mars und die terrestrischen planeten - LAMPSACUS.COM

ANTRAG AUF EINRICHTUNG EINES
SCHWERPUNKTPROGRAMMS MIT DEM THEMA
MARS UND DIE
TERRESTRISCHEN PLANETEN
Prof. Dr. T Spohn (federführend)
Institut für Planetologie
Westf. Wilhelms-Universität
W. Klemmstrasse 10, 48149 Münster
0251-83-33566 (Sekretariat) 0251-83-33496
Fax: 0251-83-36301
email: spohn@uni-muenster.de
Prof. Dr. A. Bischoff, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Universität Münster
Dr. G. Horneck, DLR, Institut für Luft- und Raumfahrtmedizin, Abt. Strahlenbiologie, Köln
Dr. R. Jaumann, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Prof. Dr. E.K. Jessberger, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Universität Münster
Prof. Dr. D. Möhlmann, DLR, Institut für Raumsimulation, Köln
Prof. Dr. H. Palme, Institut für Mineralogie und Geochemie, Universität zu Köln
Münster, 28. 2. 2000

Zusammenfassung
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Die terrestrischen Planeten stellen für die Planetenwissenschaften eine besondere Herausforderung
dar, da sie durch ihre Nachbarschaft zur Erde zu unserer erweiterten Umwelt gehören. Im strengen
Sinne handelt es sich dabei um Merkur, Venus und Mars. Sinnvollerweise wird aber der Begriff der
erdähnlichen Planeten erweitert, so dass er die festen Körper des Sonnensystems einschließt, die der
geowissenschaftlichen Forschung zugänglich sind. Dazu gehören dann Silikat/Eisenkörper wie unser
Mond und Io und auch die Körper, die zusätzlich eine Eishülle tragen. Im weiteren Sinn kann man
auch die Asteroiden hinzurechnen. Obwohl diese Körper jeweils Forschungsobjekte mit eigener Bedeutung
sind, besteht der wissenschaftliche Reiz ihrer Erforschung auch darin, durch Vergleich untereinander
und mit der Erde die Entstehung und Entwicklung unseres Heimatplaneten selbst besser zu
verstehen. Nicht zuletzt deshalb sind die terrestrischen Planeten Objekte der Geo- und neuerdings
auch der Biowissenschaften und werden zunehmend mit deren Methoden erforscht. Es läßt sich sogar
feststellen, daß zur Erforschung der erdähnlichen Planeten – in-situ oder remote – neue Technologien
entwickelt wurden, die dann später der Erforschung der Erde dienten.
Die vergleichende Planetologie arbeitet die Unterschiede und Gemeinsamkeiten der Körper heraus
und sucht nach den Gründen ähnlicher und verschiedener Entwicklungslinien. Der Planet Mars gilt in
vieler Hinsicht als der erdähnlichste der terrestrischen Planeten und ist u.a. deshalb ins Zentrum der
internationalen planetenwissenschaftlichen Forschung und der Aktivitäten der Raumfahrtorganisationen
gerückt. Darüber hinaus ist der Mars nach dem Mond am leichtesten zugänglich. Im nächsten
Jahrzehnt wird eine Vielzahl von Missionen – mit deutscher Beteiligung – den Mars in außergewöhnlichem
Umfang untersuchen. Die Einordnung der bisherigen und zukünftigen Marsforschung in einen
planetenwissenschaftlichen Gesamtkontext erfordert einen grundlagenorientierten und disziplinübergreifenden
Forschungsansatz. Hierzu wird die Einrichtung eines Schwerpunktprogramms vorgeschlagen.
Ziel der Schwerpunktforschung soll sein, die räumlichen und zeitlichen Zusammenhänge der Planetenentstehung,
der Entwicklung planetarer Körper, ihrer Oberflächen und Atmosphären sowie mögliche
biologische Prozesse auch außerhalb der Erde am Beispiel des Mars zu verstehen. Methodisch
soll dies durch die interdisziplinäre Zusammenarbeit von Forschern geowissenschaftlicher, fernerkundlicher,
chemischer, physikalischer und biologischer Fachrichtungen geleistet werden. Die Palette
der einzusetzenden Techniken bildet die ganze Breite dieser Fachrichtungen ab, soweit sie in Bezug
zur Planetologie stehen.
Es werden Anträge u.a. zu folgenden Fragestellungen erwartet:
• Globale Charakterisierung des Mars und seiner Stellung zu den terrestrischen Planeten und den
anderen festen Körpern des Sonnensystems
• Bestimmung seines inneren Aufbaus, dessen zeitlicher Entwicklung und seines Zusammenhangs
mit planetologischen Prozessen (Differentiation, Vulkanismus, Tektonik, Magnetismus, Atmosphärenentwicklung)
• Umfassende Interpretation der Detailinformation von SNC-Meteoriten mit globalen geophysikalische
Befunden
• Kartierung der Oberfläche des Mars in verschiedenen Spektralbereichen und Erarbeitung der
geologischen Stellung der Oberflächeneinheiten unter Einbeziehung ihrer geochemischen, mineralogischen
und physikalischen Eigenschaften
• Modellierung der Entwicklung der Atmosphäre und des Klimas
• Bestimmung der Wechselwirkung der Oberflächengesteine und der oberflächenahen Schichten
mit der Atmosphäre in Raum und Zeit
• Erarbeitung der Bedingungen für die Möglichkeit von Leben auf dem Mars
• Modellierung der Entstehung des Mars im Zuge der Bildung der terrestrischen Planeten
Der zeitliche Ablauf des Schwerpunktprogramms sollte mit den gegenwärtigen und zukünftigen Missionen
zum Mars koordiniert werden, auch wenn es nicht direkt missionsabhängig sondern grundlagenorientiert
angelegt ist. Sein Beginn im Jahre 2001 erscheint deshalb sinnvoll. Die Erfolgsaussichten
der geplanten Forschungen sind wegen der Vielzahl geplanter internationaler Missionen –
mindestens 10 bis zum Jahre 2010 – weitgehend unabhängig von möglichen Fehlschlägen. Neben
der Interpretation neuer Informationen sollen im Schwerpunkt methodische Entwicklungen und integrative
Modellierungen vorangetrieben sowie die kommenden Missionen wissenschaftlich vorbereitet
werden. Er soll ebenfalls die Beteiligung an der Untersuchung der im Jahr 2008 erwarteten Mars-
Proben ermöglichen. Schließlich soll der Schwerpunkt auf Grund neuer, in interdisziplinärer Zusammenarbeit
gewonnener wissenschaftlicher Expertise das Gewicht der BRD bei den Planungen künftiger
Weltraummissionen zu den erdähnlichen Körpern des Sonnensystems stärken.
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Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
1. WISSENSCHAFTLICHES PROGRAMM
1.1 Stand der Forschung und wissenschaftliche Problemstellung
Der Mars ist von der Sonne aus gesehen der vierte Planet und der unmittelbare Nachbar der Erde.
Die Gravitationswirkung seines weiteren Nachbarn Jupiter hatte möglicherweise zur Folge, dass Mars
mit einem Radius von 3390 km nur etwa halb so groß wie die Erde wurde. Seine mittlere Dichte von
3940 kg/m³ weist ihn als terrestrischen Planeten aus, dessen Hauptbestandteile Silikatgestein und
Eisen sind. Der Chemismus seiner Oberflächengesteine, in-situ während der MARS PATHFINDER
MISSION bestimmt, und der Chemismus der SNC-Meteorite, die höchstwahrscheinlich vom Mars
stammen, lassen einen hoch differenzierten Körper vermuten, der im Laufe seiner Entwicklung einen
metallischen Kern und eine Kruste aus basaltischem, aber auch aus saurerem Gestein gebildet hat.
Im Kern wurde in seiner Frühgeschichte ein globales Magnetfeld erzeugt, welches vermutlich nach
500–1000 Ma erlosch. Die Tektonik des Mars unterscheidet sich in bemerkenswerter Weise von der
Plattentektonik der Erde und ähnelt eher der Hot-Spot-Tektonik der anderen terrestrischen Planeten.
Spuren von Fließbewegungen auf der Oberfläche sowie die klimatische Geschichte des Mars, soweit
sie als bekannt angesehen werden kann, lassen vermuten, dass auf dem Mars in seiner frühen Geschichte
ein feucht-warmes Klima herrschte, welches die Entstehung von Leben ermöglicht haben
könnte. Die starken klimatischen Veränderungen könnten mit Rotationsschwankungen im Zusammenhang
stehen, aber auch durch das Verschwinden des Magnetfeldes (mit)verursacht worden sein.
Neuere Übersichtsdarstellungen des Planeten finden sich in Kieffer et al. (1992) und Spohn et al.
(1998).
Merkur Venus Erde Mars Ganymed
Radius 0.38 0.95 ≡1.0 0.54 0.41
Masse 0.055 0.815 ≡1.0 0.107 0.025
Dichte [kg/m 3 ] 5430. 5250. 5515. 3940. 1940.
Dichte bei
Standardbedingungen [kg/m 3 ]
5300. 4000. 4100. 3800. 2000.
MoI - - 0.3335 0.3662 0.3105
Kern/Planetenradienverhältnis 0.75 0.55 0.546 0.42 – 0.53 0.3
Dipolmoment [10 20 A m 2 ] 0.49

Mars unter den terrestrischen Planeten die erdähnlichste.
Der Dichotomie von nördlicher und
südlicher Hemisphäre entspricht die Verteilung
morphologischer Provinzen: Im Süden trifft man
auf kraterreiche Hochländer, während der Norden
von ausgedehnten kraterarmen Tiefebenen
geprägt ist. Den jungen Tiefebenen sitzen die
vulkanischen Erhebungen der Tharsis und Elysium
Regionen auf. Nord- und Südpol haben
permanente Eiskappen, die mit den Jahreszeiten
zu- und abnehmen. Im Sommer erkennt
man im Randbereich der Polkappen Schichtstufenlandschaften,
eine Wechselfolge heller
und dunkler Schichten, die sich z.T. über Hunderte
von Kilometern verfolgen lassen. Inzwischen
wurden über 90 geologische Oberflächeneinheiten
auf dem Mars definiert, die stratigraphisch
in das Noachian, Hesperian und
Amazonian gegliedert werden.
Die Becken Hellas, Argyre und Isidis sind drei
große Multi-Ring-Strukturen, die auf Impaktereignisse
zurückgeführt werden. Die Kraterformen
auf dem Mars gleichen denen auf dem
Mond. Deutlich unterschiedlich dagegen ist die
Ausbildung von Auswurfablagerungen. Krater
mit Durchmessern von 5–100 km besitzen
Ejektadecken mit gelapptem Rand und Fließstrukturen
(Rampartkrater). Sie können als Hinweise
auf eine Permafrostschicht im Untergrund
gedeutet werden. Mit zunehmender geographi-
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
scher Breite treten diese Fließstrukturen mit kleinerem Kraterdurchmesser auf. Dies ist ein deutlicher
Hinweis darauf, dass die Grenze zum Permafrost zum Äquator hin an Tiefe zunimmt (Abb. 2). Die
Kratergrößenverteilungen sind ähnlich wie generell im inneren Planetensystem und auf dem Mond
(Ivanov und Neukum, 1994). Mit einer geeigneten Skalierung lassen sich daraus die Bildungsalter der
Oberflächen und eine chronologische Abfolge der Ereignisse auf dem Mars ableiten (Neukum und
Hiller, 1981).
Die weite Verbreitung vulkanischer Formationen läßt auf eine lange und abwechslungsreiche vulkanische
Aktivität schließen. Besonders auffällig sind die zahlreichen Schildvulkane Elysium Montes und
Tharsis Montes sowie der 27 km hohe Olympus Mons (Abb. 1). Die Vulkane bestehen aus Tausenden
einzelner Lavaflüsse, und in Analogie zur Erde nimmt man für ihre Bildung die Eruption flüssiger, basaltischer
Laven an. Im Unterschied zur Erde jedoch sind die Dimensionen der Schildvulkane auf dem
Mars immens. Vermutlich ist dafür neben der geringeren Schwerkraft ein über lange Zeit stationärer
Hotspot-Vulkanismus verantwortlich. So begann z.B. der Vulkanismus der Tharsis-Vulkane und des
Olympus Mons vor über 3 Ga und hielt bis in die jüngere Vergangenheit an. Neben den Zentralvulkanen
gibt es ausgedehnte Lavaebenen, die vermutlich durch aus Spalten austretende Flutbasalte
gebildet wurden. Anzeichen für Vulkanismus mit stärker explosivem Charakter finden sich z.B. bei
Tyrrhena Patera, einem alten Vulkan des südlichen Hochlandes, und an den Flanken von Elysium
Mons. Die Tektonik des Mars wird dominiert von Bruchstrukturen in Verbindung mit der ausgedehnten
Tharsis-Aufwölbung. Sie sind radial zu ihr angeordnet und bilden auf Dehnung zurückgeführte Grabenbrüche.
Im weiteren Umfeld der Aufwölbung dagegen gibt es durch Kompression erzeugte Runzelrücken
ähnlich denen, die auf dem Mond auftreten. Eindeutige plattentektonische Strukturen sind nicht
zu erkennen, allerdings wird über eine plattentektonische Phase in der frühen Geschichte des Mars
spekuliert (z.B. Sleep 1994)
Eine wesentliche Rolle bei der Gestaltung der Marsoberfläche kommt dem Wasser zu. Zwar kann es
unter heutigen Bedingungen nicht mehr an der Oberfläche des Mars vorkommen, doch muss das
Paläoklima seine Präsenz an der Oberfläche ermöglicht haben. Das gewaltige Cañon-System der
Valles Marineris wurde intensiv unter dem Einfluss von Wasser modifiziert. Nach Osten zu gehen die
Cañons in chaotisches Terrain über, dem Ursprungsgebiet vieler Ausflusstäler, die sich über Tausende
von Kilometern bis in die nördlichen Tiefebenen erstrecken. Sie setzen völlig abrupt in voller Breite
ein und besitzen kein Zuflusssystem. Es wird vermutet, dass sie durch große Flutereignisse entstan-
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Abb. 1 Mola Höhenaufnahme der Oberfläche
des Mars. Deutlich sind die Tharsisaufwölbung,
die Tharsis Vulkane, das Valles Marineris, die
Dichotomiegrenze zwischen nördlichem Tiefland
und südlichem Hochland, die Elysium Vulkane
und das Hellas Becken zu erkennen.

