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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unser äußerer Nachbarplanet mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas Planitia verfügt zum Beispiel über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und erreicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem bisherigen Wissensstand um das zweitgrößte Impaktbecken in unserem Sonnensystem.

Es entstand, als in der Zeitphase des Großen Bombardements vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren ein mehrere Dutzend Kilometer durchmessender Asteroid mit dem Mars kollidierte. Durch die bei dem Impakt auftretenden Kräfte wurde zusätzlich zu dem Einschlagsbecken ein das Hellas Planitia umgebendes Ringgebirge gebildet, welches um bis zu 2.000 Meter über das umliegende Gelände aufragt. Infolge dieser enormen Massenbewegungen bildeten sich tektonische Verwerfungen, die zu weiteren Veränderungen des Geländes führten.

So sind auch die am westlichen Rand des Hellas Planitia gelegenen Hellespontus Montes durch massive vertikale Rutsch- und Sackungsbewegungen entstanden, welche sich stufenförmig in das Innere des Einschlagsbeckens fortsetzen. Im Laufe der Zeit wurde die Region durch Erosion und Verwitterung sowie durch zu späteren Zeitpunkten erfolgenden kleineren Impakten zu einer abwechslungsreichen Landschaft verändert.

Mars Express dokumentiert die Hellespontus Montes
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 Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 13. Januar 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.750 die Hellespontus Montes und bildete bei dieser Gelegenheit einen Teilbereich dieser etwa 700 Kilometer langen Oberflächenstruktur 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.

Die bei diesem Überflug angefertigten Aufnahmen, welche am gestrigen Tag veröffentlicht wurden, geben einen bei etwa 41 Grad südlicher Breite und 45 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder. Die abgebildete Region Gebiet erstreckt sich über eine Fläche von knapp 180 Kilometer in Nord-Süd-Richtung und 75 Kilometer in Ost-West-Richtung und ist damit fast so groß wie das Bundesland Schleswig-Holstein.

Der Wind gestaltete die Landschaft
Auf den Bildern sind verschiedene interessante Landschaftsmerkmale zu erkennen, welche im Laufe der Jahrmillionen durch die Einflüsse des Windes geformt wurden. Der größte hierbei erkennbare Einschlagskrater (in den verschiedenen Nadiransichten ‚links oben‘ zu erkennen) ist mit äolischen Sedimenten verfüllt, welche allerdings teilweise bereits wieder abgetragenen wurden. Aus diesen Ablagerungen ragen einige Tafelberge und Inselberge heraus, deren härteres Material den erosiven Einwirkungen durch den Marswind besser widerstehen konnte. Einige dieser Berge bilden dabei Hindernisse für den Wind, so dass sich in deren Windschatten kleine, wie Teile einer Perlenkette angeordnete Sicheldünen bilden konnten.

Die Form und Ausrichtung dieser Dünenketten zeigt, dass die vorherrschenden Winde von Osten nach Westen wehen – also von der weiter östlich gelegenen Hellas-Tiefebene (unterhalb des Bildes) kommend in Richtung des im Westen angrenzenden Marshochlandes. Weitere, zum Teil deutlich ausgedehntere Dünenfelder können in den Aufnahmen an anderen Stellen entdeckt werden. Neben den bereits erwähnten Barchan- oder Sicheldünen handelt es sich hierbei um kuppelförmige Dünen oder um geradlinig verlaufende, langgestreckte Dünenformationen.

Auffallend sind zudem auch mehrere Täler, welche sich in die sanft gewellte Oberfläche eingegraben haben und – dem Gefälle des Geländes folgend – zu dem weiter im Osten liegenden Hellas-Impaktbecken weisen. Die Planetenoberfläche besteht hier aus Ablagerungen, die sich wie ein Mantel über die bestehenden Strukturen gelegt haben. In diese Ablagerungen waren in der Vergangenheit vermutlich größere Mengen an flüchtigen Stoffen wie Wasser oder Eis eingebettet. An einigen etwas steileren Abhängen ist erkennbar, dass dieses offenbar nur wenig verfestigte Material in die tiefer liegenden Bereiche abgerutscht ist.

