Über dem Marsvulkan Alba Mons taucht Chlorwasserstoff zu einer Jahreszeit auf, in der das Gas fast überall sonst verschwindet. In der Oberfläche des Vulkans finden sich zudem geologisch frische Spalten, die weniger als einen Meter breit sind. Gemeinsam liefern die Befunde Hinweise auf ein noch aktives Magmasystem im Untergrund; ein Ausbruch wurde nicht beobachtet. Besonders aufschlussreich ist, wann die ungewöhnliche Gasspur wiederkehrt.
Der ExoMars Trace Gas Orbiter hat über Alba Mons Chlorwasserstoff mit bis zu 1,5 ppbv gemessen, also Volumenteilen pro Milliarde. Der größte Anteil befindet sich nach Angaben des russischen Weltraumforschungsinstituts IKI in bodennahen Luftschichten. Alexander Trokhimovskiy und sein internationales Team verbinden diese Messungen mit einer geologischen Suche nach möglichen Austrittswegen an der Oberfläche. Ihre Untersuchung in Science Advances wertet die Kombination als Hinweis auf fortdauernde magmatische Prozesse, deren Wärme bis heute im Planeteninneren erhalten geblieben sein könnte.
Alba Mons liegt am nördlichen Rand der Vulkanregion Tharsis und breitet sich als flacher Schild über ungefähr 1.600 Kilometer aus. Seine Flanken steigen im Mittel nur um etwa ein Grad an, während langgestreckte Brüche das umgebende Gelände durchziehen. Dieser weit ausgedehnte Vulkanbau entstand aus früheren Eruptionen und wurde später durch unterschiedliche Spannungen in der Kruste verformt.
Gemessen wurde mit der Atmospheric Chemistry Suite, kurz ACS, die aus drei Infrarotspektrometern an Bord der gemeinsam von ESA und Roskosmos entwickelten Sonde besteht. Beim Blick durch den Rand der Marsatmosphäre dient die Sonne als helle Lichtquelle hinter den untersuchten Luftschichten. Moleküle absorbieren bestimmte Wellenlängen und hinterlassen dadurch ein charakteristisches Muster im Spektrum, an dem sich ihre chemische Zusammensetzung erkennen lässt. Das Spektrometer für das mittlere Infrarot ist besonders empfindlich für die schwachen Signale seltener Spurengase.
Während die Sonne aus Sicht des Orbiters hinter dem Mars verschwindet oder wieder auftaucht, durchquert ihr Licht unterschiedlich hohe Luftschichten. Aus solchen Messfolgen entsteht ein Höhenprofil, das die Verteilung der Moleküle über der Oberfläche beschreibt und sich mit Temperatur sowie Staub vergleichen lässt. Eine einzelne Beobachtung erfasst dabei einen Lichtweg durch die Atmosphäre und keinen punktförmigen Messort direkt auf dem Boden. Die Zuordnung zu einer möglichen unterirdischen Quelle erfordert deshalb zusätzliche Aufnahmen des Geländes und wiederholte Beobachtungen unter vergleichbaren Bedingungen.
Der gewöhnliche Chlorwasserstoffkreislauf wurde zuerst in Messdaten aus dem Umfeld des globalen Staubsturms von 2018 sichtbar, als Signale in beiden Hemisphären auftraten. Dafür kommt salzhaltiger Staub infrage, den Winde von der Oberfläche in die Luft tragen und dort mit Wasserdampf zusammenbringen. Über mehrere chemische Schritte kann daraus HCl entstehen, eine Verbindung aus Wasserstoff und Chlor. Die beobachtete Verbreitung über weit voneinander entfernte Gebiete sprach damals für einen großräumigen atmosphärischen Prozess.
Ein globales Klimamodell mit Reaktionen an Staub und Wassereis konnte wesentliche Teile dieses Verhaltens später deutlich besser nachbilden als reine Gaschemie. Mineralischer Staub wurde darin als Quelle behandelt, während Eispartikel HCl aus der Luft aufnahmen und damit seine Lebensdauer verkürzten. So ließen sich sowohl die jahreszeitlichen Schwankungen als auch Teile der geografischen und vertikalen Verteilung erklären. Welche einzelnen Reaktionen auf den schwebenden Körnchen ablaufen, ist dabei weiterhin Gegenstand der Forschung.
Normalerweise häufen sich die HCl-Nachweise im Südsommer, wenn Mars der Sonne besonders nahe steht und seine Atmosphäre wärmer und staubiger wird. Die Ausnahme am nördlichen Vulkan gehört dagegen zum kühleren Bahnabschnitt um das Aphel, den sonnenfernsten Punkt der Marsbahn. Vor Ort herrscht während der auffälligen Messungen früher Nordsommer, obwohl die Atmosphäre des gesamten Planeten in dieser Saison vergleichsweise kalt und trocken ist.
Schon eine frühere Auswertung der Ausnahmebeobachtungen verortete das Gas nördlich des Vulkans ausschließlich in den untersten zehn Kilometern der Atmosphäre. Später suchte das Team gezielt erneut in der Region und fand dort weitere Signale während des entsprechenden Jahresabschnitts. An anderen Orten blieben Nachweise unter ähnlich günstigen Sichtbedingungen und bei vergleichbarem atmosphärischem Zustand aus, wie die Wissenschaftler in einem Kongressbeitrag erläuterten. Diese örtliche Häufung lenkte die Suche auf eine begrenzte Quelle im Untergrund.