den sind, wenn Eis im Untergrund
durch Impaktereignisse, Vulkanismus
oder Erdbeben schlagartig aufgetaut
wurde. Die größten Flutereignisse
fanden vor ca. 4 bis 3 Ga statt, doch
traten kleinere Ereignisse noch vor
etwas mehr als 1 Ga auf (Neukum und
Hiller, 1981; Marchenko et al., 1998).
Im alten südlichen Hochland treten
vernetzte Talsysteme auf. Neben den
verschiedenen Talsystemen wurden
zahlreiche lakustrine Ablagerungen
wie im Krater Gusev beschrieben, und
man nimmt an, dass die nördlichen
Tiefebenen zeitweilig von einem Ozean
bedeckt waren (z.B. Jöns, 1990).
Wo sich dieses Wasser heute befin-
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
det, bzw. welches Schicksal die Hydrosphäre erlitten hat, ist eine der großen offenen Fragen. Ein beträchtlicher
Teil der früheren Hydrosphäre könnte als Permafrost im Regolith stecken. Man darf davon
ausgehen, dass die Oberfläche mit Regolith bedeckt ist, der ähnlich dem des Monds aufgebaut ist.
Eingehende Untersuchung vermutlicher Permafrostgebiete, und insbesondere solcher, die auch gegenwärtig
noch durch oberflächennahen Permafrost gekennzeichnet sind, können eine realistische
Abschätzung der gespeicherten Wassermenge ergeben. Die Frage nach dem Schicksal der Hydrosphäre
steht im engen Zusammenhang mit der Frage nach der Entstehung von Leben auf dem Mars.
Die Wechselwirkung des Permafrostes mit der Marsatmosphäre hängt stark von der Porosität des
Regoliths und der Porengröße ab. In mittleren Breiten kann die Tiefenlage des Permafrosts je nach
lokalen Gegebenheiten und Eigenschaften des abdeckenden Regoliths mehrere Meter betragen (Abb.
2).
Heute spielt Wind die entscheidende Rolle für die Veränderung der Oberfläche durch Erosion und
Sedimentation. Auf Grund der geringen Dichte der Marsatmosphäre transportiert der Wind vor allem
feinkörnigen Staub. Ausgedehnte Dünenfelder finden sich vor allem im zirkumpolaren Bereich und
innerhalb von Kratern. Neue hochaufgelöste Bilder zeigen, dass Dünen auch am Boden der Talsysteme
auftreten. Diese Bilder deuten darauf hin, dass auch heute noch Dünen bewegt werden. Der
feinkörnige rötliche Staub ist über den gesamten Mars verbreitet und erschwert die Identifikation der
Gesteinsminerale mit multispektraler Beobachtung. Das Reflexionsverhalten der Marsoberfläche wird
von Fe 3+ dominiert, welches für die rötliche Farbe verantwortlich und auf Verwitterung zurückzuführen
ist. Das Trägermineral von Fe 3+ wird allerdings noch diskutiert. Mögliche Kandidaten sind Eisenoxide
wie Hämatit, Hydroxid und Smektit. Unterschiedliche Fe 3+ -Gehalte können auf primär unterschiedliche
Oberflächengesteine oder auf unterschiedliche Verwitterungsgrade hinweisen.
1.1.3 Atmosphäre
Abb. 2. Pol zu Pol Profil der Marsoberflächenschichten mit Angabe
der 273 K Isotherme. Grundeis und Permafrost können
dort im Gleichgewicht mit der Atmosphäre existieren, wo die
Temperaturen unterhalb des Gefrierpunktes des atmosphärischen
Wassers sind (ca. 198 K). In äquatornäheren Gebieten
sind Grundeis und Permafrost möglich, wenn eine ausreichende
Regolithschicht den Verlust in die Atmosphäre stark begrenzt
oder verhindert (nach Squyres et al., 1992).
Die Atmosphäre des Mars besteht heute hauptsächlich aus Kohlendioxid. Als Nebenbestandteile treten
Stickstoff, Edelgase, Sauerstoff, Kohlenmonoxid, Wasserdampf, Ozon und Wasserstoff auf
(Owen, 1992). Der Druck an der Oberfläche beträgt im Mittel weniger als 1/100 des Luftdrucks an der
Erdoberfläche, unterliegt aber beträchtlichen Schwankungen, die einerseits durch lokale Höhenunterschiede
bedingt sind, andererseits durch den jahreszeitlichen Kondensations- und Sublimationszyklus
von CO2 an den Polkappen hervorgerufen werden (Hess et al., 1980). Der Druckzyklus wird
hauptsächlich durch die südliche Polkappe bestimmt, da die Winter in der Südhemisphäre länger und
kälter sind als in der Nordhemisphäre.
Die jahreszeitlichen Bedingungen an den Polkappen und die Oberflächentemperatur bestimmen den
Wasserdampfgehalt der Atmosphäre. Flüssiges Wasser, das es aufgrund geologischer Hinweise gegeben
haben muss, kann unter den gegenwärtigen Bedingungen nicht existieren. Eis wird unmittelbar
durch Sublimation in die Dampfphase übergehen. Die ausgedehnten Wolkensysteme, die häufig in
der Marsatmosphäre auftreten, bestehen vermutlich aus CO2- und H2O-Eiskristallen. Aufgrund des
niedrigen Atmosphärendrucks und wegen des ariden Klimas schwanken die Oberflächentemperaturen
um bis zu 100°C im Laufe eines Tag-Nacht Zyklus. Die niedrigsten Temperaturen an der Marsoberfläche
treten am jeweiligen Winterpol auf und liegen nahe am CO2 Kondensationspunkt (148 K bei einem
Druck von 600 Pa). Die höchsten Oberflächentemperaturen von etwa 300 K findet man dagegen während
des südlichen Sommers auf dem südlichen Wendekreis (Zurek et al., 1992). Der bodennahe
vertikale Temperaturgradient ist jedoch sehr steil, so dass die Lufttemperatur ein bis zwei Meter über
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Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
dem Boden bereits 20–30 K unterhalb der Bodentemperatur liegt (Sutton et al., 1978). Fein verteilter
Staub in der Atmosphäre, der sich bis zu einer Höhe von 50 km erstrecken kann (Jacquin et al.,
1986), hat einen wichtigen Einfluss auf die Oberflächen- und Atmosphärentemperaturen, in dem er die
Sonneneinstrahlung mindert. Diese Staubschleier ändern sich mit Wetter und Klima und beeinflussen
nicht nur nachhaltig die Albedo der Atmosphäre, sondern tragen auch durch Absorption und Streuung
zu einer verminderten Sonneneinstrahlung auf dem Boden bei.
Das Wetter, die atmosphärische Zirkulation des Mars, wird hauptsächlich durch das Zusammenwirken
der solaren Einstrahlung mit Corioliskräften bestimmt und durch Oberflächentopographie und Albedovariationen
modifiziert. Die Abwesenheit ausgedehnter Wasserflächen vereinfacht im Vergleich zur
Erde das Zirkulationsmuster. Der Austausch von Kohlendioxid zwischen Atmosphäre und Polkappen
spielt eine wichtige Rolle für das Klima und hat vermutlich Einfluss auf das Auftreten von Staubstürmen
globalen Ausmaßes. Lokal begrenzte Stürme mit Geschwindigkeiten um 25 m/s werden
wahrscheinlich durch topographische Unterschiede und Albedovariationen verursacht. Im Vergleich zu
Venus und Erde begünstigen die dünne Atmosphäre und die raschere Antwort auf lokale Variationen
der Oberflächentemperatur die Entstehung kleinräumiger Stürme.
Die frühe Geschichte der Marsatmosphäre kann in groben Zügen in ihrem wahrscheinlichen, aber
nicht gesicherten Verlauf dargestellt werden. Wesentliche Fragen sind jedoch noch offen (Owen,
1992). Nach Klimamodellen von McKay und Davis (1991) entwickelte sich das Klima in vier Stadien:
Bis vor etwa 3.8 Ga war das Klima warm und feucht. In dieser Zeit könnte es zur Ausbildung von Ökosystemen
gekommen sein. Danach kühlte das Klima stark ab, so dass Gewässer von meterdicken
Eispanzern bedeckt waren und das Leben zum Rückzug in besonders geschützte Nischen gezwungen
war bzw. sich der veränderten Umwelt anpassen musste. Ab 3.1 Ga vor unserer Zeit führten die
weiter fallenden Temperaturen und Drücke zum Austrocknen der Seen. Danach fiel der Druck unter
den Tripelpunkt des Wassers, so dass flüssiges Wasser nicht mehr stabil war.
Offen ist auch, wie viel volatiles Material in welcher Zeitfolge durch Entgasung des Planeteninneren
freigesetzt wurde, wie viel davon als Folge von welchen Prozessen in den Weltraum entwichen ist, wie
viel in gefrorenem oder chemisch umgewandeltem Zustand verblieben ist und wo sich diese Reservoire
heute befinden. Zur Erosion der Atmosphäre könnte das abnehmende und schließlich verschwindende
Magnetfeld beigetragen haben, das ab etwa 4 Ga vor unserer Zeit (mit großen Unsicherheit)
die Atmosphäre ohne schützende Magnetosphäre der zerstörerischen Wirkung des Sonnenwinds
preisgegeben hat. Um die Atmosphäre wenigstens am Anfang der Entwicklung warm und feucht zu
halten, muss man einen starken Treibhauseffekt postulieren (z.B. Walker 1978), nicht zuletzt, weil
man die früher geringere Leuchtkraft der Sonne (faint-young-sun Problem) kompensieren muss. Als
Treibhausgas kommt am ehesten CO2 in Frage, weil es zum einen heute noch vorhanden ist, und weil
es andererseits nicht leicht durch Photodissoziation zerstört wird. Modellrechnungen zeigen allerdings,
dass ein Partialdruck von 5×10 5 Pa CO2 (das fünffache des gegenwärtigen Atmosphärendrucks an der
Erdoberfläche; man bedenke allerdings die geringere Sonneneinstrahlung) benötigt würde, um die
Oberfläche über den Tripelpunkt des Wassers zu erwärmen (Pollack et al., 1987). Der Atmosphärendruck
und damit die Temperatur könnte im Laufe der Zeit durch Erosion der Atmosphäre oder/und
durch Absorption von CO2 und Wasser im Regolith und durch die irreversible Bildung von Karbonatgesteinen
abgebaut worden sein. Das Porenvolumen des Regoliths ist nach heutigen Vorstellungen
beträchtlich und könnte große Mengen CO2-Eis und Wasser gespeichert haben (Squyres et al., 1992).
Diese Hypothese ist jedoch nicht unproblematisch, da ein starker Treibhauseffekt – und die damit
verbundene Temperaturzunahme – die Absorptionsrate erhöhen und die Bildung von Karbonatgesteinen
beschleunigen würde. Dadurch würde der Druck erniedrigt und der Treibhauseffekt gemindert
werden. Da die genannten Speicherprozesse als sehr effizient angesehen werden, ist es wahrscheinlich
schwierig, eine dichte CO2 Atmosphäre und ein feucht warmes Klima bis vor 3.8 Ga stabil zu halten.
Es ist jedoch denkbar, dass CO2 und Wasser durch exogene und endogene geologische Prozesse
mehr oder weniger episodisch aus dem Regolithreservoir freigesetzt werden. In diesem Szenario
würde die Freisetzung durch Impakt- und vulkanische Ereignisse mit den Verlustprozessen auf interessante
Weise verkoppelt sein und miteinander konkurrieren. Die Anwesenheit anderer Treibhausgase
ist zwar hilfreich und durchaus wahrscheinlich, allerdings unterliegen diese höheren Photodissoziationsraten.
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1.1.4 Aufbau und Entwicklung
Ursprung und Geschichte eines Planeten
prägen seinen gegenwärtigen inneren Aufbau.
Die Bestimmung des inneren Aufbaus
ist somit eine zentrale Aufgabe der Planetenphysik.
Bislang ist der Aufbau des Mars,
wie der der anderen Planeten mit Ausnahme
der Erde, nur in Umrissen bekannt. Alle
verfügbaren Modelle (z.B.Göttel, 1981;
Sohl und Spohn, 1997; Spohn et al., 1998)
beruhen auf Messungen des Schwerefeldes
und der Präzessionsfrequenz der Rotationsachse,
auf chemischen, isotopischen
und mineralogischen Untersuchungen der
SNC-Meteorite, der in-situ Analyse einiger
Oberflächengesteine, sowie auf Laborexperimenten.
Dies führte zu folgendem Bild
des inneren Aufbaus des Mars (Abb. 4):
Der Planet besitzt eine im Mittel 40 km
mächtige Kruste (Esposito et al., 1992).
Mächtigkeitsschwankungen um bis zu
20km lassen sich aus Variationen des
Schwerefelds abschätzen. Unterhalb der
Kruste befindet sich der Mantel. Wegen der
Druckzunahme mit der Tiefe gibt es, in
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Analogie zur Erde, im tieferen Mantel wahrscheinlich Phasengrenzen, an denen Olivin in β-Spinell und
der wiederum in γ-Spinell übergehen. Der geringere Druckgradient und der höhere Eisengehalt bewirken
eine breitere Übergangszone im Mars als in der Erde. Abhängig vom Temperaturverlauf im
Marsmantel kann es knapp über der Kern-Mantelgrenze noch zum Spinell-Perowskit Übergang kommen,
der dann eine 100–200 km mächtige Perowskitschicht – mit bedeutenden Rückwirkungen auf
die Manteldynamik und die Entwicklung von Kern und Mantel – zur Folge haben würde. Der Marskern
hat einen Radius von 1450–1800 km. Die große Unsicherheit resultiert aus der Unterbestimmtheit
selbst einfacher physikalischer Modelle für den inneren Aufbau. Der Kernradius kann prinzipiell genauer
bestimmt werden, indem die aus der Zusammensetzung der SNC-Meteorite abgeleitete Kernmasse
berücksichtigt wird. Allerdings ist auch diese Rechnung nicht annahmefrei, denn bei chondritischer
Gesamtzusammensetzung des Mars, die gegenwärtig favorisiert wird (z.B. Wänke und Dreibus,
1988), resultiert eine Kernmasse, die bisher
nicht mit dem aus dem Schwerefeld und
der Präzessionsfrequenz abgeleiteten
Trägheitsmoment in Einklang gebracht
werden kann. Über den Zustand des Kerns
und über eine eventuelle Schichtung in
einen flüssigen äußeren und einen festen
inneren Kern sind gegenwärtig keine sicheren
Aussagen möglich. Allerdings weist das
(beobachtete) Fehlen eines globalen Dipolfeldes
auf einen geschmolzenen Kern
hin (Spohn et al., 1998).
Der Zerfall von 182 Hf mit 9 Ma Halbwertszeit
zu 182 W lässt sich zur Datierung der Kernbildung
verwenden (Lee und Halliday,
1997; Lee et al., 1997). Im wesentlichen
wird dabei auf den Zeitpunkt der letzten
Metall-Silikat Equilibrierung geschlossen.
Dabei scheint es eine Abhängigkeit der Zeit
der Kernbildung bzw. der letzten Metall/Silikat
Equilibrierung von der Größe der
Planeten zu geben. Abgesehen vom Mond,
Abb.3 Schwerekarte des Mars. Deutlich zu erkennen
ist die Schwereanomalie der Tharsisregion
Abb. 4. Modelle des inneren Aufbaus des Mars mit
Kruste, Mantel und Kern. Außerdem sind die Tiefenlagen
der Olivin-Spinell Phasenumwandlungen eingetragen.
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Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
dessen Bildung vermutlich besondere Umstände erforderte, nehmen die Zeitpunkte der letzten Metall-
Silikatequilibrierung mit der Größe der Planeten zu. Für den Mars ergibt sich ein Alter des Kerns von
30 Ma. Die Kernbildung muss durch Akkretionsenergie initiiert worden sein. Dies gilt auch für die frühe
Krustenbildung, wie aus 142 Nd Daten geschlossen werden kann.
Ein terrestrischer Planet kann als Wärmekraftmaschine betrachtet werden, der aus seinem Vorrat an
innerer Energie schöpfend Arbeit leistet. Dies hat in seiner Entwicklung die chemische Differentiation
in Kern, Mantel und Kruste, endogene Veränderungen der Oberfläche und die Erzeugung eines Magnetfeldes
zur Folge. Agens dieser Entwicklung ist die thermo-chemische Konvektion in Mantel und
Kern. In Modellrechungen wird der Zusammenhang von konvektivem Wärmetransport und Messgrößen
hergestellt. Dies wird an einem Beispiel verdeutlicht: Die Oberfläche des Mars ist durch den
gigantischen Dom der Tharsis-Aufwölbung gekennzeichnet. In Analogie zur Erde wird vermutet, dass
sich unter Tharsis ein riesiger sog. Plume – ein Aufstrom der Mantelkonvektion – befindet, der für die
Aufwölbung und die vulkanische Aktivität sorgte. Dieser Plume sollte sehr stabil sein, da Krater-
Datierungen der Oberfläche eine vulkanische Aktivität über den langen Zeitraum von 3 Ga nahelegen.
Tatsächlich kann die mit Tharsis verbundene weiträumige Schwereanomalie (Abb. 3) als Evidenz für
eine großräumige positive Temperaturanomalie interpretiert werden. Allerdings ist dabei die Mehrdeutigkeit
in der Interpretation von Schwerefeldern zu berücksichtigen. Modellrechungen der Mantelkonvektion
zeigen, dass die im Mantel vermuteten Phasenumwandlungen einen großen Plume stabilisieren
(Hader und Christensen, 1996, Breuer et al., 1996, 1998) würden. Ein solcher Plume müsste
dann allerdings durch den Wärmefluss vom Kern energetisch gespeist und aufrechterhalten werden.
Modelle, die nicht mit zeitllich konstanter Temperatur an der Kern/Mantelgrenze rechnen, sondern die
Abkühlung des Kerns berücksichtigen, lassen vermuten, dass der Plume nach nur etwa 1 Ga verschwand.
In diesem Fall müsste die Ursache der weiter andauernden vulkanischen Aktivität andere
Gründe haben, die bisher nicht bekannt sind. Ein Ausweg aus dem Dilemma böten (radiogene) Wärmequellen
im Kern. Dazu sind aber gegenwärtig keine quantitativen Aussagen machbar.
1.1.6 Chemische und mineralogische Zusammensetzung
Analysen der Marsoberfläche Chemische
und mit Einschränkungen auch
mineralogische Informationen über die
Zusammensetzung der Marsoberfläche
wurden 1976 von den zwei VIKING-
Sonden sowie 1997 während der
PATHFINDER Mission gewonnen. Als
weitere Informationsquelle für die chemische
Zusammensetzung des Mars
steht eine Gruppe von Meteoriten zur
Verfügung, die vermutlich vom Mars
kommt, die SNC-Meteorite (kurz:
SNCs).
Die direkte Röntgenfluoreszenzanalyse
von Marsboden durch die beiden
VIKING-Sonden hat ergeben, dass die
chemische Zusammensetzung des
Marsbodens an den etwa 1600 km voneinander
entfernten VIKING Landestellen
Abb. 5.. Der Mikrorover Sojourner bei der Aufnahme
eines Spektrums mit Hilfe des APX-Spektrometers.
mit auffallend hohen Gehalten an Eisenoxid und Schwefel (als Sulfat) fast identisch ist. Es überraschte
deshalb nicht, dass auch der von der APX-Sonde des SOJOURNER (Abb. 5) analysierte Regolith
(Staub) ganz ähnlich zusammengesetzt ist wie der von den VIKING-Sonden analysierte Staub. Die
von der APX-Sonde analysierten Steine unterscheiden sich in ihrem Chemismus jedoch wesentlich
vom Marsstaub. Überraschend sind dabei die höheren SiO2-Gehalte und die niedrigeren MgO-Gehalte
der Marssteine verglichen mit Marsstaub. Mit der Annahme, dass die Steine im wesentlichen schwefelfrei
sind, wurde der Einfluss der Staubschicht auf die Analyseergebnisse der Steine korrigiert. Die
daraus errechnete Zusammensetzung für staubfreie Marssteine entspricht in etwa dem Chemismus
terrestrischer Andesite, typischer Krustengesteine der Erde (Abb. 6). Die deutlichen Unterschiede in
den Zusammensetzungen von Marssteinen und Marsstaub, unter Beachtung der einheitlichen Zusammensetzung
des Marsstaubs, lassen vermuten, dass der Staub durch Staubstürme gleichmäßig
über die Oberfläche verteilt wird. Die gleichmäßige Verteilung des Staubes über alle geologischen
Provinzen des Mars hat eine wichtige Konsequenz für die Untersuchung der zukünftig zur Erde gebrachten
Staubproben: Durch die Analyse der einzelnen Staubkörnchen – chemisch, strukturell und
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Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
insbesondere isotopisch – einer an beliebiger Stelle genommenen Probe kann das vollständige Spektrum
der Oberflächenformationen des Mars studiert werden. Exemplarisch wurde dieses Verfahren an
den ersten Regolithproben des Mondes demonstriert. Obwohl die Staubproben von Apollo 11 in typischen
Maregebieten genommen wurden, konnten aus Untersuchungen kleinster Staubpartikel auf den
anorthositischen Charakter der weit entfernten Hochländer geschlossen werden. Dabei ist der
Mondstaub vermutlich wegen der fehlenden Staubstürme weit weniger gut durchmischt ist als der
Marsstaub.
SNC Meteorite. Die SNC-Meteorite oder Marsmeteorite (s.u.) unterscheiden sich in ihrer chemischen
Zusammensetzung sowohl von den Marssteinen als auch vom Marsstaub. Es wurde deshalb vorgeschlagen,
dass der makroskopisch homogene Marsstaub eine Mischung aus SiO2-reichen Marssteinen
und einer Komponente darstellt, die durch die relativ mafischen (SiO2-armen) Marsmeteorite
repräsentiert wird. Einige der Marsmeteorite könnten beispielsweise von der Tharsis-Region mit ihren
mächtigen Schildvulkanen stammen (Rieder et al., 1997). Der Zusammenhang zwischen Marssteinen,
Marsstaub und Marsmeteoriten ist ein wichtiger Schlüssel zum Verständnis der Entwicklung des Mars.
Im folgenden soll etwas detaillierter auf die Marsmeteorite (SNCs) eingegangen werden. Die Gruppe
der SNC-Meteorite, die nach den Meteoriten Shergotty, Nakhla und Chassigny benannt ist, besteht
aus vierzehn Meteoriten. Gemeinsam ist allen eine charakteristische Isotopenzusammensetzung des
Sauerstoffs, die diese Meteorite von allen anderen Meteoritentypen und von irdischem Gestein unterscheidet
(Clayton und Mayeda, 1996). Ferner gibt es sowie gewisse geochemische Ähnlichkeiten, die
sich in bestimmten Elementverhältnisse manifestieren (Dreibus und Wänke, 1987; Wänke und Dreibus,
1988). Zudem haben alle „Marsmeteorite“, mit Ausnahme des Meteoriten ALH84001, relative
junge Kristallisationsalter von weniger als 1.5 Ma (McSween, 1994). Die Bedeutung dieser Alter ist
allerdings noch unklar, wie unten näher ausgeführt wird. Wichtigstes Indiz für die Herkunft dieser Meteorite
vom Mars ist die Ähnlichkeit der Häufigkeiten und Isotopenzusammensetzungen der Edelgase,
CO2 und Stickstoff mit der heutigen Mars-Atmosphäre in Schmelzeinschlüssen des Shergottiten EE-
TA79001 (Bogard und Johnson, 1983). Die Schmelzeinschlüsse haben gewissermaßen Marsatmosphäre
"eingefangen", vielleicht bei ihrer Exkavation durch einen Meteoriteneinschlag.
Die Meteorite Shergotty, Zagami sowie einige antarktische und Wüstenmeteorite haben basaltischen
Charakter und können als Schmelzen aus dem Inneren des Mars angesehen werden. Sie sind in
Chemie und Mineralogie terrestrischen Basalten vergleichbar. Einige in der Antarktis gefundene Marsmeteorite
wie ALH77005 werden als Lherzolite bezeichnet. Sie repräsentieren, in Analogie zu terrestrischen
Mantelgesteinen, den Marsmantel. Eine dritte Gruppe von Marsmeteoriten umfaßt im wesentlichen
monomineralische Gesteine, vermutlich Kumulate, die durch Absinken von Kristallen in Magmakammern
entstehen. Die Nakhlite sind Klinopyroxenite, während die Chassignite zum größten Teil aus
Olivin bestehen und – abgesehen von einem wesentlich höheren Fayalitgehalt – terrestrischen Duniten
entsprechen. Nur durch einen Vertreter repräsentiert sind Orthopyroxenite (ALH84001).
Geht man davon aus, dass die SNC Meteorite tatsächlich Marsmeteorite sind, so können durch
detailliertes Studium dieser Meteorite, Aussagen über Zusammensetzung und Entwicklungsgeschichte
des Planeten Mars gewonnen werden. Eine besonders wichtige Frage ist beispielsweise
die Frage nach der Häufigkeit und dem Ursprung des Wassers im Mars. Die Marsmeteorite selbst
enthalten zwar nur ca. 200 ppm Wasser, doch gibt es in Schmelzeinschlüssen der SNC Meteorite
Anzeichen für ursprünglich wesentlich höhere Wassergehalte, die die Kristallisation des Minerals Kaersutit,
ein Amphibol, ermöglichte. Wenn das zutrifft, müssten die Marsschmelzen bei ihrem Aufstieg
entwässert worden sein. Auf der anderen Seite zeigen Sauerstoffisotopenmessungen von Marsmeteoriten
und von aus diesen Meteoriten extrahiertem Wasser isotopisches Ungleichgewicht an. Das
bedeutet, dass die Lithosphäre und die Hydrosphäre des Mars nicht im Gleichgewicht stehen. Dies
stellt einen bedeutsamen Unterschied zur Erde dar, wo es zwischen dem Sauerstoff des Meerwassers
und dem Sauerstoff ozeanischer Basalte keine isotopischen Unterschiede gibt (McSween, 1994). Die
Frage nach der Menge und dem Ursprung des Wassers im Mars ist eine zentrale Frage für die Entwicklungsgeschichte
dieses Planeten.
Die große Vielfalt, und geochemische Breite der Zusammensetzungen ermöglicht es, globale Modelle
für die chemische Zusammensetzung und die Differentiation des Planeten Mars zu erstellen. So kann
mit Hilfe der experimentellen Petrologie aus dem Mineralbestand der Marsmeteorite die Mineralogie
der Quellregion und eventuell die Tiefe der Magmenentstehung im Mars ermittelt werden. Die im Vergleich
zu terrestrischen Basalten niedrigen Al2O3 Gehalte der Marsschmelzen könnten eine ursprünglich
mit Granat im Gleichgewicht stehende Schmelze andeuten. Das würde wiederum auf eine größere
Tiefe der Schmelzentstehung im Inneren des Mars schließen lassen. Aus Korrelationen
geochemisch ähnlicher Elemente können Abschätzungen über Elementhäufigkeiten im Gesamtplaneten
gemacht werden (Wänke et al., 1992).
9

