Wasser auf dem Mars - Water on Mars

Ein künstlerischer Eindruck, wie der alte Mars ausgesehen haben könnte, basierend auf geologischen Daten
Wassereis auf den
wahrscheinlichsten Gebieten des Mars
(10. Dezember 2019)
Global
Planar
Mars – Utopia Planitia
Marsgelände
Geländekarte
Überbackenes Gelände führte zur Entdeckung einer großen Menge unterirdischen Eises – genug Wasser, um den Lake Superior zu füllen (22. November 2016)

Fast alles Wasser auf dem Mars existiert heute als Eis, aber auch in geringen Mengen als Dampf in der Atmosphäre . Was für flüssige Solen mit geringem Volumen im flachen Marsboden gehalten wurde , die auch als wiederkehrende Hanglinien bezeichnet werden , können Körner aus fließendem Sand und Staub sein, die bergab rutschen und dunkle Streifen bilden. Der einzige Ort, an dem Wassereis an der Oberfläche sichtbar ist, befindet sich an der Nordpol-Eiskappe . Reichlich Wassereis ist auch unter der permanenten Kohlendioxid -Eiskappe am Mars-Südpol und im flachen Untergrund bei gemäßigteren Bedingungen vorhanden. Mehr als 5 Millionen km 3 Eis wurden an oder nahe der Oberfläche von . entdecktMars , genug, um den ganzen Planeten bis zu einer Tiefe von 35 Metern (115 ft) zu bedecken. Noch mehr Eis wird wahrscheinlich im tiefen Untergrund eingeschlossen sein.

Etwas flüssiges Wasser kann heute vorübergehend auf der Marsoberfläche vorkommen, aber beschränkt auf Spuren von gelöster Feuchtigkeit aus der Atmosphäre und dünne Filme, die für bekanntes Leben eine Herausforderung darstellen. Auf der Oberfläche des Planeten gibt es keine großen stehenden Wasserkörper, da der Atmosphärendruck dort im Durchschnitt nur 610 Pascal (0,088  psi ) beträgt , eine Zahl, die etwas unter dem Dampfdruck von Wasser an seinem Tripelpunkt liegt ; unter durchschnittlichen Marsbedingungen würde sich erwärmendes Wasser auf der Marsoberfläche sublimieren, was einen direkten Übergang von fest zu Dampf bedeutet; Umgekehrt würde sich Kühlwasser ablagern, was einen direkten Übergang vom Dampf in den Feststoff bedeutet. Vor etwa 3,8 Milliarden Jahren hatte der Mars möglicherweise eine dichtere Atmosphäre und höhere Oberflächentemperaturen, die riesige Mengen an flüssigem Wasser auf der Oberfläche ermöglichten, möglicherweise einschließlich eines großen Ozeans , der möglicherweise ein Drittel des Planeten bedeckt hatte. In jüngerer Zeit in der Geschichte des Mars ist offenbar auch in verschiedenen Abständen für kurze Zeit Wasser über die Oberfläche geflossen. Aeolis Palus im Gale-Krater , erkundet vom Curiosity- Rover , sind die geologischen Überreste eines alten Süßwassersees , der eine gastfreundliche Umgebung für mikrobielles Leben gewesen sein könnte . Der heutige Wasserbestand auf dem Mars kann anhand von Raumfahrzeugbildern, Fernerkundungstechniken ( spektroskopische Messungen, Radar usw.) und Oberflächenuntersuchungen von Landern und Rovern geschätzt werden . Geologische Beweise für vergangenes Wasser umfassen enorme Abflusskanäle, die von Überschwemmungen geformt wurden , alte Flusstalnetze , Deltas und Seebetten ; und der Nachweis von Gesteinen und Mineralien an der Oberfläche, die sich nur in flüssigem Wasser gebildet haben können. Zahlreiche geomorphologische Merkmale deuten auf das Vorhandensein von Grundeis ( Permafrost ) und die Bewegung von Eis in Gletschern sowohl in der jüngeren Vergangenheit als auch in der Gegenwart hin. Rinnen und Hanglinien entlang von Klippen und Kraterwänden deuten darauf hin, dass fließendes Wasser weiterhin die Marsoberfläche prägt, wenn auch in weit geringerem Maße als in der Antike.

Obwohl die Marsoberfläche periodisch nass war und vor Milliarden von Jahren mikrobielles Leben hätte beherbergen können, ist die derzeitige Umgebung an der Oberfläche trocken und unter dem Gefrierpunkt, was wahrscheinlich ein unüberwindbares Hindernis für lebende Organismen darstellt. Darüber hinaus fehlt dem Mars eine dicke Atmosphäre, eine Ozonschicht und ein Magnetfeld , so dass Sonnen- und kosmische Strahlung ungehindert auf die Oberfläche treffen können. Die schädigende Wirkung ionisierender Strahlung auf die Zellstruktur ist ein weiterer der Haupteinschränkungsfaktoren für das Überleben des Lebens an der Oberfläche. Daher könnten die besten potentiellen Standorte für die Entdeckung von Leben auf dem Mars in unterirdischen Umgebungen liegen. Auf dem Mars wurden große Mengen an unterirdischem Eis gefunden; die erkannte Wassermenge entspricht der Wassermenge im Lake Superior . Im Jahr 2018 berichteten Wissenschaftler über die Entdeckung eines subglazialen Sees auf dem Mars , 1,5 km (0,93 Meilen) unter der südlichen Polkappe , mit einer horizontalen Ausdehnung von etwa 20 km (12 Meilen), dem ersten bekannten stabilen flüssigen Wasserkörper auf dem Planet.

Das Ausmaß und die Situation von Wasser auf dem Mars zu verstehen, ist entscheidend, um das Potenzial des Planeten für die Beherbergung von Leben und die Bereitstellung nutzbarer Ressourcen für die zukünftige Erforschung durch den Menschen zu beurteilen . Aus diesem Grund „Folge dem Wasser“ , war die Wissenschaft Thema der NASA ‚s Mars Explorationsprogramm (MEP) in der ersten Dekade des 21. Jahrhunderts. NASA- und ESA- Missionen, darunter 2001 Mars Odyssey , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MERs), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) und Mars Phoenix Lander, haben Informationen über die Fülle und Verteilung von Wasser auf dem Mars geliefert. Mars Odyssey, Mars Express, MRO und Mars Science Lander Curiosity Rover sind noch in Betrieb, und es werden weiterhin Entdeckungen gemacht.

Im September 2020 bestätigten Wissenschaftler die Existenz mehrerer großer Salzwasserseen unter Eis in der Südpolarregion des Planeten Mars . Laut einem der Forscher „haben wir dasselbe Gewässer identifiziert [wie bereits in einer vorläufigen ersten Entdeckung vorgeschlagen], aber wir haben auch drei andere Gewässer um das Hauptgewässer herum gefunden ... Es ist ein komplexes System.“ Im März 2021 berichteten Forscher, dass die beträchtliche Wassermenge auf dem alten Mars auf dem Mars verbleibt, aber wahrscheinlich im Laufe der Jahre in den Gesteinen und der Kruste des Planeten gespeichert wurde.

Historischer Hintergrund

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 "eine ähnliche Situation wie wir" bot.

Historische Karte des Mars, gezeichnet von Giovanni Schiaparelli während der "Großen Opposition" des Planeten von 1877.
Marskanäle, illustriert vom Astronomen Percival Lowell , 1898.

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, und so änderte sich das Paradigma zu einem Bild vom Mars als einem "sterbenden" Planeten mit nur einer mageren Wassermenge. Die dunklen Bereiche, die sich saisonal ändern, galten damals als Vegetationsflächen. Der Mann, der am meisten für die Popularisierung dieser Sicht 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 von dem 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, auf der möglicherweise nur Flechten vorkommen voraussichtlich überleben.

