Referat physik:

 Referat Physik: Der Mars  Sehr geehrte Frau Professor Igelsböck, sehr geehrter Herr Professor Stütz, liebe Mitschülerinnen und Mitschüler, wir möchten euch heute den Planeten Mars vorstellen.   Der Planet Mars ist, von der Sonne aus gezählt, der vierte Planet unseres Sonnensystems. Er ist der äußere Nachbarplanet der Erde und dieser in vielerlei Hinsicht ähnlich. So ist er der einzige Planet des Sonnensystems, auf dem möglicherweise ein sehr einfaches organisches Leben existiert hat. Er ist seit prähistorischen Zeiten bekannt und fällt bei der Beobachtung mit dem bloßen Auge durch seine rötliche Farbe auf. Seine Masse beträgt 11 Prozent unseres Planeten und der Radius beträgt circa die Hälfte der Erde Bezüglich seiner Masse und seines Durchmessers, der 6.

794 km beträgt, steht er unter den Planeten des Sonnensystems an siebter Stelle vor Merkur und Pluto. Sein mittlerer Abstand zur Sonne beträgt fast 228 Mio. km. Er besitzt zwei kleine Monde, Phobos und Deimos, möglicherweise asteroidenähnliche Objekte, die vom Mars bereits in einem frühen Entwicklungsstadium eingefangen wurden. Phobos weist einen Durchmesser von 21 Kilometern, Deimos von etwa 12 Kilometern auf. Die beiden Satelliten wurden 1877 entdeckt.

  Der Planet ist nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt. Mars war der Sohn des Götterkönigs Jupiter und seiner Gemahlin Juno. Er galt als Vorfahr des römischen Volkes, weil er der Vater von Romulus und Remus war, die die Stadt gegründet hatten. Ursprünglich war Mars ein Vegetationsgott, der in enger Beziehung zur Viehzucht stand und über Erfolg und Misserfolg der Ernten bestimmen konnte. Er wurde aber dann in späterer Zeit dem Kriegsgott Ares gleichgesetzt. Der erste Monat des römischen Jahres, der März, wurde nach ihm benannt.

  Erscheinungsbild von der Erde aus   Betrachtet man den Mars mit bloßem Auge, dann erscheint er als rötliches Gestirn, dessen scheinbare Helligkeit je nach seiner Stellung zur Erde schwankt. Er ist am besten während seiner Opposition zu beobachten, das heißt., wenn er der Sonne genau gegenübersteht und die ganze Nacht hindurch zu sehen ist. In dieser Position schwankt seine Entfernung zur Erde zwischen 55 Millionen Kilometer (im sonnennächsten Punkt oder Perihel) und 101 Millionen Kilometer (im sonnenfernsten Punkt oder Aphel) weil seiner Umlaufbahn elliptisch ist. Treffen Opposition und Perihel zusammen (das trifft etwa alle 15 Jahre ein), so ist der Mars mit seiner Helligkeit nach Mond und Venus das hellste Gestirn am Nachthimmel. Durch ein Teleskop beobachtet, zeigt der Mars helle, orangefarbene und dunklere, blassrote Gebiete, deren Grenzen und Tönungen sich mit den Marsjahreszeiten ändern.

Aufgrund seiner Achsneigung und der Exzentrizität seiner Umlaufbahn hat der Mars kurze, verhältnismäßig warme Sommer auf der Südhalbkugel und lange, verhältnismäßig kalte Winter auf der Nordhalbkugel. Die rötliche Farbe des Planeten wird von stark oxidiertem Material auf seiner Oberfläche verursacht. Die dunklen Bereiche scheinen aus grobem Gesteinsmaterial zu bestehen. Die helleren Gebiete bestehen vermutlich aus ähnlichen, aber stärker verwitterten Gesteinen und enthalten offenbar mehr feine, staubkörnchengroße Teilchen als die dunklen Bereiche. Weit verbreitet scheint das auf der Erde recht seltene Mineral Skapolith zu sein, das möglicherweise als Speicher für Kohlendioxid (CO2) aus der Mars-Atmosphäre fungiert. Die Polarregionen des Planeten sind von deutlich sichtbaren hellen Kappen geprägt.

