als auch auf längeren Zeitskalen ermöglicht, aber sein Volumen ist unbedeutend mit einem WEG von nicht mehr als 10 Mikrometern (0,00039 Zoll). [214]

    Polare Eiskappen Bearbeiten

    Die Existenz von Eis in den nördlichen (Planum Boreum) und südlichen (Planum Australe) Polkappen des Mars ist seit der Zeit des Orbiters Mariner 9 bekannt. [215] Menge und Reinheit dieses Eises waren jedoch erst Anfang der 2000er Jahre bekannt. Im Jahr 2004 wurde das MARSIS-Radarlot auf der europäischen Mars-Express Der Satellit bestätigte die Existenz von relativ sauberem Eis in der südpolaren Eiskappe, die sich bis in eine Tiefe von 3,7 Kilometern (2,3 Meilen) unter der Oberfläche erstreckt. [216] [217] Ebenso das SHARAD-Radarlot an Bord der Mars-Aufklärungsorbiter beobachtete die Basis der Nordpolkappe 1,5 – 2 km unter der Oberfläche. Zusammengenommen ist das Eisvolumen in den Nord- und Südpolareiskappen des Mars ähnlich dem des grönländischen Eisschildes. [218]

    Es wird vermutet, dass sich in der Antike (Hesperian-Zeit) ein noch größerer Eisschild auf der Südpolarregion zurückgezogen hat, der 20 Millionen km 3 Wassereis enthalten könnte, was einer 137 m tiefen Schicht über dem gesamten Planeten entspricht. [219] [220]

    Beide Polkappen zeigen reichliche innere Eis- und Staubschichten, wenn sie mit Bildern der spiralförmigen Tröge untersucht werden, die ihr Volumen durchschneiden, und die Radarmessungen unter der Oberfläche zeigten, dass sich diese Schichten kontinuierlich über die Eisschilde erstrecken. Diese Schichtung enthält eine Aufzeichnung des vergangenen Klimas auf dem Mars, genau wie die Eisschilde der Erde eine Aufzeichnung des Erdklimas haben. Das Lesen dieser Aufzeichnungen ist jedoch nicht einfach, [221] daher haben viele Forscher diese Schichtung nicht nur untersucht, um die Struktur, Geschichte und Fließeigenschaften der Kappen zu verstehen, [137] sondern auch, um die Entwicklung des Klimas auf dem Mars zu verstehen. [222] [223]

    Um die Polkappen herum gibt es viele kleinere Eisschilde in Kratern, von denen einige unter dicken Ablagerungen von Sand oder Marsstaub liegen. [224] [225] Insbesondere wird geschätzt, dass der 81,4 Kilometer (50,6 Meilen) breite Korolev-Krater ungefähr 2.200 Kubikkilometer (530 Kubikmeter) Wassereis enthält, das an der Oberfläche exponiert ist. [226] Koroljows Boden liegt etwa 2 Kilometer (1,2 Meilen) unter dem Rand und wird von einem 1,8 Kilometer (1,1 Meilen) tiefen zentralen Hügel aus permanentem Wassereis mit einem Durchmesser von bis zu 60 Kilometern (37 Meilen) bedeckt. [226] [227]

    Subglaziale flüssiges Wasser Bearbeiten

    Die Existenz subglazialer Seen auf dem Mars wurde vermutet, als die Modellierung des Wostok-Sees in der Antarktis zeigte, dass dieser See vor der antarktischen Vereisung existiert haben könnte und dass möglicherweise ein ähnliches Szenario auf dem Mars aufgetreten sein könnte. [228] Im Juli 2018 berichteten Wissenschaftler der italienischen Raumfahrtbehörde über die Entdeckung eines solchen subglazialen Sees auf dem Mars, 1,5 Kilometer unterhalb der südlichen Polkappe und sich horizontal über 20 Kilometer (10 Meilen) erstreckend, der erste Beweis für einen stabilen Körper flüssigen Wassers auf dem Planeten. [66] [229] [230] [231] Der Beweis für diesen Marssee wurde aus einem hellen Fleck in den Radarecholotdaten des MARSIS-Radars an Bord der European . abgeleitet Mars-Express orbiter, [232], gesammelt zwischen Mai 2012 und Dezember 2015. Der entdeckte See befindet sich in der Mitte bei 193°E, 81°S, einem flachen Gebiet, das keine besonderen topographischen Eigenschaften aufweist, aber von höher gelegenem Boden umgeben ist, außer auf seiner Ostseite wo es eine Depression gibt. [66] Das SHARAD-Radar an Bord der NASA Mars-Aufklärungsorbiter hat keine Spur vom See gesehen. Die Betriebsfrequenzen von SHARAD sind auf eine höhere Auflösung, aber eine geringere Eindringtiefe ausgelegt. Wenn das darüberliegende Eis also eine erhebliche Menge an Silikaten enthält, ist es unwahrscheinlich, dass SHARAD den mutmaßlichen See erkennen kann.

    Am 28. September 2020 wurde die Entdeckung von MARSIS unter Verwendung neuer Daten und einer erneuten Analyse aller Daten mit einer neuen Technik bestätigt. Diese neuen Radarstudien berichten von drei weiteren subglazialen Seen auf dem Mars. Alle liegen 1,5 km (0,93 Meilen) unter der südlichen Polarkappe. Die Größe des ersten gefundenen und größten Sees wurde auf eine Breite von 30 km korrigiert. Es ist von 3 kleineren Seen umgeben, die jeweils einige Kilometer breit sind. [233]

    Da die Temperatur am Fuß der Polkappe auf 205 K (-68 °C -91 °F) geschätzt wird, gehen Wissenschaftler davon aus, dass das Wasser durch die Frostschutzwirkung von Magnesium- und Calciumperchloraten flüssig bleiben kann. [66] [234] Die 1,5 Kilometer lange Eisschicht, die den See bedeckt, besteht aus Wassereis mit 10 bis 20 % beigemischtem Staub und ist saisonal von einer 1 Meter dicken Schicht aus (3 CO
    2 Eis. [66] Da die Rohdatenabdeckung der südpolaren Eiskappe begrenzt ist, gaben die Entdecker an, dass "kein Grund zu der Schlussfolgerung besteht, dass das Vorhandensein von unterirdischem Wasser auf dem Mars auf einen einzigen Ort beschränkt ist." [66]

    Im Jahr 2019 wurde eine Studie veröffentlicht, die die physikalischen Bedingungen erforschte, die für die Existenz eines solchen Sees erforderlich sind. [235] Die Studie berechnete die Menge an Erdwärme, die erforderlich ist, um Temperaturen zu erreichen, bei denen eine Mischung aus flüssigem Wasser und Perchlorat unter dem Eis stabil wäre. Die Autoren kamen zu dem Schluss, dass „selbst wenn es lokale Konzentrationen großer Mengen von Perchloratsalzen am Fuß des Südpolareises gibt, die typischen Marsbedingungen zu kalt sind, um das Eis zu schmelzen. Eine lokale Wärmequelle innerhalb der Kruste ist erforderlich, um die Temperaturen zu erhöhen.“ , und eine Magmakammer im Umkreis von 10 km um das Eis könnte eine solche Wärmequelle darstellen. Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass Magmatismus auf dem Mars in letzter Zeit aktiv gewesen sein könnte, wenn die Flüssigwasser-Interpretation der Beobachtungen korrekt ist."

    Wenn tatsächlich ein flüssiger See existiert, kann sein Salzwasser auch mit Erde vermischt werden, um einen Schlamm zu bilden. [236] Der hohe Salzgehalt des Sees würde für die meisten Lebewesen Schwierigkeiten bereiten. Auf der Erde existieren als Halophile bezeichnete Organismen, die unter extrem salzigen Bedingungen gedeihen, jedoch nicht in dunklen, kalten, konzentrierten Perchloratlösungen. [236]

    Gemahlenes Eis Bearbeiten

    Seit vielen Jahren haben verschiedene Wissenschaftler vorgeschlagen, dass einige Marsoberflächen wie periglaziale Regionen der Erde aussehen. [237] In Analogie zu diesen terrestrischen Merkmalen wird seit vielen Jahren argumentiert, dass es sich um Permafrostgebiete handeln könnte. Dies würde darauf hindeuten, dass gefrorenes Wasser direkt unter der Oberfläche liegt. [199] [238] Ein gemeinsames Merkmal in den höheren Breiten, gemusterter Boden, kann in einer Reihe von Formen auftreten, einschließlich Streifen und Polygonen. Auf der Erde werden diese Formen durch das Einfrieren und Auftauen des Bodens verursacht. [239] Es gibt andere Arten von Beweisen für große Mengen an gefrorenem Wasser unter der Oberfläche des Mars, wie zum Beispiel die Erweichung des Geländes, die scharfe topographische Merkmale abrundet. [240] Beweise aus dem Gammastrahlenspektrometer von Mars Odyssey und direkte Messungen mit dem Phoenix-Lander haben bestätigt, dass viele dieser Merkmale eng mit dem Vorhandensein von Grundeis verbunden sind. [241]

    Im Jahr 2017 fanden Forscher mit der HiRISE-Kamera an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) mindestens acht erodierende Hänge mit freiliegenden Eisschilden von bis zu 100 Metern Dicke, die von einer etwa 1 oder 2 Meter dicken Erdschicht bedeckt waren. [242] [244] Die Fundstellen liegen in Breiten von etwa 55 bis 58 Grad, was darauf hindeutet, dass sich unter etwa einem Drittel der Marsoberfläche flaches Grundeis befindet. [242] Dieses Bild bestätigt, was zuvor mit dem Spektrometer auf Mars Odyssey 2001, den bodendurchdringenden Radaren auf MRO und auf Mars Express und von den Phönix Lander vor Ort Ausgrabung. [242] Diese Eisschichten enthalten leicht zugängliche Hinweise auf die Klimageschichte des Mars und machen gefrorenes Wasser für zukünftige robotische oder menschliche Entdecker zugänglich. [242] Einige Forscher schlugen vor, dass diese Ablagerungen die Überreste von Gletschern sein könnten, die vor Millionen von Jahren existierten, als die Rotationsachse und die Umlaufbahn des Planeten noch unterschiedlich waren. (Siehe Abschnitt Eiszeiten des Mars weiter unten.) Eine detailliertere Studie, die 2019 veröffentlicht wurde, ergab, dass Wassereis in Breitengraden nördlich von 35°N und südlich von 45°S existiert, wobei einige Eisflecken nur wenige Zentimeter von der Oberfläche entfernt mit Staub bedeckt sind . Die Extraktion von Wassereis unter diesen Bedingungen würde keine komplexe Ausrüstung erfordern. [245] [246]

    Nahansicht der Wand der dreieckigen Vertiefung, wie sie von HiRISE-Schichten gesehen wird, sind in der Wand sichtbar. Diese Schichten enthalten Eis. Die unteren Schichten sind geneigt, während die oberflächennahen Schichten mehr oder weniger horizontal sind. Eine solche Anordnung von Schichten wird als "Winkelabweichung" bezeichnet. [247]

    Einschlagkrater, der sich möglicherweise in eisreichem Boden gebildet hat, wie HiRISE im Rahmen des HiWish-Programms gesehen hat. Standort ist das Ismenius-Lacus-Viereck.

    Nahaufnahme des Einschlagskraters, der sich möglicherweise in eisreichem Boden gebildet hat, wie er von HiRISE im Rahmen des HiWish-Programms gesehen wurde. Beachten Sie, dass der Auswurf niedriger zu sein scheint als die Umgebung. Der heiße Auswurf hat möglicherweise dazu geführt, dass ein Teil des Eises verschwunden ist, wodurch das Niveau des Auswurfs gesenkt wurde.