In der Zwischenzeit viele Astronomen wurden verfeinern das Werkzeug der Planeten- Spektroskopie in der Hoffnung auf die Zusammensetzung der Bestimmung Marsatmosphäre . 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 (CO 2 ), das 1947 von Gerard Kuiper spektroskopisch identifiziert wurde. Wasserdampf wurde erst 1963 zweifelsfrei auf dem Mars nachgewiesen.

Mariner 4 hat dieses Bild aufgenommen, das einen unfruchtbaren Planeten (1965) zeigt.

Die Zusammensetzung der Polkappen , angenommen Wassereis seit der Zeit sein , Cassini (1666), von einigen Wissenschaftlern in den späten 1800er Jahren wurde in Frage gestellt , den CO begünstigten 2 Eis, wegen der insgesamt niedrigen Temperatur und offensichtlichen Mangels an nennenswertem Wasser auf der Erde . Diese Hypothese wurde 1966 von Robert Leighton und Bruce Murray theoretisch bestätigt . Heute weiß man, dass die Winterkappen an beiden Polen hauptsächlich aus CO 2 -Eis bestehen, während des Sommers bei der Nordpol. Am Südpol verbleibt im Sommer eine kleine Kappe aus CO 2 -Eis, die jedoch ebenfalls von Wassereis unterlagert ist.

Das letzte Stück des Marsklima- Puzzles wurde 1965 von Mariner 4 geliefert. Körnige Fernsehbilder der Raumsonde zeigten eine von Einschlagskratern dominierte Oberfläche , was darauf hindeutet, dass die Oberfläche sehr alt war und nicht das Ausmaß an Erosion und tektonischer Aktivität erfahren 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. 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. So entstand eine Vision des Mars aus 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 auf dem Mars durch die Neugierde und Gelegenheit Rovern wird für die Spuren der alten Leben wurden die Suche, einschließlich einer Biosphäre auf Basis von autotrophen , chemotrophen und / oder chemo-Litho-autotrophen Mikroorganismen , sowie alten Wasser, einschließlich fluvio-lakustrinischer Umgebungen ( Ebenen, die mit alten Flüssen oder Seen in Verbindung stehen), die möglicherweise bewohnbar waren .

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 regionale Ablagerungen von Sediment und Eis, die 450 Millionen Jahre zuvor eingelagert wurden, als Quelle. „Die 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 Überschwemmungen freigesetzt wurde, deren Auswirkungen heute noch zu sehen sind.“

Beweise aus Gesteinen und Mineralien

Es ist allgemein anerkannt, dass der Mars sehr früh in seiner Geschichte über reichlich Wasser verfügte, aber alle großen Bereiche mit flüssigem Wasser 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 ( Schichtsilikate ) und Sulfate . Studien zu Wasserstoffisotopenverhältnissen weisen darauf hin, dass Asteroiden und Kometen aus über 2,5 Astronomischen Einheiten (AE) die Quelle des Marswassers darstellen, das derzeit 6% bis 27% des gegenwärtigen Ozeans der Erde ausmacht.

Geschichte des Wassers auf dem Mars. Zahlen stellen dar, vor wie vielen Milliarden Jahren.

Wasser in Verwitterungsprodukten (wässrige Mineralien)

Der Urgesteinstyp auf der Marsoberfläche ist Basalt , ein feinkörniges magmatisches Gestein, das hauptsächlich aus den mafischen Silikatmineralen Olivin , Pyroxen und Plagioklas-Feldspat besteht . 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 H 2 O oder als Hydroxyl (OH). Beispiele für hydratisierte (oder hydroxylierte) Mineralien umfassen das Eisenhydroxid Goethit (ein häufiger Bestandteil von terrestrischen Böden ); die evaporite Mineralien Gips und Kieserit ; opales Siliciumdioxid; und Schichtsilikate (auch Tonmineralien genannt ), wie Kaolinit und Montmorillonit . Alle diese Mineralien wurden auf dem Mars entdeckt.

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. Die Menge an Wasser in der Marskruste, die als hydratisierte Mineralien gespeichert ist, ist derzeit unbekannt, kann aber ziemlich groß sein. Mineralogische Modelle der Gesteinsaufschlüsse, die mit Instrumenten auf dem Opportunity- Rover bei Meridiani Planum untersucht wurden, legen beispielsweise nahe, dass die Sulfatablagerungen dort bis zu 22 Gewichtsprozent Wasser enthalten könnten.

Auf der Erde beinhalten alle chemischen Verwitterungsreaktionen bis zu einem gewissen Grad Wasser. Daher enthalten viele sekundäre Mineralien kein Wasser, benötigen aber dennoch Wasser, um sich zu bilden. Einige Beispiele für wasserfreie Sekundärmineralien umfassen viele Carbonate , einige Sulfate (zB 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. 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. Die Leichtigkeit, mit der wässrige Reaktionen ablaufen (siehe Gibbs freie Energie ) hängt vom Druck, der Temperatur und von den Konzentrationen der beteiligten gasförmigen und löslichen Spezies ab. Zwei wichtige Eigenschaften sind der pH - Wert und das Oxidations-Reduktions-Potential (E h ) . Zum Beispiel bildet sich das Sulfatmineral Jarosit nur in Wasser mit niedrigem pH (stark saurem) Wasser. Schichtsilikate bilden sich normalerweise in Wasser mit neutralem bis hohem pH-Wert (alkalisch). E h ist ein Maß für die Oxidationsstufe eines wässrigen Systems. Zusammen geben E h und pH die Arten von Mineralen 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, einschließlich solcher, die dem Leben förderlich waren, aus den Arten der in den Gesteinen vorhandenen Mineralien abgeleitet werden.

Hydrothermale Veränderung

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 . Eine wichtige Art der hydrothermalen Veränderung in der ozeanischen Erdkruste ist die Serpentinisierung , die auftritt, wenn Meerwasser durch ultramafische und basaltische Gesteine wandert . Die wasserGesteins Reaktionen führen zur Oxidation von zweiwertigem Eisen in Olivin und Pyroxen dreiwertiges Eisen zu produzieren (als Mineral Magnetit ) ergebend molekulare Wasserstoff (H 2 ) 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 . Das erzeugte Wasserstoffgas kann eine wichtige Energiequelle für chemosynthetische Organismen sein oder es kann mit CO 2 reagieren , um Methangas zu erzeugen , ein Prozess, der als nicht-biologische Quelle für die Spuren von Methan in der Marsatmosphäre angesehen wurde. 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 (1.600 Fuß) dicke globale äquivalente Schicht (GEL) Wasser enthalten könnten. Obwohl auf dem Mars einige Serpentinenminerale entdeckt wurden, sind aus Fernerkundungsdaten keine weit verbreiteten Aufschlüsse ersichtlich. Diese Tatsache schließt das Vorhandensein großer Mengen von Serpentinit in der Tiefe der Marskruste nicht aus.

Bewitterungsraten

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. 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, was darauf hindeutet, dass die Marsoberfläche nicht allgegenwärtig durch Wasser verändert wurde; Zahlreiche geologische Beweise deuten auf etwas anderes hin.

Mars-Meteoriten

Marsmeteorit ALH84001 .

Über 60 Meteoriten wurden gefunden, die vom Mars stammten. 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. 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 ausgestoßen wurden. Sie sind innerhalb der letzten 10.000 Jahre auf die Erde gefallen. 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 .

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

Geomorphe Beweise

Seen und Flusstäler

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. Gebiete mit verzweigten Bächen auf der Südhalbkugel deuteten darauf hin, dass es einmal geregnet hat. Die Zahl der anerkannten 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. Mars Wasser getragenen Merkmale können in zwei Klassen eingeteilt werden: 1) dendritische (verzweigt), terrestrisch-Skala, weit verbreitet, Noachian -age Tal Netzwerke und 2) außergewöhnlich groß, lang, eingängig isoliert, hesperischen -age Ausströmen Kanäle . 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.