Schneefall führte vermutlich zu einer Gletscherbildung
Im Inneren von einigen kleineren Kratern ist außerdem zu erkennen, dass die dortigen Oberflächen auffällige gewundene Strukturen aufweisen. Die Planetologen bezeichnen derartige Oberflächenformationen auf dem Mars als „concentric crater fill“ (zu deutsch: konzentrische Kraterfüllung). Sie weisen eine starke Ähnlichkeit mit den Blockgletschern auf der Erde auf. Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf der Erde vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als ein typisches Landschaftselement.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus oberflächlichem Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt das darunter befindliche Eis so über lange Zeiträume vor einer direkten Einstrahlung von Sonnenlicht und somit auch vor dem Abschmelzen. Die Ablagerungen werden dabei infolge der plastischen Eigenschaften von Eis bei hohem auflastenden Druck bis zu einem gewissen Grad ‚fließfähig‘ und so hangabwärts befördert.

Dank der Untersuchung von irdischen Blockgletschern – das Mengenverhältnis von Eis zu Gesteinsschutt beträgt hier etwa vier zu eins – sowie des bekannten Verhältnisses des Durchmessers eines Kraters zu seiner Tiefe und der Messung, bis zu welcher Höhe der Krater mit solchem Material angefüllt ist, lassen sich die hier wirksamen Eismengen in etwa abschätzen. Die Planetologen kommen dabei zu dem Ergebnis, dass die Eisströme dieser Blockgletscher vermutlich mehrere hundert Meter mächtig waren, was durchaus mit Gletschern auf der Erde vergleichbar ist.

Eine Erklärung dafür, dass einstmals große Mengen an Eis in dieser doch noch weit vom Südpol entfernten Region auf dem Mars vorhanden waren, sind Schneefälle, welche in der Frühzeit des Mars wohl regelmäßig erfolgten. Vor mehr als 3,7 Milliarden Jahren war die Atmosphäre des Mars nach dem derzeit allgemein anerkannten Kenntnisstand noch deutlich dichter als in der Gegenwart und enthielt auch mehr Wasser, welches in Form von Schnee auf die Oberfläche gelangte. Dieser lagerte sich unter anderem an den hoch gelegenen Bergen des Hellas-Ringgebirges ab.

An den windabgewandten Seiten der Berge erfolgte dabei durch eine anschließende Verfrachtung eine Akkumulation des Schnees. Vergleichbare Prozesse sind auf der Erde als Schneeverwehungen beziehungsweise Schneewechten bekannt. Das konzentrische Muster der Kraterfüllungen dürfte als Folge dieser Ansammlung von Schnee und Eis über viele solche Niederschlagszyklen entstanden sein.

Manche Wissenschaftler halten es für denkbar, dass auch heute noch Eis unter der nur wenige Dutzend Meter mächtigen Schicht aus Staub und Gesteinsblöcken vorhanden sein könnte. In den Kratersenken war dieses Eis vermutlich über viel längere Zeiträume vor der Sonneneinstrahlung und einer dadurch bedingten Sublimation, dem direkten Übergang vom festen Zustand in den gasförmigen Aggregatzustand, geschützt.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Hellespontus Montes 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. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- 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 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-Bilder wurden von den Mitarbeitern des „Planetary Sciences Group“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Region Hellespontus Montes 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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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Oxford Journals (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society), NASA/ASU.

Der Einschlag geschah bereits am 11. September 2013 im Mare Nubium und wurde von einem Teleskop des Moon Impacts Detection and Analysis System erfasst. Dieses weltweite System betreibt eine Reihe von automatischen Teleskopen, welche den Mond im Blick haben und Lichtblitze registrieren.