Wie auf der Erde sind aus dem Chemismus der Marsmeteorite
zwei grundlegende Differentiationsprozesse
abzulesen: Zum einen eine frühe Kernbildung und zum
zweiten die Entstehung einer Kruste durch partielles
Aufschmelzen des Mantelgesteins, ein Prozess, der
zwar im Mars abgeschlossen ist, auf der Erde aber
noch andauert.
Es gibt eine Reihe von Hinweisen darauf, dass die
Kernbildung im Mars früher und unter stärker oxidierenden
Bedingungen als auf der Erde stattgefunden
hat. So sind die FeO-Gehalte in allen Marsgesteinen
höher als in entsprechendem terrestrischen Gestein.
Das gilt auch für eine Reihe weiterer Elemente mit teilweise
metallischem Charakter. Dazu gehören W und
P. Beide Elemente wurden wesentlich effektiver in den
Erdkern extrahiert als in den Marskern. Besondere
Bedeutung hat hier das Element W. Das bei der Entstehung
des Mars noch vorhandene 182 Hf zerfällt mit
einer Halbwertszeit von 9 Ma in 182 W, wodurch je nach
Zeit der Kernbildung, Unterschiede in der W-Isotopenzusammensetzung
in den SNCs auftreten können. Aus
ihr wird nun auf eine frühe Differenzierung des Mars
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
geschlossen, etwa 10 bis 30 Ma nach Entstehung des Sonnensystems, während die Kernbildung der
Erde erst nach mehr als 50 Millionen Jahren abgeschlossen war (Lee und Halliday, 1997). Die oben
erwähnten hohen W-Gehalte weisen auf eine Kernbildung unter niedrigem Druck hin (Kong et al.,
1999). Aus den vergleichsweise niedrigen Gehalten chalkophiler Elemente (Ni, Cu, In und Tl) in Marsmeteoriten
schließen Wänke und Dreibus (1994) auf einen schwefelreichen Kern, bei dessen Bildung
diese Elemente aus dem Marsmantel extrahiert wurden. Abgesehen von ALH84001 sind alle SNCs
vergleichsweise reich an Edelmetallen (Ir, Os, Pt etc.). Da diese Elemente extrem siderophil sind, d.h.
die Metallphase extrem bevorzugen, müssen die heute beobachteten Konzentrationen eine Folge der
Zufuhr einer späten, nach der Kernbildung gelieferten Komponente sein (Kong et al., 1999). Auf eine
ähnliche, späte Akkretionskomponente werden die vergleichbar hohen Edelmetallgehalte im Erdmantel
zurückgeführt.
Ein besseres Verständnis der Entstehung eines Metall-bzw. Metall/Sulfidkerns im Mars kann nur
durch eine verbesserte experimentelle Datenbasis über Metall/Silikat Verteilungskoeffizienten erhalten
werden. Insbesondere ist hier eine genauere Bestimmung der Abhängigkeit der Verteilungskoeffizienten
von Druck, Temperatur und Zusammensetzung nötig. Es könnten dann genauere Aussagen
über die Zusammensetzung des Marskerns und den Bedingungen, unter denen die Kernbildung
stattgefunden hat, bestimmt werden.
Die Silikatdifferenzierung, d.h. die Entstehung von Kruste und Mantel, muss im Mars sehr früh stattgefunden
haben, wie insbesondere aus der Korrelation von 182 W/ 184 W und 142 Nd/ 144 Nd hervorgeht (Lee
und Halliday, 1997). Rb-Sr- und Sm-Nd-Gesamtgesteinsisochronen deuten ebenfalls auf eine Differenzierung
vor 4.5 Ga hin. Rb/Sr- und Sm/Nd-Altersbestimmungen von ALH84001 von separierten
Pyroxenen ergaben übereinstimmend ein (Differentiations-)Alter von 4.56 Ga (Jagoutz et al., 1994;
Nyquist et al., 1995). Die wesentlich jüngeren Kristallisationsalter der anderen Marsmeteorite reflektieren
vermutlich nicht globale, sondern lokale Prozesse. Hier gibt es große Unterschiede zur Entwicklung
der Erde. Reste einer Differentiation vor 4.5 Ga sind auf der Erde nicht zu erkennen. Es haben
sich keine separaten Reservoire erhalten. Die Plattentektonik führt auf der Erde zu einer ständigen
Durchmischung des Erdmantels. Das Fehlen der Plattentektonik im Mars ermöglicht die Identifizierung
früher geochemischer Reservoire. Solche Reservoire können sich auch im Edelgashaushalt des Mars
manifestieren, wie dies bei der Erde der Fall ist. Seiner geochemischen Interpretation dient deshalb
die weitere Untersuchung der bisher entdeckten vier Edelgaskomponenten (Ott et al., 1996). So werden
auch beim Mars durch Edelganalysen und die Ermittlung ihrer Trägerphasen wichtige geochemische
Parameter erwartet.
Die Natur eines zweiten Ereignisses (oder mehrerer Ereignisse), das sich in den sogenannten Kristallisationsaltern
widerspiegelt, ist noch unklar. So wurden die niedrigen 40 Ar- 39 Ar-Alter einiger SNC-
Meteorite von ca. 1.3 Ga bisher allgemein als Hinweis gedeutet, dass die SNCs von einem größeren
Planeten stammen, da die zur Aufschmelzung nötige Wärme nur in einem so großen Objekt wie dem
Mars für so lange Zeit gespeichert bzw. erzeugt werden kann. Der wesentlich kleinere Mond hat seine
Aktivität spätestens vor 2 Ga eingestellt, während die größere Erde noch heute aktive Vulkane besitzt.
10
Abb. 6. Einordnung der APX Daten und
der SNC Meteorite in ein terrestrisches
Klassifikationsschema

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
In der Zwischenzeit liegt ein einigermaßen ausführliches Datentableau auch der anderen Chronometer
vor, über dessen Interpretation jedoch keine Einmütigkeit herrscht. Ob es sich dabei um wirkliche
Kristallisationsalter oder um die Alter anderer Überprägungsereignisse (z.B. Impakt induziertes Aufschmelzen)
handelt, ist umstritten.
Zusammenfassend wird festgehalten, daß auf Grund des Mineralbestands, der Kristallisationsabfolge
und der chemischen Zusammensetzung die SNC-Meteorite von verschiedenen magmatischen Provinzen
stammen (Stöffler, 1999). Außer von der Erde und von unserem Mond liegen von keinem anderen
planetaren Körper so detaillierte Informationen aus Laboranalysen vor. Allerdings sind die hier
zusammengefaßten Befunde entgegen dem Anschein lückenhaft und bedürfen in Anbetracht der immensen
planetologischen Bedeutung der SNCs der Komplettierung. Es wird eine wesentliche Aufgabe
des Schwerpunktes sein, die vorhandenen Resultate und die aus den geplanten Laboruntersuchungen
der SNC-Meteorite erwarteten Ergebnisse zusammen mit globalen geophysikalischen
Befunden zu interpretieren, um so ein geschlossenen Bild von der Entwicklung des Planeten Mars zu
entwerfen.
1.1.7 Magnetfeld
Die magnetischen Eigenschaften des Mars waren lange Zeit umstritten. Ausgehend von der Analogie
zur Erde wurde vermutet, dass der Mars ein eigenes, im tiefen Innern erzeugtes Magnetfeld besitzt.
Die ersten Ergebnisse der Raumfahrtmissionen zum Mars konnten diese Frage nicht entscheiden,
zeigten aber, dass ein heutiges globales Feld, wenn es denn vorhanden wäre, ein im Vergleich zur
Erde schwaches Dipolmoment besitzen müsste. Die erste magnetische Kartierung des Mars (Abb.7)
durch die MARS GLOBAL SURVEYOR Mission (MGS) zeigte ein überraschendes Bild (Acuna et al.,
1999): Weite Bereiche der Marskruste sind remanent magnetisiert! Die Dichotomie der Marskruste
zeigt sich nicht nur im Alter und in der Morphologie, sondern auch in der Magnetisierung, da die Anomalien
fast ausschließlich
in der Südhemisphäre
zu finden sind. Die
Anomalien folgen einerseits
wie ein Gürtel der
Dichotomiegrenze, andererseits
finden sich
Streifenmuster, die zu
Spekulationen über Relikte
einer frühen Plattentektonik
angeregt
haben. Diese Interpretation
ist weitgehend, aber
nicht ausschließlich auf
Widerstand gestoßen.
Einige Anomalien sind
mit 1600 nT erstaunlich
stark. Diese deutet darauf
hin, dass entweder das
Marsgestein eine außergewöhnlich
hohe Suszeptibilität
hat, oder dass
das magnetisierende
Feld außergewöhnlich
stark gewesen ist.
Die remanente Magnetisierung
der Marskruste
ist an sich nicht ungewöhnlich.
Spekulationen
über eine mögliche remanente
Magnetisierung
Abb. 7.. Karte der magnetischen Krustenanomalien des Mars. Die
Nordhemisphäre des Mars ist weitgehend frei von Anomalien ist. Die
Anomalien folgen einerseits der Dichotomiegrenze, andererseits findet
sich eine räumlich ausgedehnte Anomalie mitt Streifenmustern zwischen
130° und 210° West.
der Kruste sind zum Teil schon lange vor der MGS Mission publiziert worden (z.B. Srnkar, 1976). Auf
eine mögliche Dichotomie der Magnetisierung haben Leweling und Spohn (1998) im Vorfeld der Mission
hingewiesen. Die zeitliche Stellung der remanenten Magnetisierung ist weitgehend unumstritten.
Die Tatsache, dass die südliche (alte) im Gegensatz zur nördlichen (jungen) Hemisphäre magnetisiert
ist, zeigt, dass das Ereignis früh, d.h. vor der Bildung der heutigen nördlichen Kruste, stattgefunden
11

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
hat. Die Beobachtung, dass das Hellasbecken keine Magnetisierung aufweist, ist als Hinweis darauf
interpretiert worden, dass das magnetisierende Feld zum Zeitpunkt der Bildung des Hellasbeckens
(vor etwa 4 Ga) schon abgestorben war (Acuna et al., 1999). Tatsächlich lässt sich eine solche Interpretation
mit thermodynamischen Modellrechnungen gut vereinbaren (Schubert und Spohn 1990;
Breuer und Spohn, 1999) unter der Voraussetzung, dass der Kern völlig aufgeschmolzen ist. Überlegungen
zur Thermodynamik des Dynamos lassen den Schluss zu, dass ein ausfrierender Kern bis
heute ein relativ starkes Feld erzeugen sollte. Allerdings hat Glassmeier (pers. Mitteilung, 1999) davor
gewarnt, das offenbare Fehlen eines heutigen Feldes kritiklos auf einen abgestorbenen Dynamo zurückzuführen.
Völlig zu recht verweist Glassmeier darauf, dass das planetare Feld während eines
Polwechsels sehr klein werden kann. Aus diesem Grunde wäre es ausgesprochen wichtig herauszufinden,
ob der Mars einen inneren Kern besitzt.
Die offenen Fragestellungen bezüglich des Marsmagnetfeldes lassen sich in zwei Felder gliedern:
Zunächst muss festgehalten werden, dass der planetare Dynamo wenig gut verstanden ist. Dies ist
ein Problem, mit dem auch die Geophysik zu kämpfen hat. Der prinzipielle Vorteil der Planetenphysik
in dieser Fragestellung ergibt sich aus der Vielfalt planetarer Körper und Magnetfelder. Dabei zeigt
sich, dass auch simple Beobachtungstatsachen nicht leicht einleuchtend erklärt werden können. So
besitzen überaschenderweise Merkur und Ganymed Magnetfelder, während sicherlich genauso überraschend
Venus, Mars, Io und Kallisto keine im Innern erzeugte Felder aufweisen. Numerische Modellierungen
des Dynamoprozesses stecken noch in den Kinderschuhen. Ein planetenwissenschaftlicher
Schwerpunkt könnte einen wichtigen Beitrag zur Beantwortung der offenen Fragen durch die Phänomenologie
planetarer Magnetfelder und durch Modellierungen leisten.
Darüber hinaus ist die beobachtete Krustenmagnetisierung des Mars ebenfalls nicht gut verstanden.
Modelle sollen die resultierenden Magnetfelder komplexer Magnetisierungsmuster klären, sollen die
geologische Geschichte, soweit sie ablesbar ist, in Verbindung zur magnetischen setzen und klären,
inwieweit die beobachteten starken Magnetisierungen überhaupt verständlich sind. Die kürzlich erfolgte
Freigabe der Daten wird ihre kritische Analyse ermöglichen.
Der Zustand des Plasmas in der Umgebung des Planeten wird entscheidend durch die Wechselwirkung
der Magnetosphäre mit dem Sonnenwind bestimmt. Planeten mit starkem Magnetfeld (wie die
Erde) sind in der Lage, den Planeten weiträumig vom Sonnenwind abzuschirmen, so daß nur in sehr
eingeschränktem Maße ein Abtransport ionosphärischer Materie stattfindet. Beim Mars müsssen wir
davon ausgehen, dass das schwache Feld den Planeten nur wenig schützt, und dass somit der Sonnenwind
unmittelbar auf die Exosphäre/lonosphäre einwirken kann. Wegen des dabei auftretenden
Massenverlustes der Atmosphäre sind Untersuchungen zur Wechselwirkung des Sonnenwindes mit
dem Mars über den interessanten plasmaphysikalischen Aspekt hinaus von weitreichender planetologischer
Bedeutung.
Die Struktur der Magnetosphäre des Mars unterscheidet sich von der der Erde. Zur Erklärung der
beobachteten Strukturen der Plasmawechselwirkungen musste das klassische magneto-hydrodynamische
Modell aufgegeben und ein neues Konzept der plasmatheoretischen Beschreibung entwickelt
werden (Sauer et al., 1999). Dieses Modell betrachtet ein zwei-Ionen-Flüssigkeitsmodell, in
dem die unterschiedliche Dynamik der Sonnenwind-Protonen und (schweren) planetaren Ionen und
ihre elektromagnetische Verkopplung berücksichtigt werden. Dabei konnte vorausgesagt (Sauer et al
1994) und durch MARS GLOBAL SURVEYOR bestätigt werden (Acuna et al., 1999) daß innerhalb der
Bugstoßfront des Mars (und vermutlich auch der Venus und der Kometen`) eine neuartige Plasmagrenzfläche,
die Protonopause, existiert, die für die Protonen des Sonnenwindes weitgehend undurchdringlich
ist. Sie blockt aber nicht wie eine Magnetopause das Sonnenwind-Magnetteld ab. Dieses ist
über die Elektronen an die Bewegung planetarer Ionen gekoppelt und kann weiter in die dichtere Ionosphäre
eindringen. Da dieser Prozeß mit einem abrupten Ansteigen des Magnetfeldes verbunden
ist, wird auch der Begriff ’magnetic pile-up boundary’ verwendet (Acuna et al., 1999). Weiter innen
befindet sich als letzte Grenzfläche oberhalb der Planetenoberfläche die Ionopause. Besonders interessant
könnten die Wechselwirkungen der Ionopause mit den Krustenanomalien sein.
1.1.8 Leben auf terrestrischen Planeten
Die Erde ist der einzige uns bekannte Planet mit einer Biosphäre. Seit dem Auftreten der ersten Lebewesen
vor 3.5 oder gar 4 Ga (Schopf, 1993; Schidlowski, 1993) hat sich das Leben von einfachen
Mikroorganismen zur heutigen Vielfalt und Komplexität entwickelt und dabei seine Umwelt, insbesondere
die Atmosphäre und Lithosphäre, entscheidend verändert. Es erhebt sich die Frage, ob unsere
Erde als Träger einer Biosphäre ein Unikat im Universum ist, oder ob Leben zwangsläufig entsteht
und sich weiterentwickelt, wenn die geeigneten Voraussetzungen gegeben sind. Neuere Erkenntnisse,
wie die enorme Anpassungsfähigkeit von Mikroorganismen an Extremhabitate (Stetter, 1996;
12

