Marswolke über Arsia Mons liefert Hinweise auf homogene Eiskeimbildung

FU Berlin, 13. Oktober 2026 – Jeden Morgen baut sich über dem Marsvulkan Arsia Mons eine Wolke auf, die mitunter 1.800 Kilometer lang wird. Sie wächst, zieht sich in die Länge – und verschwindet noch am selben Tag wieder. Forschende haben nun mit der ESA-Raumsonde Mars Express und einem Wettermodell untersucht, wie dieses seltsame Schauspiel funktioniert.

Die Studie von J. Hernández-Bernal, A. Määttänen, A. Spiga, F. Forget und weiteren Autoren erschien am 7. Oktober 2026 in Nature Geoscience. Ihr Ergebnis klingt zunächst widersinnig: Die Arsia Mons Elongated Cloud, kurz AMEC, könnte durch homogene Eiskeimbildung entstehen. Wasserdampf wird dabei direkt zu Eispartikeln – ohne dass sich zunächst Staub oder andere Kondensationskerne anlagern.

Eine Wolke, die jeden Morgen wiederkommt

Die AMEC erscheint jedes Frühjahr und jeden Sommer auf der Südhalbkugel des Mars, und zwar während der staubreichen Jahreszeit. Sie besteht aus Wassereis und bildet sich auf der windabgewandten Seite des rund 20 Kilometer hohen Vulkans Arsia Mons. Zuerst dehnt sie sich weit aus, anschließend verdampft sie rasch. Dieser Zyklus wiederholt sich über mehrere Monate, an jedem Morgen aufs Neue.

Nach dem Modell transportieren Winde feuchte Luft schnell über den Vulkan in große Höhen. Die gewaltige Vulkanmasse erzeugt eine starke atmosphärische Welle. Feuchte Luftpakete werden innerhalb weniger Minuten mehrere Kilometer nach oben gehoben. Dabei kühlt die aufsteigende Luft stark ab: Innerhalb von zehn Minuten kann die Temperatur um etwa 30 Grad sinken, während die Luftfeuchtigkeit deutlich zunimmt. Unter diesen Bedingungen gefriert der Wasserdampf spontan direkt zu Eiskristallen.

Üblicherweise entstehen Eiskristalle unterhalb des Tripelpunkts von Wasser durch heterogene Nukleation. Dafür braucht es bereits vorhandene Aerosol- oder Staubpartikel. Homogene Nukleation funktioniert anders: Das Eis bildet sich direkt aus Wasserdampf, ohne vorbestehende Partikel. Bisher war dieser Prozess nur theoretisch für Wolken in der Mesosphäre der Erde und der Venus untersucht worden und in der Natur nicht eindeutig beobachtet worden.

Der Vorgang galt wegen der nötigen hohen Übersättigung unter realen atmosphärischen Bedingungen als kaum realisierbar. „Für die Simulation mussten ungewöhnliche physikalische Prozesse berücksichtigt werden, die zwar theoretisch beschrieben, in der Natur aber normalerweise nicht beobachtet werden“, erklärt der Hauptautor Jorge Hernández-Bernal. Ein solcher Vorgang sei bislang noch nicht direkt nachgewiesen worden.

Die Forschenden integrierten deshalb ein Modell homogener Eiskeimbildung in ein meteorologisches Marsmodell. Nach Einbeziehung dieser Prozesse entstand die AMEC in der erwarteten Form: als wiederkehrende Wassereiswolke über Arsia Mons, ungewöhnlich stark verlängert und mit Eigenschaften, die sich mit herkömmlicher Wolkenmikrophysik nur schwer modellieren ließen.

Ganz passt das Bild noch nicht. Einige Einzelheiten der simulierten Wolke stimmen weiterhin nicht vollständig mit den Beobachtungen überein. Trotzdem werten die Forschenden es als Erfolg, dass sich die AMEC trotz der begrenzten Kenntnisse über die Marsatmosphäre in diesem Umfang nachbilden ließ. Die Ergebnisse sprechen dafür, dass homogene Eiskeimbildung aus Wasserdampf auf dem Mars tatsächlich stattfindet – und stellen die Annahme infrage, bestimmte atmosphärische Eiswolken entstünden ausschließlich durch heterogene Nukleation.

Offene Daten, mehrere Raumsonden

Die Untersuchung basiert ausschließlich auf offenen Raumfahrtdaten und Open-Source-Software. Neben Mars Express der ESA flossen Beobachtungen der indischen Mars Orbiter Mission und der emiratischen Emirates Mars Mission ein. Die zugrunde liegenden Datensätze und Modellcodes wurden in öffentlichen Daten- und Code-Repositorien bereitgestellt. Finanziert wurde die Arbeit unter anderem durch CNES und den Europäischen Forschungsrat im Rahmen von Horizon 2020.

