Der Planet Mars ist bezüglich seines Durchmessers nur etwa halb so groß wie die Erde und hat nur ein Drittel der Masse der Erde. Er ist von einer dünnen Atmosphäre aus Kohlendioxid umgeben, das an den hohen Vulkanen des Planeten zu Eiskristallen kondensiert und Cirruswolken bildet. Nord- und Südpol des Mars sind von Eiskappen bedeckt, die jahreszeitlich bedingt wachsen und schrumpfen.
Aufnahme des Marsmondes Phobos mit dem Nadirkanal der HRSC in voller Auflösung, aufgenommen beim Vorbeiflug am 12.09.2017 im Orbit 17.342 (Ausschnitt von Bild 3).
Farbmosaik aus 67 HRSC-Einzelaufnahmen der Kasei Valles
Dieses Bild ist aus 67 einzelnen Bildstreifen der vom DLR betriebenen Stereokamera HRSC auf Mars Express zusammengesetzt worden. Darin sind etwa 1,5 Millionen Quadratkilometer erfasst, was fast der dreifachen Fläche Frankreichs entspricht. Die Bildauflösung wurde teilweise reduziert und beträgt etwa 100 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die großräumige Ansicht zeigt, wie sich im Mars-Mittelalter katastrophale Fluten in das Marshochland gegraben und im Mündungsgebiet (rechts) in die Chryse-Ebene ergossen haben. Beim Zoomen in das voll aufgelöste Bild lassen sich zahlreiche kleinräumige geologische Details erkennen, die auf die Wirkung von fließendem Wasser zurückzuführen sind. Als die ESA-Sonde Mars Express vor zehn Jahren startete, war eines der Hauptziele der Mission die globale Kartierung unseres Nachbarplaneten in hoher Auflösung, in Farbe und in 3D. Dafür wurde am DLR das Aufnahmesystem HRSC entwickelt, die High Resolution Stereo Camera. Seit ihrer Ankunft am Mars konnten mit der HRSC über zwei Drittel der Oberfläche in einer Detailgenauigkeit von 10 bis 20 Metern pro Bildpunkt erfasst werden. Die besondere Stärke der HRSC beruht in ihrer Fähigkeit, die Marslandschaft großräumig zu erfassen. Im Idealfall können aus den einzelnen Bildstreifen der HRSC zusammenhängende Bildmosaike erzeugt werden. Wegen der zum jeweiligen Aufnahmezeitpunkt jedoch variablen Aufnahmebedingungen, wie zum Beispiel unterschiedlicher Sonnenstand, verschiedene Aufnahmehöhen oder schwankende atmosphärische Bedingungen, sind in solchen Mosaiken leichte Helligkeits- und Farbschwankungen unvermeidlich. Anmerkung zum Copyright: Im Dezember 2014 haben sich DLR, ESA und FU Berlin darauf geeinigt, die HRSC-Bilder der Mars Express-Mission unter einer Creative Commons-Lizenz zu veröffentlichen: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO. Diese gilt auch für alle bisher veröffentlichten HRSC-Bilder.
Von der Sonne aus gesehen ist Mars der vierte Planet und der äußere Nachbar der Erde. Dieser ist er in vielem ähnlich, vor allem in einigen geologischen Prozessen, die seine Oberfläche formten. Er ist nur etwa halb so groß wie die Erde, besitzt aber auch einen Schalenaufbau bestehend aus einem eisenhaltigen Kern, einem silikatischen Mantel und einer äußeren Gesteinskruste. Auch die Neigung seiner Rotationsachse ist mit 25,2 Grad der Erde sehr ähnlich, wodurch es auf dem Mars ebenfalls Jahreszeiten gibt. Infolge seines längeren Bahnumlaufs um die Sonne (ein Marsjahr dauert etwa zwei Erdenjahre) dauern diese aber jeweils ungefähr ein halbes Erdenjahr.
Die größten Unterschiede zur Erde liegen vor allem im Fehlen einer Plattentektonik, aber auch in seiner sehr dünnen Atmosphäre, den auch dadurch bedingten extrem niedrigen Temperaturen auf seiner Oberfläche und dem fehlenden Magnetfeld. Bei durchschnittlich minus 60 Grad Celsius und einem Luftdruck von weniger als einem Prozent der Erdatmosphäre gibt es kein flüssiges Wasser auf dem Mars, zumindest heute nicht mehr. Die Temperaturen können tagsüber im Sommer in Äquatornähe bis nahe 27 Grad Celsius ansteigen, in winterlicher Marsnacht an den Polen dagegen bis auf minus 133 Grad Celsius abfallen.