Wahrscheinlich bestehen sie aus Kohlendioxid-Schnee oder -Eis. Ihr Jahreszeitenzyklus wird seit fast zwei Jahrhunderten beobachtet. In jedem (nördlichen und südlichen) Mars-Herbst bilden sich helle Wolken über dem jeweiligen Pol. Unter der so genannten polaren Haube setzt sich dann eine dünne Kappe Kohlendioxid-Schnee ab. Gegen Ende des Winters kann es passieren, dass sich die Kappe bis zum 45. Breitengrad ausdehnt.

Am Ende der langen Polarnacht löst sich im Frühling die polare Haube auf und legt die Schneekappe frei. Die Grenze der Kappe zieht sich wieder polwärts zurück, da die Sonne den Schnee verdunsten lässt. In der Mitte des Sommers hört das Zurückweichen der sich alljährlich bildenden Kappe auf und eine helle Ablagerung aus Kohlendioxid-Schnee und -Eis überdauert die Zeit bis zum nächsten Herbst. Vermutlich besteht diese verbleibende Polarkappe vorwiegend aus gefrorenem Wasser. Am Südpol ist die Kappe etwa 300 Kilometer und am Nordpol ungefähr 1 000 Kilometer breit. Ihre exakte Schichtdicke ist zwar nicht bekannt, aber sie dürften Eis und gefrorene Gase mit insgesamt mindestens zwei Kilometer Mächtigkeit enthalten.

Erste Beobachtungen durch Raumsonden Die ersten Versuche unbemannte Raumsonden zum Roten Planeten zu schicken, unternahm die damalige Sowjetunion im Zeitraum von 1960 bis 1962. Ab 1964 stiegen auch die USA in diesen Bereich ein. Allerdings waren diese frühen Unternehmungen von technischen Pannen begleitet. Erste Erfolge lieferten die Missionen unbemannter amerikanischer und sowjetischer Raumsonden in der Zeit von 1964 bis 1976. (Die erste Sonde, die den Mars besuchte, war 1965 Mariner 4. Verschiedene anderen folgten, inklusive Mars 2, dem ersten Fahrzeug, das auf dem Mars gelandet ist, sowie der beiden Viking Bodensonden 1976 (links).

Einer Durststrecke von 20 Jahren ein Ende setzend landete die Mars Pathfinder erfolgreich am 4. Juli 1997 (rechts).) Die ersten Bilder vom Mars sendete die US-Sonde Mariner 4. Sie erreichte den Planeten am 14. Juli 1965 und flog planmäßig an ihm vorbei. Weitere Informationen brachten 1969 im Vorbeiflug die Missionen von Mariner 6 und 7.

Sowohl die Amerikaner als auch die Sowjets planten seit geraumer Zeit die Landung auf dem Roten Planeten. Ende November 1971 erreichte die sowjetische Sonde Mars 2 die Marsumlaufbahn. Sie schickte am 27. November eine Landefähre auf die Planetenoberfläche. Beim Landeanflug versagte das Bremssystem der Fähre und es kam zu einer Bruchlandung. Mehr Erfolg hatte die ebenfalls sowjetische Sonde Mars 3.

Sie erreichte den Marsorbit nur wenige Tage nach Mars 2 und schickte am 2. Dezember 1971 ihr Landegefährt auf die Oberfläche. Nach erfolgter Landung sendete die Fähre erste Daten an den in der Umlaufbahn befindlichen Orbiter. Leider brach schon nach 20 Sekunden der Kontakt ab. Trotzdem brachte Mars 3 einen Teilerfolg, denn der noch intakte Orbiter lieferte bis zum August 1972 Daten über Atmosphäre und Oberflächentemperatur. Etwa gleichzeitig starteten die Amerikaner ihre Sonde Mariner 9.

Sie erreichte am 24. November 1971 die Marsumlaufbahn und blieb dort. Mariner 9 untersuchte den Roten Planeten fast ein Jahr lang und lieferte neben Videobildern von der Oberfläche auch detaillierte Aufnahmen von den Monden Phobos und Deimos. Im Zeitraum vom Juli bis August 1973 startete die Sowjetunion insgesamt vier Marsmissionen. Die vier Sonden erreichten im Februar bzw. März 1974 die Umlaufbahn.

