Sonnenstürme und Sonnenaktivität

Antworten auf die zehn wichtigsten Fragen.

1. Was ist ein Sonnensturm und wie entsteht er?

Die Sonne sendet ständig Strahlung und geladene Teilchen in den Weltraum. Diesen stetigen Teilchenstrom bezeichnet man als Sonnenwind. Von einer Sonneneruption spricht man, wenn dieser Strom für kurze Zeit und in einem begrenzten Gebiet deutlich stärker ist als sonst. Die Strahlung und die Teilchen, die bei einer Sonneneruption entstehen, bewegen sich durchs All und können auch auf die Erde treffen. Die Folgephänomene, die dort in Gang gesetzt werden, bezeichnet man als Sonnensturm.

Abbildung 1: Diese heftige Sonneneruption beobachtete die Raumsonde Solar Dynamics Observatory am 31. Dezember 2012.

(Bild: NASA)

Ausgangspunkt für Sonneneruptionen sind Gebiete hoher magnetischer Feldstärke in den äußersten Schichten der Sonne, der so genannten Chromosphäre und der so genannten Korona. Normalerweise sind die magnetischen Feldlinien dort bogenförmig geschlossen und schließen das heiße Sonnenplasma – also Protonen, Elektronen und weitere elektrisch geladene Atome – ein. Es kann jedoch geschehen, dass die Feldlinien aufbrechen und eine Plasmawolke eruptiv ins All entweicht. Ein solches Umordnen der Feldlinien führt in der Regel zu drei, klar unterscheidbaren Phänomenen, die in ihrer Gesamtheit eine Sonneneruption ausmachen:

• Erste Auswirkung einer solchen Umordnung der Feldlinien sind hochenergetische Teilchen (vor allem Protonen), die mit Geschwindigkeiten von etwa zehn bis 20 Prozent der Lichtgeschwindigkeit die Sonne verlassen. Falls sie in Richtung der Erde ausgesendet werden, benötigen sie etwa eine Stunde, um diese zu erreichen.
• Da die hochenergetischen Teilchen von ihrem Entstehungsort etwas oberhalb der Sonnenoberfläche zunächst in entgegengesetzten Richtungen ausgestoßen werden, trifft ein Teil auch die Sonne selbst. Dort werden sie abgebremst. Die Bewegungsenergie, die sie dabei verlieren, geben sie in Form von Röntgenstrahlung ab: Es kommt zu einem Röntgenblitz. Wissenschaftler sprechen von einem Flare. Da sich der Röntgenblitz mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet, erreicht er noch vor den hochenergetischen Teilchen, etwa acht Minuten nach der Sonneneruption die Erde. Von der Erde aus betrachtet, ist er somit das erste Anzeichen eines bevorstehenden Sonnensturms.
• Die Plasmawolke, die ins All entweicht, bezeichnen Wissenschaftler als koronalen Massenausstoß(englisch: coronal mass ejection; Abkürzung: CME). Er besteht aus geladenen Teilchen: Elektronen, Protonen und weiteren Atomkernen. Die Plasmawolke bewegt sich mit Geschwindigkeiten von etwa 1000 Kilometern pro Sekunde durchs All und benötigt somit etwa ein bis zwei Tage, bevor es die Erde erreicht. Die Plasmawolke ist für viele der Auswirkungen, die bei einem Sonnensturm auf der Erde beobachtet werden können, verantwortlich (siehe Frage 4).
  Obwohl die Masse einer solchen Plasmawolke der eines veritablen Bergrückens (etwa des Brockenmassivs im Harz) entsprechen kann, ist sie dünner verteilt als die Masse in einem Hochvakuum. Stünde man (in einer Art Gedankenexperiment) mitten in der Wolke, würde man sie nicht wahrnehmen.

Diese drei Phänomene treten oft gemeinsam auf. Es kann jedoch auch zu Flares kommen, die nicht von einem CME begleitet werden – und umgekehrt.

2. Wie wahrscheinlich ist es, dass eine Sonneneruption Auswirkungen auf die Erde hat?

Nicht sehr wahrscheinlich. Sonneneruptionen können an fast jeder Stelle der Sonnenoberfläche (außer den Polen) entstehen. Von dort breiten sie sich zunächst vorwiegend in radialer Richtung ins All aus und beschreiben dann eine leichte Rechtskurve. (Dies hängt mit der Rotation der Sonne zusammen. Die Flugbahn des Wasserstrahls eines rotierenden Rasensprengers sieht ähnlich aus.) Da die Sonne etwa 200 Mal so groß ist wie die Erde und der Abstand zwischen beiden Körpern mit 150 Millionen Kilometern beträchtlich ist, füllt die Erde aus Sicht der Sonne nur einen recht kleinen Raumwinkel aus. Die Wahrscheinlichkeit, dass sich die Auswirkungen einer bestimmten Sonneneruption in Richtung der Erde ausbreiten und es dort zu einem Sonnensturm kommt, ist somit nicht sehr groß.
In der Vergangenheit kam es innerhalb eines jeweils elfjährigen Sonnenzyklus (siehe Frage 7 und 8) zu etwa zwei bis fünf schweren Stürmen auf der Erde. Schwächere Stürme treten häufiger auf.