    Wellenförmige Topographie Bearbeiten

    Bestimmte Regionen des Mars weisen bogenförmige Vertiefungen auf. Es wird vermutet, dass die Vertiefungen die Überreste einer zerfallenden eisreichen Mantelablagerung sind. Jakobsmuscheln werden durch das Sublimieren von Eis aus gefrorenem Boden verursacht. Die Landschaftsformen der überbackenen Topographie können durch den unterirdischen Verlust von Wassereis durch Sublimation unter den aktuellen Marsklimabedingungen gebildet werden. Ein Modell sagt ähnliche Formen voraus, wenn der Boden große Mengen reinen Eises enthält, bis zu vielen zehn Metern Tiefe. [248] Dieses Mantelmaterial wurde wahrscheinlich als Eis auf Staub aus der Atmosphäre abgelagert, als das Klima aufgrund von Veränderungen in der Neigung des Marspols anders war (siehe "Eiszeiten", unten). [249] [250] Die Jakobsmuscheln sind typischerweise mehrere Dutzend Meter tief und haben einen Durchmesser von einigen Hundert bis zu einigen Tausend Metern. Sie können fast kreisförmig oder länglich sein. Einige scheinen zusammengewachsen zu sein, wodurch sich ein großes, stark narbiges Gelände gebildet hat. Der Prozess der Geländeformung kann mit der Sublimation aus einem Riss beginnen. Es gibt oft polygonale Risse, in denen sich Jakobsmuscheln bilden, und das Vorhandensein einer überbackenen Topographie scheint ein Hinweis auf gefrorenen Boden zu sein. [134] [251]

    Am 22. November 2016 berichtete die NASA, dass in der Region Utopia Planitia des Mars eine große Menge unterirdisches Eis gefunden wurde. [252] Das entdeckte Wasservolumen wurde auf das Wasservolumen im Lake Superior geschätzt. [2] [3] [4]

    Das Volumen des Wassereises in der Region basierte auf Messungen des bodendurchdringenden Radarinstruments des Mars Reconnaissance Orbiter, genannt SHARAD. Aus den von SHARAD erhaltenen Daten wurde die „Dielektrizitätskonstante“ oder die Dielektrizitätskonstante bestimmt. Der Wert der Dielektrizitätskonstante stimmte mit einer großen Konzentration von Wassereis überein. [253] [254] [255]

    Diese überbackenen Merkmale ähneln oberflächlich den Merkmalen des Schweizer Käses, die um die Südpolkappe herum zu finden sind. Es wird angenommen, dass die Merkmale von Schweizer Käse auf Hohlräume zurückzuführen sind, die sich in einer Oberflächenschicht aus festem Kohlendioxid bilden, und nicht auf Wassereis - obwohl der Boden dieser Löcher wahrscheinlich H . ist2O-reich. [256]

    Eisflecken Bearbeiten

    Am 28. Juli 2005 gab die Europäische Weltraumorganisation die Existenz eines teilweise mit gefrorenem Wasser gefüllten Kraters bekannt [257] einige interpretierten die Entdeckung dann als "Eissee". [258] Bilder des Kraters, aufgenommen mit der hochauflösenden Stereokamera an Bord des Mars-Express-Orbiters der Europäischen Weltraumorganisation, zeigen deutlich eine breite Eisschicht am Boden eines namenlosen Kraters auf Vastitas Borealis, einer weiten Ebene, die viel bedeckt der nördlichen Breitengrade des Mars, bei ungefähr 70,5° Nord und 103° Ost. Der Krater ist 35 Kilometer breit und etwa 2 Kilometer tief. Der Höhenunterschied zwischen dem Kraterboden und der Oberfläche des Wassereises beträgt etwa 200 Meter. ESA-Wissenschaftler haben den größten Teil dieses Höhenunterschieds auf Sanddünen unter dem Wassereis zurückgeführt, die teilweise sichtbar sind. Während Wissenschaftler den Fleck nicht als "See" bezeichnen, ist der Wassereisfleck bemerkenswert wegen seiner Größe und seiner ganzjährigen Präsenz. An vielen verschiedenen Orten der Erde wurden Ablagerungen von Wassereis und Frostschichten gefunden.

    Da immer mehr von der Marsoberfläche von der modernen Generation von Orbitern abgebildet wurde, wurde allmählich deutlicher, dass wahrscheinlich noch viel mehr Eisflecken über die Marsoberfläche verstreut sind. Viele dieser vermeintlichen Eisflecken konzentrieren sich in den mittleren Breiten des Mars (≈30–60° N/S des Äquators). Viele Wissenschaftler glauben beispielsweise, dass die weit verbreiteten Merkmale in diesen Breitengradbändern, die unterschiedlich als "breitenabhängiger Mantel" oder "aufgeklebtes Gelände" bezeichnet werden, aus staub- oder schuttbedeckten Eisflecken bestehen, die sich langsam abbauen. [137] Eine Schuttschicht ist erforderlich, um sowohl die stumpfen Oberflächen der Bilder zu erklären, die nicht wie Eis reflektieren, als auch um den Flecken zu ermöglichen, über einen längeren Zeitraum zu existieren, ohne vollständig zu sublimieren.Diese Flecken wurden als mögliche Wasserquellen für einige der rätselhaften kanalisierten Strömungsmerkmale wie Rinnen vorgeschlagen, die auch in diesen Breiten zu sehen sind.

    Im südlichen Elysium Planitia wurden Oberflächenmerkmale entdeckt, die mit dem bestehenden Packeis übereinstimmen. [135] Was Platten mit einer Größe von 30 Metern (98 Fuß) bis 30 Kilometer (19 Meilen) zu sein scheinen, werden in Kanälen gefunden, die zu einem großen überfluteten Gebiet führen. Die Platten weisen Aufbruchs- und Rotationsspuren auf, die sie deutlich von anderen Lavaplatten auf der Marsoberfläche unterscheiden. Als Quelle der Flut wird die nahegelegene geologische Verwerfung Cerberus Fossae vermutet, die Wasser und Lava im Alter von etwa 2 bis 10 Millionen Jahren ausspie. Es wurde vermutet, dass das Wasser aus dem Cerberus Fossae austrat, sich dann in den niedrigen, ebenen Ebenen sammelte und gefror, und dass solche gefrorenen Seen möglicherweise noch existieren. [259] [260] [261]

    Gletscher Bearbeiten

    Viele große Gebiete des Mars scheinen entweder Gletscher zu beherbergen oder weisen darauf hin, dass sie früher vorhanden waren. In vielen Gebieten in hohen Breiten, insbesondere im Ismenius-Lacus-Viereck, wird vermutet, dass sie noch enorme Mengen an Wassereis enthalten. [262] [263] Neuere Erkenntnisse haben viele Planetenwissenschaftler zu dem Schluss geführt, dass Wassereis immer noch als Gletscher in weiten Teilen der mittleren und hohen Breiten des Mars existiert, geschützt vor Sublimation durch dünne Beläge aus isolierendem Gestein und/oder Staub. [42] [59] Ein Beispiel dafür sind die gletscherähnlichen Merkmale, die als Lappenschuttschürzen in einem Gebiet namens Deuteronilus Mensae bezeichnet werden und weit verbreitete Hinweise auf Eis aufweisen, das unter einigen Metern Felsschutt liegt. [59] Gletscher sind mit zerklüftetem Gelände und vielen Vulkanen verbunden. Forscher haben glaziale Ablagerungen auf Hecates Tholus, [264] Arsia Mons, [265] Pavonis Mons, [266] und Olympus Mons beschrieben. [267] Gletscher wurden auch in einer Reihe größerer Marskrater in den mittleren Breiten und darüber gemeldet.

    Gletscherähnliche Merkmale auf dem Mars werden je nach Form des Merkmals, seiner Lage und der Landform unterschiedlich als viskose Strömungsmerkmale [268] Mars-Strömungsmerkmale, lobate Schuttschürzen [59] oder Lineated Valley Filling [55] bezeichnet verbunden ist, und der Autor beschreibt es. Viele, aber nicht alle kleinen Gletscher scheinen mit Rinnen an den Wänden von Kratern und Mantelmaterial in Verbindung gebracht zu werden. [269] Die linienförmigen Ablagerungen, die als linienförmige Talfüllungen bekannt sind, sind wahrscheinlich felsbedeckte Gletscher, die sich auf den meisten Kanälen innerhalb des zerklüfteten Geländes um Arabia Terra auf der nördlichen Hemisphäre befinden. Ihre Oberflächen haben geriffelte und gerillte Materialien, die sich um Hindernisse herum biegen. Lineated-Bodenablagerungen können mit gelappten Schuttschürzen zusammenhängen, die durch umlaufendes Radar nachweislich große Mengen an Eis enthalten. [42] [59] Viele Jahre lang interpretierten Forscher, dass es sich bei Merkmalen, die als "lobate Schuttschürzen" bezeichnet werden, um Gletscherströme handelte, und es wurde angenommen, dass Eis unter einer Schicht isolierenden Gesteins existiert. [58] [270] [271] Mit neuen Instrumentenmessungen wurde bestätigt, dass lappige Schuttschürzen fast reines Eis enthalten, das mit einer Gesteinsschicht bedeckt ist. [42] [59]

    Bewegtes Eis trägt Gesteinsmaterial und lässt es dann fallen, wenn das Eis verschwindet. Dies geschieht typischerweise an der Schnauze oder an den Rändern des Gletschers. Auf der Erde würden solche Merkmale Moränen genannt, aber auf dem Mars sind sie normalerweise als . bekannt moränenartige Grate, konzentrische Rippen, oder bogenförmige Grate. [272] Da Eis dazu neigt, auf dem Mars zu sublimieren, anstatt zu schmelzen, und weil die niedrigen Temperaturen des Mars dazu neigen, Gletscher "kaltbasiert" zu machen (bis auf ihre Betten eingefroren und nicht in der Lage zu gleiten), die Überreste dieser Gletscher und die Kämme, die sie hinterlassen erscheinen nicht genau so wie normale Gletscher auf der Erde. Insbesondere Marsmoränen neigen dazu, sich abzulagern, ohne durch die darunterliegende Topographie abgelenkt zu werden, was die Tatsache widerspiegelt, dass das Eis in Marsgletschern normalerweise gefroren ist und nicht rutschen kann. [137] Schuttgrate auf der Gletscheroberfläche zeigen die Richtung der Eisbewegung an. Die Oberfläche einiger Gletscher weist aufgrund der Sublimation von vergrabenem Eis raue Texturen auf. Das Eis verdunstet ohne zu schmelzen und hinterlässt einen leeren Raum. Das darüber liegende Material kollabiert dann in die Leere. [273] Manchmal fallen Eisbrocken vom Gletscher und vergraben sich in der Landoberfläche. Beim Schmelzen bleibt ein mehr oder weniger rundes Loch zurück. Viele dieser „Kessellöcher“ wurden auf dem Mars identifiziert. [274]

    Trotz starker Beweise für einen Gletscherfluss auf dem Mars gibt es wenig überzeugende Beweise für durch Gletschererosion geformte Landformen, z. B. U-förmige Täler, Klippen- und Schweifhügel, Arêtes, Drumlins. Solche Merkmale sind in vergletscherten Regionen der Erde reichlich vorhanden, daher hat sich ihre Abwesenheit auf dem Mars als rätselhaft erwiesen. Es wird angenommen, dass das Fehlen dieser Landschaftsformen mit der kältebasierten Natur des Eises in den jüngsten Gletschern auf dem Mars zusammenhängt. Da die Sonneneinstrahlung den Planeten erreicht, die Temperatur und Dichte der Atmosphäre sowie der geothermische Wärmefluss auf dem Mars niedriger sind als auf der Erde, legen die Modellrechnungen nahe, dass die Temperatur der Grenzfläche zwischen einem Gletscher und seinem Bett unter dem Gefrierpunkt bleibt und die Eis ist buchstäblich bis auf den Boden gefroren. Dies verhindert, dass es über das Bett rutscht, was die Fähigkeit des Eises, die Oberfläche zu erodieren, hemmt. [137]

    Die Variation des Oberflächenwassergehalts des Mars ist stark an die Entwicklung seiner Atmosphäre gekoppelt und kann durch mehrere Schlüsselstadien gekennzeichnet sein.

    Frühe Noachian-Ära (4,6 Ga bis 4,1 Ga) Bearbeiten

    Die frühe Noachian-Ära war gekennzeichnet durch atmosphärischen Verlust in den Weltraum durch schwere meteoritische Bombardierungen und hydrodynamische Flucht. [275] Auswurf durch Meteoriten möglicherweise entfernt

    60% der frühen Atmosphäre. [275] [276] Bedeutende Mengen an Schichtsilikaten könnten sich während dieser Zeit gebildet haben, die eine ausreichend dichte Atmosphäre erfordern, um Oberflächenwasser zu erhalten, da die spektral dominante Schichtsilikatgruppe, Smektit, ein moderates Wasser-Gesteins-Verhältnis nahelegt. [277] Der pH-pCO .-Wert2 zwischen Smektit und Karbonat zeigen, dass die Ausfällung von Smektit pCO2 auf einen Wert von nicht mehr als 1 × 10 –2 atm (1,0 kPa). [277] Infolgedessen wird die dominierende Komponente einer dichten Atmosphäre auf dem frühen Mars unsicher, wenn die Tone in Kontakt mit der Marsatmosphäre gebildet wurden, [278] insbesondere angesichts des Fehlens von Beweisen für Karbonatablagerungen. Eine zusätzliche Komplikation ist, dass die

    Eine um 25 % geringere Helligkeit der jungen Sonne hätte eine antike Atmosphäre mit einem signifikanten Treibhauseffekt benötigt, um die Oberflächentemperaturen zu erhöhen, um flüssiges Wasser zu erhalten. [278] Höheres CO2 Gehalt allein wäre nicht ausreichend gewesen, da CO2 fällt bei Partialdrücken von mehr als 1,5 atm (1.500 hPa) aus und verringert seine Wirksamkeit als Treibhausgas. [278]

    Mittlere bis späte Noachea-Ära (4,1 Ga bis 3,8 Ga) Bearbeiten

    Während der mittleren bis späten Noachei-Ära durchlief der Mars die potenzielle Bildung einer sekundären Atmosphäre durch Ausgasen, die von den Tharsis-Vulkanen dominiert wurden, einschließlich erheblicher Mengen von H2O, CO2, und so2. [275] [276] Mars-Talnetze stammen aus dieser Zeit und weisen auf global verbreitetes und zeitlich anhaltendes Oberflächenwasser im Gegensatz zu katastrophalen Überschwemmungen hin. [275] Das Ende dieses Zeitraums fällt mit der Beendigung des internen Magnetfelds und einem Anstieg des meteoritischen Beschusses zusammen. [275] [276] Das Aufhören des internen Magnetfelds und die anschließende Abschwächung jeglicher lokaler Magnetfelder ermöglichte eine ungehinderte atmosphärische Stripping durch den Sonnenwind. Im Vergleich zu ihren terrestrischen Gegenstücken stimmen beispielsweise die Verhältnisse von 38 Ar/36 Ar, ​​15 N/ 14 N und 13 C/12 C der Marsatmosphäre mit

