Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR.

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert dieser Marsorbiter den an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftlern 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. Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich war. Die Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

In der Gegenwart sind es in erster Linie durch den dort einwirkenden Wind verursachte Prozesse wie ein erfolgender aeolischer Transport, welche die auf dem Mars befindlichen Geländestrukturen aufgrund der dabei mitgeführten Sand- und Staubpartikel erodieren lassen und dabei im Laufe der Zeit umgestalten. In der Frühzeit der geologischen Entwicklung des Mars – so zeigten bereits eine Vielzahl von Untersuchungen unseres Nachbarplaneten – trug dazu jedoch vor mehr als drei Milliarden Jahren auch das damals über die Marsoberfläche fließende Wasser bei.

Diese einstmals erfolgte ‚Wassererosion‘ spiegelt sich auch in den Aufnahmen wieder, welche die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) – die Hauptkamera an Bord des Marsorbiters Mars Express – am 25. Oktober 2014 während des Mars-Orbits Nummer 13.728 bei einem Überflug der Mars-Region Arabia Terra anfertigen konnte. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 20 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 25 Grad nördlicher Breite und 349 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Arabia Terra
Das bei diesem Überflug abgebildete Gebiet befindet sich etwa 250 Kilometer östlich der Region Mawrth Vallis – einem ausgedehnten Ausflusstal auf der Marsoberfläche, bei dem in den vergangenen Jahren unter anderem von dem OMEGA-Spektrometer der Raumsonde Mars Express verschiedene Tonminerale nachgewiesen werden konnten und das deshalb ursprünglich als Operationsgebiet für den mittlerweile seit dem August 2012 auf dem Mars aktiven Rover Curiosityvorgeschlagen wurde. Derartige Tonminerale sind ein typisches Produkt der Verwitterung von basaltischen Vulkangesteinen unter der Einwirkung von Wasser mit einem nahezu neutralen pH-Wert. Auch in der weiteren Umgebung finden sich Ablagerungen von Tonmineralen, weshalb dieses Gebiet in Fachkreisen nach wie vor als eine bevorzugte Landeregion für zukünftige Rover-Missionen gilt.

Das Arabia Terra, zu deutsch das „Arabische Land“, ist ein Teil der Hochlandregion unseres Nachbarplaneten und stellt eine Übergangsregion zu den nördlichen Tiefebenen des Mars dar. Es befindet sich nördlich des Marsäquators und verfügt in Ost-West-Richtung über eine Ausdehnung von etwa 4.500 Kilometern. Die gesamte Region ist mit steil abfallenden Hügeln, Tälern und einer Vielzahl von Impaktkratern übersät, von denen die größten über Durchmesser von mehr als 200 Kilometern verfügen. Aufgrund der hier gegebenen hohen Kraterdichte und einer tiefgreifenden Erosion wird das Arabia Terra von den auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftlern als eines der geologisch ältesten Gebiete auf dem Mars charakterisiert.

Diese Region des ‚alten‘ Marshochlands zeigt, dass unser Nachbarplanet über eine sehr bewegten geologische Vergangenheit verfügt. Einstmals wanden sich Flüsse durch diese Landschaft und müssen dabei zum Teil gewaltige Wassermassen nach Norden transportiert haben. Impaktkrater wurden von Sedimenten verfüllt und ihre Kraterränder und Ejektadecken wurden im Laufe der Zeit durch die Kraft des Wassers und des anhaltenden Windes abgetragen. Anhand dieser Strukturen können die Geologen und Planetologen sehr anschaulich viele unterschiedliche Entwicklungen und Veränderungen der Marsoberfläche nachvollziehen.