Marsbeobachtungen lassen sich bis in die Zeit der frühen Hochkulturen zurückverfolgen. Wegen seiner rötlichen, entfernt an Blut erinnernden Farbe wurde der Planet schon in Ägypten als „Horus, der Rote“ und dann im antiken Griechenland nach Ares, dem Gott des Krieges, benannt. Seinen heutigen Namen verdankt der Mars schließlich dem römischen Kriegsgott. Anfang des 17. Jahrhunderts stellte Johannes Kepler auf Grundlage von wenigen, für seine Zeit aber sehr präzisen Messungen des dänischen Astronomen Tycho Brahe der Marspositionen die wichtigen Keplerschen Gesetze auf, mit denen die auf Ellipsenbahnen beruhenden Planetenbewegungen um die Sonne beschrieben werden und das Kopernikanische Weltbild endgültig bestätigt wurde. Ferner benutzte man in den vergangenen Jahrhunderten bei Marsoppositionen gerne den trigonometrisch gemessenen Erde-Mars-Abstand zur Bestimmung der Astronomischen Einheit (dem Abstand zwischen Erde und Sonne). 1877 erlag der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli einer optischen Täuschung, als er graben- und rillenartige Strukturen auf dem Mars zu sehen glaubte, die er „canali“ nannte. Für viele Zeitgenossen Schiaparellis konnten sie nur künstlichen Ursprungs sein und wurden noch lange Zeit später, als in der Fachwelt der Irrtum längst erkannt war, zum Anlass genommen, an eine intelligente Zivilisation auf unserem Nachbarplaneten zu glauben.
Marsatmosphäre
Wie bei der Venus besteht die Marsatmosphäre überwiegend (zu 95 Prozent) aus Kohlendioxid (CO2); der Druck an der Oberfläche beträgt jedoch im Mittel nur sechs Millibar (auf der Erde 1.013 Millibar). In der Marsatmosphäre können sich Wolken aus Wasser- und Kohlendioxideis sowie jahreszeitlich bedingt gewaltige und langanhaltende Stürme entwickeln. Diese können Sand und Staub bis in eine Höhe von 50 Kilometern aufwirbeln und über den ganzen Planeten verteilen, was zu einer gelbbräunlichen Trübung des Himmels führt.
Spektrometer an Bord der europäischen Raumsonde Mars Express entdeckten in der Atmosphäre über einigen der großen Vulkanprovinzen Spuren der Gase Methan und Formaldehyd, was Spekulationen Nahrung gab, dass Wärme im Innern dieser Vulkane noch vorhanden und die Ursache für die Freisetzung dieser Gase sein könnte. Da auch an anderen Stellen Methan in der Marsatmosphäre detektiert wurde, gab es sogar Spekulationen darüber, dass biologische Prozesse – so wie auch auf der Erde – für die Methanproduktion verantwortlich sein könnten. Allerdings gibt es auch eine Reihe von Vorgängen bei der Verwitterung von Mineralen in vulkanischen Gesteinen mit denen die Bildung von Methan erklärt werden könnte. Die ESA-Mission ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), die seit September 2016 den Mars umkreist, soll unter anderem auch das Rätsel um das Methan in der Marsatmosphäre lösen, konnte die von Mars Express 2004 gemessenen Konzentrationen jedoch bisher nicht mehr nachweisen.
Topographie
Dank der zahlreichen Marsmissionen wie beispielsweise Mariner 9, Viking 1 und 2, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express oder Mars Reconnaissance Orbiter kennen wir die Oberflächenbeschaffenheit und -formationen recht gut. Grob kann man die Oberfläche in zwei große Regionen unterteilen: ein nördliches Gebiet mit Tiefebenen und ein südliches Hochland mit zahlreichen Einschlagskratern. Besonders auffallend in Äquatornähe sind der Schildvulkan Olympus Mons, der 26 Kilometer aus seiner Umgebung herausragt und 600 Kilometer durchmisst, sowie seine drei nur wenig kleineren Nachbarvulkane Arsia Mons, Ascraeus Mons und Pavonis Mons, die der sechs Kilometer hohen Aufwölbung des Tharsis-Schildes aufsitzen. Markant ist auch das langgestreckte Grabenbruchsystem der Valles Marineris (benannt nach der Sonde Mariner 9), das sich fast 4.000 Kilometer lang entlang des Äquators erstreckt und von Nord nach Süd bis zu 700 Kilometer breit ist. An den tiefsten Stellen sind die Grabenbrüche zehn Kilometer tief. In der südlichen Hemisphäre befinden sich mit den Einschlagsbecken Hellas Planitia und Argyre Planitia die größten heute noch sichtbaren Impaktstrukturen auf dem Mars.