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Gorbushina und Krumbein, 2000), die Entdeckung extrasolarer Planeten, das Vorkommen komplexer
organischer Verbindungen im interstellaren Medium (Williams, 1993), in Meteoriten, in Kometen
(Krueger et al. 1991) sowie in den Atmosphären der Riesenplaneten unterstützen die Annahme, dass
Leben ein kosmisches Phänomen ist (Eigen, 1971; de Duwe, 1994).
Die Schwierigkeit bei der Suche nach Leben außerhalb der Erde liegt darin, dass wir keine allgemeinen
Kriterien für Leben definieren können, solange uns die irdische Biosphäre als einziges Beispiel
zur Verfügung steht. Da jedoch alle Lebewesen der Erde trotz ihrer Vielfalt in Art, Form und Organisation
nach dem gleichen Grundprinzip funktionieren (z.B. Zelle als kleinste Baueinheit; Kohlenstoffchemie;
DNA zur Informationsspeicherung und –weitergabe; Proteine als Enzyme des Stoffwechsels;
Wasser als Lösungsmittel, Reaktionspartner und Strukturstabilisator), kann dies Grundprinzip
zunächst bei der Suche nach Leben herangezogen werden. Demnach werden das Vorhandensein der
biogenen Elemente (C, H, O, N, S, P), ihre Verbindung zu komplexen organischen Molekülen, eine
Energiequelle für den Stoffwechsel, sowie das Vorkommen von flüssigem Wasser als notwendige
Voraussetzungen für Leben angesehen (Horneck, 1995). De Duve (1994) beschreibt als die sieben
Pfeiler des Lebens (1) Synthese der Bestandteile aus dem Material der Umgebung, (2) Umwandlung
der Energie aus der Umgebung in Arbeit, (3) Katalysation der chemischen Reaktionen, (4) getreue
Reproduktion der Information, (5) Isolation zur Kontrolle des Stoffaustausches mit der Umgebung, (6)
Regulation und (7) Vermehrung. In der ESA-Studie, die sich mit der Suche nach Leben auf dem Mars
befasst, wird als Arbeitsgrundlage eine recht weite Definition von Leben verwendet als ein chemisches
System, das in der Lage ist, seine molekulare Information durch identische Replikation weiterzugeben
und dabei zu evolvieren (Brack et al., 1999).
Wählt man das Vorkommen flüssigen Wassers
als eine Grundvoraussetzung für das Auftreten
des Lebens, so ergeben Klimamodelle für unser
Sonnensystem einen sog. "Grüngürtel" zwischen
0.7 und 2.0 AU (Goldsmith und Owen,
1984), bzw. 0.95 bis 1.37 AU (Kasting, et al.
1993), in dem zumindest zeitweise Wasser in
flüssigem Zustand auf der Oberfläche möglich
war. Im ersten Fall liegen Venus, Erde und Mars
in dieser lebensfreundlichen Zone. Venus mit
einer mittleren Temperatur von 737 K kommt zur
Zeit als Träger von Leben kaum in Betracht.
Weitere Missionen zur Venus können vielleicht
klären, ob die Bedingungen in der Frühgeschichte
dort möglicherweise lebensfreundlicher
waren.
Auch der Mars zeigt sich gegenwärtig als recht
unwirtlich. Dies haben auch die beiden VIKING-
Missionen belegt, die 1976 im Marsboden zwar
chemische Aktivitäten, jedoch keine Hinweise
auf Stoffwechselprozesse einheimischer Mikrobengesellschaften
fanden (Klein, 1992). Allerdings
sprechen geologische und geochemische
Beobachtungen dafür, dass der Mars in seiner
Frühzeit ein warmes und feuchtes Klima besaß,
das dem der frühen Erde ähnelte. Demnach ist
nicht auszuschließen, dass es auf dem Mars –
wie auf der Erde – günstige Voraussetzungen
für die Entstehung des Lebens und seiner Evolution
zu mikrobiellen Ökosystemen gegeben
hat. Daher erklärt sich das Interesse der NASA und der ESA an Landemissionen zum Mars mit exobiologischen
Fragestellungen, um an geeigneten Stellen (z.B. im Sedimentgestein) nach Hinweisen
auf vergangene Mikrobenaktivitäten in Form von Biomarkern, charakteritischen Isotopenverhältnissen
und Fossilien zu suchen.
Die Suche nach extraterrestrischen Lebensformen hat 1996 durch die aufsehenerregenden Berichte
(McKay et al., 1996) von fossilen Lebensformen im Marsmeteoriten ALH84001 insbesondere in den
USA einen gewaltigen Schub erhalten. [Hier soll nicht die Stichhaltigkeit der angeführten Befunde
diskutiert werden, aber es wird dennoch darauf hingewiesen, daß TOF-SIMS-Untersuchungen von
ALH84001 in Münster ein wichtiges Argument von McKay et al. (1996) nicht bestätigten (Stephan et
13
Abb. 8. Schnitt durch einen Sandstein aus der
Antarktis, der im Innern von einer endolithischen
Mikrobengemeinschaft besiedelt ist. Die grünen
Schichten stellen Algen und Cyanobakterien als
Primärproduzenten dar, die wenige mm unter der
Oberfläche in einem geschützten Mikroklima leben,
darunter berfinden sich Pilze als Konsumenten
(Foto E.I. Friedmann).

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
al., 1998).] So haben die exobiologischen Aspekte der Marsforschung derart an Bedeutung gewonnen,
daß sowohl NASA als auch ESA bei (nahezu) allen künftigen Marslandemissionen entsprechende
Experimente durchführen. Allerdings gab es auch vorher schon gewichtige Überlegungen zu Leben
auf dem Mars (die canali sind hier nicht angesprochen).
Klimamodelle beschreiben für den Mars Szenarien, die eine frühe Feuchtperiode mit darauffolgender
Erkaltung und zunehmender Austrocknung enthalten (McKay und Davis, 1991). Allerdings werden
sporadisch auftretende Feuchtperioden auch in jüngerer Zeit für möglich gehalten (Baker, et al.,
1991). Es stellt sich daher die Frage, in wieweit das Leben über geeignete Adaptationsstrategien verfügt,
um sich den wandelnden Umweltbedingungen anzupassen oder Rückzugsgebiete (endolithische
und unterirdische Zonen, hydrothermale Quellen) zu erobern. Terrestrische Beispiele für die hohe
Anpassungsfähigkeit der Mikroorganismen an extreme Umweltbedingungen gibt es in großer Zahl:
Tiefbohrungen haben mehrere hundert Meter unter der Oberfläche eine bisher unbekannte Mikrobenwelt
aufgespürt, die als sog. Steinfresser allein von chemischer Energie zehren; in Eisbohrkernen der
Antarktis sowie im Permafrost Sibiriens wurden bis zu Tiefen von mehreren Kilometern aktive Mikrobengesellschaften
entdeckt (Friedmann, 1993); in den Felsen kalter und heißer Wüsten findet man
endolithische Mikrobengemeinschaften (Siebert und Hirsch, 1988; Friedmann, 1993; Wynn-Williams
und Edwards, 2000), die sich so vor der rauen Umwelt schützen; heiße Quellen (black smokers) sowie
geothermal erhitzte Erdöllagerstätten werden von hyperthermophilen Mikroorganismen besiedelt
(Stetter, 1996). Solche unterirdischen Extrembiotope können als Modellsysteme für mögliche Mars-
Ökosysteme dienen und wertvolle Hinweise bei der Suche nach Leben auf dem Mars liefern (Horneck,
2000).
Die SNC Meteorite legen den Schluss nahe, dass Material zwischen den terrestrischen Planeten ausgetauscht
werden kann (Jagoutz und Wänke, 1986). Beim Einschlag eines Meteoriten können Gesteinsbrocken
Fluchtgeschwindigkeit erreichen, wobei vor allem in den Randzonen des Gesteins die
Temperatur nicht über 100°C steigt (Vickery und Melosh, 1987). Bodenbakterien oder endolithische
Mikroben könnten auf diese Weise in den Weltraum gelangen. Experimente im Weltraum (Horneck,
1993, Horneck et al., 1994), in Weltraumsimulationsanlagen (Horneck, 2000) sowie darauf basierende
Berechnungen (Mileikowski et al., 2000) haben gezeigt, dass resistente Mikroorganismen in Sporenform
durchaus einen längeren Weltraumaufenthalt überleben können, wenn sie vor der schädlichen
extraterrestrischen UV-Strahlung der Sonne geschützt sind (Horneck, et al., 1996).
1.1.9 Entstehung der Planeten
Das Ausgangsmaterial für die Sternentstehung sind interstellare Molekülwolken, die gravitationsinstabil
werden und kollabieren. Zunächst bildet sich durch Gravitationskollaps ein Protostern, der von
einer Scheibe aus Staub und Gas umgeben ist. Fast die gesamte Materie dieser rotierenden Akkretionsscheibe
endet schließlich unter Abgabe von Drehimpuls im Zentralstern, der Sonne. Der kleine
Teil an Materie, der zurück bleibt, in unserem Sonnensystem ca. 0.13 % der Gesamtmasse, bildet das
Ausgangsmaterial für die Planeten und für kleinere Körper wie die Asteroiden, die Lieferanten von
Meteoriten.
Während die anfängliche Kollapsphase des Sternentstehungsprozesses etwa 1 Ma dauert, werden für
die Dauer des solaren Nebels bis zu 10 Ma angenommen. Der solare Nebel ist ein quasistationärer
Zustand der Akkretionsscheibe, wobei dem solaren Nebel bzw. der Akkretionsscheibe von außen die
gleiche Menge an Materie zugeführt, die nach innen an die wachsende Sonne abgegeben wird. Der
solare Nebel, diese um die Sonne rotierende Mischung aus Gas und Staub, spielt eine Schlüsselrolle
bei der Entstehung der festen Materie des inneren und äußeren Sonnensystems. Aus dem solaren
Nebel sind die Planeten und die anderen kleinen Körper des Sonnensystem entstanden. Unterschiede
in der Struktur und der chemischen Zusammensetzung der inneren Planeten sind direkt auf Vorgänge
im frühen solaren Nebel zurückzuführen.
Mikrometer große Teilchen, entweder Kondensationsprodukte des sich abkühlenden solaren Nebels
oder interstellare Staubkörner, sammeln sich bzw. sedimentieren in der Zentralebene der Akkretionsscheibe
und wachsen dort durch Zusammenstöße zu Zentimeter großen Objekten, die sich dann
durch weitere Kollisionen zu Meter- bzw. Kilometer großen Körpern entwickeln. Haben die Gesteinsbrocken
einmal Dimensionen von Kilometern erreicht, so bestimmt die Gravitation das weitere
Wachstum. Planeten mit Massen von etwa 10 23 kg (ca. 2% der Erdmasse) entstehen durch rasche
Akkretion lokalen Materials. Es konzentrieren sich also das Gas und die Teilchen der Akkretionsscheibe,
das ursprünglich gleichmäßig in einer dünnen Scheibe ringförmig um die Sonne verteilt war,
zu vergleichsweise wenigen Planetesimalen, die "Embryos" genannt werden. Die Entstehung dieser
Embryos geschieht sehr rasch, da größere Körper auf Kosten von kleineren wachsen und sich so das
Wachstum ständig beschleunigt, bis die gesamte zur Verfügung stehende Materie aufgebraucht ist.
14

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Man nennt diese Art von Wachstum "run away accretion". Die so gebildeten Embryos sind die Bausteine
der inneren Planeten. Wichtig ist dabei, dass die Materie jedes dieser Embryos charakteristisch
ist für einen gewissen heliozentrischen Abstand. Embryos charakterisieren sozusagen das lokal in
einem gewissen Abstand von der Sonne entstandene Material. Wechselseitige gravitative Störungen
der Umlaufbahnen der Embryos führen zu Bahnüberlappungen, die dann weitere Kollisionen zur Folge
haben, die schließlich zur Bildung der inneren Planeten des Sonnensystems führen. In dieser
zweiten Stufe, die wesentlich länger dauert, etwa 10 7 bis 10 8 Jahre, mischt sich Material aus unterschiedlichen
heliozentrischen Entfernungen. So können nach diesem Modell zum Bau der Erde
durchaus Komponenten (Embryos) beitragen, die beispielsweise im Asteroidengürtel entstanden sind.
Die hier geschilderten Vorstellungen gehen im wesentlichen auf Modelle von Wetherill (1990) zurück.
Für die Entstehung der Erde und der anderen Planeten bedeutet dies, dass Wachstum nicht durch
einfaches “Herabrieseln“ von Staub geschieht, sondern durch Einschläge großer Körper auf die wachsenden
Planeten. Aus unbekannten Gründen haben sich die Asteroide und somit die Mutterkörper der
Meteorite nicht zu größeren Körpern akkumuliert. Vielleicht hat die starke Gravitation des früh entstandenen
Jupiters dies verhindert.
1.1.10 Vergleichende Planetologie
Die vergleichende Planetologie ist eine relativ junge geowissenschaftliche Disziplin, deren Grundlagen
insbesondere die seit den 60er Jahren mit Raumsonden gewonnenen Informationen sind. Sie betrachtet
die Ähnlichkeiten – und die Unterschiede – der Körper des Sonnensystems und versucht,
daraus Einblicke in ihre Entstehung und Entwicklung zu gewinnen. Die verschiedenen planetaren
Körper werden dabei zu Klassen zusammengefaßt, die im Zusammenhang untersucht werden. Die
Klassen – die terrestrischen und die großen Planeten - zu verstehen, so der grundlegende Gedanke
der vergleichenden Planetologie, ist unmöglich, solange die Körper isoliert betrachtet werden. Die
signifikanten Unterschiede, vor allem ihre heliozentrische Distanz, Größe, Zusammensetzung und
geologische Entwicklung, ermöglichen es, die Auswirkungen verschiedener Anfangsbedingungen auf
die Entwicklung eines planetaren Körpers zu untersuchen. Beschränkt sich die Untersuchung auf jene
Körper, deren Hauptbestandteil Gestein ist bzw. die eine feste Oberfläche haben (im wesentlichen die
terrestrischen Planeten und die Asteroiden), so spricht man genauer von vergleichender Planetengeologie
(oder im Englischen von Astrogeology) (Short, 1975)). Soweit ausschließlich die Oberfläche
Gegenstand der Untersuchungen ist, wird auch der Ausdruck vergleichende planetare Geomorphologie
verwendet (Summerfield, 1991).
Die Bildungsprozesse geologischer Strukturen spiegeln sich in ihrer Morphologie wider. Die vergleichende
Planetologie geht grundsätzlich davon aus, dass ähnliche Prozesse zu ähnlichen Formen
führen. Charakteristische Merkmale auf Planeten und Monden werden mit analogen Strukturen auf
der Erde (und zunehmend auch auf anderen Planeten und Monden) verglichen, deren
Bildungsprozesse bekannt sind. Allerdings ist zu beachten, dass bestimmte Planeten und Monde zahlreiche,
jeweils nur ihnen eigene Merkmale aufweisen, für die es weder auf der Erde noch auf anderen
Himmelskörpern vergleichbare Muster gibt. Drei fundamentale Prozesse formen die feste Oberfläche
aller terrestrischen Planeten: Meteoriteneinschläge , Tektonik und Vulkanismus. Gibt es eine Atmosphäre
wie bei Mars oder Erde, kommen noch exogene Prozesse wie Erosion und Sedimentation
hinzu.
Die Ergebnisse derartiger Studien wirken in zweierlei Richtung: Erstens erweitern sie unmittelbar das
Wissen über die Entwicklung der jeweils betrachteten Planeten und Monde. Zweitens ermöglichen die
oft sehr alten Oberflächen terrestrischer Planeten, allgemeine Prozesse in der Frühzeit des Sonnensystems
zu studieren. Auf der Erde sind dagegen deren Spuren längst durch die endogene und exogene
Aktivität (Plattentektonik, intensive Erosion) ausgelöscht. So ist das intensive Bombardement
durch Meteorite, das bis vor etwa 3.8 Mrd. Jahren die Entwicklung aller terrestrischer Planeten entscheidend
beeinflusst hat, auf der Erde nicht mehr wahrnehmbar. Die Himmelskörper jedoch, die infolge
fehlender Atmosphäre und/oder geringer Größe keine spätere Überprägung erfuhren, deren
Oberflächen also seit dieser Zeit quasi "eingefroren" sind, sind die Auswirkung dieses Bombardements
in Form von Einschlagskratern gut erhalten und lassen sich untersuchen. Das Verständnis der
Bedeutung katastrophaler Kollisionen für die Entwicklung des Sonnensystems und für die Entstehung
des Lebens (Taylor, 1992; siehe auch Kap. 1.1.8) ist nur vor dem Hintergrund der intensiven Erforschung
extraterrestrischer Objekte möglich.
Auf dem Mars sind neben Strukturen, die auf Einschlägen, auf Tektonik oder Vulkanismus beruhen,
besonders solche Oberflächen Gegenstand der vergleichenden Planetologie, die Aufschlüsse über die
Atmosphären- und Klimageschichte liefern. Hierzu zählen Erosionsmuster wie die verschiedenen Talsysteme
(Carr, 1996), die Hinweise auf Menge und Zustand des Wassers (flüssiges Wasser, Eis)
15