Erodierte Krater
Die kürzlich veröffentlichten Aufnahmen des Arabia Terra zeigen eine Ansammlung gleich mehrerer Krater verschiedenen Alters und unterschiedlicher Verwitterungsstadien. Ein verhältnismäßig großer und rund 70 Kilometer durchmessender Impaktkrater mit einem relativ steil aufragenden Kraterrand dominiert die linke (südliche) Bildhälfte der entsprechenden Nadiraufnahmen. Am Grund dieses Kraters hat sich ein ausgedehntes Feld aus dunklen Sanddünen aufgetürmt. Das Material dieser Dünen resultiert vermutlich aus der langfristig erfolgten Verwitterung vulkanischer Asche und Basaltgesteins und wurde im Laufe der Zeit von dem Wind an seinen derzeitigen Ablagerungsort verfrachtet. Die Lage und Ausrichtung dieser dunklen Sanddünen erlaubt Rückschlüsse auf die einstmals und gegenwärtig dominierenden Windrichtungen in diesem Bereich der Marsoberfläche.

Im oberen rechten Rand dieses Kraters sind zudem drei Strukturen erkennbar, welche sich regelrecht in den Kraterrand einschneiden. Diese entstanden vermutlich durch das Schmelzen von größeren Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war. 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. Dabei 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. Das erodierte Material wird dabei durch das fließende Wasser entlang des sich bildenden Talverlaufs abtransportiert. Die Geologen verwenden für diese Form der Erosion den englischen Fachbegriff „sapping valleys“. Am unteren Ende des größeren Tals befindet sich in dessen Auslauf eine drei Kilometer mal vier Kilometer abmessende, fächerförmige Ablagerung. Diese nur schwer erkennbare Struktur ist am besten in der farbkodierten topographischen Übersichtskarte zu sehen. Sie erinnert an die Ablagerungen eines Flussdeltas und besteht wahrscheinlich aus dem erodierten Material, welches mit dem Wasser aus den drei Tälern transportiert wurde.

Unmittelbar rechts (nördlich) neben dem großen Impaktkrater befindet sich ein kleinerer und bereits sehr stark verwitterter Krater, dessen Inneres ebenfalls mit Ablagerungen gefüllt ist. Trotzdem sind hier noch einige Überreste des ursprünglichen Kraterrandes zu erkennen. Noch weiter nördlich liegt ein mit etwa 30 Kilometern Durchmesser ähnlich großer Einschlagskrater, welcher ein weiteres dunkles Dünenfeld beherbergt. Dieser Krater ist – im Gegensatz zu seinem ‚Nachbarkrater‘ – komplett mit Ablagerungen verfüllt, so dass seine Kraterränder mittlerweile fast vollständig verschwunden sind.

Ein Flussbett breiter als der Mississippi
Unterhalb von diesem Krater befindet sich ein Tal, dessen Form eine sehr große Ähnlichkeit mit verzweigten Flussläufen auf unserem Heimatplaneten aufweist. Nach einem Fluss in Kleinasien werden solche sich durch die Landschaft windenden Täler als Mäander bezeichnet. Der Teilbereich dieses Tals, welcher auf diesen Aufnahmen zu erkennen ist, variiert in seiner Breite zwischen 1,5 und vier Kilometern und ist damit in etwa mit dem Mississippi River vergleichbar. Das Flussbett verläuft über eine Strecke von 500 Kilometer in die nördliche Richtung und mündet dort schließlich im Bereich der Cydonia Montes in die zum nördlichen Tiefland des Mars gehörende Tiefebene Acidalia Planitia.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Arabia Terra wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche 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. Ein Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der vier Stereokanäle 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 wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche von 34 Instituten aus elf Ländern stammen.

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) 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-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Mitarbeiter des DLR, der FU Berlin und der Universität Hannover haben erst kürzlich im Rahmen eines gemeinsamen Projekts aus den Einzelaufnahmen der HRSC-Kamera zusammenhängende Bildmosaike der Marsoberfläche erstellt. Aus den Bilddaten der HRSC wurde dabei eine Karte der Region Arabia Terra berechnet, welche ein etwa 1.800 mal 1.300 Kilometer großes Gebiet mit einer Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern wiedergibt. Weitere Informationen zu diesem Projekt finden Sie hier.

Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen des Arabia Terra finden Sie dagegen 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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Der Beitrag Mars Express – Eine Kraterlandschaft im Arabia Terra erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA.

