TRANSLATER
Dies ist der 37. Earthcache zur Serie Planetengeologie auf der Erde: www.geocaching.com
Es gibt viele geologische Erscheinungen die Planeten gemeinsam haben. Dieser Earthcache behandelt das Thema Erosionsrinnen.
ALLGEMEINE MERKMALE EINER EROSIONSRINNE
Die Morphologie auf der Erde zeigt eine deutliche Gleichartigkeit zu Erosionsrinnen auf dem Mars. Erosionsrinnen zeigen drei charakteristische Merkmale:
Entstehungszone (Alkoven):
Erosionsrinnen beginnen in der Entstehungszone. Diese Zonen sind charakterisiert durch steile Hänge, die wenig bis keine Vegetation aufweisen. Sie kann in Form einer tiefen Rinne über einer Schutthalde auftreten oder trichter- bis muldenförmig ausgeprägt sein.
Transportzone (Rinnen):
Hangabwärts geht die Entstehungszone in die Transportzone über. Sie ist gekennzeichnet durch die Erosionsrinne, die von seitlichen Ablagerungen begrenzt sein kann.
Depositionszone (Schwemmkegel):
Die Transportzone geht bei abnehmenden Hangneigungen in die Depositionszone über. In dieser Zone dominiert die Ablagerung. Die Depositionszone ist oft gekennzeichnet durch schwemmkegelartige Aufschüttungen. Großflächige Schwemmkegelzonen sind aber nicht immer anzutreffen. [1,2]
EROSIONSRINNEN AUF DER ERDE
Erosionsrinnen sind das Ergebnis linienhafter Erosion, die durch eine Kombination verschiedener Prozesse wie Oberflächenabfluss, rückschreitende Erosion, Schlamm- bzw. Schuttströme und anderer Massenbewegungen geformt wird. Die schwerkraftbedingte Massenverlagerung von Locker- und/oder Festgesteinen, vermischt mit Wasser, ist die Hauptursache für die Bildung von Erosionsrinnen. Die Schuttströme können durch Starkniederschlagsereignisse, Tauen von Schnee/Bodeneis oder einer Kombination von beidem ausgelöst werden. [1]
EROSIONSRINNEN AUF DEM MARS
ATMOSPHÄRE UND KLIMA AUF DEM MARS
Der Mars erscheint heute als trockener Wüstenplanet. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen jedoch den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war.
Der Rote Planet besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Dadurch ist der Atmosphärendruck sehr niedrig und Wasser kann nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten. Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20°C am Tag und sinken bis auf −85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa −55 °C.
Unter der Kryosphäre des Mars werden große Mengen flüssigen Wassers vermutet. Nahe oder an der Oberfläche ist es für flüssiges Wasser zu kalt, und Eis würde langsam verdunsten, da der Partialdruck von Wasser in der Marsatmosphäre zu gering ist. [3]
Wie entstehen also Erosionsrinnen auf dem Mars?
VORKOMMEN AUF DEM MARS
Die Erosionsrinnen treten in beiden Hemisphären auf. Insgesamt kommen sie auf der Südhalbkugel jedoch mit etwa 90 % aller Erosionsrinnen häufiger vor. Sie treten im Wesentlichen an Innenwänden von Kratern und südpolaren Senken, sowie an Hängen von Talsystemen auf. [2]
THEORIEN ZUM FORMATIONSPROZESS
Da die Morphologie der Erosionsrinnen sehr stark denen auf der Erde ähnelt, gehen die meisten Wissenschaftler davon aus, dass auch auf dem Mars Wasser an den Prozessen beteiligt war.
Wegen der längerfristigen Instabilität von flüssigem Wasser auf der Oberfläche des Mars unterscheiden sich die Formationstheorien jedoch beträchtlich. Wegen dieser Tatsache wurden auch andere Bildungsmechanismen, die ohne flüssiges Wasser als Medium auskommen, in Betracht gezogen. Im Folgenden werden deshalb die unterschiedlichen Formationstheorien behandelt. [2]
1.Wasser
Grundwasserquellaustritte:
Einige Wissenschaftler (2002) gehen davon aus, dass die Erosionsrinnen durch Quellaustritte von flachgrundigen Aquiferen und nachfolgendem Oberflächenabfluss gebildet wurden. Nach einem einfachen Modell bleibt das Wasser unter dem Druck der Gesteinsschichten flüssig und staut beim Fließen in Richtung des Hanges aufgrund der kalten Oberfläche einen Eisdamm auf, der ein vorzeitiges Aussickern verbunden mit schneller Verdunstung des Wassers verhindert. Der Druck von nachfließendem Wasser könnte dann zu einem kurzfristigen Ausbruch von Wasser führen, das vermischt mit Gesteinsmaterial die Rinnen formt.