Kasei Valles – ein wichtiger Abflusskanal – in MOLA- Höhendaten zu sehen. Flow war von links unten nach rechts. Bild ist ca. 1600 km breit. Das Kanalsystem erstreckt sich weitere 1200 km südlich dieses Bildes bis Echus Chasma .

Einige Teile des Mars zeigen ein umgekehrtes Relief . Dies tritt auf, wenn sich Sedimente auf dem Boden eines Baches ablagern und dann, möglicherweise 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. Viele umgekehrte Ströme wurden in verschiedenen Regionen des Mars entdeckt, insbesondere in der Medusae Fossae Formation , dem Miyamoto Krater , dem Saheki Krater und dem Juventae Plateau.

Invertierte Stromkanäle im Antoniadi-Krater . Standort ist Syrtis Major-Viereck .

Auf dem Mars wurden verschiedene Seebecken entdeckt. 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 enthalten haben; einer befindet sich in Terra Sirenum , dessen 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. Einige Seen sind vermutlich durch Niederschläge entstanden, während andere aus Grundwasser entstanden sind. Es wird geschätzt, dass Seen im Argyre-Becken, im Hellas-Becken und möglicherweise in Valles Marineris existiert haben . 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 .

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 schnitzte die Kanäle in einen tieferen Bereich, wo sich ein weiterer See bilden würde. Diese Trockenseen wären Ziele, um nach Beweisen ( Biosignaturen ) für vergangenes Leben zu suchen .

Am 27. September 2012 gaben NASA-Wissenschaftler bekannt, dass der Curiosity-Rover direkte Beweise für ein altes Bachbett im Gale-Krater gefunden hat , was auf einen alten "starken Wasserfluss" auf dem Mars hindeutet. Insbesondere die Analyse des nun trockenen Bachbettes ergab, dass das Wasser mit 3,3 km/h (0,92 m/s), möglicherweise in Hüfttiefe, floss. Als Beweis für fließendes Wasser dienten abgerundete Kiesel und Kiesfragmente, die nur durch starke Flüssigkeitsströmungen verwittert 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. Seine maximale Tiefe beträgt 2.400 Meter und sein Volumen 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 . 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.

Forschung mit CRISM dicken Ablagerungen gefunden, größer als 400 m dick, das die Mineralien enthalten Saponit , Talk-Saponit, Fe-rich Glimmer (beispielsweise Glaukonit - Nontronit ), Fe- und Mg-Serpentin, Mg-Fe-Ca- Karbonat und wahrscheinlich Fe- Sulfid . Das Fe-Sulfid bildete sich wahrscheinlich in tiefem Wasser 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.

Seedeltas

Delta im Krater Eberswalde .

Forscher haben eine Reihe von Beispielen für Deltas gefunden , die sich in Marsseen gebildet haben. 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 geografischen Bereich gefunden, obwohl es einige Hinweise darauf gibt, dass Deltas um die Ränder des mutmaßlichen ehemaligen nördlichen Ozeans des Mars konzentriert sein könnten .

Grundwasser

Schichten können durch allmählich aufsteigendes Grundwasser gebildet werden .

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. Darüber hinaus finden sich in den riesigen Wellen im Athabasca Vallis Hinweise auf schwere oder sogar katastrophale Überschwemmungen . Viele Abflusskanäle beginnen an den Merkmalen von Chaos oder Chasma und liefern Beweise für den Bruch, der ein unterirdisches Eissiegel hätte durchbrechen können.

Die verzweigten Talnetzwerke des Mars stimmen nicht mit der Bildung durch plötzliche katastrophale Freisetzung von Grundwasser überein, sowohl hinsichtlich ihrer dendritischen Formen, die nicht von einem einzigen Ausflusspunkt stammen, als auch hinsichtlich der Abflüsse, die anscheinend entlang ihnen flossen. Stattdessen haben einige Autoren argumentiert, dass sie durch langsames Versickern von Grundwasser aus dem Untergrund im Wesentlichen als Quellen gebildet wurden. Um diese Interpretation zu untermauern, 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. Andere haben die Verbindung zwischen Amphitheaterköpfen von Tälern und der Bildung von Grundwasser für terrestrische Beispiele bestritten und argumentiert, dass das Fehlen von feinskaligen Köpfen zu Talnetzen auf ihre Entfernung durch Verwitterung oder Impact Gardening zurückzuführen ist . Die meisten Autoren akzeptieren, dass die meisten Talnetzwerke zumindest teilweise durch Grundwassersickerprozesse beeinflusst und geformt wurden.

Die Erhaltung und Zementierung von aeolian Düne Stratigraphie in Burns Cliff in Endurance - Krater sind vermutlich durch die Strömung von flachen Grundwasser kontrolliert wurden.

Grundwasser spielte auch eine entscheidende Rolle bei der Kontrolle breit angelegter Sedimentationsmuster und -prozesse auf dem Mars. 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 . Mit anderen Worten, einige Schichten könnten durch aufsteigendes Grundwasser gebildet worden sein, das Mineralien ablagert und vorhandene, lockere, äolische Sedimente zementiert . Die gehärteten Schichten sind dadurch besser vor Erosion geschützt . Eine 2011 veröffentlichte Studie mit Daten des Mars Reconnaissance Orbiter zeigt, dass in einem großen Gebiet, das Arabia Terra einschließt, dieselben Sedimente existieren . Es wurde argumentiert, dass Gebiete, die reich an Sedimentgestein sind, auch diejenigen Gebiete sind, die am wahrscheinlichsten auf regionaler Ebene Grundwasserauftrieb erfahren haben.

Im Februar 2019 veröffentlichten europäische Wissenschaftler geologische Beweise für ein altes planetenweites Grundwassersystem, das wohl mit einem vermeintlichen riesigen Ozean verbunden war. Im September 2019 berichteten Forscher, dass der InSight- Lander ungeklärte magnetische Impulse und magnetische Schwingungen aufdeckte , die mit einem planetenweiten Reservoir an flüssigem Wasser tief unter der Erde übereinstimmen.

Mars-Ozean-Hypothese

Es wird angenommen, dass die blaue Region mit niedriger Topographie auf der Nordhalbkugel des Mars der Ort eines ursprünglichen Ozeans aus flüssigem Wasser ist.

Die Mars-Ozean-Hypothese schlägt vor, dass das Vastitas Borealis- Becken mindestens einmal ein Ozean mit flüssigem Wasser war, 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 . Dieser Ozean, Oceanus Borealis genannt , hätte das Vastitas Borealis-Becken auf der Nordhalbkugel gefüllt, eine Region, die 4 bis 5 Kilometer (2,5 bis 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.

Eine Studie im Juni 2010 kam zu dem Schluss, dass der ältere Ozean 36 % des Mars bedeckt hätte. 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. Der frühe Mars hätte ein wärmeres Klima und eine dichtere Atmosphäre benötigt, um flüssiges Wasser an der Oberfläche zu ermöglichen. Darüber hinaus unterstützt die große Anzahl von Talnetzen in der Vergangenheit stark die Möglichkeit eines Wasserkreislaufs auf dem Planeten.

Die Existenz eines urzeitlichen Marsozeans bleibt unter Wissenschaftlern umstritten, und die Interpretation einiger Merkmale als "alte Küstenlinien" wurde in Frage gestellt. Ein Problem mit der mutmaßlichen 2 Milliarden Jahre alten (2  Ga ) Küstenlinie besteht darin, dass sie nicht flach ist, dh nicht einer Linie konstanten Gravitationspotentials folgt. Dies könnte auf eine Änderung der Verteilung der Marsmasse zurückzuführen sein, möglicherweise aufgrund eines Vulkanausbruchs oder eines Meteoriteneinschlags; als wahrscheinlichste Ursachen wurden die Vulkanprovinz Elysium oder das massive Utopia-Becken, das unter den nördlichen Ebenen vergraben ist, genannt.

