NEUE REIHE: Morgoth stellt das Sonnensystem vor.
MERKUR
Merkur ist der sonnennächste Planet unseres Sonnensystems. Er wird zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten gerechnet.
Inhaltsverzeichnis [AnzeigenVerbergen]
1 Aufbau
1.1 Oberfläche
1.2 Innerer Aufbau: Kern, Mantel und Kruste
1.3 Umlaufbahn und Rotation
2 Erforschung
3 Beobachtbarkeit
4 Kulturgeschichte
5 Siehe auch
6 Weblinks
6.1 Videos
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Aufbau
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Oberfläche
Bis heute sind lediglich etwa 40 % der Oberfläche des Merkur kartiert, da bislang erst eine Raumsonde, Mariner 10, den Planeten besucht hat. Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Oberfläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die Kraterdichte - ein Maß für das Alter der Oberfläche - spricht für eine sehr alte, das heißt seit der Entstehung des Planeten vor etwa 4,5 Milliarden Jahren wenig veränderte Oberfläche. Es gibt keine Anzeichen für Plattentektonik, aktiven Vulkanismus oder andere heute noch andauernde endogene Prozesse auf der bekannten Oberfläche.
Das Calorisbecken, ein riesiger Einschlagskrater mit etwa 1350 km Durchmesser, ist vermutlich von einem Objekt mit über 100 km Durchmesser erzeugt worden. Im Gegensatz zum Erdmond sind nur wenige bzw. recht kleine Becken auszumachen. Einige Formationen findet man jedoch ausschließlich auf der Merkuroberfläche:
Die Rupes sind mehrere hundert Kilometer lange und teilweise bis zu 3 km hohe Böschungen. Sie sind vermutlich durch eine Kontraktion des gesamten Planeten um ca. 8 km entstanden. Die Kontraktion war eine Folge der Abkühlung des Planeten.
Die Lineamente sind gradlinig verlaufende Böschungen, die an Verwerfungen erinnern.
Einige hügelige Gebiete werden von geraden Furchen durchschnitten, die vermutlich durch Schockwellen entstanden sind.
Jüngste Radaruntersuchungen lassen die Möglichkeit zu, dass kleine Mengen von Wassereis am Nordpol des Merkur existieren könnten. Da die Rotationsachse des Merkur senkrecht auf der Bahnebene steht, liegt das Innere einiger Krater an den Polen immer im Schatten. Dort könnten dauerhaft Temperaturen von -160°C herrschen. Wasser, das durch Kometeneinschläge dort hin gelangt wäre, könnte sich dauerhaft als Eis halten.
Die extrem dünne Atmosphäre des Merkur führt zu extremen Temperaturschwankungen zwischen der Tag- und Nachtseite. Die Oberflächentemperatur liegt auf der Sonnenseite bei rund 430°C und auf der Schattenseite bei etwa -180°C.
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Innerer Aufbau: Kern, Mantel und Kruste
Merkur gehört zu den terrestrischen Planeten, wie auch Erde, Venus, Mars sowie die größeren Monde des Sonnensystems ( Erdmond, die galileischen Monde des Jupiter und die größeren Saturnmonde.
Das Innere des Merkur wird von einem Eisenkern beherrscht, der mit einem Durchmesser von etwa 1900 km für die relativ hohe Dichte des Planeten verantwortlich ist. Darüber befindet sich ein lediglich 500 bis 600 km dicker Mantel sowie eine dünne (einige 10 km) Kruste aus Silikatgestein.
Das von der Sonde Mariner 10 entdeckte Magnetfeld hat eine Stärke von etwa 1% der Erdfeldstärke. Dies ist ein eindeutiger Hinweis auf die Existenz eines noch nicht erkalteten Kerns des Merkur.
Merkur ist der zweitkleinste Planet unseres Sonnensystems. Sein Durchmesser beträgt nur rund 40% des Erddurchmessers und er ist sogar noch kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan. Nur der äußerste Planet Pluto ist noch kleiner.
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Umlaufbahn und Rotation
Die Umlaufbahn des Merkur ist stark ellipitisch. Die langsame Präzession seiner Umlaufbahn konnte nicht völlig mit der klassischen Mechanik von Isaac Newton erklärt werden.
Wie bereits Le Verrier, damaliger Direktor des Pariser Observatoriums, bemerkte, beträgt sie für Merkur 5,74 Bogensekunden pro Jahr. Laut der Newton'schen Mechanik wären das aber 0,43 Bogensekunden pro Jahr zu viel.
Darum vermutete man einen weiteren Planeten auf einer noch engeren Umlaufbahn um die Sonne, der für diese Störungen verantwortlich sein sollte. Erst Albert Einsteins Relativitätstheorie brachte die Erklärung für die kleinen Unterschiede zwischen Theorie und Beobachtung.
Radarbeobachtungen zeigten 1975, dass der Planet nicht wie ursprünglich angenommen, eine gebundene Rotation besitzt, d.h. der Sonne immer die selbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond uns auf der Erde immer die selbe Seite zeigt). Tatsächlich dreht er sich aber während zweier Umläufe dreimal um seine eigene Achse. Seine Rotationsdauer beträgt zwar 58,646 Tage, aufgrund der Bewegung um die Sonne beträgt der Abstand zwischen zwei Sonnenaufgängen an einem beliebigen Punkt auf dem Planeten ca. 176 Tage.
Für die Kartierung wurde ein Koordinatensystem ähnlich dem der Erde gewählt. Der Nullmeridian wird durch den Punkt definiert, der am ersten Merkurperihel nach dem 1. Januar 1950 die Sonne im Zenit hatte.
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Erforschung
Merkur ist mindestens seit der Zeit der Sumerer (3. Jahrtausend v. Chr.) bekannt. Die Griechen der Antike gaben ihm zwei Namen, Apollo, wenn er am Morgenhimmel sichtbar war und Hermes, wenn er am Abendhimmel sichtbar war. Die griechischen Astronomen wussten allerdings, dass es sich um den selben Himmelkörper handelte. Heraklit glaubte sogar, dass Merkur und Venus die Sonne und nicht die Erde umkreisen. Die Römer benannten ihn wegen seiner schnellen Bewegung am Himmel nach dem geflügelten Götterboten Merkur.
Der Merkur gehört zu den am wenigsten erforschten Planeten im Sonnensystem. Er wurde nur von einer einzigen Raumsonde, Mariner 10, besucht, die von 1974 bis 1975 dreimal an ihm vorbei flog. Nur 45% seiner Oberfläche sind kartiert und seine Beobachtungsbedingungen sind zu ungünstig, um ihn mit Teleskopen weiter zu kartieren.
Eine weitere Raumsonde der NASA, MESSENGER, startete am 3. August 2004 und soll den Merkur 2011 erreichen, um ihn erstmals vollständig zu kartografieren. Auch die europäische Raumfahrtorganisation ESA möchte sich ab dem Jahr 2010 mit der Sonde Bepi Colombo an der Erforschung des sonnennächsten Planeten beteiligen.
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Beobachtbarkeit
Da Merkur als innerster Planet sich nur bis zu einem Winkel von maximal 28 Grad von der Sonne entfernen kann, ist er schwierig zu beobachten. Er kann in der Abend- oder Morgendämmerung als orangefarbener Stern 1. bis -1. Größe in der Nähe des Horizonts mit bloßem Auge wahrgenommen werden.
Durch die Horizontnähe wird die Bebachtung des Merkur mit Teleskopen sehr erschwert, da sein Licht eine größere Strecke durch die Erdatmosphäre zurücklegen muss und durch Turbulenzen und Lichtbrechung und Absorption gestört wird. Der Planet erscheint meist als verwaschenes, halbmondförmiges Scheibchen im Teleskop. Auch mit leistungsfähigen Teleskopen sind kaum markante Merkmale auf seiner Oberfläche auszumachen.
Da die Merkurbahn stark elliptisch ist, schwanken die Werte seiner größten Elongation zwischen 18 und 28 Grad.
Bei der Beobachtung des Merkur sind - bei gleicher geographischer nördlicher oder südlicher Breite - die Beobachter der Nordhalbkugel im Nachteil, denn die Merkurelongationen mit den größten Werten finden zu Zeiten statt, bei denen für einen Beobachter auf der Nordhalbkugel die Ekliptik flach über dem Horizont verläuft und Merkur in der hellen Dämmerung auf- oder untergeht. In den Breiten Mitteleuropas ist er dann mit bloßem Auge nicht zu sehen.
In großer Höhe über dem Horizont kann Merkur mit bloßem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden.
Aufgrund der Bahneigenschaften von Merkur und Erde wiederholen sich alle 13 Jahre ähnliche Merkursichtbarkeiten.
