Ebene auf dem Mars
Planum Boreum
3D-Karte, berechnet aus Daten aufgenommen durchMars Global Surveyor
Position	87° 19′ N,54° 58′ OMars87.3254.96Koordinaten:87° 19′ N,54° 58′ O
Ausdehnung	350 km

AlsPlanum Boreum wird das Gebiet um denNordpol desMars bezeichnet, welches vonVastitas Borealis umgürtet wird. Das Gegenstück am Südpol istPlanum Australe.^[1]

Planum Boreum –die Nordebene – leitet sich ab vomLateinischen Adjektivplanus (eben, flach) bzw. vomAltgriechischenπλάνος und vonBoreas, das ausΒορέας, dem griechischenGott des NordwindsBoreas entlehnt ist.

Planum Boreum liegt in einer breiten Senke (inoffiziell alsBorealis-Becken bezeichnet) nördlich von 78,5° nördlicher Breite; es ist bei 88° Nord und 15° Ost zentriert. Das südlich anschließende, 1400 Kilometer breite Band der Vastitas Borealis reicht bis 54,7° nördlicher Breite herab und dominiert die Nordhemisphäre. Planum Boreum wird durch die domartigen, bis zu 2, maximal 3 Kilometer dicken Eisschichten der nördlichen Eiskappe bestimmt, die hauptsächlich ausWassereis und etwas Staub (von fein bis grobkörnig) aufgebaut sind. Während des Nordwinters wird die Eiskappe von einer dünnen, 1 Meter mächtigenTrockeneislage (festesKohlenstoffdioxid) verhüllt. Das Gesamtvolumen der Eiskappe beträgt 1,12 Millionen Kubikkilometer. Ihre Oberfläche ist eineinhalb mal so groß wieTexas und hat einen Durchmesser von 1200 Kilometer. Die Ausdehnung der Eismassen unterliegt jahreszeitlichen Schwankungen mit einem Maximum zu Beginn des Marsfrühjahrs und einem Minimum im Spätsommer.

Planum Boreum bildet eine extrem flache Senke. Berechnungen zeigen, dass es mit einer Lithosphärendicke von mehr als 300 Kilometer im Flexurgleichgewicht steht.^[2]

Auffällig sind dieSpiralfurchen – spiralförmige Einschnitte der Eisdecke – einschließlich des 460 km langen, bis zu 100 km breiten und etwa 2 km tiefen GrabensChasma Boreale (82° 32′ N,47° 38′ WMars82.54-47.64). Die Spiralfurchen entstanden durch die Einwirkung katabatischer Fallwinde im Zusammenwirken mitAblation bzw.Sublimation durch Sonneneinstrahlung. Diekatabatischen Winde blasen das Eis äquatorwärts aus und lagern es an polwärts geneigten Hängen wieder ab. Die Furchen sind nahezu senkrecht zur Windrichtung angeordnet. Durch dieCoriolis-Kraft werden die vom Nordpol nach Süden wehenden Winde abgelenkt, wodurch ein Spiralmuster entsteht.^[3] Im Verlauf der Zeit wandern die Spiralfurchen in Richtung Nordpol – so haben sich die im Zentralbereich liegenden Furchen in den letzten 2 Millionen Jahren um 65 Kilometer verlagert. Chasma Boreale ist ein wesentlich älteres und weit größeresCanyon, das parallel zur vorherrschenden Windrichtung verläuft.

Die Oberflächenzusammensetzung der Nordpolkappe wurde im Marsfrühjahr nach der im Winter erfolgten Trockeneisakkumulation von der Umlaufbahn aus untersucht. Die vorwiegend aus Wassereis bestehenden Außenränder der Eiskappe sind mit bis zu 0,15 %Staub verunreinigt. Bei Annäherung an den Pol nimmt der Wassereisgehalt der Oberfläche ab und wird durch Trockeneis ersetzt. Gleichzeitig verringert sich auch der Staubanteil. Am Pol selbst ist die Oberfläche im Wesentlichen reines Trockeneis mit einem minimalen Anteil von 30ppm Wassereis.^[4]

Herausstechendstes Geländemerkmal des Planum Boreum ist zweifellosChasma Boreale, ein riesiger Graben in der Nordpolkappe. Das 100 Kilometer breite und bis zu 2 Kilometer tiefe Canyon hat an seinen Seitenwänden das Oberflächeneis und die Nordpolschichtablagerungen freigelegt. Westlich von Chasma Boreale bildet das Planum Boreum gegenüber dem Tiefland der Vastitas Borealis eine markante Geländestufe, die gewöhnlich 250 bis 300 und stellenweise bis zu 1000 Meter Höhe erreichen kann. Weiter außerhalb löst sich diese dann in einer Ansammlung vonMesas und Trögen auf. Die südlich durch Chasma Boreale abgetrennte Eiszunge wird alsGemina Lingula bezeichnet.

Südlich von Planum Boreum schließt sich dasOlympia Planum an, das zwischen 85° und 75° nördlicher Breite von riesigenSanddünenfeldern, denOlympia Undae, ausgefüllt wird. Weitere Dünenfelder sindAbalos Undae undHyperboreae Undae. Olympia Undae, das größte dieser Felder, erstreckt sich von 100° bis 240° Länge, Abalos Undae liegt zwischen 261° und 280° Länge und Hyperboreae Undae zwischen 311° und 341° Länge.

