Arrhenius, Svante: Das Schicksal der Planeten. Leipzig, 1911.

dampf und Kohlensäure, aber auch etwas Schwefelwasserstoff und Chlorwasserstoff, entweichen. Diese Gase kondensieren sich zum größten Teil im naheliegenden Erdboden, laugen die Salze des Wüstenbodens heraus und bilden neue Salzmengen, speziell Karbonate und Chloride. Die Karbonate krystallisieren größtenteils aus zugleich mit gelöster Kieselsäure und bilden zusammen mit feinem Schlamm einen relativ undurchdringlichen Boden, welcher das schnelle Versickern des Wassers verhindert. Die Chloride bleiben gelöst und bilden gesättigte oder fast gesättigte Lösungen, wie in vielen irdischen Salzseen, z. B. dem Südteil des Toten Meeres, dem großen Salzsee usw. Diese Lösungen der Chloride gefrieren erst bei niedriger Temperatur, so diejenige des Chlornatriums (Kochsalz) erst unter -21°, diejenige des Chlormagnesiums erst unter -33,6°, diejenige des Chlorcalciums erst bei -55°. Bei Mischungen können die Temperaturen sogar etwas tiefer sinken, bevor das Ausfrieren erfolgt. Diese Salztümpel können sich demnach in flüssigem Zustande wenigstens während des Sommers auf dem Mars erhalten. Wie die Salzseen in den irdischen Wüsten sind sie ohne Zweifel äußerst seicht – Hedin charakterisiert die Wüstenseen als papierdünn. Ihr Ausfrieren geschieht allmählich; zuerst friert Eis mit Karbonaten und Sulfaten aus, nachher kommt eine Randzone mit hauptsächlich Chlornatrium, dann eine mit hauptsächlich Chlormagnesium, und zuletzt der zentrale Teil mit seinem Inhalt von Chlorcalcium. In allen Zonen scheidet sich natürlicherweise auch Eis aus. Ähnliche zonenartige Ausscheidungen hat Hedin in den Bajirs beobachtet. Sobald diese im Winter auskristallisierten Ablagerungen von Schnee