    60% Verlust von Ar, N2und CO2 durch Sonnenwind-Stripping einer oberen Atmosphäre, die mit den leichteren Isotopen über Rayleigh-Fraktionierung angereichert ist. [275] In Ergänzung der Sonnenwindaktivität hätten die Einschläge atmosphärische Komponenten ohne Isotopenfraktionierung in großen Mengen ausgestoßen. Dennoch können insbesondere Kometeneinschläge flüchtige Stoffe zum Planeten beigetragen haben. [275]

    Hesperische bis Amazonas-Ära (Gegenwart) (

    Einer atmosphärischen Verbesserung durch sporadische Ausgasungen wurde durch Sonnenwind-Stripping der Atmosphäre entgegengewirkt, wenn auch weniger intensiv als bei der jungen Sonne. [276] Aus dieser Zeit stammen katastrophale Überschwemmungen, die im Gegensatz zu anhaltenden Oberflächenströmen eine plötzliche unterirdische Freisetzung von flüchtigen Stoffen begünstigen. [275] Während der frühere Abschnitt dieser Ära möglicherweise durch wässrige saure Umgebungen und tharsiszentrierte Grundwasserabflüsse [279] aus dem späten Noachium gekennzeichnet war, ist ein Großteil der Oberflächenveränderungsprozesse während des letzteren Abschnitts durch oxidative Prozesse gekennzeichnet, einschließlich der Bildung von Fe 3+ -Oxiden, die der Marsoberfläche einen rötlichen Farbton verleihen. [276] Eine solche Oxidation primärer Mineralphasen kann durch Prozesse bei niedrigem pH-Wert (und möglicherweise bei hoher Temperatur) erreicht werden, die mit der Bildung von palagonitischer Tephra in Verbindung stehen, [280] durch die Wirkung von H2Ö2 die sich photochemisch in der Marsatmosphäre bildet, [281] und durch die Einwirkung von Wasser, [277] von denen keines freies O . benötigt2. Die Wirkung von H2Ö2 angesichts der drastischen Verringerung der wässrigen und magmatischen Aktivität in dieser jüngeren Ära, die die beobachteten Fe 3+ -Oxide volumetrisch klein, wenn auch durchdringend und spektral dominant gemacht hat, zeitlich dominiert haben könnte. [282] Dennoch können Grundwasserleiter in der jüngeren geologischen Geschichte anhaltendes, aber stark lokalisiertes Oberflächenwasser angetrieben haben, wie die Geomorphologie von Kratern wie Mojave zeigt. [283] Darüber hinaus zeigt der Lafayette-Mars-Meteorit noch vor 650 Ma Hinweise auf eine wässrige Alteration. [275]

    Im Jahr 2020 berichteten Wissenschaftler, dass der derzeitige Verlust von atomarem Wasserstoff auf dem Mars aus dem Wasser größtenteils durch saisonale Prozesse und Staubstürme verursacht wird, die Wasser direkt in die obere Atmosphäre transportieren, und dass dies das Klima des Planeten wahrscheinlich während der letzten 1 Ga beeinflusst hat. [284] [ 285]

    Eiszeiten Bearbeiten

    Der Mars hat in den letzten fünf Millionen Jahren etwa 40 großräumige Veränderungen in der Menge und Verteilung von Eis auf seiner Oberfläche erfahren, [286] [266], wobei das jüngste vor etwa 2,1 bis 0,4 Myr Dichotomie Grenze. [287] [288] Diese Veränderungen werden als Eiszeiten bezeichnet. [289] Die Eiszeiten auf dem Mars unterscheiden sich stark von denen auf der Erde. Eiszeiten werden durch Veränderungen in der Umlaufbahn und Neigung des Mars angetrieben – auch bekannt als Schiefe. Bahnberechnungen zeigen, dass der Mars viel stärker um seine Achse wackelt als die Erde. Die Erde wird durch ihren proportional großen Mond stabilisiert, sodass er nur wenige Grad wackelt. Der Mars kann seine Neigung um viele zehn Grad ändern. [250] [290] Wenn diese Schiefe hoch ist, bekommen ihre Pole viel mehr direktes Sonnenlicht und Wärme, was dazu führt, dass sich die Eiskappen erwärmen und kleiner werden, wenn das Eis sublimiert. Zusätzlich zur Variabilität des Klimas ändert sich die Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars doppelt so stark wie die Exzentrizität der Erde. Wenn die Pole erhaben, wird das Eis näher am Äquator abgelagert, der bei diesen hohen Schiefen etwas weniger Sonneneinstrahlung erhält. [291] Computersimulationen haben gezeigt, dass eine 45°-Neigung der Marsachse zu einer Ansammlung von Eis in Gebieten mit glazialen Landformen führen würde. [292]

    Die Feuchtigkeit aus den Eiskappen wandert in Form von Frost- oder Schneeablagerungen vermischt mit Staub in niedrigere Breiten. Die Atmosphäre des Mars enthält sehr viele Feinstaubpartikel, der Wasserdampf kondensiert an diesen Partikeln, die dann durch das zusätzliche Gewicht der Wasserbeschichtung zu Boden fallen. Wenn Eis an der Spitze der Mantelschicht in die Atmosphäre zurückkehrt, hinterlässt es Staub, der das verbleibende Eis isoliert. [291] Das gesamte entfernte Wasservolumen beträgt einige Prozent der Eiskappen oder reicht aus, um die gesamte Oberfläche des Planeten unter einem Meter Wasser zu bedecken. Ein Großteil dieser Feuchtigkeit aus den Eiskappen führt zu einem dicken, glatten Mantel mit einer Mischung aus Eis und Staub. [249] [293] [294] Dieser eisreiche Mantel, der in mittleren Breiten bis zu 100 Meter dick sein kann, [295] glättet das Land in niedrigeren Breiten, weist aber stellenweise eine holprige Textur oder Muster auf, die die Vorhandensein von Wassereis darunter.

    Seit der Wikinger Lander, die 1976 nach aktuellem mikrobiellem Leben suchten, verfolgte die NASA auf dem Mars eine "Folge dem Wasser"-Strategie. Flüssiges Wasser ist jedoch eine notwendige, aber nicht hinreichende Bedingung für das Leben, wie wir es kennen, da die Bewohnbarkeit von einer Vielzahl von Umweltparametern abhängt. [296] Chemische, physikalische, geologische und geographische Eigenschaften prägen die Umgebung auf dem Mars. Isolierte Messungen dieser Faktoren reichen möglicherweise nicht aus, um eine Umgebung als bewohnbar einzustufen, aber die Summe der Messungen kann helfen, Orte mit einem größeren oder geringeren Bewohnbarkeitspotenzial vorherzusagen. [297]

    Bewohnbare Umgebungen müssen nicht bewohnt sein, und zum Zwecke des Planetenschutzes versuchen Wissenschaftler, potenzielle Lebensräume zu identifizieren, in denen blinde Bakterien von der Erde auf Raumfahrzeugen den Mars kontaminieren könnten. [298] Wenn Leben auf dem Mars existiert oder existierte, könnten Beweise oder Biosignaturen im Untergrund gefunden werden, abseits der heutigen rauen Oberflächenbedingungen wie Perchlorate, [299] [300] ionisierende Strahlung, Austrocknung und Gefrieren. [301] Bewohnbare Orte könnten Kilometer unter der Oberfläche in einer hypothetischen Hydrosphäre vorkommen oder in der Nähe des Untergrunds in Kontakt mit Permafrost. [61] [62] [63] [64] [65]

    Das Neugierde Rover bewertet das vergangene und gegenwärtige Bewohnbarkeitspotenzial des Mars. Das europäisch-russische ExoMars-Programm ist ein Astrobiologieprojekt, das sich der Suche und Identifizierung von Biosignaturen auf dem Mars widmet. Es umfasst den ExoMars Trace Gas Orbiter, der im April 2018 mit der Kartierung des atmosphärischen Methans begann, und den ExoMars-Rover 2022, der 2 Meter tiefe unterirdische Proben bohren und analysieren wird. Der Mars-2020-Rover der NASA wird Ende der 2020er oder 2030er Jahre Dutzende von gebohrten Kernproben für ihren potenziellen Transport zu Erdlabors zwischenspeichern.

    Mariner 9 Bearbeiten

    Die Aufnahmen des 1971 gestarteten Mars-Orbiters Mariner 9 zeigten die ersten direkten Beweise für vergangenes Wasser in Form von trockenen Flussbetten, Canyons (einschließlich der Valles Marineris, einem System von Canyons mit einer Länge von etwa 4.020 Kilometern). ), Hinweise auf Wassererosion und -ablagerung, Wetterfronten, Nebel und mehr. [302] Die Ergebnisse der Mariner 9-Missionen untermauerten das spätere Viking-Programm. Das riesige Canyonsystem Valles Marineris ist nach Mariner 9 zu Ehren seiner Errungenschaften benannt.

    Viking-Programm Bearbeiten

    Durch die Entdeckung vieler geologischer Formen, die typischerweise aus großen Wassermengen gebildet werden, haben die beiden Viking-Orbiter und die beiden Lander eine Revolution in unserem Wissen über Wasser auf dem Mars bewirkt. In vielen Bereichen wurden riesige Abflusskanäle gefunden. Sie zeigten, dass Wasserfluten Dämme durchbrachen, tiefe Täler gruben, Rillen in das Grundgestein erodierten und Tausende von Kilometern zurücklegten. [303] Große Gebiete auf der Südhalbkugel enthielten verzweigte Talnetzwerke, was darauf hindeutet, dass einst Regen fiel. [304] Viele Krater sehen aus, als ob der Impaktor in Schlamm gefallen wäre. Als sie gebildet wurden, kann das Eis im Boden geschmolzen sein, den Boden in Schlamm verwandelt haben, dann floss der Schlamm über die Oberfläche. [124] [125] [237] [305] Regionen, die als "Chaotisches Terrain" bezeichnet werden, schienen schnell große Wassermengen verloren zu haben, wodurch sich stromabwärts große Kanäle bildeten. Schätzungen für einige Kanalströmungen belaufen sich auf das Zehntausendfache der Strömung des Mississippi. [306] Unterirdischer Vulkanismus könnte gefrorenes Eis geschmolzen haben, das Wasser floss dann weg und der Boden brach zusammen, um chaotisches Gelände zu hinterlassen. Auch eine allgemeine chemische Analyse der beiden Viking-Lander deutete darauf hin, dass die Oberfläche in der Vergangenheit entweder Wasser ausgesetzt war oder darin eingetaucht war. [307] [308]

    Mars Global Surveyor Bearbeiten

    Das Thermal Emission Spectrometer (TES) des Mars Global Surveyor ist ein Instrument zur Bestimmung der Mineralzusammensetzung auf der Marsoberfläche. Die Mineralzusammensetzung gibt Auskunft über das Vorhandensein oder Fehlen von Wasser in der Antike. TES identifizierte ein großes (30.000 Quadratkilometer (12.000 Quadratmeilen)) großes Gebiet in der Nili Fossae-Formation, das das Mineral Olivin enthält. [309] Es wird angenommen, dass der antike Asteroideneinschlag, der das Isidis-Becken schuf, zu Verwerfungen führte, die das Olivin freilegten. Die Entdeckung von Olivin ist ein starker Beweis dafür, dass Teile des Mars lange Zeit extrem trocken waren. Olivin wurde auch in vielen anderen kleinen Aufschlüssen innerhalb von 60 Grad nördlich und südlich des Äquators entdeckt. [310] Die Sonde hat mehrere Kanäle abgebildet, die auf anhaltende Flüssigkeitsströmungen in der Vergangenheit schließen lassen, von denen zwei in Nanedi Valles und in Nirgal Vallis zu finden sind. [311]

    Mars Pathfinder Bearbeiten

    Der Pathfinder-Lander zeichnete die Variation des täglichen Temperaturzyklus auf. Am kältesten war es kurz vor Sonnenaufgang mit etwa –78 °C (–108 °F 195 K) und am wärmsten kurz nach dem Marsmittag, etwa –8 °C (18 °F 265 K). An diesem Ort erreichte die höchste Temperatur nie den Gefrierpunkt von Wasser (0 ° C (32 ° F 273 K)), zu kalt, um an der Oberfläche reines flüssiges Wasser zu existieren.