Forscher (2004) schlagen ein Modell vor, in dem ein Schmelzen von oberflächennahem Wassereisfrost durch permeable Schichten perkoliert bis es auf eine stauende, geneigte Schicht trifft und entlang dieser zu den Hängen fließt, dort austritt und die Erosionsrinnen formt. [2]
Schmelzen von Grundeis durch geothermale Erwärmung:
Das Eis erreicht im Untergrund durch geothermale Erwärmung den Schmelzpunkt. Schmelzen von Grundeis durch geothermale Erwärmung und nachfolgende Grundwasserquellaustritte werden ebenfalls (2001) vermutet. [2]
Schmelzen von Oberflächeneis durch höhere Achsenneigung:
Wasser wird bei hoher Achsenneigung des Mars, letztmals in einem Zeitraum vor 105 - 106 Jahren, aus der Atmosphäre als Schnee abgelagert. Während Zeiten geringerer Achsenneigung können diese Schneebedeckungen aufgrund höherer Temperaturen in mittleren Breiten schmelzen und die Rinnen bilden. Das flüssige Wasser wird dabei von einer isolierenden, dünnen Schicht vor schneller Evaporation geschützt. Ein Schmelzen von Überresten dieser Schneedecken könnte seiner Meinung nach vielleicht auch noch unter heutigen Bedingungen stattfinden, da diese von einer Schicht atmosphärischen Staubes vor Sublimation geschützt sind. (2003) [2]
2. Perchlorate
Es gibt jedoch Hinweise, dass die Raumsonde Phoenix Wassertropfen auf der Oberfläche entdeckt habe. Dabei könnten Perchlorate als Frostschutz wirken. Diese Salze haben die Eigenschaft, Wasser anzuziehen. Dies kann auch Wasserdampf aus der Atmosphäre sein. Bei ausreichender Konzentration der Salze könnte Wasser sogar bis −70 °C flüssig bleiben. Durch eine Durchmischung mit Perchloraten könnte Wasser auch unter der Oberfläche in flüssigem Zustand vorhanden sein. 2010 fanden Forscher der Uni Münster Belege dafür, dass zumindest im Frühjahr und in Kratern (Russell-Krater) flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche existiert. Auf Fotos entdeckten sie an steilen Hängen Erosionsrinnen, die sich zwischen November 2006 und Mai 2009 verlängert hatten (siehe Pfeil auf Abb. g). Dass die Rinnen nach unten dünner werden, deuten die Forscher als Versickern, andere als Verdunsten.
Mit dem abbildenden Spektrometer (CRISM) des Mars Reconnaissance Orbiters konnten Spektren von aktiven (jahreszeitlich dunkleren) Rinnen gewonnen werden, deren Auswertung (2015) Magnesiumperchlorat, Magnesiumchlorat und Natriumperchlorat ergaben.
Forscher vom Nationalinstitut für Astrophysik (2018) gaben bekannt, dass sie mittels Radartechnologie Hinweise auf einen ca. 20 km breiten und 1,5 km tiefen See unter dem Eis des Marssüdpols gefunden haben. Sie vermuten, dass das Wasser in diesem subglazialen See trotz einer Temperatur von ca. −75 °C aufgrund von gelösten Perchloraten flüssig bleibt. [3]
3. Kohlendioxid
Eine alternative Erklärung für die Erosionsrinnen schlugen Wissenschaftler der NASA (2010) vor. Kohlendioxid, das sich im marsianischen Winter bei unter −100 °C aus der Atmosphäre an den Berghängen als Trockeneis ansammelt, bei Erwärmung des Planeten als sublimiertes Gas die Hänge hinab „fließt“ und dabei Staub erodiert. [3]
4. Trockenrutschungen
Ein gänzlich anderer Prozess der Bildung von Erosionsrinnen wird auch durch Trockenrutschungen vermutet. Die Rinnen werden durch trockene Massenbewegungen von windverfrachtetem Feinmaterial (Staub und Ton) gebildet. Die Sedimentfracht wird bevorzugt an windgeschützten Hängen abgelagert. An diesen steilen Hängen kann es dann zur Bildung von Körnerströmen kommen, die morphologisch ähnliche Formen wie Schneelawinen auf der Erde bilden. [2]
FORMATIONSPROZESS DER EROSIONSRINNE IN GÖßL
Hier ist eine besondere Art einer Erosionsrinne entstanden, eine Hohlkehle. Seine Entstehung ist auf die Kraft des fließenden Wassers zurückzuführen.