Im März 2015 stellten Wissenschaftler fest, dass es Beweise für einen alten Marsozean gibt, der wahrscheinlich auf der Nordhalbkugel 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. Die Ergebnisse des Curiosity- Rovers hatten zuvor einen hohen Anteil an Deuterium im Gale-Krater gefunden , jedoch nicht signifikant hoch genug, 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.

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 Viereck von Ismenius Lacus und im Viereck von Mare Acidalium .

Im Juli 2019 wurde Unterstützung für einen alten Ozean auf dem Mars gemeldet , der möglicherweise durch eine mögliche Mega-Tsunami- Quelle gebildet wurde, die aus einem Meteoriteneinschlag resultierte , der den Lomonosov-Krater schuf .

Beweise für die jüngsten Ströme

In der warmen Jahreszeit fließt der Newton Crater am Hang .
Verzweigte Rinnen.
Gruppe tiefer Rinnen.

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. Ein geologisches Rätsel begann also im Jahr 2006, als Beobachtungen des Mars Reconnaissance Orbiter der NASA Gully- Ablagerungen aufdeckten , die vor zehn Jahren nicht vorhanden waren, möglicherweise verursacht durch fließende flüssige Sole während der wärmsten Monate auf dem Mars. Die Bilder zeigten zwei Krater 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.

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 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. Auch wenn Rinnen von fließendem Wasser an der Oberfläche geformt werden, sind die genaue Quelle des Wassers und die Mechanismen seiner Bewegung nicht verstanden.

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 aktuelle jahreszeitliche Veränderungen an steilen Hängen unter felsigen Aufschlüssen in der Nähe von Kraterrändern auf der Südhalbkugel 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. Die Forscher schlugen vor, dass diese Markierungen mit salzigem Wasser ( Sole ) übereinstimmen, das den Hang hinunterfließt und dann verdunstet und möglicherweise eine Art Rückstände hinterlässt. 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
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), die flüssige Wassermoleküle enthalten. Die Lineae fließen im Marssommer bergab, wenn die Temperatur über −23 °C (−9 °F; 250 K) liegt. Die Quelle des Wassers bleibt jedoch unbekannt. Die über ein Jahrzehnt erhaltenen Neutronenspektrometerdaten des Mars-Odyssey- Orbiters wurden jedoch im Dezember 2017 veröffentlicht und zeigen keine Hinweise auf Wasser (hydrierter Regolith) an den aktiven Stellen, sodass die Autoren auch die Hypothesen von entweder kurzlebigem atmosphärischem Wasser unterstützen Dampfzerfließen oder trockene körnige Ströme. Sie kommen zu dem Schluss, dass flüssiges Wasser auf dem heutigen Mars möglicherweise auf Spuren von gelöster Feuchtigkeit aus der Atmosphäre und dünne Filme beschränkt ist, die eine Herausforderung für das Leben, wie wir es kennen, darstellen.

Wasser präsentieren

Anteil des im oberen Meter der Marsoberfläche vorhandenen Wassereises für niedrigere (oben) und höhere (unten) Breiten. Die Prozentsätze werden durch stöchiometrische Berechnungen basierend auf epithermalen Neutronenflüssen abgeleitet. Diese Flüsse wurden vom Neutronenspektrometer an Bord der Raumsonde Mars Odyssey von 2001 nachgewiesen.

Eine beträchtliche Menge an Oberflächen Wasserstoff wurde durch die beobachtete global worden Mars Odyssey Neutronenspektrometer und Gammastrahlen - Spektrometer . 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 %. 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. Das derzeit in beiden Marspolen eingeschlossene Wassereis entspricht einem WEG von 30 Metern (98 ft), und geomorphologische Beweise begünstigen signifikant größere Mengen an Oberflächenwasser gegenüber der geologischen Geschichte, mit WEG bis zu einer Tiefe von 500 Metern (1.600 ft). Es wird angenommen, dass ein Teil dieses vergangenen Wassers in die Tiefe und ein Teil in den Weltraum verloren gegangen ist, obwohl die detaillierte Massenbilanz dieser Prozesse noch wenig verstanden ist. Das derzeitige 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 in .). ).

Polkappen

Der Mars Global Surveyor hat dieses Bild der Nordpolareiskappe des Mars im frühen Nordsommer aufgenommen.
Es wird geschätzt, dass der Korolev-Krater 2.200 Kubikkilometer Wassereis enthält.

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 . Die Menge und Reinheit dieses Eises war jedoch erst Anfang der 2000er Jahre bekannt. Im Jahr 2004 bestätigte das Radarsonde MARSIS auf dem europäischen Satelliten Mars Express 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. In ähnlicher Weise beobachtete das Radarsonde SHARAD an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter 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.

Querschnitt eines Teils der nordpolaren Eiskappe des Mars, abgeleitet von Satellitenradarmessungen.

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.

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 Aufzeichnung ist jedoch nicht einfach, daher haben viele Forscher diese Schichtung untersucht, nicht nur, um die Struktur, Geschichte und Fließeigenschaften der Kappen zu verstehen, sondern auch, um die Entwicklung des Klimas auf dem Mars zu verstehen.

Um die Polkappen herum gibt es viele kleinere Eisschilde in Kratern, von denen einige unter dicken Ablagerungen von Sand oder Marsstaub liegen. Insbesondere der 81,4 Kilometer (50,6 Meilen) breite Korolev-Krater enthält schätzungsweise etwa 2.200 Kubikkilometer (530 Kubikkilometer) Wassereis, das an der Oberfläche exponiert ist. Der Boden von Korolev liegt etwa 2 Kilometer (1,2 Meilen) unter dem Rand und ist 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.

Subglaziale flüssiges Wasser

Standort des südpolaren subglazialen Wasserkörpers (gemeldet im Juli 2018).

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. Im Juli 2018 berichteten Wissenschaftler der italienischen Weltraumorganisation über die Entdeckung eines solchen subglazialen Sees auf dem Mars, 1,5 Kilometer unterhalb der südlichen Polkappe und einer horizontalen Ausdehnung von 20 Kilometern (10 Meilen), der erste Beweis für einen stabilen Körper von flüssigem Wasser auf dem Planeten. Der Beweis für diesen Marssee wurde aus einem hellen Fleck in den Radarecholotdaten des MARSIS- Radars an Bord des europäischen Orbiters Mars Express abgeleitet , die zwischen Mai 2012 und Dezember 2015 gesammelt wurden. Der entdeckte See ist bei 193°E, 81° . zentriert S, ein flaches Gebiet, das keine besonderen topographischen Eigenschaften aufweist, aber von höher gelegenem Gelände umgeben ist, außer an seiner Ostseite, wo es eine Senke gibt. Das SHARAD- Radar an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter der NASA hat keine Spur von dem 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 befinden sich 1,5 km (0,93 Meilen) unter der südlichen polaren Eiskappe . 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.

Da die Temperatur an der Basis der Polkappe wird geschätzt , 205 K ist (-68 ° C; -91 ° F), Wissenschaftler nehmen an, dass das Wasser durch die Frostschutzwirkung von Magnesium und Calcium flüssig bleiben kann Perchlorate . 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 CO .- Schicht bedeckt
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Eis. 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".

Im Jahr 2019 wurde eine Studie veröffentlicht, die die physikalischen Bedingungen erforschte, die für die Existenz eines solchen Sees erforderlich sind. 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 an der Basis des Südpolareises gibt, die typischen Marsbedingungen zu kalt sind, um das Eis zu schmelzen … die Temperaturen, 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. 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.