Der Einschlag vom 11. September wurde von José M. Madiedo in den Daten von zwei Teleskopen festgestellt, die sich im Süden Spaniens befinden. Beim Aufschlag eines Asteroiden auf der Mondoberfläche entsteht eine derartige Hitze, dass das Gestein aufschmilzt, teilweise verdampft und die entstehenden Gase hell aufleuchten. Madiedo maß nun auf der Erde eine scheinbare Helligkeit von ca. 2,9 mag, was etwa der Helligkeit von Epsilon Leonis, dem „Kopf des Löwen“, entspricht und auch mit bloßem Auge bereits gut zu sehen ist. Es war zudem ein Nachleuchten über etwa 8 Sekunden zu verzeichnen.

Daraus berechneten Astronomen einen mittleren Durchmesser von 0,6 bis 1,4 Metern, eine Masse von etwa 400 kg, eine Aufprallgeschwindigkeit von etwa 61.000 Kilometern pro Stunde, ein Sprengstoff-Äquivalent von 15 t TNT und einen vermutlichen Krater von etwa 40 Metern Durchmesser. Nach diesem wird nun mit der hoch auflösenden Kamera des Lunar Reconnaissance Orbiter der NASA gesucht. Mit diesem Instrument erreicht man eine maximale Auflösung um 1 Meter und hat auch in der Vergangenheit schon frische Einschlagskrater gefunden. LRO umläuft den Mond seit Juni 2009.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, The Planetary Society, UMSF-Forum, Malin Space Science Systems.

Seit dem letzten ausführlicheren Statusupdate vom 13. Oktober 2012 hat der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Opportunity seine Untersuchungen der auf dem Cape York gelegenen Region „Matijevic Hill“ fortgesetzt. In diesem Bereich des westlichen Randes des Endeavour-Kraters konnten bereits vor einigen Jahren mit dem an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) befindlichen CRISM-Spektrometers die Signaturen von Phyllosilikaten und Tonmineralen, nachgewiesen werden.

Der Nachweis dieser Minerale wird von den Marsforschern als ein Hinweis darauf interpretiert, dass diese Region der Marsoberfläche in der Vergangenheit über einen längeren Zeitraum hinweg dem Einfluss vom flüssigem Wasser ausgesetzt war. Das Ziel des Rovers besteht derzeit darin, die Quellen der Signaturen aufzuspüren und diese anschließend eingehend zu analysieren.

„Ein [menschlicher] Geologe, der einen solchen Bereich untersuchen will, würde sich als erstes einen groben Überblick über die gesamte Region verschaffen, indem er sie zu Fuß abschreitet“, so Dr. Steve Squyres von der Cornell University/USA, der wissenschaftliche Leiter der Opportunity-Mission. „Und genau dies haben wir während der letzten Wochen mit Opportunity getan.“

Zu diesem Zweck hat der Rover seit Anfang Oktober 2012 den gesamten Bereich der Region abgefahren und im Rahmen des dabei absolvierten Rundkurses eine Distanz von rund 350 Metern überbrückt. Hierdurch erhielten die an der Mars Exploration Rover-Mission beteiligten Wissenschaftler die Gelegenheit, das Ausmaß der in dieser Region des Mars befindlichen Gesteinsaufschlüsse zu überblicken und die erfolgversprechendsten Orte für zukünftige Untersuchungen zu identifizieren.
Am Ende einer jeden Etappe dieser „Rundreise“ wurden die verschiedenen Kamerasysteme des Rovers dazu eingesetzt, um ein 360-Grad-Panorama der Umgebung anzufertigen. Zusätzlich wurde das am Instrumentenarm des Rovers befindliche APX-Spektrometer dazu verwendet, um die chemische Zusammensetzung von ausgewählten Gesteinsformationen zu bestimmen. Unterstützt wurden diese Untersuchungen durch ergänzende Aufnahmen der Marsoberfläche, welche mit einer Mikroskopkamera angefertigt wurden.

