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Mars ist der äussere Nachbarplanet der Erde. Er umrundet die Sonne innerhalb von 687 Tagen oder knapp 23 Monaten auf einer für Planeten auffallend elliptischen Bahn in rund anderthalbfacher Erdentfernung (228 Millionen km oder 1,52 AE); dabei kann er sich der Sonne bis auf 1,38 AE oder 206,6 Millionen km nähern beziehungsweise bis auf 1,67 AE oder 249 Millionen km von ihr abrücken.
Mars fällt auch dem ungeübten Beobachter durch seine deutliche Rot- oder Orangefärbung auf; nur wenige Sterne zeigen einen vergleichbar kräftigen Farbton.
Weil Mars die Sonne ausserhalb der Erdbahn umrundet und dafür fast zwei irdische Jahre benötigt, kann die Erde ihn mehr oder minder regelmässig etwa alle 25,5 Monate "auf der Innenbahn" überholen. Während dieses Manövers gerät Mars in Opposition ("Gegenüberstellung") zur Sonne und ist dann vorübergehend die ganze Nacht hindurch zu beobachten. Da dann auch der gegenseitige Abstand zwischen Mars und Erde auf ein Minimum schrumpft, erscheint Mars ausserdem sehr hell und zeigt im Fernrohr die meisten Details. Entsprechend konzentriert sich das Interesse der Sternfreunde beim Mars auf die Wochen um den eigentlichen Oppositionstermin.
Darauf allerdings müssen die Beobachter lange warten. Nach einer Konjunktion mit der Sonne braucht Mars viele Monate, ehe er auch nur vor Mitternacht aufgeht; während dieser Zeit "gewinnt" er täglich kaum mehr als 0,5" an Winkelabstand zur Sonne, und seine Helligkeit steigt nur ganz allmählich an, bis sie schliesslich sogar in den Bereich der negativen Grössenklassen vordringt. Erst etwa anderthalb Monate vor der Opposition kehrt sich die Bewegungsrichtung von Mars um, beginnt die so genannte Oppositionsschleife: Mars wird "rückläufig". Natürlich wird diese Bewegungsumkehr nur vorgetäuscht, weil die schnellere Erde an dem weiter aussen wandernden Mars vorbeizieht.
In den folgenden Wochen nimmt die Helligkeit des Planeten dann noch einmal deutlich zu. Aufgrund der elliptischen Marsbahn können die einzelnen Oppositionen allerdings recht unterschiedlich ausfallen. Wandert Mars während dieser Phase gerade durch den sonnenfernsten Teil seiner Bahn, sinkt der gegenseitige Abstand nicht unter 100 Millionen km, bleibt die Helligkeit bei -1,1 Grössenklassen stehen, und der scheinbare Durchmesser beträgt dann kaum 14"; man spricht dann von einer Aphelopposition. Befindet Mars sich dagegen im sonnennahen Bahnteil, kann er bis auf rund 55 Millionen km an die Erde herankommen; bei einer solchen Perihelopposition steigt die Helligkeit bis zur 3. Grössenklasse, und der rote Planet präsentiert sich im Fernrohr als Scheibchen mit einem Durchmesser von 25".
Auch nach der Opposition setzt Mars seine rückläufige, westwärts gerichtete Bewegung vor den Hintergrundsternen fort; weil die Erde nun aber auf der Innenbahn gleichsam davonzieht, nehmen Helligkeit und Grösse des Planetenscheibchens allmählich wieder ab. Etwa sechs Wochen nach der Opposition wird Mars erneut stationär, um anschliessend wieder rechtläufig (im gewohnten, ostwärts gerichteten Sinne) weiterzuziehen. Danach bleibt er noch für etliche Monate am Abendhimmel sichtbar, wird aber zunehmend von der Sonne "eingeholt", so dass er immer früher untergeht und schliesslich in der Abenddämmerung verschwindet. Da die Oppositionstermine im Mittel alle 780 Tage (rund 25,5 Monate) aufeinander folgen, verlagert sich die Oppositionsschleife jeweils um knapp 50" oder "anderthalb Sternbilder" weiter nach Osten, findet also nur jedes siebte bis achte Mal im gleichen Sternbild statt. Leider sind Erd- und Marsbahn so zueinander ausgerichtet, dass Mars während der besonders günstigen Perihel-Oppositionen immer südlich des Himmelsäquators steht; darüber hinaus befindet Mars sich dann gerade auch im südlichsten Teil seiner Bahn und bewegt sich entsprechend weit unterhalb der Ekliptik. Beides zusammen führt dazu, dass Mars ausgerechnet dann bei uns nicht sehr hoch über den Horizont steigt. Ende August 2003, wenn er das nächste Mal bis auf rund 55 Millionen km an die Erde herankommt, findet man ihn im Sternbild Wassermann bei einer Deklination von -15". Für einen Beobachter auf 50" nördlicher Breite erreicht er zu dieser Zeit selbst im Meridian lediglich eine Höhe von 25" über dem Horizont - nicht mehr als die Sonne Anfang November.
