Arsia Mons: Wie Marswinde einen 1.800 Kilometer langen Eiswolken-Schweif erzeugen

FU Berlin, 14. Oktober 2026 – Jeden südlichen Frühling und Sommer taucht über dem Marsvulkan Arsia Mons am frühen Morgen eine helle, ungewöhnlich lang gezogene Eiswolke auf. Noch vor Sonnenaufgang beginnt sie sich zu bilden. Innerhalb weniger Stunden wächst sie auf bis zu 1.800 Kilometer Länge und etwa 45 Kilometer Höhe; ihre Breite liegt bei ungefähr 100 Kilometern. Je nach Darstellung ist sogar von einem bis zu 2.000 Kilometer langen Phänomen die Rede.

Dann geht alles erstaunlich schnell: Im Laufe des Vormittags zieht die Wolke mit mehr als 600 Kilometern pro Stunde westwärts, bildet westlich des Vulkans einen schmalen Schweif und verschwindet kurz danach vollständig. Seit ihrer Entdeckung im Jahr 2018 wird sie beobachtet. Aufnahmen der NASA-Sonde Viking 2 zeigen allerdings, dass Teile der Wolke bereits in den 1970er-Jahren fotografiert wurden.

Ein Vulkan, aber kein Ausbruch

Die aus Wassereis bestehende Wolke steht mit Arsia Mons in Verbindung. Der Vulkan ragt rund 20 Kilometer hoch auf, doch Lava oder eine Eruption sind offenbar nicht der Grund für das morgendliche Schauspiel. Beobachtungen hatten bereits nahegelegt, dass aufsteigende Luft in der Umgebung des Vulkans die Wolke antreibt. Wie genau daraus der lange Schweif der „Arsia Mons Elongated Cloud“, kurz AMEC, entsteht, blieb aber lange offen.

Eine am 7. Oktober 2026 in Nature Geoscience veröffentlichte Studie beschreibt nun einen möglichen Mechanismus. Forschende der Sorbonne Université um Jorge Hernández-Bernal untersuchten die Wolkenbildung mit einem regionalen Mars-Wettermodell und verglichen die Ergebnisse mit wiederholten Aufnahmen der Raumsonde Mars Express.

Demnach erzeugen Winde, die Arsia Mons umströmen, atmosphärische Wellen. Feuchte Luft wird dadurch innerhalb weniger Minuten mehrere Kilometer nach oben gehoben. Dort kühlt sie sich laut Simulation innerhalb von etwa zehn Minuten um rund 30 Grad Celsius ab. Die relative Luftfeuchtigkeit steigt stark, die Luft wird mit Wasserdampf übersättigt – und der Dampf könnte sich direkt in Eiskristalle verwandeln.

Üblicherweise brauchen Eiskristalle feste Kondensationskeime: Staubteilchen oder andere Schwebstoffe, an denen Wasserdampf kondensiert. Genau dieser herkömmliche Vorgang konnte den langen, schmalen AMEC-Schweif in Simulationen jedoch nicht reproduzieren. Erst als das Team eine sogenannte homogene Nukleation, auch homogene Keimbildung, in das Modell einbaute, entstand ein Wolkenschweif mit ähnlicher Form.

Dafür ist eine außergewöhnlich starke Übersättigung der Luft mit Wasserdampf nötig. Der Wasserdampf würde dabei ohne Staubpartikel direkt zu Eiskristallen. Das Modell erklärt außerdem, warum diese Kristalle über große Entfernungen bestehen bleiben könnten, statt sofort wieder zu verdampfen. Position, lang gestreckte Form und die Veränderung im Tagesverlauf passten teilweise zu den Mars-Express-Beobachtungen – nicht allerdings in jedem Detail.

Die wiederbelebte Mars-Webcam

Entscheidende Daten lieferte Mars Express. Die Sonde trägt die ursprünglich 2003 eingesetzte Visual Monitoring Camera, kurz VMC – im Grunde eine Art Webcam. Für die Untersuchung wurde sie reaktiviert und neu eingestellt. Ihr großes Sichtfeld erwies sich als Glücksfall: Die Kamera konnte die gesamte Wolke über mehrere ihrer Lebenszyklen hinweg verfolgen.

Die Ergebnisse wurden am 8. Oktober 2026 veröffentlicht; die Originalstudie erschien in Nature Geoscience unter dem DOI 10.1038/s41561-026-02089-9. Ganz wasserdicht ist die Erklärung trotzdem noch nicht. Die Studie liefert nur einen indirekten Hinweis auf homogene Nukleation. Eine direkte Messung dieses Vorgangs in der Marsatmosphäre gibt es bislang nicht.

Offen bleibt auch, ob der Prozess an anderen Orten des Mars auftritt und welchen Einfluss er auf den Wasserhaushalt des Planeten hat. Möglicherweise spielt homogene Nukleation sogar in den oberen Atmosphärenschichten der Erde und der Venus eine Rolle. Einen direkten Nachweis gibt es dort ebenfalls nicht.

Eine dünne, ziemlich ruppige Lufthülle

Der Mars hat es atmosphärisch nicht leicht. Seine Atmosphäre besitzt eine Gesamtmasse von etwa 2,5 · 10¹⁶ Kilogramm und eine Dichte von rund 1,2 Prozent der Erdatmosphäre. Der mittlere Druck liegt bei etwa 6 Hektopascal, am mittleren Marsradius bei 6,36 Hektopascal; jahreszeitlich schwankt er zwischen 4,0 und 8,7 Hektopascal. Das sind rund 0,6 Prozent des mittleren irdischen Luftdrucks von 1013 Hektopascal – ungefähr der Druck in 32 Kilometern Höhe auf der Erde.

Flüssiges Wasser kann unter diesen Bedingungen nur kurzzeitig und in tief gelegenen Regionen existieren, vor allem auf der Nordhalbkugel und in Hellas Planitia. Dort steigt der Druck auf maximal etwa 12 Hektopascal, bleibt damit aber weit unter der Armstrong-Grenze von 63 Hektopascal. Bei dieser Grenze siedet Wasser bereits bei menschlicher Körpertemperatur. Für Menschen heißt das: Ohne Druckanzug oder Druckkabine geht gar nichts.

Rund 95,9 Prozent der Marsatmosphäre bestehen aus Kohlenstoffdioxid. Dazu kommen unter anderem Argon, Stickstoff und Sauerstoff. Im Winter der jeweiligen Hemisphäre liegen die Pole vollständig im Dunkeln; bis zu 25 Prozent des atmosphärischen CO₂ können dort zu Trockeneis gefrieren. Sobald die Polkappen wieder Sonnenlicht bekommen, sublimiert das CO₂ und kehrt in die Atmosphäre zurück. Argon ändert dabei seinen Aggregatzustand nicht, weshalb sein absoluter Anteil weitgehend konstant bleibt.

Der Wassergehalt schwankt stark mit den Jahreszeiten. Durch die sommerliche Sublimation von CO₂ werden Wassereisvorkommen an der Oberfläche freigelegt. Stürme wirbeln Wassereis auf und transportieren es in die Atmosphäre, wo Cirruswolken aus Wassereis entstehen können. Der NASA-Rover Opportunity wies solche Wolken 2004 erstmals nach.

Staub macht den Himmel dabei nicht schwarz. Die Partikel streuen das Licht, der Taghimmel bleibt hell, und Sterne sind tagsüber nicht sichtbar. Je nach Bedingungen reicht die Himmelsfarbe von Orangerot über Rosa und Violett bis zu Blau in der Nähe der auf- und untergehenden Sonne. Ein Sonnenuntergang auf dem Mars wäre also nicht einfach eine kleinere Version desselben irdischen Bildes.

Wetter zwischen 60 Grad Temperaturspanne und Kohlendioxideis

Nach ihrem vertikalen Temperaturverlauf wird die Marsatmosphäre in mehrere Schichten eingeteilt. In der Troposphäre von 0 bis 40 Kilometern spielt sich der Großteil des Wetters ab: atmosphärische Konvektion, Staubstürme und die tägliche Reaktion auf die Erwärmung der Oberfläche. Der Staubgehalt bestimmt die Wetterdynamik kräftig mit.

Die Skalenhöhe beträgt wegen der geringeren Schwerkraft 11,4 Kilometer, auf der Erde sind es 8,4 Kilometer. Der theoretische trockenadiabatische Temperaturgradient liegt bei 4,3 Kelvin pro Kilometer, der durchschnittliche Temperaturgradient wegen der Erwärmung durch schwebende Staubpartikel bei etwa 2,5 Kelvin pro Kilometer. Tagsüber reicht die planetare Grenzschicht bis ungefähr 10 Kilometer Höhe, auf der Erde sind es etwa 2 Kilometer.

Nahe der Oberfläche können die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht bis zu 60 Grad Celsius betragen. Bei hoher Staubkonzentration schrumpft der Unterschied auf etwa 5 Grad. Oberhalb von 15 Kilometern hängt die Temperatur hauptsächlich von der Sonneneinstrahlung ab; Konvektion spielt dort kaum noch eine Rolle – genau in jenem Bereich, in dem die Luftströmungen über Arsia Mons ihre erstaunliche Arbeit beginnen.

Von 40 bis 100 Kilometern erstreckt sich die Mesosphäre. Sie enthält die niedrigsten Temperaturen der Marsatmosphäre, weil Kohlenstoffdioxid Wärme ins All abstrahlt. In der Mesopause wurden zwischen −150 und −170 Grad Celsius gemessen. Dort können sich sogar Wolken aus Kohlendioxideis bilden. Die für von der Oberfläche startende Raumfahrzeuge aerodynamisch relevante Atmosphäre reicht bis etwa 100 Kilometer.

Die Thermosphäre liegt in 100 bis 230