Planum Australe

Ebene auf dem Mars
Planum Australe
Planum Australe, fotografiert durch Mars Global Surveyor.
Position	84° S, 160° OMars-83.9160
Ausdehnung	1600 km
Geschichte
Eponym	Lateinisch für die südliche Ebene

Als Planum Australe (Latein für ‚die südliche Ebene‘) wird das Ebenengebiet des südlichen Marspols genannt.^[1] Es erstreckt sich ab etwa dem 75. Breitengrad südwärts und hat eine Länge von 1600 km bei einer Breite von etwa 1200 km.^[2] Sein Zentrum befindet sich bei 83,9° S und 160,0° O. Die Geologie dieser Region sollte ursprünglich durch die NASA-Mission Mars Polar Lander untersucht werden, diese scheiterte jedoch, da der Kontakt zur Sonde beim Eintritt in die Marsatmosphäre verloren ging.

Eisdecke

Die Planum Australe ist zum Teil durch eine permanente, etwa 3 km dicke polare Eiskappe bedeckt, die aus gefrorenem Wasser und Kohlendioxid besteht. Während des Marswinters formt sich auf dieser permanenten zusätzlich eine saisonale Eiskappe, die sich von 60° S nach Süden hin ausdehnt. Auf dem Höhepunkt des Winters erreicht diese eine Dicke von etwa einem Meter.^[3] Es ist möglich, dass der Bereich dieser Eiskappe aufgrund lokaler Klimaveränderungen zeitweise schrumpft, um sich dann aber wieder auszubreiten.^[4]

Im Jahr 1966 präsentierten die Wissenschaftler Leighton und Murray die Vermutung, dass die Polkappen des Mars eine Lagerstätte von CO₂ darstellten könnten, deren Kapazität unter Umständen wesentlich größer wäre, als das atmosphärische Reservoir. Doch mittlerweile wird davon ausgegangen, dass beide Pole überwiegend aus Wassereis bestehen und lediglich mit einer dünnen Decke aus jahreszeitlichem CO₂ überzogen sind. Dabei behält der südliche Pol einen permanenten Rest seiner CO₂-Decke, die etwa 8 bis 10 Meter dick ist und auf einem Fundament aus Wassereis liegt. Die Annahme, dass der Großteil des Eises aus Wasser bestehen muss, entsteht aus der Tatsache, dass CO₂-Eis mechanisch nicht stark genug ist, um eine 3 km dicke Eisdecke über lange Zeiträume stabil halten zu können.^[5]

Die Daten der Sonde Mars Express der ESA zeigen, dass die Eiskappe im Wesentlichen in drei Abschnitte unterschiedlicher Eisbeschaffenheit unterschieden werden können. Der am meisten reflektierende Teil der Eiskappe besteht zu etwa 85 % aus Trockeneis und zu 15 % aus Wassereis. Der zweite Abschnitt, an dem die Eisdecke an der Grenze zur umgebenden Ebene steile Hänge bildet, besteht fast ausschließlich aus Wassereis. Die Eiskappe ist schließlich zusätzlich von Permafrostfeldern umgeben, die sich abseits der Steilhänge über Dutzende von Kilometern gen Norden erstrecken.^[6]

Das Zentrum der permanenten Eiskappe befindet sich nicht bei 90° S, sondern etwa 150 Kilometer nördlich des geographischen Südpols. Die Anwesenheit von zwei massiven Einschlagsbecken in der westlichen Hemisphäre – Hellas Planitia und Argyre Planitia – erzeugen ein immobiles Gebiet tieferen Drucks über der permanenten Eiskappe. Die daraus resultierenden Wettermuster führen zur Bildung von weichem, weißem Schnee, der eine hohe Albedo mit sich bringt. Dies steht im Gegensatz zu dem Schwarzeis, das den östlichen Teil bestimmt, wo nur wenig Schnee niedergeht.^[7]

Charakteristiken

Allgemeine Charakteristiken

Die Planum Australe besteht grundlegend aus zwei Gebieten – die Australe Lingula (auf der abgebildeten Reliefkarte als der obere Ausläufer zu erkennen) und die Promethei Lingula (zu sehen auf der Karte als der zentral rechts abgebildete Ausläufer, welcher von oben und unten von Canyons begrenzt wird). Beide Abschnitte sind jeweils von Schluchten durchzogen die als Promethei Chasma, Ultimum Chasma, Chasma Australe und als Australe Sulci bezeichnet werden. Es ist davon auszugehen, dass diese Canyons durch Katabatischen Wind gebildet wurden.^[8] Der größte Krater in der Planum Australe ist der 20 Kilometer breite McMurdo Krater bei −84,5° S und 0,9° O am (im Höhenbild oberen) Rand der Ebene.