„Im Rahmen unserer bisherigen Untersuchungen dieser Region stellten sich uns eine Reihe von Fragen. Wir absolvierten diese Rundreise, um die uns zur Verfügung stehende Zeit in Zukunft möglichst effizient für die Beantwortung dieser Fragen einsetzen zu können“, so Steve Squyres. „Jetzt haben wir eine gute Vorstellung davon, was wir wo zu tun haben und wir sind bereit, um mit der detaillierten Arbeit zu beginnen.“

Bei dem rund einen Kilometer langen, etwa 200 Meter breiten und lediglich wenige Meter hohem Cape York, auf dem sich die Region Matijevic Hill befindet, handelt es sich um einen Teilbereich des westlichen Kraterwalls, welcher den etwa 22 Kilometer durchmessenden Endeavour-Krater umgibt. Dieser Krater entstand vor mehr als drei Milliarden Jahren durch den Einschlag eines Asteroiden auf der Marsoberfläche. Durch die bei diesem Impakt freigesetzten gewaltigen Energien wurde Marsgestein aus größeren Tiefen an die Oberfläche befördert und dort unter anderem am Kraterrand abgelagert.

Seit der Entstehung des Kraters wurden die Gesteinsmassen durch die auf dem Mars herrschenden Umweltbedingungen verändert. Die Altersbestimmung der einzelnen lokalen Gesteinsaufschlüsse ist für die an den Forschungen beteiligten Geologen ein Schlüssel zum besseren Verständnis der einstmals in dieser Region vorherrschenden Umweltgeschichte.

Zwei Gesteinsaufschlüsse haben bisher das besondere Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler erweckt. In der Region „Kirkwood“ stießen die Forscher auf eine Vielzahl von kleinen Kügelchen, welche an die bereits kurz nach der Landung des Rovers auf dem Mars entdeckten „Blueberries“ erinnern. Eine vorläufige Analyse hat jedoch ergeben, dass die bei Kirkwood abgelagerten Kügelchen sich sowohl in ihrer chemischen Zusammensetzung als auch in ihrer Struktur und Verteilung deutlich von den zuvor beobachteten Blueberries unterscheiden und deshalb aller Wahrscheinlichkeit eine andere Entstehungsgeschichte aufweisen. Diese neu entdeckten Kügelchen werden mittlerweile inoffiziell als „Newberries“ bezeichnet.

Die zweite als besonders interessant angesehene Region erhielt den formellen Namen „Whitewater Lake“. Hierbei handelt es sich um eine flache, annähernd kreisförmige Gesteinsplatte, welche im Gegensatz zu der Umgebung über eine auffallend helle Färbung verfügt. Laut Ray Arvidson von der Washington University in St. Louis/USA, dem stellvertretenden wissenschaftlichen Leiter der Mission, könnte sich hier eine der Quellen der Signaturen von Tonmineralen und Phyllosilikaten befinden, welche zuvor durch den MRO in dieser Region entdeckt wurden. Hochaufgelöste Aufnahmen der Panoramakamera des Rovers führten zu dem vorläufigen Schluss, dass sich diese Gesteinsformation einstmals unter dem Einfluss von mineralhaltigem Wasser gebildet haben könnte.

