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Warum gibt es (fast) kein Wasser mehr auf dem Mars?

Lesezeit: 6 Minuten

 

von Franck Montmessin, Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) - Université Paris-Saclay

Der Mars ist bekannt für seine feine Atmosphäre, in der das CO2 dominiert und liefert den größten Teil der atmosphärischen Masse und des Drucks, letzterer vergleichbar mit dem in der Stratosphäre der Erde mehr als 30 Kilometer über der Oberfläche.

Aber was ist mit Wasser? Wasser auf dem Mars wird derzeit an der Oberfläche beobachtet als mehrere Kilometer dicke Eisschicht am Nordpol, als saisonaler Frost zur kälteren Jahreszeit und in der Atmosphäre als Dampf und Eis in Wolken. Dennoch ist die Marsatmosphäre im Vergleich zur Erde extrem trocken: Im Verhältnis dazu ist in der Marsatmosphäre 100-mal weniger Wasser vorhanden als in der Erdatmosphäre. Während Niederschlag auf der Erde mehrere Zentimeter Wasserfilm zur Folge hat, würde das Wasser, das auf dem Mars niedergeschlagen würde, nur einen dünnen Film von weniger als einem Millimeter bilden.

De neue Daten lassen Sie uns besser verstehen, warum es auf dem Mars (fast) kein Wasser mehr gibt, obwohl es in der Vergangenheit reichlich vorhanden sein muss.

Wasser entweicht aus der Marsatmosphäre

Denn alles deutet darauf hin, dass der Mars nicht immer der kalte und trockene Planet war, den wir heute kennen. Der Mars weist auf seiner Oberfläche viele Zeugnisse einer fernen Vergangenheit auf - vor etwa vier Milliarden Jahren, als flüssiges Wasser in großen Strömen zirkulierte und in Form von Becken oder Seen stagnierte, wie etwa im Jezero-Krater, als der Rover Perseverance nach Spuren von vergangenes Leben.

Damit flüssiges Wasser so viel zirkulieren und lange genug an der Oberfläche verweilen kann, um all diese Abdrücke zu hinterlassen, ist es notwendig, sich auf ein Klima zu berufen, das sich radikal von dem heute beobachteten unterscheidet. Mars, Erde und Venus wurden wohl aus dem gleichen Grundmaterial akkretiert, was bedeutet, dass sie schon sehr früh in ihrer Geschichte große Ähnlichkeiten kannten. Aber während die Erde und die Venus den größten Teil ihrer dicken Atmosphäre behalten haben, war der Mars aufgrund seiner geringen Größe und seiner geringen Schwerkraft nicht in der Lage, seine Atmosphäre im Laufe der Zeit zu bewahren.

Das ist es tatsächlich "Hemmungstheorie" was die derzeitige Dünnheit der Marsatmosphäre erklärt. Diese Flucht findet sehr hoch in der Atmosphäre statt, über 200 Kilometer, wo die Moleküle bereits in Atome dissoziiert sind und wo sich die leichteren wie Wasserstoff von der schwachen Schwerkraft des Mars losreißen können. Diese „Exosphäre“ des Mars ist den energiereichen Teilchen des Sonnenwindes ausgesetzt und zugleich seine „Achillesferse“, denn im Laufe der Zeit hat sie das Äquivalent von Hunderten von aktuellen Atmosphären im Weltraum verloren.

Neue Daten

Neue Daten, erhalten von der Spurengas-Orbiter-Mission von der ESA (European Space Agency) und heute veröffentlicht and in der Zeitschrift Nature Astronomy, kommen, um uns über die subtilen Mechanismen aufzuklären, die das Entweichen von Wasser steuern.

Diese Flucht war allen bekannt, insbesondere weil das Wasser des Mars eine ganz eigene Zusammensetzung hat. Tatsächlich zeigen die Isotope des Wassers, insbesondere des „halbschweren“ Wassers HDO, bei dem ein Wasserstoffatom (H) durch ein doppelt so schweres Deuteriumatom (D) ersetzt wurde, das wir seit den 80er Jahren auf dem Mars gemessen haben, eine relative Deuteriumkonzentration auf dem Mars sechsmal höher als auf der Erde. Diese relative Anreicherung wird gerade als Folge des Entweichens von Wasserstoff interpretiert, der nach und nach die schwersten Isotope, in diesem Fall D und HDO, zurückließ, was dieses Anreicherungsverhältnis von 6 erklärt.

Extrapoliert muss die ursprüngliche Wassermenge auf dem Mars mindestens sechsmal so groß gewesen sein wie heute, oder das Äquivalent einer Flüssigkeitsschicht von hundert Metern, die den Planeten bedeckt. Dies zeigt, wie das HDO / H-Verhältnis20 ist entscheidend, um in die Jugend des Mars zu projizieren und die Hypothese eines vergangenen heißen und feuchten Klimas vor seiner Bewohnbarkeit zu beleuchten.

