Berlin, 9. Oktober 2026. Jeden Morgen im südlichen Frühling und Sommer des Mars hängt westlich des Vulkans Arsia Mons eine schmale, weiße Wolke. Sie kann bis zu 1.800 Kilometer lang werden – fast doppelt so lang wie das Vereinigte Königreich. Dann verschwindet sie im Lauf des Tages wieder, als hätte jemand den Himmel sauber gewischt.

Der rund 20 Kilometer hohe Vulkan liefert dabei nicht etwa eine spektakuläre Eruption. Um Arsia Mons strömen Winde, erzeugen atmosphärische Wellen und heben feuchte Luft laut einem neuen Modell innerhalb weniger Minuten um mehrere Kilometer an. In ungefähr zehn Minuten kann sich diese Luft um rund 30 Grad Celsius abkühlen. Die relative Luftfeuchtigkeit schnellt nach oben, und plötzlich könnten sich Eiskristalle direkt aus Wasserdampf bilden – ganz ohne Staubteilchen als Keim.

Eine Wolke, die sich nicht erklären lassen wollte

Normalerweise entstehen Eiskristalle an Schwebteilchen, etwa an Staub. Wasserdampf lagert sich dort an und kondensiert. Frühere Simulationen, die genau diesen üblichen Prozess verwendeten, konnten den langen Schweif der Arsia-Mons-Wolke allerdings nicht nachbilden. Ihr genauer Entstehungsmechanismus war deshalb bislang ungeklärt.

Forschende der Sorbonne Université um Jorge Hernández-Bernal nahmen die Sache mit einem regionalen Mars-Wettermodell genauer unter die Lupe. Zum Vergleich dienten wiederholte Beobachtungen der ESA-Raumsonde Mars Express. In das Modell bauten sie die sogenannte homogene Nukleation ein: Wasserdampf wird dabei ohne feste Kondensationskeime direkt zu Eiskristallen.

Unter den Bedingungen von Planetenatmosphären galt dieser Vorgang bisher als sehr unwahrscheinlich. Nötig ist eine außergewöhnlich hohe Übersättigung der Luft. Genau die könnte sich über Arsia Mons aber einstellen. Erst als die spontane Eisbildung berücksichtigt wurde, erzeugte die Simulation einen langen, schmalen Wolkenschweif wie bei der beobachteten Wolke.

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Das Modell erklärt außerdem, weshalb die Kristalle nach ihrer Entstehung über große Entfernungen bestehen bleiben könnten, anstatt sofort wieder zu verdampfen. Für den Abgleich untersuchten die Forschenden unter anderem die Position der Wolke, die Länge ihres Schweifs und ihre tägliche Veränderung anhand von Mars-Express-Aufnahmen. Nicht alle Einzelheiten der Simulation stimmen mit den Beobachtungen überein. Die Ergebnisse sind daher ein indirekter Hinweis auf homogene Nukleation, kein direkter Nachweis dieses Prozesses in der Marsatmosphäre.

Mars Express blickt auf den weißen Schweif

Eine Aufnahme der Europäischen Weltraumorganisation zeigt die „Arsia Mons Elongated Cloud“. Die High Resolution Stereo Camera von Mars Express nahm sie am 24. Juni 2024 auf. Das Bild deckt eine Marsregion von knapp 1.250 Kilometern Breite und etwa 780.000 Quadratkilometern Fläche ab; auf der Aufnahme selbst zieht sich die Wolke über rund 980 Kilometer.

Zu sehen ist ein weißer Wassereis-Schleier, der sich windabwärts des 20 Kilometer hohen Vulkans bildet. Rechts liegt Arsia Mons mit seinen konzentrischen Ringstrukturen, links davon breitet sich die Wolke aus. Oberhalb ist sogar ihr Schatten zu erkennen. Sie entsteht, wächst und löst sich täglich wieder auf, kann sich dabei bis zu 1.800 Kilometer weit ausdehnen und anschließend rasch verdampfen. Mehrere Monate lang wiederholt sich das jeden Morgen.

Forschende vermuten auch anhand dieser Beobachtungen, dass homogene Nukleation an der Wolkenbildung beteiligt ist – ein physikalischer Prozess, bei dem Wasserdampf zu eisigen Wolkenpartikeln wird. Ob derselbe Mechanismus auch an anderen Orten des Mars auftritt und welchen Einfluss er auf den Wasserhaushalt des Planeten hat, ist offen. Auch in den oberen Atmosphärenschichten von Erde und Venus könnte er eine Rolle spielen; direkt nachgewiesen wurde er dort bislang ebenfalls nicht.