Die auf der nördlichen Hemisphäre des Mars‘ gelegene Region Arabia Terra bildet eine Übergangszone zwischen dem südlichen Marshochland und der rund um den Nordpol verlaufenden nördlichen Tiefebene. In diesem Gebiet existiert eine Vielzahl an unterschiedlich großen Impaktkratern, welche mit Ablagerungen aus verschiedenen Materialien gefüllt und die im Laufe der Zeit durch Umwelteinflüsse stark erodiert sind.

Am 19. März 2012 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 10.468 den westlichen Bereich des Arabia Terra und bildete das Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters ab.

Dabei gerieten zwei dicht nebeneinander liegende, von ihrem äußeren Erscheinungsbild her jedoch sehr unterschiedliche Krater in das Blickfeld der HRSC-Kamera. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 26 Metern pro Pixel. Der auf diesen Aufnahmen erkennbare, etwa 60 Kilometer durchmessende Danielson-Krater ist von zahlreichen sogenannten Yardangs geprägt. Der unmittelbar südlich des Danielson-Kraters gelegene und mit einem Durchmesser von rund 33 Kilometern nur etwa halb so große Kalocsa-Krater zeigt dagegen keine vergleichbaren Geländestrukturen.

Wie bei vielen anderen Kratern in der Region des Arabia Terra ist auch der Grund des Danielson-Kraters mit geschichteten Sedimentablagerungen bedeckt. Im Laufe der Zeit wurden diese Sedimentschichten jedoch durch die erosiven Kräfte des Windes beeinflusst und dabei teilweise wieder abgetragen. Die so entstandenen Geländeformen werden als Yardangs bezeichnet. Bei diesen auch von unserem Heimatplaneten her bekannten Strukturen handelt es sich um mehr oder weniger stromlinienförmig gestaltete Gesteinsrücken, welche durch die erosiven Kräfte des Windes gebildet wurden. Durch die meist parallele Anordnung der Gesteinsrücken lässt sich die Windrichtung nachvollziehen, die während des Erosionsprozesses vorgeherrscht haben muss.

Yardangs werden im Laufe der Zeit von den Sandkörnern, welche der Wind mit sich führt, wie mit einem Sandstrahlgebläse aus dem Gestein „herausgefräst“. Wehen die Winde dabei über einen längeren Zeitraum in die gleiche Richtung, so können diese dabei regelrechte Windgassen bilden, durch welche der Prozess der Yardang-Bildung noch weiter beschleunigt wird. Der Name „Yardang“ entstammt aus der uigurischen Sprache und bedeutet ins Deutsche übersetzt in etwa „steiler Sandwall“. Geprägt wurde der Begriff durch den schwedischen Wissenschaftler und Forschungsreisenden Sven Hedin, welcher in der zentralasiatischen Wüste Lop Nor solche Gesteinsformationen beobachtete und im Jahr 1903 erstmals wissenschaftlich beschrieb.

Im Rahmen der Entstehung der Yardangs im Danielson-Krater muss der auf die Oberfläche einwirkende Wind vornehmlich aus der nord-nordöstlichen Richtung geweht haben. Die Planetologen vermuten, dass die Sedimente bei diesem Prozess zunächst durch den Wind in das Innere des Kraters transportiert wurden und dort mit Wasser in Kontakt traten. Dies hatte eine Verfestigung der Lockersedimente zur Folge. In einer zu einem späteren Zeitpunkt erfolgenden Trockenperiode der Marsgeschichte wurden die so entstandenen Gesteine dann wieder abgetragen. Manche Wissenschaftler vermuten, dass die erkennbaren Wechsellagen der einzelnen Sedimentschichten ein Hinweis auf Klimaschwankungen auf unserem Nachbarplaneten sein könnten, welche durch eine in periodischen Abständen erfolgende Verschiebung der Rotationsachse des Mars ausgelöst werden.

Die Einwirkung des Windes ist auch an einem 30 Kilometer langen Dünenfeld im Inneren des Kraters zu erkennen, welches sich allerdings erst in der jüngeren geologischen Vergangenheit gebildet hat. Die dunkle Färbung des Sandes rührt sehr wahrscheinlich von vulkanischem Material her. Hierbei könnte es sich entweder um Vulkanasche oder um zu Sand und Staub verwitterte Vulkangesteine handeln. Der dunkle Sand bildet dabei einen starken optischen Kontrast zu der ansonsten typischerweise ockerfarbenen Planetenoberfläche.

Der kleinere, lediglich 33 Kilometer durchmessende Kalocsa-Krater präsentiert sich dagegen in einem vollkommen anderen Erscheinungsbild. Hier sind keine geschichteten Sedimentablagerungen oder Yardangs zu erkennen. Möglicherweise ist die im Vergleich zum Danielson-Krater geringere Tiefe des Kalocsa-Kraters der Grund für das Fehlen dieser Strukturen. Der Danielson-Krater reicht etwa 1.000 Meter tiefer in den Untergrund der Marsoberfläche als der Kalocsa-Krater.

Somit könnte dort eventuell ein in der Vergangenheit in dieser Region vorhandenes tiefer gelegenes Grundwasserreservoir freigelegt worden sein, was zu der Sedimentverfestigung am Grund des Danielson-Kraters geführt haben könnte. Der höher gelegene Boden des Kalocsa-Kraters wurde dagegen nicht von dem Grundwasser erreicht. Eine andere Hypothese geht davon aus, dass der Kalocsa-Krater erst zu einem späteren Zeitpunkt entstand, als der Mars seine flüssigen Wasservorkommen aufgrund eines dramatischen Klimawandels bereits verloren hatte.

Ebenfalls auffallend ist eine mächtige Lavadecke im unteren Bildabschnitt (östlich der beiden Krater) und eine Geländestufe, welche den Übergang zu einem tiefer gelegenen Terrain im Bildabschnitt markiert (zu erkennen im oberen linken Teil des Bildes). Hier ragt ein Teil des Auswurfmaterials des kleineren Kalocsa-Kraters wie eine Landzunge in das tiefer gelegene Gebiet. Am Rand dieser Auswurfdecke ist ein kleiner, etwa fünf Kilometer durchmessender, aufgefüllter Krater zu sehen. Das legt die Vermutung nahe, dass sich die Auswurfdecke in der Vergangenheit weiter in das Vorland erstreckte. In dieser Region sind außerdem eine Vielzahl kleiner, noppenförmiger Hügel zu erkennen. Hierbei handelt es sich vermutlich um die Restberge eines ehemals weiter reichenden, höheren Oberflächenniveaus.

Die hier gezeigten Farbansicht des Arabia Terra wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- bzw. rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. 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.

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. 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 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.
Weitere während des Orbits Nummer 10.468 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Danielson-Kraters finden Sie 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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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, FU Berlin.

Das Arabia Terra, zu deutsch das „Arabische Land“, ist ein Teil der Hochlandregion unseres Nachbarplaneten Mars. Es befindet sich nördlich des Marsäquators und verfügt in Ost-West-Richtung über eine Ausdehnung von etwa 4.500 Kilometern. Das Zentrum des Arabia Terra befindet sich bei 25 Grad nördlicher Breite und 30 Grad östlicher Länge. Die gesamte Region ist mit steil abfallenden Hügeln, Tälern und einer Vielzahl von Impaktkratern übersät, von denen die größten über Durchmesser von mehr als 200 Kilometern verfügen. Aufgrund der hohen Kraterdichte und einer tiefgreifenden Erosion wird das Arabia Terra oftmals auch als eines der geologisch ältesten Gebiete auf dem Mars charakterisiert.

Das Gebiet des Arabia Terra weist ein sehr hohes Gefälle auf, was sich dadurch zeigt, dass sich die südlichen und östlichen Regionen um bis zu vier Kilometer über die nordwestlichen Bereiche erheben. An seinem Nordrand geht das Arabia Terra abrupt in das nördliche Tiefland des Mars mit der dort gelegenen Tiefebene Vastitas Borealis über.

