Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Mars
Eine detaillierte Untersuchung der Tharsis-Region hat ergeben, daß dieses Gebiet bereits sehr früh in
der Marsgeschichte entstanden ist. Während der vulkanisch aktiven Phase wurden dabei mehr als 300
Millionen Kubikkilometer Gestein gefördert und abgelagert. Dieser Vorgang war mit einer starken
Entgasung verbunden, bei der sehr viel Kohlendioxid in die Atmosphäre gelangte. Der Wassergehalt
des Magmas wird auf 1.8 bis 2 Volumenprozent geschätzt. Dieses Wasser könnte während der
Ausbrüche aufgrund der Druckentlastung freigesetzt und in Form von Wasserdampf in die Atmosphäre
entlassen worden sein. Der daraufhin in der Atmosphäre einsetzende Treibhauseffekt – so eine
Hypothese – führte letztendlich zu den Umweltbedingungen, unter denen flüssiges Wasser zumindest
eine Zeit lang in der Frühgeschichte des Mars eine wichtige geomorphologische Rolle gespielt hat.
Eine Gesteinsprobe vom Mars stellt ohne Zweifel der Shergotty-Meteorit dar, einem ca. 5 kg schweren
feinkörnigen Basaltbrocken, der 1865 in Indien gefunden wurde und wahrscheinlich aus der Tharsis-
Region stammt. Eine genaue Bestimmung des „Bestrahlungsalters“ (das ist die Zeit, in der er der
kosmischen Strahlung ausgesetzt war) ergab, daß dieser Meteorit vor ungefähr 175 Millionen Jahren
den Planeten verlassen haben muß. Die Analyse seiner mineralogischen Zusammensetzung erbrachte
außerdem das Ergebnis, daß die Gesteins-schmelze, aus dem er erstarrte, ursprünglich bis zu 2%
Wasser enthalten hat. Andernfalls wären die Menge und die Struktur der reichlich in ihm enthaltenen
Pyroxen-Körner nicht erklärbar. Dieses im Magma gelöste Wasser wurde, nachdem die Schmelze an
die Marsoberfläche gelangt war, in Form von Dampf an die Marsatmosphäre abgegeben. Heute enthält
der Meteorit deshalb so gut wie kein H 2O
mehr (nur noch ca. 130-350 ppm). Dieser indirekte Befund
bestätigt demnach die Annahme, daß ein beträchtlicher Teil das Wassers auf dem Mars letztendlich
dem Marsvulkanismus zu verdanken ist.
Bestimmte geologische Strukturen, die auf den Aufnahmen von Mars Expreß und Mars Global
Surveyor zu sehen sind, weisen darauf hin, daß es wahrscheinlich noch vor weniger als 100 Millionen
Jahren aktiven Marsvulkanismus gegeben hat. Insbesondere phreatische Prozesse im Bereich der
Tharsis Montes, die zum Hervorbrechen von regelrechten Schlammströmen im unteren Teil der
Vulkanschilde führten, haben diesbezüglich typische morphologische Merkmale hinterlassen (z.B. ein
Netzwerk von auffälligen „Flußtälern“). An einigen Stellen sind sogar Strukturen auszumachen die
darauf hindeuten, daß lokal vulkanische Prozesse noch vor 2 Millionen Jahren stattgefunden haben.
Bei der Auswertung von Bildern der Mars Orbiter Camera des „Mars Global Surveyor“ wurde ein
weiteres und offensichtlich recht junges vulkanisches Gebiet im Bereich von Elysium Planitia und
Amazonis Planitia entdeckt. Es liegt etwas südöstlich von Elysium Mons, dem mit 12 Kilometern
höchsten Schildvulkan dieser Region. Die durch Spalten bzw. Verwerfungen ausgetretene Lava mit
Temperaturen von über 1000°C hat vor geologisch kurzer Zeit (zwischen 10 und 100 Millionen Jahren)
große Mengen Eis, welches im Permafrostboden des Mars eingelagert war, plötzlich aufgeschmolzen.
Dabei entstanden in Flußrichtung ausgedehnte, als fluvatile bezeichnete erodierte Landschaftsformen.
Die großen Schildvulkane der Elysium-Aufwölbung (Elysium Mons, Albor Tholus und Hecates
Tholus) selbst sind dagegen rund 2 Milliarden Jahre alt.
Aus all diesen Befunden kann man die Schlußfolgerung ziehen, daß der Mars auch heute noch nicht
völlig tektonisch inaktiv ist. Für rezenten Vulkanismus gibt es bis jetzt (2006) jedoch keine
Anzeichen.
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