„Wir wissen bisher noch nicht, ob sich Whitewater Lake und Kirkwood vor oder nach der Entstehung des Endeavour-Kraters gebildet haben“, so Steve Squyres. „Eine unserer wichtigsten Aufgaben besteht derzeit darin, die Abfolge und die Position der einzelnen dort befindlichen Gesteinsschichtungen und somit auch deren relatives Alter zu bestimmen. Wir müssen auch mehr Zeit investieren und die Zusammensetzung von Whitewater Lake und des dortigen Marsbodens zu ermitteln und den Zusammenhang mit den aus dem Marsorbit ermittelten Spuren von Tonsignaturen zu verstehen. Auch die Zusammensetzung der „Newberries“ muss weiter untersucht werden, um zu verstehen, wie sie sich einstmals geformt haben.“

Derzeit befindet sich Opportunity etwa 15 Meter in südwestlicher Richtung von Whitewater Lake entfernt. Auch in diesem Bereich konnten verschiedene, mit Whitewater Lake vergleichbare Gesteinsaufschlüsse entdeckt werden, von denen einige im Verlauf der letzten Tage eingehend abgebildet, mit dem APX-Spektrometer untersucht und mit einem Gesteinsbohrer bearbeitet wurden. Die beteiligten Wissenschaftler vermuten, dass diese Gesteinsaufschlüsse zusammen mit Whitewater Lake eine ausgedehnte Schicht auf der Marsoberfläche bilden, von denen lediglich einige Teilbereiche direkt an der Oberfläche liegen. Durch die aktuell stattfindenden Untersuchungen soll die Ausdehnung dieser Gesteinsschicht näher eingegrenzt werden.

Für die jetzt anstehenden Analysen werden die an der Mission beteiligten Wissenschaftler noch einen geraumen Zeitraum benötigen. Erst nach weiteren Wochen, vielleicht sogar Monaten wird Opportunity die aus wissenschaftlicher Sicht äußerst interessante Region des Matijevic Hill verlassen und seine Fahrt in die südliche Richtung fortsetzen. Das dabei angepeilte Fern-Ziel ist ein weiterer Teilbereich des westlichen Kraterrandes des Endeavour-Kraters – das noch mehrere Kilometer entfernt liegende „Cape Tribulation“.

Neben dem technischen Zustand muss dabei jedoch immer auch ein Auge auf die aktuelle Energiesituation des ausschließlich mittels Sonnenergie betriebenen Rovers geworfen werden.

Während der letzten Wochen haben sich auf dem Mars verschiedene Staubstürme entwickelt, welche Opportunity jedoch nicht direkt getroffen haben. Trotzdem führte der dabei in Marsatmosphäre beförderte Staub zu einer deutlich erkennbaren Eintrübung der Luft und einer daraus resultierenden leichten Abnahme der zur Verfügung stehenden Energiemenge. Dies hat sich jedoch nicht negativ auf den operativen Betrieb des Rovers ausgewirkt.

„Durch den [im November 2012 aufgetretenen] Sturm [Raumfahrer.net berichtete] hat sich die atmosphärische Trübung erhöht und die Umgebung sieht jetzt ein wenig staubiger aus“, so John Callas, der Projekt-Manager der Rover-Mission. „Wir sehen jetzt etwas mehr Staub, welcher sich auf den Solarpaneelen abgelagert hat. Das gefällt mir zwar nicht, aber dies ist nun einmal die Realität, wenn man einen Rover auf dem Mars betreibt.“

Hier ein Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten Wochen. Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Wassereiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele des Rovers trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser ist dies für den Energiehaushalt des ausschließlich mittels Sonnenenergie betriebenen Rovers.

• 04.12.2012: 0,536 kWh/Tag , Tau-Wert 0,866 , Lichtdurchlässigkeit 59,90 Prozent
• 28.11.2012: 0,559 kWh/Tag , Tau-Wert 0,793 , Lichtdurchlässigkeit 60,80 Prozent
• 19.11.2012: 0,539 kWh/Tag , Tau-Wert 0,897 , Lichtdurchlässigkeit 61,20 Prozent
• 13.11.2012: 0,596 kWh/Tag , Tau-Wert 0,589 , Lichtdurchlässigkeit 60,60 Prozent
• 06.11.2012: 0,586 kWh/Tag , Tau-Wert 0,605 , Lichtdurchlässigkeit 60,40 Prozent
• 29.10.2012: 0,549 kWh/Tag , Tau-Wert 0,649 , Lichtdurchlässigkeit 60,10 Prozent
• 23.10.2012: 0,575 kWh/Tag , Tau-Wert 0,654 , Lichtdurchlässigkeit 61,90 Prozent
• 17.10.2012: 0,579 kWh/Tag , Tau-Wert 0,604 , Lichtdurchlässigkeit 62,40 Prozent
• 09.10.2012: 0,531 kWh/Tag , Tau-Wert 0,722 , Lichtdurchlässigkeit 62,90 Prozent