3. Wie werden Sonnenstürme klassifiziert?

Die Stärke eines Sonnensturms wird in drei Kategorien angegeben. Diese Kategorien sind nach den Auswirkungen, welche die verschiedenen Komponenten des Sonnensturms auf der Erde haben, benannt:

• R: Radiostörungen (ausgelöst durch den Röntgenblitz)
• S: Strahlungseffekte (ausgelöst durch die hochenergetischen Teilchen)
• G: geomagnetische Effekte (ausgelöst durch die Plasmawolke)

Die Stärke wird in allen drei Kategorien in fünf Stufen eingeteilt. Dabei entspricht die Stufe 5 einem sehr starkem Effekt, die Stufe 1 einem schwachen.
Ein Sonnensturm, bei dem etwa mit heftigen geomagnetischen Effekten zu rechnen ist, wird als G5 klassifiziert.

Eine weitere Klassifizierung beschreibt allein die Stärke eines Flares in den fünf Kategorien A,B,C,M,X. Dabei bezeichnet A einen schwachen, X einen sehr starken Flare. Ausschlaggebend ist der maximale Röntgenfluss, der erreicht wird. Die Skala von A bis X ist (wie etwa auch die Richterskala für Erdbeben) logarithmisch. Ein Flare der Klasse B ist somit zehnmal so stark wie ein Flare der Klasse A. Eine zusätzliche Zahl, gibt eine (nicht-logarithmische) Feinabstufung der Stärke innerhalb einer Klasse an. Den schwächsten Flare innerhalb der Klasse M bezeichnet man mit “M1″, einen sehr starken mit “M9″. Ein M10-Flare entspricht einem X1-Flare. Bei Flares, deren Stärke X10 übersteigt, zählt man innerhalb der Klasse X einfach weiter. Der stärkste bis heute registrierte Flare trat am 4. November 2003 auf und wurde mit X28 klassifiziert.

4. Welche Auswirkungen können Sonnenstürme auf der Erde haben?

Die Erde ist weitestgehend durch ihre Atmosphäre und ihr Magnetfeld vor Sonnenstürmen geschützt. Dieses führt eintreffende, geladene Teilchen in einem Abstand von etwa zehn Erdradien (70 000 Kilometern) um die Erde herum. Zusätzlich schirmt die Atmosphäre die Erdoberfläche ab. In großen Höhen und in den Polargebieten, wo die Feldlinien des Magnetfeldes stärker gegen die Erdoberfläche geneigt sind, ist dieser Schutz schwächer. Diese Regionen sind deshalb anfälliger für die Auswirkungen von Sonnenstürmen.

Polarlichter: Trifft die Plasmawolke auf das irdische Magnetfeld, wird dieses verformt. Dadurch werden elektrische Spannungen in der Atmosphäre induziert. Zudem werden die elektrisch geladenen Teilchen in der Magnetosphäre (dem Gebiet, das durch das Erdmagnetfeld geprägt wird) beschleunigt und können parallel zu den Feldlinien des Erdmagnetfeldes tiefer in die Erdatmosphäre eindringen. Dort stoßen sie auf das dichtere Atmosphärengas und regen – wie in einer Leuchtstoffröhre – einzelne Gasteilchen zum Leuchten an. Diese Leuchterscheinungen treten überwiegend in den Polargebieten auf. Starke Sonnenstürme können das Erdmagnetfeld jedoch so stark verformen, dass diese Prozesse auch in niedrigeren Breiten vorkommen und Polarlichter auch in Deutschland sichtbar werden.

Auswirkungen auf den Flugverkehr: Auch in einer typischen Reiseflughöhe von elf Kilometern sind Flugreisende weitestgehend durch das Magnetfeld der Erde vor einer deutlich erhöhten Strahlungsdosis geschützt. Da dieser Schutz in den Polarregionen schwächer ist und möglicherweise auch die Navigation beeinträchtigt ist, kann es sinnvoll sein, bei starken Sonnenstürmen Polarrouten vorsichtshalber zu meiden.

Auswirkungen auf Stromnetze: Auch in der Nähe des Erdbodens kann das Verformen des irdischen Magnetfeldes elektrische Feldstärken von mehreren Volt pro Kilometer induzieren. Zwar sind die Feldstärken deutlich geringer als solche, die etwa lokal bei einem Blitz auftreten. Da Stromleitungen zuweilen weite Strecken überbrücken, können sich in ihnen dadurch hohe Spannungen aufbauen und starke Ströme fließen. Diese können beispielsweise Transformatoren zerstören. Durch Folgefehler können weitere Teile des Stromnetzes ausfallen. Solche Effekte treten vor allem in hohen Breiten auf.

Auswirkungen auf Handynetze: Die Richtfunkstrecken der Handynetze sind kaum betroffen.