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Kulturgeschichte
Im antiken Griechenland bezog man den Planeten auf den Gott Hermes. In der Astrologie ist der Merkur unter anderem eine Allegorie für den Austausch und die Kommunikation
VENUS
Die Venus ist der zweite Planet des Sonnensystems. Nach dem Mond ist sie das hellste Objekt am Nachthimmel. Da sie morgens und abends am besten sichtbar ist, wird die Venus auch Morgenstern bzw. Abendstern genannt. Sie wird zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten gerechnet. Zeichen: ♀
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1 Atmosphäre
2 Aufbau
3 Monde
4 Erforschung
5 Beobachtung
6 Venusdurchgang
7 Kulturgeschichte
8 Weblinks
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Atmosphäre
Die Venus hat eine dichte Atmosphäre, die hauptsächlich aus Kohlendioxid und zu einem kleineren Anteil aus Stickstoff besteht. Auf der Oberfläche ist der Luftdruck ungefähr neunzigmal so groß wie auf der Erde, und die Temperatur beträgt mehr als 450 ºC. Sie liegt damit über der Oberflächentemperatur des sonnennächsten Planeten Merkur. Trotz der extrem langsamen Rotation gibt es keine größeren Temperaturunterschiede zwischen der Tag- und der Nachtseite. Der hohe Kohlendioxidgehalt der Atmosphäre verursacht einen starken Treibhauseffekt, der verantwortlich für die lebensfeindlichen Bedingungen ist.
In Höhe der Wolken herrschen Windgeschwindigkeiten von 350 km/h, doch an der Oberfläche sind die Winde relativ schwach. Wegen des hohen Luftdrucks (richtigerweise "Gasdrucks", da die Atmosphäre nicht Luft im herkömmlichen Sinne ist) sind aber selbst solch schwache Winde in der Lage, eine erhebliche Kraft auf Objekte auszuüben.
Die Wolken bestehen aus Schwefeldioxid und Schwefelsäure und bedecken den Planeten lückenlos, so dass aus dem All keine Oberflächendetails sichtbar sind. Temperaturen am oberen Ende der Wolkenschicht betragen etwa -45 °C.
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Aufbau
Auf der Venusoberfläche befinden sich zwei kontinentartige Strukturen, die sich über die riesigen Ebenen der übrigen Venus erheben. Der nördliche Kontinent heißt Ishtar Terra und entspricht in der Größe in etwa Australien. Hier befinden sich die Maxwell Montes, die mit einer Gipfelhöhe von bis etwa 10800 m über dem Durchschnittsniveau die höchste Erhebung der Venus sind. Der südliche Kontinent, Aphrodite Terra, ist etwa so groß wie Südamerika. Alle Oberflächenstrukturen der Venus sind nach Frauen benannt, mit Ausnahme von Alpha Regio und Beta Regio - den zuerst entdeckten Formationen - sowie der Maxwell Montes.
Die Anzahl der Krater auf der Venus beträgt gerade einmal 963 Exemplare. Sie sind dafür erstaunlich gleichmäßig über die gesamte Oberfläche verteilt. Da die dichte Atmosphäre nur große Meteoriten durchlässt, gibt es keine Kraterdurchmesser unter 1,5 km, sondern an Stelle dessen nur so etwas wie "Schmauchspuren". Der größte Venuskrater Mead hat einen Durchmesser von etwa 280 km. Auf einigen der Venusgebirge wurden auf Radarbildern "Schneekappen" festgestellt, die bei den dort herrschenden Temperaturen nicht aus Wassereis bestehen können. Neueste Forschungsergebnisse weisen darauf hin, dass diese Kappen aus Niederschlägen unterschiedlicher Bleisalze bestehen.
Etwa 90 % der Venusoberfläche bestehen aus Lava, was den Schluss zulässt, dass sie vor nicht zu ferner Zeit eine massive Umstrukturierung erfahren hat. Nach neuen Erkenntnissen sind bestimmte Regionen der Venus noch immer vulkanisch aktiv. Das Innere der Venus gleicht wahrscheinlich dem der Erde.
Die Venus rotiert im Gegensatz zu allen anderen Planeten in Ost-West-Richtung, d.h., auf ihr geht die Sonne im Westen auf. Es ist nicht bekannt, weshalb sich die Venus in dieser Hinsicht so einmalig verhält. Einer Theorie zufolge könnte die umgekehrte Rotation das Resultat einer Kollision mit einem großen Asteroiden sein.
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Monde
Die Venus hat keine Monde. Trotzdem behauptete der italienische Astronom Giovanni Domenico Cassini im Jahr 1672, einen solchen entdeckt zu haben und nannte ihn Neith. Bis 1892 war der Glaube an einen Venusmond verbreitet, bevor sich herausstellte, dass anscheinend Sterne irrtümlich für einen Mond gehalten worden waren.
Gegenwärtig existiert noch eine Hypothese, nach der es sich bei dem sehr erdmondähnlichen Merkur um einen entwichenen Trabanten der Venus handelt. Damit kann unter anderem erklärt werden, warum die beiden inneren Planeten als einzige keinen Begleiter haben.
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Erforschung
Aufgrund der dichten, geschlossenen Wolkendecke war eine Erforschung der Oberfläche des Planeten erst durch radioastronomische Verfahren und die Venus-Sonden möglich. Seit 1961 wird die Venus mittels unbemannter Sonden erforscht. Nach anfänglichen Rückschlägen verliefen die späteren Missionen der Sowjetunion und der USA sehr erfolgreich, darunter Cassini, Galileo, Magellan, Mariner, Pioneer-Venus, VeGa und Venera. Die nächste geplante Mission ist die Raumsonde Venus Express der ESA.
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Beobachtung
Weil Venus ein innerer Planet ist, kann sie von der Erde aus gesehen, nie der Sonne gegenüberstehen (Opposition).
Stattdessen gibt es eine untere Konjunktion (Venus zwischen Sonne und Erde) und eine obere Konjunktion (Sonne zwischen Venus und Erde).
Von der Erde aus gesehen ist die Venus immer in der Nähe der Sonne zu finden.
Steht die Venus östlich der Sonne, kann sie als Abendstern am Westhimmel beobachtet werden, steht sie westlich, kann sie als Morgenstern am Osthimmel gesehen werden. Hierbei sind Sichtbarkeitszeiten von bis zu 4,5 Stunden (vom Venusaufgang bis zum Sonnenaufgang bzw. vom Sonnenuntergang bis zum Venusuntergang) möglich.
Wegen ihrer großen Helligkeit und ihres größeren maximalen Winkelabstandes ist Venus viel leichter zu beobachten als Merkur. Bei klarem Wetter kann sie zur Zeit der größten Elongation unter Umständen sogar am Tag mit freiem Auge gesehen werden. Zieht sie während der unteren Konjunktion in großem nördlichen oder südlichen Abstand an der Sonne vorbei, so kann Venus für einige Tage (bei Vorbeizug nördlich der Sonne auf der Nordhalbkugel und bei Vorbeizug südlich der Sonne auf der Südhalbkugel) sowohl am Abend- als auch am Morgenhimmel gesehen werden.
Aufgrund ihrer Bahneigenschaften zeigt Venus im Teleskop je nach Position unterschiedliche Phasen (wie der Erdmond). Vor und nach einer unteren Konjunktion erscheint sie als kleines, fast rundes Scheibchen mit einem Durchmesser von etwa 10 Bogensekunden. Mit zunehmendem Winkelabstand von der Sonne wird der Planet im Telskop größer und nimmt die Form einer Sichel an. Während die Venus der unteren Konjunktion zustrebt, wird der Winkelabstand zur Sonne wieder kleiner, die Sichel wird schmaler und der der Planet erreicht im Teleskop seinen größten Durchmesser von fast 60 Bogensekunden.
Aufgrund der dichten Atmosphäre sind allerdings keine Einzelheiten zu erkennen.
Die maximale Winkelentfernung (Elongation) von Sonne und Venus beträgt 48 Grad. Aufgrund der Bahneigenschaften von Venus und Erde wiederholen sich alle 8 Jahre ähnliche Sichtbarkeiten der Venus.