Das bereits zuvor erwähnte lokale Staubsturmgebiet, welches die Energiesituation des Rovers ab Mitte November 2012 leicht beeinträchtigte, hat sich in den vergangenen Wochen wieder fast vollständig aufgelöst. Trotzdem ist die Atmosphäre des Mars auch weiterhin noch über weiten Bereichen der Äquatorregion und der mittleren Breiten mit einer dünnen Staubschicht durchsetzt. Während des vergangenen Wochenendes konnten zudem mehrere kleine und regional begrenzte Sturmgebiete über der in der nördlichen Tiefebene des Mars gelegenen Region Acidalia Planitia beobachtet werden, welche sich teilweise überlagerten.
Laut dem für den Betrieb des Rovers verantwortlichen Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien befindet sich Opportunity nach wie vor in einem für sein Alter erstaunlich guten technischen Zustand. Bis zum heutigen Tag, dem Sol 3156 der Mission, hat Opportunity insgesamt rund 35.435 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei über 174.800 Bilder von der Oberfläche und der Atmosphäre des Roten Planeten aufgenommen und an sein Kontrollzentrum in Pasadena/Kalifornien übermittelt.

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

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, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Am 6. Juni 2012 überflog die Raumsonde während des Orbits Nummer 10.736 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete dabei einen Teilbereich von dessen nördlichen Randgebirges mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor mehreren Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für „Silber“ – „Argyros“ – ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese in einem Teleskop auffallend hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 40 Grad südlicher Breite und 310 Grad östlicher Länge gelegenen Bereich am nordwestlichen Rand des Argyre Planitia. In dieser Region befinden sich die Nereidum Montes, welche ein Bestandteil des Ringgebirges sind, von dem das Argyre Planitia umgeben ist. Die Nereidum Montes grenzen dabei unmittelbar an den Hauptring dieses Gebirges. Sie erstrecken sich in einem Bogen über eine Länge von etwa 1.100 Kilometer parallel zu dem Rand des Impaktbeckens. Einzelne Bergmassive erreichen dabei Höhen von drei- bis viertausend Metern. Etwa 380 Kilometer südöstlich von der abgebildeten Region befindet sich der Hooke-Krater, welcher Anfang Oktober 2012 von dem HRSC-Team vorgestellt wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Benannt wurden die Nereidum Montes von dem griechischen Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944), welcher auch unter dem Namen Eugenios Antoniadis bekannt ist und der das Gebiet mit seinem Teleskop entdeckt und anschließend beschrieben hat. Die Nereiden sind in der griechischen Mythologie Nymphen, die den Meeresgott Poseidon begleiten. Antoniadi war einer der bedeutendsten Mars-Forscher seiner Zeit. Unter anderem konnte er nachweisen, dass die von dem Astronomen Giovanni Schiaparelli entdeckten „Marskanäle“ nur eine optische Täuschung waren und folglich auch nicht von intelligenten Marsbewohnern gebaut wurden. Auch in der Gegenwart benutzen Astronomen immer noch die von ihm entwickelte Antoniadi-Skala, mit der die Sichtverhältnisse bei astronomischen Beobachtungen beschrieben werden.