Auswirkungen auf Satelliten: Vor allem die hochenergetischen Teilchen eines Sonnensturms können die Funktionstüchtigkeit von Satelliten beeinträchtigen. Zum einen können die Teilchen die Sternensensoren blenden. Diese Sensoren machen bestimmte Sternbilder am Himmel aus und erlauben es dem Satelliten, sich gezielt auszurichten. Zum anderen können die Teilchen freie Ladungen in elektronischen Bauteilen des Bordcomputers erzeugen, so dass es zu Abstürzen der Software kommen kann. Dies lässt sich jedoch durch Ab- und Wiedereinschalten des Computers beheben. Die Solarzellen, welche den Satelliten mit Strom versorgen, und andere elektronische Bauteile können dauerhaft geschädigt werden. Die Solarzellen der Raumsonde SoHO der amerikanischen und europäischen Weltraumagenturen NASA und ESA etwa haben seit ihrem Start im Jahre 1995 durch Sonnenstürme etwa 25 Prozent ihrer Leistung eingebüßt. Zudem heizt die energiereiche Strahlung die äußersten Schichten der Erdatmosphäre auf. Als Folge dehnt sie sich aus – zum Teil bis zu den Umlaufbahnen einiger Satelliten. Diese werden durch den Wiedereintritt in die Atmosphäre abgebremst. Damit sie nicht abstürzen, muss gegengesteuert werden.

Auswirkungen auf Astronauten: Astronauten sind außerhalb der Erdatmosphäre und des Erdmagnetfeldes nicht vor den Auswirkungen eines Sonnensturms geschützt. Bei starken Sonnenstürmen ist die Strahlungsdosis selbst im Inneren einer Raumsonde hoch; bei Weltraumspaziergängen kann sie lebensgefährlich sein. Besonders bei möglichen, zukünftigen bemannten Weltraummissionen zum Mond oder zum Mars stellen Sonnenstürme eine ernste Gefahr dar.

Abbildung 2: Während eines Weltraumspaziergangs sind Astronauten nicht ausreichend vor der hohen Strahlungsdosis, die bei einem starken Sonnensturm auftreten kann, geschützt.

(Foto: NASA)

Auswirkungen auf das GPS: Besonders in höheren Breiten bewirken Sonnenstürme, dass die Erdatmosphäre in etwa 100 bis 150 Kilometern Höhe stärker als sonst ionisiert wird. Die Kommunikationssignale der GPS-Satelliten, die auf ihrem Weg zu unseren GPS-Geräten diese Schicht durchqueren müssen, werden dadurch geringfügig verzögert. Da die GPS-Geräte ihren Standort aus der Laufzeit dieses Signals ermitteln, kann es zu Fehlberechnungen kommen.

5. Lassen sich Sonnenstürme vorhersagen?

Nein. Es ist nicht möglich zu berechnen, wann und wo es auf der Sonne zu einer Sonneneruption kommt. Eine langfristige Vorhersage von Sonnenstürmen ist somit nicht möglich. Allerdings lässt sich die Zeit, die zwischen dem Auftreten der Eruption auf der Sonne und dem Eintreffen des Sturms auf der Erde liegt, recht genau bestimmen. Die Plasmawolke trifft in der Regel erst nach ein bis zwei Tagen auf der Erde ein. Eine kurzfristige Vorwarnung ist somit möglich.
(Die Situation ist vergleichbar mit der Vorhersage von Wirbelstürmen: Wann und wo ein Hurrikan auf dem Meer entsteht, lässt sich nicht prognostizieren. Hat er sich jedoch bereits gebildet, so lässt sich berechnen, wann und wo er auf die Küste treffen wird – natürlich mit einer gewissen Unsicherheit.)

6. Gibt es eine Art Frühwarnsystem für Sonnenstürme?

a. Mehrere Raumsonde und Satelliten beobachten die Sonne ständig aus dem All. Erste Anzeichen eines Sonnensturms zeichnen beispielsweise die Erdsatelliten GOES sowie die Raumsonden SoHO (Solar and Heliospheric Observatory), STEREO und SDO (Solar Dynamics Observatory) auf. Zusammen mit den Daten weiterer Sonden lassen sich dann Ausbreitungsrichtung und -geschwindigkeit des Sonnensturms bestimmen. Solche Vorhersagen bietet etwa das Space Weather Prediction Center (SWPC) des National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA). Die NOAA ist eine Bundesbehörde der Vereinigten Staaten von Amerika.

7. Was haben Sonnenstürme mit der Aktivität der Sonne zu tun?

Die Sonne ist ein sehr dynamischer Stern: Phasen zunehmender Aktivität wechseln sich mit Phasen abnehmender Aktivität ab. Ein Maß für die Aktivität der Sonne ist beispielsweise die Anzahl der dunklen Sonnenflecken, die sich an ihrer sichtbaren Oberfläche zeigen. Ist die Sonne besonders aktiv, sind diese Gebiete besonders zahlreich. In Zeiten hoher Sonnenaktivität kommt es zu besonders vielen und besonders heftigen Sonnenstürmen. Sonnenstürme – auch sehr starke – können jedoch vereinzelt auch im Aktivitätsminimum auftreten.

Abbildung 3: Ein Maß für die Aktivität der Sonne ist die Anzahl solch dunkler Flecken auf der Sonnenoberfläche. Diese Aufnahme stammt vom August 2011.

