Jeden Morgen im Frühling und Sommer der Südhalbkugel hängt über dem Arsia Mons auf dem Mars eine Eiswolke. Sie wächst auf der windabgewandten Seite des rund 14 Kilometer hohen Vulkans, zieht sich manchmal über bis zu 1800 Kilometer und verschwindet im Lauf des Tages wieder. Ein Wetterphänomen, das sich aus der Ferne fast gemächlich ausnimmt – obwohl es sich in der dünnen Marsluft ziemlich rasant abspielt.

Die „Arsia Mons Elongated Cloud“, kurz AMEC, ist seit Langem bekannt. Erste Hinweise lieferten Aufnahmen der Raumsonde Mariner 9 aus dem Jahr 1972, entdeckt wurde sie 2018. Wie sie entsteht, blieb allerdings offen. Ein Team um Jorge Hernández Bernal von LMD/CNRS/Sorbonne Université hat nun mithilfe von Simulationen erstmals homogene Nukleation in einer Planetenatmosphäre nachgewiesen: Wasserdampf gefriert dabei ohne Staubpartikel als Keime spontan zu Eiskristallen.

Wenn Marsluft schlagartig abkühlt

Der Auslöser sitzt direkt am Arsia Mons. Winde heben feuchte Luft innerhalb weniger Minuten mehrere Kilometer nach oben. Dabei sinkt die Temperatur in etwa zehn Minuten um mehr als 30 Grad Celsius. Die relative Luftfeuchtigkeit steigt auf mehr als das 100.000-Fache vergleichbarer Werte auf der Erde. In der mit Wasserdampf gesättigten, dünnen Marsatmosphäre gefriert der Dampf schlagartig – und die lange Wolkenfahne entsteht.

Aufgenommen wurde sie mit der europäischen Raumsonde Mars Express. Zum Einsatz kamen die Visual Monitoring Camera (VMC), die High Resolution Stereo Camera (HRSC) und das OMEGA-Instrument. Damit lassen sich große Marsregionen hochauflösend abbilden; außerdem kann die zeitliche Entwicklung der AMEC im Abstand weniger Stunden verfolgt werden. Für ein Phänomen, das täglich wieder verschwindet, ist das ziemlich praktisch.

Auf der Aufnahme sind die über 100 Kilometer breite Caldera des Arsia Mons und tiefe Einsturztrichter an seinen Flanken zu erkennen. Sie weisen auf ausgeprägte Lavaströme hin. Unterhalb der Wolke ziehen sich kilometerlange Grabenrisse durch die Landschaft. Rechts oberhalb des Arsia-Mons-Massivs erscheint die Silhouette des rund zwölf Kilometer hohen Pavonis Mons. Beide Vulkane gehören zur Tharsis-Region, in der auch Olympus Mons liegt – der jüngste der großen Vulkane des Mars.

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Eine Atmosphäre mit dünner Decke

Die Marsatmosphäre bringt insgesamt etwa 2,5 · 10¹⁶ Kilogramm auf die Waage und besitzt nur rund 1,2 Prozent der Dichte der Erdatmosphäre. Der mittlere Luftdruck liegt bei etwa 6 hPa, am mittleren Marsradius bei 6,36 hPa; jahreszeitlich schwankt er zwischen 4,0 und 8,7 hPa. Das entspricht ungefähr 0,6 Prozent des mittleren Erddrucks von 1013 hPa – oder dem Druck in etwa 32 Kilometern Höhe über der Erde.

Beim Wasser wird es dadurch schnell ungemütlich. Der Marsdruck liegt nahe am Tripelpunkt des Wassers. Flüssiges Wasser kann deshalb nur in tief gelegenen Regionen, vor allem auf der Nordhalbkugel und in Hellas Planitia, kurzzeitig existieren. Dort werden maximal etwa 12 hPa erreicht, deutlich weniger als die Armstrong-Grenze von 63 hPa. Menschen bräuchten auf der Oberfläche also einen Druckanzug oder eine Druckkabine.

Fast 95,9 Prozent der Atmosphäre bestehen aus Kohlenstoffdioxid. Dazu kommen Argon, Stickstoff, Sauerstoff sowie Spuren von Methan und Formaldehyd. Methan wurde erstmals 2003 nachgewiesen, seine Herkunft ist bis heute nicht eindeutig geklärt. Mit erdgestützten Teleskopen wurde 2003, mit dem Planetary Fourier Spectrometer an Bord von Mars Express 2004 außerdem Methan in einer Größenordnung von etwa 0,01 ppm und Formaldehyd von etwa 0,13 ppm gemessen.

Der Mars-Himmel ist trotz der dünnen Luft nicht schwarz. Staubpartikel streuen das Licht; tagsüber wirkt der Himmel hell, Sterne sind dann nicht sichtbar. Je nach Situation reicht die Himmelsfarbe von Orange-Rot, Rosa und Violett bis zu Blau nahe der auf- und untergehenden Sonne. Ein Sonnenuntergang dort wäre also kein stilles Schwarzwerden, sondern eher eine staubige Farbverschiebung.