Auf den heute veröffentlichten Aufnahmen lassen sich eine Vielzahl von Landschaftsformen erkennen, welche unterschiedlichen Ursprungs sind. Einige der Oberflächenformationen sind durch die erosiven Einflüsse des Windes entstanden. Andere Formationen bildeten sich durch die Bewegungen von Gletschern auf der Marsoberfläche. Ein markantes Netz von kleinen, verästelten Tälern im nördlichen (rechten) Bilddrittel der Nadir-Aufnahmen zeugt von einer früheren Interaktion der Oberfläche mit flüssigem Wasser, welches vom Rand des Argyre Planitia kommend über die Oberfläche in das Innere des Becken geflossen ist. Dieses Wasser, so die Interpretation der Wissenschaftler, könnte eventuell bereits in der Frühzeit des Mars durch Regenfälle freigesetzt worden sein. Eine andere Möglichkeit ist, dass es sich hierbei um Schmelzwasser von geschmolzenen Wassereisgletschern handelt.

Die meisten größeren Krater in der abgebildeten Region weisen nicht das für Impaktkrater eigentlich typisches schüsselförmiges Profil auf. Vielmehr sind sie bis zum Rand mit einem Material aufgefüllt, welches dabei ein auffälliges konzentrisches Oberflächenmuster aufweist. Derartige Strukturen deuten auf Gletscher hin, die von Gesteinsschutt bedeckt sind – so genannte Blockgletscher. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass auch noch in der Gegenwart Wassereis unter dieser staubtrockenen Schutt- und Gerölldecke verborgen ist, welches so vor einer Sublimation – dem direkten Übergang vom festen in den gasförmigen Zustand – geschützt ist.

Abhängig von der Dicke der bedeckenden Schicht könnte ein solcher im Untergrund gelegener Wassereisgletscher in dieser Region des Mars eine Mächtigkeit von mehreren zehn bis hin zu mehreren Hunderten von Metern aufweisen. Aus einem der abgebildeten Krater (zu erkennen am linken oberen Bildrand in der Nadir-Farbansicht) erstreckt sich eine etwa 20 Kilometer lange Gletscherzunge in die tiefer gelegenen Gebiete. Diese Zunge verfügt über fächerförmige, teils gewundene Umrisse. Diese Ablagerungen zeigen die größte Ausdehnung der Blockgletscher an.

Einen weiteren Hinweis auf einstmals oder sogar noch gegenwärtig unter der Oberfläche befindliches Wassereis bietet ein etwa zehn Kilometer durchmessender Krater, welcher am rechten (nördlichen) Bildrand der Nadir-Aufnahme zu sehen ist. Dieser Krater ist von einer deutlich erkennbaren Auswurfdecke umgeben ist. Bei dem Impakt, welcher zu der Entstehung dieses Kraters führte, wurde ursprünglich im Untergrund befindliches Wassereis aufgeschmolzen. Das durch die Einschlagsenergie freigesetzte Wasser vermischte sich mit Sand, Geröll und losem Oberflächengestein und transportierte dieses Material anschließend in die nähere Umgebung, wo es sich in Form der charakteristischen Ejektadecke ablagerte.

Die relativ glatten Ebenen stammen dagegen aus einer jüngeren Periode der Marsgeschichte, in der die Marsoberfläche nicht mehr mit Wasser interagierte. So gehört die glatte Umgebung, in die sich die Blockgletscher-Zungen erstrecken, zu den jüngsten Oberflächen in dieser Region. Durch Windverfrachtung wurden dort im Laufe der Zeit Staub und Sand abgelagert, wodurch unter anderem mehrere ausgedehnte Dünenfelder mit ihre charakteristischen Rippelmustern entstanden sind.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Nereidum Montes wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansichten 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.

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 10.736 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen der Nereidum Montes 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. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte der Region.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Planetary Society, Malin Space Science Systems, UMSF-Forum. Vertont von Peter Rittinger.