(Foto: NASA/SDO/HMI)

8. Lässt sich die Aktivität der Sonne vorhersagen?

Nur grob und mit einer gewissen Unsicherheit. Im Schnitt treten Aktivitätsmaxima und -minima alle elf Jahre auf. Die Abfolge eines Maximums und eines Minimums bezeichnet man als Sonnenzyklus. Er entspricht der Zeit, die das globale Magnetfeld der Sonne benötigt, um sich umzupolen. Ursache dieser Prozesse sind Strömungen im Sonneninneren. Die elfjährige Dauer eines Sonnenzyklus ist jedoch nicht als strenges Naturgesetz zu verstehen, sondern eher als grobe Faustformel, die auf Erfahrungen und Aufzeichnungen der vergangenen Jahrzehnte beruht. Einzelne Sonnenzyklen können durchaus deutlich länger oder kürzer als elf Jahre sein. Ein Beispiel ist das letzte Aktivitätsminimum: Anders als erwartet nahm die Aktivität der Sonne 2008/2009 nicht wieder zu. Stattdessen verharrte die Sonne bis Ende 2010/Anfang 2011 in einem Zustand geringer Aktivität. Präzise Prognosen, wie lange der momentane Sonnenzyklus sein und wann er sein Maximum erreichen wird, sind deshalb nicht möglich. Bestenfalls lässt sich eine grobe Erwartung formulieren.
Die meisten Wissenschaftler erwarten das Maximum des derzeitigen Zyklus Ende 2013 oder Anfang 2014.
Auch die genaue Stärke eines Aktivitätsmaximums lässt sich nicht mit Sicherheit vorhersagen.

9. In welchem Aktivitätszustand befindet sich die Sonne derzeit?

Nachdem die Sonne Ende 2010 ihr Aktivitätsminimum durchschritten hat, nimmt ihre Aktivität nun wieder zu. Bisher scheint der Anstieg jedoch etwas schwächer zu verlaufen, als in den vorangegangenen Sonnenzyklen. Ein Hinweis dafür ist etwa die Magnetfeldstärke innerhalb der Sonnenflecken. Diese ist derzeit geringer als in den Zyklen zuvor. Es ist deshalb zu erwarten, dass die Aktivität der Sonne auch in den nächsten Jahren hinter der Aktivität, die etwa in den 60er Jahren erreicht wurde, zurückbleiben wird.
Dem etwa elfjährigen Sonnenzyklus sind möglicherweise zudem noch deutlich längere Schwankungen überlagert: etwa der 80-90-jährige Gleißberg-Zyklus. Betrachtet man noch längere Entwicklungen, so befindet sich die Sonne seit Mitte des 20. Jahrhunderts in einer Phase ungewöhnlich hoher Aktivität.

10. Wo gibt es weitere Informationen?

Informationen über den aktuellen Stand des Weltraumwetters und Warnungen gibt das Space Weather Prediction Center (SWPC) des National Oceanic and Atmospheric Adminstration (NOAA) heraus. Das NOAA ist eine Bundesbehörde der Vereinigten Staaten von Amerika.

Nützliche Links

 Aktuelle Warnungen des SWPC 
 aktuelle Messungen der Röntgenstrahlung des SWPC 
 Messdaten der letzten Sonneneruptionen zusammengestellt vom Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory 

Weitere Fragen beantwortet zudem die Pressestelle des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung.

Quelle : https://www.mps.mpg.de/de/forschung/sonne/sonnensturmFAQ.html

und www.sonnen-sturm.info!

Ab Mitte März wird ein Komet sichtbar!

Ab Mitte März 2013 wird der Komet mit der Katalognummer C/2011 L4 (PANSTARRS) am Abend- und Morgenhimmel von Mitteleuropa zu beobachten sein. Dieses Video erklärt, wo und wann man den Kometen von Deutschland bzw. Mitteleuropa aus sehen kann.

Allgemeine Informationen: Die gute Beobachtungsphase beginnt ab dem 15. März, rund 1h Stunde nach Sonnenuntergang kann man den Kometen dann tief am Westhorizont sehen (Achtung: Gefahr von horizontnahen Dunstschichten).

Mit jedem weiteren Tag gewinnt er etwas an Höhe und wird somit prinzipiell besser beobachtbar. Leider spielen hier aber auch zwei Faktoren gegen den Kometen: Mit jedem weiteren Tag nimmt der Mond weiter zu und es besteht die Gefahr, dass das helle Mondlicht die Sicht auf den Kometen einschränkt. Gleichzeitig entfernt sich der Komet mit jedem weiteren Tag etwas mehr von der Sonne und wird somit langsam immer lichtschwächer.

Da die Vorhersage der Entwicklung von der Helligkeit bei Kometen immer etwas unsicher ist, müssen wir einfach abwarten, wie sich der Komet tatsächlich entwickelt.

3-D Karten zeigen vergrabene Flutkanälen am MARS

3-D Karten zeigen vergrabene Flutkanälen am MARS

Neue 3-D-Rekonstruktionen des Untergrundes des Mars haben vergrabenen Kanälen unter der Oberfläche dargestellt. Obwohl der Mars wie gedacht, meist kalt und trocken die letzten 2,5 Milliarden Jahren, zeigen diese Kanäle Zeugnisse vergangener Hochwasser. Entdecken Sie die Quelle und das Ausmaß der relativ jungen Kanäle in Elysium Planitia des letzten Martian hydrologischen Aktivität sowie ob solche Überschwemmungen den Beginn des Klimawandel auf dem Roten Planeten eingeleitet haben.

