Mars - Der rote Planet

Mars
einer im Vergleich zur Gegenwart dichteren und wärmeren Atmosphäre
auch auf dem Mars Niederschläge in Form von Schnee möglich
waren, die sich in den Depressionen der Grabenbrüche, an den
Westflanken der Riesenvulkane oder im Inneren von Impaktkratern
akkumulierten. Aufgrund des starken Vulkanismus zu dieser Zeit
war außerdem die Atmosphäre stark mit Schwefeldioxid angereichert
und deshalb die Bildung von Sulfataerosolen sehr effektiv. Wasserdampf
konnte deshalb größere Mengen dieser Sulfate aus der Atmosphäre
auswaschen und lokal in Form von Schnee (und zwar dort, wo
er sich bevorzugt ansammelt) konzentrieren. Als sich dann die Marsachse
wieder aufrichtete (beim Mars fehlt bekanntlich die stabilisierende
Wirkung eines großen Mondes auf die Achsenlage, wodurch
die Achsenneigung ein hochgradig chaotischer Parameter ist), entstanden
klimatische Bedingungen, unter denen Wassereis nicht mehr
stabil ist und zu sublimieren beginnt. Auf diese Weise könnten im
Laufe der Zeit (und zwar im Rhythmus der Änderung der Achsenneigung)
schichtartige, sulfatreiche und mit vulkanischen Aschen
versetzte Ablagerungen entstehen, wie man sie nicht nur im Juventae
Chasma beobachtet.
Beide Theorien über die Entstehung der light-toned layered deposits
haben ihr für und wider. Es scheint aber so, daß die Theorie der
„trockenen“ Deposition im Zusammenspiel mit klimatischen und
glazialen Effekten die morphologischen und chemischen Eigenschaften
z.Z. am besten widerspiegeln kann. Durch die starke Erosion, die
diese Schichten ausgesetzt sind, ist die Suche nach distinkten Unterscheidungsmerkmalen
zwischen beiden Szenarien jedoch sehr
schwierig, weshalb die Frage nach ihrer Entstehung weiterhin offen
ist.
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