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
liefern, und solche Strukturen, deren Untersuchung die Frage nach dem Verbleib des Wassers klären
kann (Sedimente, Permafroststrukturen). Im Mittelpunkt der Forschung wird hier in den nächsten Jahren
(bis zum Start des ESA Mission MARS EXPRESS im Jahr 2003) die riesige Datensammlung des
MARS GLOBAL SURVEYOR (MGS) stehen. Während die Bilder der VIKING Sonden, deren Auflösung ca.
50–100m/Bildpunkt beträgt, einen globalen Blick auf die Oberfläche des Mars ermöglichen, liefert
MGS seit 1997 extrem hochauflösende Bilder (bis zu 1.5m/Bildpunkt). Sie zeigen u.a. vollkommen
unerwartete Details, deren vergleichende Untersuchung mit terrestrischen Strukturen erst jetzt beginnt
und in den nächsten Jahren intensiviert wird. Die exakte dreidimensionale Topographie bzw. Reliefs
vieler geologischer Formen, die das MGS-Instrument Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) liefert,
lassen erstmals quantitative geomorphologische Studien relativ kleinräumiger Objekte im Vergleich zu
entsprechenden irdischen Strukturen zu.
1.2 WISSENSCHAFTLICHE ZIELE
Die im folgenden dargelegten Ziele und das Arbeitsprogramm des geplanten Schwerpunkts orientieren
sich einerseits an den in der Erforschung des Mars und der terrestrischen Planeten offenen
wissenschaftlichen Fragestellungen und andererseits an den für die Koordinatoren ersichtlichen Interessen
der Wissenschaftler, die sich voraussichtlich am Schwerpunkt beteiligen werden. Den Einzelanträgen
soll allerdings in keiner Weise vorgegriffen werden. Schwerpunkte der Mars- und Planetenforschung
in der Bundesrepublik bestehen in der Erkundung der Oberflächen und der oberflächennahen
Schichten, in der Modellierung des Aufbaus und der Prozesse, die zu endogenen und exogenen
Veränderungen der Oberfläche führen, in der Modellierung des Magnetfeldes, seiner Entstehung
und Wechselwirkung mit dem Sonnenwind, in der analytischen Erforschung der SNC Meteorite, nicht
zuletzt in Vorbereitung auf die Analyse eventuell von Mars zurückgebrachter Proben, in der Erforschung
der Wechselwirkung zwischen der Atmosphäre und der Planetosphäre sowie in der Exobiologie.
Zusammengenommen definiert diese wissenschaftliche Interessenslage ein eindrucksvolles,
integriertes und fächerübergreifendes Forschungsprogramm, welches den Mars und die Wechselwirkungen
der dort ablaufenden Prozesse zum Inhalt hat und den Planeten in den Kontext der terrestrischen
Planeten stellen wird. Dieses Programm soll die zukünftigen Marsmissionen begleiten und
die zu erwartenden Informationen integrieren, ohne von dem Erfolg der Missionen in fataler Weise
abhängig zu sein. Es kann einen beachtenswerten Beitrag zum internationalen Marsprogramm liefern.
Die fächerübergreifenden Ziele des vorgeschlagenen Schwerpunktprogramms werden wie folgt zusammengefasst:
• Globale Charakterisierung des Mars und seiner Stellung zu den terrestrischen Planeten und den
anderen festen Körpern des Sonnensystems
• Bestimmung seines inneren Aufbaus, dessen zeitlicher Entwicklung und der Zusammenhang mit
planetologischen Prozessen (Differentiation, Vulkanismus, Tektonik, Magnetismus, Atmosphärenentwicklung)
• Umfassende Interpretation der Detailinformation von SNC-Meteoriten mit globalen geophysikalische
Befunden
• Kartierung der Oberfläche des Mars in verschiedenen Spektralbereichen und Erarbeitung der
geologischen Stellung der Oberflächeneinheiten unter Einbeziehung ihrer geochemischen, mineralogischen
und physikalischen Eigenschaften
• Modellierung der Entwicklung der Atmosphäre und des Klimas
• Bestimmung der Wechselwirkung der Oberflächengesteine und der oberflächenahen Schichten
mit der Atmosphäre in Raum und Zeit
• Erarbeitung der Bedingungen für die Möglichkeit von Leben auf dem Mars
• Modellierung der Entstehung des Mars im Zuge der Bildung der terrestrischen Planeten
Diese globalen Ziele sollen erreicht werden durch interdisziplinäre Forschung mit geowissenschaftlichen,
chemischen, physikalischen und biologischen Methoden. Im Einzelnen stellen sich für die verschiedenen
Forschungsgebieten folgende Ziele:
Atmosphäre und Wechselwirkungen mit der Oberfläche
• Bestimmung des Verlaufs der Zustandsvariablen, der optischen und weiterer physikalischer Eigenschaften
der Atmosphäre
• Erarbeitung von Hinweisen auf Klimaveränderungen und klimatische Schwankungen aus den
beobachtbaren Eigenschaften der Oberfläche, der Oberflächengesteine und der oberflächennahen
Schichten
• Modellierung von Klimaschwankungen aufgrund von Rotationsschwankungen
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Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
• Empirische Evidenzen aus Edelgasmessungen für die Entstehung und frühe Geschichte der Marsatmosphäre
• Modellierung der Entstehung der Marsatmosphäre durch Ausgasungsprozesse im Zusammenhang
mit der thermischen Geschichte des Mars
• Modellierung der Entwicklung der Marsatmosphäre und der möglichen frühen Hydrosphäre
Oberflächen
• Kartierung der Oberfläche in verschiedenen Spektralbereichen
• Erarbeitung eines digitalen Geländemodells des Mars
• Verbesserung der Datierung der Oberfläche mit genaueren Bilddaten
• Bestimmung der tektonischen Einheiten, ihrer Stellung zueinander und Ableitung der oberflächenverändernden
exogenen und endogenen Prozesse
• Ermittlung der Ejektionsgeschichte der Marsmeteorite und ihrer Herkunft
• Untersuchung der damit verbundenen Impaktprozesse: Druck, Temperatur, Kratergröße, Zeitpunkt,
Anzahl
• Ableitung der vulkanischen Geschichte des Mars und der Krustenbildung sowie deren Überprägung
• Bestimmung der thermischen und mechanisch-strukturellen Eigenschaften der Marsoberfläche
Oberflächennahe Schichten
• Bestimmung der physikalischen und chemischen Eigenschaften der oberflächennahen Schichten
des Mars
• Modellierung von Transportprozessen im Regolith
• Suche nach oberflächennahen Eisschichten
• Modellierung der Mechanismen der Bildung von Eis-Reservoiren im Regolith.
Chemische und mineralogische Zusammensetzung; Differentiation
• Ermittlung der Gesamtzusammensetzung des Mars und seiner chemisch-mineralogischen
Schichtung
• Bestimmung der mineralogischen und physikalischen Eigenschaften von Marsgestein als Funktion
von Druck und Temperatur
• Chemisch-isotopische Charakterisierung der Ausgangsmagmen der Marsmeteorite
• Ermittlung der Chronologie der Marsentwicklung mit Hilfe der Marsmeteorite, Bedeutung ihrer
Kristallisationsalter
• Bestimmung der Trägerphasen der verschiedenen Edelgaskomponenten, die das Marsinnere
sowie die thermische Geschichte des Mars charakterisieren
• Verständnis der Verwitterungsprozesse
• Untersuchung des Zusammenhangs zwischen Staubteilchen in der Umgebung des Mars und der
Zusammensetzung der Planetenoberfläche
Innerer Aufbau und Dynamik
• Erarbeitung von Modellen des inneren Aufbaus des Mars aufgrund vorliegender Schweredaten,
von mineralogischen, chemischen und isotopischen Informationen sowie von zu erwartenden
seismischen Daten
• Modellierung und Bestimmung der elastischen und inelastischen Eigenschaften des Mars
• Erarbeitung von Modellen der zu erwartenden Wellenausbreitung im Mars als Grundlage der Interpretation
seismischer Daten
• Entwicklung marsseismischer Methoden mit Hilfe der mondseismischen Daten
• Erarbeitung und Interpretation von Modellen der Manteldynamik im Hinblick auf die chemische
Differentiation in Kruste, Mantel und Kern und auf die nachfolgende vulkano-tektonische Entwicklung
der Oberfläche
• Modellierung der Wechselwirkung zwischen Kern und Mantel und der Magnetfelderzeugung im
Kern zum Verständnis der magnetischen Geschichte des Mars
• Modellierung des Einflusses des Planeteninneren auf die Entwicklung der Rotationsachse
17

Leben auf dem Mars
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
• Erweiterung des Spektrums mikrobieller Extrembiotope als Modellsysteme für potentielle extraterrestrische
Habitate
• Erweiterung des Spektrums metabolischer Leistungsfähigkeit und Anpassungsfähigkeit über bisher
untersuchte Extrembiotope hinaus
• Abschätzung der Chancen für die Entstehung des Lebens, allgemein und speziell für den Nachweis
möglicher Lebenspuren auf dem Mars. Wonach sollte man suchen? Vorstufen, aktive Formen
oder Fossilien?
• Ermittlung von Rückzugsgebieten für Lebensformen nach der Verschlechterung der Umweltbedingungen.
Könnten noch „Oasen“ existieren?
• Ursachen für die hohe Toxizität der heutigen Marsoberfläche
• Suche nach Hinweisen auf mögliche fossile Lebensspuren in Marsmeteoriten
• Untersuchung der möglichen Beiträge organischer Substanzen und evtl. Lebensformen auf Verwitterungsprozesse
(Biodegradation)
• Entwicklung von Nachweismethoden für chemische, strukturelle und funktionelle Biomarker für
die in-situ-Analyse bei künftigen Marsmissionen
• Definition der Anforderung an zukünftige unbemannte Missionen zum Mars und zu anderen planetaren
Körpern für exobiologische Fragestellungen
Entstehung
• Modellierung der Bildung und frühen Geschichte des Mars aus der Untersuchung der Marsmeteorite
und aus vom Mars auf die Erde zu bringenden Gesteinen und Regolithproben
Vergleichende Planetologie
• Einordnung des Mars in eine Systematik der terrestrischen Planeten
• Vergleich Plattentektonik – Ein-Plattenplanet
• Entstehungsbedingungen für Leben
1.3 Arbeitsprogramm
Das Arbeitsprogramm des vorgeschlagenen Schwerpunkts wird empirische und modellbildende
Aspekte interdisziplinär und in etwa ausgewogenem Umfang verbinden.
Empirische Untersuchungen
• Kartierung
• Topographie
• Geologische Kartierung
• Alterskartierung
• Geodätische und Geophysikalische
Daten (Topographie, Schwere-, Magnetfeld,
Rotationsparameter, seismische
Daten)
• Eigenschaften der Atmosphäre
• Analytische Untersuchungen an SNC
Meteoriten und in-situ
• Physikalisch-chemische Laboruntersuchungen
an Marsgestein bzw. Mars
• Exobiologische Feld- und Laboruntersuchungen
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Modellbildung
• Aufbaumodelle
• Thermische Entwicklungsrechnungen
• Randbedingungen für den Dynamo
• Tektonik und Vulkanismus
• Atmosphäre
• Kraterbildung
• Transport im Regolith
• Wechselwirkung zwischen Atmosphäre
und Planetosphäre
• Magnetfeldentstehung
• Wechselwirkung zwischen Magnetosphäre
und Sonnenwind

1.3.1 Empirische Untersuchungen
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Kartierung, Bildverarbeitung und Datenbankerstellung. Die missionsspezifische Auswertung der
Messungen, die in den bisherigen Mars-Missionen durchgeführt wurden, ist weitgehend abgeschlossen,
jedoch steht die kohärente Analyse der geologischen Daten sowie deren missionsübergreifende
Interpretation erst am Anfang. Eine erhebliche Erweiterung der Datenbasis ist von gegenwärtig
laufenden und geplanten Missionen (z.B. MARS GLOBAL SURVEYOR, MARS EXPRESS, MARS
SURVEYOR 2001 und 2003, MARS NETLANDER, MARS SURVEYOR 2005 SAMPLE RETURN) zu erwarten.
Voraussetzung für die Interpretation dieser Daten ist neben der Schaffung einer einheitlichen kartographischen
Basis (z.B. Bilddaten, spektrale Daten, Altimeter-Daten, gravimetrische und magnetische
Daten) vor allem der Aufbau einer konsistenten geologischen, geophysikalischen und mineralogischen
Datenbank. Letztere erfordert die Kenntnis der spektralen Eigenschaften relevanter Minerale im VIS-
NIR-Wellenlängenbereich, die experimentell untersucht werden sollen (R. Wäsch, DLR, Berlin). Kartographische
Projekte mit methodischen und auswertenden Fragestellungen werden von J. Albertz
(Berlin), H. Ebner und A. Baumgartner (München), C. Heipke (Hannover), M. Soffel (Dresden) und
vom DLR-Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung Berlin erwartet. Als Ergebnis dieser
Arbeiten darf ein digitales Geländemodell erwartet werden, das insbesondere mit Hilfe der Daten der
HRSC-Kamera auf MARSEXPRESS gewonnen werden soll. Die Daten sind Grundlage sowohl für die
Bewertung geologischer Entwicklungen auf einem einzelnen Planeten/Mond als auch für den Vergleich
dieser Körper. Projektvorschläge hierzu sind vom DLR-Institut für Weltraumerkundung und Planetenerkundung
Berlin (G. Neukum, R. Jaumann, G. Arnold) zu erwarten. Die bisher weitgehend aus
regionalen und lokalen (Landestellen) Untersuchungen des Mars abgeleiteten geologischen Ergebnisse
(R. Jaumann und E. Hauber, Berlin H.P. Jöns, Würzburg; P. Kronberg, Clausthal-Zellerfeld, L. Bischoff,
Geologie Münster) sollen in einen planetenweiten Kontext gestellt und die zugrunde liegenden
Prozesse der Oberflächengestaltung auch in Bezug auf die Erde vergleichend bewertet werden. Dies
erlaubt die Untersuchung des Einflusses von Wasser und Wind auf die Oberflächengestaltung des
Mars, der Wechselwirkung der Hydrosphäre mit dem Vulkanismus und die Ableitung geologischer
Modelle zur Entwicklungsgeschichte der Marsoberfläche.
Geodätische und Geophysikalische Daten. Die MARS GLOBAL SURVEYOR und MARS PATHFINDER
Missionen haben eine Fülle neuer geophysikalischer Daten erbracht, die Wissenschaftler im Rahmen
des geplanten Schwerpunktes auswerten wollen. Zu diesen Daten gehören die Daten des Laser Altimeters
MOLA, Schwerefelddaten, Magnetfelddaten und Daten über den Rotationszustand. Diese
Daten sind frei zugänglich. Interessiert an der Auswertung sind M. Pätzold und F. Neubauer (Köln), P.
Janle (Kiel), K. H. Glassmeier (Braunschweig) und T. Spohn (Münster). Weitere und zum Teil genauere
geodätische und geophysikalische Daten werden von der MARSEXPRESS Mission erwartet, für die
Herr Pätzold (Köln) für das Radio Science Experiment (Rotationsparameter und Schwerefeld) zuständig
ist. Ein Höhepunkt der geophysikalischen Erforschung des Mars wird sicher die NETLANDER Mission
darstellen, mit ihrem Netzwerk geowissenschaftlicher Stationen mit Seimometern, Magnetometern,
Atmosphärenerkundungsinstrumenten, Radio Science Paket und Kameras. Das Radio Science Paket
erlaubt eine genaue Peilung der Stationen und damit eine Ermittlung des Rotationszustands und eine
Messung der Lovezahlen, d.h. Gezeitenparameter, die Aussagen über den inneren Aufbau und die
Rheologie des Mantels erlauben. Eine Reihe der am Schwerpunkt interessierten Wissenschaftler sind
Mitglieder der Wissenschaftlerteams (sog. Co-Investigatoren, CO-Is) einzelner Experimente. Hauptverantwortliche
Experimentatoren (PIs) sind für die Kameras R. Jaumann (Berlin) und für das Magnetometer
K. H. Glassmeier (Braunschweig). Weitere Instrumente, die gegenwärtig das erweiterte
Auswahlverfahren durchlaufen, sind ein Regolithsounder (MAUS, D. Möhlmann) und ein Sensorenpaket
für thermische und mechanische Regolitheigenschaften (SPICE, T. Spohn). Die NETLANDER Daten
werden unmittelbar zur Verfügung gestellt. Vorbereitende wissenschaftliche Arbeiten für die Mission
sollten im Rahmen des Schwerpunkts erledigt werden. Dazu gehören z. B. methodische Arbeiten zur
Seismologie (J. Oberst, Berlin). Die ausgewerteten Daten sind Eingabegrößen für Modelle des inneren
Aufbaus, der Dynamik des Planeten, und der Entwicklung seines Magnetfeldes.
Eigenschaften der Atmosphäre. Die optischen Eigenschaften der Atmosphäre werden H. U. Keller
und N. Thomas (Lindau) mit Hilfe von Daten eigener Kameras auf MARS PATHFINDER und anderen
Landemissionen untersucht. Zwar ist die unmittelbare Datenauswertung Teil des DLR geförderten
Porekts, die wissenschaftliche Weiterverarbeitung der Daten könnte im Rahmen des Schwerpunkts
erfolgen. Auf die Beziehungen zwischen Max-Planck-Instituten, Grossforschungseinrichtungen und
DLR Förderung der Extraterestrik wird weiter unten eingegangen werden.
SNC-Meteorite und in-situ geochemische Analyse: Die chemische Zusammensetzung des Mars
soll vergleichend aus Marsmeteoriten (SNCs), den VIKING und SOJOURNER Ergebnissen, den zu erwartenden
Daten von MARS SURVEYOR 2001 und 2003 und schließlich mit der Probennahme und -
19