    Der vom Pathfinder auf dem Mars gemessene atmosphärische Druck ist sehr niedrig – ungefähr 0,6% des Erddrucks, und es würde kein reines flüssiges Wasser auf der Oberfläche zulassen. [312]

    Andere Beobachtungen stimmten damit überein, dass in der Vergangenheit Wasser vorhanden war. Einige der Gesteine ​​der Fundstelle Mars Pathfinder lehnten sich in einer Art und Weise aneinander, die Geologen als Schuppen bezeichnen. Es wird vermutet, dass starkes Hochwasser in der Vergangenheit die Gesteine ​​umgestoßen hat, bis sie von der Strömung abgewandt waren. Einige Kieselsteine ​​waren abgerundet, vielleicht weil sie in einen Bach gestürzt wurden. Teile des Bodens sind verkrustet, möglicherweise aufgrund der Zementierung durch eine mineralhaltige Flüssigkeit. [313] Es gab Hinweise auf Wolken und möglicherweise Nebel. [313]

    Mars Odyssee Bearbeiten

    Die Mars-Odyssee 2001 fand viele Beweise für Wasser auf dem Mars in Form von Bildern und bewies mit ihrem Neutronenspektrometer, dass ein Großteil des Bodens mit Wassereis beladen ist. Der Mars hat genug Eis direkt unter der Oberfläche, um den Michigansee zweimal zu füllen. [314] In beiden Hemisphären, vom 55. Breitengrad bis zu den Polen, hat der Mars eine hohe Eisdichte knapp unter der Oberfläche. Ein Kilogramm Boden enthält etwa 500 Gramm (18 oz) Wassereis. In Äquatornähe befinden sich jedoch nur 2 bis 10 % des Wassers im Boden. [315] Wissenschaftler glauben, dass ein Großteil dieses Wassers auch in der chemischen Struktur von Mineralien wie Ton und Sulfaten eingeschlossen ist. [316] [317] Obwohl die Oberfläche einige Prozent chemisch gebundenes Wasser enthält, liegt das Eis nur wenige Meter tiefer, wie in Arabia Terra, Amazonis-Viereck und Elysium-Viereck gezeigt wurde, die große Mengen an Wassereis enthalten . [318] Der Orbiter entdeckte auch riesige Ablagerungen von Wassereis nahe der Oberfläche äquatorialer Regionen. [199] Hinweise auf eine äquatoriale Hydratation sind sowohl morphologisch als auch kompositorisch und sowohl in der Medusae Fossae-Formation als auch in den Tharsis Montes zu finden. [199] Die Analyse der Daten legt nahe, dass die südliche Hemisphäre eine geschichtete Struktur aufweisen könnte, die auf geschichtete Ablagerungen unter einer inzwischen ausgestorbenen großen Wassermasse hindeutet. [319]

    Die Instrumente an Bord der Mars-Odyssee sind in der Lage, den obersten Meter Boden zu studieren. Im Jahr 2002 wurde anhand der verfügbaren Daten berechnet, dass bei einer gleichmäßigen Wasserschicht auf allen Bodenoberflächen dies einer globalen Wasserschicht (GLW) von 0,5 bis 1,5 Kilometern (0,31 bis 0,93 Meilen) entsprechen würde. [320]

    Tausende von Bildern zurückgekehrt von Odyssee orbiter unterstützt auch die Idee, dass einst große Wassermengen über seine Oberfläche strömten. Einige Bilder zeigen Muster von verzweigten Tälern, andere zeigen Schichten, die sich möglicherweise unter Seen gebildet haben, sogar Fluss- und Seedeltas wurden identifiziert. [49] [321] Viele Jahre lang vermuteten Forscher, dass Gletscher unter einer Schicht isolierenden Gesteins existieren. [42] [58] [59] Lineated Valley Fill ist ein Beispiel für diese felsbedeckten Gletscher. Sie befinden sich auf den Böden einiger Kanäle. Ihre Oberflächen haben geriffelte und gerillte Materialien, die sich um Hindernisse herum biegen. Lineated-Bodenablagerungen können mit gelappten Schuttschürzen zusammenhängen, die durch Radar im Orbit gezeigt wurden, dass sie große Mengen an Eis enthalten. [42] [59]

    Phönix Bearbeiten

    Das Phönix Lander bestätigte auch die Existenz großer Mengen von Wassereis in der nördlichen Region des Mars. [322] [323] Dieser Befund wurde durch frühere Orbitaldaten und -theorie vorhergesagt [324] und wurde von den Mars-Odyssey-Instrumenten aus der Umlaufbahn gemessen. [315] Am 19. Juni 2008 gab die NASA bekannt, dass würfelgroße Klumpen aus hellem Material im "Dodo-Goldilocks" -Graben, die vom Roboterarm gegraben wurden, im Laufe von vier Tagen verdampft waren, was stark darauf hindeutet, dass die hellen Klumpen bestehend aus Wassereis, das nach der Belichtung sublimiert. Obwohl CO2 (Trockeneis) sublimiert ebenfalls unter den vorliegenden Bedingungen, es würde dies jedoch viel schneller tun als beobachtet. [325] Am 31. Juli 2008 gab die NASA bekannt, dass Phönix bestätigte außerdem das Vorhandensein von Wassereis an seinem Landeplatz. Während des anfänglichen Heizzyklus einer Probe detektierte das Massenspektrometer Wasserdampf, als die Probentemperatur 0 °C (32 °F 273 K) erreichte. [326] Flüssiges Wasser kann auf der Marsoberfläche mit seinem gegenwärtig niedrigen atmosphärischen Druck und seiner Temperatur nicht existieren, außer in den niedrigsten Höhen für kurze Zeit. [193] [194] [322] [327]

    Das Vorhandensein des Perchlorats (ClO4 – ) Anion, ein starkes Oxidationsmittel, im Marsboden wurde bestätigt. Dieses Salz kann den Gefrierpunkt des Wassers erheblich senken.

    Wann Phönix landeten, spritzten die Retroraketen Erde und geschmolzenes Eis auf das Fahrzeug. [328] Fotos zeigten, dass die Landung Materialklumpen an den Landestreben hinterlassen hatte. [328] Die Blobs expandierten mit einer Geschwindigkeit, die der Zerfließen entspricht, verdunkelten sich vor dem Verschwinden (in Übereinstimmung mit Verflüssigung gefolgt von Tropfen) und schienen zu verschmelzen. Diese Beobachtungen, kombiniert mit thermodynamischen Beweisen, zeigten, dass die Kleckse wahrscheinlich flüssige Soletröpfchen waren. [328] [329] Andere Forscher schlugen vor, dass die Kleckse „Frostklumpen“ sein könnten. [330] [331] [332] Im Jahr 2015 wurde bestätigt, dass Perchlorat eine Rolle bei der Bildung von wiederkehrenden Hanglinien an steilen Rinnen spielt. [7] [333]

    Soweit die Kamera sehen kann, ist der Landeplatz flach, aber in Polygonen mit einem Durchmesser von 2 bis 3 Metern (6 Fuß 7 bis 9 Fuß 10 Zoll) geformt, die von 20 bis 50 Zentimetern großen Trögen begrenzt werden ( 7,9-19,7 Zoll) tief. Diese Formen sind auf Eis im Boden zurückzuführen, das sich aufgrund großer Temperaturänderungen ausdehnt und zusammenzieht. Das Mikroskop zeigte, dass der Boden über den Polygonen aus abgerundeten Partikeln und flachen Partikeln besteht, wahrscheinlich eine Art Ton. [334] Eis ist ein paar Zoll unter der Oberfläche in der Mitte der Polygone vorhanden, und an seinen Rändern ist das Eis mindestens 200 mm tief. [327]

    Es wurde beobachtet, dass Schnee aus Zirruswolken fiel. Die Wolken bildeten sich auf einem Niveau in der Atmosphäre von etwa −65 °C (−85 °F 208 K), sodass die Wolken aus Wasser-Eis und nicht aus Kohlendioxid-Eis (CO2 oder Trockeneis), da die Temperatur zur Bildung von Kohlendioxideis viel niedriger als −120 °C (−184 °F 153 K) ist. Aufgrund von Missionsbeobachtungen wird nun vermutet, dass sich an dieser Stelle später im Jahr Wassereis (Schnee) angesammelt haben könnte. [335] Die höchste gemessene Temperatur während der Mission, die während des Marssommers stattfand, betrug −19,6 °C (−3,3 °F 253,6 K), während die kälteste −97,7 °C (−143,9 °F 175,5 K) betrug. In dieser Region blieb die Temperatur also weit unter dem Gefrierpunkt (0 ° C (32 ° F 273 K)) von Wasser. [336]

    Mars Exploration Rovers Bearbeiten Rover

    Die Mars-Erkundungs-Rover, Geist und Gelegenheit fanden viele Beweise für vergangenes Wasser auf dem Mars. Der Spirit-Rover landete in einem vermutlich großen Seebett. Der Seegrund war mit Lavaströmen bedeckt, sodass Spuren von Wasser in der Vergangenheit zunächst schwer zu erkennen waren. Am 5. März 2004 gab die NASA bekannt, dass Geist hatte in einem Felsen namens "Humphrey" Hinweise auf die Wassergeschichte auf dem Mars gefunden. [337]

    Wie Geist fuhr im Dezember 2007 rückwärts und zog ein festgefressenes Rad hinter sich her, das Rad kratzte die obere Erdschicht ab und legte einen Fleck weißen Bodens frei, der reich an Kieselsäure ist. Wissenschaftler gehen davon aus, dass es auf zwei Arten hergestellt worden sein muss. [338] Erstens: Ablagerungen von heißen Quellen, die entstanden, als Wasser Kieselsäure an einem Ort auflöste und dann an einen anderen (z. B. einen Geysir) trug. Zweitens: Saurer Dampf, der durch Risse in Gesteinen aufstieg, entzog ihnen ihre mineralischen Bestandteile und hinterließ Kieselsäure. [339] Die Geist Rover fand auch Beweise für Wasser im Columbia Hills of Gusev-Krater. In der Clovis-Gesteinsgruppe wurde mit dem Mößbauer-Spektrometer (MB) Goethit nachgewiesen, [340] das sich nur in Gegenwart von Wasser bildet, [341] [342] [343] Eisen in der oxidierten Form Fe 3+ , [344] Karbonat- reiche Felsen, was bedeutet, dass Regionen der Erde einst Wasser beherbergten. [345] [346]

    Das Gelegenheit Rover wurde zu einer Stelle geleitet, die große Mengen an Hämatit aus der Umlaufbahn gezeigt hatte. Hämatit bildet sich oft aus Wasser. Der Rover fand tatsächlich geschichtetes Gestein und marmor- oder blaubeerartige Hämatitkonkretionen. An anderer Stelle auf seiner Traverse, Gelegenheit untersuchten die Stratigraphie der äolischen Dünen in Burns Cliff im Endurance Crater. Die Betreiber kamen zu dem Schluss, dass der Erhalt und die Zementierung dieser Aufschlüsse durch den Fluss von flachem Grundwasser kontrolliert wurden. [163] In den Jahren des ununterbrochenen Betriebs, Gelegenheit Beweise dafür, dass dieses Gebiet auf dem Mars in der Vergangenheit mit flüssigem Wasser getränkt war. [347] [348]

    Die MER-Rover fanden Beweise für alte feuchte Umgebungen, die sehr sauer waren. In der Tat, was? Gelegenheit fanden Hinweise auf Schwefelsäure, eine lebenslang aggressive Chemikalie. [43] [44] [349] [350] Aber am 17. Mai 2013 gab die NASA bekannt, dass Gelegenheit fanden Tonablagerungen, die sich typischerweise in feuchten Umgebungen bilden, die einen nahezu neutralen Säuregehalt aufweisen. Dieser Fund liefert zusätzliche Beweise für eine feuchte antike Umgebung, die möglicherweise für das Leben günstig ist. [43] [44]

    Mars Reconnaissance Orbiter Bearbeiten

    Das HiRISE-Instrument des Mars Reconnaissance Orbiter hat viele Bilder aufgenommen, die stark darauf hindeuten, dass der Mars eine reiche Geschichte von wasserbezogenen Prozessen hat. Eine wichtige Entdeckung war das Auffinden von Beweisen für alte heiße Quellen. Wenn sie mikrobielles Leben beherbergt haben, können sie Biosignaturen enthalten. [351] Im Januar 2010 veröffentlichte Forschungsergebnisse belegen starke Beweise für anhaltende Niederschläge in der Gegend um Valles Marineris. [133] [134] Die dortigen Mineralarten werden mit Wasser in Verbindung gebracht. Auch die hohe Dichte kleiner Verzweigungskanäle weist auf eine hohe Niederschlagsmenge hin.

