Mars Forschungen am Institut für Weltraumforschung

Transkript

1 Mars Forschungen am Institut für Weltraumforschung Helmut Lammer Institut für Weltraumforschung Österreichische Akademie der Wissenschaften Schmiedlstr.. 6, A-8042 A Graz helmut.lammer lammer@oeaw.ac.at

2 Vortragsschwerpunkte Was macht unseren äußeren Nachbarplaneten so interessant? Kurzer Überblick über bisherige Mars-Missionen Europas Aufbruch zum Mars Mars Express / Beagle 2 Die Mars-Forschungsschwerpunkte am IWF Evolution der Marsatmosphäre Evolution des Marswasserhaushalts Atmosphären-Oberflächen-Wechselwirkung Untersuchungen des Marsbodens Experimente für Eisschmelzsonden und Exobiologie Ausblicke in die Zukunft

3 Giovanni Schiaparelli ( ) Mars-Kanäle?

4 Bilanz der bisherigen Mars-Missionen Zwischen 1960 und 2004 gab es 34 Mars-Missionen USSR (Russland) Fehlschläge und 5 unbefriedigende Missionen USA 16 5 Fehlschläge, 11 erfolgreiche Missionen erfolgreiche Landungen: Viking, Pathfinder, MER-Rovers Japan 1 Fehlschlag Europa Mars Express (Erfolg) und Beagle 2 (Fehlschlag) Exbiologielabor

5 Mariner 4 Der NASA Raumsonde Mariner 4 gelangen am unscharfe Aufnahmen von der Marsoberfläche Man kann Krater und Schluchten erkennen Mars scheint eine tote lebensfeindliche Welt zu sein Mariner 6 und 7 produzieren ähnliche Bilder

6 Bessere Aufnahmen von Viking 1 & 2, Phobos 2 und MGS zeigen ein anderes Bild Oberflächentemperatur: -133 bis 27 C Atmosphärendruck: bar CO 2, O 2, H, N,.. Olympus Mons: 24 km Valles Marineris: Schlucht mit einer Länge von 4000 km und einer Tiefe von 2 bis 7 km Hellas Planitia: 6 km tiefer Krater mit einem Durchmesser von 2000 km Das Exobiologie-Experiment lieferte keine eindeutigen Ergebnisse für das Vorhandensein von Mikroorganismen an der Oberfläche Bilder von ausgetrockneten Flussläufen und Schwemmgebieten

7 Der frühe Mars hatte wie die Erde ein eigenes Magnetfeld

8 Hinweise auf große Wassermengen und kürzliche Ausflüsse

9 Mars Odyssey Russisches Experiment an Bord der NASA-Sonde Mars Odyssey entdeckt H 2 mit Hilfe eines Hochenergie-Neutronen-Detektors (HEND)

10 Mars Express (ESA) / Beagle 2 (ein von England angeführtes Konsortium) Nozomi (Japan) MER-Rovers (NASA) Spirit Opportunity

11 Was geschah mit Beagle 2??

12 Mars Express vollführt erfolgreich seine Orbitmanöver und findet erstmals wirkliches Wasser Mars Express entdeckt bei den ersten Messungen mit dem IR- Spektrometer OMEGA große Mengen von Wassereis in der Südpolkappe Rechts: sichtbar Mitte: CO 2 Eis (dunkelblau) Links: Wassereis (hellblau)

13 Die HRSC Kamera liefert die bisher genauesten Bilder der Mars-Oberfläche 2.5 Meter pro Pixel

14 Spirit und Opportunity Erste Messungen zeigen, dass der Marsstaub an der Oberfläche praktisch identisch ist

15 Opportunity stürzt in einen Krater Erste Messungen legen nahe, dass sich die freien Steine unter Wasser gebildet haben!

16 Hämatitkügelchen haben sich durch Wasser gebildet Endurance Crater Eagle Crater

17 Ein neues altes Bild des Mars entsteht Eine äquivalente Wassermenge eines globalen Ozeans mit einer durchschnittlichen Tiefe von etwa 150 Meter ist nötig um die von Wasser geformten geologischen Strukturen erklären zu können

18 Mars und Erde im Vergleich Der frühe Mars war erdähnlich flüssiges Wasser wärmeres Klima dichtere Atmosphäre Wieso und wie schnell entwickelte sich Mars in eine Wüstenwelt!