Das Forschungsteam setzt sich aus Wissenschaftlern der NASA Goddard Space Flight Center, das Jet Propulsion Laboratory, das Planetary Science Directorate des Southwest Research Institute und der Smithsonian Institution zusammen. Sie verwendeten Daten aus dem Shallow Radar an Bord der NASA Mars Reconnaissance Orbiter, um den Untergrund von Elysium Planitia untersuchen. The Shallow Radar konntee die vergrabenen Kanälen zuordnen, und hat festgestellt, dass die Überschwemmungen, die Marte Vallis gegraben haben auch weitere zusätzlich 180 Kilometer östlich geherrscht haben, bevor sie von Lavaströmen bedeckt wurden.

Diese Karte gezeigt auch, dass das Ausmaß der Erosion unterschätzt wurde und es gab zwei Stufen von Kanal Einschnitt. Der Kanal war mindestens doppelt so tief wie frühere Schätzungen. Das Hochwasser ist vermutlich aus einer tiefen Grundwasser Reservoir entstanden und konnte durch lokale Aktivität freigesetzt werden - entweder tektonischen oder vulkanischen Ursprungs.

Das Bild zeigt die Lage der ~ 1000 km Marte Vallis Kanalsystem auf dem Mars. Die gestrichelten Kasten verdeutlicht die Gegend hier gezeigt: http://bit.ly/10rnAs3  Der Hintergrund zeigt die globale Topographie des Mars (MOLA eingefärbte Höhe über einem MOLA Schummerungs Bild). Das Team der Interpretation der geologischen Geschichte des östlichen Elysium Planitia kann hier gefunden werden: http://bit.ly/Y0GbFh

Originaltext:

http://newsdesk.si.edu/releases/new-3-d-reconstructions-show-buried-flood-channels-mars
Gareth. A. Morgan, Bruce. A. Campbell, Lynn. M. Carter, Jeffrey. J. Plaut, and Roger. J. Phillips. 3D Reconstruction of the Source and Scale of Buried Young Flood Channels on Mars. Science, 7 March 2013 DOI:10.1126/science.1234787
Image credit: NASA/MOLA Team/Smithsonian

Planet: Mars Teil 2

Gräben

Südlich am Äquator und fast parallel zu ihm verlaufen die Valles Marineris (die Mariner-Täler), das größte bekannte Grabensystem des Sonnensystems. Es erstreckt sich über 4000 km und ist teilweise bis zu 700 km breit und bis zu 7 km tief. Es handelt sich um einen gewaltigen tektonischen Bruch. In seinem westlichen Teil, dem Noctis Labyrinthus, verästelt er sich zu einem chaotisch anmutenden Gewirr zahlreicher Schluchten und Täler, die bis zu 20 km breit und bis zu 5 km tief sind.

Noctis Labyrinthus liegt auf der östlichen Flanke des Tharsis-Rückens, einer gewaltigen Wulst der Mars-Lithosphäre quer über dem Äquator mit einer Ausdehnung von etwa 4000 mal 3000 Kilometern und einer Höhe von bis zu rund 10 Kilometern über dem nördlichen Tiefland. Die Aufwölbung ist entlang einer offenbar zentralen Bruchlinie von drei sehr hohen, erloschenen Schildvulkanen besetzt: Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons. Der Tharsis-Rücken und die Mariner-Täler dürften in ursächlichem Zusammenhang stehen. Wahrscheinlich drückten vulkanische Kräfte die Oberfläche des Planeten in dieser Region empor, wobei die Kruste im Bereich des Grabensystems aufgerissen wurde. Eine Vermutung besagt, dass diese vulkanische Tätigkeit durch ein Impaktereignis ausgelöst wurde, dessen Einschlagstelle das Hellas-Becken auf der gegenüberliegenden Seite des Mars sei. 2007 wurden im Nordosten von Arsia Mons sieben tiefere Schächte mit 100 bis 250 Metern Durchmesser entdeckt.

Vulkane 

Dem Hellas-Becken exakt gegenüber befindet sich der Vulkanriese Alba Patera. Er ragt unmittelbar am Nordrand des Tharsis-Rückens rund 6 km über das umgebende Tiefland und ist mit einem Basisdurchmesser von über 1200 km der flächengrößte Vulkan im Sonnensystem. Patera ist die Bezeichnung für unregelmäßig begrenzte Vulkane mit flachem Relief. Alba Patera ist anscheinend einmal durch einen Kollaps in sich zusammengefallen.

Unmittelbar westlich neben dem Tharsis-Rücken und südwestlich von Alba Patera ragt der höchste Vulkan, Olympus Mons, 26,4 km über die Umgebung des nördlichen Tieflands. Mit einer Gipfelhöhe von etwa 21,3 km über dem mittleren Null-Niveau ist er die höchste bekannte Erhebung im Sonnensystem.

Ein weiteres, wenn auch weniger ausgedehntes vulkanisches Gebiet ist die Elysium-Regionnördlich des Äquators mit den Schildvulkanen Elysium Mons, Hecates Tholus und Albor-Tholus.

