14. Jan. 2020
Blick auf einen Teil der Nordpol-Eiskappe.

Blick auf einen Teil der Nordpol-Eiskappe

Bilder der Stereokamera HRSC zeigen Staubwolken über der Nordpoleiskappe des Mars. Die Kamera betreibt das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Sie umkreist unseren Nachbarplanten an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express seit 2004. Beobachtungen aktiver atmosphärischer Prozesse an den Polen des Mars gelingen nur selten und sind daher von großem Interesse für die Wissenschaft.

Auch auf dem Mars gibt es Jahreszeiten. Die Polachse des Planeten ist mit rund 25 Grad etwa so stark geneigt wie diejenige der Erde. Folglich gibt es wie bei uns Polarnächte ohne Sonnenlicht im Winter und einen arktischen beziehungsweise antarktischen Sommer, in dem die Sonne monatelang nicht untergeht. Entsprechend stark variieren die Tages- und Nachttemperaturen – mit Konsequenzen für die Eisbedeckung.

Innerhalb eines Jahres verändert die Mars-Nordpoleiskappe ständig ihr Aussehen: Im Sommerhalbjahr beobachtet man eine permanente Eiskappe, wie sie auf diesen Bildern ausschnittsweise zu sehen ist. Sie besteht im Wesentlichen aus Wassereis und hat einen Durchmesser von etwa 1100 Kilometern. Ihr Volumen wird auf 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt. Dies entspricht etwas mehr als der Hälfte des Grönland-Eisschilds. Stellenweise ist sie über zwei Kilometer dick. Auf dem Eis sind fast keine Einschlagskrater zu finden – ein Indiz, dass die Polkappe in dieser Ausprägung noch nicht sehr alt ist.

3D-Ansicht eines Teil des Mars-Nordpols.

Bild: ESA/DLR/FU Berlin (CC BY-SA 3.0)

Topgraphische Übersicht über den Mars-Nordpol.

Bild: MOLA Science Team /FU Berlin
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3D-Ansicht eines Teil des Mars-Nordpols.

Bild: ESA/DLR/FU Berlin

Topgraphische Übersicht über den Mars-Nordpol.

Bild: MOLA Science Team /FU Berlin

Trockeneis lässt die Nordpolkappe im Winter stark anwachsen
Während des Winterhalbjahres fallen die Temperaturen am Mars-Nordpol auf unter minus 125 Grad Celsius. Auch in den gemäßigten Breiten der jeweiligen Winterhemisphäre fallen die Temperaturen selbst tagsüber auf Werte von minus 40 Grad Celsius und weniger. Näher an den Polen kondensiert bei diesen Temperaturen ein beträchtlicher Teil des Kohlendioxids aus der dünnen Marsatmosphäre zu Trockeneis (Kohlendioxideis) und rieselt auf die Oberfläche. Dadurch vergrößert sich die Eiskappe und bildet mit einer ein bis zwei Meter dicken Schicht aus Kohlendioxideis die sogenannte saisonale Eiskappe. Sie reicht bis zum 70. nördlichen Breitengrad. Daher ist die Polkappe zu dieser Jahreszeit auch oft von dichten Kohlendioxidwolken eingehüllt und aus dem Orbit mit Kameras schwer zu beobachten. Beim Einsetzen des Frühlings sublimiert die saisonale Eisschicht aus Kohlendioxideis rasch wieder – geht also vom festen direkt in den gasförmigen Zustand über.

Die dunklen Furchen zwischen den weißglänzenden Wassereis-Ablagerungen sind Teil eines beeindruckenden Systems von Tälern, die sich vom Polzentrum entgegen des Uhrzeigersinns spiralförmig nach außen winden. Stellenweise sind sie bis zu zwei Kilometer tief, haben somit Dimensionen wie der Grand Canyon auf der Erde, und durchschneiden die geschichteten Ablagerungen der Polkappe, die aus Eis vermischt mit Staub bestehen. Der Wechsel von Eis- und Staubschichten dokumentiert wie bei den Jahresringen von Bäumen so die Entwicklung des Marsklimas über die letzten Millionen Jahre.

Wind und Staubstürme 'graben' tiefe Täler in die Polkappe
Die Auswertung von Radardaten legt nahe, dass Winderosion die treibende Kraft für die Bildung der spiralförmigen Vertiefungen ist. Nach einer Theorie wurden die Taleinschnitte mit ihren zyklisch gebildeten Stufen durch den Einfluss katabatischer Winde im Eis gebildet. Als katabatische Winde (vom Griechischen katabatikos für herabfließend) werden hangabwärts gerichtete Strömungen kalter, dichter Luftmassen bezeichnet. Sie werden durch Dichteunterschiede verursacht und bilden sich zum Beispiel, wenn kalte und trockene Luft von höherliegenden Eis- oder Schneeflächen zu tieferliegenden Gebieten mit warmer Luft von geringerer Dichte strömt. Landläufig werden sie auch als Fallwinde bezeichnet, wie sie auf der Erde oft nachmittags – wenn die Temperaturunterschiede am größten sind – unterhalb von Gletscherzungen auftreten.

Im Fall der Mars-Polkappe ist die Luftbewegung radial vom Polzentrum nach außen gerichtet und wird zusätzlich durch Corioliskräfte kontrolliert. Die auf die Gasmassen der Atmosphäre wirkende Corioliskraft, benannt nach dem französischen Mathematiker und Ingenieur Gaspar de Coriolis (1792 bis 1843), entsteht durch die Drehung des Planeten, bei dem die Drehgeschwindigkeit eines Punktes auf der Oberfläche vom Äquator (maximal) zum Pol (null) hin ständig abnimmt. Fließen Luftmassen von gemäßigten Breiten zu den Polen, nehmen sie den Schwung der Planetenrotation mit und werden nach Osten abgelenkt. Und auch wenn 'langsamere' Luftmassen vom Pol abfließen, werden sie von der 'schnelleren' Erdoberfläche 'überholt' und ebenfalls abgelenkt. So ergeben sich spiralförmige Muster in den atmosphärischen Strömungen. Die Winde treten in Wechselwirkung mit der Marsoberfläche und erzeugen so das markante topographische Spiralmuster von Tälern und Bergrücken.

Bei den spektakulären Wolkenformationen in diesem HRSC-Bild handelt es sich um senkrecht zu den Furchen orientierte, kleine, lokale Staubstürme, die insbesondere an den zum Äquator ausgerichteten Hängen der Taleinschnitte auftreten. Diese Art der Staubmobilisierung verstärkt die Erosion und das Rückschreiten der Steilhänge. Sowohl Sublimation als auch Erosion durch die katabatischen Winde scheinen aktive äolische Prozesse zu sein, die für die langfristige Veränderung der Taleinschnitte eine wichtige Rolle spielen.


Quelle: DLR Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt