Physikalische Planetologie
Oberflächenmorphologie und Entwicklung des Mars
Neue Altersbestimmungen vulkanischer Regionen des Mars aufgrund von Bildern der High Resolution Stereo
Camera (HRSC) auf dem Mars Express-Orbiter zeigen, dass auch noch in jüngster Zeit (ca. 2 Ma)
vulkanische Aktivität insbesondere in den Gebieten von Tharsis und Elysium beobachtet werden kann.
Dies lässt sich mit früheren thermischen Evolutionsmodellen allerdings nicht oder nur unzureichend
erklären, da diese Modelle ein schnelles Auskühlen des Mars und damit einhergehend ein
frühes Ende der vulkanischen Aktivität vorhersagen. Da diese Modelle jedoch primär die
thermischen Prozesse im Mantel betrachten, wird die Kruste als separate Einheit mit vom Mantel verschiedenen
physikalischen Eigenschaften häufig vernachlässigt. Der Ansatz unserer Arbeit ist es, den Einfluss
der Kruste auf die thermische Entwicklung des Mars zu untersuchen. Erste Ergebnisse zeigen, dass die
Berücksichtigung unterschiedlicher Wärmeleitfähigkeiten (kKruste = 2 W/(mK)
für basaltisches Gestein und kMantel temperatur- und druckabhängig) sowie von
variierenden Krustendicken insgesamt das Auskühlen des Planeten verzögert und außerdem
lokale Temperaturerhöhungen hervorruft, die die Ursache des beobachteten Vulkanismus sein
können.
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