Das Bremsaggregat von Mars 4 fiel beim Eintritt in den Orbit aus. Bevor der Kontakt abbrach schickte die Sonde einige Bilder und Daten zum Kontrollzentrum auf der Erde. Mars 5 gelangte mit Erfolg in den Marsorbit und lieferte wichtige Daten, die man für die folgenden Sonden Mars 6 und 7 benötigte. Leider waren diese Missionen von technischen Pannen begleitet. Beim Eintritt in die Atmosphäre brach der Kontakt zwischen Landefähre und Orbiter von Mars 6 ab. Mars 7 verfehlte sein Ziel gänzlich: Orbiter und Landefähre flogen am Roten Planeten vorbei.

1976 landeten die US-Sonden Viking I und II erfolgreich auf dem Mars und führten unmittelbare Untersuchungen der Atmosphäre und der Oberfläche durch. Viking II stellte im April 1980 seinen Betrieb ein. Viking I arbeitete bis November 1982. Zur Viking-Mission gehörten auch zwei Orbiter, die den Planeten fast zwei Marsjahre (ein Marsjahr entspricht annähernd zwei Erdjahren) lang untersuchten. 1988 entsandte die Sowjetunion zwei Raumsonden, die auf dem Mond Phobos landen sollten. Beide Missionen (Phobos 1 und 2) schlugen fehl, allerdings übermittelte eine Sonde noch einige Daten und Aufnahmen, bevor der Funkkontakt abbrach.

Atmosphäre Die Atmosphäre des Mars besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid (95 Prozent), Stickstoff (2,7 Prozent), Argon (1,6 Prozent), Sauerstoff (0,2 Prozent). Der Rest enthält Spuren von Wasserdampf, Kohlenmonoxid und Edelgasen (wie Krypton und Xenon). Der durchschnittliche Atmosphärendruck an der Oberfläche beträgt etwa 0,6 Prozent des Luftdrucks auf der Erde. Er entspricht damit dem Druck, der in der Erdatmosphäre in einer Höhe von 35 Kilometern herrscht.Die Umlaufbahn des Mars ist stark elliptisch. Eins der Resultate davon sind die Temperaturschwankungen von circa 30 °C am sonnennächsten Punkt der Marsoberfläche zwischen Aphel und Perihel.

Dies hat große Auswirkung auf das Marsklima.Im Sommer können die Temperaturen einen Höchstwert von 17 ºC erreichen, aber die täglichen Durchschnittstemperaturen an der Oberfläche übersteigen den Wert von –33 ºC nicht. Da die Atmosphäre so dünn ist, sind tägliche Temperaturschwankungen von 100 ºC nicht außergewöhnlich. In Polnähe bleiben die Temperaturen den ganzen Winter über so niedrig (weniger als –123 ºC), dass der Hauptbestandteil der Atmosphäre (Kohlendioxid) gefriert. Abhängig vom Jahreszeitenzyklus der Polkappen, schwankt der Druck um etwa 30 Prozent des Durchschnittswertes. Zu bestimmten Jahreszeiten sind einige Gebiete auf dem Mars starken Winden ausgesetzt.

Diese sind stark genug, größere Mengen Sand und Staub bis in die Atmosphäre zu verwirbeln. Zum Sommerbeginn kommt es auf der südlichen Halbkugel zu einem wichtigen Wettervorgang. Dann befindet sich der Mars nahe dem Perihel, und die südlichen Breitengrade in der Nähe des Äquators sind am stärksten erwärmt. Es kommt zu Staubstürmen, von denen einige den ganzen Planeten umspannende Ausmaße annehmen. Dadurch verdunkelt sich die Planetenoberfläche für Wochen oder gar Monate. Oberfläche und Planeteninneres Obwohl der Mars wesentlich kleiner ist als die Erde, ist seine Oberfläche ungefähr so groß wie die Landfläche auf der Erde.

Die Oberfläche des Mars kann in zwei etwa halbkugelförmige Bereiche geteilt werden. Die südliche Hälfte besteht aus sehr altem, von Einschlagskratern durchsetzten Regionen, die in der frühesten Entwicklungszeit des Planeten entstanden. Zu jener Zeit war der Mars deutlich intensiverem Beschuss durch Meteoriten ausgesetzt, als das heute der Fall ist. Später gingen starke Abtragungs- und Ablagerungsprozesse an und in den Kratern vor sich. Die nördliche Hälfte des Mars ist deutlich weniger von Kratern geprägt. Sie entstand vermutlich vor allem durch jüngeren Vulkanismus.