Gemahlenes Eis

Seit vielen Jahren haben verschiedene Wissenschaftler vorgeschlagen, dass einige Marsoberflächen wie periglaziale Regionen der Erde aussehen . 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. 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. Es gibt andere Arten von Beweisen für große Mengen gefrorenen Wassers unter der Marsoberfläche, wie zum Beispiel die Erweichung des Geländes , die scharfe topografische Merkmale abrundet. Beweise aus dem Gammastrahlen-Spektrometer von Mars Odyssey und direkte Messungen mit dem Phoenix- Lander haben bestätigt, dass viele dieser Merkmale eng mit dem Vorhandensein von Grundeis verbunden sind.

Am steilen Hang ist ein Querschnitt von unterirdischem Wassereis freigelegt, der in dieser farbintensiven Ansicht des MRO hellblau erscheint . Die Szene ist etwa 500 Meter breit. Der Steilhang fällt etwa 128 Meter vom ebenen Boden ab. Die Eisschilde reichen von knapp unter der Oberfläche bis in eine Tiefe von 100 Metern oder mehr.

In 2017 wird die HiRISE Kamera an Bord des unter Verwendung von Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), fanden die Forscher , mindestens acht Erodieren Abhängen ausgesetzt Wasser Eisdecken so dick wie 100 Meter zeigt, bedeckt von einer Schicht von etwa 1 bis 2 Meter dick des Bodens . Die Fundorte befinden sich in Breitengraden von etwa 55 bis 58 Grad, was darauf hindeutet, dass sich unter etwa einem Drittel der Marsoberfläche flaches Grundeis befindet. Dieses Bild bestätigt, was zuvor mit dem Spektrometer auf Mars Odyssey 2001 , den bodendurchdringenden Radaren auf MRO und auf Mars Express und mit dem Phoenix- Lander in situ- Ausgrabungen entdeckt wurde. Diese Eisschichten enthalten leicht zugängliche Hinweise auf die Klimageschichte des Mars und machen gefrorenes Wasser für zukünftige robotische oder menschliche Entdecker zugänglich. 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.

Wellenförmige Topographie

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. Dieses Mantelmaterial wurde wahrscheinlich als Eis auf Staub aus der Atmosphäre abgelagert, als das Klima aufgrund von Neigungsänderungen des Marspols anders war (siehe " Eiszeiten ", unten). Die Jakobsmuscheln sind in der Regel mehrere zehn 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.

Am 22. November 2016 berichtete die NASA, dass in der Region Utopia Planitia des Mars eine große Menge unterirdischen Eises gefunden wurde. Die gefundene Wassermenge entspricht schätzungsweise der Wassermenge im Lake Superior .

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

Diese überbackenen Merkmale ähneln oberflächlich den Merkmalen des Schweizer Käses , die um die Südpolkappe herum gefunden werden. 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 2 O-reich ist.

Eisflecken

Am 28. Juli 2005 gab die Europäische Weltraumorganisation die Existenz eines Kraters bekannt, der teilweise mit gefrorenem Wasser gefüllt ist; einige interpretierten die Entdeckung dann als "Eissee". Bilder des Kraters, der genommen High Resolution Stereo Camera an Bord der European Space Agency ‚s Mars Express Orbiter, deutlich ein breites Eisdecke im Boden eines ungenannten Krater zeigen sich auf Vastitas Borealis , einer weiten Ebene , dass deckt einen Großteil Die nördlichen Breitengrade des Mars, etwa 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 (660 ft). 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. Eine Trümmerdecke ist notwendig, um sowohl die stumpfen Oberflächen der Bilder zu erklären, die sich nicht wie Eis spiegeln, als auch um die Flecken über einen längeren Zeitraum bestehen zu lassen, 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 . Scheinbar Platten mit einer Größe von 30 Metern (98 Fuß) bis 30 Kilometer (19 Meilen) 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.

Gletscher

Blick auf eine 5 km breite, glazialähnliche Lappenablagerung, die sich in einen Boxcanyon erstreckt. Die Oberfläche hat Moränen , Gesteinsablagerungen, die zeigen, wie der Gletscher vorgedrungen ist.

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. Jüngste Beweise 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. Ein Beispiel dafür sind die gletscherähnlichen Merkmale, die als lobate Schuttschürzen in einem Gebiet namens Deuteronilus Mensae bezeichnet werden und weit verbreitete Hinweise auf Eis aufweisen, das unter einigen Metern Felsschutt liegt. Gletscher sind mit zerklüftetem Gelände und vielen Vulkanen verbunden. Forscher haben Gletscherablagerungen auf Hecates Tholus , Arsia Mons , Pavonis Mons und Olympus Mons beschrieben . Gletscher wurden auch in einer Reihe größerer Marskrater in den mittleren Breiten und darüber gemeldet.

Reull Vallis mit linierten Bodeneinlagen. Standort ist Hellas-Viereck

Gletscherähnliche Merkmale auf dem Mars werden je nach Form des Merkmals, seiner Position, den Landformen, mit denen es verbunden ist, und dem Autor, das es beschreibt, unterschiedlich als viskose Strömungsmerkmale, Marsströmungsmerkmale, lobate Schuttschürzen oder lineare Talfüllungen bezeichnet . Viele, aber nicht alle kleinen Gletscher scheinen mit Rinnen an den Wänden von Kratern und Mantelmaterial in Verbindung gebracht zu werden. 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. Viele Jahre lang interpretierten Forscher, dass es sich bei Merkmalen, die als "Lobate Schuttschürzen" bezeichnet werden, um Gletscherströme handelt, und es wurde angenommen, dass Eis unter einer Schicht isolierenden Gesteins existiert. Mit neuen Instrumentenmesswerten wurde bestätigt, dass die Schuttschürzen fast reines Eis enthalten, das mit einer Gesteinsschicht bedeckt ist.

Ein Bergrücken, der als Endmoräne eines Alpengletschers interpretiert wird. Standort ist das Ismenius-Lacus-Viereck .

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 typischerweise als moränenähnliche Kämme , konzentrische Kämme oder bogenförmige Kämme bekannt . 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), erscheinen die Überreste dieser Gletscher und die von ihnen hinterlassenen Grate nicht genau das gleiche 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. Schuttgrate auf der Gletscheroberfläche zeigen die Richtung der Eisbewegung an. Die Oberfläche einiger Gletscher hat aufgrund der Sublimation von vergrabenem Eis raue Texturen . Das Eis verdunstet ohne zu schmelzen und hinterlässt einen leeren Raum. Das darüber liegende Material kollabiert dann in die Leere. 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.

Trotz starker Beweis für Gletscherfluss auf dem Mars gibt es nur wenig überzeugende Beweise für forms von glazialen geschnitzt Erosion , zum Beispiel U-förmige Täler , Felsen und die Schwanz Hügel, Aretes , 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 Sonnenstrahlung, die 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.

Entwicklung des Wasserinventars des Mars

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

Trockene Kanäle in der Nähe von Warrego Valles .

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

Die frühe Noachian-Ära war gekennzeichnet durch atmosphärischen Verlust in den Weltraum durch schwere meteoritische Bombardements und hydrodynamische Flucht. Der Auswurf durch Meteoriten könnte ~60% der frühen Atmosphäre entfernt haben . Bedeutende Mengen an Schichtsilikaten können sich während dieser Zeit gebildet haben, die eine ausreichend dichte Atmosphäre erfordern, um das Oberflächenwasser aufrechtzuerhalten, da die spektral dominante Schichtsilikatgruppe, Smektit, ein moderates Wasser-Gesteins-Verhältnis nahelegt. Der pH-pCO 2 zwischen Smektit und Carbonat zeigt jedoch, dass die Ausfällung von Smektit pCO 2 auf einen Wert von nicht mehr als 1 × 10 –2  atm (1,0 kPa) beschränken würde. Infolgedessen wird die dominierende Komponente einer dichten Atmosphäre auf dem frühen Mars unsicher, wenn sich die Tone in Kontakt mit der Marsatmosphäre bildeten, insbesondere angesichts fehlender Beweise für Karbonatablagerungen . Eine zusätzliche Komplikation ist, dass die um etwa 25 % geringere Helligkeit der jungen Sonne eine antike Atmosphäre mit einem signifikanten Treibhauseffekt erfordert hätte , um die Oberflächentemperaturen zu erhöhen, um flüssiges Wasser zu erhalten. Ein höherer CO 2 -Gehalt allein wäre nicht ausreichend gewesen, da CO 2 bei Partialdrücken über 1,5 atm (1.500 hPa) ausfällt und seine Wirksamkeit als Treibhausgas verringert .