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Venusdurchgang
Trifft die untere Konjunktion mit dem Knotenpunkt der Venusbahn (Schnittpunkt mit der Ekliptik) zusammen, steht die Venus genau vor der Sonnenscheibe, und es kommt zu einem Venusdurchgang (Venustransit). Der letzte Venusdurchgang ereignete sich am 8. Juni 2004, zwischen ca. 07.15 und 13.23 Uhr MESZ und konnte von ganz Europa aus beobachtet werden. Weitere Daten von Venusdurchgängen (gregorianischer Kalender):
5. Juni 1518
2. Juni 1526
7. Dezember 1631 (von Johannes Kepler vorausberechnet, in Europa nicht sichtbar)
4. Dezember 1639 (von Jeremiah Horrocks berechnet und beobachtet)
6. Juni 1761 (weltweit koordinierte Beobachtungsexpeditionen)
3. Juni 1769
9. Dezember 1874
6. Dezember 1882
8. Juni 2004
6. Juni 2012 (in Mitteleuropa ist nur das Ende sichtbar)
11. Dezember 2117
8. Dezember 2125
11. Juni 2247
9. Juni 2255
Venusdurchgänge finden immer abwechselnd im Juni oder im Dezember statt, weil zu diesen Daten die Erde die Knoten der Venusbahn passiert. Der Zyklus der Venusdurchgänge beträgt 243 Jahre, dabei finden vier Durchgänge mit den Abständen 8, 121.5, 8 und 105.5 Jahren statt. Durch Beobachtung eines Venustransits von verschiedenen Positionen auf der Erde kann man die Entfernung Erde-Sonne (die Astronomische Einheit) ableiten.
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Kulturgeschichte
Im antiken Griechenland bezog man diesen Planeten auf die Göttin Aphrodite. In der Astrologie ist die Venus unter anderem das Symbol des Bindungsvermögens.
Im antiken China ordnete man gemäß der Fünf-Elemente-Lehre den Planeten Venus der Wandlungsphase Metall zu. Daher heißt die Venus im Chinesischen und Japanischen Metall-Stern (金星 chin. jīnxīng, jap. kinsei).
ERDE
Die Erde (von indogermanisch er[t]) ist der dritte Planet unseres Sonnensystems. Sie ist ca. 4,55 Milliarden Jahre alt und ist der einzige bekannte belebte Ort (Planetenzeichen: ♁).
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1 Entstehung und Aufbau der Erde
2 Atmosphäre
3 Globaler Energiehaushalt
4 Herkunft des irdischen Wassers
5 Mond
5.1 Gezeiten
6 Leben
7 Weblinks
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Entstehung und Aufbau der Erde
Hauptartikel: Innerer Aufbau der Erde
Aufbau der Erde (Schalen)Die Erde entstand vor ca. 4,6 Milliarden Jahren. Man geht heute allgemein davon aus, dass die Erde während der ersten 100 Millionen Jahre ihrer Entstehung einem intensiven Bombardement von Meteoriten ausgesetzt war. Im Gegensatz zum Mond sind die Spuren dieser Einschläge auf der Erde aber durch spätere geologische Prozesse wieder vernichtet worden und nicht erhalten. Durch die kinetische Energie der Impakte, zusammen mit Wärme, die aus radioaktivem Zerfall stammte, erhitzte sich die junge Erde, bis sie vollkommen aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zur gravitationalen Differenzierung von Erdkern und Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken dabei zum Erdmittelpunkt, während leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium nach oben stiegen. Aus diesen Elementen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, die heute die Gesteine der festen Erdkruste bilden.
Die Erde ist annähernd eine Kugel. Durch die Fliehkräfte ihrer Rotation ist sie an den Polen geringfügig abgeplattet, so dass der Umfang, der am Äquator 40.076,592 km und über die Pole 40.009,153 km beträgt, und der Durchmesser des Planeten um 0,27% variieren und ein Ellipsoid bilden. Der Meeresspiegel (das Geoid) weicht davon nochmals um ± 100 m ab. Die Unterschiede im Umfang bewirken, dass es keinen eindeutig höchsten Berg auf der Erde gibt. Je nach Definition könnte dies der Mt. Everest, der Chimborazo oder der Mauna Loa sein.
Die Oberfläche der Erde unterteilt sich in Landfläche (29,3%) und Wasserfläche (70,7%). Die Landfläche wird zum überwiegenden Teil von den Kontinenten gebildet.
Nach seismischen Messungen besteht die Erde in ihrem Inneren aus drei durch seismische Diskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) begrenzte Schalen: Der Erdkruste, dem Erdmantel und dem Erdkern. Die Erdkruste und der oberste Teil des Mantels zusammen bilden die so genannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick, und ist in etwa ein Dutzend große und mehrere kleine tektonische Platten zerbrochen. Dabei bewegen sich die festen Krustenbruchstücke der Platten auf den z.T. aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des Oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigen Asthenosphäre, relativ gegeneinander. Siehe auch: Plattentektonik. Der innere Erdkern ist fest, der äußere geschmolzen und gut 4.000 °C heiß.
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Atmosphäre
Hauptartikel: Erdatmosphäre
Die Erde ist umgeben von einer ca. 640 km hohen Atmosphäre. In bodennahen Schichten besteht diese im Wesentlichen aus 78% Stickstoff, 21% Sauerstoff und 1% Edelgasen. Dazu kommt ein wechselnder Anteil an Wasserdampf (0-5%), der das Wettergeschehen bestimmt. Die auf der Erde gemessenen Temperaturextreme betragen −89,6°C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Vostok Station in der Antarktis auf 3420 m Höhe, was einer Temperatur von −60°C auf Meereshöhe entspräche) und +58°C (gemessen am 13. September 1922 in Al' Aziziyah in Libyen auf 111 m Höhe).
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Globaler Energiehaushalt
Der Energiehaushalt der Erde wird im Wesentlichen durch die Einstrahlung der Sonne bestimmt, der sonstige vorwiegend durch radioaktive Zerfälle erzeugte Energiebeitrag beträgt nur etwa 0,1%. Die Albedo der Erde beträgt 0,367, wobei ein wesentlicher Anteil auf die Wolken der Atmosphäre zurückzuführen ist. Dies führt zu einer globalen effektiven Temperatur von 246 K (-27 °C), Die Durchschnittstemperatur der unteren Erdatmosphäre liegt jedoch durch einen starken (natürlichen) Treibhauseffekt bei etwa 288 K (15 °C), wobei Wasser und Kohlendioxid den Hauptbeitrag liefern.
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Herkunft des irdischen Wassers
Die Herkunft des irdischen Wassers und damit der Ozeane ist bisher noch umstritten. Diskutiert werden drei Möglichkeiten, welche zum Wassergehalt der Erde beigetragen haben könnten:
Ausgasen aus dem Inneren der Erde (vulkanisch)
Einschlag eines oder mehrerer Kometen oder Transneptunische Objekte
Einschlag eines oder mehrerer wasserreicher Asteroiden (Protoplaneten) aus den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels
Bereits in den Planetesimalen, welche die Erde bildeten, war vermutlich etwas Wasser vorhanden. Dieses Wasser und andere leicht flüchtige Stoffe wie Kohlenstoffdioxid (CO2), Methan (CH4) und Stickstoff (N2) gasten aus der grösstenteils aus flüssigem Magma bestehenden Ur-Erde aus und bildeten eine frühe wasserdampfreiche Ur-Atmosphäre. Diese Ur-Atmosphäre wurde nach heutigen Modellvortellungen durch einen Sonnenwind, der zur Zeit der Erdentstehung sehr viel heftiger war als heute, mitgerissen und entwich somit von der Erde. Durch Vulkanismus kam es später zur Bildung einer neuen Atmosphäre, die auch aus dem Erdinnern ausgegasten Wasserdampf enthalten haben dürfte. Mit der Bildung einer festen Kruste und der weiteren Abkühlung kam es demnach zur Kondensation von Wasserdampf und zur Bildung von ersten Ozeanen.
Die große Menge an Wasser, die auf der Erde im Vergleich zu anderen erdähnlichen Planeten vorhanden ist, lässt sich nur schwer allein durch Ausgasen aus dem Erdinneren zu erklären. Die Planetesimale aus denen die Erde sich bildete, entstanden in einem Bereich des früheren Sonnensystems, in dem relativ wenig Wasser vorhanden war. Je kleiner der Abstand zur Sonne war, desto höher die Temperaturen und desto weniger Wasser war vorhanden. Erst außerhalb der solaren "Schneegrenze", welche etwa inmitten des heutigen Asteroidengürtels lag, war Wasser in größerer Menge vorhanden. So zeigen kohlige Chondrite, von denen angenommen wird, dass sie in den äußeren Bereichen des Asteroidengürtels entstanden sind, einen Wassergehalt von manchmal mehr als 10% ihres Gewichts, während gewöhnliche Chondrite oder gar Enstatit-Chondrite vom inneren Rand des Asteroidengürtels weniger als 0,1% ihres Gewichts an Wasser enthalten. Die Planetesimale, aus denen sich die erdähnlichen Planeten bildeten, sollten dementsprechend noch weniger Wasser enthalten haben. Zudem wird angenommen, dass bei der Akkretion der Planetesimale zu den Planeten und dem Verlust der Ur-Atmosphäre nochmals grosse Mengen des ursprüngliche vorhandenen Wassers verloren ging. Deswegen wird heute vielfach angenommen, dass der überwiegende Teil des heutigen irdischen Wassers aus den äußeren Bereichen des Sonnensystems stammt.
