von Markus Dähne
 

Der Mars ist von der Sonne aus gezählt der vierte Planet. Während Merkur und Venus innerhalb der Erdbahn um die Sonne laufen, ist Mars der äussere Nachbar der Erde. Aufgrund seines grösseren Abstandes zur Sonne bewegt sich Mars langsamer als die Erde, zudem ist der Weg um die Sonne wesentlich länger. Daher benötigt Mars für einen Umlauf um die Sonne fast doppelt so lange wie die Erde: 1.88 Jahre. Eine Drehung um seine eigene Achse dauert 24h 37m, also nur wenig länger als ein Erdentag.

Da die Marsachse, wie bei der Erde, nicht genau senkrecht auf der Ebene steht, in welcher der Planet die Sonne umläuft (Neigung knapp 24 °), gibt es auch Jahreszeiten auf Mars. Weil die Marsbahn aber sehr stark von der Kreisform abweicht, ist auf der Nordhalbkugel der Sommer etwas länger als der Winter, weil Mars dann weiter von der Sonne entfernt ist und sich deshalb langsamer bewegt. Zudem sind die Sommer auf der Südhalbkugel heisser als die Sommer auf der Nordhalbkugel, weil Mars dann näher an der Sonne steht.

Mit einem Durchmesser von knapp 6.800 km ist Mars nur etwas mehr als halb so gross wie die Erde. Seine Masse beträgt nur ein Zehntel der Erdmasse, die Schwerkraft auf der Marsoberfläche beträgt etwa ein Drittel der Schwerkraft auf der Erde. Mars ist damit nach Merkur der zweitkleinste Planet des inneren Sonnensystems.

Was den inneren Aufbau angeht, so nimmt man an, dass Mars einen ca. 3.400 km durchmessenden Kern aus Eisen, wahrscheinlich in Verbindung mit Schwefel, besitzt. Darüber vermutet man einen an Olivin und Eisenoxid reichen, flüssigen Mantel.

Glutflüssige Ströme im Innern eines Planeten sind oft Ursache für ein internes Magnetfeld. Bei Mars ist ein solcher Dynamo aber nicht oder zumindest nicht mehr vorhanden. Wohl aber existieren magnetische Anomalien, die als lokale Magnetisierungen der Marskruste interpretiert werden. Mars besass früher wohl ein Magnetfeld, zumindest in der Entstehungsphase der Marskruste; es wurde der entstehenden erkaltenden Kruste gewissermassen wie ein Stempel aufgeprägt.

Die Sonden, die auf Mars landeten, haben die unterschiedlichsten Gesteine gefunden, was auf eine grosse Bandbreite an Entstehungsprozessen schliessen lässt, die wahrscheinlich teilweise auch unter dem Einfluss von Wasser stattfanden. Überall auf dem Mars lässt sich ein feiner roter Staub finden, der von den Winden auf der ganzen Oberfläche verteilt wird. Sein hoher Anteil an Eisenoxid verleiht dem Planeten seine rötliche Farbe und hat zu Beinamen wie 'Roter Planet' oder 'Rostiger Planet' geführt.

Wie Merkur und der Mond scheint auch Mars keine aktive Plattentektonik aufzuweisen; dies hat zur Folge, dass die Vulkane auf Mars immer über der Magmaquelle bleiben und solange anwachsen, wie Magma von unten nachfliesst. Die meisten Vulkane sind in zwei Regionen konzentriert, im Tharsis-Gebiet und im Elysium-Gebiet. Tharsis liegt in der Mitte eines kuppelförmig aufgewölbten Geländes, das sich über mehr als 6.000 km erstreckt. Hier liegen auch die vier grössten Vulkane des Sonnensystems, sie sind jeweils 27 km hoch. Der gewaltigste von ihnen ist Olympus Mons (Bild) mit einem Basisdurchmesser von über 600 km.

Das Tharsis-Plateau ist auch Ausgangspunkt mehrerer Verwerfungen und Bruchsysteme. Am östlichen Rand des Plateaus liegt das gewaltige Canyongebiet Valles Marineris. Es erstreckt sich über etwa 5.000 km Länge und ist ca. 6 bis 7 km tief.

