Das Hubble-Teleskop hat dazu beigetragen, aufzuzeigen, wie schnell der Mars Wasser verliert (Bildnachweis: NASA/ESA/STScI/John T. Clarke (Boston University)).Eine gemeinsame Studie des Hubble-Weltraumteleskops und der NASA-Mission Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) hat gezeigt, dass jahreszeitliche Veränderungen einen dramatischen Einfluss darauf haben können, wie schnell der Mars sein Wasser an den Weltraum verliert.
Vor über drei Milliarden Jahren war der Mars warm und feucht, mit großen Wasservorkommen auf seiner Oberfläche und einer dichteren Atmosphäre. Heute hingegen ist der Mars wüst, kalt und trocken. Was ist also mit all dem Wasser passiert?
„Es gibt nur zwei Möglichkeiten, wie das Wasser verschwinden kann“, sagte John Clarke von der Universität Boston in einer Erklärung. „Es kann im Boden gefrieren, oder die Wassermoleküle können in Atome zerfallen, und die Atome können aus der oberen Atmosphäre in den Weltraum entweichen.“
Ein großer Teil des Marswassers befindet sich noch auf dem Roten Planeten. Riesige Reservoirs scheinen tief unter der Erde in einer Tiefe zwischen 11,5 und 20 Kilometern eingeschlossen zu sein. Im Inneren des Mars gibt es genug Wasser für eine globale äquivalente Schicht (GEL, was sich im Wesentlichen darauf bezieht, wie tief ein planetenweiter Ozean sein würde) zwischen 1 und 2 Kilometern (0,62 und 1,24 Meilen).
Relativ geringe Mengen von Wassereis sind auch im oberflächlichen Permafrost und in den Polkappen des Mars eingeschlossen. Während des Marssommers kann dieses Eis sublimieren und Wasserdampf in die Atmosphäre entlassen. Der größte Teil dieses Wasserdampfs zirkuliert von Pol zu Pol und gefriert in der Hemisphäre, in der es Winter ist, aber ein Teil gelangt in die obere Atmosphäre, wo das ultraviolette Licht der Sonne die H2O-Wassermoleküle photodissoziieren und in ihre Bestandteile zerlegen kann. Der Sauerstoff im Wasser oxidiert dann 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 isotopisches Gegenstück, das Deuterium) in den Weltraum entkommen (wenn sie energiereich genug sind, um die Fluchtgeschwindigkeit zu erreichen) und mit dem Sonnenwind davongetragen werden.
MAVEN, das 2014 auf dem Mars eintraf, hat die Aufgabe, diesen Wasserstoffaustritt zu messen.
Vergleich der Dicke der Marsatmosphäre und des Wasserverlustes zwischen Perihel und Aphel in diesen Bildern des Hubble-Weltraumteleskops vom Roten Planeten. (Bildnachweis: NASA/ESA/STScI/John T. Clarke (Boston University)).
Da Deuterium, eine schwere Form des Wasserstoffs, nicht so leicht aus der Marsatmosphäre entweicht, ist das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff (D/H) in der Marsatmosphäre von entscheidender Bedeutung, wobei die Häufigkeit von Deuterium im Verhältnis zu Wasserstoff mit der Zeit zunimmt, da der Wasserstoff schneller verloren geht. Da man davon ausgeht, dass Erde und Mars ihr Wasser aus denselben Quellen bezogen haben, müsste 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 auf dem Mars ist heute etwa 8 bis 10 Mal größer als auf der Erde. Es gibt zwar gewisse Unklarheiten bei den Messungen, aber wenn man das ursprüngliche Wasserverhältnis auf dem Mars mit dem heutigen vergleicht und dabei die Geschwindigkeit des Wasserstoff- und Deuteriumverlustes 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.
Nach den bisherigen Beobachtungen von MAVEN hat der Mars genug Wasser in den Weltraum verloren, um einen GEL von einigen Dutzend bis einigen Hundert Metern Tiefe zu bilden. In Verbindung mit den riesigen Wassermengen, die kürzlich im Inneren des Mars gefunden wurden, deutet dies darauf hin, dass der Rote Planet in seiner fernen Vergangenheit reich an Wasser war.
MAVEN hat nun jedoch mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops eine unerwartete Komplexität in der Geschichte des Wasserverlustes auf dem Mars entdeckt. Gemeinsam haben die Instrumente gezeigt, dass die Geschwindigkeit des Wasserstoffverlustes jahreszeitlich bedingt ist, mit einem starken Anstieg der Austrittsrate im Perihel, dem sonnennächsten Punkt der Marsumlaufbahn. Dies fällt mit einem starken Auftrieb von Wasserdampf in die mittlere Atmosphäre zusammen, der durch die jahreszeitliche Erwärmung verursacht wird. Im Perihel ist die südliche Hemisphäre des Mars der Sonne zugeneigt, und der Rote Planet befindet sich in der jährlichen Staubsturmsaison; der in der Luft schwebende Staub kann zur Erwärmung der Atmosphäre und zum Wasserdampfgehalt beitragen.
Im Perihel misst MAVEN Deuterium- und Wasserstoffdichten in der oberen Atmosphäre, die etwa fünf- bzw. zwanzigmal höher sind als im Aphel, dem sonnenfernsten Punkt des Mars auf seiner elliptischen (länglichen, nicht kreisförmigen) Bahn. Im Aphel ist der Deuteriumverlust so gering, dass MAVEN nicht einmal empfindlich genug ist, um ihn zu erkennen. Hier muss das Hubble-Weltraumteleskop einspringen und die Lücken füllen. Die Beobachtungen zeigten auch, dass die Entweichungsraten für Deuterium und Wasserstoff im Perihel 10 bis 100 Mal höher sind als im Aphel. Tatsächlich entweichen sowohl Deuterium als auch Wasserstoff im Perihel so schnell, dass sie nur durch die Menge des in der Atmosphäre vorhandenen Wasserdampfs begrenzt werden.
„In den letzten Jahren haben Wissenschaftler herausgefunden, dass der Mars einen Jahreszyklus hat, der viel dynamischer ist, als man vor 10 oder 15 Jahren erwartet hat“, sagte Clarke. „Die gesamte Atmosphäre ist sehr turbulent, sie heizt sich auf und kühlt sich in kurzen Zeitabständen ab, sogar innerhalb von Stunden. Die Atmosphäre dehnt sich aus und zieht sich zusammen, während die Helligkeit der Sonne auf dem Mars im Laufe eines Marsjahres um 40 % schwankt.“
Dies wirft ein Rätsel auf, wenn es darum geht, den Deuteriumverlust zu erklären, der größer zu sein scheint als das, was man bei einem gewöhnlichen thermischen Entweichen erwarten würde, bei dem ein Deuteriumatom warm genug ist, um die nötige Energie zu haben, um in den Weltraum zu springen. Um die Geschwindigkeit des Deuteriumverlustes so zu erhöhen, dass sie dem beobachteten D/H-Verhältnis auf dem Mars entspricht, muss irgendwoher zusätzliche Energie in die Atmosphäre eingespeist werden. Dies könnte durch Protonen des Sonnenwindes geschehen, die in die Atmosphäre eindringen und mit Deuteriumatomen kollidieren, oder durch chemische Reaktionen, die durch ultraviolettes Sonnenlicht ausgelöst werden und dem Deuterium einen zusätzlichen Kick geben.
Die Ergebnisse wurden am 26. Juli in der Zeitschrift Science Advances veröffentlicht.