Man konnte zwei Hauptzentren ehemaliger vulkanischer Aktivität feststellen: das Elysiumplateau und die Tharsisregion. Im Tharsisgebiet befindet sich der größte bekannte Vulkan des Sonnensystems: der Olympus Mons. Dieser Schildvulkan erreicht eine Höhe von fast 27 Kilometern und hat an der Basis einen Durchmesser von 600 Kilometern. Zur Zeit gibt es keine Hinweise dafür, dass auf dem Mars Vulkane noch aktiv sind. Ein weiteres spektakuläres und interessantes Gebiet ist das Valles Marineris, ein System an Schluchten, Verwerfungen sind auf dem Mars weit verbreitet. Sie lassen auf tektonische Vorgänge schließen, die zu Bewegungen in der Planetenkruste führten.

Großflächige Kompressionen haben aber scheinbar nicht stattgefunden. Insbesondere fehlen die auf der Erde häufigen Faltengebirge, was darauf hindeutet, dass es nicht zu einer Dynamik kam, wie wir sie von der irdischen Plattentektonik kennen. Offensichtlich war die Marskruste in der Vergangenheit dicker und die Temperaturen in ihr waren auch viel niedriger als auf der Erde. Entdeckungen, die seinerzeit großes Aufsehen erregten, sind die Kanäle, die oberflächlich betrachtet den Tälern ausgetrockneter Flussläufe ähneln. Davon gibt es zwei Hauptformen. Die großen Kanäle wurden möglicherweise durch die flutähnliche Freisetzung riesiger Mengen fließenden Wassers aus Gebieten mit zerfallenem, zerklüftetem Gestein gebildet.

Die meisten dieser Kanäle führen von der höher gelegenen südlichen Halbkugel zu niedriger gelegenen Regionen auf der nördlichen Halbkugel. Unklar ist immer noch die Ursache für das auf einige Stellen begrenzte Schmelzen des damaligen Eises in den Quellgebieten. Außer den großen Ausflusskanälen gibt es zahlreiche kleine kanalartige Einschnitte, die vermutlich ebenfalls durch Erosion entstanden. Heute ist kein flüssiges Wasser auf der Planetenoberfläche vorhanden. Die Kanäle lassen sich als Beleg dafür betrachten, dass auf dem Mars in der Vergangenheit höherer Druck und wärmere Temperaturen herrschten. Heute sind weite Flächen mit Sanddünen und vom Wind geprägten Verwitterungsformen bedeckt.

In seiner Frühgeschichte war Mars der Erde sehr ähnlich. Wie auf der Erde wurde fast das gesamte Kohlendioxid bei der Entstehung der karbonischen Felsen verbraucht. Aber wegen des Fehlens der Plattentektonik der Erde konnte Mars dieses Kohlendioxid nicht wieder freisetzen und damit auch keinen zusätzlichen Treibhauseffekt entwickeln. Die Marsoberfläche ist daher viel kühler als es die der Erde bei gleicher Entfernung zur Sonne wäre. Über das Innere des Mars ist wenig bekannt. Aus der verhältnismäßig geringen mittleren Dichte des Planeten kann man den Schluss ziehen, dass der Mars keinen ausgedehnten Metallkern besitzt, und es konnte auch kein messbares Magnetfeld festgestellt werden.

Die Kruste des Mars ist schätzungsweise 200 Kilometer dick – fünf- bis sechsmal so dick wie die Erdkruste. Die Suche nach Leben Die Vorstellung, dass auf dem Mars Leben vorhanden sein könnte, hat eine lange Geschichte. 1877 behauptete der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli ein den Planeten überspannendes Kanalsystem entdeckt zu haben. Später vertrat der amerikanische Astronom Percival Lowell die Auffassung, diese schwach sichtbaren Linien seien künstliche Kanäle. Er hielt sie für einen Beweis großer Anstrengungen intelligenter Wesen, einen unwirtlichen Planeten zu bewässern. Die Beobachtungen Schiaparellis konnten später mit stärkeren Teleskopen nicht bestätigt werden; sie gelten heute als optische Täuschung.

Auch andere spätere Beobachtungen, insbesondere mit Hilfe von Raumsonden, widerlegten diese Spekulationen. Aufgenommene Spektren enthalten keinen Hinweis für das Vorhandensein organischer Materie. Die jahreszeitlichen Veränderungen auf der Marsoberfläche sind nicht auf einen vegetativen Zyklus, sondern auf die zu bestimmten Jahreszeiten auftretenden Marswinde zurückzuführen. Gegen das Vorhandensein von höherem Leben spricht vor allem die dünne Atmosphäre. Die Oberfläche des Planeten ist dadurch tödlichen Dosen ultravioletter Strahlung ausgesetzt. Allerdings entdeckten amerikanische Forscher 1996 möglicherweise erste Hinweise auf primitive Lebensformen aus der geologischen Frühzeit des Mars.