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
rückführung durch MARS SURVEYOR 2005 bestimmt werden. Dabei sollen die geophysikalischen Ergebnisse
und die Ergebnisse von Staubmessungen in der Umgebung des Mars (E. Grün, Heidelberg)
in die Interpretation einbezogen werden. Dies führt zu einem besseren Verständnis der Mineralogie
des Marsinneren, seiner chemischen und petrologischen Entwicklung sowie der Differentiation durch
Bildung von Kern, Mantel und Kruste. Unerlässlich sind hier Experimente zur Spurenelementfraktionierung
(H. Palme, Köln). Damit sollen die Gemeinsamkeiten und Unterschiede in der
chemischen Entwicklung der terrestrischen Planeten und eine Systematik ihrer Differentiationsgeschichte
erarbeitet werden (Spohn et al., Münster).
Seit Frühjahr 2000 fördert die DFG ein gemeinsames Projekt des Instituts für Planetologie, Münster
(T. Stephan [Sprecher], E. K. Jessberger), des Max-Planck-Instituts für Chemie, Mainz (K. P. Jochum,
U. Ott), des Museums für Naturkunde, Berlin (A. Greshake, D. Stöffler), der Universität zu Köln (U.
Herpers) und des Zentrums für Strahlenschutz und Radioökologie, Hannover (R. Michel). Dies Projekt
kann im Falle der Einrichtung des beantragten Schwerpunkts in diesem aufgehen. In ihm wird erstmals
eine systematische und umfassende interdisziplinäre Analyse aller Marsmeteorite durchgeführt.
Mit ihren geochemischen, strukturellen und isotopischen Besonderheiten enthalten sie Informationen
zur Alterstellung, zum Differentiationsgeschehen und zum inneren Aufbau, zur Stoßwellenmetamorphose
sowie zur Entwicklung der Atmosphäre des Mars. Das Projekt will die Art und Abfolge der
Prozesse klären, die zur Bildung, zu sekundären Veränderungen und zum Transfer der Gesteine auf
die Erde führten. Die Ergebnisse werden im Kontext der aus Fernerkundung und Altersbestimmungen
bekannten geologischen Geschichte des Mars interpretiert. Darüber hinaus werden sie Beiträge zur
Verfeinerung der Modelle des globalen stofflichen Aufbaus des Mars (Kern-Mantel-Kruste; Hydrosphäre,
Atmosphäre), seiner magmatischen Entwicklung und der primären Akkretion leisten.
Die unterschiedlichen Untersuchungen werden möglichst an identischen Proben erfolgen, was eine
enge Koordinierung der Arbeiten erfordert. Zunächst erfolgt die licht- und elektronenmikroskopische
Charakterisierung aller SNCs. Mit TOF-SIMS (Flugzeit-Sekundärionenmassenspektrometrie) werden
dann die räumlichen Verteilungen und die Gehalte der Haupt-, Neben- und Spurenelemente sowie der
organischen Verbindungen untersucht. Abschließend werden Stoßwelleneffekte, Gitterdefekte und
Hochdruckphasen mit dem TEM (Transmissionselektronenmikroskop) analysiert, die u.a. Randbedingungen
für die thermische Entwicklung der Meteorite liefern.
Mit der Funkenmassenspektrometrie werden an Gesamtgestein verlässliche Spurenelementgehalte
mit hoher Empfindlichkeit (ppb) zur besseren geochemischen Charakterisierung der SNCs ermittelt.
Weiterhin werden Radionuklide mit AMS (Beschleuniger-Massenspektrometrie) gemessen, die in Verbindung
mit den vorgesehenen Edelgasuntersuchungen Informationen über die Bestrahlungsgeschichte
und die terrestrischen Alter der SNCs liefern. Außerdem werden die isotopische Zusammensetzung
der Edelgase und des Stickstoffs sowie die Identifikation ihrer Trägerphasen Randbedingungen
sowohl für die thermische Geschichte des Mars als auch für die Entwicklung seiner Atmosphäre
liefern. Schließlich werden TOF-SIMS Untersuchungen organischer Komponenten in SNCs Rückschlüsse
auf vermutete biologische Aktivitäten auf dem Mars erlauben.
Neben der bisher einmaligen Chance, Gestein vom Mars im Labor zu untersuchen, dienen die in diesem
Projekt durchzuführenden interdisziplinären Analysen der SNCs in idealer Weise der Vorbereitung
künftiger Mars-Sample-Return-Missionen, in denen Marsgestein und Regolith zur Erde gebracht
werden. Dann wird sich die deutsche Marsforschung bei ihrer Verteilung zur Analyse in scharfer internationaler
Konkurrenz durchsetzen müssen. Forschergruppen werden dann bei der Zuteilung von
Proben sicher nur berücksichtigt, wenn sie vorher ihre Kompetenz zweifelsfrei bewiesen haben, was
u.a. durch die Untersuchung der SNCs geschehen soll. Aber auch nach dem Sample Return liegt mit
den SNCs Gestein von sehr unterschiedlichen Marsregionen vor, die nur in einer Vielzahl von Marsmissionen
und daher in absehbarer Zeit nicht zugänglich sein werden.
Zusätzlich zu Arbeiten in dem eben beschriebenen Projekt sind weiterführende Altersbestimmungen
mit den Rb-Sr- und Sm-Nd-Methoden (E. Jagoutz) sowie mit der 40 Ar- 39 Ar-Methode (M. Trieloff) erforderlich,
um die Diskrepanzen in der Deutung der bisher vorliegenden Ergebnisse zu beseitigen.
Für ein besseres Verständnis des Kernbildungsprozesses im Mars sind neue und genauere Daten
über das Verhalten der Spurenelemente bei Metall- bzw. Metall-Sulfidabtrennung notwendig. Hier soll
besondere Bedeutung auf die Abhängigkeit der entsprechenden Verteilungskoeffizienten von Druck,
Temperatur und Zusammensetzung gelegt werden, um die Bedingungen der Kernbildung im Mars
besser reproduzieren zu können (H. Palme, Köln).
Die zukünftigen Marsmissionen lassen erwarten, dass die geochemisch-mineralogische Datenbasis
erheblich erweitert wird. So sind für MARS SURVEYOR 2001 Mission neue APX Messungen (J. Brückner,
G. Dreibus, G. Lugmair, R. Rieder, Mainz) und Messungen mit einem Mössbauer Spektrometer
20

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
(G. Klingelhöfer, Mainz) geplant. Die Mössbauer Daten dienen insbesondere dem Studium der Verwitterungsprozesse
und der Wechselwirkung zwischen Atmosphäre und Oberflächengestein. Diese
Wechselwirkung kann schon heute an SNC-Meteoriten untersucht werden (A. Bischoff, Münster).
Physikalisch-Chemische Laboruntersuchungen. Physikalisch-chemische Laboruntersuchungen
von Marsgestein und typischer Minerale bieten eine wichtige Grundlage für die Modellierung des Aufbaus
des Planeten und der in seinem Inneren ablaufenden Prozesse. Hier wird insbesondere an
Hochdruck und –temperaturuntersuchungen in der Diamantzelle gedacht (R. Böhler, V. Hillgren,
Mainz). Wichtige Themenstellungen neben der Bestimmung der Schmelztemperaturen sind insbesondere
die möglichen Phasengrenzen im Marsmantel. So sind beispielsweise die Temperatur- und
Druckbedingungen für die Spinell-Perowskitumwandlung nach wie vor umstritten. Darüber hinaus sind
die elastischen und inelastischen Eigenschaften des Marsinnern von besonderem Interesse auch im
Hinblick auf die Auswertung der von NETLANDER erwarteten seismischen Daten.
Exobiologische Labor- und Felduntersuchungen. Besonders aktuell ist die Erforschung der Entstehung
des Lebens, seiner Evolution und Ausbreitung vor dem Hintergrund der kosmischen Evolution.
Gegenwärtig steht hier der Mars im Mittelpunkt des Interesses, da er wesentliche Voraussetzungen
für das Auftreten von Leben (Vorstufen, fossile oder aktive Formen) erfüllen könnte. Die
Überlebenschancen und Anpassungsstrategien extremophiler Mikroorganismen an eine sich wandelnde
Umwelt sollen in terrestrischen Modellsystemen unter simulierten Marsbedingungen (klimatische
Verhältnisse, Bodenkomponenten, Strahlenbelastung) bzw. in Feldversuchen (z.B. in der Antarktis)
untersucht werden. Simulationskammern für die Oberflächenbedingungen des Mars einschließlich
des UV-Strahlenklimas können von D. Möhlmann und G. Horneck (Köln) und H. Seidlitz (Oberschleissheim)
zur Verfügung gestellt werden. Für die Untersuchungen bieten sich vor allem solche
Ökosysteme an, die als Modelle für mögliche Habitate bzw. Rückzugsgebiete auf dem Mars gelten
könnten. Geeignete Untersuchungsobjekte sind endo- und epilithische Mikrobengemeinschaften der
Antarktis, Mikroorganismen in Permafrost (H.-W. Hubberten, Potsdam), Meereis (G. Dieckmann, Bremerhaven)
und aus tieferen Bodenzonen, evaporitische Gemeinschaften, Mikroorganismen-
Gemeinschaften unter wechselnden Umweltbedingungen (W. Krumbein, Oldenburg) und solche in
hydrothermalen Quellen (K.O. Stetter, Regensburg) sowie Bakteriensporen als resistente Dauerformen.
Umgekehrt soll auch der Einfluß der Mikroorganismen auf Gesteinsoberflächen bzw. Minerale
und Gläser untersucht werden (A. Bischoff, Münster)
Weiterhin sollen geeignete Nachweismethoden für Lebensspuren (z.B. chemische, strukturelle und
funktionale Biomarker) entwickelt werden, die auch unter extraterrestrischen Bedingungen eindeutige
Information liefern, wie z. B. die Entwicklung von Methoden zum Nachweis bisher nicht-kultivierbarer
Mikroorganismen (E. Stackebrandt, Braunschweig). Sie sind grundlegend für die Planung von Landemissionen
mit der Suche nach Leben auf dem Mars (fossilen oder aktiven Formen) und dienen gleichzeitig
dem tieferen Verständnis der Wechselwirkungen zwischen Leben und Umwelt. Diese Entwicklung
geeigneter Nachweisverfahren für die in-situ-Analyse ist ein wichtiger und notwendiger Schritt.
Die so gewonnenen Informationen sollten bereits in das Exobiologische Paket der ESA mit einfließen,
das für die MARS-2005-Mission geplant ist. Projekte mit exobiologischen Fragestellungen werden erwartet
von A. Gorbushina und W. Krummbein (Oldenburg), G. Horneck (Köln), H. W. Hubberten
(Potsdam), G. Dieckmann (Bremerhaven), E. Stackebrandt (Braunschweig) und K. O. Stetter (Regensburg).
Ein Projekt, welches die möglichen Spuren von Leben in SNC Meteoriten untersuchen will,
wird bereits gefördert (T. Stephan, E. K. Jessberger, Münster) und sollte in den Schwerpunkt integriert
werden.
1.3.2 Modellbildung
Aufbaumodelle Die gegenwärtigen Aufbaumodelle nutzen den vorhandenen Datenbestand aus, zeigen
aber Inkonsistenzien auf, die untersucht werden sollten. Ein Beispiel ist die Diskrepanz zwischen
Aufbaumodellen (vgl. Sohl und Spohn 1997) und thermischen Entwicklungsmodellen (z.B. Spohn
1991) auf der einen Seite und der Interpretationen des Schwerefeldes (Esposito et al., 1992) bezüglich
der zu erwartenden Krustenmächtigkeit auf der anderen Seite. Aus Aufbaumodellen werden Krustenmächtigkeiten
von 100–120 km berechnet. Sie stehen mit den aus thermischen Entwicklungsrechnungen
vorhergesagten Schmelzvolumina in Einklang. Werden die Schwerefeldanomalien ausschließlich
auf Krustenmächtigkeitsschwankungen zurückgeführt, erhält man eine mittlere Krustenmächtigkeit
von lediglich 40 km. Diese Diskrepanz kann nur aufgehoben werden, wenn laterale Dichtevariationen
eingeführt werden, die beispielsweise durch einen Mantelplume unter Tharsis oder durch
Mascons hervorgerufen würden, oder wenn die Aufbaumodelle revidiert werden.
Eine weitere Fragestellung betrifft die Gesamtzusammensetzung des Mars. Geochemische Modelle,
die eine chondritische Zusammensetzung annehmen und die auf der chemischen Zusammensetzung
21

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
der SNC-Meteorite beruhen, ergeben eine Kernmasse, die erheblich größer als die ist, die man aus
dem geophysikalisch bestimmten Trägheitsmoment berechnet. Die Lösung dieser Diskrepanz ist von
weitreichender kosmochemischer und planetenphysikalischer Bedeutung.
Die Aufbaumodelle werden mit Hilfe von Informationen verbessert, die im Rahmen des Schwerpunkts
gewonnen werden sollen (physikalisch-chemische Laboruntersuchungen, SNC-Meteorite und in-situ
Untersuchungen) und natürlich mit den Ergebnissen zukünftiger Missionen insbesondere der seismischen
Experimente von NETLANDER. Anträge zu diesem Themenfeld werden von F. Sohl und T.
Spohn (Münster) und P. Janle (Kiel) erwartet.
Thermische Entwicklungsrechnungen und Modelle zur Manteldynamik. Thermische Entwicklungsrechnungen
und Modelle der Manteldynamik verknüpfen die unterschiedlichen Prozesse, die aus
dem Vorrat an innerer Energie des Planeten schöpfen. Zu diesen Prozessen gehören Vulkanismus,
Tektonik, Ausgasung des Planeteninneren, Differentiation durch Kern- und Krustenbildung und Erzeugung
des Magnetfeldes. Sie sind deshalb in besonderer und komplexer Art von einer Vielfalt empirischer
Ergebnisse abhängig, auch von solchen, die im Rahmen des Schwerpunkts gewonnen werden
sollen. Sie werden aus geologischen Arbeiten resultieren, aus Analysen der SNC-Meteorite und aus
in-situ Untersuchungen, aus physikalisch-chemischen Laboruntersuchungen und nicht zuletzt aus
Aufbaumodellen, die eine wesentliche Grundlage für die Entwicklungsrechnungen darstellen. So wurde
z.B. die Temperaturverteilung nach Akkretion und Kernbildung bisher wenig untersucht und ist
kaum verstanden. Die weitere thermische Entwicklung und die des Magnetfelds hängen jedoch stark
von dieser Temperaturverteilung ab. Durch eine genauere Untersuchung der entscheidenden physikalischen
Prozesse ist eine bessere Bestimmung des Temperaturverlaufs zu Beginn der Evolution
möglich, die für weitere thermische Modellrechnungen hilfreich ist.
Eine weiter ungelöste Frage ist die Entstehung der Tharsis-Region. Der bisher angenommene große
und stabile Mantelplume unterhalb dieser Region folgt nicht aus einfacher thermischer Konvektion,
wenn Kernkühlung berücksichtigt wird. Dies gilt selbst bei Berücksichtigung der Phasengrenzen. Es
müssen neue Mechanismen oder Prozesse gefunden und untersucht werden, die zu jenem stabilen
Vulkanismus führen konnten, welcher die riesige vulkanische Aufwölbung erzeugte. Eine mögliche
Schlüsselrolle könnte dabei eine globale Schmelzzone einnehmen, die wahrscheinlich während einer
langen Zeit der Evolution unter der Lithosphäre vorhanden war. Eine andere Möglichkeit wäre eine
chemische Schichtung des Mantels.
Die Manteldynamik beeinflusst stark die Magnetfeldbildung, insbesondere dann, wenn ausschließlich
thermische Konvektion im Kern stattfindet. Hier sind jedoch weitere und detailliertere Untersuchungen
der Modelle nötig, um die Geschichte des Magnetfeldes des Mars besser zu verstehen. Weiterhin sind
Gemeinsamkeiten oder Unterschiede in der thermischen Entwicklung und der Magnetfeldentwicklung
der terrestrischen Planeten herauszuarbeiten.
Zweidimensionale und dreidimensionale Modelle der Manteldynamik mit tiefenabhängigen Materialparametern
stellen zur Zeit keine unüberwindbaren Herausforderungen dar. Thermische Entwicklungsrechnungen
können einerseits mit zweidimensionalen und dreidimensionalen Konvektionsmodellen
berechnet werden. Diese sollten aber wegen der höheren Rechenkapazitätsanforderungen
auch mit parametrisierten Modellen berechnet werden. Der Vergleich mit vollen Konvektionsmodellen
zeigt durchaus hoffnungsvolle Ansätze, wenn neue Parametrisierungen für Konvektion in Fluiden mit
temperaturabhängiger Viskosität verwendet werden. Die Manteldynamik kann mit Modellen zur Berechnung
der Wechselwirkung zwischen Atmosphäre und Planetosphäre, der Schmelzbildung und
damit der vulkanischen Aktivität und des Krustenwachstums, der Tektonik und mit Modellen der
Thermodynamik des Kerndynamos verknüpft werden. Anträge in diesen Feldern werden von D. Breuer
und T. Spohn (Planetologie Münster); U. Hansen (Geophysik, Münster) und U. Walzer (Geophysik
Jena) erwartet.
Kraterbildung. Zum Verständnis der exogene Dynamik sind Modelle zur Kraterentstehung bedeutsam.
Diese Modelle werden einerseits empirische Daten von Kratern integrieren und andererseits
voraussagen, wie der Materialtransport während und nach dem Einschlag, die Bildung der Kraterhohlform,
die Relaxation des Kraters und die Bildung von Auswurfdecken verläuft. Darüber hinaus ist der
Zusammenhang zwischen Objekt- und Kratergröße bedeutsam. Kratermodelle werden von G. Neukum
(Berlin) und M. Lange (Geophysik Münster) berechnet. Diese Modelle sind auch bedeutsam für
Fragen im Zusammenhang mit der Herkunft der SNC-Meteorite, die ja wahrscheinlich in der Folge von
Impaktereignissen von Mars ausgeworfen wurden. Diese Prozesse sind bis heute nicht gut verstanden.
Darüber hinaus sollten die Schockbelastungen der Meteorite und der Zusammenhang zur Kraterdynamik
untersucht werden.
22