Für Colin Wilson, den ESA-Projektwissenschaftler, reicht die Bedeutung der Wolke deshalb über Arsia Mons hinaus. Ungewöhnliche physikalische Prozesse könnten auch bei der Untersuchung anderer Regionen des Universums berücksichtigt werden müssen. Die Ergebnisse sollen das Verständnis der Marsatmosphäre verbessern und könnten für die Erforschung anderer Planeten und von Exoplaneten relevant sein. Auch die Bewertung von Wolkenbildungsprozessen auf der Erde steht womöglich nicht völlig abseits.

Der Mars ist für solche Überraschungen gut, schon weil seine Atmosphäre mit der irdischen kaum vergleichbar ist. Sie besitzt eine Gesamtmasse von etwa (2{,}5 cdot 10^{16}) Kilogramm und eine Dichte von rund 1,2 Prozent der Erdatmosphäre. Der mittlere Luftdruck liegt bei etwa 6 hPa; am mittleren Marsradius beträgt er 6,36 hPa und schwankt im Jahresverlauf zwischen 4,0 und 8,7 hPa. Das sind ungefähr 0,6 Prozent des mittleren irdischen Luftdrucks von 1013 hPa – oder ungefähr der Druck in 32 Kilometern Höhe auf der Erde.

Dünne Luft, heftiges Wetter

Der Druck liegt nahe am Tripelpunkt von Wasser. Flüssiges Wasser kann auf dem Mars nur in tief gelegenen Regionen, vor allem auf der Nordhalbkugel und in Hellas Planitia, kurzzeitig existieren. Selbst dort werden im tiefsten Gebiet maximal etwa 12 hPa erreicht – deutlich weniger als die Armstrong-Grenze von 63 hPa, bei der Wasser bei menschlicher Körpertemperatur siedet. Menschen könnten auf der Oberfläche daher nur mit Druckanzug oder Druckkabine überleben.

Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid sowie aus Argon, Stickstoff und Sauerstoff. Kohlenstoffdioxid macht etwa 95,9 Prozent aus. Im Winter gefrieren an den dunklen Polen bis zu 25 Prozent des atmosphärischen CO₂ zu Trockeneis; im Sonnenlicht sublimiert es wieder und gelangt zurück in die Atmosphäre. Argon bleibt währenddessen gasförmig, weshalb sein absoluter Anteil konstant bleibt. Im Vergleich zu anderen Atmosphären des Sonnensystems ist der Argonanteil des Mars hoch.

In der Troposphäre von 0 bis 40 Kilometern spielt sich der Großteil des Marswetters ab: atmosphärische Konvektion, Staubstürme und die tägliche Reaktion der Luft auf die aufgeheizte oder auskühlende Oberfläche. Die barometrische 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 K/km, der durchschnittliche Gradient wegen der Erwärmung durch schwebenden Staub bei etwa 2,5 K/km.

Tagsüber reicht die planetare Grenzschicht bis etwa 10 Kilometer Höhe; auf der Erde sind es ungefähr 2 Kilometer. Nahe der Oberfläche können die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht bis zu 60 °C betragen. Bei starkem Staubgehalt sinken sie auf etwa 5 °C. Oberhalb von 15 Kilometern wird die Temperatur nur noch durch die Sonneneinstrahlung bestimmt, Konvektion spielt dort keine wesentliche Rolle. Genau solche raschen Bewegungen und Abkühlungen machen die AMEC überhaupt möglich.

Die Mesosphäre reicht von 40 bis 100 Kilometern und ist die kälteste Atmosphärenschicht. Kohlenstoffdioxid strahlt Wärme in den Weltraum ab; an der Mesopause wurden −150 bis −170 °C gemessen. Dadurch können sich Wolken aus Kohlendioxideis bilden. Die für von der Oberfläche startende Raumfahrzeuge aerodynamisch relevante Atmosphäre reicht bis etwa 100 Kilometer Höhe.

Darüber liegt die Thermosphäre von 100 bis 230 Kilometern. Ultraviolette Sonnenstrahlung erwärmt sie, die Temperatur nimmt mit der Höhe zu und schwankt jahreszeitlich. In der sonnenfernen Bahnlage liegen Tagestemperaturen in der oberen Thermosphäre bei etwa −100 °C, in der sonnennahen bei etwa −30 °C; lokal können bis etwa +120 °C erreicht werden. Die irdische Thermosphäre ist mit bis zu 1700 °C deutlich heißer. In dieser Marsschicht beginnen sich die Atmosphärengase zu entmischen und ins All zu entweichen. Die Turbopause liegt je nach CO₂-Gehalt in der unteren Thermosphäre zwischen 60 und 140 Kilometern.

Ab etwa 230 Kilometern geht die Exosphäre allmählich in den Weltraum über. Eine der irdischen Stratos