Polkappen

Die Nordpolregion, aufgenommen von Mars Global Surveyor

Der Mars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind. Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1000 Kilometern. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1½ km weniger ausgedehnt. Die Polarkappen zeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist.

Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der dann jeweils der Sonne abgewandten Polkappe durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu.

Da ein größerer, stabilisierender Mond fehlt, taumelt der Mars mit einer Periode von etwa 5 Millionen Jahren. Die Polarregionen werden daher immer wieder so stark erwärmt, dass das Wasser schmilzt. Durch das abfließende Wasser entstehen die Riemen und Streifen an den Polkappen.

Wasservorkommen

Der Mars erscheint uns heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.

Eisvorkommen an den Polen

Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, demPlanum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der GrößeEuropas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.

Weitere Eisvorkommen

Die schon lange gehegte Vermutung, dass sich unter der Oberfläche des Mars Wassereis befinden könnte, erwies sich 2005 durch Entdeckungen der ESA-Sonde Mars-Express als richtig.

Geologen gehen von wiederkehrenden Vereisungsperioden auf dem Mars aus, ähnlich irdischen Eiszeiten. Dabei sollen Gletscher bis in subtropische Breiten vorgestoßen sein. Die Forscher schließen dies aus Orbiter-Fotos, die Spuren einstiger Gletscher in diesen äquatornahen Gebieten zeigen. Zusätzlich stützen auch Radarmessungen aus der Umlaufbahn die Existenz beträchtlicher Mengen an Bodeneis in ebendiesen Gebieten. Diese Bodeneisvorkommen werden als Reste solcher „Mars-Eiszeiten“ gedeutet.

Auf der Europäischen Planetologenkonferenz EPSC im September 2008 in Münster wurden hochauflösende Bilder des Mars Reconnaissance Orbiters der Nasa vorgestellt, die jüngste Einschlagkrater zeigen. Wegen der sehr dünnen Atmosphäre stürzen die Meteoriten praktisch ohne Verglühen auf die Marsoberfläche. Die fünf neuen Krater, die nur drei bis sechs Meter Durchmesser und eine Tiefe von 30 bis 60 cm aufweisen, wurden in mittleren nördlichen Breiten gefunden. Sie zeigen an ihrem Boden ein gleißend weißes Material. Wenige Monate später waren die weißen Flecken durch Sublimation verschwunden. Damit erhärten sich die Hinweise, dass auch weit außerhalb der Polgebiete Wassereis dicht unter der Marsoberfläche begraben ist

Flüssiges Wasser

Da der Druck der Marsatmosphäre so gering ist, kann flüssiges Wasser an der Oberfläche nicht für längere Zeiträume existieren. Außerdem ist es auf der Oberfläche meist zu kalt dafür.

Es gibt Hinweise, dass die Raumsonde Phoenix Wassertropfen auf der Oberfläche entdeckt habe. Dabei könnte das Salz Perchloratals Frostschutz wirken. Das Salz hat die Eigenschaft, Wasser anzuziehen. Dies kann auch Wasserdampf aus der Atmosphäre sein. Bei ausreichender Beimischung würde Wasser sogar bis −70 °C flüssig bleiben. Durch eine Durchmischung mit Perchlorat könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein.^[33] 2010 fanden Forscher der Uni Münster Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern wie dem Russell-Krater flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos, die vom Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen wurden, entdeckten sie Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten. Die Rinnen führen hangabwärts; dass sie nach unten dünner werden, werten die Forscher als Hinweis auf versickerndes flüssiges Wasser als Auslöser der Erosion.

Es werden ebenfalls große Wassermengen unter der Kryosphäre des Mars vermutet.

Monde

Phobos (oben) und Deimos (unten) im Größenvergleich

Zwei kleine Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken), umkreisen den Mars. Sie wurden 1877 von dem US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt und nach den in der Iliasüberlieferten beiden Begleitern, die den Wagen des Kriegsgottes Ares (lat. Mars) ziehen, benannt.

Phobos (Durchmesser 26,8 × 22,4 × 18,4 km) und Deimos (Durchmesser 15,0 × 12,2 × 10,4 km) sind zwei unregelmäßig geformte Felsbrocken. Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden, die vom Mars eingefangen wurden. Phobos’ große Halbachse beträgt 9.376 km, diejenige von Deimos 23.459 km. Phobos ist damit kaum mehr als 6.000 km von der Oberfläche des Mars entfernt, der Abstand ist geringer als der Durchmesser des Planeten.

Die periodischen Umlaufbewegungen der beiden Monde befinden sich mit der Größe von 0,31891 (Phobos) und 1,262 Tagen (Deimos) zueinander in einer 1:4-Bahnresonanz.

Die Umlaufzeit von Phobos ist kürzer als die Rotationszeit von Mars. Der Mond kommt dem Planeten durch die Gezeitenwechselwirkung auf einer Spiralbahn langsam immer näher und wird schließlich auf diesen stürzen oder durch die Gezeitenkräfte auseinander gerissen werden, so dass er für kurze Zeit zu einem Marsring wird. Für ihn berechneten DLR-Forscher, basierend auf neueren Daten der europäischen Raumsonde Mars Express, dass dies in ca. 50 Millionen Jahren geschehen wird. Deimos wird dagegen in einer noch ferneren Zukunft dem Mars entfliehen. Er driftet durch die Gezeitenwechselwirkung langsam nach außen, wie alle Monde, die langsamer (und nicht retrograd) um einen Planeten kreisen, als dieser rotiert.