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Transporteigenschaften des Regoliths. Die zukünftigen Mars-Missionen MARS-EXPRESS, NET-
LANDER und SAMPLE RETURN werden ab 2003 bis 2006 neue Informationen über den Aufbau und die
Beschaffenheit der oberflächenahen Schichten des Mars (Regolith und Permafrost-Schicht) liefern.
Die MARS-EXPRESS Mission mit dem Lander BEAGLE 2 soll im Jahre 2003 starten und ab 2004 Daten
liefern. Mit den vor allem exobiologisch motivierten Landerexperimenten ist erstmals eine Probennahme
aus tieferen Schichten (1–2 m) und deren in-situ Untersuchung vorgesehen. Bis dahin sollen
vorbereitend Modelle der lokalen Energie- und Stoffbilanz zur Einordnung und Interpretation der erwarteten
Ergebnisse erarbeitet werden (D. Möhlmann, Köln). Sie betreffen den täglichen Temperaturverlauf
in der Tiefe, Sublimations- und Rekondensationszyklen, Wechselwirkungen mit der Atmosphäre
wie Sublimation und Rekondensation sowie mechanische und strukturelle Eigenschaften des Oberflächenmaterials.
Modelle der Magnetfeldentstehung und der Wechselwirkung der Magnetosphäre mit dem Sonnenwind.
Der planetare Dynamo ist bis heute weitgehend unverstanden. Dies liegt einerseits an der
komplexen Struktur der den Dynamo beschreibenden Gleichungen, die analytische Lösungen unmöglich
machen, und andererseits an den erst in jüngster Zeit sich ergebenden Möglichkeiten, diese Gleichungen
numerisch zu lösen. Letztere werden z.Zt. hauptsächlich in der theoretischen Geophysik
genutzt. Die Planetenforschung bietet Fallbeispiele an, die für die gegenwärtigen numerischen Möglichkeiten
eher zugänglich sind. Dies liegt hauptsächlich an der geringeren Masse des Mars und der
anderen terrestrischen Planeten. Daher wird erwartet, dass Projekte zur Entstehung des frühen Magnetfelds
und seiner Geschichte vorgeschlagen werden (U. Hansen, Geophysik Münster; K. H. Rädler,
Potsdam).
Die Dynamowirkung im Kern hängt in entscheidender Weise vom Wärmetransport im Mantel ab.
Thermische Entwicklungsrechnungen (Breuer, Planetologie Münster) können die Entwicklungen der
für den Dynamo notwendigen Bedingungen modellieren und beispielsweise erklären, unter welchen
Umständen die Dynamowirkung zum erliegen kommt, weil die Mantelkonvektion für den notwendigen
Energietransport vom Kern nicht mehr ausreicht. Ein solcher Energietransport ist notwendig, weil nur
bei genügender Wärmeabfuhrrate der Kern konvektiv kühlt bzw. ein innerer Kern ausfriert.
Schließlich wird die Wechselwirkung des Magnetfeldes mit dem Sonnenwind von besonderem Interesse
sein. Hier ergeben sich plasmaphysikalische Fragestellungen, Fragestellungen der Wechselwirkung
mit der Atmosphäre mit Bedeutung für die Interpretation den bisherigen und zukünftig zu messenden
Magnetfelddaten sowohl im Orbit (z.B. MARSEXPRESS) als auch am Boden (NETLANDER). Beiträge
in diesem Feld werden von K. Sauer (Katlenburg-Lindau) K. H. Glassmeier und U. Motschmann
(Braunschweig), G. Haerendel (Garching) und F. Neubauer ( Köln) erwartet.
23

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
2. Verhältnis zu anderen laufenden Programmen
Der Schwerpunkt wird in vielfältigen Beziehungen zu anderen Programmen in der Planetenforschung
stehen (Abb. 9). Insbesondere sind hier die Missionen zu nennen, die unter Federführung der NASA,
der ESA und der CNES gegenwärtig durchgeführt werden bzw. geplant sind. Auf diese Programme
wird weiter unten eingegangen werden. In Deutschland bestehen zunächst naturgemäß Verbindungen
zu Projekten, die vom DLR als Beiträge zu einzelnen Missionen gefördert werden. Bei diesen Projekten
handelt es sich um Experimente auf in der Regel internationalen Missionen, für die das DLR
Hardwareentwicklung und gegebenenfalls die unmittelbare Datenauswertung fördert. Die Förderung
der Grundlagenforschung im Sinne des vorgeschlagenen Schwerpunkts sieht das DLR nicht als seine
Aufgabe an. Dennoch wird der Schwerpunkt in vielfältiger Weise von den Weltraumprojekten profitieren,
da die Planetenforschung als empirische Wissenschaft auf Datenmaterial angewiesen ist. Umgekehrt
wird der Schwerpunkt auf die Weltraumprojekte zurückwirken, da die Ergebnisse und Fragestellungen
der Grundlagenforschung letztlich die Basis der Entwicklung neuer Experimente und Instrumente
ist. Zu den Experimenten, die an dieser Stelle herausgehoben werden sollen, zählen solche,
an denen Wissenschaftler aus dem Kreis der am Schwerpunkt Interessierten beteiligt sind. Ohne
Experimente und Missionen im Einzelnen darstellen zu wollen, was den Rahmen des Antrags sprengen
würde, verweisen wir auf die hochauflösende Stereokamera HRSC vom Institut für Weltraumsensorik
und planetare Erkundung, auf das Radio Science Experiment aus Köln, auf das Probenahmegerät
PLUTO für den Beagle 2 Lander aus Köln, Kameras aus Lindau für Beagle 2 (alle
MARSEXPRESS), Magnetometer aus Braunschweig auf NETLANDER und APX und Mössbauer Spektrometer
aus Mainz. Auf eine Aufzählung der vielfältigen Co-Investigatorenbeteiligungen von Wissenschaftlern
aus dem Kreis der Interessierten wollen wir verzichten.
Der Schwerpunkt wird außerdem in Verbindung stehen mit einem Projekt mit dem Thema ”Wechselwirkung
der physikalischen Umwelt mit Lebensprozessen unter extremen Bedingungen” (Leben im
Permafrost), welches unter der Leitung von D. Möhlmann (DLR, Köln) beim Strategiefonds der Hermann
von Helmholtz Gesellschaft deutscher Forschungszentren eingereicht wurde. Dieses Projekt
soll, falls es bewilligt wird, im Juli 2000 beginnen und eine Laufzeit von drei Jahren haben. Es wird
somit noch in den Beginn der Laufzeit des Schwerpunktes hineinragen und dafür erste Vorarbeiten
leisten können. An diesem Projekt können nach Massgabe der Helmholtz Gesellschaft unmittelbar nur
Mitglieder beteiligter Großforschungseinrichtungen teilnehmen. Hauptpartner neben DLR-Instituten ist
das Alfred Wegener Institut (AWI) für Polar- und Meeresforschung, Bremerhaven. Die Begutachtung
des Projektvorschlages im HGF-Rahmen verlief sehr positiv. Die abschließende Bewertung ist für Mai
2000 in Aussicht gestellt.
Ziel des vorgeschlagenen HGF-Projektes ist es, mit der Schaffung eines ersten physikalisch-biologischen
Permafrost-Modells Wissen und Erfahrungen aus der Erforschung des terrestrischen Permafrostes
und Meereises mit der Marsforschung interdisziplinär als gemeinsame Aufgabenstellung von
Geowissenschaften (Permafrost und Eis, Stoffkreisläufe zwischen Geo- und Biosphäre, extreme Habitate),
Biowissenschaften (Mikrobiologie, Strahlenbiologie, Exobiologie, Grenzen und Möglichkeiten
der Adaptation und Evolution) und Weltraumforschung (laufende Mars-Programme von NASA und
ESA) zusammenzuführen, um die Wechselwirkungen zwischen der physikalischen Umwelt und Lebensprozessen
unter extremen Bedingungen zu untersuchen. Damit soll die Grundlage für ein längerfristiges
Forschungsprogramm zur Untersuchung von Lebensprozessen unter extremen Bedingungen
geschaffen werden.
Wie der hier vorgeschlagene Schwerpunkt ist das HGF-Projekt ebenfalls stark experimentell-methodisch
ausgerichtet, besitzt daneben aber ingenieurwissenschaftliche Schwerpunkte. So soll vom DLR-
Institut für Raumsimulation in Köln unter Mitwirkung des Instituts für Planetologie Münster eine Probennahmesonde
entwickelt werden. In der vorgesehenen Dreijahresetappe sollen physikalische und
biologische Feld-, Labor- und Modellierungsarbeiten und zugehörige technische Entwicklungen zur
experimentellen Untersuchung terrestrischen Permafrostes und Meereises durchgeführt werden. Die
Aufgabenstellung besteht darin, ein physikalisches und biologisches Modell des Permafrostes zu entwickeln.
Die Erfahrungen und Ergebnisse können und sollen in den Schwerpunkt eingebracht werden.
Als zweite Initiative in Deutschland, die zu einer Zusammenarbeit mit dem geplanten Schwerpunkt
führen könnte, nennen wir die Bestrebungen, an der RWTH Aachen einen Sonderforschungsbereich
der DFG zum Thema "Leben und Arbeiten auf Mond und Mars" einzurichten. Hierbei handelt es sich
um ein ingenieurwissenschaftliches Projekts, bei dem es um Fragen des Flugs und des mittel- bis
langfristigen Aufenthaltes von Astronauten auf diesen Körpern geht. Zu den Arbeitsbereichen gehören
Lagerstättenforschung und Rohstoffgewinnung, Prozess- und Werkstofftechnik, Umweltadaption und
Lebenserhaltungssysteme, Bautechnik und Transportsysteme sowie Stationsmanagement und Leit-
24

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
technik. Aus dieser Themenliste ergibt sich, dass der verwertbare Wissensfluss eher vom Schwerpunkt
zum SFB gerichtet wäre. Dennoch erwarten die Initiatoren interessante Wechselwirkungen,
nicht zuletzt auch in den Feldern Umwelt und Lebenserhaltung.
Schließlich sollte noch angemerkt werden, dass es wechselseitige Bezüge zu anderen Schwerpunktprogrammen
in den Geowissenschaften geben wird. Zu nennen sind hier "Bildung, Transport und
Differenzierung von Silikatschmelzen" und "Erdmagnetische Variationen: Raumzeitliche Struktur, Prozesse
und Wirkungen auf das System Erde".
Auf die Verbindung mit dem von der DFG bewilligten Projekt „Systematische und umfassende interdisziplinäre
Analyse aller Marsmeteorite“ von Forschergruppen in Münster, Mainz, Berlin, Köln und Hannover
ist bereits an anderer Stelle hingewiesen worden.
DLR geförderteInstrumentenprojekte
und
Missionsbeteiligungen
HGF-Projekt
Leben im
Permafrost
Schwerpunkt
Abb. 9. Beziehungen des vorgeschlagenen Schwerpunkts zu nationalen und internationalen
Programmen und zu zwei geplanten bzw. beantragten großen (nationalen) Projekten.
25
Internationale
Missionen
IMWEG (ESA,
NASA, CNES,
FMI, IKI...)
SFB-Initiative
Leben und
Arbeiten auf
Mond und
Mars

3. Internationale Zusammenarbeit
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Als empirische Wissenschaft lebt die Planetenforschung von erdgebundener Beobachtung einschlißelich
der Untersuchung von Meteoriten sowie in erheblichem Maß von Daten, die durch Raummissionen
gewonnen werden. Gegenwärtig erleben wir insbesondere in der Marsforschung eine äußerst
fruchtbare Periode mit einer Vielzahl von Missionen (Tab. 1), deren Höhepunkte voraussichtlich
die in-situ Erforschung des Planeten und die Rückführung von Proben zur Erde sein werden. Einer
Empfehlung der INTERNATIONAL MARS WORKING GROUP (IMEWG) folgend, haben die internationalen
Raumfahrtbehörden ein breit angelegtes, großes Forschungsprogramm für den Mars begonnen. Das
Programm beinhaltet außer der Erkundung vom Orbit mehrere Landemissionen, Fahrzeuge und die
Probennahme. Einige Proben sollen in-situ analysiert werden, andere – einige 100g – sollen 2003 und
2005 aufgenommen und 2008 zur Erde gebracht werden. Die wissenschaftlichen Methoden umfassen
die Fernerkundung in verschiedenen Spektralbereichen (optisch, infrarot, Radar), die Messung geophysikalischer
Felder, die Seismologie, die in-situ Atmosphärenforschung und alle Methoden der Probenanalyse.
Neben einer Vielzahl amerikanischer Missionen (alle zwei Jahre je zwei Missionen bis
2005) stellen die europäischen Missionen MARS EXPRESS und NETLANDER sowie die amerikanischeuropäische
MARS SURVEYOR 2005 SAMPLE RETURN Mission besondere Schwerpunkte der Marsforschung
dar. MARS EXPRESS wird u.a. eine hochauflösende Stereokamera aus Deutschland an Bord
haben. Darüber hinaus wird MARS EXPRESS den Lander BEAGLE-2 absetzen, der, wiederum mit deutscher
Beteiligung, die Lebensbedingungen auf dem Mars erforschen und nach eventuellen Spuren
gegenwärtigen oder fossilen Lebens suchen soll. NETLANDER, eine Mission der CNES (Frankreich),
des FMI (Finnland) und des DLR (Deutschland) wird ein Netzwerk vier geowissenschaftlicher Oberflächenstationen
auf dem Mars installieren. Ihre wissenschaftlichen Ziele liegen vornehmlich in der Erforschung
des inneren Aufbaus, der Atmosphäre und der Veränderung der Oberfläche durch geologische
Prozesse. Dabei sollen insbesondere die Methoden der Seismologie, der in-situ Atmosphärenforschung
und der stereoskopischen Vermessung der Oberfläche zum Einsatz kommen. Zur Zeit wird
unter der Schirmherrschaft der ESF und ESA ein Europäisches exo/astrobiologisches Netzwerk etabliert,
in dem auch die europäischen Marsaktivitäten erfaßt sind, soweit sie zur Suche nach Leben auf
dem Mars beitragen. Zur Organisation der deutschen Aktivitäten findet im März ein exo/astrobiologisches
Symposium während der Jahrestagung der DPG statt.
Neben dem Mars sind eine Reihe anderer terrestrischer Planeten und Trabanten Ziele geplanter Missionen
bzw. in jüngster Zeit durchgeführter Missionen. Dazu gehören Missionen zum Mond (CLE-
MENTINE, LUNAR PROSPECTOR, LUNAR A, SELENE, SMART-1), zur Venus (VESPER) und zum Merkur
(MESSENGER, BEPICOLOMBO) Die Erforschung der Trabanten des Jupiter (Io, Europa, Ganymed und
Kallisto) erlebt mit GALILEO gegenwärtig ihren Höhepunkt. Diese Mission wird Ende diesen Jahres
abgeschlossen sein. Im Jahre 2004 werden CASSINI und HUYGENS mit der Erforschung des Saturn und
seines Mondes Titan beginnen. An allen diesen Missionen sind deutsche Institute beteiligt. Zusätzlich
zu den Missionen zu den erdähnlichen Planeten wird es einige Missionen zu Kometen und Asteroiden
geben. Diese zielen letztlich auf die Erforschung der Entstehung des Sonnensystems und ergänzen
so die Missionen zu den planetaren Körpern.
An dieser Stelle muss die Frage nach dem Zugang zu den Daten angesprochen werden. Zunächst
soll wiederholt werden, dass eine Vielzahl der am Schwerpunkt engagierten Wissenschaftler an den
relevanten Missionen beteiligt sind und damit ein Anrecht auf die Daten besitzen. Darüber hinaus wird
aber das früher übliche Zurückhalten der Daten während einer etwa einjährigen „Schonfrist“ zunehmend
aufgegeben, wie durchweg während der jüngsten Missionen zu beobachten war. Ganz dezidiert
wird NetLander die Daten unmittelbar zugänglich machen.
Die Vielfalt der zur Zeit durchgeführten bzw. bald bevorstehenden Missionen zeigt, dass wir gegenwärtig
den Beginn eines Jahrzehnts der intensiven Erforschung des Mars und der terrestrischen Planeten
erleben. International wird dieses Programm eingebettet sein in ein breit angelegtes Grundlagenforschungsprogramm,
auch wenn der exploratorische Charakter einiger Missionen, zumindest
soweit es die US-amerikanischen Aktivitäten, betrifft nicht verborgen bleibt – nicht zuletzt stehen über
dem amerikanischen Mars Surveyor Programm die Stichworte „Life“ und „Resources“. Auf europäischer
Seite gehen Unternehmungen hauptsächlich, aber nicht nur, von Frankreich und England aus.
Den deutschen Wissenschaftlern, insbesondere auch denen, die nicht direkt an diesen Weltraumprojekten
beteiligt sind, die Chance zu eröffnen, daran teilzunehmen, ist einer der Beweggründe für
die Initiative der Antragsteller, die von einer großen Zahl von Kollegen mitgetragen wird.
26

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Tab. 1: CALENDAR OF EVENTS IN PLANETARY RESEARCH
Year Month Day MISSION Event
1999 July 28 Flyby Near-Earth Asteroid 1992 KD
2000 Februar NEAR Begins orbit of Near Earth Asteroid 433 Eros
2001 Januar GENESIS Launch of NASA Solar Wind Sample Return Mission
March 7 MARS SURVEYOR 2001 ORBITER Launch of NASA Orbiter Mission to Mars
April 5 MARS SURVEYOR 2001 LANDER Launch of NASA Lander/Rover Mission to Mars
Late SMART 1 Launch of ESA Lunar Orbiter and Possible NEO Flyby
Mission
2002 January MUSES-C Launch of ISAS Lander and Sample Return Mission to
Asteroid 4660 Nereus
July CONTOUR Launch of NASA Mission to fly by three comet nuclei
VESPER Possible Launch of NASA Mission to Venus (Mission
under Study)
2003 January ROSETTA Launch of ESA Rendezvous and Lander Mission to
Comet P/Wirtanen
May/June KITTY HAWK Launch of NASA Orbiter and Lander Mission to Mars/
Aeroplane to fly down Valles Marineris
June MARS EXPRESS/BEAGLE 2 Launch of ESA Orbiter and Lander to Mars
November EUROPA ORBITER Launch of NASA Europa Orbiter
December NOZOMI Arives at Mars
SELENE Launch of ISAS Orbiter and Lander Mission to the
Moon
2004 January 2 STARDUST Encounters Comet P/Wild-2
July 1 CASSINI/HUYGENS Arrive at Saturn
December PLUTO-KUIPER-EXPRESS Launch of Proposed Flyby of Pluto and Kuiper Belt
MESSENGER Launch of NASA Mission to Mercury
2005 July/August MARS SURVEYOR 2005
Launch of Orbiters, Rover, Sample Acquisition Modu-
NETLANDER
le, Network of Landers to Mars (NASA, CNES, FMI,
DLR)
August ISAS MERCURY ORBITER Launch of ISAS Orbiter Mission to Mercury
2006 January 15 STARDUST Returns Samples to Earth
2007 BEPICOLOMBO-1 Possible Launch of ESA MagOrbiter and Lander to
Mercury (Mission under study)
2008 MARS SURVEYOR 2005 Returns Samples to Earth
2009 BEPICOLOMBO-2 Possible Launch of ESA Orbiter to Mercury (Mission
under study)
BEPICOLOMBO-1, MESSENGER Arrival at Mercury
Note: CNES (France), DLR (Germany), ESA (Europe), FMI (Finland), ISAS (Japan), NASA (USA) are Space Agencies. This
table was compiled by T. Spohn from various sources
27

