Mars - Der rote Planet

Oberfläche
einmal genauer an, dann kann man grob mehrere morphologisch
unterschiedliche Zonen in der Schichtfolge ausmachen. So besitzt die
obere 300 m mächtige Zone eine periodische Wiederholung unterschiedlicher
Schichten mit einer mittleren Dicke von ~15 m. Die
darunterliegende Zone von ~100 Meter Mächtigkeit zeigt dagegen
(zumindest auf Aufnahmen mittlerer Auflösung) keine eindeutig
periodische Schichtfolge. Darunter findet man wieder periodisch
abwechselnde Schichten. Außerdem nimmt der Staubanteil mit anwachsendem
Schichtalter signifikant zu (MILKOVICH, HEAD, 2005). Es
macht deshalb durchaus Sinn, diese Befunde erst einmal mit der
zeitlichen Entwicklung der Marsbahnparameter und der jeweiligen
räumlichen Lage der Rotationsachse des Planeten zu korrelieren
(siehe z.B. LASKAR et.al. 2004). Da Mars ja keinen stabilisierenden
Mond wie die Erde besitzt, verändert sich die Raumlage der Rotationsachse
mit der Zeit hochgradig chaotisch, wie entsprechende Simulationsrechnungen
zeigen. Das hat natürlich gravierende Auswirkungen
auf die großräumige atmosphärische Zirkulation und damit
auf die Intensität, in der globale Staubstürme auftreten.
Auf diese Weise kann die obenerwähnte Zone 1 der gegenwärtig
noch anhaltenden Epoche relativ geringer Achsenneigung (~25°)
zugeordnet werden. Die sich in dieser Zone deutlich abzeichnenden
Periodizitäten im Schichtaufbau würden dann den Präzessionszyklus
des Mars (~51000 Jahre) mit den daraus resultierenden Änderungen
in der Dauer der Jahreszeiten auf der Nordhemisphäre widerspiegeln.
Zone 2 könnte in diesem Bild in qualitativer Übereinstimmung mit
den Ergebnissen von LASKAR et.al. mit einer Periode großer Achsenneigung
interpretiert werden. So anschaulich diese Hypothese im
Sinne der irdischen Milankovic-Zyklen zur Erklärung der Schichtfolgen
auch sein mag, sie ist trotzdem noch äußerst spekulativ und in
vielen Details widersprüchlich. Zu viele unwegsame Einflüsse beeinflussen
die Klimageschichte eines Planeten wie die des Mars. Viel-
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