Für die Bildanalyse kombinierten die Wissenschaftler die Farbkamera CaSSIS auf dem Spurengasorbiter mit HiRISE und CTX auf dem Mars Reconnaissance Orbiter. CaSSIS liefert den Farb- und Geländekontext, während ergänzende hochauflösende Aufnahmen die feinen Oberflächenstrukturen unterscheidbar machen. Das Team beschrieb Schwärme aus Dutzenden bis Hunderten schmaler Spalten, die sich teilweise mehrere hundert Meter weit verfolgen lassen. Einige liegen unter Gebieten mit Gassignalen und schneiden sowohl durch eisreiche Deckschichten als auch durch polygonale Bodenmuster.
Aus diesen Überschneidungen leitete das Team in seinem geologischen Kongressbeitrag ein Alter von weniger als einer Million Jahren für die betreffenden Risssysteme ab. Frisch bezeichnet hier einen geologisch jungen Zustand; der Zeitpunkt ihres Aufreißens wurde mit den Kameras nicht unmittelbar verfolgt. Manche Strukturen sitzen auf langgestreckten Aufwölbungen und werden von hellen oder dunklen Ablagerungen begleitet, die sich vom umliegenden Boden abheben. Ihre Ausrichtung passt zu den Tantalus Fossae und besonders zur Bruchzone Phlegeton Catena.
Spannungen durch die langfristige Abkühlung des Planeten können bereits vorhandene Störungen in der Marskruste erneut bewegen und Gesteinskörper gegeneinander verschieben. Ein unabhängiger seismologischer Befund zu heutigen Krustenbewegungen in den Valles Marineris zeigt, dass solche Prozesse weiterhin möglich sind. Bei den neuen Beobachtungen kommt zur Geländestruktur die räumlich begrenzte Veränderung der Luftzusammensetzung hinzu. Eine bestimmte Spalte ließ sich bislang nicht als tatsächliche Austrittsstelle des Gases nachweisen.
Nach dem vorgeschlagenen Mechanismus bildet eisreicher Untergrund einen Puffer zwischen einer tiefer liegenden Gasquelle und der Atmosphäre über der Vulkanflanke. Im örtlichen Winter kann das gefrorene Material HCl festhalten, während zunehmende Erwärmung im Frühjahr Eis direkt in Wasserdampf übergehen lässt. Dabei würde zuvor gespeichertes Gas frei und gelangte durch offene Wege an die Oberfläche. Eine kontinuierlich oder zeitweise arbeitende Magmaquelle ließe sich auf diese Weise mit dem saisonalen Auftreten verbinden.
Die auffälligen Farbunterschiede könnten zu mineralischen Rückständen passen, die entstehen, wenn austretende Gase mit dem umgebenden Gestein reagieren. Vergleichbare Ablagerungen bilden sich an irdischen Fumarolen, also vulkanischen Gasaustritten, auch während langer Ruhephasen eines Vulkans. Das Team prüfte außerdem Reaktionen mit Aerosolen sowie Wechselwirkungen zwischen Atmosphäre und perchlorathaltigem Boden, um konkurrierende Erklärungen zu bewerten. Nach seiner Auswertung erklären diese Ansätze die starke Konzentration auf das untersuchte Gebiet bisher weniger überzeugend als ein lokaler magmatischer Ursprung.
Unabhängige Untersuchungen des Marsinneren liefern einen größeren Zusammenhang für die Frage, wie viel Wärme der Planet noch gespeichert hat. Aus den Bewegungen mehrerer Raumsonden wurde beispielsweise eine thermische Anomalie unter dem südlichen Hochland abgeleitet. Solche Analysen erfassen Eigenschaften des tiefen Mantels über seine Reaktion auf die Anziehungskraft der Sonne und betreffen eine andere Region. Für eine konkrete Magmakammer unter dem nördlichen Vulkan muss die Herkunft der gemessenen Moleküle deshalb eigenständig geklärt werden.
Daniel Mège vom Weltraumforschungszentrum der Polnischen Akademie der Wissenschaften interessiert sich dabei besonders für mögliche Kontakte zwischen heißem Gestein und Wasser. In einem Interview der Europäischen Weltraumorganisation ESA beschreibt er solche hydrothermalen Systeme als denkbare Orte mit Energie und Schutz vor unwirtlichen Oberflächenbedingungen. Auf der Erde bieten vergleichbare Umgebungen Lebensräume für Mikroorganismen, weshalb entsprechende Strukturen auch auf dem Nachbarplaneten interessante Suchziele wären. Ob unter Alba Mons warmes Wasser vorhanden ist und biologisch nutzbare Bedingungen herrschen, bleibt eine offene Frage.
Als zusätzliche chemische Wegweiser untersucht das Team den möglichen Nachweis von Gasen aus solchen Wasser-Gesteins-Systemen, deren Herkunft sich bisher schwer unterscheiden lässt. Kohlendioxid macht bereits rund 95 Prozent der Marsatmosphäre aus, sodass ein örtlicher Zusatz vor einem sehr großen Hintergrund erkannt werden müsste. Wasserdampf durchläuft wiederum zahlreiche Austauschprozesse zwischen Boden, Eis und Luft, die eine Zuordnung zu unterirdischer Wärme erschweren. Mège und seine Kollegen arbeiten daran, diese überlagerten Signale für die Suche nach hydrothermalen Quellen nutzbar zu machen.
Science Advances, Enigmatic HCl detections as a potential signature of igneous activity on Mars; doi:10.1126/sciadv.aeb9422
Astronomy & Astrophysics, Seasonal reappearance of HCl in the atmosphere of Mars during the Mars year 35 dusty season; doi:10.1051/0004-6361/202140329
Geophysical Research Letters, Global Distribution and Seasonality of Martian Atmospheric HCl Explained Through Heterogeneous Chemistry; doi:10.1029/2024GL111059
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