Offiziell erhielt das Arabia Terra seinen Namen im Jahr 1979. Dabei griff die für die Namensvergabe zuständige Internationale Astronomische Union (IAU) auf eine Marskarte des italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli (1835 bis 1910) zurück, welcher für seine Beobachtungen von Merkur und Venus, vor allem aber für die Beschreibung der so genannten „canali“, der Kanäle auf dem Mars bekannt wurde. Bei seinen Marsbeobachtungen im Jahr 1877 erkannte Schiaparelli bei einer der beobachteten Strukturen eine gewisse Ähnlichkeit mit der arabischen Halbinsel, was ihn zu der Belegung dieser Oberflächenformation mit dem Namen Arabia Terra inspirierte.

Am 26. Oktober 2009 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Sonde Mars Express während ihres Orbits Nummer 7.457 den östlichen Bereich dieses Gebiet. Die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebene High Resolution Stereo Camera (HRSC), eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Mars Express, bildete dabei ein Gebiet 300 Kilometer nordwestlich des 400 Kilometer durchmessenden Antoniadi-Kraters ab, welches sich bei 27 Grad nördlicher Breite und 57 Grad östlicher Länge befindet. Die HRSC-Stereokamera erreichte dabei eine Auflösung von etwa 18 Metern pro Pixel ab. Der von der Kamera wiedergegebene Oberflächenausschnitt erstreckt sich über einen Bereich von 159 x 87 Kilometern und bedeckt eine Fläche von rund 13.865 Quadratkilometern, was in etwa einem Drittel der Größe Dänemarks entspricht.
Die nordöstliche Region des Arabia Terra ist durch geschichtete Ablagerungen gekennzeichnet, welche das Hochland während des Zeitalters des späten Noachiums beziehungsweise des frühen Hesperiums vor etwa 3,5 bis vier Milliarden Jahren bedeckten. Später wurden diese Ablagerungen durch Winderosion und fluviale Aktivitäten, also durch den Einfluss von Wasser, stark erodiert. Die von der Raumsonde Mars Express abgebildete Region wurde von den Wissenschaftlern J. E. Guest und Ronald Greeley im Jahr 1987 im Rahmen der Erstellung einer topografischen Karte des Mars als eine zergliederte geologische Einheit kartiert, welche primär durch unregelmäßig geformte, glatte und zumeist helle Ablagerungen charakterisiert ist.

In dieser Region sind viele interessante geomorphologische Formationen auffindbar. Überreste der ursprünglichen geschichteten Ablagerungen, die sich gegen die erfolgte Erosion als resistenter erwiesen, sind im nördlichen Bereich der nebenstehenden Aufnahme im Bildausschnitt Eins zu erkennen. Oftmals wurden auch Krater mit Material verfüllt. Im Verlauf einer anhaltenden, über Millionen von Jahren währenden Erosion wurden diese Krater dabei teilweise oder sogar vollständig abgetragen. Die gegen die erfolgende Verwitterung resistenten Kraterfüllungen blieben dabei erhalten und bilden heute die im Bildausschnitt Zwei als positive Oberflächenreliefs erkennbaren Sockelkrater.

Bei diesen Sockelkratern handelt es sich um Impaktkrater, deren Auswurfdecke sich über das umgebende Terrain erhebt und mit einer scharfen Kante abgeschlossen wird. Das Material der Auswurfdecken bildet dabei eine solide Schicht, welche das darunter liegende Material vor einer Winderosion schützt. Darüber hinaus zeigen verschiedene Hügel und Tafelberge auf dem Grund einiger Krater geschichtete Ablagerungen. Diese Ablagerungen könnten sich im Laufe der Jahrmillionen durch vulkanische Prozesse, durch eine windbedingte Verfrachtung von Staub und Sand oder durch subaquatische Ablagerungen gebildet haben. Letzteres würde bedeuten, dass dieser Bereich der Marsoberfläche über einen längeren Zeitraum von Wasser bedeckt gewesen wäre.

Die hier gezeigte Farbansicht wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die zu sehende Schrägansicht wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das nebenstehende 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 abgeleitet. Zusätzlich 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.

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. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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