Diese Ergebnisse des Spurengas-Orbiters ermöglichen es uns, die Bedingungen besser zu verstehen, unter denen Wasser und halbschweres Wasser aus der unteren Atmosphäre in die oberste Atmosphäre transportiert werden und sich dann in entweichende Atome umwandeln. Tatsächlich haben wir uns lange gefragt, inwieweit Zwischenprozesse die Art und Weise verändern können, wie Wasserstoff und Deuterium aus Wasser in die Exosphäre gelangen. Seit 20 Jahren schlagen zwei Theorien vor, dass Wasserstoff und Deuterium die Exosphäre nicht in den Proportionen erreichen können, die ihnen in den Wassermolekülen der unteren Atmosphäre entsprechen. Diese Zwischenprozesse sind einerseits die Kondensation, die die Wolken des Marswassereises bildet, und andererseits die Photolyse, die das Wassermolekül bricht und unter dieser Einwirkung von UV-Strahlen ein Wasserstoff- oder Deuteriumatom freisetzt.

Seit Jahrzehnten im Labor untersucht, ist bekannt, dass Kondensation und Photolyse Wasser und seine Isotope in besonderer Weise beeinflussen: Dies wird als „Isotopenfraktionierung“ bezeichnet. Dank unseres Verständnisses der Isotopenfraktionierung ist es auch möglich, den vergangenen klimatischen Verlauf der Erde durch Bohren von Eisbohrkernen an den Polen zu verfolgen, wo die HDO-Konzentration das mehr oder weniger kalte Klima, das vorherrschte, sichtbar macht zu Eis kondensiert. Es ist eine Disziplin wo sich die französische Community auszeichnet, und die es ermöglichten, in französischen Laboratorien Erkundungsarbeiten im Kontext des Mars zu initiieren.

Auf dem Mars funktioniert die Fraktionierung durch Photolyse entgegengesetzt zur Fraktionierung durch Kondensation. Und vor allem arbeiten beide nicht gleichzeitig im Wasserlauf – dieser letzte Punkt hat großen Einfluss auf das Schicksal der Wasserstoff- und Deuteriumatome. Tatsächlich tendiert die Kondensation des Wasserdampfs dazu, das HDO im gebildeten Eis zu konzentrieren und verarmt somit de facto den Dampf in HDO. Andererseits fördert die Photolyse tendenziell die Freisetzung des im HDO-Molekül vorhandenen Deuteriums. Lange Zeit wurde angenommen, dass die Isotopenfraktionierung durch Kondensation, die den Dampf an Deuterium ärmer macht, die Photolyse dominiert und den Anteil von Deuterium in der Exosphäre niedriger als in Wasser in der unteren Atmosphäre zwang.

Was ist das'jüngste Studie zeigt, dass Kondensation tatsächlich eine untergeordnete Rolle für den Deuteriumanteil in der Exosphäre spielt. Dank des Atmospheric Chemistry Suite-Instruments des Trace Gas Orbiters und seiner gleichzeitigen Messungen von H20 und HDO konnten wir zeigen, woher die Wasserstoff- und Deuteriumatome stammen, in einer Höhe und einem Zeitraum des Marsjahres, in dem Kondensation die Photolyse nicht stören kann.

Tatsächlich produziert die Photolyse die meisten Atome und diktiert die Isotopenfraktionierung der Wasserstoffatome, die aus der oberen Marsatmosphäre entweichen.

Nächstes Ziel: den Weg des Wassers von der Oberfläche bis zur oberen Atmosphäre verstehen

Diese Infragestellung unseres Verständnisses der Prozesse, die zum Entweichen von Wasser führen, ist ein entscheidender Meilenstein bei den Versuchen, die Geschichte des Wassers auf dem Mars zu verfolgen. Nur der Satellit Trace Gas Orbiter kann die gemeinsamen Konzentrationen von H . aufdecken20 und HDO. Aber ein ein weiterer Satellit, diesmal von der NASA, MAVEN, ist in der Lage, die Wasserstoff- und Deuterium-Populationen in der Exosphäre zu beobachten und zu charakterisieren.

Aus der Kombination dieser beiden Missionen entwickelt sich eine wichtige Forschungsrichtung, und es ist nun vorstellbar, den vollständigen Verlauf des Wassers von der unteren Atmosphäre bis in die oberste Atmosphäre zu beschreiben, wo die Atome, aus denen sie bestehen, in den Weltraum entweichen. Nur ein detailliertes Verständnis dieser Route wird es der Gemeinschaft ermöglichen, zuverlässige Szenarien zur Geschichte des Wassers über die letzten Milliarden von Jahren zu entwickeln und damit die Möglichkeit zu belegen, die frühere Bewohnbarkeit des Mars zu bestätigen, in der Leben entstanden sein könnte.Das Gespräch

Franck Montmessin, CNRS-Forschungsdirektor am Atmospheres, Environments and Space Observations Laboratory (LATMOS), Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) - Université Paris-Saclay

Dieser Artikel wurde von neu veröffentlicht Das Gespräch unter Creative Commons Lizenz. Lesen Sie dieOriginalartikel.

© Ausgewähltes Bild: Die nördliche Polkappe des Mars, fotografiert von der NASA-Mission Mars Reconnaissance Orbiter. NASA / JPL-Caltech / MSSS

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