    Es wurde festgestellt, dass Gesteine ​​auf dem Mars häufig als Schichten, genannt Strata, an vielen verschiedenen Orten vorkommen. [352] Schichten bilden sich auf verschiedene Weise, einschließlich Vulkane, Wind oder Wasser. [353] Helle Gesteine ​​auf dem Mars wurden mit hydratisierten Mineralien wie Sulfaten und Ton in Verbindung gebracht. [354]

    Der Orbiter half Wissenschaftlern bei der Feststellung, dass ein Großteil der Marsoberfläche von einem dicken, glatten Mantel bedeckt ist, von dem angenommen wird, dass es sich um eine Mischung aus Eis und Staub handelt. [249] [355] [356]

    Es wird angenommen, dass der Eismantel unter dem flachen Untergrund auf häufige, große Klimaänderungen zurückzuführen ist. Veränderungen in der Umlaufbahn und Neigung des Mars führen zu erheblichen Veränderungen in der Verteilung von Wassereis von Polarregionen bis hinunter zu Breitengraden, die denen von Texas entsprechen. Während bestimmter Klimaperioden verlässt Wasserdampf das Polareis und gelangt in die Atmosphäre. In niedrigeren Breiten gelangt das Wasser in Form von Frost- oder Schneeablagerungen, die großzügig mit Staub vermischt sind, zum Boden. Die Atmosphäre des Mars enthält viele feine Staubpartikel. [196] Wasserdampf kondensiert an den Partikeln, dann fallen sie durch das zusätzliche Gewicht der Wasserbeschichtung zu Boden. Wenn Eis an der Spitze der Mantelschicht wieder in die Atmosphäre gelangt, hinterlässt es Staub, der das verbleibende Eis isoliert. [291]

    Im Jahr 2008 lieferten Forschungen mit dem Shallow Radar auf dem Mars Reconnaissance Orbiter starke Hinweise darauf, dass es sich bei den Lobate Debris Aprons (LDA) in Hellas Planitia und in den mittleren nördlichen Breiten um Gletscher handelt, die mit einer dünnen Gesteinsschicht bedeckt sind. Sein Radar entdeckte auch eine starke Reflexion von der Spitze und der Basis der LDAs, was bedeutet, dass reines Wassereis den größten Teil der Formation ausmachte. [42] Die Entdeckung von Wassereis in LDAs zeigt, dass Wasser in noch niedrigeren Breiten vorkommt. [237]

    Im September 2009 veröffentlichte Forschungen haben gezeigt, dass einige neue Krater auf dem Mars freiliegendes, reines Wassereis aufweisen. [357] Nach einiger Zeit verschwindet das Eis und verdunstet in die Atmosphäre. Das Eis ist nur wenige Meter tief. Das Eis wurde mit dem Compact Imaging Spectrometer (CRISM) an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter bestätigt. [358]

    Weitere im Jahr 2019 veröffentlichte Kooperationsberichte bewerteten die Menge an Wassereis am Nordpol. In einem Bericht wurden Daten von den SHARAD-Sonden (SHAllow RADar Sounder) des MRO verwendet. SHARAD ist in der Lage, in Abständen von 15 Metern (49 Fuß) bis zu etwa 2 Kilometer (1,2 Meilen) unter der Oberfläche zu scannen. Die Analyse vergangener SHARAD-Läufe zeigte Hinweise auf Wassereis- und Sandschichten unter dem Planum Boreum, wobei 60 bis 88 % des Volumens Wassereis waren. Dies unterstützt die Theorie des langfristigen globalen Wetters des Mars, bestehend aus Zyklen von globaler Erwärmung und Abkühlung während Abkühlungsperioden, Wasser, das sich an den Polen sammelt, um die Eisschichten zu bilden, und dann, als die globale Erwärmung eintrat, wurde das aufgetaute Wassereis bedeckt von Staub und Schmutz von den häufigen Staubstürmen des Mars. Das durch diese Studie ermittelte Gesamteisvolumen zeigte, dass es ungefähr 2,2 × 10 5 Kubikkilometer (5,3 × 10 4 Kubikmeter) oder genug Wasser gab, wenn es geschmolzen wäre, um die Marsoberfläche vollständig mit einer 1,5 Meter (4,9 Fuß) Schicht zu bedecken aus Wasser. [359] Die Arbeit wurde durch eine separate Studie bestätigt, bei der aufgezeichnete Schwerkraftdaten verwendet wurden, um die Dichte des Planum Boreums abzuschätzen, was darauf hindeutet, dass es im Durchschnitt bis zu 55 Vol.-% Wassereis enthielt. [360]

    Viele Merkmale, die wie die Pingos auf der Erde aussehen, wurden in Utopia Planitia (

    80-115° E) durch Untersuchung von Fotos von HiRISE. Pingos enthalten einen Eiskern. [361]

    Neugierde Rover Bearbeiten

    Sehr früh in ihrer laufenden Mission hat die NASA Neugierde Rover entdeckte eindeutige Flusssedimente auf dem Mars. Die Eigenschaften der Kiesel in diesen Aufschlüssen deuteten auf eine frühere kräftige Strömung auf einem Bachbett hin, mit einer Strömung zwischen knöchel- und hüfttief. Diese Gesteine ​​wurden am Fuße eines alluvialen Fächersystems gefunden, das von der Kraterwand absteigt, die zuvor aus der Umlaufbahn identifiziert worden war. [142] [143] [144]

    Im Oktober 2012 wurde die erste Röntgenbeugungsanalyse eines Marsbodens durchgeführt von Neugierde. Die Ergebnisse zeigten das Vorhandensein mehrerer Mineralien, darunter Feldspat, Pyroxene und Olivin, und legten nahe, dass der Marsboden in der Probe den verwitterten Basaltböden hawaiianischer Vulkane ähnelte. Die verwendete Probe besteht aus Staub, der von globalen Staubstürmen verteilt wird, und lokalem Feinsand. Bisher sind die Materialien Neugierde analysiert haben, stimmen mit den ursprünglichen Vorstellungen von Ablagerungen im Gale-Krater überein, die einen zeitlichen Übergang von einer nassen zu einer trockenen Umgebung aufzeichnen. [362]

    Im Dezember 2012 berichtete die NASA, dass Neugierde führte seine erste umfassende Bodenanalyse durch und zeigte das Vorhandensein von Wassermolekülen, Schwefel und Chlor im Marsboden. [363] [364] Und im März 2013 berichtete die NASA in mehreren Gesteinsproben, einschließlich der gebrochenen Fragmente von "Tintina" -Gestein und "Sutton Inlier" -Gestein sowie in Adern und Knötchen in andere Felsen wie "Knorr"-Felsen und "Wernicke"-Felsen. [365] [366] [367] Die Analyse mit dem DAN-Instrument des Rovers lieferte Hinweise auf unterirdisches Wasser mit einem Wassergehalt von bis zu 4% bis in eine Tiefe von 60 cm (2,0 ft) in der Traverse des Rovers von der Bradbury-Landung Website zu den Yellowknife-Bucht Bereich in der Glenelg Terrain. [365]

    Am 26. September 2013 berichteten NASA-Wissenschaftler vom Mars Neugierde Rover entdeckte reichlich chemisch gebundenes Wasser (1,5 bis 3 Gewichtsprozent) in Bodenproben in der Rocknest-Region von Aeolis Palus im Gale-Krater. [368] [369] [370] [371] [372] [373] Darüber hinaus berichtete die NASA, dass der Rover zwei Hauptbodentypen gefunden hat: einen feinkörnigen mafischen Typ und einen lokal abgeleiteten, grobkörnigen felsischen Typ. [370] [372] [374] Der mafische Typ war ähnlich wie andere Marsböden und Marsstaub mit einer Hydratation der amorphen Phasen des Bodens verbunden. [374] Auch Perchlorate, deren Anwesenheit den Nachweis lebensbezogener organischer Moleküle erschweren kann, wurden an den Neugierde Rover-Landeplatz (und früher am polareren Standort des Phoenix-Landers), was auf eine "globale Verteilung dieser Salze" hindeutet. [373] Die NASA berichtete auch, dass Jake M Rock, ein Stein, auf den Neugierde auf dem Weg nach Glenelg, war ein Mugearit und war den terrestrischen Mugearit-Gesteinen sehr ähnlich. [375]

    Am 9. Dezember 2013 berichtete die NASA, dass der Mars einst einen großen Süßwassersee im Gale-Krater hatte, [35] [36] der eine gastfreundliche Umgebung für mikrobielles Leben gewesen sein könnte.

    Am 16. Dezember 2014 berichtete die NASA von einem ungewöhnlichen Anstieg und dann einer Abnahme der Methanmengen in der Atmosphäre des Planeten Mars. Darüber hinaus wurden organische Chemikalien in Pulver entdeckt, das von der Neugierde Rover. Basierend auf Studien des Deuterium-zu-Wasserstoff-Verhältnisses wurde auch festgestellt, dass ein Großteil des Wassers im Gale-Krater auf dem Mars in der Antike verloren ging, bevor sich der Seeboden im Krater danach bildete, gingen weiterhin große Mengen Wasser verloren. [376] [377] [378]

    Am 13. April 2015, Natur veröffentlichte eine Analyse der Feuchtigkeits- und Bodentemperaturdaten, die von Neugierde, die Beweise dafür liefert, dass sich nachts in den oberen 5 cm des Marsuntergrunds Filme aus flüssigem Solewasser bilden. Die Wasseraktivität und -temperatur bleiben unter den Anforderungen für die Vermehrung und den Stoffwechsel bekannter terrestrischer Mikroorganismen. [6] [379]

    Am 8. Oktober 2015 bestätigte die NASA, dass im Gale-Krater vor 3,3 – 3,8 Milliarden Jahren Seen und Bäche existierten, die Sedimente zum Aufbau der unteren Schichten des Mount Sharp lieferten. [380] [381]

    Am 4. November 2018 legten Geologen Beweise vor, die auf Studien im Gale-Krater von der Neugierde Rover, dass es auf dem frühen Mars viel Wasser gab. [382] [383]

    Mars-Express Bearbeiten

    Das Mars Express Orbiter, das von der Europäischen Weltraumorganisation ins Leben gerufen wurde, hat die Oberfläche des Mars kartiert und mit Radargeräten nach Hinweisen auf unterirdisches Wasser gesucht. Zwischen 2012 und 2015 wurde die Orbiter scannte das Gebiet unter den Eiskappen auf der Planum Australe. Wissenschaftler stellten bis 2018 fest, dass die Messwerte einen unterirdischen See mit Wasser von etwa 20 Kilometern Breite anzeigten. Die Spitze des Sees befindet sich 1,5 Kilometer unter der Oberfläche des Planeten, wie viel tiefer sich das flüssige Wasser erstreckt, bleibt unbekannt. [384] [385]


    Vulkanische Ausgasung zur Unterstützung der Suche nach Leben auf anderen Planeten

    Ein Ausbruch des Vulkans Calbuco im Süden Chiles. Astronomen verwenden Daten von Vulkanausbrüchen auf der Erde, um vorherzusagen, ob Exoplanetenausbrüche die Biozeichen für Leben haben. Bildnachweis: Wikimedia Commons.

    Die Suche nach Möglichkeiten, das Leben auf Planeten außerhalb unseres Sonnensystems zu bestätigen, steht oft im Vordergrund der Exoplanetenforschung. Jetzt hat ein Team von Doktoranden der University of Washington (UW) einen Weg gefunden, diese Suche zu unterstützen, indem es vorgeschlagen hat, dass zukünftige Teleskope nach explosiver vulkanischer Aktivität als potenziellem Marker für Leben auf anderen Welten suchen sollten.

    Auf der Erde werden wichtige Gase durch Plattentektonik aus der Atmosphäre in das Innere des Planeten zurückgeführt, daher scheint es nur natürlich, nach diesen Prozessen auf geeigneten Exoplanetenkandidaten zu suchen. Die Charakterisierung der Oberfläche eines Exoplaneten ist jedoch eine Herausforderung, und zu diesem Zeitpunkt ist es unmöglich zu erkennen, ob ein Planet Plattentektonik hat oder nicht.

    Um unsere derzeitigen technologischen Beschränkungen zu überwinden, wurden Absolventen eines Astrobiologie-Absolventenseminars der UW damit beauftragt, alternative Marker zu finden, die auf eine plattentektonische Aktivität auf anderen Planeten hinweisen könnten. Erstautor Amit Misra, der inzwischen promoviert hat, modellierte für frühere Projektarbeiten Aerosole aus Vulkanausbrüchen und hatte die Antwort parat – massive vulkanische Ausgasung. „Vulkanismus wird voraussichtlich Aerosole auf Schwefelbasis produzieren. Auf der Erde sind die Aerosole Schwefelsäuretröpfchen, das gleiche Material, aus dem die Wolken der Venus bestehen. Je nachdem, was den Großteil der Atmosphäre ausmacht, können in der Atmosphäre von Exoplaneten Schwefelsäure-Aerosole oder elementare Schwefel-Aerosole entstehen“, erklärt Misra.

    Der Nachweis dieser lang anhaltenden, hoch gelegenen Aerosole ist der Schlüssel zur Feststellung vulkanischer Aktivität an der darunter liegenden Oberfläche. „Bei großen, explosiven Eruptionen ist die Wirkung auf das (Planeten-)Spektrum sehr groß – es kann das größte Merkmal im Spektrum sein“, sagte Misra. Aber wie lange werden diese Aerosole voraussichtlich in der Atmosphäre bleiben? „Für Exoplaneten wird es unmöglich sein, dies im Voraus zu wissen, aber basierend auf dem, was wir auf der Erde sehen, können die Aerosole je nach Größe der Eruption Monate bis Jahre in der Atmosphäre verbleiben. Nach dem Ausbruch des Mt. Pinatubo 1991, Aerosole wirkten sich fast vier Jahre später auf die Atmosphäre aus. Wenn es also einen Planeten da draußen gibt, der der Erde ähnlich ist, könnte die Wirkung dieser Aerosole einige Jahre anhalten. Bei Exoplaneten könnte die Zeitskala länger oder kürzer sein – wir wissen es nur vorher nicht“, sagt Misra.

    Aber was können uns vulkanische Ausgasungen über die Bedingungen auf Exoplaneten sagen, außer dass große Eruptionen auf der Oberfläche vorherrschen könnten? Die vulkanische Ausgasung auf der Erde spielte eine zentrale Rolle bei der Entwicklung und Erhaltung der Erdatmosphäre und führte zu stabilen Bedingungen, die die Entwicklung von Leben unterstützten. Leben, wie wir es kennen, ist ohne Sauerstoff nicht möglich, daher gilt Sauerstoff weitgehend als die vielversprechendste Biosignatur, da er sich in Abwesenheit von Leben nur sehr selten bildet. Es gibt jedoch einige Szenarien, in denen sich Sauerstoff abiotisch oder ohne Leben bildet.„Vulkanismus könnte uns helfen festzustellen, ob der Sauerstoff aus der Biologie stammt, da vulkanische Gase oft mit Sauerstoff reagieren und diesen zerstören, und der Nachweis von Sauerstoff und Vulkanismus deutet darauf hin, dass es in der planetaren Umgebung eine Sauerstoffquelle gibt, die Leben sein könnte“, sagt Misra.

