Der Planet Mars gibt weiterhin faszinierende Rätsel auf, insbesondere das potenzielle Vorkommen von vergrabenem Eis in seinen äquatorialen Regionen, einer Zone, in der man solche Vorkommen nicht erwarten würde.
Kürzliche Beobachtungen der Raumsonden Mars Odyssey und ExoMars Trace Gas Orbiter haben hohe Wasserstoffkonzentrationen nahe der Oberfläche in den äquatorialen Gebieten des Mars festgestellt. Diese Signale könnten auf die Anwesenheit von Wassereis hindeuten, das unter Schichten aus Staub oder vulkanischem Schutt konserviert wurde. Im Gegensatz zu den gut dokumentierten Polkappen wirft dieses äquatoriale Eis Fragen zu seinem Ursprung und seinem Fortbestand in einer Umgebung auf, in der die Oberflächenbedingungen normalerweise seine Erhaltung verhindern.
Wassereis nahe der Medusae-Fossae-Formation am Marsäquator, beobachtet von der Sonde Mars Express der Europäischen Weltraumorganisation
Bildnachweis: Planetary Science Institute/Smithsonian Institution Die Forscher haben Klimamodelle entwickelt, um die explosiven Vulkanausbrüche zu simulieren, die die Frühgeschichte des Mars zwischen 4,1 und 3 Milliarden Jahren prägten. Ihre Simulationen zeigen, dass bereits ein einziger dreitägiger Ausbruch enorme Mengen an Wasserdampf in die obere Atmosphäre schleudern konnte. Dieser Dampf hätte sich dann in der eisigen Marsatmosphäre zu Eisteilchen kondensiert und wäre zu Boden gefallen, wo er Ablagerungen von bis zu fünf Metern Dicke um die Vulkane gebildet hätte.
Saira Hamid, Planetenwissenschaftlerin an der Arizona State University und Hauptautorin der Studie, betont, dass wiederholte Ausbrüche über Millionen von Jahren beträchtliche Mengen an Eis, vermischt mit Vulkanasche, angesammelt haben könnten. Diese unter einer schützenden Schicht liegenden Ablagerungen würden die detektierten Wasserstoffsignale erklären. Sie weist jedoch darauf hin, dass diese Signale auch von hydratisierten Mineralien stammen könnten, was weitere Untersuchungen erfordert.
Die alten Vulkanausbrüche spritzten zudem Schwefelsäure in die Marsatmosphäre und erzeugten Aerosole, die das Sonnenlicht reflektierten. Dieses Phänomen hätte eine globale Abkühlung des Planeten verursacht und die kalten Perioden verlängert, die für die Eisakkumulation günstig sind. Gleichzeitig könnten die durch den Vulkanismus freigesetzte Wärme und chemische Verbindungen zeitweise lebensfreundliche Umgebungen geschaffen haben, was Perspektiven für die Suche nach Spuren vergangenen Lebens eröffnet.
Die Entdeckung dieser Eisvorkommen hätte große Auswirkungen auf die künftige menschliche Erforschung. Die vulkanischen Äquatorregionen könnten zu prioritären Zielen für bemannte Missionen werden, da sie sowohl Wasserressourcen als auch potenzielle Standorte für die Suche nach biologischen Hinweisen bieten. Diese Arbeit eröffnet neue Wege zum Verständnis der Klimaentwicklung des Mars und zur Lokalisierung der vielversprechendsten Gebiete für künftige Untersuchungen.
Explosiver Vulkanismus auf dem Mars
Der explosive Vulkanismus auf dem Mars unterscheidet sich grundlegend von den effusiven Eruptionen, die man auf der Erde beobachtet. Diese kataklysmischen Ereignisse traten auf, wenn gasreiches Magma auf Grundwasserleiter oder unterirdische Wasserreservoirs traf, was zu heftigen Explosionen führte, die Material bis in Dutzende Kilometer Höhe schleuderten.
Im Gegensatz zu Vulkanen wie dem Olympus Mons, die langsam Lavaströme freisetzen, erzeugten die explosiven Marsvulkane massive Eruptionssäulen, die riesige Mengen an Asche und Gasen in die Atmosphäre injizieren konnten. Diese feinen Partikel konnten monatelang in der Schwebe bleiben und das Rückstrahlvermögen des Planeten sowie seine Wärmebilanz radikal verändern.
Die explosive vulkanische Aktivität war während des Noachiums vor über 3,5 Milliarden Jahren besonders intensiv, als das Marsinnere noch sehr heiß war und flüssiges Wasser auf der Oberfläche reichlicher vorhanden war. Die Calderas dieser alten Mars-Supervulkane weisen Durchmesser von mehreren hundert Kilometern auf und zeugen vom phänomenalen Ausmaß dieser Ereignisse.
Die Ascheablagerungen aus diesen Eruptionen bilden heute Sedimentschichten, die eine einzigartige Aufzeichnung der geologischen und klimatischen Geschichte des Roten Planeten bewahren. Die Untersuchung dieser Formationen ermöglicht es, die Umweltbedingungen zu rekonstruieren, die zu Zeiten herrschten, als der Mars potenziell bewohnbar war.
Die Erhaltung von Eis auf dem Mars
Die Konservierung von Wassereis auf dem Mars stellt ein empfindliches Gleichgewicht zwischen den atmosphärischen Bedingungen, der Sonneneinstrahlung und den isolierenden Eigenschaften des Bodens dar. In den äquatorialen Regionen, wo die Temperaturen tagsüber 20°C überschreiten können, sublimiert an der Oberfläche freiliegendes Eis direkt zu Wasserdampf, ohne die flüssige Phase zu durchlaufen, bedingt durch den niedrigen atmosphärischen Druck.
Das Geheimnis der Erhaltung liegt in der Bildung einer schützenden Isolierschicht. Vulkanische Ascheablagerungen, Staubablagerungen oder Geröll bilden eine thermische Barriere, die verhindert, dass Temperaturschwankungen das darunterliegende Eis erreichen. Diese Isolierung kann das Eis über Milliarden von Jahren stabil halten, selbst in Breitengraden, die normalerweise zu warm wären.
Die Mikrostruktur des Marsregoliths spielt ebenfalls eine entscheidende Rolle. Böden, die reich an Perchloraten sind, bilden poröse Strukturen, die Wasserdampf einfangen und dessen Kondensation zu Eis während der kalten Nächte begünstigen. Diese Prozesse erzeugen tägliche Zyklen, in denen das Wasser seinen Zustand ändert, ohne in die Atmosphäre verloren zu gehen.
Klimamodelle zeigen, dass leichte Schwankungen der Obliquität des Mars – der Neigung seiner Rotationsachse – die Verteilung des Eises erheblich verändern können. Während Perioden starker Achsneigung wandert das Eis der Pole in die äquatorialen Regionen, wo es unter schützenden Schichten eingefangen und bis zum nächsten Zyklus erhalten bleiben kann.
Quelle: Nature Communications