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

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 an H 2 O, CO 2 und SO 2 . Mars-Tal-Netzwerke stammen aus dieser Zeit und weisen auf global verbreitetes und zeitlich anhaltendes Oberflächenwasser im Gegensatz zu katastrophalen Überschwemmungen hin. Das Ende dieses Zeitraums fällt mit der Beendigung des internen Magnetfelds und einem Anstieg des meteoritischen Beschusses zusammen. Das Aufhören des internen Magnetfelds und die anschließende Abschwächung aller lokalen Magnetfelder ermöglichte eine ungehinderte atmosphärische Stripping durch den Sonnenwind. Im Vergleich zu ihren terrestrischen Gegenstücken stimmen die Verhältnisse von 38 Ar/ 36 Ar, 15 N/ 14 N und 13 C/ 12 C der Marsatmosphäre beispielsweise mit einem Verlust von ~60 % an Ar, N 2 und CO 2 durch . überein Sonnenwind-Stripping einer oberen Atmosphäre, angereichert mit den leichteren Isotopen über Rayleigh-Fraktionierung . Als Ergänzung zur Sonnenwindaktivität hätten die Einschläge atmosphärische Komponenten in großen Mengen ohne Isotopenfraktionierung ausgestoßen. Dennoch können insbesondere Kometeneinschläge flüchtige Stoffe zum Planeten beigetragen haben.

Hesperische bis Amazonas-Ära (heute) (~3.8 Ga bis heute)

Einer atmosphärischen Verbesserung durch sporadische Ausgasungen wurde durch Sonnenwind-Stripping der Atmosphäre entgegengewirkt, wenn auch weniger intensiv als bei der jungen Sonne. Aus dieser Zeit stammen katastrophale Überschwemmungen, die im Gegensatz zu anhaltenden Oberflächenströmen eine plötzliche unterirdische Freisetzung von flüchtigen Stoffen begünstigen. Während der frühere Teil dieser Ära möglicherweise durch wässrige saure Umgebungen und tharsiszentrierte Grundwasserabflüsse aus dem späten Noachium gekennzeichnet war, sind viele der Oberflächenveränderungsprozesse während des letzteren Teils durch oxidative Prozesse einschließlich der Bildung von Fe 3+ -Oxiden gekennzeichnet die der Marsoberfläche einen rötlichen Farbton verleihen. Eine solche Oxidation primärer Mineralphasen kann durch Prozesse bei niedrigem pH (und möglicherweise bei hoher Temperatur) im Zusammenhang mit der Bildung von palagonitischer Tephra, durch die Wirkung von H 2 O 2 , das sich photochemisch in der Marsatmosphäre bildet, und durch die Wirkung von Wasser erreicht werden , von denen keines freies O 2 erfordert . Die Wirkung von H 2 O 2 könnte angesichts der drastischen Verringerung der wässrigen und magmatischen Aktivität in dieser jüngeren Ära zeitweilig dominiert haben, wodurch die beobachteten Fe 3+ -Oxide volumetrisch klein, aber durchdringend und spektral dominant werden. Dennoch können Grundwasserleiter in der jüngeren geologischen Geschichte anhaltendes, aber stark lokalisiertes Oberflächenwasser angetrieben haben, wie die Geomorphologie von Kratern wie Mojave zeigt. Darüber hinaus zeigt der Mars-Meteorit von Lafayette bis vor 650 Ma Hinweise auf eine wässrige Alteration.

Mars vor und nach/während des globalen Staubsturms 2018

Im Jahr 2020 berichteten Wissenschaftler, dass der derzeitige Verlust von atomarem Wasserstoff auf dem Mars aus Wasser weitgehend 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.

Eiszeiten

Nordpolare geschichtete Ablagerungen von Eis und Staub.

Der Mars hat in den letzten fünf Millionen Jahren etwa 40 großräumige Veränderungen in der Menge und Verteilung von Eis auf seiner Oberfläche erfahren, wobei der jüngste vor etwa 2,1 bis 0,4 Millionen Jahren während der späten Amazonas- Vereisung an der Dichotomiegrenze geschah . Diese Veränderungen werden als Eiszeiten bezeichnet. 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. Wenn diese Schiefe hoch ist, bekommen ihre Pole viel mehr direktes Sonnenlicht und Hitze; Dadurch erwärmen sich die Eiskappen und werden kleiner, 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 . Computersimulationen haben gezeigt, dass eine Neigung der Marsachse um 45° zu einer Ansammlung von Eis in Gebieten mit glazialen Landformen führen würde.

Die Feuchtigkeit aus den Eiskappen gelangt 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. Die Gesamtmenge des entfernten Wassers beträgt einige Prozent der Eiskappen oder genug, 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. Dieser eisreiche Mantel, der in mittleren Breiten bis zu 100 Meter dick sein kann, glättet das Land in niedrigeren Breiten, weist jedoch stellenweise eine holprige Textur oder Muster auf, die das Vorhandensein von Wassereis darunter verraten.

Bewohnbarkeitsbewertungen

ExoMars-Rover- Prototyp im Test in der Atacama-Wüste , 2013.

Seit den Viking- Landern , die 1976 nach aktuellem mikrobiellem Leben suchten, verfolgt 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. 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.

Bewohnbare Umgebungen müssen nicht bewohnt sein, und zum Schutz des Planeten versuchen Wissenschaftler, potenzielle Lebensräume zu identifizieren, in denen blinde Bakterien von der Erde auf Raumfahrzeugen den Mars kontaminieren könnten. Wenn Leben auf dem Mars existiert oder existierte, könnten Beweise oder Biosignaturen im Untergrund gefunden werden, abseits der heutigen rauen Oberflächenbedingungen wie Perchlorate , ionisierende Strahlung, Austrocknung und Einfrieren. Bewohnbare Orte könnten Kilometer unter der Oberfläche in einer hypothetischen Hydrosphäre vorkommen oder in der Nähe des Untergrunds in Kontakt mit Permafrost.

Der Curiosity- 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.

Befunde durch Sonden

Seemann 9

Mäander im Scamander Vallis , wie von Mars Global Surveyor gesehen . Solche Bilder deuten darauf hin, dass einst große Wassermengen auf der Marsoberfläche flossen.

Die Aufnahmen des 1971 gestarteten Marsorbiters Mariner 9 zeigten die ersten direkten Beweise für vergangenes Wasser in Form von trockenen Flussbetten und Canyons (einschließlich der Valles Marineris , einem System von Canyons mit einer Länge von etwa 4.020 Kilometern). ), Nachweis von Wasser Erosion und Ablagerung, Wetterfronten, Nebeln und vieles mehr. 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.

Wikingerprogramm

Stromlinienförmige Inseln in Maja Valles deuten darauf hin, dass es auf dem Mars zu großen Überschwemmungen gekommen ist.

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. Große Gebiete auf der Südhalbkugel enthielten verzweigte Talnetzwerke , was darauf hindeutet, dass einst Regen fiel. Viele Krater sehen aus, als wäre der Impaktor in Schlamm gefallen. Als sie gebildet wurden, kann das Eis im Boden geschmolzen sein, den Boden in Schlamm verwandelt haben, dann floss der Schlamm über die Oberfläche. 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 . 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.