    Es werden jedoch nur massive Eruptionen angestrebt, da explosive Eruptionen vulkanische Gase in die Stratosphäre aufsteigen lassen können, wo sie sich für lange Zeiträume aufhalten. Gase und flüchtige Stoffe, die bei kleineren, nicht explosiven Vulkanausbrüchen freigesetzt werden, neigen andererseits dazu, schnell an die Erdoberfläche zurückzukehren. Wie wahrscheinlich ist es, dass zukünftige weltraumgestützte Teleskope wie das James Web Space Telescope die Signaturen dieser Aerosole erkennen können? „Alles hängt davon ab, das richtige Ziel zu haben, wie zum Beispiel einen nahegelegenen (innerhalb von etwa 33 Lichtjahren entfernten) erdgroßen Exoplaneten in seiner bewohnbaren Zone des Sterns. Und natürlich muss es auf diesem Exoplaneten eine Eruption geben. Es wird schwierig sein, mit JWST eine explosive Eruption zu erkennen, aber große, bodengestützte Teleskope, die in den nächsten zehn Jahren oder so online gehen werden, sollten in der Lage sein, explosive Vulkanausbrüche zu erkennen. Beobachtungen in anderen Wellenlängen (außerhalb des sichtbaren und nahen Infrarots) wären schwierig, da das Signal im Allgemeinen sehr schlecht ist, da wir bei diesen Wellenlängen weniger Photonen vom Planeten und Stern beobachten“, sagt Misra.

    Diese Ergebnisse, veröffentlicht in der Juni-Ausgabe des Journals Astrobiologie, könnte somit den Prozess der Auswahl potenzieller Welten unterstützen, die auf mögliches Leben untersucht werden sollen, „wir müssten versuchen, den Kontext der planetaren Umgebung zu verstehen – was das Verständnis des Wirtssterns, der Umlaufbahn des Planeten und allem, was wir darüber lernen können, einschließt“. die Atmosphäre des Planeten – bevor man behauptet, Vulkanismus entdeckt zu haben“, sagt Misra, aber eines Tages könnte die Forschung dazu beitragen, festzustellen, dass eine Welt nicht nur bewohnbar, sondern tatsächlich bewohnt ist.

    Diese Forschung wurde vom Virtual Planetary Laboratory, einer UW-basierten interdisziplinären Forschungsgruppe, durchgeführt und vom NASA Astrobiology Institute finanziert.


    Könnte die antike tektonische Aktivität auf dem Mars darauf zurückzuführen sein, dass er Ozeane aus Schwefelsäure hat? - Astronomie

    In einem am 2. August 2016 in der arXiv-Datenbank der Cornell University Library veröffentlichten und zur Veröffentlichung in der Zeitschrift Geophysical Research Letters eingereichten Artikel, Michael Way vom NASA Goddard Institute for Space Studies and the Department of Astronomy & Space Physics at Uppsala University, Anthony Del Genio und Nancy Kiang, ebenfalls vom NASA Goddard Institute for Space Studies, Linda Sohl, wiederum vom NASA Goddard Institute for Space Studies und vom Center for Climate Systems Research an der Columbia University, David Grinspoon vom Planetary Science Institute, Igor Aleinov , ebenfalls vom NASA Goddard Institute for Space Studies und vom Center for Climate Systems Research der Columbia University, Maxwell Kelley, wiederum vom NASA Goddard Institute for Space Studies und Thomas Clune vom Global Modeling and Assimilation Office am NASA Goddard Space Flight Center, diskutieren die Möglichkeit eines bewohnbaren Klimas auf der frühen Venus und präsentieren die Ergebnisse einer Reihe von matische Modelle basierend auf bekannten und plausiblen Parametern für die Geographie und Atmosphäre des Planeten.

    Die moderne Venus hat eine viel dichtere Atmosphäre als die Erde, mit mehr als doppelt so viel Stickstoff und viel Kohlendioxid, einem starken Treibhausgas, das zu den sengenden Temperaturen auf der Oberfläche des Planeten beiträgt. Es gibt jedoch keinen Grund zu der Annahme, dass der Planet schon immer eine so dichte Atmosphäre hatte.

    Die Venus rotiert auch extrem langsam und in eine rückläufige Richtung (d.h. der Planet dreht sich in die entgegengesetzte Richtung zu seiner Umlaufbahn und den anderen Planeten des Sonnensystems) und vollendet alle 243 Erdentage eine Umdrehung, die länger ist als die 225 Erdtage des Venusjahres. Dies führt zu einem Venustag (d. h. der Zeit, die ein Punkt auf der Oberfläche der Venus braucht, um eine Umdrehung relativ zur Sonne zu vollenden) von 116 Erdentagen. Es wurde lange angenommen, dass diese langsame Rotationsgeschwindigkeit durch das Brechen durch atmosphärische Gezeiten verursacht wurde, was darauf hindeutet, dass eine jüngere Venus mit einer weniger dichten Atmosphäre eine längere Rotationsperiode gehabt haben könnte. Neuere Modelle deuten jedoch darauf hin, dass selbst eine atmosphärische Dichte ähnlich der der Erde einen erheblichen Brechungseffekt auf die Venus gehabt hätte.

    Die Natur der Topographie der antiken Venus ist auf der gesamten Oberfläche unbekannt, wenn der Planet vor Hunderten von Millionen (aber nicht Milliarden) von Jahren durch eine Periode intensiven Vulkanismus überarbeitet wurde. Die Oberfläche des Planeten ist in Hoch- und Tieflandbereiche unterteilt, die oberflächlich den Kontinenten und Ozeanbecken der Erde ähneln, jedoch ist die Oberfläche der Venus viel flacher als die Erde und ein Ozean mit dem gleichen Volumen wie der der Erde würde nur zu 10 . führen % der Venusoberfläche liegen über dem Meer.

    Weg et al. konstruierte vier Modelle des Klimas der alten Venus, beginnend mit einer Stickstoffatmosphäre, die so dicht ist wie die (Stickstoff plus Sauerstoff) Atmosphäre der heutigen Erde, plus Kohlendioxid- und Methangehalt, die denen der modernen Erde entsprechen, und einem Ozean von durchschnittlich 310 m in die Tiefe über den ganzen Planeten (dh einige Gebiete viel tiefer, aber einige exponiert). Keines der Modelle begann mit Eiskappen an den Polen oder auf Bergen, aber diese durften sich entwickeln.

    Das erste Modell erhielt eine ähnliche Topographie wie die der modernen Venus und es wurde angenommen, dass es Sonnenstrahlungsniveaus erhielt, die denen entsprechen, die für die Venus vor 2,9 Milliarden Jahren vorhergesagt wurden (etwa 40% höher als die heutige Erde), plus eine Rotationsrate entspricht dem der modernen Venus. Dies führte dazu, dass die Oberfläche des Planeten eine durchschnittliche Oberflächentemperatur von 11°C entwickelte, mit Temperaturen von -22°C bis 36°C. Dies ist ein viel engerer Temperaturbereich als auf der modernen Erde, hauptsächlich aufgrund des Fehlens von polaren Eispaketen und einer effizienteren Wärmeverteilung in der Atmosphäre des langsam rotierenden Planeten.

    Diese Welt entwickelte auf ihrer Sonnenseite eine dicke Wolkendecke, die zeitweise fast 100% Wolkendecke erreichte. Der Aufwind in den Tropen führte zur Bildung eines Schildes aus Zirrusambosswolken, ähnlich dem in der intertropischen Konvergenzzone auf der Erde, aber aufgrund der langsameren Rotation der Venus viel anhaltender. Der Modellplanet konnte von seiner Nachtseite aus beträchtliche Wärme in den Weltraum abstrahlen, im Gegensatz zur modernen Venus, wo eine dicke Kohlendioxidatmosphäre einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt erzeugt, der zu einer ausreichenden Abkühlung auf der Nachtseite des Planeten führt, damit Schneefall auftreten kann. Der größte Teil dieses Schnees würde voraussichtlich verschwinden, wenn die Oberfläche wieder ins Tageslicht zurückkehrt, aber im Hochland des Ishtar Terra (das sich in der Nähe des Nordpols befindet) entwickelte sich eine dauerhafte Eiskappe mit dauerhaftem Schnee von bis zu 5 m oben in Gebieten über 5000 m zu finden.

    In den venusianischen Tropen wurden sehr hohe Niederschlagsmengen beobachtet, mit Niederschlagsmengen von immer über 8 mm/Tag innerhalb von 20° des Äquators und an Orten, die Dutzende von mm/Tag erreichten, nasser als alles, was auf der Erde zu sehen war. Dies führte zu einer Vorhersage sehr hoher Erosion und potenzieller Entwicklung von Sedimentstrukturen in den tropischen Hochlandgebieten von Aphrodite Terra und Beta Regio, Ablagerungen, die möglicherweise von zukünftigen Missionen zur Venus entdeckt werden könnten, sogar weltraumgestützte Missionen, die auf Fernerkundung angewiesen sind .

    Das zweite Modell übernahm auch die Topographie und Rotationsrate der modernen Venus, erhielt jedoch ein Niveau der Sonnenstrahlung, das der erwarteten Sonnenstrahlung entspricht, die die Venus vor etwa 715 Millionen Jahren erhalten hat (entspricht dem frühen Kryogenium auf der Erde, etwa zu der Zeit, als die die ersten einfachen Tiere erschienen) etwa 70 % höher als die heutige Erde und nur 6 % niedriger als die heutige Venus. Diese Welt entwickelte eine durchschnittliche Oberflächentemperatur von 15°C, wobei die Oberflächentemperaturen von -17°C bis 35°C etwas wärmer waren als das Vorgängermodell, aber mit weniger Unterschieden zwischen den Extremen und immer noch recht gastfreundlich nach modernen Erdstandards.

    Dieses Modell entwickelte auch eine bedeutende Eiskappe auf Ishtar Terra und ein feuchtes Klima, das wahrscheinlich zur Entwicklung einer hohen Erosion und zur Entwicklung von Sedimentstrukturen in Aphrodite Terra und Beta Regio führen wird.

    Die dritte Simulation behielt die Sonnenstrahlung der Venus vor 2,9 Milliarden Jahren und die Rotationsgeschwindigkeit der modernen Venus bei, erhielt jedoch eine erdähnliche Topographie. Dieses Modell entwickelte eine durchschnittliche Oberflächentemperatur von 23°C und einen Bereich von Oberflächentemperaturen von -13°C bis 46°C, deutlich wärmer als jedes der Vorgängermodelle.

    Dieser Planet hat in den Tropen erheblich mehr Wasser, was zu einer höheren Verdunstungsrate und einem signifikanten durch Wasserdampf verursachten Treibhauseffekt führt (wenn auch nicht so hoch wie der durch Kohlendioxid verursachte Treibhauseffekt auf der modernen Venus). Trotzdem ist dieser Planet immer noch kühl genug, damit Schnee fallen und sich auf seiner Nachtseite niederlassen kann, obwohl in diesem Fall erwartet würde, dass der gesamte Schnee wieder verloren geht, wenn die Oberfläche wieder ins Sonnenlicht zurückkehrt.

    Die endgültige Simulation behielt die Topographie der modernen Venus- und Sonnenstrahlung bei, die vor 2,9 Milliarden Jahren auf dem Planeten erwartet wurde, beschleunigte jedoch die Rotation des Planeten, bis ein Venustag nur 16-mal so lang war wie ein Erdentag. Dies führte zu einem erheblich wärmeren Planeten mit einer durchschnittlichen Oberflächentemperatur von 56°C und Temperaturen zwischen 27°C und 84°C an der Oberfläche.

    Diese Welt entwickelt einen erheblichen Treibhauseffekt, da der Faktor Rotationsperiode eine signifikante Abkühlung auf der Nachtseite des Planeten verhindert, was zu einer geringeren Luftzirkulation (weniger Wind) führt. Folglich tritt in diesem Modell kein Schneefall auf und der Treibhauseffekt beginnt ein Niveau zu erreichen, bei dem möglicherweise Wasser aus der Atmosphäre in den Weltraum verloren gehen könnte, was zu einer dauerhaften Austrocknung des Klimas führt.

    All dies ist natürlich hochspekulativ, da wir wenig Ahnung von der Geologie oder den Wasserständen der frühen Venus haben. Es ist bekannt, dass die moderne Venus kein Äquivalent zur Plattentektonik auf der Erde hat, aber die alte Venus könnte möglicherweise etwas Ähnliches oder ein ganz anderes tektonisches System gehabt haben, an das wir nicht gedacht haben. In ähnlicher Weise war der Planet möglicherweise schon immer trocken oder hatte zuvor viel mehr Wasser als die Erde und verlor es aufgrund des außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekts des Planeten.

