Gestern veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen die südöstliche Basis des Schildvulkans Olympus Mons auf dem Mars. Dieser Bereich der Marsoberfläche wurde durch diverse Lavaströme geprägt, welche von dem höchsten Berg des bekannten Sonnensystems ausgehen.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, ESA.
(Bild: NASA, MGS, MOLA Science Team, FU Berlin)
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 regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.
Am 21. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.524 den südöstlichen Bereich des Schildvulkans Olympus Mons und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 17 Metern pro Pixel.
Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei dem Olympus Mons um den höchsten derzeit bekannten Vulkan in unserem Sonnensystem. Aus dieser Ebene aus erstarrter Lava ragt zunächst ein markanter Steilhang auf, an dessen Oberkante sich der eigentliche Vulkanschild 250 Kilometer weit bis zu dem Gipfel des Vulkans erstreckt.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Die Ränder dieses Hanges erreichen eine Höhe von bis zu neun Kilometer und sind teilweise von Lavaströmen überdeckt, welche ihren Ursprung in Förderzentren auf dem oberen Schild haben und die während der verschiedenen Aktivitätsphasen des Olympus Mons über den oberen Steilhang herabflossen. Dieser Steilhang, der den Olympus Mons ringförmig umgibt, ist typisch für einige der höchsten Marsvulkane, welche sich in der weiter südöstlich gelegenen Tharsis-Region befinden.
In den Bereichen, in denen der Steilhang des Olympus Mons nicht durch geologische Prozesse verändert wurde, liegt dessen Hangneigung bei über 20 Grad. Auffallend sind vereinzelte Felsmassive mit abgeflachten Spitzen, welche aus dem Lavafeld hervorstechen. Diese Massive wurden umgedreht oder emporgehoben, als die äußeren Abhänge des Olympus Mons in sich zusammenstürzten und so den Steilhang formten.
Auf dem oberen Schild und auf dem Steilhang des Vulkans sind unzählige erstarrte Lavaströme zu erkennen. Diese schmaleren Ströme weisen die für sie charakteristischen lobenförmigen Ränder, Dämme und Kanäle auf. Ebenfalls erkennbar sind eine Vielzahl an Lavaröhren, welche kleine Hügelketten mit Kanalsystemen bilden. In den Bereichen, wo diese Lavaströme den Steilhang hinunterflossen, formten sie zudem breite Lavafächer. Diese Lavafächer wurden teilweise von weiteren Lavaströmen überdeckt, welche am Fuße des Vulkans eine Lavaebene entstehen ließen.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Anhand der Anordnung der einzelnen Strukturen kann zugleich auch auf die zeitliche Abfolge von deren Entstehung geschlossen werden. Demnach sind die Lavaströme in der Ebene jünger als die Ströme und Lavafächer, welche sich auf dem Abhang befinden. Das Fehlen von Impaktkkratern auf den Lavaströmen belegt zudem, dass diese Formationen erst in der jüngeren Geschichte des Vulkans, also vor wenigen Millionen Jahren, entstanden sind. Im Rahmen früherer Analysen kamen die Planetologen zu dem Schluss, dass die letzten Ausbrüche des Olympus Mons erst etwa zwei Millionen Jahre zurückliegen.
Auf der ausgedehnten Lavaebene am Fuße des Olympus Mons sind verschiedenen Landschaftsformen zu erkennen. So genannte Runzelrücken (engl. „wrinkle ridges“) – hierbei handelt es sich um quer verlaufende, rückenartige Strukturen, die wie verwundene Seile erscheinen, bildeten sich im Rahmen vulkanisch-tektonischer Aktivitäten und Oberflächenbewegungen. Des weiteren sind ein Kanalsystem sowie einzelne größere Lavaströme erkennbar. Diese Strukturen sind allerdings zum Teil bereits stark verwittert und wurden durch später ablaufende Prozesse überprägt, so dass sie nicht mehr deutlich zu erkennen sind.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Ein Kanalsystem am unteren Rand der Nadir-Farbansicht wurde durch flüssiges Material geformt. Die Wissenschaftler halten es für wahrscheinlich, dass diese Kanäle durch Lava gebildet wurden. Trotzdem kann nicht ganz ausgeschlossen werden, dass vielleicht auch Wasser die Kanäle ausgeschürft hat und hier im Rahmen dieses Prozesses Sedimentmaterial abgelagert wurde.
Umgeben ist der Olympus Mons von einem weitläufigen „chaotischen Gelände“, welches sich über Distanzen von mehreren hundert Kilometern in die Umgebung erstreckt.
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Olympus Mons 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 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.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die HRSC-Kamera 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 erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.524 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Olympus Mons finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der ESA. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.
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