Heute veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen das Tinto Vallis auf dem Mars. Dieses Tal wurde durch aufsteigendes Schmelzwasser geformt, welches sich aufgrund einer früheren vulkanischen Aktivität in dieser Region bildete.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA.
(Bild: NASA, MGS, MOLA Science Team)
Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.
Am 13. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.497 den nordöstlichen Bereich der südlich des Äquators gelegenen Hochebene Hesperia Planum und bildete dabei einen Teilbereich von der Mündung des Marstals Tinto Vallis mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Mit diesen neuen Aufnahmen konnten die Marsforscher die Ähnlichkeiten zwischen speziellen Regionen auf unserem Heimatplaneten, welche beispielsweise in den polaren Gebieten oder in einigen Wüsten vorzufinden sind, und Regionen auf dem Mars sowie die verflochtene frühe geologische Geschichte dieser beiden Welten noch weiter verdeutlichen.
Das nach dem in der südwestspanischen Region Andalusien gelegenen Rio Tinto – dem „Roten Fluss“ – benannte Marstal Tinto Vallis ist etwa 190 Kilometer lang und verfügt über ein sehr hohes Alter. Es hat sich vermutlich bereits in der Frühgeschichte des Mars vor etwa 3,7 Milliarden Jahren gebildet. Die Planetologen gehen davon aus, dass das Tinto Vallis nicht etwa durch abfließendes Oberflächenwasser gebildet wurde, sondern dass seine Entstehung vielmehr auf eine frühere vulkanische Aktivität in dieser Region zurückzuführen ist.
Die dabei freigesetzte Wärme brachte größere Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war, zum Schmelzen. Der so ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft. Bei diesem Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dadurch wird der Abhang ausgehöhlt.
Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Die Geologen verwenden für diese Form der Erosion den englischen Fachbegriff „sapping valleys“.
Das Ausschürfen solcher „sapping valleys“ durch Grundwasser ist eine wesentliche Ursache für Erosion in vielen der zusammenhängenden Talstrukturen, welche in dieser Region der Marsoberfläche zu beobachten sind. Das durch die HRSC-Kamera abgebildete Tinto Vallis ist ein sehr gutes Beispiel für ein derartiges Tal. In der weiter oben gezeigten topografischen Übersichtskarte ist der gesamte Verlauf dieses Tals durch die Hochebene Hesperia Planum zu erkennen.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
In der nebenstehenden Nadir-Farbansicht fällt in der linken Bildhälfte eine etwa 100 Kilometer durchmessende Vertiefung auf, welche aufgrund der starken Erosion ihrer Ränder allerdings nicht sogleich als ein Impaktkrater identifiziert werden kann. Dieser riesige Krater wird im Südosten (unten links in dieser Aufnahme) von einem kleineren, lediglich rund 35 Kilometer breiten Krater mit einem sehr scharfen Rand überlagert. Dies zeigt, dass dieser zweite Krater über ein deutlich jüngeres Alter als der große Krater verfügt.
Der Boden des großen Kraters ist mit einer Vielzahl von Tafelbergen und kleineren Spitzkuppen übersät. Diese Strukturen sind wahrscheinlich ebenfalls auf das Austreten von Wasser unter einer einstmals zusammenhängenden Oberfläche im Inneren des Krater zurückzuführen. Das abfließende Wasser hat einen Kollaps der verbleibenden Oberfläche verursacht, welche dabei in die zuvor gebildeten Hohlräume absackte. Zurück blieben die heute sichtbaren Restberge mit ihren für diese Erosionsform typischen steilen Flanken.
Spitzkuppen und Tafelberge verdanken ihre steilen Flanken dickeren Schichten aus festerem, verhältnismäßig erosionsresistentem Gestein in ihrem Inneren. Auf der Erde sind viele vergleichbare Beispiele für solche geologische Formationen in den Wüstenregionen des US-Bundesstaates Utah im Südwesten der USA zu finden.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Im kleineren der beiden Krater sind dagegen verschiedene spektakuläre Erdrutsche zu erkennen, welche sich zur nordwestlichen und zur nordöstlichen Seite erstrecken. Mehrere noch kleinere Krater in der abgebildeten Region verfügen aufgrund abgelagerter Sedimente über besonders glatte und flache Böden.
Die dunkleren Regionen weiter im Norden und Süden liegen deutlich tiefer als das Zentrum der abgebildeten Region, was aus der nebenstehenden höhenkodierten Darstellung der Region hervorgeht. Die dunkle Färbung dieser Oberflächenbereiche ist dadurch zu erklären, dass hier vom Wind verfrachteter Sand und Staub abgelagert wurde. Bei diesem Material handelt es sich sehr wahrscheinlich um Vulkanasche und zerkleinertes Basaltgestein. Dunkle Dünenfelder, welche sich aus diesem Material bilden, können nicht nur auf dem Mars, sondern auch in einigen Regionen auf der Erde beobachtet werden.
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Tinto Vallis wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.497 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Tinto Vallis finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.
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