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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.
Ein kleiner Marsausflug
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.