Saisonale Veränderungen können dramatische Auswirkungen darauf haben, wie schnell der Mars sein Wasser an den Weltraum verliert, wie eine gemeinsame Studie des Hubble-Weltraumteleskops und der NASA-Mission Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) gezeigt hat.
Vor über drei Milliarden Jahren war der Mars warm und feucht, mit großen Wassermassen auf seiner Oberfläche und einer dichten Atmosphäre. Heute ist der Mars jedoch trostlos, kalt und trocken. Was ist also mit dem ganzen Wasser passiert?
„Es gibt nur zwei Orte, an die Wasser gelangen kann“, sagte John Clarke von der University of Boston in einer Erklärung. „Es kann im Boden gefrieren oder die Wassermoleküle können in Atome zerfallen, und die Atome können aus der Atmosphäre in den Weltraum entweichen.“
Auf dem Roten Planeten befindet sich noch immer reichlich Marswasser. Riesige Stauseen scheinen tief unter der Erde in Tiefen zwischen 11,5 und 20 Kilometern (7,1 und 12,4 Meilen) eingeschlossen zu sein. Es gibt genug Wasser im Inneren des Mars für eine globale Äquivalentschicht (GEL, was sich im Wesentlichen darauf bezieht, wie tief ein planetenweiter Ozean entstehen würde) zwischen 1 und 2 Kilometern (0,62 und 1,24 Meilen).
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Relativ kleine Mengen Wassereis sind auch im flachen Permafrost und in den Polkappen des Mars eingeschlossen. Während des Marssommers kann dieses Eis sublimieren und dabei Wasserdampf in die Atmosphäre abgeben. Der größte Teil dieses Wasserdampfs zirkuliert von Pol zu Pol und gefriert in der Hemisphäre, in der Winter ist. Ein Teil befindet sich jedoch in der oberen Atmosphäre, wo ultraviolettes Sonnenlicht der Sonne H2O-Wassermoleküle photodissoziieren und sie in ihre Atombestandteile zerlegen kann. Der Sauerstoff im Wasser oxidiert entweder Materialien auf der Oberfläche (daher erscheint der Mars rostrot) oder verbindet sich mit Kohlenstoff zu Kohlendioxid. In der Zwischenzeit können die Wasserstoffatome (oder ihr schwereres Isotopen-Gegenstück, Deuterium) in den Weltraum entweichen (sofern sie energiereich genug sind, um die Fluchtgeschwindigkeit zu erreichen) und vom Sonnenwind davongetragen werden.
MAVEN, das 2014 auf dem Mars ankam, hat die Aufgabe, diesen Wasserstoffaustritt zu messen.
Da Deuterium, eine schwere Form von Wasserstoff, nicht so leicht aus der Marsatmosphäre entweicht, bedeutet dies, dass das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff (D/H) in der Marsatmosphäre von entscheidender Bedeutung ist, da die Häufigkeit von Deuterium im Verhältnis zu Wasserstoff zunimmt Zeit, da Wasserstoff schneller verloren geht. Da angenommen wird, dass Erde und Mars ihr Wasser aus denselben Quellen beziehen, dürfte das ursprüngliche D/H-Verhältnis des Wassers auf dem Mars vor 3 bis 4 Milliarden Jahren das gleiche gewesen sein wie heute auf der Erde. Das D/H-Verhältnis ist heute auf dem Mars etwa acht- bis zehnmal größer als auf der Erde. Es gibt gewisse Unklarheiten bei den Messungen, aber wenn man das ursprüngliche Wasserverhältnis des Mars mit dem heutigen Verhältnis vergleicht und dabei die Geschwindigkeit des Wasserstoff- und Deuteriumverlusts in den Weltraum berücksichtigt, ist es möglich, rückwärts zu extrapolieren und zu berechnen, wie viel Wasser der Mars im Laufe seiner Geschichte wahrscheinlich verloren hat.
Basierend auf MAVENs früheren Beobachtungen hat der Mars genug Wasser an den Weltraum verloren, um ein GEL mit einer Tiefe zwischen zehn und Hunderten Metern zu bilden. In Kombination mit der riesigen Wassermenge, die kürzlich im Inneren des Mars gefunden wurde, deutet dies darauf hin, dass der Rote Planet in seiner fernen Vergangenheit wasserreich war.
Allerdings hat MAVEN nun mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops eine unerwartete Komplexität der Geschichte des Wasserverlusts auf dem Mars entdeckt. Zusammengenommen haben die Instrumente gezeigt, dass die Rate des Wasserstoffverlusts saisonabhängig ist, wobei die Fluchtrate am Perihel, dem nächstgelegenen Punkt des Mars auf seiner Umlaufbahn um die Sonne, stark ansteigt. Dies fällt mit einem starken Aufsteigen von Wasserdampf in die mittlere Atmosphäre zusammen, der durch die saisonale Erwärmung verursacht wird. Im Perihel ist die Südhalbkugel des Mars zur Sonne geneigt und der Rote Planet wird von seiner jährlichen Staubsturmsaison erfasst; Der in der Luft befindliche Staub kann zur Erwärmung der Atmosphäre und zum Wasserdampfgehalt beitragen.
Im Perihel hat MAVEN Deuterium- und Wasserstoffdichten in der oberen Atmosphäre gemessen, die etwa fünf- bzw. 20-mal höher sind als im Aphel, dem am weitesten von der Sonne entfernten Punkt des Mars auf seiner elliptischen (eher verlängerten als kreisförmigen) Umlaufbahn. Im Aphel ist der Deuteriumverlust so gering, dass MAVEN nicht einmal empfindlich genug ist, um ihn zu erkennen. Hier muss das Hubble-Weltraumteleskop ins Spiel kommen und die Lücken füllen. Die Beobachtungen zeigten auch, dass die Fluchtraten für Deuterium und Wasserstoff im Perihel 10 bis 100 Mal höher sind als im Aphel. Tatsächlich entweichen sowohl Deuterium als auch Wasserstoff am Perihel so schnell, dass sie nur durch die in der Atmosphäre verfügbare Wasserdampfmenge begrenzt werden.
„In den letzten Jahren haben Wissenschaftler herausgefunden, dass der Mars einen Jahreszyklus hat, der viel dynamischer ist, als die Menschen vor 10 oder 15 Jahren erwartet hatten“, sagte Clarke. „Die gesamte Atmosphäre ist sehr turbulent und erwärmt und kühlt sich in kurzen Zeiträumen, sogar bis zu Stunden, ab. Die Atmosphäre dehnt sich aus und zieht sich zusammen, da die Helligkeit der Sonne auf dem Mars im Laufe eines Marsjahres um 40 % schwankt.“
Dies wirft ein Rätsel auf, wenn es um die Erklärung des Deuteriumverlusts geht, der größer zu sein scheint, als man bei einem rein thermischen Entweichen erwarten würde, bei dem ein Deuteriumatom warm genug ist, um die für den Sprung in den Weltraum erforderliche Energie zu haben. Um die Deuteriumverlustrate so zu erhöhen, dass sie dem auf dem Mars beobachteten D/H-Verhältnis entspricht, ist von irgendwoher eine zusätzliche Energiezufuhr in die Atmosphäre erforderlich. Dies könnte durch Protonen des Sonnenwinds verursacht werden, die in die Atmosphäre eindringen und mit Deuteriumatomen kollidieren, oder durch chemische Reaktionen im ultravioletten Licht der Sonne, die dem Deuterium einen zusätzlichen Kick verleihen können.
Die Ergebnisse wurden am 26. Juli in der Zeitschrift Science Advances veröffentlicht.
