Mars - Der rote Planet

Marsatmosphäre
daß die Bildung eines –Moleküls auf diese Weise extrem unwahrscheinlich
wird und damit die Reaktion (21.9) schleppend langsam
vonstatten geht. Erst Reaktionen der Art (21.6) und (21.7), an
denen Neutralteilchen, die bei Dreierstößen die überzählige Energie
aufnehmen können, beteiligt sind, ergeben Zeitskalen, welche eine
photochemische Quasi-Stabilität der dünnen Marsatmosphäre gewährleisten.
Und dabei spielt offensichtlich Wasserdampf eine wichtige
Rolle.
Eine Rekombination von CO und ist auch am Boden auf der Oberfläche
eisenhaltiger Minerale in der Art einer photochemischen Verwitterung
möglich (R.HUGUENIN et.al. 1977). Auch derartige Prozesse
können einen durchaus wichtigen Beitrag zur Langzeit-Stabilität
einer dünnen Kohlendioxid-Atmosphäre leisten.
Chemische Reaktionen hängen bekanntlich sehr stark von ihren physikalischen
Umgebungsbedingungen ab. Das betrifft u.a. die Temperatur,
den Druck sowie die Teilchenkonzentrationen der Reaktionspartner.
Insbesondere ist Wasserdampf in der Marsatmosphäre regional
und saisonal unterschiedlich stark verteilt, da sich dessen Quellen
bekanntlich mehr in den gemäßigten und polaren Gebieten (Polkappen)
konzentrieren und die Verteilung durch die allgemeine Zirkulation
stark von den Jahreszeiten abhängt. Wolkenbildung, die sich in
Form von feinen Eiswolken
(Zirren) äußert, zeigt sich dort, wo der Sättigungsdampfdruck für
O erreicht wird. Die große Bedeutung von Wasserdampf in der
Marsatmosphäre liegt ja u.a. darin, daß er gemäß (22.5) die Quelle
für freie Wasserstoff-und Hydroxyl-Radikale ist, die, wie eben erläutert,
wiederum in katalytischen Zyklen erst eine effektive -
Rekombination ermöglichen. In diesem Zusammenhang kann es
interessant sein, die Verteilung photochemisch erzeugter Radikale
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