Mars und Erde im Grössenvergleich
Mars ist der einzige Planet im Sonnensystem, dessen Oberfläche mehr oder minder ungehindert beobachtet werden kann; selbst in einem kleinen Fernrohr lassen sich zumindest um die Zeit der Opposition grössere Formationen erkennen. So konnten die Astronomen schon früh die Rotationsdaür des Planeten bestimmen; mit 24 Stunden 37 Minuten ist sie nur wenig länger als ein irdischer Tag. Und wie bei der Erde steht auch die Rotationsachse des Mars nicht senkrecht auf seiner Bahnebene, sondern ist um knapp 25" geneigt.
Allerdings gibt es auf Mars gegenwärtig keinen so markanten Polarstern wie bei uns: Die Rotationsachse zeigt auf einen Punkt nahe der Grenze zwischen den Sternbildern Schwan und Kepheus. In der unmittelbaren Umgebung stehen nur Sterne der 5. Grössenklasse und darunter; erst in einem Abstand von rund 10" steht ein hellerer Stern: Deneb, der Hauptstern im Schwan.
Diese "erdähnlichen" Rotationsverhältnisse bescheren dem Mars Jahreszeiten wie bei uns, deren Auswirkungen die Astronomen schon im vergangenen Jahrhundert verfolgen konnten. Sie beobachteten, wie die weisslich erscheinende Polkappe auf der jeweiligen Halbkugel im Marsherbst und winter deutlich anwuchs, um dann im Marsfrühjahr und -sommer wieder zu schrumpfen. Offenbar gab es auf Mars Wasser, das im Winter zu Eis gefror, im Frühjahr aber wieder schmolz; Wasser aber galt auch damals schon als wichtige Voraussetzung für die Entstehung und den Fortbestand von Leben.
Gross war daher die Enttäuschung, als Mariner 4 im Sommer 1965 noch reichlich unscharfe Bilder von einer ausgetrockneten, kraterübersäten Marslandschaft zur Erde funkte. Sie zeigten einen Planeten, der ähnlich (geologisch) tot und (biologisch) leblos erschien wie der Mond - ein Eindruck, der sich erst viele Jahre später wandeln sollte.
Mittlerweile haben weitere Raumsonden detailliertere Aufnahmen der Marsoberfläche übermittelt. So gehen die Wissenschaftler inzwischen davon aus, dass Mars noch bis in die jüngere Vergangenheit hinein geologisch aktiv war und zumindest in der Frühgeschichte auch über grössere Mengen an Wasser verfügt haben dürfte: Riesige Vulkane, von denen einige mehr als 20 km über das mittlere Marsniveau aufragen, bezeugen das eine, breite, ausgewaschene "Urstromtäler" das andere. Ob sich unter diesen Voraussetzungen auch Leben auf dem Mars entwickeln konnte, lässt sich allerdings noch nicht mit entgültiger Klarheit ermitteln: jedenfalls blieb die Suche der beiden Viking-Sonden, die 1976 auf dem roten Planeten landeten, ohne konkretes Ergebnis. Dafür lieferten sie die Erklärung für die auffallend rötliche Färbung des Planeten: die Marsoberfläche enthällt sehr viel Eisenoxid, eine chemische Verbindung, die allgemein unter dem Namen "Rost" bekannt ist. Und zwei Jahrzehnte später zeigte Sojourner, das kleine Fahrzeug des Mars-Pathfinder, dass die "geologische" Vergangenheit des roten Planeten noch komplexer gewesen sein muss als zuvor angenommen.