HiRISE konnte vierLawinenabgänge über eine 700 Meter hohe Steilwand beobachten. Die Staubwolke feinenSuspensionsmaterials ist 180 Meter breit und erreicht vom Wandfuß aus gemessen eine Entfernung von 190 Meter. Die roten Schichten enthalten Wassereis, wohingegen die weißen Schichten aus winterlichem Kohlendioxidfrost bestehen. Die Lawine ist offensichtlich von der obersten roten Schicht abgegangen. Nachfolgeuntersuchungen sollen Klarheit über die Natur der Ablagerungen erbringen.

Jedes Marsjahr erscheint in etwa zum selben Zeitpunkt über der Nordpolregion eine Ringwolke von konstanter Größe. Sie bildet sich am Morgen und löst sich dann im Verlauf des Nachmittags wieder auf. Der Außendurchmesser derWolke beträgt rund 1000 Kilometer, der Durchmesser des inneren Auges 320 Kilometer. Da diese Ringwolke wahrscheinlich Wassereis enthält, weist sie im Unterschied zu Staubstürmen eine weiße Farbe auf.

Die Ringwolke ähnelt einem zyklonischenHurrikan, zeigt aber keine Rotationsbewegung. Sie erscheint während des Nordsommers in hohen Breiten. Ihre Entstehung dürfte mit den einzigartigen klimatischen Bedingungen am Nordpol in Verbindung stehen.^[5]Zyklone auf dem Mars wurden bereits von den Viking-Sonden aufgenommen, die Ringwolke besitzt jedoch dreimal so große Ausmaße. Die Ringwolke wurde von verschiedenen Sonden registriert, unter anderen auch vonHubble im Jahr 1999 und vonMars Global Surveyor.

Derareologische Untergrund des Planum Boreum wird von Schichtablagerungen desHesperiums gebildet (EinheitHpu). Die Schichtpakete im Dekameterbereich sind im Talboden des Chasma Boreale und in denRupes Tenuis aufgeschlossen. Überlagert werden sie von den Schichtablagerungen desAmazoniums (EinheitApu), die den Hauptteil des Eisschildes aufbauen. Darüber legen sich die jungamazonischen Eislagen (EinheitlApc), die nicht mehr als 2 Meter mächtig werden. Die jungamazonischen Sanddünenformationen wie beispielsweise die Olympia Dunae (EinheitlApd) liegen außerhalb des Eisschildes. Anzutreffen sind Seif-, Barchan- und andere Dünentypen im Dekameterbereich, auchPermafrosterscheinungen sind keine Seltenheit. Sie überdecken entweder späthesperische TieflandsedimentelHl, hesperische SchichtablagerungenHpu, mittel- bis spätamazonische Schichtablagerungen des EisschildesApu oder raue hesperische KonstrukteHpe derScandia Cavi undScandia Tholi.

Dem jungamazonischen Eisschild wird ein Alter von weniger als 10 Millionen Jahren zugewiesen.^[6]

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  Kleiner Impaktkrater in den Schichtablagerungen des Planum Boreum
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  Sublimation der Trockeneisschicht auf Sanddünen im Frühjahr
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  Kegelförmige Erhebung in einer Furche am Nordpol
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  Lineare Dünen mit Polygonierung der Oberfläche im Planum Boreum
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  Verfüllter Impaktkrater in den Ablagerungen des Planum Boreum
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  Abgetauter Dünenfeldrand
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  Stratigraphie der Ablagerungen im Planum Boreum
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  Topographie der Nordhemisphäre

Commons: Planum Boreum – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• science.orf.at: Wind formte den Nordpol des Mars
• Naturwunder, Mathias Scholz: Planet Mars (19) - Polarkappen, Oktober 2011
• Naturwunder, Mathias Scholz: Planet Mars (20) - Die Nordpolarkappe, Oktober 2011

1. ↑Planum Boreum imGazetteer of Planetary Nomenclature derIAU (WGPSN) /USGS
2. ↑R. J. Phillips u. a.:Mars north polar deposits: Stratigraphy, age, and geodynamical response. In:Science.Band 320, 2008,S. 1182–1185. 
3. ↑Isaac B. Smith, J. W. Holt:Onset and migration of spiral troughs on Mars revealed by orbital radar. In:Nature.Band 465,Nr. 4, 2010,S. 450–453,doi:10.1038/nature09049 (nature.com). 
4. ↑G. Granada:Spatial variability and composition of the seasonal north polar cap on Mars. 2006 (jussieu.fr [PDF]). 
5. ↑D. Brand, R. Villard:Colossal cyclone swirling near Martian north pole is observed by Cornell-led team on Hubble telescope. (Memento vom 5. August 2012 im Webarchivarchive.today) In:Cornell News. 1999.
6. ↑P. Thomas u. a.:Polar deposits of Mars. In: H. H. Kieffer u. a. (Hrsg.):Mars. Univ. of Arizona Press, Tucson 1992,S. 767–795. 

• Oberflächenstruktur auf dem Mars