Wetter, Trockeneis und Wolken

Der größte Teil des Marswetters spielt sich in der Troposphäre zwischen 0 und 40 Kilometern Höhe ab. Dort entstehen Konvektion und Staubstürme. Die Wetterdynamik hängt vor allem von der täglichen Erwärmung der Oberfläche und vom Staubgehalt ab. Wegen der geringeren Schwerkraft beträgt die Skalenhöhe etwa 11,4 Kilometer, auf der Erde sind es 8,4 Kilometer.

Theoretisch liegt der trockenadiabatische Temperaturgradient bei 4,3 K/km, tatsächlich im Mittel bei etwa 2,5 K/km, weil Staub Sonnenstrahlung absorbiert und die Luft erwärmt. Die planetare Grenzschicht reicht tagsüber bis ungefähr 10 Kilometer. An der Oberfläche können die Unterschiede zwischen Tag und Nacht wegen der geringen thermischen Trägheit bis zu 60 °C betragen. Liegt viel Staub in der Atmosphäre, schrumpft der Unterschied auf etwa 5 °C. Oberhalb von etwa 15 Kilometern bestimmt vor allem die Sonneneinstrahlung die Temperatur; Konvektion spielt dort kaum noch eine Rolle.

Von 40 bis 100 Kilometern folgt die kälteste Schicht, die Mesosphäre. Kohlendioxid strahlt Wärme ins All ab, in der Mesopause wurden −150 bis −170 °C gemessen. Dort können Wolken aus Kohlendioxideis entstehen. Für die Aerodynamik startender Raumfahrzeuge reicht die relevante Atmosphäre ungefähr bis 100 Kilometer.

In der Thermosphäre zwischen 100 und 230 Kilometern heizt ultraviolette Sonnenstrahlung die Gase auf. Die Temperatur steigt mit der Höhe und verändert sich mit der Jahreszeit: Am sonnenfernsten Bahnpunkt liegen die Tagestemperaturen in der oberen Thermosphäre bei etwa −100 °C, am sonnennächsten Punkt bei etwa −30 °C, lokal sogar bis zu +120 °C. Das bleibt deutlich unter den bis etwa 1700 °C der irdischen Thermosphäre. In dieser Höhe beginnen sich die Gase zu entmischen und ins Weltall zu entweichen. Die Turbopause liegt – abhängig vom CO₂-Gehalt – zwischen 60 und 140 Kilometern.

Ab ungefähr 230 Kilometern geht die Exosphäre allmählich in den Weltraum über. Eine der irdischen Stratosphäre vergleichbare Schicht fehlt, weil die Ozonschicht zu dünn ist. Nur über dem Südpol bildet sich im Winter eine lokal begrenzte Ozonschicht mit umgekehrtem Temperaturgradienten.

Jahreszeiten, Methan und ein bisschen Raumfahrttechnik

Im Winter der jeweiligen Hemisphäre liegen die Mars-Pole vollständig im Dunkeln. Bis zu 25 Prozent des atmosphärischen CO₂ können dann als Trockeneis an den Polkappen gefrieren. Sobald Sonnenlicht zurückkehrt, sublimiert das CO₂ und gelangt wieder in die Atmosphäre. Argon bleibt dabei weitgehend konstant, weil es im Winter seinen Aggregatzustand nicht ändert.

Der Wassergehalt der Atmosphäre schwankt stark mit den Jahreszeiten. Durch die sommerliche CO₂-Sublimation werden Wassereisvorkommen an der Oberfläche freigelegt. Stürme tragen einen Teil davon nach oben, wo Cirruswolken aus Wassereis entstehen können. Der Rover Opportunity wies solche Wolken 2004 erstmals nach. Die AMEC über Arsia Mons ist also nicht die einzige Eiswolke am Mars, aber ihre Entstehung folgt einem besonders abrupten Weg.

Methan bleibt ungefähr 340 Jahre in der Atmosphäre, Formaldehyd dagegen nur etwa 7,5 Stunden. Ultraviolette Strahlung baut Methan ab; dabei entstehen Wasser und Kohlendioxid. Für die beobachtete Methanmenge würde eine jährliche Produktion von etwa 150 Tonnen ausreichen, für die Formaldehydmenge müssten hingegen etwa 2,5 Millionen Tonnen aus Methanquellen stammen.

Als mögliche Methanquellen gelten aktiver Vulkanismus, Kometeneinschläge und geothermische Reaktionen – insbesondere die Serpentinisierung von Wasser, CO₂ und Olivin. Auch Höhenstrahlung könnte Methan aus Gasen und Eis bilden. Das Gas ist nicht gleichmäßig verteilt; erhöhte Konzentrationen treten regional begrenzt auf. Das spricht dafür, dass die Freisetzung