4. Programmausschuss
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Prof. Dr. T. Spohn (federführend), Institut für Planetologie, Westfälische Wilhelms-Universität, Wilhelm-Klemmstrasse
10, 48149 Münster, 0251-83-33566 (Sekretariat) 0251-83-33496, Fax: 0251-83-
36301, email: spohn@uni-muenster.de
Prof. Dr. A. Bischoff, Institut für Planetologie, Westfälische Wilhelms-Universität Münster
Dr. G. Horneck, DLR, Institut für Luft- und Raumfahrtmedizin, Abt. Strahlenbiologie, Köln
Dr. R. Jaumann, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Prof. Dr. E.K. Jessberger, Institut für Planetologie, Westfälische Wilhelms-Universität Münster
Prof. Dr. D. Möhlmann, DLR, Institut für Raumsimulation, Köln
Prof. Dr. H. Palme, Institut für Mineralogie und Geochemie, Universität zu Köln
5. Teilnehmer
Die Zahl der bekundeten Interessen am vorgeschlagenen Schwerpunktprogramm ist verhältnismäßig
groß, wobei nicht von allen Interessenten zu erwarten ist, dass sie Anträge stellen werden. Mitglieder
der Max-Planck-Institute haben ihr starkes Interesse an einer Mitarbeit bekundet, ohne in jedem Fall
auf Sachbeihilfen angewiesen zu sein.
Prof. Dr.-Ing. J. Albertz, Institut für Photogrammetrie und Kartographie, TU Berlin
Dr. G. Arnold, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Dr. A. Baumgartner, Lehrstuhl für Photogrammetrie und Fernerkundung, TU München
Dr. R. Boehler, MPI für Chemie, Mainz
Prof. Dr. A. Bischoff, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Prof. Dr. L. Bischoff, Geol.-Paläont. Institut, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Dr. D. Breuer, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Dr. G. Dieckmann, Alfred-Wegener-Institut für Polar- und Meeresforschung, Bremerhaven
G. Dreibus , MPI für Chemie, Mainz
Prof. Dr. H. Ebner, Lehrstuhl für Photogrammetrie und Fernerkundung, TU München
Prof. Dr. K.-H. Glassmeier, Institut für Geophysik und Meteorologie, TU Braunschweig
Dr. A. Greshake, Museum für Naturkunde der Humboldt Univ., Berlin
Dr. E. Grün, MPI für Kernphysik, Heidelberg
Prof. Dr. U. Hansen, Institut für Geophysik, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Prof. Dr. G. Haerendel, MPI für extraterrestrische Physik, Garching
Dr. E. Hauber, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Dr. U. Herpers, Abteilung Nuklearchemie am Institut für Biochemie, Univ. zu Köln
Prof. Dr. C. Heipke, Institut für Photogrammetrie u. Ingenieurvermessungen, Univ. Hannover
Dr. P. Hoppe, MPI für Chemie, Mainz
Dr. G. Horneck, DLR, Institut für Luft- und Raumfahrtmedizin, Strahlenbiologie, Köln
Prof. H. W. Hubberten, Alfred-Wegener-Institut für Polar- und Meeresforschung, Potsdam
Dr. E. Jagoutz, MPI für Chemie, Mainz
Prof. Dr. P. Janle, Institut für Geowissenschaften, Christian-Albrechts-Univ. zu Kiel
Dr. R. Jaumann, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Prof. Dr. E. K. Jessberger, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Dr. H.-P. Jöns, Geographisches Institut, Univ. Würzburg
Dr. K. P. Jochum, MPI für Chemie, MainzDr. H.-U. Keller, MPI für Aeronomie, Lindau
Prof. Dr. G. Klingelhöfer, Institut für Anorg. u. Analyt. Chemie, J. Gutenberg-Univ., Mainz
Prof. Dr. P. Kronberg, TU Clausthal
Prof. Dr. W. Krumbein, AG Geomikrobiologie, ICBM, Carl v. Ossietzky Univ., Oldenburg
Prof. Dr. M. Lange, Institut für Geophysik, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Prof. Dr. G. Lugmair, MPI für Chemie, Mainz
Dr. R. Michel, Zentrum für Strahlenschutz und Radioökologie der Univ. Hannover
Prof. Dr. D. Möhlmann, DLR, Institut für Raumsimulation, Köln
Prof. Dr. U. Motschmann, Institut für Theoretische Physik, TU Braunschweig
Prof. Dr. F. M. Neubauer, Institut für Geophysik und Meteorologie, Univ. zu Köln
Prof. Dr. G. Neukum, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Dr. J. Oberst, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Dr. U. Ott, MPI für Chemie, Mainz
Dr. M. Pätzold, Institut für Geophysik und Meteorologie, Univ. zu Köln
Prof. Dr. H. Palme, Institut für Mineralogie, Univ. zu Köln
Prof. Dr. K. H. Rädler, Astrophysikalisches Institut der Universität Potsdam
28

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Dr. H. Rosenbauer, MPI für Aeronomie, Lindau
Prof. Dr. K. Sauer, MPI für Aeronomie, Lindau
Dr. H. Seidlitz, GSF Forschungszentrum, Oberschleißheim
Prof. Dr. M. Soffel, Institut für Planetare Geodäsie, TU Dresden
Dr. F. Sohl, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Dr. F. Spahn, Institut für Physik, Univ. Potsdam
Prof. Dr. E. Stackebrandt, DSM, Braunschweig
Prof. Dr. T. Spohn, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Dr. T. Stephan, Institut für Planetologie, Westf. Wilhelms-Univ., Münster
Prof. K. O. Stetter, Lehrstuhl für Mikrobiologie und Archaeenzentrum, Univ. Regensburg
Prof. Dr. D. Stöffler, Museum für Naturkunde der Humboldt Univ. zu Berlin
Dr. N. Thomas, MPI für Aeronomie, Lindau
Dr. M. Trieloff, MPI für Kernphysik, Heidelberg
Prof. Dr. U. Walzer, Institut für Geowissenchaften, Friedrich Schiller-Univ., Jena
Prof. Dr. R. Wäsch, DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Berlin
Prof. Dr. S. Weinbruch, Abt. Materialwissenschaften, TH Darmstadt
Verteilung der Interessenten auf Institutionen und Fachgebiete
Die Interessenten am Schwerpunktprogramm kommen zu mehr als der Hälfte (ca. 60%) von Universitäten
(vergl. unten links). Max-Planck-Institute stellen mit ca. einem Viertel der Teilnehmer das zweitstärkste
Kontingent. Die Großforschungseinrichtungen DLR, Alfred-Wegener Institut für Polar- und
Meeresforschung (AWI) und die Gesellschaft für Strahlenforschung (GSF) stellen zusammengenommen
etwas weniger als 20% der Interessenten. Schwerpunkte der Standorte (unten rechts) sind Berlin,
Münster und Mainz. In Berlin sind dies das DLR Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung,
aber auch Institute der Berliner Universitäten; in Münster das Institut für Planetologie, aber auch
andere geowissenschaftliche Institute; in Mainz insbesondere, aber nicht ausschließlich, das Max-
Planck Institut für Chemie. Die Fachgebiete (ganz unten links) Planetenphysik und Kosmochemie/Mineralogie
sind in etwa gleich stark zu je einem Drittel vertreten. Das dritte Drittel teilen sich
Fernerkundung/Geologie und Exobiologie. (Natürlich ist die Zuordnung zu Untergebieten nicht immer
eindeutig vorzunehmen.) Das Verhältnis zwischen Modellierern und Experimentatoren ist etwa 20/80.
Damit wäre der Schwerpunkt vornehmlich empirisch, doch mit einem signifikanten modellbildenden
Anteil ausgerichtet.
Uni
MPI
DLR
AWI
GSF
Planetenphysik
Kosmochemie/
Mineralogie
Fernerkundung/
Geologie
Exobiologie
29
Berlin
Münster
Mainz
Köln
Lindau
Sonstige
Modell
Empirie

6. Schätzung des Mittelbedarfs
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
Der jährlich Mittelbedarf wird auf ca. 3 Millionen DM geschätzt, wobei etwa 70% für Personalmittel
angesetzt werden. Diese Schätzung basiert auf einer angenommenen Beteiligung mit Antragstellung
von ca. 40 Arbeitsgruppen. Wie wir schon oben angemerkt haben, wollen einige Arbeitsgruppen mitarbeiten,
ohne allerdings Finanzmittel zu benötigen.
7. Gründe für die Förderung dieses Programms
Das gegenwärtige internationale Programm zur Erforschung des Mars wurde 1996 begonnen. Koordiniert
durch die INTERNATIONAL MARS EXPLORATION WORKING GROUP (IMEWG) 1996 wird es nach dem
gegenwärtigen Stand zumindest bis zum Jahre 2008, bis zum Höhepunkt mit der Rückbringung von
Gestein vom Mars, andauern. Im Rahmen dieses Programms wird erstmalig ein terrestrischer Planet
mit einer Intensität erforscht, die mit der Erforschung der Erde durch die Geowissenschaften vergleichbar
ist. Dies wird nicht nur die Planetenwissenschaften voranbringen, sondern auch größte Bedeutung
für ein vertieftes Verständnis der Erde haben. Die Beteiligung deutscher Wissenschaftler an
den internationalen Aktivitäten kann bisher nicht zufriedenstellen. Zwar fördert das DLR gemäß seiner
Aufgabenstellung die direkte Beteiligung deutscher Wissenschaftler durch Hardware an den Missionen
zum Mars. Diese vielfältigen deutschen Missionsbeteiligungen bleiben aber Stückwerk, wenn sie
nicht durch ein breit angelegtes Forschungsprogramm, an dem auch Wissenschaftler teilnehmen, die
keine in-situ-Experimente durchführen, ergänzt und in einen Gesamtzusammenhang gestellt werden.
Ein solches planetenwissenschaftlich integrierendes Programm, das den Mars im Kontext der Erde
und der anderen erdähnlichen planetaren Körper sieht, kann nur die DFG fördern. Dieses Programm,
für das ein Schwerpunkt die geeignetste Form ist, würde neben dem Extraterrestrik-Programm des
DLR den zweite Eckpfeiler einer deutschen Beteiligung an der internationalen Marsforschung darstellen.
Es würde mittelfristig die wissenschaftliche Leistungsfähigkeit der deutschen Grundlagenforschung
auf diesem Gebiet sichern. In den USA, in Frankreich, England und Italien wurden begleitende
Wissenschaftsprogramme zur Unterstützung der laufenden und geplanten Missionen zum Mars bereits
vor einiger Zeit begonnen.
Der experimentellen Weltraumforschung wird gelegentlich vorgehalten, dass sie große und unüberschaubare
Risiken eingehe. Risiken bestünden darin, dass Missionen lange Vorbereitungszeiten benötigten
und während dieser intensiven Planungsphasen ihre technische und programmatische
Durchführbarkeit nicht immer gesichert sei. Darüber hinaus bestehe natürlich das Risiko, dass eine
Mission scheitere. Die gegenwärtige Situation zeichnet sich aber dadurch aus, dass das Gesamtrisiko
gerade durch die Vielzahl der Missionen unterschiedlicher Partner – koordiniert durch IMEWG – stark
gemindert wird. Heute, nach etwa vier Jahren internationalem Marsprogramm, nach zwei erfolgreichen
und nach vier vorzeitig gescheiterten Missionen, können wir konstatieren, dass alleine die Datenfülle
der MARS GLOBAL SURVEYOR und MARS PATHFINDER Missionen zusammen mit den vorhandenen
SNC-Meteoriten ein Schwerpunktprogramm rechtfertigen würde. Darüber hinaus können wir nun
aus Erfahrung glaubhaft versichern, dass verlorene Missionen nicht die Aufgabe der wissenschaftlichen
Ziele implizieren: Die zur Zeit durchgeführte, sehr erfolgreiche MARS GLOBAL SURVEYOR Mission
deckt weitgehend die Ziele der verlorenen MARS OBSERVER Mission ab und geht, dem Stand der
Technik folgend, über MARS OBSERVER hinaus. MARS EXPRESS ist eine Mission, die den Verlust von
MARS-96 mehr als wettmachen wird. Weiterhin können unter den gegenwärtigen Umständen neue
Erkenntnisse wesentlich rascher als gewöhnlich umgesetzt und vertieft werden. Die Entdeckung der
remanenten Magnetisierung der Marskruste durch MARS GLOBAL SURVEYOR kann schon bald durch
den japanischen Satelliten NOZOMI und bald darauf durch die europäische Mission MARSEXPRESS vertieft
untersucht werden.
Ein Schwerpunkt kann erheblich mehr als die Förderung einzelner Anträge und die Koordination einzelner
Projekte leisten. Im speziellen Fall des vorliegenden Vorschlags kann er durch die Einbindung
von Wissenschaftlern ohne finanzielle Förderung (insbesondere von Max-Planck-Instituten und
Großforschungseinrichtungen) ein interdisziplinäres Forum für die Mars und Planetenwissenschaftler
in der Bundesrepublik darstellen. Man muss kritisch feststellen, dass ein solches Forum gegenwärtig
fehlt. Aus ihm heraus sollten dann auch die Weltraumaktivitäten deutscher Institute besser koordiniert
werden.
Die noch überschaubaren Größe der Forschergemeinde und der breite interdisziplinäre Ansatz des
Schwerpunkts, der planetengeologische, planetenphysikalische, kosmochemisch–mineralogische und
biologischen Fragestelungen umfassen und integrieren will, erlaubt eine ausgesprochen ganzheitliche
Sicht des Planeten Mars. Dies ist ein Vorteil gegenüber der Geowissenschaft, die weitgehend in sepa-
30

Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
rate Einzeldisziplinen zersplittert ist. Die ganzheitliche planetologische Sicht wirkt sicher auch befruchtend
für Aspekte der Geowissenschaften.
In Deutschland wurde zuletzt 1987 ein planetenwissenschaftliches Schwerpunktprogramm mit dem
Thema ”Kleine Körper im Sonnensystem” eingerichtet. Dieses Schwerpunktprogramm ist als äußerst
erfolgreich bewertet worden. Zu seinen Folgewirkungen gehören die Entwicklung und Einführung
neuer, höchstempfindlicher Laborverfahren und die Entwicklung von in-situ Experimenten wie den
ROSETTA-LANDER Experimenten ROLIS, SESAME und MUPUS sowie den ROSETTA-ORBITER Experimenten
OSIRIS und VIRTIS. Die Untersuchungen von Eis unter Weltraumbedingungen im Rahmen des
Schwerpunktprogramms haben letztlich auch dazu beigetragen, die Beteiligungen deutscher Wissenschaftler
an den Missionen GALILEO und CASSINI an der Erforschung der Eismonde wissenschaftlich
zu untermauern. Auf Grund dieser Erfolge sollte das neue Schwerpunktprogramm zeitlich mit dem
Ablauf gegenwärtiger und zukünftiger Missionen koordiniert werden. Da wir uns am internationalen
Mars-Programm orientieren und einen deutlichen europäischen Akzent setzen wollen, der wegen der
besonders zahlreichen Beteiligung deutscher Wissenschaftler naheliegt, geben MARSEXPRESS, MARS
SURVEYOR 2005 SAMPLE RETURN und NETLANDER zeitliche Orientierungspunkte. Bei einem wünschenswerten
Vorlauf von 2–3 Jahren und dem Start von MARS EXPRESS im Jahre 2003 wäre ein Beginn
des Schwerpunktprogramms im Jahre 2001 sinnvoll. Sollte es zu dem Höhepunkt des internationalen
Marsforschungsprogramms mit MARS SAMPLE RETURN und NETLANDER 2005 kommen,
dann würde es sich anbieten, den Schwerpunkt zu verlängern.
31

8. Literatur
Antrag Schwerpunktprogramm ”Mars und die terrestrischen Planeten”
a) Jüngere Arbeiten der Antragsteller zum Thema
BREUER, D., H. ZHOU, D.A. YUEN, and T. SPOHN 1996. Phase transitions in the Martian mantle:
Implications for the planet’s volcanic history. J. Geophys. Res. 101, 7531–7542.
BREUER, D., D.A. YUEN, T. SPOHN, and S. ZHANG 1998. Three dimensional models of Martian
mantle convection with phase transitions. Geophys. Res. Lett. 25, 229–232.
HAUBER E., R. JAUMANN, C. MOSANGINI, N. RUSS, F. TRAUTHAN, K.D. MATZ, and O. FABEL
1998. Rocks at the Pathfinder landing site, Mars: Identification and size distribution. LPS XXIX,
Lunar and Planetary Institute, Houston (CD-ROM), Abstract #1568, 1998.
HORNECK G. 1993. Responses of Bacillus subtilis spores to space environment: results from experiments
in space. Origins Life Evolut. Biosphere 23, 37–52.
HORNECK G., H. BÜCKER, and G. REITZ 1994. Long-term survival of bacterial spores in space.
Adv. Space Res., (10)41–(10)45.
HORNECK G. 1995. Exobiology, the study of the origin, evolution and distribution of life within the
context of cosmic evoultion: a review. Planet. Space Sci. 43, 189–217.
HORNECK G., P. RETTBERG, E. RABBOW, W. STRAUCH, G. SECKMEYER, R. FACIUS, G.
REITZ, K. STRAUCH, and J.U. SCHOTT 1996. Biological dosimetry of solar radiation for different
simulated ozone column thickness. J. Photochem. Photobiol., B: Biol. 32, 189–196.
HORNECK G. 2000. The microbial world and the case for Mars. Planet. Space Sci. (zum Druck angenommen).
ILG, S., E. K. JESSBERGER, and A. EL GORESY (1997) 40 Ar- 39 Ar laser extraction dating of individual
maskelynites in SNC pyroxenite ALH84001. Meteoritics Planet. Sci. A65.
JAUMANN R., Y. LANGEVIN, J.L. BERTAUX, E. HAUBER, J. OBERST, H.G. GROTHUES, A.
SOUFFLOT, E. DIMARELLIS, J. ALBERTZ, J.P. BIBRING, V. FORMISANO, H. HOFFMANN, P.
MASSON, S. MOTTOLA, G. NEUKUM, P. PINET, and P. LAMY 2000. The Netlander Panoramic
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