Polkappen des Mars

mini|Nordpolarregion des Planeten Mars, aufgenommen in den späten 1970er Jahren von der Raumsonde Viking 1 Der Planet Mars besitzt an seinen beiden Polen auffällige, dauerhafte Eiskappen, die aus gefrorenem Kohlendioxid und Wassereis zusammengesetzt sind. Während der Wintersaison tauchen die Pole in vollständige Dunkelheit, die ein halbes Marsjahr (bzw. 343,5 Tage) andauert. Durch die extreme Kälte resublimieren 25–30 % des gasförmigen Kohlendioxids der dünnen Marsatmosphäre zu Trockeneis. Mit Rückkehr des Sonnenlichts im Sommerhalbjahr sublimiert das gefrorene CO2. Dabei entstehen enorme Windböen, die mit bis zu 400 km/h aus der Polregion herabwehen. Diese saisonbedingten Stürme erzeugen erdähnliche Frostbedingungen und transportieren sehr große Mengen an Staub und Wasserdampf. Durch die höhere Atmosphäre ziehen Cirruswolken. Im Jahr 2004 fotografierte der Rover Opportunity Wolken, die Wassereis enthielten.

Geschichte Mit seinem Teleskop entdeckte Christian Huygens die Polkappen des Mars im Jahr 1672. Friedrich Wilhelm Herschel beobachtete ab 1781 den Mars, dabei war ihm neben ihrer Veränderlichkeit die exzentrische Lage der Polkappen aufgefallen. Seit den 1960er Jahren ist bekannt, dass die jahreszeitlich sich verändernden Polkappen an ihrer Oberfläche aus Kohlendioxid bestehen. Kohlendioxid sublimiert während des polaren Winterhalbjahres bei Temperaturen unter 148 K (bzw. −125 °C). Infrarot-Messungen von Viking 2 bestätigen dann im Jahr 1976, dass zumindest die nördliche Polkappe aus Wassereis und Trockeneis aufgebaut ist.

Nördliche Polkappe mini|300px|Die Nordpolkappe des Mars, aufgenommen von Mars Global Surveyor am 13. März 1999 mini|links|300px|„Hüttenkäse“-Strukturen der Nordpolkappe

Auf dem Mars gibt es Jahreszeiten ähnlich denen auf der Erde, da der gegenwärtige Achsenneigungswinkel des Mars mit 25,19° dem der Erde mit 23,43° sehr nahe kommt. Jedoch sind aufgrund der stärker elliptischen Umlaufbahn des Mars die Jahreszeiten in seiner südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt als in der nördlichen.

Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1100 Kilometern. Sie ist mehr oder weniger symmetrisch um die Polachse angeordnet und reicht im Winter bis zirka 65° nördlicher Breite herab. Ihr Eisvolumen beträgt 1,6 Millionen Kubikkilometer, was einer durchschnittlichen Gesamtdicke von 2 km entspricht. (Zum Vergleich hat das grönländische Inlandeis ein Gesamtvolumen von 2,85 Millionen Kubikkilometern.) Sie besteht etwa zur Hälfte aus Wassereis. Radarmessungen von Mars Reconnaissance Orbiter ergaben 0,821 Millionen Kubikkilometer Wassereis oder knapp 30 % des Grönland-Inlandeises.

Im Verlauf eines Nordhemisphärenwinters sammelt sich auf der nördlichen Polkappe die saisonale Eiskappe (), eine nur relativ dünne Trockeneislage von 1,5 bis 2 Meter Mächtigkeit an, welche dann im Sommerhalbjahr wieder sublimiert. Ihre Masse wird von Kieffer u. a. (1992) mit 3,5 × 1015 Kilogramm angegeben. Diese Trockeneislage wird an ihrem Außenrand von einem Ring aus Wassereis umringt.

In jedem Marsjahr kondensiert in etwa ein Drittel der dünnen Marsatmosphäre zu Trockeneis. Dieser Vorgang konnte von Wissenschaftlern als winzige Änderungen im Schwerefeld des Mars nachgewiesen werden.

Die nördliche Polkappe liegt tiefer als die südliche. Ihr höchster Punkt mit − 1950 ± 50 Meter befindet sich in unmittelbarer Nähe des geographischen Nordpols. Ihre Mächtigkeit beträgt 2950 ± 200 Meter, da das umgebende Tiefland eine tiefe, zum Pol hin einfallende Depression darstellt und ein Niveau zwischen − 4800 Meter und − 5200 Meter einnimmt.