Gegen Ende der Eiszeit, blieben an geschützten Orten oft Eisreste über lange Zeiträume bestehen – so genannte Toteiskörper. Meist wurden diese durch eine Decke aus Gesteinsschutt vor dem raschen Abschmelzen bewahrt. Durch die gewölbte Form des Toteiskörpers flossen die Niederschlags- und Schmelzwässer an seinem Rand ab. Durch das langsame abschmelzen des Todeiskörpers sankt das Bachbett nach und nach ab. Der Bach strömte nun entlang einer weicheren Gesteinsschicht, so schnitt das strömende Wasser in diesen Felsabschnitt deutlich ein und bildete diese Hohlkehle. Als der gesamte Eiskörper schließlich abgeschmolzen war, blieb die Hohlkehle als Zeugnis dieses Vorganges hoch oben in der Felswand erhalten. [4]
UM DIESEN EARTHCACHE - PLANETENGEOLOGIE LOGGEN ZU KÖNNEN, ERFÜLLE BITTE ALLE 5 LOGBEDINGUNGEN
MARS
Aufgabe 1: Welches Frostschutzmittel bewahrt das Wasser vor dem gefrieren?
Aufgabe 2: Was für ein sublimiertes Gas ist für die Entstehung von Erosionsrinnen verantwortlich?
ERDE: GÖßL
Aufgabe 3: Betrachte die Erosionsrinne vor Ort in ihrer gesamten Länge. Verläuft die Hohlkehle überwiegend horizontal oder vertikal?
Aufgabe 4: Beschreibe uns kurz warum die Erosionsrinne des Eisrandbaches so weit oben liegt?
Aufgabe 5: Um zu beweisen, dass du vor Ort warst, füge bitte deinem Log im Listing ein Foto von dir selbst oder einen persönlichen Gegenstand in der Nähe der Hohlkehle bei. Versuche dabei so wenig wie möglich zu spoilern - fotografiere also nicht die Hohlkehle selbst. (Earthcache-Richtlinien)
→ Du brauchst keine Logerlaubnis abwarten. Bei Unklarheiten werden wir uns bei dir melden
BANNER FÜR DEIN GC-PROFIL
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ANMERKUNG ZUM SAISONALEN ZUGANG
Die Hohlkehle liegt direkt am Geotrail Wanderweg.
SOMMER: Wenn du vom Wegpunkt 1 startest, führt dich der Wanderweg hinten bei der Gößlerwiese durch eine Kuhweide. Vorsicht mit Hunden. Dies bleibt dir erspart, wenn du vom Wegpunkt 2 beginnst und den selbigen Weg zurück nimmst.
WINTER: Im Winter begleitet dich ein Teil des Weges, egal ob du vom Wegpunkt 1 oder 2 startest, eine Langlaufloipe die du bitte nicht betreten sollst. Vom Wegpunkt 1 kommend, wäre es möglich neben dieser Loipe zu gehen, dazu sind je nach Schneelage eventuell Schneeschuhe erforderlich.
HAPPY HUNTING WÜNSCHEN BA_HUNTRESS UND CHITTO!
QUELLE:
[1] Erosionsrinnen auf der Erde. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://refubium.fu-berlin.de/bitstream/handle/fub188/11790/04_Kap_4.pdf?
[2] Erosionsrinnen auf dem Mars. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://refubium.fu-berlin.de/bitstream/handle/fub188/11790/05_Kap_5.pdf?sequence=6&isAllowed=y
[3] Wikipedia. (2020). Mars, Planet. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://de.wikipedia.org/wiki/Mars_(Planet)
[4] Infotafel Geotrail vor Ort
BILDER:
[a] Erosionsrinnen auf der Erde. Erosionszonen. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://refubium. fu-berlin.de/bitstream/handle/fub188/11790/04_Kap_4.pdf
Ede, H. und C. Erosionserscheinungen im Appennin. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://stock.adobe.com/at/search?k=erosionsrinnen
[c] Erosionsgräben in den Glarner Alpen. (2007). Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://www.imago-images.de/search?suchtext=Erosionsrinne
[d] Erosionsrinne. Yehliu Geopark, Asien. (2017). Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://stock.adobe.com/at/search?k=erosionsrinnen
[e] Wasser auf dem Roten Planeten. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://www.redshift-live.com/de/magazine/articles/Astronomie/27030-Wasser_auf_dem_Roten_Planeten-1.html
[f] NASA, JPL, University of Arizona. Flüssiges Wasser auf dem Mars. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://www.scinexx.de/news/geowissen/fluessiges-wasser-auf-dem-mars-3/
[g] NASA, JPL, Caltech, University of Arizona. Erosionsrinnen auf dem Mars entstehen durch Kohlendioxid. Abgerufen 1.Jänner 2021, von https://www.spektrum.de/news/erosionsrinnen-auf-dem-mars-entstehen-durch-kohlendioxid/1300780
[BANNER] Mars, Erde. Abgerufen 22. Dezember 2020, von https://pixers.de/fototapeten/mars-erde-48371131