Mars - Der rote Planet

Innerer Aufbau
km breit und knapp 1000 km lang. Im Vergleich zu den entsprechenden
Strukturen der basaltischen Gesteine der irdischen ozeanischen
Kruste sind sie breiter, was auf eine größere Ausbreitungsrate der
neu entstandenen Kruste hindeutet, wenn man davon ausgeht, daß
die Umpolungsfrequenz des Marsmagnetfeldes mit dem der Erde
vergleichbar war. Diese Art der frühen Krustenbildung kann jedoch
nicht lange angehalten haben, da Mars aufgrund seiner geringen
Größe relativ schnell ausgekühlt ist. Deshalb kann auch der magnetfelderzeugende
Dynamoeffekt nur kurzzeitig in der frühesten Geschichte
des Planeten funktioniert haben. Auf jedem Fall ähneln die
von MGS beobachteten stripes frappierend den magnetischen Mustern
in der ozeanischen Kruste der Erde. Es erscheint deshalb
durchaus möglich, daß es vor mehr als 3.5 Ga auf dem Mars eine
Entwicklungsphase gegeben hat, wo Plattentektonik aufgetreten ist.
Sie ist aber offensichtlich (wahrscheinlich, weil der Planet ziemlich
schnell ausgekühlt ist) bereits nach kurzer Zeit wieder erloschen.
Für die Modellierung der Manteldynamik ist besonders die Existenz
zweier unterschiedlich großer vulkanischer Aufwölbungen von Bedeutung,
da sie auf die Existenz von lokalen Aufströmungen im
Mantel (Plumes) hinweisen. Sie sollten in einem realistischen Konvektionsmodell
auf jedem Fall reproduzierbar sein.
Mantelkonvektion
Die Plattentektonik wird auf der Erde bekanntlich durch die Mantelkonvektion
angetrieben, die unterhalb der Erdkruste die effektivste
Methode für den Wärmetransport darstellt. Beim Mars ist das im
Prinzip natürlich nicht anders. Auch hier existieren im Mantel Strömungen,
die plastisches Material aus dem Bereich der Kern-Mantel-
Grenze aufsteigen lassen, nur das hier die Konvektionszellen nicht so
feinteilig sind wie in der Erde, sondern es wahrscheinlich nur wenige
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