mars und die terrestrischen planeten - LAMPSACUS.COM

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.
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