Die Temperaturen sind somit höher, so dass im Marssommer sämtliches Trockeneis wieder verschwindet. Zurück bleibt die so genannte residuelle Eiskappe (engl. Northern residual ice cap oder NRIC), die überwiegend aus Wassereis besteht. Ihre Mächtigkeit wird stellenweise mit bis zu 3 Kilometer veranschlagt. Im Gegensatz zu den Verhältnissen am Südpol werden die unterlagernden Schichtablagerungen nahezu vollständig von der residuellen Eiskappe überdeckt. Die Trockeneislage beginnt ihr Wachstum im Spätsommer bzw. im Frühherbst, wenn verschiedene Wolkenformationen die Polarregion verhüllen und Niederschlag bringen. Dieses Phänomen wird als Polarmütze (engl. polar hood) bezeichnet.

Charakteristisch für die Nordpolkappe sind die sie durchziehenden Spiralfurchen. Hochauflösende Aufnahmen von Mars Global Surveyor lassen erkennen, dass die nördliche Polkappe neben den großstrukturierten Spiralfurchen im Detail von Vertiefungen, Rissen, kleinen Wellen und Höckern übersät ist, welche insgesamt einen Hüttenkäse-Effekt hinterlassen. Im Vergleich zur südlichen Polkappe, die ebenfalls charakteristische Vertiefungen aufweist, sind diese Strukturen jedoch wesentlich enger angeordnet.

Interner Aufbau mini|links|300px|Radarsondierung der nördlichen Polkappe mittels SHARAD

Mithilfe der Radarsondierungen von SHARAD konnte ein guter Einblick in den internen Aufbau der im Durchschnitt 2000 Meter mächtigen Nordpolkappe gewonnen werden. Ihre Stratigraphie ist relativ homogen und lässt sich in vier Einheiten unterteilen (in der Abbildung als zusammengefasst). Über die Basaleinheit BU (engl. Basal Unit) legt sich konform die 200 Meter mächtige Einheit A, die Unregelmäßigkeiten des Untergrunds nachzeichnet. Die überlagernde Einheit B zeigt starke Mächtigkeitsschwankungen und keilt seitlich aus. Darüber folgt die Einheit C, die den Hauptanteil der Eiskappe stellt. Auch sie zeigt Mächtigkeitsschwankungen, da sie sich in die unterliegende Einheit B eingesenkt hat. Ihre obersten Partien können von flachen Abschiebungen betroffen werden. Die abschließende 300 bis 500 Meter dicke Einheit D ist sehr reflektiv, insbesondere an ihrer unmittelbaren Oberfläche. Neben ebenfalls flachen Abschiebungen zeigt sie im Bereich der Spiralfurchen und am Eisrand einen sehr stark gestörten Aufbau. Einheit B, die nur unterhalb von (Eiszunge südlich von ) anzutreffen ist, wird von Holt und Safaeinili (2009) als Überrest einer Paläoeiskappe gedeutet, die durch die Auflast der überlagernden Einheiten bedingt ins Kriechen kam und seitlich auswich. Diese seitlichen Ausweichbewegungen verursachten die Abschiebungen in den auflagernden Einheiten. Risse im Eis entstanden, die dann durch die abrasive Wirkung der Fallwinde zu den heutigen Chasmata erweitert wurden.

Südliche Polkappe

mini|300px|Die Südpolkappe des Mars, aufgenommen von Mars Global Surveyor am 17. April 2000

Die südliche Polkappe ist mit 400 km Durchmesser und einer durchschnittlichen Dicke von 1,5 km weit weniger ausgedehnt. Im Südwinter bedeckt sie die Südhalbkugel bis zu 50° südlicher Breite. Sie liegt höher als die nördliche Polkappe und ist somit auch kälter. Wie die nördliche Polkappe zeigt auch sie spiralförmige Einschnitte, deren Entstehungsweise bislang nicht restlos geklärt ist. Das Gesamtvolumen der südlichen Polkappe wird ebenfalls auf 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt (davon 0,2 Millionen Kubikkilometer Wassereis), wobei jedoch die den Südpol umgürtenden Schichtablagerungen mit eingerechnet sind.

Genau wie bei der nördlichen Polkappe akkumulieren auch bei ihr im Verlauf des Südwinters 1,5 bis 2 Meter Trockeneis durch Niederschlag aus der Polarmütze, welche im Sommer weitestgehend wieder sublimieren. Insgesamt ist die saisonale Eiskappe des Südpols wesentlich inhomogener und auch poröser (mit einer Porosität von stellenweise bis zu 70 %). Wassereis tritt nur fleckenweise und lokal begrenzt auf.