    Dennoch bieten diese Simulationen einen interessanten Einblick in die mögliche Entwicklung unseres Sonnensystems und geben uns einen Einblick, wo wir auf der Venus nach Informationen über die Vergangenheit des Planeten suchen können. Sie sind auch in Bezug auf unsere Suche nach erdähnlichen Welten in anderen Sternsystemen aufschlussreich, da sich die Venus erheblich innerhalb der inneren Grenze dessen befindet, was als bewohnbare Zone unseres Sonnensystems gilt (dh die Zone, in der ein erdähnlicher Planet erwartet werden könnte, dass Flüssigkeit an der Oberfläche vorhanden ist und die folglich als potenziell lebenserhaltend angesehen werden könnte), und dennoch haben diese Simulationen gezeigt, dass die Venus unter einer Reihe von Bedingungen ein mildes Klima und ausgedehnte Ozeane allein aufgrund ihres niedrigen Rotationsgeschwindigkeit.

    Vielzellige eukaryotische Organismen aus der 1,56 Milliarden Jahre alten Gaoyuzhuang-Formation in Nordchina. Sedimente auf der ganzen Erde enthalten zahlreiche Makrofossilien (Fossilien großer Dinge, die mit bloßem Auge gefunden werden können, im Gegensatz zu. Die Möglichkeit eines Planeten mit Erdmasse in der bewohnbaren Zone des Kepler-68-Systems. Das Kepler-Weltraumteleskop hat seit seiner Gründung viele Mehrplanetensysteme lokalisiert, die mit Entdeckungen anderer Planetenjagden kombiniert wurden.

    Inhalt

    Die Stratigraphie bestimmt das relative Alter von Gesteins- und Sedimentschichten, indem sie Unterschiede in der Zusammensetzung (Feststoffe, Flüssigkeiten und eingeschlossene Gase) anzeigt. Häufig werden Annahmen über die Ablagerungsrate aufgenommen, die eine Reihe potenzieller Altersschätzungen über alle beobachteten Sedimentschichten hinweg generieren.

    Die primäre Technik zum Kalibrieren der Altersangaben zum Common Era-Kalender ist die radiometrische Datierung. Kombinationen verschiedener radioaktiver Materialien können die Unsicherheit bei einer Altersschätzung basierend auf einem beliebigen Isotop verbessern.

    Mit stratigraphischen Prinzipien lässt sich das Alter der Gesteinseinheiten meist nur relativ zueinander bestimmen. Das Wissen, dass mesozoische Gesteinsschichten, aus denen das Kreidesystem besteht, auf Gesteinen des Jurasystems liegen (und daher jünger sind als) sagt nichts darüber aus, wie lange die Kreide- oder Jurazeit zurückliegt. Andere Methoden, wie die radiometrische Datierung, werden benötigt, um das absolute Alter in geologischer Zeit zu bestimmen. Dies ist im Allgemeinen nur für Gesteine ​​auf der Erde bekannt. Das absolute Alter ist auch für ausgewählte Gesteinseinheiten des Mondes bekannt, basierend auf Proben, die zur Erde zurückgebracht wurden.

    Viel problematischer ist es, Gesteinseinheiten auf dem Mars absolutes Alter zuzuordnen. Im Laufe der Jahre wurden zahlreiche Versuche [3] [4] [5] unternommen, eine absolute Marschronologie (Zeitachse) zu bestimmen, indem die geschätzten Einschlagskraterraten für den Mars mit denen auf dem Mond verglichen wurden. Wenn die Rate der Einschlagskraterbildung auf dem Mars nach Kratergröße pro Flächeneinheit über geologische Zeit (die Produktionsrate oder der Fluss) genau bekannt ist, bieten die Kraterdichten auch eine Möglichkeit, das absolute Alter zu bestimmen. [6] Leider erzeugen praktische Schwierigkeiten bei der Kraterzählung [7] und Unsicherheiten bei der Schätzung des Flusses immer noch große Unsicherheiten in den von diesen Methoden abgeleiteten Zeitaltern. Marsmeteoriten haben datierbare Proben geliefert, die mit den bisher berechneten Altern übereinstimmen [8], aber die Orte auf dem Mars, von denen die Meteoriten stammten (Herkunft) sind unbekannt, was ihren Wert als chronostratigraphische Werkzeuge einschränkt. Absolute Alter, die durch die Kraterdichte bestimmt werden, sind daher mit etwas Skepsis zu betrachten. [9]

    Studien zur Dichte von Einschlagkratern auf der Marsoberfläche [10] haben vier große Perioden in der geologischen Geschichte des Planeten abgegrenzt. [11] Die Zeiträume wurden nach Orten auf dem Mars benannt, die großräumige Oberflächenmerkmale wie große Krater oder ausgedehnte Lavaströme aufweisen, die auf diese Zeiträume zurückgehen. Die hier angegebenen absoluten Altersangaben sind nur ungefähre Angaben. Vom ältesten bis zum jüngsten sind die Zeiträume:

    • Prä-Noachian Stellt das Intervall von der Akkretion und Differenzierung des Planeten vor etwa 4,5 Milliarden Jahren (Gya) bis zur Bildung des Hellas-Einschlagsbeckens zwischen 4,1 und 3,8 Gya dar. [12] Die meisten geologischen Aufzeichnungen dieses Intervalls wurden durch nachfolgende Erosion und hohe Einschlagsraten gelöscht. Es wird angenommen, dass sich die Krustendichotomie während dieser Zeit zusammen mit den Becken von Argyre und Isidis gebildet hat.
    • Noachische Periode (benannt nach Noachis Terra): Entstehung der ältesten erhaltenen Marsoberfläche vor 4,1 bis etwa 3,7 Milliarden Jahren (Gya). Noachian-gealterte Oberflächen sind von vielen großen Einschlagskratern gezeichnet. Es wird angenommen, dass sich der Tharsis-Bulge während des Noachiums zusammen mit ausgedehnter Erosion durch flüssiges Wasser gebildet hat, das Flusstalnetzwerke produziert. Große Seen oder Ozeane können vorhanden gewesen sein.
    • Hesperische Zeit (benannt nach Hesperia Planum): 3,7 bis etwa 3,0 Gya. Geprägt durch die Bildung ausgedehnter Lavaebenen. Die Entstehung von Olympus Mons begann wahrscheinlich in dieser Zeit. [13] Katastrophale Wasserfreisetzungen haben um Chryse Planitia und anderswo ausgedehnte Abflusskanäle geschaffen. Im nördlichen Tiefland können sich ephemere Seen oder Meere gebildet haben.
    • Amazonas-Zeit (benannt nach Amazonis Planitia): 3,0 Gya bis heute. Amazonasgebiete haben nur wenige Meteoriteneinschlagskrater, sind aber ansonsten sehr vielfältig. Lavaströme, glaziale/periglaziale Aktivitäten und geringfügige Freisetzungen von flüssigem Wasser setzten sich während dieses Zeitraums fort. [14]

    Das Datum der Grenze zwischen Hesper und Amazonas ist besonders unsicher und könnte zwischen 3,0 und 1,5 Gya liegen. [15] Grundsätzlich wird der Hesperian als Übergangszeit zwischen dem Ende des schweren Bombardements und dem kalten, trockenen Mars heute gesehen.

    Im Jahr 2006 schlugen Forscher, die Daten des OMEGA Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer an Bord des Mars Express Orbiters verwendeten, eine alternative Mars-Zeitskala vor, die auf der vorherrschenden Art der Mineralalteration basiert, die auf dem Mars aufgrund unterschiedlicher chemischer Verwitterung in der Vergangenheit des Planeten aufgetreten ist. Sie schlugen vor, die Geschichte des Mars in drei Epochen einzuteilen: das Phyllocian, Theiikian und Siderikan. [16] [17]


    Wie Venus und Mars uns über die Erde lehren können

    Man hat eine dicke giftige Atmosphäre, man hat kaum eine Atmosphäre, und man ist genau richtig, damit das Leben gedeiht &ndash aber das war &rsquot schon immer so. Die Atmosphären unserer beiden Nachbarn Venus und Mars können uns viel über vergangene und zukünftige Szenarien für unseren eigenen Planeten lehren.

    Spulen wir 4,6 Milliarden Jahre vom heutigen Tag bis zum planetarischen Bauhof zurück, und wir sehen, dass alle Planeten eine gemeinsame Geschichte haben: Sie wurden alle aus derselben wirbelnden Gas- und Staubwolke geboren, wobei die neugeborene Sonne im Zentrum entzündet wurde. Langsam aber sicher sammelte sich mit Hilfe der Schwerkraft Staub zu Felsbrocken, die schließlich zu planetengroßen Einheiten wurden.

    Gesteinsmaterial könnte der Hitze am nächsten an der Sonne standhalten, während gasförmiges, eisiges Material nur weiter entfernt überleben könnte, was zu den innersten terrestrischen Planeten bzw. Die Überreste machten Asteroiden und Kometen.

    Markt für Satellitennutzlasten – Prognosen bis 2026

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    Die Atmosphären der Gesteinsplaneten wurden als Teil des sehr energetischen Bauprozesses gebildet, hauptsächlich durch Ausgasen beim Abkühlen, mit einigen kleinen Beiträgen von Vulkanausbrüchen und geringfügigen Lieferungen von Wasser, Gasen und anderen Bestandteilen durch Kometen und Asteroiden. Im Laufe der Zeit durchliefen die Atmosphären eine starke Entwicklung dank einer komplizierten Kombination von Faktoren, die letztendlich zu dem aktuellen Status führte, wobei die Erde der einzige bekannte Planet ist, der Leben unterstützt und heute der einzige mit flüssigem Wasser auf seiner Oberfläche ist.

    Wir wissen von Weltraummissionen wie Venus Express der ESA, die zwischen 2006 und 2014 die Venus aus der Umlaufbahn beobachtete, und Mars Express, der seit 2003 den Roten Planeten untersucht, dass auch auf unseren Schwesterplaneten einst flüssiges Wasser floss. Während das Wasser auf der Venus längst verkocht ist, ist es auf dem Mars entweder unter der Erde vergraben oder in Eiskappen eingeschlossen. Eng verbunden mit der Geschichte von Wasser &ndash und letztendlich mit der großen Frage, ob Leben jenseits der Erde entstanden sein könnte &ndash ist der Zustand einer Planetenatmosphäre. Und damit verbunden das Wechselspiel und der Materialaustausch zwischen der Atmosphäre, den Ozeanen und dem felsigen Inneren des Planeten.

    Planetenrecycling
    Zurück bei unseren neu gebildeten Planeten, aus einer Kugel aus geschmolzenem Gestein mit einem Mantel, der einen dichten Kern umgibt, sagten sie, sich abzukühlen. Erde, Venus und Mars erlebten in diesen frühen Tagen alle Ausgasungsaktivitäten, die die ersten jungen, heißen und dichten Atmosphären bildeten. Als auch diese Atmosphären abkühlten, regneten die ersten Ozeane vom Himmel.

    Irgendwann gingen die Eigenschaften der geologischen Aktivität der drei Planeten jedoch auseinander. Der feste Deckel der Erde brach in Platten, tauchte an einigen Stellen in Subduktionszonen unter eine andere Platte, und an anderen kollidierte sie, um riesige Bergketten zu schaffen, oder zog sich auseinander, um riesige Risse oder neue Krusten zu erzeugen. Die tektonischen Platten der Erde bewegen sich noch heute und verursachen an ihren Grenzen Vulkanausbrüche oder Erdbeben.

    Die Venus, die nur geringfügig kleiner als die Erde ist, kann heute noch vulkanische Aktivität aufweisen, und ihre Oberfläche scheint erst vor einer halben Milliarde Jahren mit Laven an der Oberfläche aufgetaucht zu sein. Heute hat es kein erkennbares Plattentektoniksystem, seine Vulkane wurden wahrscheinlich von thermischen Wolken angetrieben, die durch den Mantel aufstiegen und in einem Prozess erzeugt wurden, der mit einer &lsquolava-Lampe&rsquo verglichen werden kann, jedoch in gigantischem Ausmaß.

    Der Mars, der viel kleiner ist, kühlte schneller ab als Erde und Venus, und als seine Vulkane erloschen, verlor er ein wichtiges Mittel, um seine Atmosphäre wieder aufzufüllen. Aber es gibt immer noch den größten Vulkan des gesamten Sonnensystems, den 25 Kilometer hohen Olympus Mons, wahrscheinlich auch das Ergebnis einer kontinuierlichen vertikalen Krustenbildung aus von unten aufsteigenden Wolken. Obwohl es Beweise für tektonische Aktivität innerhalb der letzten 10 Millionen Jahre und sogar gelegentliche Marsbeben in der heutigen Zeit gibt, wird angenommen, dass der Planet auch kein erdähnliches tektonisches System hat.

    Es ist nicht allein die globale Plattentektonik, die die Erde besonders macht, sondern die einzigartige Kombination mit den Ozeanen. Heute absorbieren und speichern unsere Ozeane, die etwa zwei Drittel der Erdoberfläche bedecken, einen Großteil der Wärme unseres Planeten und transportieren sie entlang von Strömungen rund um den Globus. Wenn eine tektonische Platte in den Erdmantel gezogen wird, erwärmt sie sich und setzt im Gestein eingeschlossenes Wasser und Gase frei, die wiederum durch hydrothermale Schlote am Meeresboden versickern.

    In solchen Umgebungen am Boden der Ozeane der Erde wurden extrem robuste Lebensformen gefunden, die Hinweise darauf geben, wie frühes Leben möglicherweise begonnen hat, und Wissenschaftlern Hinweise geben, wo sie anderswo im Sonnensystem suchen können: Jupiter-Mond Europa oder Saturn-Eismond Enceladus zum Beispiel, die Ozeane aus flüssigem Wasser unter ihrer eisigen Kruste verbergen, wobei Beweise aus Weltraummissionen wie Cassini darauf hindeuten, dass hydrothermale Aktivität vorhanden sein könnte.