Ein rein kometarer Ursprung des Wassers ist nach Messung des Isotopenverhälnis von Wasserstoff in den drei Kometen Halley, Hyakutake und Hale-Bopp durch Forscher wie David Jewitt unwahrscheinlich, da demnach das Verhältnis von Deuterium zu Protium (D/H-Verhältnis) von Kometen etwa doppelt so hoch ist wie in ozeanischem Wasser. Nicht klar ist dabei allerdings, ob diese Kometen repräsentaiv für Kometen aus dem Kuipergürtel sind. Nach A. Morbidelli et al. (Meteoritics & Planetary Science 35 (2000), 1309-1329) kommt der größte Teil des heutigen Wassers von einigen im äußeren Asteroidengürtel geformten Protoplaneten, die auf die Erde stürzten, wofür das D/H-Verhältnis von kohligen Chondriten spricht. Wassereinschlüsse in kohligen Chondriten zeigen ein ähnliches D/H-Verhältnis wie ozeanisches Wasser.
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Mond
Korrektes Größen- und Abstandsverhältnis zwischen Erde und MondHauptartikel: Mond
Die Erde wird von einem Mond umkreist. Dieser ist im Vergleich zur Erde deutlich größer als es bei den anderen Planeten mit Ausnahme des Pluto/Charon-Systems der Fall ist. Der große Mond ist verantwortlich für die Stabilität der Bahnneigung der Erde und damit auch für die guten Bedingungen zum Entstehen von Leben auf der Erde.
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Gezeiten
Der Mond verursacht auf der Erde Gezeiten. Ebbe und Flut in den Meeren und im Erdmantel bremsen die Erdrotation und verlängern dadurch gegenwärtig die Tage um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr. Die Gezeiten wirken sich auch auf die Landmassen aus, die sich um etwa einen halben Meter heben und senken. Die Rotationsenergie der Erde wird dabei in Wärme umgewandelt. Der Drehimpuls wird auf den Mond übertragen, dessen Bahn sich dadurch um etwa 4 Zentimeter pro Jahr von der Erde entfernt. Dieser schon lange vermutete Effekt ist seit etwa 1995 durch Laser-Distanzmessungen abgesichert.
Die zunehmende Tageslänge kann geologisch anhand von Wachstumsringen in fossilen Korallen nachgewiesen werden. Man findet in diesen Sedimenten eine 'Spur' für jeden Tag, und eine jährliche Regelmäßigkeit, aus der sich die Anzahl der Tage im damaligen Jahr bestimmen lässt. In historischer Vergangenheit zeigt sich die Zunahme der Tageslänge anhand überlieferter Sonnenfinsternisse, die bei gleichbleibender Tageslänge an einem anderen Ort auf der Erde sichtbar gewesen wären.
Extrapoliert man diese Abbremsung in die Zukunft, wird auch die Erde einmal dem Mond immer die gleiche Seite zuwenden, wobei ein Tag auf der Erde dann 47 Mal so lang wäre wie heute. Damit unterliegt die Erde dem gleichen Effekt, der in der Vergangenheit schon zur gebundenen Rotation des Mondes geführt hat. Zu dem Zeitpunkt, an dem diese Korotation eintreten wird, wird das Wechselspiel der Gezeiten beendet sein. Die Flutberge verbleiben dann immer an einem Ort auf der Verbindungslinie Erde-Mond und es wird zu einer dauerhaften Verformung des Erdkörpers kommen, ähnlich dem des Mondes. Diese Überlegungen kann man allerdings als hypothetisch betrachten, da zum einen die Stabilität der Erdrotation nicht gewährleistet ist. Zum anderen wird sich durch den Übergang der Sonne zu einem weißen Zwerg auch das gesamte Sonnensystem verändert haben.
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Leben
Die Erde ist der einzige bekannte Ort, auf dem sich Leben entwickelt hat. Nach dem gegenwärtigen Stand der Forschung begann das Leben auf der Erde innerhalb sehr kurzer Zeitspannen, nachdem das anfängliche starke Bombardement durch Asteroiden, dem die Erde die erste Zeit bis etwa vor 3,9 Milliarden Jahren ausgesetzt war, abgenommen hatte, sich eine stabile Erdkruste ausbildete und diese sich soweit abgekühlt hatte, dass flüssiges Wasser möglich war. Die bisher ältesten, allerdings umstrittenen Hinweise auf Leben (vertsteinerte Cyanobakterien) sind 3,5 Milliarden Jahre alt und wurden in Gesteinen aus Westaustralien gefunden. In 3,9 Milliarden Jahre altem grönländischen Sediment-Gestein wurden Anomalien in Kohlenstoffisotopenverhältnissen gefunden, die auf biologischen Stoffwechsel hindeuten, so dass eventuell bereits zu dieser Zeit Leben existierte.
Das Leben hat einen großen Einfluss auf die Entwicklung und das Erscheinungsbild der Erde. Durch das Leben wurde die Produktion von Sauerstoff, die atmosphärische Zusammensetzung und durch die Pflanzen die Albedo und damit die Energiebilanz entscheidend verändert.
Während 1920 ca. 1,8 Mrd. Menschen die Erde bevölkerten,wuchs die Bevölkerung bis zum Jahr 2000 auf 6,1 Mrd. Menschen an. In den Entwicklungsländern ist für die Zukunft weiterhin eine starke Bevölkerungsvermehrung zu erwarten, während in den hoch entwickelten Ländern die Bevölkerung stagniert.
MARS
Der Mars ist, von der Sonne her gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem. Er wird zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten gerechnet. Aufgrund seiner (blut)roten Farbe wurde der Mars nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird auch oft als der Rote Planet bezeichnet.
Symbolisiert wird Mars durch einen Kreis mit einem schräg nach oben zeigenden Pfeil: ♂
Das Zeichen, das einen Schild mit einem dahinter stehenden Speer darstellen soll, steht für den römischen Kriegsgott. Mittlerweile wird es in der Naturwissenschaft auch für einzelne männliche Lebewesen verwendet.
Mars besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde.
Wegen seiner mysteriösen roten Färbung hat der Mars schon immer die Menschen fasziniert. Die Färbung selbst verdankt der Planet Eisenoxid-Staub, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Somit ist der Mars ein „rostiger“ Planet.
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1 Bahndaten
2 Physikalische Eigenschaften
2.1 Atmosphäre und Klima
2.2 Geologie
2.3 Entstehungsgeschichte
3 Monde
3.1 Daten zu Phobos und Deimos
4 Erforschung
4.1 In früheren Zeiten
4.2 Raumfahrtzeitalter
4.3 Leben auf dem Mars?
5 Beobachtung
6 Kulturgeschichte
7 Mars in Literatur und Film
8 Wissenschaftliche Literatur
9 Siehe auch
10 Weblinks
10.1 Videos
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Bahndaten
Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen km in 686,98 Tagen auf einer elliptischen Bahn um die Sonne. Die Bahnexzentrizität (Abweichung von der Kreisform) beträgt 0,0935, wobei die Bahn 1,85° gegen die Ekliptik geneigt ist. Mars besitzt nach Pluto und Merkur die exzentrischste Bahn aller großen Planeten im Sonnensystem.
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Physikalische Eigenschaften
Der Mars besitzt etwa den halben Durchmesser der Erde, ein Viertel ihrer Oberfläche und ein Zehntel ihrer Masse. Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,71 m/s², dies entspricht etwa 38% der irdischen. Der Mars besitzt eine dünne Atmosphäre.
Fotomontage: Erde und Mars im gleichen MaßstabEr rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten um die eigene Achse. Da die Rotationsachse des Planeten um 25°12' gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es – wie auf der Erde - Jahreszeiten. Sie haben jedoch fast die doppelte Dauer der irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr (687 Tage) zugrunde liegt. Die Rotationsachse weist zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren auf.
Das Magnetfeld des Mars ist nur sehr schwach ausgeprägt. Die Messung des Magnetfeldes wird erschwert durch die Magetisierung der Kruste (siehe weiter unten) mit Feldstärken von bis zu 220 nT und durch externe Magnetfelder mit Stärken zwischen wenigen nT und bis zu 100 nT, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Marsatmosphäre entstehen und zeitlich sehr stark variieren. Nach den Analysen der Daten des Mars Global Surveyor konnte die Stärke des Magnetfeldes dennoch sehr genau bestimmt werden - sie liegt bei weniger als 0,5 nT, gegenüber 30 bis 60 µT beim Erdmagnetfeld.
