Mars - Der rote Planet

Mars
heutige geringe Dichte erklärt und darüber hinaus Rückschlüsse auf
ihre Vergangenheit zuläßt.
Begonnen hat die Erosion der Marsatmosphäre wahrscheinlich im
späten Noachian, als der davor noch vorhandene geodynamische
Dynamo seinen Betrieb einstellte und das Eigenmagnetfeld des Planeten
zusammenbrach. Modellrechnungen, die auf dem ersten Mars-
Express Kongreß 2005 vorgestellt wurden, gehen davon aus, daß in
der Frühzeit des Mars ein mildes Klima, eine wasserreiche Oberfläche
und eine dichte Atmosphäre bestanden hat. In dem seitdem vergangenen
ca. 3.5 Milliarden Jahren ist diese ehemals dichte Atmosphäre
jedoch weitgehend verlorengegangen. Die in die Ionosphäre
gelangten Wassermoleküle wurden z.B. photochemisch dissoziiert.
Der leichte Wasserstoff diffundierte in den Weltraum und die schwereren
Sauerstoffionen konnten aufgrund ihrer Wechselwirkung mit
dem ungebremsten Sonnenwind den Planeten verlassen. Abschätzungen
ergaben, daß seit dieser Zeit eine Wassermenge, die ungefähr
einem planetenumfassenden Meer mit einer Tiefe von 10 bis 20 m
entsprochen hat, in den Weltraum entwichen ist. Da aber um die
vielfältigen, von flüssigen Wasser hervorgerufenen morphologischen
Strukturen der Marsoberfläche zu erklären, eine Wassermenge, die
einer globalen Schicht mit einer Tiefe von ungefähr 150 m entspricht,
erforderlich ist, kann man davon ausgehen, daß sich der
größte Teil davon immer noch im gefrorenen Zustand auf dem Planeten
befindet.
Oberflächenmagnetisierung
Als besonders aufregend erwies sich die magnetische Kartierung der
Marsoberfläche mit dem MAG/ER-Experiment des Mars Global
Surveyor. Die Magnetisierung der Oberflächengesteine ist offensichtlich
nicht gleichmäßig über den Planeten verteilt. Es existieren
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