Mars Global Surveyor

Karte mit der Verteilung von Hämatit in Sinus Meridiani. Diese Daten wurden verwendet, um die Landung des Opportunity- Rovers zu verfolgen, der eindeutige Hinweise auf vergangenes Wasser fand.

Der Mars Global Surveyor ‚s Thermal Emission Spectrometer (TES) ist ein Instrument der Lage , die mineralische Zusammensetzung auf der Oberfläche des Mars zu bestimmen. 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 . 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. Die Sonde hat mehrere Kanäle abgebildet, die auf vergangene anhaltende Flüssigkeitsströmungen schließen lassen, zwei davon befinden sich in Nanedi Valles und in Nirgal Vallis .

Innerer Kanal (nahe oben im Bild) auf dem Boden von Nanedi Valles, der darauf hindeutet, dass das Wasser über einen ziemlich langen Zeitraum floss. Bild von Lunae Palus Viereck .

Mars-Pfadfinder

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)), was zu kalt für reines flüssiges Wasser auf der Oberfläche ist.

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.

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. Es gab Anzeichen von Wolken und vielleicht Nebel.

Mars-Odyssee

Komplexes Entwässerungssystem im Semeykin-Krater . Standort ist das Ismenius-Lacus-Viereck

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 . In beiden Hemisphären, von 55° Breite bis zu den Polen, hat der Mars eine hohe Eisdichte direkt unter der Oberfläche; Ein Kilogramm Erde enthält etwa 500 Gramm Wassereis. In Äquatornähe befinden sich jedoch nur 2 bis 10 % des Wassers im Boden. Wissenschaftler gehen davon aus, dass ein Großteil dieses Wassers auch in der chemischen Struktur von Mineralien wie Ton und Sulfaten eingeschlossen ist . 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 Wassereis enthalten. Der Orbiter entdeckte auch riesige Ablagerungen von Wassereis nahe der Oberfläche äquatorialer Regionen. Hinweise auf eine äquatoriale Hydratation sind sowohl morphologisch als auch kompositorisch und sowohl bei der Medusae Fossae- Formation als auch bei den Tharsis Montes zu finden . 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.

Blöcke in Aram, die eine mögliche antike Wasserquelle zeigen. Standort ist Oxia Palus Viereck .

Die Instrumente an Bord der Mars Odyssey sind in der Lage, den obersten Meter des Bodens zu untersuchen. 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.

Tausende von Bildern, die vom Odyssey- Orbiter zurückgesendet wurden, stützen auch die Idee, dass einst große Wassermengen über seine Oberfläche flossen. Einige Bilder zeigen Muster von sich verzweigenden Tälern; andere zeigen Schichten, die sich möglicherweise unter Seen gebildet haben; sogar Fluss- und Seedeltas wurden identifiziert. Viele Jahre lang vermuteten Forscher, dass Gletscher unter einer Schicht isolierenden Gesteins existieren. 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.

Phönix

Permafrostpolygone , aufgenommen vom Phoenix- Lander.

Der Lander Phoenix bestätigte auch die Existenz großer Wassereismengen in der nördlichen Region des Mars. Dieser Befund wurde durch frühere Orbitaldaten und -theorien vorhergesagt und von den Mars-Odyssey-Instrumenten aus der Umlaufbahn gemessen. Am 19. Juni 2008 gab die NASA bekannt, dass würfelgroße Klumpen aus hellem Material im "Dodo-Goldilocks" -Graben, die vom Roboterarm gegraben wurden, innerhalb von vier Tagen verdampft waren, was stark darauf hindeutet, dass die hellen Klumpen aus Wasser bestanden Eis, das nach der Belichtung sublimiert . Auch wenn CO 2 ( Trockeneis ) unter den gegebenen Bedingungen ebenfalls sublimiert, würde dies viel schneller geschehen als beobachtet. Am 31. Juli 2008 gab die NASA bekannt, dass Phoenix das Vorhandensein von Wassereis an seinem Landeplatz weiter bestätigte. Während des anfänglichen Heizzyklus einer Probe detektierte das Massenspektrometer Wasserdampf, als die Probentemperatur 0 °C (32 °F; 273 K) erreichte. Flüssiges Wasser kann auf der Oberfläche des Mars mit seinem gegenwärtig niedrigen Atmosphärendruck und -temperatur nicht existieren, außer in den niedrigsten Höhen für kurze Zeit.

Das Vorhandensein des Perchlorat (ClO 4 )-Anions, eines starken Oxidationsmittels , im Marsboden wurde bestätigt. Dieses Salz kann den Gefrierpunkt des Wassers erheblich senken .

Blick unter den Phoenix- Lander mit Wassereis, das durch die landenden Retroraketen freigelegt wurde.

Als Phoenix landete, spritzten die Retroraketen Erde und geschmolzenes Eis auf das Fahrzeug. Fotos zeigten, dass die Landung Materialklumpen an den Landestreben hinterlassen hatte. Die Blobs dehnten sich mit einer Geschwindigkeit aus, die mit dem Zerfließen vereinbar war , verdunkelten sich vor dem Verschwinden (in Übereinstimmung mit einer Verflüssigung gefolgt von einem Tropfen) und schienen zu verschmelzen. Diese Beobachtungen, kombiniert mit thermodynamischen Beweis, zeigten , dass die Blobs wahrscheinlich Flüssigkeit waren Soletröpfchen. Andere Forscher schlugen vor, dass die Kleckse "Reifklumpen" sein könnten. Im Jahr 2015 wurde bestätigt, dass Perchlorat eine Rolle bei der Bildung von wiederkehrenden Hanglinien an steilen Rinnen spielt .

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 auf den Polygonen aus abgerundeten Partikeln und flachen Partikeln besteht, wahrscheinlich eine Art Ton. Eis befindet sich einige Zoll unter der Oberfläche in der Mitte der Polygone, und an seinen Rändern ist das Eis mindestens 200 mm tief.

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 (CO 2 oder Trocken Eis), 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. Die höchste gemessene Temperatur während der Mission, die während des Marssommers stattfand, lag bei −19,6 °C (−3,3 °F; 253,6 K), während die kälteste bei −97,7 °C (−143,9 °F; 175,5 K) lag. In dieser Region blieb die Temperatur also weit unter dem Gefrierpunkt (0 ° C (32 ° F; 273 K)) von Wasser.

Mars-Erkundungs-Rover

Nahaufnahme eines Felsvorsprungs.
Dünne Gesteinsschichten, nicht alle parallel zueinander.
Hämatit- Kugeln .
Teilweise eingebettete Kügelchen .

Die Mars Exploration Rovers , Spirit und Opportunity fanden viele Beweise für vergangenes Wasser auf dem Mars. Der Spirit-Rover landete in einem vermutlich großen Seegrund. 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 Spirit in einem Felsen namens "Humphrey" Hinweise auf die Wassergeschichte auf dem Mars gefunden hat.

Als Spirit im Dezember 2007 rückwärts fuhr und ein festgefressenes Rad hinter sich herzog, kratzte das Rad die obere Erdschicht ab und legte einen Fleck weißen Bodens frei, der reich an Kieselsäure ist . Wissenschaftler glauben, dass es auf zwei Arten hergestellt worden sein muss. Erstens: Ablagerungen von heißen Quellen , die entstanden, als Wasser Kieselsäure an einem Ort auflöste und dann an einen anderen (zB einen Geysir ) trug. Zweitens: Saurer Dampf, der durch Risse in Gesteinen aufstieg, entzog ihnen ihre mineralischen Bestandteile und hinterließ Kieselsäure. Der Spirit- Rover fand auch Beweise für Wasser in den Columbia Hills of Gusev-Krater. In der Clovis-Gesteinsgruppe hat das Mößbauer-Spektrometer (MB) Goethit nachgewiesen , das sich nur in Gegenwart von Wasser bildet, Eisen in der oxidierten Form Fe 3+ , karbonatreiche Gesteine, was bedeutet, dass Regionen des Planeten einst Wasser beherbergten.