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Atmosphäre und Klima
Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre, die zu 95% aus Kohlendioxid besteht. Daneben kommen noch 2,7% Stickstoff, 1,6% Argon, geringe Anteile an Sauerstoff und Kohlenmonoxid sowie Spuren von Wasserdampf und anderen Verbindungen oder Elementen vor.
Über dem Marshorizont ist die Atmosphäre als dunstiger Schleier erkennbarIm Jahre 2003 konnten mittels erdgestützter Teleskope Spuren von Methan nachgewiesen werden. Das Vorhandensein des instabilen Gases Methan in der Atmosphäre weist darauf hin, dass auf dem Mars „Methanquellen“ vorhanden sein müssen oder zumindest vor hunderten von Jahren existierten. Als Quellen kommen aktiver Vulkanismus, Kometeneinschläge oder sogar methanproduzierende Mikroorganismen in Betracht. Das Methan ist nicht gleichmäßig verteilt, sondern weist ein Muster etwas erhöhter Konzentrationen auf. Offensichtlich wird oder wurde der Nachschub an Methan kurzfristig unterbrochen, bevor es sich gleichmäßig in der Atmosphäre verteilen konnte. Derzeit werden Untersuchungsprogramme aufgestellt, um zu klären welche Quellen in Frage kommen. Bei der biologischen Erzeugung von Methan auf der Erde entsteht fast immer Ethan als Begleitgas, während bei einer vulkanische Entstehung Schwefeldioxid freigesetzt wird. Die Messung dieser Gase in der Marsatmosphäre könnte eine Klärung bringen.
Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars nur 6,36 mbar. Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 mbar auf der Erde sind dies nur 0,75% und entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 km Höhe.
Die dünne Marsatmosphäre kann nur wenig Sonnenwärme speichern, daher sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen im Sommer (bezogen auf das Marsjahr) in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und bis zu -85 °C in der Nacht.
Staubsturm in der Syra-Region. Aufgenommen von Mars Global Surveyor im Mai 2003Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen schmelzen teilweise ab und sublimierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen.
Die Aufnahmen von Marssonden zeigen mitunter Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.
Mars erscheint uns heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.
Die Atmosphäre wurde offensichtlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind regelrecht abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, dass kaum Schutz vor den hochenergetischen Partikeln der Sonne bietet.
Vermutlich befinden sich unter der Oberfläche noch größere Mengen an Wasser in Form von Eis.
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Geologie
Über den inneren Aufbau des Mars ist nur wenig bekannt, da bislang nur begrenzt seismische Messungen vorgenommen werden konnten. Durch die Analyse der Bahndaten des Mars Global Surveyor konnte jedoch nachgewiesen werden, dass der Mars einen flüssigen Kern mit einem Radius zwischen 1520 und 1840 km besitzt und damit eine höhere Temperatur aufweist als zuvor angenommen. Es kann jedoch derzeit keine Aussage getroffen werden, ob der Kern wenigstens zum Teil fest ist. Die Dichte des Kerns liegt niedriger als es bei einem reinen Eisenkern der Fall wäre, so dass er auch Beimengungen von leichteren Elementen wie z.B. Schwefel enthalten muss.
Topografische Karte des Mars. Die blauen Regionen befinden sich unterhalb der festgelegten Nulllinie, die roten oberhalbAuffallend ist die Dichotomie, - die „Zweiteilung“ des Mars. Die nördliche und die südliche Hemisphäre unterscheiden sich deutlich, wobei man von den Tiefebenen des Nordens und den Hochländern des Südens sprechen kann. Der mittlere Großkreis, der die topographischen Hemisphären voneinander trennt, ist rund 40 Grad gegen den Äquator geneigt.
Auf der nördlichen Halbkugel sind flache, sand- und staubbedeckte Ebenen vorherrschend, die Namen wie Utopia Planitia oder Amazonis Planitia erhielten. Dunkle Oberflächenmerkmale, die in Teleskopen sichtbar sind, wurden einst für Meere gehalten und erhielten Namen wie Mare Erythraeum, Mare Sirenum oder Aurorae Sinus (diese Namen werden heute nicht mehr verwendet). Die ausgedehnteste dunkle Struktur, die von der Erde aus gesehen weren kann ist Syrtis Major, die „große Syrte“.
Die südliche Halbkugel ist durchschnittlich mehrere Kilometer höher als die nördliche und besteht aus geologisch älteren Formationen. Die Südhalbkugel ist zudem stärker verkratert.
Übersichtskarte des Mars mit den größten RegionenDie deutlichen Unterschiede der Topografie können durch innere Prozesse oder aber ein Impaktereignis verursacht worden sein. In letzterem Fall könnte in der Frühzeit der Marsentstehung ein größerer Himmelskörper, etwa ein Asteroid, auf der Nordhalbkugel eingeschlagen sein und die silikatische Kruste durchschlagen haben. Aus dem Innern könnte Lava ausgetreten sein und das Einschlagbecken ausgefüllt haben.
Die Kruste des Mars weist eine Dicke zwischen 40 km unter den nördlichen Tiefebenen auf und nimmt, im Gegensatz zum stufenartigen Übergang an der Oberfläche, nur langsam auf 70 km am Südpol zu. Dies könnte ein Indiz für innere Ursachen der Zweiteilung des Mars sein.
Die Nordpolregion aufgenommen von Mars Global SurveyorMars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind.
Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1.000 km. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1,5 km weniger ausgedehnt. Die Polarkappenzeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist.
Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der jeweils sonnenabgewandten Polkappen durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu.
In der Bildmitte ist Valles Marineris, die größte Schlucht im Sonnensystem. Am linken Rand die Vulkane der Tharsis-Region.Längs des Marsäquators verläuft das größte bekannte Canyonsystem des Sonnensystems. Das Valles Marineris erstreckt sich über 4000 km und ist stellenweise bis zu 7 km tief. Es handelt sich um einen gewaltigen tektonischen Bruch, der nach Westen hin in einer chaotisch anmutenden Region mit zahlreichen Einbrüchen und Gräben mündet.
Nordwestlich des Valles Marineris liegt die Tharsis-Region, ein ausgedehntes Gebiet mit erloschenen Schildvulkanen. Der höchste, Olympus Mons, stellt mit einer Höhe von 27 km die höchste Erhebung im Sonnensystem dar. Die Tharsis-Region bildet eine gewaltige Wulst auf der Mars-Lithosphäre mit einer Ausdehung von etwa 4.000 x 3.000 km.
Offensichtlich stehen die Tharsis-Region und das Valles Marineris in ursächlichem Zusammenhang. Möglicherweise haben Vulkanische Kräfte die Oberfläche des Planeten empor gedrückt, wobei die Kruste im Bereich des Valles Marineris regelrecht aufgerissen wurde.
Eine weiteres, wenn auch weniger ausgedehntes vulkanisches Gebiet ist die Elysium-Region nördlich des Äquators, mit den Schildvulkanen Elysium Mons, Hecates Tholus und Albor-Tholus.
Auf der Südhalbkugel sind zahlreiche Impaktkrater sichtbar. Der größte, Hellas Planitia – das Hellas Einschlagbecken – hat einen Durchmesser von etwa 2.000 x 1.600 km.
An den Landestellen der Marssonden sind Gesteinsbrocken, sandige Böden und Dünen sichtbar. Die Gesteine weisen an der Oberfläche eine blasenartige Struktur auf. Sie ähneln in ihrer Zusammensetzung irdischen Basalten. Die Böden sind offensichtlich durch die Verwitterung von eisenhaltigen vulkanischen Basalten entstanden.
Kasei Vallis, das größte Stromtal des MarsAuf der Marsoberfläche verlaufen Stromtäler, die mehrere hundert Kilometer lang und mehrere Kilometer breit sein können. Die Täler beginnen ziemlich abrupt und haben keine Zuflüsse. Die meisten verlaufen nördlich des Valles Marineris und laufen in einer ausgedehnten Ebene namens Chryse Planitia zusammen. In den Tälern erheben sich mitunter stromlinienförmige Inseln.
Die Täler weisen auf eine vergangene Flutperiode hin, bei der über einen geologisch relativ kurzen Zeitraum große Mengen Wasser geflossen sein müssen. Es könnte sich um Wassereis gehandelt haben, dass sich unter der Marsoberfläche befand, durch vulkanische Prozesse geschmolzen wurde und dann abgeflossen ist.
Darüber hinaus finden sich an Abhängen und Kraterrändern Spuren von Erosionen, die möglicherweise ebenfalls durch flüssiges Wasser verursacht wurden.