Ihre Existenz war schon lange vorher mehrmals beschrieben worden, zuletzt von Voltaire, der in seiner 1750 erschienenen Geschichte Micromégas über zwei Marsmonde schreibt. Es ist wahrscheinlich, dass Voltaire diese Idee von Jonathan Swift übernahm, dessen Buch Gullivers Reisen 1726 erschienen war. Darin wird im dritten Teil beschrieben, die Astronomen des Landes Laputa hätten „ebenfalls zwei kleinere Sterne oder Satelliten entdeckt, die um den Mars kreisen, wovon der innere vom Zentrum des Hauptplaneten genau drei seiner Durchmesser entfernt ist und der äußere fünf.“

Damit sagte er das Bahnverhalten der Monde für die damalige Zeit erstaunlich gut vorher. Es wird vermutet, dass Swift von einer Fehlinterpretation Johannes Keplers gehört hatte. Dieser hatte das Anagramm, das Galileo Galilei 1609 an ihn schickte, um ihm die Entdeckung der Phasen der Venus mitzuteilen, als die Entdeckung zweier Marsmonde aufgefasst.

Möglichkeit von Leben

Die Ökosphäre (oder habitable Zone) reicht in unserem Sonnensystem von 0,95 bis 1,37 AE Abstand zur Sonne. In unserem Sonnensystem befindet sich nur die Erde innerhalb dieses Gürtels um die Sonne, der Mars liegt knapp außerhalb.

Höheres oder gar intelligentes Leben gibt es auf dem Mars nicht, Wissenschaftler halten jedoch primitive Lebensformen (Mikroben) tiefer im Boden, um vor UV-Strahlen geschützt zu sein, für denkbar.

Ich kann es kaum erwarten, wann der erste Mensch am Mars ankommt!

Planet: Mars Teil 1

Mars
Mars in natürlichen Farben, die Daten für das computergenerierte Bild wurden 1999 mit dem Mars Global Surveyor aufgenommen
Eigenschaften des Orbits
Große Halbachse	1,524 AE (227,99 Mio. km)
Perihel – Aphel	1,381 – 1,666 AE
Exzentrizität	0,0935
Neigung der Bahnebene	1,850°
Siderische Umlaufzeit	686,980 d
Synodische Umlaufzeit	779,94 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit	24,13 km/s
Kleinster – größter Erdabstand	0,372 – 2,683 AE
Physikalische Eigenschaften
Äquator- – Poldurchmesser*	6.792,4 – 6.752,4 km
Masse	6,419 · 1023 kg
Mittlere Dichte	3,933 g/cm3
Fallbeschleunigung*	3,69 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit	5,03 km/s
Rotationsperiode	24 h 37 min 22 s
Neigung der Rotationsachse	25,19°
Geometrische Albedo	0,15
Max. scheinbare Helligkeit	−2,91m
Eigenschaften der Atmosphäre
Druck*	6 · 10−3 bar
Temperatur* Min. – Mittel – Max.	140 K (–133 °C) 218 K (−55 °C) 300 K (+27 °C)
Hauptbestandteile Kohlenstoffdioxid: 95,32 % Stickstoff: 2,7 % Argon: 1,6 % Sauerstoff: 0,13 % Kohlenstoffmonoxid: 0,08 % Wasser: 0,02 %
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Monde	2
Größenvergleich zwischen Erde (links) und Mars

Umlaufzeit um die Sonne: 687 Erden-Tage (1,9 Erden-Jahre)

Schwerkraft: 0,38 g (Erde 1 g)

Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten.

Sein Durchmesser ist mit knapp 6800 Kilometer etwa halb so groß wie der Durchmesser der Erde, sein Volumen beträgt gut ein Siebentel des Erdvolumens. Damit ist der Mars nach dem Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von knapp 228 Millionen Kilometern ist er rund 1,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Wegen seiner orange- bis blutroten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisen(III)-oxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat.

Er besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken).

Das astronomische Symbol des Mars ist ♂.

Umlaufbahn

Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt.

Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems.

Jedoch hatte der Mars in der Vergangenheit eine weniger exzentrische Umlaufbahn. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002, weniger als die der Erde heute. Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, die der Erde etwa 100.000 Jahre. Mars hat jedoch noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität mit einer Periode von 2,2 Millionen Jahren, der den mit der Periode von 96.000 Jahren überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Der minimale Abstand zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden.

Es gibt vier bekannte Asteroiden, die sich mit dem Mars die gleiche Umlaufbahn teilen (Mars-Trojaner). Sie befinden sich auf den Lagrangepunkten L₄ und L₅, das heißt, sie eilen dem Planeten um 60° voraus oder folgen ihm um 60° nach.