Aufnahme von "Rover" "Indipendence" Panorama 1.9.2005 (Bilder NASA)
Anders als bei Merkur und Venus bietet sich für Amateurastronomen beim Mars die Gelegenheit, anhand eigener Beobachtungen eine - zumindest grobe - Karte der Planetenoberfläche zu erstellen. Da Erde und Mars eine sehr ähnliche Rotationsdaür besitzen, kann man an aufeinander folgenden Abenden zur jeweils gleichen Zeit die etwa gleiche Gegend auf dem Mars erfassen: Der so genannte Zentralmeridian, jener Längengrad, der während der Beobachtungszeit gerade die Mitte des Planetenscheibchens überschreitet, verschiebt sich von Tag zu Tag bei gleicher irdischer Zeit nur um knapp 10" nach Osten - da ist es dann nicht so schlimm, wenn schlechtes Wetter die eine oder andere Beobachtungsnacht "ins Wasser fallen" lässt. Andererseits daürt es bei einer konstanten Beobachtungszeit mehr als einen Monat, ehe man die gesamte Marsoberfläche einmal in der Nähe des Zentralmeridians erfassen kann.
Selbst in einem vergleichsweise kleinen Fernrohr wird man bemerken können, dass die Südhalbkugel des Mars zumeist dunkler erscheint als die Nordhalbkugel. Die nach den Polkappen vielleicht auffälligste Formation ist das Dunkelgebiet Syrtis Major, das sich zwischen etwa 285" und 300" areografischer ("marsischer") Länge von der Südhalbkugel weit über den Aequator hinaus nach Norden erstreckt; "unterhalb" dieses langen, "nach oben" spitz zulaufenden Dreiecks ist eine der wenigen helleren Flächen der Südhalbkugel zu erkennen, das riesige Hellasbecken mit einem Durchmesser von mehr als tausend Kilometern, das vermutlich auf den Einschlag eines grossen Brockens zurückgeht.
Wenn Syrtis Major am Marsrand verschwindet, erreicht die dunkle, äquatornahe Doppelspitze des Sinus Meridiani den Zentralmeridian; der Name weist darauf hin, dass dort der 0. Längengrad angesiedelt wurde. Ihr folgt rund gut anderthalb Stunden später der Margaritifer Sinus, an den sich nach Nordosten die weite Tiefebene Chryse anschliesst. Sie grenzt im Norden an das Mare Acidalium, das hier bis auf 30" an den Marsäquator herankommt.
In den folgenden Stunden könnte man bei hinreichend starker Vergrösserung und extrem ruhiger Atmosphäre beobachten, wie das teilweise stark zergliederte Talsystem Valles Marineris langsam den Zentralmeridian überqürt; es erstreckt sich über eine Länge von nahezu 5000 km und reicht vom Margaritifer Sinus im Osten bis an die Tharsis Region im Westen.
Hier, zwischen 105" und 135" areografischer Länge, beult sich die Marsoberfläche bis zu 9 km hoch auf, und noch darauf sitzen die vier wohl grössten Vulkankegel des Sonnensystems. Von Ost nach West sind dies Ascräus Mons, Pavonis Mons, Arsia Mons und Olympus Mons, der mit einem Basisdurchmesser von annähernd 600 km mächtigste von ihnen. In seinem Windschatten bilden sich immer wieder dünne Eiswolken, die selbst mit irdischen Teleskopen zu beobachten sind - sie wurden früher irrtümlich für Schneefelder auf einem hohen Berg gehalten und trugen der Gegend den Namen Nix Olympica ein, "Schnee auf dem Olymp".
Nach Westen schliesst sich die weite, ziemlich strukturlose Tiefebene Amazonis an, die bis auf die Höhe des schmalen, länglichen Dunkelgebietes Cerberus (zwischen 190" und 210" areografischer Länge) reicht und dort in die von kleineren Vulkanen geprägte Region Elysium übergeht. Südlich des Aequators dominiert jetzt ein ausgedehntes, mehrteiliges Dunkelgebiet aus dem Mare Cimmerium, dem Mare Tyrrhenium und im Westen schliesslich wieder Syrtis Major, dem Ausgangspunkt unserer kleinen Marstour.Unabhängig von diesen Oberflächenformationen sind mitunter auch atmosphärische Erscheinungen zu beobachten: helle Trübungen nahe dem Morgenterminator (auf der Seite, die durch die Marsrotation gerade ins Sonnenlicht gedreht wurde) oder auch rötliche Wolken. Während die einen schon bald wieder verschwinden und sich dadurch als eine Art Frühdunst verraten, können die anderen sich über viele Tage und Wochen halten und mitunter weite Teile der Oberfläche überziehen.