Die Wissenschaftler fanden sie in einem Meteoriten, der vom Mars stammt und 1984 in der Antarktis entdeckt wurde. Nach seinem Fundort in den Allan Hills und dem Funddatum wurde der Meteorit ALH 84001 genannt. Der faustgroße Gesteinsbrocken gehört zu rund einem Dutzend Mars-Meteoriten, die bisher auf der Erde gefunden wurden. Diese Meteoriten entstanden durch Einschläge großer Himmelskörper, meist wohl Asteroiden, auf der Oberfläche des Mars. Das dabei herausgeschlagene Gesteinsmaterial wurde aus dem Bereich der Anziehungskraft des Mars geschleudert und geriet in eine Umlaufbahn um die Sonne zwischen Mars und Erde. Durch Irritationen der Umlaufbahn können diese Teile in das Gravitationsfeld der Erde geraten und als Meteoriten in deren Atmosphäre eintauchen.

Diese Meteoriten bieten eine einmalige Gelegenheit, Gesteine eines anderen Planeten zu studieren. Die Rekonstruktion der geologischen Geschichte des Meteoriten ALH 84001 ergab ein Gesteinsalter (siehe Alterbestimmung) von etwa 4 bis 4,5 Milliarden Jahren. Das Gestein entspricht einem irdischen Basalt, also einem vulkanischen Gestein. Unter dem Elektronenmikroskop (siehe Mikroskop) entdeckten die Forscher 0,8 Mikrometer große Strukturen, die irdischen versteinerten Bakterien ähnlich sehen. Allerdings hegte ein anderes Forschungsteam im Dezember 1997 starke Zweifel an diesen Ergebnissen. Ihrer Ansicht nach handelt es sich um gebrochene Oberflächen von Kristallen und nicht um Kleinstfossilien.

Nach einer längeren Pause sind 1996 erstmals wieder Raumsonden zum Mars gestartet. Die russische Sonde Mars 96 verglühte allerdings nach dem misslungenen Start in der Erdatmosphäre. Die amerikanische Sonde Pathfinder erreichte im Sommer 1997 die Umlaufbahn des Mars und schickte am 4. Juli 1997 eine Landefähre auf die Oberfläche. An Bord der Fähre: das mit Sonnenenergie betriebene Roboterauto Sojourner. Nach erfolgreicher Landung fuhr Sojourner von der Fähren-Rampe und begann mit der Erkundung der umgebenden Marsoberfläche.

Bei seiner ersten Fahrt lieferte das Roboterauto detailreiche Bilder. Sojourner ist in der Lage Gesteinsproben aufzunehmen und zu analysieren. Nachdem der Funkkontakt zur Landefähre mehrmals abbrach erklärten die Verantwortlichen der Pathfinder-Mission im März 1998 das Unternehmen für beendet. Die am 7. November 1996 gestartete amerikanische Sonde Mars Global Surveyor erreichte Anfang September 1997 ihre Umlaufbahn um den Mars. Von hier aus nahm die Sonde mit Hilfe hochauflösender Spezialkameras die Oberfläche auf und erstellt eine Kartographie des gesamten Planeten.

Darüber hinaus konnte sie das Vorkommen von Aminosäuren nachweisen. Diese sind für das Entstehen von Leben notwendig. Bis zum Jahr 2005 beabsichtigt die NASA weitere Mars-Missionen durchzuführen. Auch Japan und Russland wollen in den nächsten Jahren Sonden zum Mars schicken. Und George Bush möchte Meldungen zufolge bis 2010 eine bemannte Raumkapsel zum Mars schicken. Wir dürfen gespannt sein, ob jemals das Leben auf dem Mars nachgewiesen werden kann.

Es gibt allerdings schon wirkliche Pläne wie Siedlungen am Mars entstehen könnte. Als kleines Beispiel möchte ich kurz einen Artikel vorlesen: Mission 2014   Plakat erklären Wir sind nun mit unserem Referat am Ende und wer jetzt noch Fragen hat kann sie an uns stellen.    

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