Der südlichen Residualkappe (engl. Southern residual ice cap oder SRIC) lagert eine dauerhafte Trockeneislage von zirka 8 Meter Mächtigkeit auf. Im Vergleich zur nördlichen Polkappe ist die südliche Residualkappe exzentrisch nach 315° Länge angeordnet. Die frischen Jahresablagerungen sind aber sehr wohl über dem geographischen Südpol zentriert. Die Exzentrizität der Residualkappe lässt sich durch ein stationäres Tiefdrucksystem über dem Hellas-Becken erklären, welches mehr Niederschlag in Form von Schnee erhält. Die abgelegene Seite empfängt hingegen insgesamt weit weniger Schnee und ist außerdem kälter und stärker gefroren. Im Sommer reflektiert Schnee mehr Sonnenlicht und die Sublimation ist reduziert (unter den klimatischen Bedingungen des Mars schmilzt Schnee nicht, sondern verdampft). Gefrorene Oberflächen hingegen sind rauer und speichern die Sonnenstrahlung. Durch die stattfindende Erwärmung erhöht sich folglich die Sublimation.

Im Jahr 2004 konnte Mars Express mit seiner Radarsonde MARSIS eine Mächtigkeitsmessung der Eiskappe durchführen, die 3,7 Kilometer erbrachte. Seine OMEGA-Sonde konstatierte eine Dreiteilung der südlichen Polkappenregion: Die helle Polkappe (saisonale und residuelle Polkappe mit hoher Albedo) stellt ein Gemisch aus 85 % Trockeneis und 15 % Wassereis dar. Die steilen Randabfälle der Schichtablagerungen bestehen fast nur aus Wassereis. Die umgebenden Ebenen gehören streng genommen nicht mehr zur Eiskappe, jedoch müssen sie aufgrund ihrer Zusammensetzung und ihres Permafrosts, der über eine Distanz von mehreren Zehnerkilometern aushält, sehr wohl hinzugerechnet werden. Wissenschaftler der NASA haben berechnet, dass bei vollständigem Abschmelzen der südlichen Polkappe die Oberfläche des Mars mit 11 Meter Wasser bedeckt werden würde. Ein Abschmelzen beider Polregionen inklusive Permafrostgebiete würde immerhin einen Anstieg von 35 Meter bewirken.

Schweizer Käse und Fingerabdruck-Terrain mini|300px|Veränderungen im Eis des Schweizer Käse im Zeitraum von 1999 bis 2001 mini|links|300px|Trockeneislandschaft am Südpol im Spätsommer

So wie die platte, löchrige Oberfläche der nördlichen Eiskappe als Hüttenkäse beschrieben werden kann, so erwecken die wie herausgeätzt wirkenden, wesentlich größeren Löcher, Tröge und abgeflachten Mesas der südlichen Polkappe mehr den Eindruck eines Schweizer Käse (engl. Swiss cheese). Diese Struktur wurde 1973 zum ersten Mal von Sharp beschrieben. Aus den abgeflachten Mesas der obersten Lage wurden wiederum kreisförmige Vertiefungen herauserodiert. Ihre Entstehungsweise dürfte letztendlich aus einer Kombination von Ablation und Deflation beruhen. Aufnahmen der Mars-Orbiter-Kamera aus dem Jahr 2001 konnten beim Vergleich mit dem Jahr 1999 einen durchschnittlichen Rückzug der Trogwände um 3 Meter pro Marsjahr feststellen (die Rückzugsrate konnte stellenweise sogar bis zu 8 Meter betragen). Dies führte im Verlauf der Zeit zum Verschmelzen individueller Tröge und zum Verschwinden der Mesas. Die hohe Rückzugsrate der Trogwände wird mit dem tiefen Sonnenstand zu erklären versucht, der im Sommerhalbjahr ganztägig die Wände bestrahlt aber nicht den Trogboden. Das hierdurch freigewordene Staubsediment wird dann ausgeblasen.

Neben der typischen Geländeform des Schweizer Käse tritt an der Oberfläche der südlichen Residualkappe noch das Fingerabdruck-Terrain (engl. fingerprint terrain) auf. Dieses besteht aus einer Aneinanderreihung länglicher Rücken und dazwischenliegender Depressionen, deren Muster den Papillarleisten ähnelt.

Geysire Das jahreszeitlich bedingte Gefrieren der saisonalen Eiskappe am Südpol und ihrer umgebenden Regionen führt in Bodennähe zur Bildung dicker, transparenter Trockeneisplatten. Mit dem Beginn des Frühjahrs wird die oberste Bodenschicht von der Sonne erwärmt. Das CO2 in der auflagernden Trockeneisschicht sublimiert von unten. Durch diesen Vorgang baut sich Überdruck auf, der die Schicht anhebt und schließlich bersten lässt. Es resultieren somit geysir-artige Ausbrüche aus Kohlendioxid vermischt mit dunklem Basaltsand oder -staub. Der Sublimationsprozess kann innerhalb weniger Tage, Wochen oder Monate vor sich gehen – für geologische Dimensionen und insbesondere für Mars ein relativ kurzer Zeitraum. Das zum Aufbruchzentrum strömende Gas ziseliert in den Untergrund der Eisschicht radiale, spinnenartige Rillen.

Sternförmige Kanäle