Aufnahme von 1976
1976 funkte die Raumsonde Viking 1 Bilder vom Mars zur Erde.
Wissenschaftler analysierten die Aufnahmen und entdeckten das "Gesicht auf dem Mars". Das Bild ging um die Welt und Science Fiction-Fans fühlten sich plötzlich im siebten Himmel: Die Erde spekulierte, dass es sich bei der Erscheinung um ein von Ausserirdischen erschaffenes Werk handelt.
Aufnahme von 2001
Ein Sandbedeckter Hügel
Fast 25 Jahre nach der ersten Aufnahme vom so genannten "Gesicht auf dem Mars" hat die amerikanisch Raumfahrtbehörde Nasa nun ein neüs Bild der Felsformation veröffentlicht. Allerdings hat das vom "Mars Global Surveyor" am 8. April 2001 aufgenommene Foto kaum noch Aehnlichkeit mit einem menschlichen Gesicht, sondern zeigt einen Felsen in der Landschaft des Roten Planeten - detailliert und in einer hohen Auflösung. So beweisen die neün Aufnahmen, dass es sich bei dem vermeintlichen Gesicht um nichts anderes als einen Hügel handelt, wie der Wissenschaftler Michäl Malin am Donnerstag erklärte. Der Hügel ist von Sandmassen bedeckt. Je nach Verwehung entstehen so verschiedene Muster.
Im Sommer 1877 entdeckte der amerikanische Astronom Asaph Hall während einer ziemlich günstigen Marsopposition zwei lichtschwache Begleiter des Mars. Sie umrunden den Planeten in ziemlich geringer Entfernung: Phobos, der innere Marsmond, bewegt sich in einer Höhe von lediglich knapp 6000 km, Deimos in etwa 20 000 km Höhe. Dadurch benötigt Phobos nicht einmal acht Stunden für eine Marsumrundung und geht daher (wie ein künstlicher Erdsatellit) im Westen auf und im Osten unter; Deimos dagegen braucht für einen Umlauf rund 30 Stunden.
Obwohl Deimos bis auf das Dreifache des scheinbaren Planetendurchmessers vom Mars abrücken kann - während einer Perihelopposition also immerhin etwa 1,25 Bogenminuten -, ist er kein leichtes Beobachtungsobjekt; seine Oppositionshelligkeit wird mit etwa 12,5 Grössenklassen angegeben, 15 Grössenklassen weniger als Mars selbst, und das entspricht einem Helligkeitsverhältnis von 1 zu 1 Million.
Phobos ist ein länglicher Gesteinsbrocken von etwa 27 x 21 x 19 km (angegeben sind jeweils die "Achslängen"), während Deimos mit 15 x 12 x 11 km noch deutlich kleiner ist. Möglicherweise handelt es sich um nachträglich eingefangene Kleinplaneten.
Anders als die vier grossen Jupitermonde sind die beiden Marsmonde zu klein, um erkennbare Schatten auf die Marsoberfläche zu werfen. Trotz seiner geringen Bahnhöhe kann Phobos die Sonne nicht vollständig verfinstern, so dass sein Kernschatten die Planetenoberfläche gar nicht erreicht und lediglich ein kleiner, halbdunkler Fleck über den Marsboden huscht.
Phobos Der kartoffelförmige Körper ist übersät von tiefen Kratern. Der Grösste, Stickney, ist sogar 10 km breit. Der Durchmesser des Mondes beträgt 27 km.
Deimos Der kleinere Marsmond, Deimos, hat etwa die gleichen Oberflächenstrukturen wie Phobos, nur sind sie nicht ganz so stark ausgeprägt. Der Durchmesser von Deimos beträgt an seiner grössten Stelle 15 km.