Geologie
Vulkanismus prägte den Planeten während eines großen Teils seiner Entwicklung. An vielen Stellen wurden auf der Oberfläche Mineralien identifiziert, die typisch für basaltischen Vulkanismus sind, der eisen- und magnesiumsreiche, silikatische Gesteine aus dem Mantel des Mars an die Oberfläche bringt. Basalte entstehen, wenn relativ ursprüngliches Material des Planetenmantels teilweise zu Magma aufgeschmolzen wird, in großen Blasen aufsteigt und an der Oberfläche als Lava austritt. Dies ist auf den erdähnlichen Körpern des Sonnensystems die häufigste Art von Vulkanismus. Man geht davon aus, dass die Marskruste im Wesentlichen aus Basalt besteht, der allerdings durch Prozesse wie Meteoriteneinschläge, Verwitterung und Abtragung verändert und vielerorts nicht mehr in seinem ursprünglichen Kontext vorhanden ist.
Die heute erloschenen Vulkane sind nur noch an einigen Stellen gehäuft zu finden. Die größte vulkanische Provinz ist Tharsis, in der etwa ein Dutzend große und Hunderte kleinere Vulkane entdeckt wurden, deren Aktivität zum Teil bis in die jüngste geologische Marsvergangenheit reichte. Eine andere vulkanische Region ist Elysium, wo einige Lavaströme wahrscheinlich erst vor wenigen Millionen Jahren erstarrt sind, was in geologischem Maßstab praktisch gegenwärtig ist und die Frage aufwirft, ob Mars möglicherweise an einigen Stellen noch immer vulkanisch aktiv ist.
Außer durch Vulkanismus wurde die Marsoberfläche auch von tektonischen Prozessen geformt. Auf den Satellitenbildern sind zahlreiche Störungen und Grabenstrukturen zu erkennen, die durch Brüche in der starren Lithosphäre entstanden sind, also in der spröden, äußersten Gesteinskruste des Planeten. Schwärme von Störungen können oft mehrere hundert oder sogar tausend Kilometer lang werden. Am häufigsten sind Dehnungsbrüche zu sehen, doch gibt es stellenweise auch Einengungsstörungen, aber nur wenige Seitenverschiebungen sind bekannt. Das ist nicht überraschend, da diese auf der Erde vor allem durch die Plattentektonik verursacht werden, bei der die riesigen Kontinentalplatten seitlich aneinander vorbeigleiten. Mars dagegen ist ein „Ein-Platten-Planet“, dessen äußerste Gesteinsschale, die Lithosphäre, nicht wie die der Erde aus vielen einzelnen Platten besteht, die sich gegeneinander verschieben.
Innerer Aufbau
Das Innere des Mars ähnelt, wie bei allen Körpern im Sonnensystem, im Grunde genommen einer Wärmekraftmaschine. Der Zerfall von radioaktiven Isotopen zum Beispiel der Elemente Uran, Thorium oder Kalium, aber auch die Energie, die vom Prozess der Planetenbildung übriggeblieben ist, sind die wichtigsten Quellen für die Wärmeproduktion im Inneren. Diese Wärme wird über die Planetenoberfläche abgegeben und führt über lange geologische Zeiträume zur Abkühlung des Inneren. Einer der effizientesten Wärmetransportmechanismen ist Konvektion. Die langsame Bewegung - das „Umwälzen“ - des Mantelgesteins aufgrund der Temperatur- und Druckunterschiede im Inneren des Planeten sorgt für die Umverteilung der Wärme und wird in Oberflächenstrukturen wie beispielsweise Vulkanen oder tektonischen Verformungen sichtbar. Die großen Vulkanregionen Tharsis und Elysium, die noch bis vor wenigen Millionen Jahren aktiv waren, zeigen, dass thermische Konvektion heute noch im Inneren des Mars stattfindet. Sogenannte thermische Anomalien im Mantel werden durch Dichteunterschiede zwischen heißem Material aus tieferen Regionen im Inneren des Mars und kälteren Regionen nahe der Oberfläche erzeugt. Dann steigen aus heißem Gestein bestehende „Blasen“ (in der Geologie als Diapire und im Englischen als „mantle plumes“ bezeichnet) aufgrund ihrer geringeren Dichte durch den Mantel des Planeten langsam in Richtung Oberfläche auf, wo das heiße Gestein durch den abnehmenden Druck des darüber liegenden Gesteins leichter aufschmelzen und Magmen bilden kann. Sie sind vermutlich die Quelle für die jüngsten Vulkane des Mars.