Rotation

Der Mars rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse. In Bezug auf seinen Lauf um die Sonne ergibt sich daraus ein Marstag von knapp 24 Stunden und 40 Minuten, der auch Sol genannt wird. Da die Äquatorebene des Planeten um 25° 12′ gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es, wie auf der Erde, Jahreszeiten. Sie dauern jedoch fast doppelt so lang wie die irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr mit 687 Tagen zugrunde liegt. Zudem sind sie unterschiedlich lang, da die Bahn des Mars um die Sonne elliptischer ist als die der Erde (siehe Jahreszeiten).

Die Rotationsachse führt zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren aus. Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder-Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen. Der marsianische Polarstern des Nordens ist Deneb (obwohl der eigentliche Pol etwas in die Richtung von Alpha Cephei zeigt).

Über dem Marshorizont ist die Atmosphäre als dunstiger Schleier erkennbar. Links ist der einem Smiley ähnelnde Krater Galle zu sehen. Viking, 1976

Der Äquatordurchmesser des Mars von 6792 km ist etwa doppelt so groß wie der des Erdmonds und halb so groß wie der der Erde. Seine Oberfläche beträgt etwa ein Viertel der Erdoberfläche, seine Masse ein Zehntel der Erdmasse. Die Oberfläche des Mars entspricht mit 144 Mio. km² ungefähr der Gesamtoberfläche aller Kontinente der Erde (149 Mio. km²).

Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,69 m/s², dies entspricht etwa 38 % der irdischen. Mit einer Dichte von 3,9 g/cm³ weist der Mars den geringsten Wert der terrestrischen Planeten auf. Deshalb ist die Schwerkraft auf ihm sogar geringfügig niedriger als auf dem kleineren, jedoch dichteren Merkur.

Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Dadurch ist der Atmosphärendruck sehr niedrig, und Wasser kann nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten.

Atmosphäre und Klima

Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und sinken bis auf −85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa −55 °C.

Klima und Wetter

Eiswolken über Mars, aufgenommen vonMars Pathfinder

Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen sublimieren im Sommer teilweise, und kondensierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis.

2008 entdeckten mit Hilfe der Raumsonde Mars Express die Wissenschaftler der Universität von Versailles Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid. Sie befinden sich in bis zu 80 Kilometern Höhe. Gleichzeitig sind sie mit einer horizontalen Ausdehnung von bis zu 100 km auch sehr großflächig. Die CO₂-Eispartikel in den Wolken sind mit bis zu einem Mikrometer Durchmesser relativ groß. Die Wolken absorbieren bis zu 40 % des einstrahlenden Sonnenlichts und können damit die Temperatur der Oberfläche um bis zu 10 °C verringern.

Mit Hilfe des Lasers LIDAR der Raumsonde Phoenix wurde 2009 entdeckt, dass in der zweiten Nachthälfte fünfzig Tage nach der Sonnenwende winzige Eiskristalle aus dünnen Zirruswolken auf den Marsboden fielen.

Jahreszeiten 

Staubsturm in der Syria-Region, fotografiert von Mars Global Surveyor im Mai 2003

Hätte Mars eine erdähnliche Umlaufbahn, würden die Jahreszeiten aufgrund der Achsenneigung ähnlich denen der Erde sein. Jedoch führt die vergleichsweise große Exzentrizität seines Orbits zu einer beträchtlichen Auswirkung auf die Jahreszeiten. Der Mars befindet sich während des Sommers in der Südhalbkugel und des Winters in der nördlichen Hemisphäre nahe dem Perihel seiner Bahn. Nahe dem Aphel ist in der südlichen Hemisphäre Winter und in der nördlichen Sommer.

Das hat zur Folge, dass die Jahreszeiten in der südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt sind als in der nördlichen, wo das Klima milder ist, als es sonst der Fall wäre. Die Sommertemperaturen im Süden können bis zu 30 °C höher sein als die vergleichbaren Temperaturen im Sommer des Nordens. Die Jahreszeiten sind aufgrund der Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars unterschiedlich lang. Auf der Nordhalbkugel dauern der Frühling 199,6, der Sommer 181,7, der Herbst 145,6 und der Winter 160,1 irdische Tage.

Stürme 

Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen.

Die Aufnahmen von Marssonden zeigen auch Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.

Staubstürme treten gewöhnlich während des Perihels auf, da der Planet zu diesem Zeitpunkt 40 Prozent mehr Sonnenlicht empfängt als während des Aphels. Während des Aphels bilden sich in der Atmosphäre Wolken aus Wassereis, die ihrerseits mit den Staubpartikeln interagieren und so die Temperatur auf dem Planeten beeinflussen. Die Windgeschwindigkeiten in der oberen Atmosphäre können bis zu 650 km/h erreichen, auf dem Boden immerhin fast 400 km/h.

Gewitter

Bei heftigen Staubstürmen scheint es auch zu Gewittern zu kommen. Im Juni 2006 untersuchten Forscher mit einem Radioteleskop den Mars und stellten im Mikrowellenbereich Strahlungsausbrüche fest, wie sie bei Blitzen auftreten. In der Region, in der man die Strahlungsimpulse beobachtet hat, herrschte zu der Zeit ein heftiger Staubsturm mit hohen Staubwolken. Sowohl der beobachtete Staubsturm wie auch das Spektrum der Strahlungsimpulse deuten auf ein Staubgewitter mit Blitzen bzw. großen Entladungen hin.