19 Atmosphärenflucht Thermische Flucht von H und H 2 Dissoziative Rekombination von O 2+ Ionen 2 GM Marsm v X () r = = 2 rkt v 0 O + e O Ionen pick-up + O + * * 2 + E Plasma-Instabilitäten viskose Prozesse Sputtering durch ionisierte Korona-Teilchen Oberflächeneinbau von Sauerstoff

20 Aufheizung und Ionisierung der oberen Atmosphäre

21 Evolution der solaren Röntgen und extremen Ultraviolett Strahlung

22 O * Korona-Formation

23 Sonnenwind-Wechselwirkung mit Planeten ohne Magnetfeld

24 Sonnenwind-Erosion der Mars- Atmosphäre

25 Totale Verlustraten von Wasser Gegenwärtig herrscht ein Ungleichgewicht zwischen der Flucht von Wasserstoff und Sauerstoff in den Weltraum

26 Atmosphären-Oberflächen- Wechselwirkungen Gegenwärtige kühl und trockene Bedingungen wenig Wasser (UV-induzierte Oxidation) Ansammlung von meteoritischem Material (Impact Oxidation) Atmosphärenflucht H 2 H 2 H 2 O O O H 2 H 2 O O Oxidation von polyvalenten Elementen, Fe and S II -II 0 2Fe O+ 0.5 O2 III Fe 2 -II O 3 II II 2Fe S+ troilite 0 4.5O 2 + 2Mg VI II ( OH) 2MgSO H O + Fe2 O3 brucite 2 -II 4 2 III kieserite + ferric oxide

27 Der Wasserzyklus am Mars Implikationen für Oberflächenstudien und der Suche nach Leben Mars Express: ASPERA 3 Verlust von Wasserstoff und Sauerstoff Implikationen MARSIS und Exobiologie H 2 O Haushalt Mars Express MER, ExoMars, Toxische Oberfläche

28 Present and evolutionary implications Sauerstoffeinbau in den Marsboden Adsorption von Sauerstoff an der Marsoberfläche 2 O2 + H 2O O2 + HO2 + OH Toxische Eigenschaften Implikationen für die Suche nach Leben am Mars Adsorbierte Ionen an der Marsoberfläche können die Eindringtiefe von elektromagnetischen Wellen beeinträchtigen und stören MARSIS Radar

29 Eine Frage bleibt bestehen: Wo ist der frühe Mars-Ozean? Mars hat einen globalen Wasserozean mit einer durchschnittlichen Tiefe von etwa < 10 Meter innerhalb der letzten 3.5 Milliarden Jahre in den Weltraum verloren Ein äquivalenter globaler Ozean mit einer durchschnittlichen Tiefe von etwa 150 Meter ist notwendig um die geologischen Strukturen erklären zu können Befindet sich diese Wassermenge im Untergrund des Planeten? Mars Express MARSIS Radar Ist das frühe Wasser in seiner Frühzeit vom Planeten wegen der aktiven jungen Sonne in den Weltraum verschwunden?

30 Aufheizung der oberen Atmosphäre durch die XUV-Strahlung der jungen Sonne

31 Hydrodynamische Flucht von Wasserstoff am frühen Mars T XUV X = GM rkt m Pl i = XUV v 2 esc 2 0 v 4.3 Gyr [50 XUV] X Venus X H-Venus Hydrodynamische Bedingungen X=1.5 X H-Mars Mars

32 Wohin verschwand die dichte CO 2 Atmosphäre und das Wasser?? Leben? t [Gyr]

33 Evolution des Wasserhaushalt am Mars

34 Heute und Morgen

35 Ausblicke in die Zukunft ExoMars

36 Vorarbeiten für künftige Mars- Landemissionen

37 Eis-Schmelzsonde Am IWF erste Vorstudien zum Entwurf einer Schmelzsonde geplant, die in der Lage sein sollte, die vertikale Schichtung des Polareises zu untersuchen Durch elektrische Aufheizung einer kleinen, mit Instrumenten bestückten Sonde einen Kanal durch das polare Eis zu schmelzen und die wesentlichen physikalischen und chemischen Parameter in situ zu bestimmen

38 2030?