Planeten, Sterne, Universum

und Hebung. Nachdem die Hebung zu stark geworden war, konnte die Kruste das Gewicht nicht länger tragen und brach teilweise ein. Dann verstärkte sich der Vulkanismus, und das Gebiet der vulkanischen Aktivitäten verschob sich. Das so verstärkte Ungleichgewicht ließ die Kruste ganz zusammenbrechen und extreme Formationen wie die Valles Marineris entstehen.
    Während der Ostafrikanische Grabenbruch in der Erdkruste durch das Auseinanderdriften zweier Plattenteile im Rahmen der Plattentektonik geschaffen wurde, scheint sie auf dem Mars nicht zu existieren oder ist im Ansatz steckengeblieben.

Die Raumsonde Mars Express der ESA umkreist den Mars bereits seit Ende des Jahres 2003. Die Mission der Sonde besteht darin, den Mars in hervorragenden, teilweise dreidimensionalen Bildern komplett zu kartografieren. Die obige Aufnahme der Sonde zeigt einen Teil des Candor Chasma, einem nördlichen Seitental der Valles Marineris
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    (c) ESA (DLR/FU Berlin (G. Neukum))

Weiße Flecken auf dem Roten Planeten
Die Polkappen des Mars
    Seit dem 25. Mai 2008 steht mit dem Phoenix-Lander nun auch eine Raumsonde in einer der Polargegenden des Mars. Zuvor waren seit der ersten unbemannten Landung 1976 (Viking 1) die äquatornahen Gegenden des Roten Planeten das bevorzugte Ziel von Landern, von denen einige sogar kleine Fahrzeuge aussetzten. Der Grund: Wegen der angenehmeren Temperaturen (bis zu +27 °C) glaubte man, einfacher Wasser nachweisen zu können und schneller eventuelle Lebensspuren zu finden.
Die Marspole – die größere Chance
    Die größte Chance dafür sahen die Wissenschaftler in jüngerer Zeit aber in den marsianischen Polargegenden, und hier vor allem am Mars-Nordpol. In den Äquatorregionen kommt man an das Wasser für eine Fernuntersuchung nur sehr schwer heran – und wenn, dann liegt es dort mehrere Kilometer tief. An den Polen dagegen befindet sich Wasser in Form von Eis quasi an der Oberfläche. Es braucht nur noch „angezapft“ zu werden – was dem Phoenix-Lander Ende Juli 2008 auch gelang.
    Grund für das Oberflächeneis sind die größeren Niederschläge. Sie bedecken als Reif oder feiner Schneefall die polare Oberfläche und frischen so den Wasservorrat immer wieder auf. Interessant ist dabei, dass es auch durch den wahrscheinlich heute noch aktiven Vulkanismus geschieht, durch kleine Vulkankegel, die dort in größerer Zahl vorhanden sind.
Markante erdähnliche Punkte
    Die beiden marsianischen Polkappen stellen neben den ausgedehnten Wüsten das eindrucksvollste erdähnliche Merkmal der Marsoberfläche dar und sind auch von der Erde aus gut im Fernrohr zu erkennen. Ähnlich wie sich die irdischen Polkappen in ihrer Ausdehnung den Jahreszeiten entsprechend ändern, zeigen die marsianischen ebenfalls Schwankungen. So verschwindet die nördliche Polkappe in den Herbst- und Wintermonaten des Mars unter einer Wolkenhaube: Der Grund liegt in der Zusammensetzung der Polkappe. Sie besteht vor allem aus Wassereis, das den Sommer überdauert. Dagegen friert bei sinkenden Temperaturen das in der Atmosphäre vorhandene Kohlendioxid aus und lagert sich ab, wodurch sich dann diese Polkappe noch weiter vergrößert. Ähnliche Veränderungen zeigt die südliche Polkappe, allerdings viel stärker, denn sie besteht vor allem aus gefrorenem Kohlendioxid. Deshalb verschwindet sie im Mars-Südsommer bis auf einen kleinen Rest und übrig bleibt nur der Wassereiskern.
    Der Griff ins gefrorene Marsleben
    Wasser ist Leben – lautet ein berühmter Satz, und so ist denn das oberste Ziel des Phoenix-Landers, nach Lebensspuren zu suchen oder genauer: zu graben. Denn der Roboter verfügt, ähnlich wie die 1976 gelandeten Viking-Sonden, über einen Greifarm. Das 2,4 m lange, aus mehreren Gelenken und einer Schaufel bestehende Gerät soll während des drei Monate dauernden Mars-Nordfrühlings und -sommers bis zu 1m tiefe Löcher in den trockenen, eisigen Marsboden graben und Bodenproben entnehmen. Sie werden dann in den kleinen Bordlabors entsprechend untersucht
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    Auch darin, wie das 2km mächtige Eis gelagert ist, unterscheiden sich die Pole: Am Nordpol liegt es rosettenförmig angeordnet und bedeckt diesen planetaren Punkt ständig. Am Südpol dagegen liegt das Zentrum des Eises etwa 2 bis 3° vom geometrischen Pol entfernt, der im Südsommer komplett eisfrei ist. Ein weiterer Unterschied zur Eisbedeckung am Nordpol besteht darin, dass die Spiralstruktur andersherum gewunden ist. Die nach außen durchlaufene Spirale windet sich am