Der Opportunity- Rover wurde zu einem Ort geleitet, der große Mengen an Hämatit aus der Umlaufbahn gezeigt hatte. Hämatit bildet sich oft aus Wasser. Der Rover fand in der Tat geschichtete Felsen und Marmor- oder blueberry-wie Hämatit concretions . An anderer Stelle auf seiner Durchquerung untersuchte Opportunity die Stratigraphie der Äolischen Dünen in Burns Cliff im Endurance Crater . Die Betreiber kamen zu dem Schluss, dass die Erhaltung und Zementierung dieser Aufschlüsse durch den Fluss von flachem Grundwasser kontrolliert wurde. In den Jahren des kontinuierlichen Betriebs hat Opportunity Beweise dafür geliefert, dass dieses Gebiet auf dem Mars in der Vergangenheit mit flüssigem Wasser getränkt war.

Die MER-Rover fanden Beweise für alte feuchte Umgebungen, die sehr sauer waren. Tatsächlich fand Opportunity Hinweise auf Schwefelsäure , eine aggressive Chemikalie für das Leben. Aber am 17. Mai 2013 kündigte die NASA , dass Gelegenheit gefunden Ton Ablagerungen , die typischerweise in feuchten Umgebungen bilden , die in der Nähe von neutral sind Säure . Dieser Fund liefert zusätzliche Beweise für eine feuchte antike Umgebung, die möglicherweise für das Leben günstig ist .

Mars-Aufklärungsorbiter

Quellen im Vernal-Krater , gesehen von HIRISE . Diese Quellen können gute Orte sein, um nach Beweisen für vergangenes Leben zu suchen, da heiße Quellen lange Zeit Beweise für Lebensformen bewahren können. Standort ist Oxia Palus Viereck .

Der Mars Reconnaissance Orbiter ‚s HiRISE Instrument hat , dass stark viele Bilder aufgenommen lassen vermuten , dass Mars eine reiche Geschichte der Wasserbezogenen Prozesse gehabt hat. Eine wichtige Entdeckung war das Auffinden von Beweisen für alte heiße Quellen . Wenn sie mikrobielles Leben beherbergt haben, können sie Biosignaturen enthalten . Im Januar 2010 veröffentlichte Forschungsergebnisse belegen starke Beweise für anhaltende Niederschläge in der Gegend um Valles Marineris . Die dort vorkommenden Mineralien 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. Schichten bilden sich auf verschiedene Weise, einschließlich Vulkane, Wind oder Wasser. Helle Gesteine ​​auf dem Mars wurden mit hydratisierten Mineralien wie Sulfaten und Ton in Verbindung gebracht.

Schichten am Westhang des Asimov-Kraters. Standort ist Noachis-Viereck .

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.

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 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. An den Partikeln kondensiert Wasserdampf, 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.

Im Jahr 2008 lieferten Untersuchungen 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. Die Entdeckung von Wassereis in LDAs zeigt, dass Wasser in noch niedrigeren Breiten vorkommt.

Im September 2009 veröffentlichte Forschungen haben gezeigt, dass einige neue Krater auf dem Mars freiliegendes, reines Wassereis aufweisen. 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.

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 Marswetters, das aus Zyklen globaler Erwärmung und Abkühlung besteht; Während der Kühlperioden sammelte sich Wasser an den Polen, um die Eisschichten zu bilden, und dann, als die globale Erwärmung eintrat, wurde das aufgetaute Wassereis von Staub und Schmutz der häufigen Staubstürme des Mars bedeckt. 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. 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.

Viele Merkmale, die wie die Pingos auf der Erde aussehen, wurden in Utopia Planitia (~35-50° N; ~80-115° E) gefunden, indem Fotos von HiRISE untersucht wurden. Pingos enthalten einen Eiskern.

Neugier Rover

Felsvorsprung " Hottah " - ein uraltes Bachbett, das vom Rover- Team Curiosity entdeckt wurde (14. September 2012) ( Nahaufnahme ) ( 3D-Version ).
Gesteinsaufschluss auf dem Mars – verglichen mit einem terrestrischen Flusskonglomerat – deutet darauf hin, dass Wasser "stark" in einem Bach fließt.

Schon sehr früh in seiner laufenden Mission, NASA ‚s Curiosity Rover entdeckte eindeutig fluviale Sedimente auf dem Mars. Die Eigenschaften der Kieselsteine ​​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.

Im Oktober 2012 wurde die erste Röntgenbeugungsanalyse eines Marsbodens von Curiosity durchgeführt . 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. Bis jetzt stimmen die Materialien, die Curiosity analysiert hat, mit den ursprünglichen Vorstellungen von Ablagerungen im Gale-Krater überein, die einen zeitlichen Übergang von einer nassen zu einer trockenen Umgebung aufzeichnen.

Im Dezember 2012 berichtete die NASA, dass Curiosity seine erste umfassende Bodenanalyse durchführte , die das Vorhandensein von Wassermolekülen, Schwefel und Chlor im Marsboden aufdeckte . 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 anderen Gesteinen wie "Knorr" über Hinweise auf Mineralhydratation , wahrscheinlich hydratisiertes Calciumsulfat. Rock und Wernicke Rock . 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) bei der Überquerung des Rovers von der Bradbury- Landestelle zum Yellowknife Bay- Gebiet in der Glenelg- Gelände.

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

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

Am 16. Dezember 2014 berichtete die NASA, dass die Methanmenge in der Atmosphäre des Planeten Mars ungewöhnlich anstieg und dann abnahm ; Darüber hinaus wurden organische Chemikalien in Pulver entdeckt, das der Rover Curiosity aus einem Felsen gebohrt hatte . Auf der Grundlage von Studien zum Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff wurde auch festgestellt, dass ein Großteil des Wassers im Gale-Krater auf dem Mars in der Antike verloren ging, bevor der Seeboden im Krater gebildet wurde; danach gingen weiterhin große Mengen Wasser verloren.

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

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 .

Am 4. November 2018 legten Geologen anhand von Studien im Gale-Krater des Rovers Curiosity Beweise dafür vor, dass es auf dem frühen Mars viel Wasser gab .

Mars-Express

Der von der Europäischen Weltraumorganisation ins Leben gerufene Mars Express Orbiter hat die Oberfläche des Mars kartiert und mit Radargeräten nach Hinweisen auf unterirdisches Wasser gesucht. Zwischen 2012 und 2015 hat der Orbiter das Gebiet unter den Eiskappen auf der Planum Australe gescannt . 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 (0,93 Meilen) unter der Oberfläche des Planeten; wie viel tiefer das flüssige Wasser reicht, bleibt unbekannt.

Interaktive Karte

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraKarte von Mars
Das obige Bild enthält anklickbare LinksInteraktive Bildkarte der globalen Topographie des Mars . Fahren Sie mit der Maus über das Bild, um die Namen von über 60 markanten geografischen Merkmalen anzuzeigen, und klicken Sie, um sie zu verlinken. Die Farbgebung der Basiskarte zeigt relative Höhen an , basierend auf Daten des Mars Orbiter Laser Altimeters des Mars Global Surveyor der NASA . Weiß- und Brauntöne zeigen die höchsten Erhebungen an (+12 bis +8 km ); gefolgt von Rosa und Rot (+8 bis +3 km ); Gelb ist0km ; Grün und Blau sind niedrigere Höhen (bis zu-8 km ). Achsen sind Breiten- und Längengrade ; Polarregionen werden notiert.


Siehe auch

Verweise

Literaturverzeichnis

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Externe Links

  1. ^ Steigerwald, Bill (25. Juli 2018). "Mars-Terraforming mit heutiger Technologie nicht möglich" . Nasa . Abgerufen am 26. November 2018 .