Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Inneres Sonnensystem
Die Südkappe (Planum Australe) ist weniger auffällig, da sie kleiner ist (ca. 450 Kilometer
Durchmesser, aber rund 3000 Meter dick). Ihr Zentrum fällt interessanterweise nicht mit dem wahren
Südpol zusammen. Ihr höchster Punkt ist ca. 250 Kilometer vom Rotationspol entfernt. Den
Wassergehalt der Südpolkappe schätzt man auf ungefähr 200000 Kubikkilometer.
Warum die beiden Polkappen - was ihren Wassergehalt betrifft - nicht symmetrisch sind, war lange ein
Rätsel. Erst anhand von Computersimulationen konnte man zeigen, daß der nicht unerhebliche
Höhenunterschied (der Bereich um den Südpol liegt im Mittel 6 Kilometer höher als der Nordpol)
dafür verantwortlich ist. Er führt zu großräumigen Differenzen in der atmosphärischen Zirkulation, die
sich im Endeffekt in einer Verstärkung der Wasserdampfkonzentration im Nordpolbereich äußern.
Deshalb ist dort auch mehr Wassereis anzutreffen.
Der auffällige jahreszeitliche Wechsel der Größe der weißen Polarflächen wird durch den Niederschlag
von Trockeneis verursacht, was sich auch – da Kohlendioxid auskondensiert – in einer globalen
Absenkung des atmosphärischen Drucks an der Marsoberfläche bemerkbar macht. Dieser Effekt
konnte z.B. während der Pathfinder-Mission von 1997 bestätigt werden. Immerhin werden in einem
Marswinter auf der Nordhalbkugel (er fällt mit dem Aphel der Marsbahn zusammen und ist damit
besonders kalt) zwischen 20% und 30% des gesamten Kohlendioxidgehalts der Atmosphäre um den
Nordpol herum abgelagert, so daß ein Gebiet mit einem Durchmesser von weit über 1000 Kilometer
davon bedeckt wird.
Die Hochlandgebiete des Mars zeichnen sich besonders durch eine morphologische Vielfalt von
Einschlagkrater unterschiedlicher Größe und Erosionszustandes aus. Diese Krater beweisen, daß der
Mars – genauso wie die anderen inneren Planeten einschließlich des Erdmondes – in fernster
Vergangenheit einem starken Bombardement durch Meteorite ausgesetzt war. Aus Kraterzählungen
und dem Vergleich der Kraterdichten auf anderen Himmelskörpern lassen sich Informationen über das
(zumindest relative) Alter der entsprechenden Oberflächenformationen abschätzen. Die diesem
Verfahren zugrunde liegende Idee ist folgende: Aus kosmogonischen Betrachtungen folgt, daß sich die
Planeten vor über 4.5 Milliarden Jahren durch Akkretions-prozesse aus Planetesimals in einer flachen
Gas- und Staubscheibe um die Ursonne herum gebildet haben. Der Urmars – genauso wie die Urerde
und die anderen inneren Planeten waren in ihrer frühesten Jugend aufgeschmolzene Kugeln, die
abkühlten und dadurch eine feste Kruste ausbildeten. Diese Urkruste war eine gewisse Zeit lang einem
starken Meteoritenbombardement ausgesetzt und zwar solange, bis der größte Teil dieser Körper aus
dem inneren Sonnensystem verschwunden war. Man nimmt nun an, daß sich zuerst sowohl große als
auch kleine Krater gebildet haben (Phase 1), dann nur noch hauptsächlich kleinere Krater (Phase 2)
und später nur noch sehr wenige (Phase 3). Als Resultat sollte sich im Mittel eine gleichmäßige
Verteilung von Impakten auf einem Planeten herausbilden. Betrachtet man jedoch den Mars, dann fällt
auf, daß die Kraterdichte sowohl in Anzahl als auch in der Größe alles andere als gleichmäßig ist. In
der nördlichen Hemisphäre und in den vulkanischen Regionen findet man nur sehr wenige Krater, In
den Highlands kann man dagegen grob zwei Gebiete mit unterschiedlicher Kraterdichte in bezug auf
Impakte größer 300 Kilometer Durchmesser ausmachen. Nach den auf alten Marskarten zu findenden
Bezeichnungen werden diese Gebiete als Noachis (z.B. nordwestlich von Hellas mit einigen alten
Ringstrukturen > 300 Kilometer im Durchmesser) und Hesperia bezeichnet. Die kraterarmen
nördlichen Gebiete nennt man Amazonis. Diese Gebiete zeigen offensichtlich planetare
Krustenbereiche unterschiedlichen Alters an. Da man beispielsweise. aus Untersuchungen des