Eine Atmosphäre nahe am Wasser-Tripelpunkt

Der Hintergrund ist eine Marsatmosphäre, die mit der irdischen kaum zu vergleichen ist. Ihre Gesamtmasse beträgt etwa (2{,}5 cdot 10^{16}) Kilogramm, ihre Dichte rund 1,2 Prozent der Erdatmosphäre. Der mittlere Druck liegt bei etwa 6 hPa und schwankt je nach Jahreszeit zwischen 4,0 und 8,7 hPa. Das sind ungefähr 0,6 Prozent des mittleren irdischen Luftdrucks – etwa der Druck, der auf der Erde in 32 Kilometern Höhe herrscht.

Damit liegt der Marsdruck nahe am Tripelpunkt des Wassers. Flüssiges Wasser kann nur in tief gelegenen Regionen, vor allem auf der Nordhalbkugel und in Hellas Planitia, kurzzeitig existieren. Am tiefsten Punkt von Hellas Planitia werden maximal etwa 12 hPa erreicht. Das liegt noch deutlich unter der Armstrong-Grenze von 63 hPa, bei der Wasser bei menschlicher Körpertemperatur siedet. Wer dort ohne Druckanzug oder Druckkabine auskommt, hat also ein ziemlich unmittelbares Problem.

Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid; hinzu kommen Argon, Stickstoff und Sauerstoff. Kohlenstoffdioxid macht etwa 95,9 Prozent aus. Im Winter der jeweiligen Hemisphäre liegen die Pole im Dunkeln, bis zu 25 Prozent des atmosphärischen CO₂ gefrieren dort zu Trockeneis. Im jeweiligen Sommer sublimiert es wieder und gelangt in die Atmosphäre. Argon bleibt während des Winters gasförmig, weshalb sein absoluter Anteil weitgehend konstant bleibt. Im Vergleich zu anderen Atmosphären des Sonnensystems besitzt der Mars davon ungewöhnlich viel.

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

Wetter, Staub und Schichten

Die Troposphäre reicht auf dem Mars von 0 bis 40 Kilometer Höhe. Dort spielen sich der größte Teil des Wetters, atmosphärische Konvektion und Staubstürme ab. Die Wetterdynamik hängt vor allem von der Erwärmung der Oberfläche und vom Staubgehalt ab. Wegen der geringeren Schwerkraft beträgt die atmosphärische Skalenhöhe 11,4 Kilometer, auf der Erde sind es 8,4 Kilometer.

Theoretisch liegt der trockenadiabatische Temperaturgradient bei 4,3 K/km, durch die Erwärmung schwebender Staubteilchen aber im Durchschnitt bei etwa 2,5 K/km. Die planetare Grenzschicht reicht tagsüber bis ungefähr 10 Kilometer Höhe – auf der Erde sind es etwa 2 Kilometer. Nahe der Oberfläche können die Temperaturen zwischen Tag und Nacht wegen der geringen thermischen Trägheit um bis zu 60 Grad Celsius schwanken. Bei hoher Staubkonzentration schrumpft der Unterschied auf etwa 5 Grad Celsius. Oberhalb von 15 Kilometern bestimmt vor allem die Sonneneinstrahlung die Temperatur; Konvektion spielt dort kaum noch eine Rolle.

Der Mars-Himmel wirkt trotz der dünnen Luft nicht schwarz. Sein hoher Staubanteil streut das Licht stark. Tagsüber ist der Himmel hell, Sterne sind dann nicht sichtbar. Die Farbe reicht von Orange-Rot über Rosa und Violett bis zu Blau nahe der auf- und untergehenden Sonne – ein Himmel, der sich je nach Staub und Sonnenstand ziemlich ordentlich verwandelt.

Von 40 bis 100 Kilometer Höhe liegt die Mesosphäre, die kälteste Atmosphärenschicht. Kohlenstoffdioxid strahlt Wärme ins Weltall ab; in der Mesopause wurden Temperaturen von −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.

Darüber folgt von 100 bis 230 Kilometer die Thermosphäre. Ultraviolette Sonnenstrahlung heizt sie auf, die Temperatur nimmt mit der Höhe zu und verändert sich mit den Jahreszeiten. In der oberen Thermosphäre liegen die Tagestemperaturen am sonnenfernsten Bahnpunkt bei etwa −100 °C, am sonnennächsten bei etwa −30 °C. Bis zu +120 °C sind möglich; die irdische Thermosphäre schafft dagegen bis zu etwa 1700 °C. In dieser Schicht 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.