Messungen der Magnetfeldlinien durch die Sonde Mars Global Surveyor ergaben, dass Teile der planetaren Kruste unterschiedliche magnetisiert sind, wobei gleichgerichtet Bänder von etwa 1000 km Länge und 150 km Breite auftreten. Ihre Größe und Verteilung entspricht einem magnetischen Muster, das in ähnlicher Form auch auf dem Meeresboden der Erde auftritt. Einer im Jahre 1991 entwickelten Theorie nach, die allerdings noch nicht bestätigt werden konnte, können derartige Muster das Ergebnis von Plattentektonik sein. Derartige Prozesse könnten die Entstehung einer dichteren Atmosphäre begünstigt haben, wobei kohlenstoffreiches Gestein aus dem Marsinnern an die Oberfläche gelangten.
Hämatitkügelchen auf dem Felsen "Berry Bowl"Die Marssonde Opportunity fand im Gebiet des Meridiani Planum millimetergroße Kügelchen des Eisenminerals Hämatit. Diese könnten sich vor Milliarden Jahren unter Einwirkung von Wasser abgelagert haben. Darüber hinaus wurden Minerale vorgefunden, die aus Schwefel-, Eisen- oder Bromverbindungen aufgebaut sind, wie z.B. Jarosit. Auf der entgegen gesetzten Hemisphäre des Mars fand die Sonde Spirit in den "Columbia Hills" das Mineral Goethit, das ausschließlich unter dem Einfluss von Wasser gebildet werden kann.
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Entstehungsgeschichte
Anhand der geologischen Formationen und der Verteilung von Einschlagskratern kann die Entstehungsgeschichte des Planeten abgeleitet werden.
Der Mars entstand, wie die übrigen Planeten des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Mrd. Jahren durch Zusammenballung kleinerer Körper, den Planetesimalen. Vor 4 Mrd. Jahren bildete der im Innern noch glutflüssige planetare Körper eine feste Gesteinskruste aus, die einem heftigen Bombardement von Asteroiden und Kometen ausgesetzt war.
Die ältesten, heute noch vorhandenen Formationen, wie das Einschlagbecken Hellas Planitia und die verkraterten Hochländer, wie Noachis Terra, wurden vor 3,8 bis 3,5 Mrd. Jahren, in der so genannten Noachischen Periode gebildet. In dieser Periode setzte die Zweiteilung der Marsoberfläche ein, wobei die nördlichen Tiefländer gebildet wurden. Durch starke vulkanische Eruptionen wurden weite Teile des Planeten von Ablagerungen vulkanischer Laven und Aschen bedeckten. Diese wurden an vielen Stellen wieder durch Wind und Wasser abgetragen und ließen ein Netzwerk von Tälern zurück.
Das geologische „Mittelalter“ des Mars wird als Hesperianische Periode bezeichnet. Sie umfasst einen Zeitraum vor 3,5 bis 1,8 Mrd. Jahren. In dieser Periode ergossen sich riesige Lavamengen aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste, und bildeten weite Ebenen, wie Hesperia Planum. Es entstanden auch die ältesten Vulkane der Tharsis- und der Elysium-Region, wobei die Gesteinskruste stark verformt wurde und sich das Valles Marineris ausbildete. Es bildeten sich die gewaltigen Stromtäler in denen große Wassermengen flossen und sich stellenweise aufstauten.
Das jüngste geologische Zeitalter des Mars wird als Amazonische Periode bezeichnet und begann vor 1,8 Mrd. Jahren. In dieser Phase bildeten sich die jüngeren Vulkane der Tharsis-und der Elysium-Region, aus denen große Lavamassen flossen und weite Ebenen, wie Amazonis Planitia , ausbildeten.
Gegenwärtig wird die Oberfläche des Mars hauptsächlich durch Winderosion und Hangabrutschungen geformt.
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Monde
Phobos über dem Marshorizont, aufgenommen von Mars Global Surveyor. Der untere Bildausschnitt zeigt eine vergößerte Aufnahme von PhobosZwei kleine Monde, Phobos und Deimos ("Furcht" und "Schrecken") umkreisen den Mars. Sie wurden 1877 von dem US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt und nach den in der Ilias überlieferten beiden Pferden, die den Wagen des Kriegsgottes Ares (lat. Mars) ziehen, benannt.
Phobos und Deimos sind zwei unregelmäßig geformte Felsbrocken. Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden , die von der Gravitation des Mars eingefangen wurden.
Ihre Existenz war schon lange vorher mehrmals beschrieben worden, zuletzt von Voltaire, der in seiner 1750 erschienenen Geschichte Micromégas über zwei Marsmonden schreibt. Es ist wahrscheinlich, dass Voltaire diese Idee von Jonathan Swift übernommen hat, dessen Buch Gullivers Reisen 1726 erschienen war. Darin wird im dritten Teil beschrieben, die Astronomen des Landes Laputa hätten "ebenfalls zwei kleinere Sterne oder Satelliten entdeckt, die um den Mars kreisen, wovon der innere vom Zentrum des Hauptplaneten genau drei seiner Durchmesser entfernt ist und der äußere fünf."
Damit hat er das Bahnverhalten der Monde für die damalige Zeit erstaunlich gut vorhergesagt. Es wird vermutet, dass Swift von einer Fehlinterpretation Johannes Keplers gehört hatte. Dieser hatte das Anagramm, das Galileo Galilei 1609 an ihn schickte, um ihm die Entdeckung der Phasen der Venus mitzuteilen, als die Entdeckung zweier Marsmonde aufgefasst.
Neuere Daten der europäischen Raumsonde Mars Express zeigen, dass der Mars seine beiden Monde wohl irgendwann verlieren wird. Für Phobos sehen DRL-Forscher "Anzeichen für eine orbitale Beschleunigung, die den winzigen Mond dem Mars auf einer spiralförmigen Bahn immer näher bringt", d.h. Phobos wird in ca. 50 Millionen Jahren entweder auf Roten Planeten stürzen oder von den Kräften der Gravitation auseinander gerissen, so dass er für kurze Zeit als Marsring enden wird. Deimos hingegen driftet langsam nach außen. Eines Tages wird die Anziehungskraft des Mars nicht mehr ausreichen, um ihn dauerhaft festzuhalten.
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Daten zu Phobos und Deimos
Phobos Deimos
Mittlerer Abstand vom Marszentrum 9270 km 23400 km
Mittlerer Abstand vom Mars bei mittlerer Opposition (von der Erde aus gesehen): 24,6 ´´ 1 ´ 1,8´´
Mittlere siderische Umlaufszeit: 7 Stunden 39 Minuten 13 Sekunden 1 Tag 6 Stunden 17 Minuten 51,4 Sekunden
Mittlere synodische Umlaufszeit: 7 Stunden 39 Minuten 26,6 Sekunden 1 Tag 6 Stunden 21 Minuten 15,7 Sekunden
Bahnneigung zum Marsäquator: 1°,1 1°,8
Bahnexzentrizität: 0,0210 0,0028
Mittlere Oppositionshelligkeit: 11,6m 12,8m
Maximale scheinbare Helligkeit, vom Mars gesehen: -3,9m -0,1m
Entweichgeschwindigkeit (km/s): 0,016 0,008
Durchmesser (km): 27 * 22 * 18 15 * 12 * 10
Dichte (g pro cm³): 2,0 1,7
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Erforschung
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In früheren Zeiten
Tycho Brahe (1546-1601) maß die Planetenpositionen des Mars mittels Mauerquadrant recht genau und schuf damit die Voraussetzung für Johannes Kepler (1577-1630), der aufgrund Brahes Aufzeichnungen die elliptische Bahn des Planeten berechnete und die drei Keplerschen Gesetze ableitete.
Christiaan Huygens (1629-1695) entdeckte eine dunkle, dreieckige Zone (Syrtis Major) auf der Marsoberfläche. Aus deren Positionsveränderungen errechnete er die Eigenrotation des Mars von rund 24,5 Stunden (heutiger Wert: 24,623 h).
Giovanni Domenico Cassini beschrieb 1666 die weißen Polkappen des Mars.
Wilhelm Herschel (1738-1822) bestimmte 1784 die Neigung der Rotationsachse gegenüber der Umlaufbahn.
Wilhelm Beer fertigte 1830 die erste Marskarte an.