Die Marsoberfläche weist ein auffallendes Süd-Nord-Gefälle auf: Die Südhalbkugel ist zum Grossteil von einem kraterübersäten Hochland bedeckt, der Norden besteht hauptsächlich aus einem flachen Tiefland. Die Krater im Süden stammen überwiegend aus der Frühzeit unseres Sonnensystems, als die Planeten und Monde einem heftigen Meteoritenbombardement ausgesetzt waren. Aufgrund der höheren Kraterdichte dürfte der Süden älter sein als der Norden. Die nördliche Tiefebene war möglicherweise früher von einem Ozean bedeckt.

Mars besitzt permanente Polkappen aus gefrorenem Kohlendioxid. Im Winter gefriert ein Teil des in der Atmosphäre vorhandenen Kohlendioxids, im Frühjahr sublimiert es wieder in die Atmosphäre, es geht sofort vom festen in den gasförmigen Zustand über. Die Polkappen zeigen eine geschichtete Struktur mit wechselnden Schichten aus Eis und Staub.

Die Atmosphäre des Mars ist deutlich dünner als die der Erde. Im Unterschied zur Erdatmosphäre, die überwiegend aus Stickstoff und Sauerstoff besteht, enthält die Marsatmosphäre 95 % Kohlendioxid, 2.7 % Stickstoff und 1.6 % Argon. Der hohe Kohlendioxidanteil sorgt für einen Treibhauseffekt, der die Temperaturen um etwa 5 °C ansteigen lässt. Die Durchschnittstemperatur der Marsatmosphäre liegt bei -55 °C, wobei die Temperatur zwischen Pol- und Äquatorregion, aber auch aufgrund der deutlich elliptischen Marsbahn stark schwankt: So können an den Marspolen (Bild: Südpolregion) bis zu -140 °C erreicht werden, während die Temperatur im Sommer am Äquator auf über +20 °C steigen kann.

Der Luftdruck an der Oberfläche ist nur etwa ein hundertstel so gross wie auf der Erde. Durch das Abtauen der Polkappen kommt es zu starken jahreszeitabhängigen Schwankungen im Luftdruck. Zudem ist der Luftdruck stark von der Höhe abhängig; er beträgt im tiefsten Tal etwa 9 Millibar, am Gipfel des Olympus Mons liegt er bei 1 Millibar. In jedem Fall ist er gross genug, um kräftige Winde und gewaltige Staubstürme zu produzieren, die gelegentlich für Monate den gesamten Planeten einhüllen. Zudem bewegen sich Windhosen über die Oberfläche, sie hinterlassen dunkle Spuren auf der Marsoberfläche, indem sie hellen Staub aufwirbeln und den dunkleren Untergrund freilegen. Der Wind erzeugt oft auch sichelförmige Sanddünen.

Im Sommer der Nordhalbkugel konnte am Nordpol Wassereis festgestellt werden, als das Kohlendioxid, das im Winter den Nordpol bedeckt, verdampft war und das Wassereis freigelegt wurde. Aufgrund des geringen Luftdrucks und der niedrigen Temperaturen kann es auf der Marsoberfläche kein flüssiges Wasser geben. Dennoch geht man davon aus, dass zumindest früher Wasser auf Mars floss. Es wurden neben Seeböden und anderen Hinweisen auf Wasser auch Flusstäler gefunden, die vermutlich durch einen plötzlich einsetzenden Wasserstrom ausgegruben wurden, aber auch solche, die mehr irdischen Flussbetten ähneln und durch einen schwächeren, aber länger andauernden Wasserfluss entstanden. Das bedeutet, dass Mars einmal ein Klima hatte, unter dem flüssiges Wasser stabil war. Mars könnte eine dichtere Atmosphäre und deutlich höhere Temperaturen besessen haben.

Man geht davon aus, dass es auf Mars einmal deutlich mehr Wasser gab, als sich heute an den Polen befindet. Dieses Wasser könnte sich noch als Permafrost im Boden befinden, oder auch in den Weltraum verloren gegangen sein.

Zwei kleine Monde wurden 1877 entdeckt und auf die Namen Phobos und Deimos getauft, was 'Furcht' und 'Schrecken' bedeutet - passend zum Kriegsgott Mars. Beide Monde sind kaum vergleichbar mit dem Erdmond, sie sind wesentlich kleiner (13 und 7 km) und zudem nicht rund, sondern eher kartoffelförmig. Ihre Oberfläche ist von Einschlagskratern übersät. Phobos und Deimos ähneln vielen Asteroiden, die in den letzten Jahren durch verschiedene Raumsonden fotografiert wurden. Möglicherweise handelt es sich auch um von Mars eingefangene Asteroiden.