Während der frühen Planetenentwicklung hat die Konvektion im flüssigen Eisenkern des Mars einen Dynamo angetrieben und wahrscheinlich ein, wenn auch nur schwaches Magnetfeld erzeugt. Heute besitzt der Mars kein aktives Magnetfeld mehr, allerdings sind die Spuren des einst aktiven Dynamos in alten Krustengesteinen an der Oberfläche des Planeten „aufgezeichnet“: Ältere Oberflächengesteine sind leicht magnetisiert, während jüngere Regionen keine Magnetisierung aufweisen. Das deutet darauf hin, dass das selbsterzeugte Magnetfeld des Mars vermutlich nur während der ersten 500 bis 700 Millionen Jahre der Marsgeschichte aktiv war. Zur Untersuchung der thermischen Entwicklung, des inneren Aufbaus und der tektonischen Aktivität des Mars befindet sich seit Ende 2018 die geophysikalische Messstation InSight der NASA in der Tiefebene Elysium Planitia.
Wind, Wasser, Eis
Die Oberfläche des Mars wurde durch Wasser (fluviatil), Eis und Gletscher (glazial) und Wind (aeolische Prozesse) unterschiedlicher Intensität und Dauer geformt und überprägt. Verzweigte Talsysteme vor allem in älteren Regionen des Marshochlands erstrecken sich über weite Gebiete und zeugen von einem Wasserkreislauf auf dem Mars. Eines der markantesten Talsysteme ist Ma'adim Vallis, das in den Einschlagskrater Gusev entwässerte, in dem der Marsrover Spirit nach Spuren von Wasser suchte und solche auch entdeckte. Neben fließenden Gewässern gab es auch Kraterseen, die mit Wasser gefüllt waren. Sie werden heute Paläoseen genannt und gehen oft mit Deltas, charakteristischen Mineralablagerungen und Ein- beziehungsweise Ausflussrinnen einher. Ein solcher See hat sich im Innern des Kraters Gale befunden, in dem der 2012 gelandete NASA-Rover Curiosity tatsächlich Stoffe identifiziert hat, die darauf hinweisen, dass dort einstmals lebensfreundliche Bedingungen geherrscht haben. Auch der Krater Jezero, in dem 2021 der zweite große Rover der NASA, Perseverance, gelandet ist, war einst von einem See angefüllt, in den zwei Flüsse ihre Sedimentfracht in Form großer Deltaformationen abgelagert haben.
Spuren von glazialen Prozessen, die bis in die jüngste Vergangenheit des Mars reichen, sind an vielen Stellen der Marsoberfläche zu beobachten. Zum Beispiel findet man an den nordwestlichen Hängen der großen Tharsis-Vulkane Fließstrukturen, die an schuttbedeckte sogenannte „Blockgletscher“ erinnern, wie sie in Gebirgen und polaren Regionen der Erde beobachtet werden. Sie werden als Überreste von Gletschern auf dem Mars interpretiert, deren Eis einst von seitlich auf den Gletscherstrom gerutschter Gesteinsschutt und Felsblöcken vollständig bedeckt wurde. Viele Oberflächenphänomene, vor allem in den mittleren und höheren geographischen Breiten, ähneln periglazialen Strukturen in Dauerfrostgebieten auf der Erde. Tatsächlich wurde mit Radarmessungen aus der Marsumlaufbahn an einigen Stellen Eis in geringer Tiefe nachgewiesen. Diese Messungen haben ergeben, dass der Mars, vor allem in den Tiefebenen der nördlichen Hemisphäre, über ein beträchtliches Vorkommen an Bodeneis verfügt. Die wohl eindrucksvollsten Eisformationen auf dem Mars sind die beiden Polkappen, die je nach Jahreszeit aus einer Mischung aus Wasser- und/oder Kohlendioxideis bestehen.