Marsoberfläche nach Schiaparelli (1888)Giovanni Schiaparelli (1835-1910) nahm 1877 auf der Marsoberfläche linienartige Strukturen wahr, die er „Canali“ (italienisch: Graben) nannte und in einer detaillierten Karte einzeichnete. Schiaparelli machte zunächst keine Angaben über den Ursprung der Strukturen, doch wurden diese als Kanäle und somit als Werk intelligenter Marsbewohner interpretierte. Auf älteren Marskarten sind die Kanäle, die zudem Namen erhielten, eingezeichnet. Während weitere Astronomen seine Beobachtungen bestätigten, wurde die Existenz der Kanäle von anderen Astronomen angezweifelt. Erst der Vorbeiflug der amerikanischen Mariner-Sonden beendete die Spekulationen. Fotos der Marsoberfläche zeigten keine Anzeichen von Kanälen. Diese waren offensichtlich das Ergebnis von optischen Täuschungen.
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Raumfahrtzeitalter
Die erste Nahaufnahme vom Mars, aufgenommen von Mariner 4Viele unbemannte Raumsonden sind schon zum Mars geschickt worden, einige waren sehr erfolgreich, aber eine bemerkenswert hohe Anzahl von ihnen versagte. Bei einigen der Fehler handelte es sich schlicht um menschliches Versagen, aber bei vielen anderen ist der Grund für das Scheitern unbekannt. Im Gegensatz zum Erdmond gibt es bis heute keine Gesteinsproben, die vom Mars zurückgebracht wurden, so dass Marsmeteorite die einzige Möglichkeit sind, Material vom Mars in irdischen Laboratorien zu erforschen.
Zwei sowjetische Sonden wurden im Oktober 1960 gestartet, um am Mars vorbeizufliegen, erreichten aber noch nicht einmal die Erdumlaufbahn. 1962 versagten drei weitere sowjetische Sonden, zwei von ihnen blieben im Erdorbit, die dritte verlor auf dem Weg zum Mars den Kontakt mit der Erde. Auch ein weiterer Versuch im Jahre 1964 schlug fehl.
Zwischen 1962 und 1973 wurden 10 Mariner-Raumsonden vom Jet Propulsion Laboratory der NASA entwickelt und gebaut, um das innere Sonnensystem zu erforschen. Es waren relativ kleine Sonden, die meistens nicht einmal eine halbe Tonne wogen. Mariner 3 und Mariner 4 waren identische Raumsonden, die am Mars vorbeifliegen sollten.
Mariner 3 wurde am 5. November 1964 gestartet, aber die Transport-Verkleidung löste sich nicht richtig und die Sonde erreichte den Mars nicht.
Drei Wochen später, am 28. November 1964, wurde Mariner 4 erfolgreich auf eine achtmonatige Reise zum roten Planeten geschickt. Am 14. Juli 1965 flog die Sonde am Mars vorbei und lieferte die ersten Nahaufnahmen - insgesamt 22 Fotos - des Planeten.
Die Bilder zeigten mondähnliche Krater, von denen einige von Frost bedeckt zu sein scheinen.
1969 folgten Mariner 6 und Mariner 7 und lieferten insgesamt 200 Fotos.
Die Noctis Labyrinthus-Region, aufgenommen von Mariner 91971 missglückte der Start von Mariner 8, dafür erhielt die NASA von Mariner 9 mehrere 1000 Bilder.
Ebenfalls 1971 landete mit der sowjetischen Mars 3 die erste Sonde weich auf dem Mars, nachdem Mars 2 wenige Tage zuvor gescheitert war; der Funkkontakt brach jedoch 20 Sekunden nach der Landung ab, mögliche Ursache war ein gerade tobender heftiger globaler Staubsturm, der den Lander umgeworfen haben könnte.
Bild von Viking 1. Der große Felsen links von der Mitte ist etwa 2 Meter breit. Er wurde "Big Joe" getauft.In den 1970er Jahren landeten die Viking-Sonden erfolgreich auf dem Mars und lieferten die ersten Farbbilder sowie Daten von Bodenproben: Viking 1 schaffte am 20. Juni 1976 als erste US-amerikanische Sonde eine weiche Landung. Die Sowjetunion versuchte noch weitere Landungen auf dem Mars, scheiterte jedoch.
Die einzigen Raumsonden die in den 1980er zum Mars flogen, waren die beiden sowjetischen Fobos-Sonden. Sie wurden 1988 von Baikonur aus gestartet und sollten den Mars und seinen Mond Phobos untersuchen. Dafür waren sie im Rahmen einer internationalen Kooperation neben sowjetischen auch mit zahlreichen westlichen Instrumenten bestückt. Der Kontakt zu Fobos-1 brach jedoch schon auf dem Weg zum Mars ab, so dass nur Fobos-2 eine Marsumlaufbahn erreichte. Aber bereits nach einem Monat Operationszeit brach der Kontakt zu Fobos-2 wegen eines falschen Ingenieur-Kommandos ebenfalls ab.
1992 wurde die US-Sonde Mars Observer gestartet. Sie ging 1993 kurz vor dem Einschwenken in die Umlaufbahn verloren.
1996 sollte die erste seit zem Zusammenbruch der Sowjetunion russische Raumsonde Mars 96 starten. Doch versagte am 16. November 1996 die Proton-Trägerrakete, so dass Mars 96 nach nur einem Tag in einer niedrigen Erdumlaufbahn wieder in die Erdatmospäre eintrat und verglühte.
Der Marsrover SojournerBesonderes Aufsehen erregte 1997 der Mars Pathfinder, bei dem zum ersten Mal ein kleines Fahrzeug - das Marsmobil (Rover) Sojourner - 16.000 Bilder von der Umgebung der Landestelle machen konnte. Sie landete publikumswirksam am 4. Juli, dem amerikanischen Unabhängigkeitstag, und lieferte viele Aufnahmen, die von der NASA zum ersten Mal sofort im Internet veröffentlicht wurden.
Eine weitere erfolgreiche Mission war 1997 der Mars Global Surveyor, bei der die Marsoberfläche in einer hohen Auflösung kartografiert wird; dieser Satellit umkreist noch heute (Februar 2005) den Mars.
Die Marssonden Mars Climate Orbiter (ging wegen grobem Programmierfehler in der Navigation verloren) und Mars Polar Lander (wahrscheinlich wegen einem fehlerhaften Sensor bei der Landung aus größerer Höhe abgestürzt) stellten 1999 herbe Rückschläge für die Marsforschung dar.
Auch die 1998 gestartete japanische Raumsonde Nozomi konnte den Mars nicht erreichen. Seit dem 24. Oktober 2001 umkreist außer dem Global Surveyor noch 2001 Mars Odyssey den roten Planeten, der spezielle Instrumente zur Fernerkundung von Wasservorkommen an Bord hat.
Von den bis 2002 insgesamt 33 Missionen zum Mars waren nur 8 erfolgreich, allesamt US-amerikanisch.
Am 2. Juni 2003 startete im Rahmen der ersten europäischen Mars-Mission die ESA-Raumsonde Mars Express mit dem Landegerät Beagle 2 erfolgreich zum Mars. Beagle 2 landete am 25. Dezember 2003 auf der Marsoberfläche, allerdings konnte der Kontakt niemals aufgebaut werden, so dass angenommen wird, dass Beagle 2 bei der Landung auf der Oberfläche zerschellte. Mars Express arbeitet jedoch erfolgreich in der Marsumlaufbahn und konnte unter anderem viele Aufhahmen von Formationen machen, von denen man annimmt, dass sie ausgetrocknete oder ausgefrorene Flusstäler sind.
Marsrover vom Typ Spirit/OpportunityAm 10. Juni 2003 wurde die US-amerikanische Marssonde Spirit (MER-A) zum Mars gestartet. An Bord befand sich ein Geländefahrzeug (Rover), welches nach der Landung drei Monate lang Gesteinsproben entnehmen und nach Spuren von ehemals vorhandedem Wasser suchen sollte. Die Landung erfolgte am 4. Januar 2004 im Gusev Krater, seitdem arbeitet die Sonde erfolgreich auf der Marsoberfläche (Stand: Februar 2005).
Am 8. Juli 2003 wurde die baugleiche Sonde Opportunity (MER-B) mit einer Delta II-Rakete gestartet. Opporunity ist die Schwestersonde von Spirit und gehört wie Spirit auch zur Mars Exploration Rovers Mission. Die Landung erfolgte am 25. Januar 2004 um 6.05 Uhr (MEZ) in der Meridiani Planum Tiefebene. Beide Sonden befinden sich auf den jeweils zueinander komplementären Marshemisphären. Die vom Rover Opportunity gesammelten Beweise, dass der Mars einst warm und feucht war, werden im Jahresrückblick der Fachzeitschrift Science mit der Wahl zum "Durchbruch des Jahres 2004" gewürdigt.
