Am heutigen Tag veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen die Umgebung des Rabe-Kraters auf dem Mars. In dessen Inneren befindet sich ein ausgedehntes Dünenfeld, welches durch die Ablagerung von vulkanischen Aschepartikeln entstand. Die Form des Kraterbodens deutet außerdem darauf hin, dass sich dort in der Vergangenheit Wassereis im Untergrund befunden haben könnte.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin. DLR, ESA.
(Bild: NASA, MGS, MOLA Science Team, FU Berlin)
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.
Eine am heutigen Tag von der ESA veröffentlichte Aufnahme zeigt den nach dem deutschen Astronomen Wilhelm F. Rabe (1893-1953), dem ehemaligen Leiter der Universitätssternwarte in München-Bogenhausen, benannten Rabe-Krater. Für die hier gezeigten Bildprodukte wurden Daten verwendet, welche die Raumsonde Mars Express bei zwei zeitlich sehr weit auseinanderliegenden Überflügen gewann. Der erste Überflug erfolgte bereits am 7. Dezember 2005 während des Umlaufs Nummer 2.441. Der zweite Überflug wurde am 9. Januar 2014 im Rahmen des Orbits Nummer 12.736 durchgeführt.
Bei beiden Überflügen wurde die Marsoberfläche mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, abgebildet. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 15 Metern pro Pixel.
Der Rabe-Krater
Der rund 108 Kilometer durchmessende Rabe-Krater befindet sich bei 44 Grad südlicher Breite und 35 Grad östlicher Länge und liegt somit im Bereich des südlichen Hochlandes des Mars. Das südliche Mars-Hochland verfügt über ein höheres Alter als die Tiefebenen auf der nördlichen Marshemisphäre und weist deshalb auch zahlreiche Impaktkrater unterschiedlichster Größe auf. Diese topographische Zweiteilung der Planetenoberfläche, auch als Dichotomie bezeichnet, ist eines der auffälligsten Oberflächenmerkmale unseres Nachbarplaneten.
In einer Entfernung von etwa 320 Kilometern zu dem Rabe-Krater befindet sich der westliche Rand des Impaktbeckens Hellas Planitia. Das Hellas Planitia verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem derzeitigen Wissensstand der Planetenforscher um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.
‚Dunkle‘ Dünenfelder im Inneren des Rabe-Kraters
Im Zentrum des Impaktkraters ist auf den Fotos ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen zu erkennen, welche teilweise eine Höhe von bis zu 200 Metern erreichen. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Dünen in erster Linie aus vulkanischen Aschepartikeln zusammensetzen. Derartige ‚Dunkle Dünen‘ kommen auf dem Mars verhältnismäßig häufig vor und stellen einen Großteil der dortigen äolischen, also durch Windeinflüsse gebildeten, Oberflächenformationen dar. Aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen werden solche Dünen auch als ‚basaltische Dünen‘ bezeichnet.
Auf unserem Heimatplaneten treten vergleichbare Dünenformationen dagegen nur relativ selten, nämlich in vulkanischen Regionen mit einem sehr trockenem Klima, auf. Speziell können sie auf Grönland, auf Island, auf Neuseeland, in den westlichen Gebieten der USA, in Peru und in der Ka’u-Wüste auf Hawaii beobachtet werden.
Die ‚dunklen Dünenfelder‘ auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit – nämlich vor vermutlich weniger als 100 Millionen Jahren – entstanden, nachdem kein Wasser mehr auf der Planetenoberfläche vorhanden war. Dies ist daran erkennbar, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also einer Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und die Dünen deshalb auch nicht über die sonst allgemein typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche verfügen.
Die Spuren von Wind und Wasser
Die Dünen weisen verschiedene Muster auf, welche auf die unterschiedlichen im Bereich des Rabe-Kraters vorherrschenden Windrichtungen hindeuten. Die Planetologen ‚lesen‘ die für die Dünenbildung verantwortliche Windrichtung an der Ausrichtung des Dünenkammes und der windzugewandten Seite, der Luv-Seite, der Düne ab. So ist zum Beispiel an manchen Orten erkennbar, dass sich die Dünen über einen Abhang in die Vertiefung hinunter bewegen. Man nennt solche Dünen daher auch ‚fallende Dünen‘. Andernorts bewegen sich die Dünen in dem Dünenfeld in völlig unterschiedliche Richtungen.
Ungewöhnlich beim Rabe-Krater ist, dass ein großer Teil des Kraterbodens in der Vergangenheit offenbar abgesackt ist. Von der ursprünglichen, von geschichteten Sedimenten gebildeten Verfüllung des Kraters ist nur noch eine Art Tafelberg übrig geblieben, der aus dieser Vertiefung herausragt. Der Prozess, welcher den Kraterboden stellenweise absacken ließ, ist noch nicht bekannt.
Möglicherweise wurde dieser Vorgang durch die Verflüchtigung von Wassereis ausgelöst, welches ursprünglich in Hohlräumen unter dem Krater vorhanden war. Umwelteinflüsse wie zum Beispiel Vulkanismus oder der Impakt von Asteroiden oder Meteoriten führten eventuell zu einer vorübergehenden Erwärmung des Untergrundes, wodurch das Eis taute. Das durch diesen Schmelzprozess freigesetzte Wasser floss anschließend entweder ab oder verflüchtigte sich in die Atmosphäre.
‚Terrain Softening‘
Wie die überwiegende Mehrzahl der größeren Impaktkrater auf der südlichen Marshemisphäre weist auch der Rabe-Krater deutliche Spuren einer im Laufe der Jahrmillionen und Jahrmilliarden erfolgen Erosion auf. Verschiedene signifikante Merkmale wie zum Beispiel hohe Kraterwände, Terrassen oder Zentralberge in ihrem Inneren, welche – in geologischen Zeiträumen betrachtet – relativ junge Krater charakterisieren, sind bei diesem Einschlagskrater nur noch schwach ausgeprägt oder mittlerweile sogar komplett verschwunden.
Einige Impaktkrater in der näheren Umgebung, speziell nördlich des Rabe-Kraters, sind sogar nur noch andeutungsweise in ihren Umrissen erkennbar. Durch das ‚Kriechen‘ (engl. ‚creep‘) von Material entlang eines natürlichen Gefälles erfolgt nach und nach eine Einebnung des Geländes. Der geologische Prozess, welcher eine Oberfläche auf diese Weise gestaltet, wird in der Fachsprache als ‚Terrain Softening‘ (zu deutsch ‚Oberflächenglättung‘) bezeichnet. Vermutlich wird dieser Vorgang durch hohe Konzentrationen von Eis im Untergrund unterstützt, so dass Oberflächenmaterial auf den eisigen, unterirdischen Schmierschichten schon bei geringen Hangneigungen ‚kriechen‘ kann.
Mittlerweile weisen die meisten Krater in dieser Gegend einen ebenen Boden auf, welcher mit Sedimenten angefüllt wurde. Lediglich ein kleinerer, deutlich jüngerer und relativ tiefer Einschlagskrater, welcher in der Nadiransicht links unterhalb von dem Rabe-Krater zu sehen ist, bildet eine Ausnahme. Hier sind noch Kanäle und Rillen an den Kraterwänden erkennbar.
Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Rabe-Kraters wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde 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 Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.
Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. 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 in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Rabe-Kraters finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.
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