Mars - Der rote Planet

Oberfläche
Weitere Argumente gegen eine Entstehung der Gipsformation in
einem stehenden Gewässer, die hier nicht näher beleuchtet werden
können, beruhen auf dem Nachweis leicht geneigter Schichten in den
fraglichen Sedimenten sowie auf dem lokalen Vorkommen scheinbar
ähnlicher Gesteinsformationen auf der Oberfläche der dem Chasma
umgebenden Plateaus (mittlerweile sprechen einige Messungen mit
dem THEMIS-Instruments (Mars Odyssey) aber eher dafür, daß es
sich auch um Material anderer Zusammensetzung und Entstehung
handeln könnte, RUFF et.al. 2001). Es steht deshalb die Frage im
Raum, ob noch andere Entstehungsmechanismen als die Limnische
für die Bildung sulfatreicher Formationen in Juventae Chasma und
anderswo auf dem Mars in Frage kommen.
Diskutiert wird z.B. die sogenannten „Trockenablagerung“ von Sulfaten,
wie man sie auf der Erde von der Atacama-Wüste in Chile her
kennt (MICHALSKY, BÖHLKE, THIEMENS, 2004). Dabei erfolgt die eigentliche
Sulfatbildung durch Reaktionen fester Partikel mit dem in der
Luft vorhandenem Schwefeldioxid (welches hauptsächlich aus vulkanischen
Exhalationen stammt) bzw. durch verschiedene photochemische
Reaktionen, an denen dieses Molekül beteiligt ist. Die auf
diese Weise entstandenen Reaktionsprodukte werden dann quasi
„trocken“ auf der Planetenoberfläche abgelagert. Sollte dieser Mechanismus
beim Mars eine größere Rolle gespielt haben, ist trotzdem
noch zu klären, wie die beobachteten lokalen Sedimentationen entstehen
konnten. Ein denkbarer Prozeß besteht in der Anreicherung
der Sulfate durch Bindung an Eispartikel. Das führt vereinfacht zu
folgendem Szenarium (CATLING et. al., 2006): In der Zeit der Deposition
erreichte die Neigung der Marsachse zur Bahnebene einen Wert
von > 40° (gegenwärtig 25.2°, möglich sind sogar 80° (LASKAR et.al.,
2004)) was dazu führte, daß unter entsprechenden klimatischen Bedingungen
das Polareis die heutigen äquatorialen Zonen erreichen
konnte. Insbesondere ist es vorstellbar, daß unter den Bedingungen
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