Am 10. August 2005 soll die US-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter mit einer Atlas-V Rakete gestartet werden, die den Mars mit ihren hochauflösenden Kameras kartografieren soll, um u.a. nach geeigneten Landestellen für spätere Rover-Missionen zu suchen. Außerdem soll die Sonde für die Hochgeschwindigkeitskommunikation zwischen zukünftien Raumsonden auf der Marsoberfläche und der Erde dienen.
Als nächstes wird 2008 die Sonde Phoenix in der Nähe des Mars-Nordpols landen und dort mit ihren Instrumenten nach Wasser suchen. Dafür trägt sie einen Roboterarm mit sich, mit dem sie bis auf 1 m unter die Oberfläche kommen kann.
Im Jahr 2009 sollen gleich zwei große Rover-Missionen zum Mars fliegen: Mars Science Laboratory von der amerikanischen NASA und ExoMars von der europäischen ESA. Beide Rover können weite Strecken zurücklegen und werden daher umfassende Untersuchungen im großen Umkreis durchführen können. Dabei soll Mars Science Laboratory in erster Linie zur geologischen Untersuchungen ausgelegt sein und ExoMars speziell nach Spuren von Leben suchen.
Ebenfalls 2009 soll auch der erste reine Kommunikationssatellit Mars Telecommunications Orbiter in den Marsorbit einschwenken und etwa zehn Jahre lang zur Übertragung von wissenschaftlichen Daten anderer Missionen zur Erde dienen.
Nach gegenwärtigen Planungen soll 2009 auch die seit 1996 erste russische Raumsonde Fobos-Grunt zum Marsmond Phobos fliegen, dort Proben entnehmen und sie wieder zur Erde bringen.
Die Pläne der NASA und ESA zur Erforschung des Mars nach 2010 enthalten u.a. das Aussetzen von kleineren Flugzeugen in der Atmosphäre und Rückführung von Marsproben zur Erde.
Im Januar 2004 kündigte der US-amerikanische Präsident George W. Bush Anstrengungen der USA für eine bemannte Mars-Mission an. Auch das langfristig angelegte europäische Mars-Programm Aurora strebt die Landung eines Menschen auf dem Mars im Jahr 2030 an. Doch aufgrund von sehr hohen finanziellen Mitteln, die zum Vorbereiten und Durchführen einer bemannten Marslandung aufzubringen sind, wird die Mission nur in Zusammenarbeit mehrerer Staaten bewältigt werden können.
Darüber hinaus existieren Vorstellungen, den Mars durch Terraforming zukünftig in einen für den Menschen lebensfreundlicheren Planeten umzuwandeln.
Eine Übersicht aller gestarteten und geplanten Marssonden ist hier zu finden: Chronologie der Mars-Missionen
Panoramabild des Mars, aufgenommen von der Sonde Pathfinder
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Leben auf dem Mars?
Der Gedanke an die Möglichkeit von Leben auf dem Mars hat schon immer die Fantasie der Menschen beflügelt. Im 18. Jahrhundert beobachtete man, dass die dunklen Flecken auf der Marsoberfläche ihre Farbe änderten und wuchsen oder schrumpften. Man hielt sie für ausgedehnte Vegetationszonen, deren Ausdehung sich mit den Jahreszeiten änderten.
Durch Schiaparellis "Entdeckung" der Marskanäle wurden die Spekulationen um intelligentes Leben auf dem Mars angefacht.
Marsoberfläche nach Oswald Lohse (1888). Auf der Karte ist das Kanalsystem Schiaparellis nicht eingezeichnet. Die von Lohse gewählten Namen für die "Seen" und "Ozeane" sind heute nicht hehr gebräuchlichSo entstanden zahlreiche Legenden um vermeintliche Zivilisationen auf dem Mars. Die Diskussionen um die "Marsmenschen" hielten etwa ein Jahrhundert an. Der US-Amerikaner Percival Lowell, einer der heftigsten Verfechter der Marskanäle-Theorie, gründete sogar eine eigene Sternwarte, um die Marsbewohner zu erforschen. Für ihn waren die Kanäle, (siehe auch Fossa), das Produkt außerirdischer Ingenieure , die geschaffen wurden, um die Marszivilisation vor einer großen Trockenheit zu retten. Lowell beschrieb seine Vorstellungen der Marswelt in zahlreichen Publikationen, die weite Verbreitung fanden.
Obwohl nicht alle Astronomen die Kanäle sehen konnten und keine Fotos existierten, hielt sich die Theorie, begleitet von einer heftigen Debatte. Die Vorstellung von außerirdischem Leben übt bis heute eine Faszination auf die Menschen aus, die mit wissenschaftlichem Interesse alleine oft nicht erklärt werden kann. Erst die Ergebnisse der unbemannten Marsmissionen beendeten den Streit um die Kanäle.
Marsgesicht in der Cydonia-Region.Aufnahme des Orbiters von Viking 1, 1976.
Marsgesicht, höher aufgelöst (Mars Global Surveyor), 1998).Als im Juli 1976 der Orbiter 1 der Viking-Mission Bilder der Cydonia-Region machte und diese zur Erde schickte, wurde der Mars in der Öffentlichkeit wieder zum Gesprächsthema. Eine der Aufnahmen zeigte eine Formation auf der Marsoberfläche, die einem menschlichen Gesicht ähnelte, das gen Himmel blickt. In der unmittelbaren Nähe wurden außerdem Strukturen entdeckt, die Pyramiden auf der Erde ähnelten sowie rechteckige Strukturen (von den Wissenschaftlern "Inka-Stadt" getauft). Erst die Mission Mars Global Surveyor der NASA brachte im April 1998 für viele die Ernüchterung.
Der an ein "Smiley" erinnernde Krater Galle im Argyre Planitia ist ebenfalls natürlichen UrsprungsAlle entdeckten Strukturen waren das Ergebnis natürlicher Erosion. Durch neue Bilder mit wesentlich höherer Auflösung wurde deutlich, dass auf dem Mars keine künstlichen Strukturen außerirdischer Intelligenz vorhanden sind.
Viking 1 und 2 hatten u.a. die Aufgabe, der Frage nach dem Leben auf dem Mars nachzugehen. Dabei wurden ein chemisches und drei biologische Experimente durchgeführt. In dem chemischen Experiment wurde versucht, organische Substanzen im Marsboden nachzuweisen. Dazu wurde ein am MIT entwickelter Gaschromatograph-Massenspektrometer benutzt. Es konnten allerdings keine auf Kohlenstoff aufbauenden organischen Substanzen nachgewiesen werden.
Das erste biologische Experiment beruhte auf Stoffwechselaktivitäten von Organismen. Eine Bodenprobe wurde mit einer Nährlösung benetzt und entstehende Gase registriert. Der Marsboden reagierte auf das Experiment mit Abgabe großer Mengen Sauerstoff.
Im zweiten Experiment wurde eine Nährlösung mit radioaktiven Kohlenstoffatomen versehen und auf eine Probe gegeben. Als Ergebnis eines Stoffwechsels hätten sie unter den ausgeschiedenen Gasen nachgewiesen werden müssen. Tatsächlich wurden radioaktive Kohlenstoffatome nachgewiesen.
Das dritte Experiment war ein Photosynthese-Experiment. Radioaktiv markiertes Kohlendioxid wurde dem Marsboden zugesetzt. Dieses Kohlendioxid hätte assimiliert werden und später nachgewiesen werden müssen. Auch dieses Ergebnis war positiv.
Obwohl die Ergebnisse der biologischen Experimente positiv waren, gaben sie aufgrund des negativen Ergebnisses des Gaschromatographen-Massenspektrometer-Versuchs keinen schlüssigen Beweis für Existenz oder Nichtexistenz von Leben auf dem Mars.
Im Jahr 1996 fanden David S. McKay und seine Mitarbeiter Strukturen im Marsmeteoriten ALH84001, die sie als Spuren von fossilen Bakterien deuteten. Allerdings wird die Beweiskraft der gefundenen Strukturen von vielen Wissenschaftlern angezweifelt, da diese auch auf rein chemischem Wege entstehen konnten.
Am 23. Januar 2004 entdeckte die europäische Marssonde Mars Express am Südpol des Mars große Mengen gefrorenen Wassers, doch nirgendwo anders.
Ende März 2004 wurde bekannt, dass Forscher der NASA und der ESA unabhängig voneinander Methan in der Marsatmosphäre nachgewiesen haben. Ob das Methan geologischen Ursprungs ist oder etwa durch den Stoffwechsel von Mikroorganismen gebildet wurde, sollen weitere Untersuchungen zeigen.
Ebenfalls Anfang 2004 entdeckte die Marssonde Opportunity Gesteine, die in offenstehendem Wasser abgelagert worden sein müssen und vi
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