Weitverbreitete dunkle Dünen zeugen von der allgegenwärtigen Aktivität des Windes auf dem Mars. Sie war früher, als die Atmosphäre noch dichter war, von viel intensiverer Wirkung als heute. Große Dünenfelder kann man vor allem im Inneren von Einschlagskratern finden. Anders als auf der Erde bestehen diese Dünensande aber nicht aus hellem Quarzsand, sondern meist aus dunkler, vulkanischer Asche und Anteilen aus zerkleinertem vulkanischem Gestein, die vom Wind zu den heute sichtbaren Dünenfelder aufgehäuft wurden. Mit hochauflösenden Bilddaten der Kamera HiRISE auf Mars Reconnaissance Orbiter konnten in den letzten Jahren auch Bewegungen der unzähligen Rippeln auf den Dünenoberflächen und sogar Verlagerungen kleinerer Dünen beobachtet werden. Auch gibt es ganze Regionen, die von stromlinienförmigen Rücken, sogenannten Yardangs, übersät sind, die ähnlich einem Sandstrahlgebläse durch die stete Aktivität des Windes aus der Landschaft geschmirgelt wurden. Heute zeigt sich die Windaktivität vor allem eindrucksvoll in Form von großen Staubstürmen und kleineren Windhosen, sogenannten „Staubteufeln“, die sich mit hoher Geschwindigkeit über die Marsoberfläche bewegen.
Leben
Wenngleich man bis heute keine Lebensformen, noch nicht einmal organische Substanzen oder „Biosignaturen“ auf dem Mars finden konnte, so ist der Mars nach wie vor das wichtigste Ziel der internationalen Raumfahrt im Hinblick auf die Suche nach existierendem oder ausgestorbenem Leben auf einem anderen Himmelskörper des Sonnensystems. Seit Februar 2021 sucht der NASA-Rover Perseverance dafür im Krater Jezero nach Anzeichen von Biosignaturen, also mikrobiellen Lebensspuren. Perseverance soll auch Gesteinsproben sammeln und diese auf dem Mars deponieren, damit sie in einer späteren Mission zur Erde gebracht und hier untersucht werden können.
Marsmonde
Die beiden vergleichsweise kleinen Marsmonde Phobos und Deimos, im Jahr 1877 von Asaph Hall (1829 bis 1907) entdeckt, haben ähnliche Eigenschaften. Beide besitzen eine recht unregelmäßige Form und haben eine sehr dunkle Oberfläche, die nur etwa fünf Prozent des Sonnenlichts reflektiert. Phobos, mit bis zu 27 Kilometern Durchmesser der größere der beiden Marsmonde, weist eine Vielzahl von Einschlagkratern auf, von denen Stickney mit zwölf Kilometern und Hall mit fünf Kilometern Durchmesser die größten sind. Der kleinere Deimos in größerer Entfernung zum Mars ist nur etwa 15 Kilometer groß und besitzt deutlich weniger sichtbare Krater. Bilddaten der Viking-Missionen zeigen, dass seine Oberfläche stärker von einer Staubschicht, dem Regolith, bedeckt ist als die von Phobos.
Der Ursprung der beiden Marsmonde ist noch nicht eindeutig geklärt - mehrere Entstehungsmodelle werden diskutiert: Eine Theorie hält eine Entstehung von Mars und beiden Monden in einem gemeinsamen Prozess für möglich. Eine weitere Theorie geht davon aus, dass es sich bei beiden Monden um Kleinkörper handelt, die im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter entstanden sind und von der Schwerkraft des Mars eingefangen wurden – ihre im Vergleich zum Mars sehr dunkle Oberfläche ist ein starkes Argument für diese Theorie. Ein weiteres viel beachtetes Modell besagt, dass die beiden Monde nach einem sehr großen Asteroideneinschlag auf dem Mars in der Frühzeit des Sonnensystems entstanden sein könnten. Demnach bildeten die Trümmer des Einschlags eine Ringscheibe um den Mars. Durch Wechselwirkung der Materialien in der Ringscheibe bildeten sich mehrere kleine Körper, die zum Teil wieder auf den Mars stürzten. Ihr dunkles Antlitz könnte dann damit erklärt werden, dass die aus dem Mars geschleuderten Gesteine aus großer Tiefe stammen und Gesteine des Marsmantels repräsentieren. Phobos und Deimos sind demnach die beiden letzten Überbleibsel dieser Ansammlung kleiner Körper.
Auch Phobos scheint dem Schicksal eines (Rück-) Sturzes auf den Mars entgegenzusehen. Wegen des geringen Abstands zum Mutterplaneten ist Phobos starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Daten der ESA-Raumsonde Mars-Express bestätigen, dass er sich dem Mars auf einer spiralförmigen Bahn nähert und in circa 40 bis 70 Millionen Jahren wegen der dann immer stärker an ihm zerrenden Gezeitenkräften auseinanderbrechen und die Reste auf den Planeten stürzen werden. Die russische Sonde Phobos Grunt, die den Mond eingehend untersuchen sollte, scheiterte bei ihrem Start Ende 2011. Als nächste Phobos-Mission ist die japanisch-deutsch-französische Landesonde MMX mit einem kleinen Rover für Mitte der 2020er Jahre geplant.