    Darüber hinaus hilft die Plattentektonik, unsere Atmosphäre zu modulieren und die Menge an Kohlendioxid auf unserem Planeten über lange Zeiträume zu regulieren. Wenn sich atmosphärisches Kohlendioxid mit Wasser verbindet, entsteht Kohlensäure, die wiederum Gesteine ​​auflöst. Regen bringt die Kohlensäure und das Kalzium in die Ozeane &ndash Kohlendioxid wird auch direkt in den Ozeanen gelöst &ndash wo es wieder in den Meeresboden zurückgeführt wird. Fast die Hälfte der Erdgeschichte enthielt die Atmosphäre sehr wenig Sauerstoff. Ozeanische Cynobakterien waren die ersten, die die Energie der Sonne nutzten, um Kohlendioxid in Sauerstoff umzuwandeln, ein Wendepunkt bei der Schaffung der Atmosphäre, die viel weiter unten komplexes Leben gedeihen ließ. Ohne das planetare Recycling und die Regulierung zwischen Mantel, Ozeanen und Atmosphäre wäre die Erde vielleicht eher wie die Venus geworden.

    Extremer Treibhauseffekt
    Venus wird manchmal als böser Zwilling der Erde bezeichnet, weil sie fast die gleiche Größe hat, aber von einer dicken schädlichen Atmosphäre und einer schwülen Oberfläche von 470 ° C geplagt wird. Sein hoher Druck und seine Temperatur sind heiß genug, um Blei zu schmelzen und das Raumschiff zu zerstören, das es wagt, darauf zu landen. Dank seiner dichten Atmosphäre ist er sogar noch heißer als der Planet Merkur, der näher um die Sonne kreist. Seine dramatische Abweichung von einer erdähnlichen Umgebung wird oft als Beispiel dafür verwendet, was bei einem außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt passiert.

    Die Hauptwärmequelle im Sonnensystem ist die Sonnenenergie, die die Oberfläche eines Planeten erwärmt, und dann strahlt der Planet Energie zurück in den Weltraum. Eine Atmosphäre fängt einen Teil der ausgehenden Energie ein, speichert Wärme und den sogenannten Treibhauseffekt. Es ist ein natürliches Phänomen, das hilft, die Temperatur eines Planeten zu regulieren. Wenn es um Treibhausgase wie Wasserdampf, Kohlendioxid, Methan und Ozon ginge, wäre die Oberflächentemperatur der Erde etwa 30 Grad kühler als der derzeitige Durchschnitt von +15 °C.

    In den vergangenen Jahrhunderten hat der Mensch dieses natürliche Gleichgewicht auf der Erde verändert und den Treibhauseffekt seit Beginn der Industrietätigkeit verstärkt, indem er zusätzlich Kohlendioxid zusammen mit Stickoxiden, Sulfaten und anderen Spurengasen sowie Staub- und Rauchpartikeln in die Luft eingebracht hat. Zu den langfristigen Auswirkungen auf unseren Planeten zählen die globale Erwärmung, der saure Regen und der Abbau der Ozonschicht. Die Folgen einer Klimaerwärmung sind weitreichend, können sich auf Süßwasserressourcen, die globale Nahrungsmittelproduktion und den Meeresspiegel auswirken und eine Zunahme von Extremwetterereignissen auslösen.

    Auf der Venus gibt es keine menschlichen Aktivitäten, aber die Untersuchung ihrer Atmosphäre bietet ein natürliches Labor, um einen außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt besser zu verstehen. Irgendwann in ihrer Geschichte begann die Venus zu viel Wärme einzufangen. Es wurde einst angenommen, dass es Ozeane wie die Erde beherbergt, aber die zusätzliche Wärme verwandelte Wasser in Dampf, und der zusätzliche Wasserdampf in der Atmosphäre schloss wiederum immer mehr Wärme ein, bis ganze Ozeane vollständig verdampften. Venus Express zeigte sogar, dass noch heute Wasserdampf aus der Atmosphäre der Venus in den Weltraum entweicht.

    Venus Express entdeckte auch eine mysteriöse Schicht aus hochgelegenem Schwefeldioxid in der Atmosphäre des Planeten. Schwefeldioxid wird aus der Emission von Vulkanen erwartet &ndash während der Missionsdauer Venus Express verzeichnete große Veränderungen des Schwefeldioxidgehalts der Atmosphäre. Dies führt zu Schwefelsäurewolken und -tröpfchen in Höhen von etwa 50-70 km und das verbleibende Schwefeldioxid sollte durch intensive Sonneneinstrahlung zerstört werden. So war es für Venus Express eine Überraschung, eine Gasschicht in etwa 100 km Entfernung zu entdecken. Es wurde festgestellt, dass verdampfende Schwefelsäuretröpfchen gasförmige Schwefelsäure freisetzen, die dann durch Sonnenlicht zerlegt wird, wobei das Schwefeldioxidgas freigesetzt wird.

    Die Beobachtung trägt zur Diskussion bei, was passieren könnte, wenn große Mengen an Schwefeldioxid in die Erdatmosphäre injiziert werden und ein Vorschlag gemacht wird, wie die Auswirkungen des sich ändernden Klimas auf die Erde abgemildert werden können. Das Konzept wurde 1991 beim Vulkanausbruch des Mount Pinatubo auf den Philippinen demonstriert, als aus dem Ausbruch ausgestoßenes Schwefeldioxid kleine Tröpfchen konzentrierter Schwefelsäure erzeugte, wie sie in Venuswolken in etwa 20 km Höhe gefunden wurden. Dies erzeugte eine Dunstschicht und kühlte unseren Planeten über mehrere Jahre hinweg weltweit um etwa 0,5°C ab. Da dieser Dunst Wärme reflektiert, wurde vorgeschlagen, die globale Temperatur zu senken, indem wir künstlich große Mengen Schwefeldioxid in unsere Atmosphäre einbringen. Die natürliche Wirkung des Mt. Pinatubo bot jedoch nur einen vorübergehenden kühlenden Effekt. Die Untersuchung der enormen Schicht von Schwefelsäurewolkentröpfchen auf der Venus bietet eine natürliche Möglichkeit, die längerfristigen Auswirkungen zu untersuchen, ein ursprünglich schützender Dunst in höheren Lagen würde schließlich wieder in gasförmige Schwefelsäure umgewandelt werden, die transparent ist und alle Sonnenstrahlen durchlässt. Ganz zu schweigen von der Nebenwirkung des sauren Regens, der auf der Erde schädliche Auswirkungen auf Böden, Pflanzen und Wasser haben kann.

    Globales Einfrieren
    Unser anderer Nachbar, der Mars, liegt in einem anderen Extrem: Obwohl seine Atmosphäre ebenfalls überwiegend aus Kohlendioxid besteht, hat er heute kaum noch Kohlendioxid, mit einem atmosphärischen Gesamtvolumen von weniger als 1% der Erde.

    Die existierende Atmosphäre des Mars ist so dünn, dass, obwohl Kohlendioxid zu Wolken kondensiert, es nicht genügend Energie von der Sonne speichern kann, um das Oberflächenwasser aufrechtzuerhalten und es sofort an der Oberfläche verdampft. Aber mit ihrem niedrigen Druck und relativ milden Temperaturen von -55 °C (von -133 °C am Winterpol bis +27 °C im Sommer) schmilzt die Raumsonde auf ihrer Oberfläche, was uns einen besseren Zugang ermöglicht, ihre Geheimnisse zu lüften. Darüber hinaus sind vier Milliarden Jahre alte Gesteine ​​dank des Mangels an recycelter Plattentektonik auf dem Planeten unseren Landern und Rovern, die seine Oberfläche erkunden, direkt zugänglich. Inzwischen finden unsere Orbiter, darunter auch Mars Express, der den Planeten seit mehr als 15 Jahren vermisst, ständig Beweise für seine einst fließenden Gewässer, Ozeane und Seen, was eine verlockende Hoffnung weckt, dass er einst Leben unterstützt haben könnte.

    Auch der Rote Planet hätte dank der Lieferung von flüchtigen Stoffen von Asteroiden und Kometen und der vulkanischen Ausgasung des Planeten bei der Abkühlung seines felsigen Inneren mit einer dickeren Atmosphäre begonnen. Es könnte einfach an seiner Atmosphäre festhalten, höchstwahrscheinlich wegen seiner geringeren Masse und geringeren Schwerkraft. Außerdem hätte seine anfänglich höhere Temperatur den Gasmolekülen in der Atmosphäre mehr Energie gegeben, sodass sie leichter entweichen können. Und da sie auch ihr globales Magnetfeld schon früh in ihrer Geschichte verloren hatte, wurde die verbleibende Atmosphäre anschließend dem Sonnenwind ausgesetzt &ndash einem kontinuierlichen Strom geladener Teilchen von der Sonne &ndash, der, genau wie auf der Venus, auch heute noch die Atmosphäre wegreißt .

    Mit einer verringerten Atmosphäre bewegte sich das Oberflächenwasser unter die Erde und wurde nur dann als riesige Sturzfluten freigesetzt, wenn die Einschläge den Boden erhitzten und das unterirdische Wasser und Eis freisetzten. Es ist auch in den polaren Eiskappen eingeschlossen. Mars Express hat vor kurzem auch einen Pool mit flüssigem Wasser entdeckt, der sich innerhalb von zwei Kilometern unter der Oberfläche vergraben hat. Könnten auch Spuren des Lebens unter der Erde sein? Diese Frage steht im Mittelpunkt des europäischen ExoMars-Rovers, der 2020 starten und 2021 landen soll, um bis zu zwei Meter unter der Oberfläche zu bohren, um Proben auf der Suche nach Biomarkern zu entnehmen und zu analysieren.

    Es wird angenommen, dass der Mars derzeit aus einer Eiszeit kommt. Wie die Erde reagiert der Mars empfindlich auf Veränderungen von Faktoren wie der Neigung seiner Rotationsachse, wenn er die Sonne umkreist. Es wird angenommen, dass die Stabilität des Wassers an der Oberfläche über Tausende bis Millionen von Jahren variiert hat, da die axiale Neigung des Planeten und sein Abstand von der Sonne unterliegt zyklischen Veränderungen. Der ExoMars Trace Gas Orbiter, der derzeit den Roten Planeten von der Umlaufbahn aus untersucht, hat kürzlich hydratisiertes Material in äquatorialen Regionen entdeckt, das ehemalige Standorte der Pole des Planeten in der Vergangenheit darstellen könnte.

    Die Hauptaufgabe des Trace Gas Orbiters besteht darin, eine genaue Bestandsaufnahme der Atmosphäre des Planeten durchzuführen, insbesondere der Spurengase, die weniger als 1% des gesamten Atmosphärenvolumens des Planeten ausmachen. Von besonderem Interesse ist Methan, das auf der Erde hauptsächlich durch biologische Aktivität, aber auch durch natürliche und geologische Prozesse produziert wird. Hinweise auf Methan wurden zuvor von Mars Express und später von dem Curiosity-Rover der NASA auf der Oberfläche des Planeten gemeldet, aber die hochempfindlichen Instrumente des Trace Gas Orbiters haben bisher eine allgemeine Abwesenheit des Gases gemeldet, was das Geheimnis vertieft. Um die unterschiedlichen Ergebnisse zu untermauern, untersuchen Wissenschaftler nicht nur, wie Methan entstehen, sondern auch oberflächennah zerstört werden könnte. Allerdings produzieren nicht alle Lebensformen Methan, und der Rover mit seinem unterirdischen Bohrer wird uns hoffentlich mehr sagen können. Die fortgesetzte Erforschung des Roten Planeten wird uns sicherlich helfen zu verstehen, wie und warum sich das Bewohnbarkeitspotenzial des Mars im Laufe der Zeit verändert hat.

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    Obwohl sie mit den gleichen Zutaten begannen, erlitten die Nachbarn der Erde verheerende Klimakatastrophen und konnten ihr Wasser nicht lange behalten. Venus wurde zu heiß und Mars zu kalt, nur die Erde wurde mit den genau richtigen Bedingungen zum &lsquoGoldlöckchen&rsquo-Planeten. Waren wir in einer früheren Eiszeit nahe daran, marsartig zu werden? Wie nah sind wir dem außer Kontrolle geratenen Treibhauseffekt, der die Venus heimsucht? Das Verständnis der Entwicklung dieser Planeten und der Rolle ihrer Atmosphären ist enorm wichtig, um die klimatischen Veränderungen auf unserem eigenen Planeten zu verstehen, da letztendlich für alle die gleichen physikalischen Gesetze gelten. Die von unseren umlaufenden Raumsonden zurückgelieferten Daten erinnern auf natürliche Weise daran, dass Klimastabilität keine Selbstverständlichkeit ist.

    Auf jeden Fall ist auf lange Sicht &ndash Milliarden von Jahren in die Zukunft &ndash eine Treibhauserde ein unvermeidliches Ergebnis der alternden Sonne. Unser einst lebensspendender Stern wird schließlich anschwellen und aufhellen und genug Wärme in das empfindliche System der Erde einbringen, um unsere Ozeane zum Kochen zu bringen, und ihn auf den gleichen Weg wie sein böser Zwilling schicken.

    Quelle: Europäische Weltraumorganisation (ESA)
    Datum: 13. Mai 2019


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