Geysire auf dem Mars

Auf Aufnahmen der Raumsonde Mars Global Surveyor entdeckte man in den Dünenfeldern der Südpolarregion einige dunkle Flecken, welche im Wechsel der Jahreszeiten aufzukommen und wieder zu verschwinden scheinen. Dieses Phänomen, das als Dark Dune Spots bezeichnet wird, erklären sich einige Wissenschaftler durch ein jahreszeitliches Gefrieren und Auftauen der südlichen Eiskappe, das zur Bildung von spinnenartigen radial verlaufenden Kanälen führt, die in dem einen Meter dicken Eis vom Sonnenlicht geformt werden.

Eine Gruppe von Forschern unter der Leitung von Hugh Kieffer, des United States Geological Survey in Flagstaff, Arizona, schlägt vor, dass die Flecken und andere unerklärliche Eigenschaften von gewalttätigen Wasserstrahlen aus Kohlendioxidgas verursacht werden, die die darüber liegende Schicht aus gefrorenen CO₂ durchbrechen und in bis zu 100 Meter hohen Fontänen ausbrechen. Durch die Sublimation des CO₂ – und unter Umständen auch des Wassers – erhöht sich der Druck im Inneren der Eisdecke, wodurch es zu geysirähnlichen Ausbrüchen von kalter Flüssigkeit oft in Verbindung mit dunklem Basalt, Sand oder Schlamm kommen könnte.^{[9][10][11][12]} Dieser Prozess vollzieht sich rasch und kann einige Tage, Wochen oder Monate lang andauern, eine in der Geologie ungewöhnlich lange Periode. Fakt ist, dass diese Flecken oft über einem spinnenartigen Furchenmuster aufzutauchen scheinen, das auf Fotos von der Südpolarregion des Mars zu sehen ist.^[13] Eine genauere Erforschung dieser Region ist in den momentanen Planungen jedoch nicht vorgesehen.

Weblinks

• USGS Karte der Planum Australe
• Topographische Karte des Marssüdpols
• Stratigraphische und Topographische Karte des McMurdo Krater-Gebietes, Planum Australe, Mars (PDF; 199 kB)
• Accumulation and erosion of south polar layered deposits in the Promethei Lingula region, Planum Australe, Mars

Einzelnachweise

1. ↑ Planum Australe im Gazetteer of Planetary Nomenclature der IAU (WGPSN) / USGS
2. ↑ Ken Herkenhoff: Geologic Map of the MTM -85280 Quadrangle, Planum Australe Region of Mars (PDF). (PDF; 435 kB) California Institute of Technology, 1994, archiviert vom Original am 28. Mai 2010; abgerufen am 27. März 2010 (englisch). 
3. ↑ NASA – Mars is Melting. In: nasa.gov. Abgerufen am 26. September 2017 (englisch). 
4. ↑ Steinn Sigurdsson: Global warming on Mars? In: RealClimate.org. Abgerufen am 20. Oktober 2006. Vorlage:Cite web/temporär
5. ↑ Shane Byrne: A Sublimation Model for Martian South Polar Ice Features. In: Science. 299. Jahrgang, 14. Februar 2003, S. 1051–1053, doi:10.1126/science.1080148. 
6. ↑ Water at Martian south pole. European Space Agency, abgerufen am 22. Oktober 2006. Vorlage:Cite web/temporär
7. ↑ Mars' South Pole mystery. Spaceflight Now, abgerufen am 26. Oktober 2006. Vorlage:Cite web/temporär
8. ↑ Eric J. Kolb, Kenneth L. Tanaka: Akkumulation und Erosion der Südpol in der Promethei Lingula Region Australe Planum, Mars. In: The Mars Journal. 2. Jahrgang. Mars Informatics Inc., 2006, S. 1–9, doi:10.1555/mars.2006.0001. 
9. ↑ NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap (Memento desOriginals vom 10. Oktober 2009 im Internet Archive) In: Jet Propulsion Laboratory, NASA, 16. August 2006. Abgerufen am 11. August 2009. (englisch)  Info: Der Archivlink wurde automatisch eingesetzt und noch nicht geprüft. Bitte prüfe Original- und Archivlink gemäß Anleitung und entferne dann diesen Hinweis.@1@2Vorlage:Webachiv/IABot/www.jpl.nasa.gov 
10. ↑ Hugh H. Kieffer: Mars Polar Science 2000. In: ANNUAL PUNCTUATED CO2 SLAB-ICE AND JETS ON MARS. 2000 (usra.edu [PDF]). 
11. ↑ G. Portyankina: Fourth Mars Polar Science Conference. In: SIMULATIONS OF GEYSER-TYPE ERUPTIONS IN CRYPTIC REGION OF MARTIAN SOUTH. 2006 (usra.edu [PDF]). 
12. ↑ Hugh H. Kieffer, Philip R. Christensen, Timothy N. Titus: CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars’ seasonal south polar ice cap. In: Nature. 442. Jahrgang, 30. Mai 2006, S. 793–796, doi:10.1038/nature04945 (nature.com). 
13. ↑ Gasfontänen auf dem Mars, 16. August 2006. Abgerufen am 29. März 2010.