In Bezug auf den Mars hat sich das Interesse der Öffentlichkeit während der letzten Tage fast ausschließlich auf den neuesten Marsrover der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, den Rover Curiosity, gerichtet. Trotz der berechtigten Freunde über dessen erfolgreiche Landung und die ersten aus dem Gale-Krater übermittelten Bilder (Raumfahrer.net berichtete), sollte dabei allerdings nicht vergessen werden, dass sich mit dem Rover Opportunity bereits seit dem Januar 2004 ein weiterer Rover auf dem Mars befindet. Im Vorfeld der erwarteten Curiosity-Landung waren Opportunitys Aktivitäten auf dem Mars während der letzten Wochen allerdings stark eingeschränkt. Dies wird sich jedoch bereits in wenigen Stunden ändern.

Auch nach dem 1. Juli 2012, dem Sol 3.000 der Opportunity-Mission (Raumfahrer.net berichtete), wurde zunächst weiterhin die Gesteinsformation „Grasberg 1“ eingehend untersucht. Neben der Anfertigung diverser Abbildungen durch das Mikroskop des Rovers wurde dabei auch mehrfach das APXS-Spektrometer dazu verwendet, um die Zusammensetzung des Gesteins zu ermitteln. Erste Ergebnisse dieser Untersuchung deuten darauf hin, dass Grassberg deutlich weniger Schwefel enthält als das umgebende Gelände. Diese Untersuchungen dauerten bis zum 9. Juli an.

Am darauffolgenden Tag, dem Sol 3.008 der Mission, bewegte sich Opportunity zunächst um etwa 32 Meter in die östliche Richtung. Nach der Anfertigung diverser Aufnahmen der Umgebung des Rovers durch die Navigations- und Panoramakameras wurde die Fahrt zwei Tage später fortgesetzt. Das Ziel dieser Fahrt war der rund 55 Meter südlich des damaligen Standortes befindliche, nur wenige Meter durchmessende Impaktkrater „Sao Gabriel“.

Nach einer Pause von neun Tagen, welche unter anderem durch einen zwischenzeitlichen „Safe Mode“ des für die Datenübermittlung zwischen dem Rover und seinem Kontrollzentrum benötigten Marsorbiters Mars Odyssey bedingt war, erreichte Opportunity schließlich am 22. Juli 2012, dem Sol 3.019 der Mission, nach einer weiteren Fahrt über rund 42 Meter einen auffälligen Einschnitt im Gelände. Diese als „Whim Creek“ bezeichnete Geländeformation ist bereits auf den Orbitaufnahmen der an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) befindlichen HiRISE-Kamera deutlich zu erkennen.

Über die Entstehungsgeschichte dieses Einschnittes herrscht bisher unter den an der Mission beteiligten Geologen noch keine Klarheit. Allerdings ergibt sich hier eine gute Gelegenheit, um verschiedene Gesteinsschichten in einer geologischen Übergangszone zu untersuchen. Neben den Gesteinen der Meridiani-Ebene welche bereits während der letzten Jahre intensiv von dem Rover studiert wurden, können hier Gesteinsschichten analysiert werden, welche erst bei der Entstehung des etwa 3,7 bis 4,1 Milliarden Jahre alten Endeavour-Kraters freigelegt wurden. Die Randzone des Endeavour-Kraters bietet dabei – wie alle Impaktkrater – ein auf natürliche Weise entstandenes „Beobachtungsfenster“ in den Untergrund des Mars.

Zwei Tage später verließ der Rover am Sol 3.021 den Rand des Whim Creek und begab sich im Rahmen einer Fahrt über 10,52 Meter in das Innere dieses kleinen und für die an der Mission beteiligten Wissenschaftler überaus interessanten „Tals“. Um den Grund des Whim Creek zu erreichen, musste Opportunity jedoch zuerst ein Gelände passieren, welches über ein Gefälle von bis zu 23 Grad verfügte. Der Rover konnte auch diesen Bereich der Marsoberfläche erfolgreich überbrücken.

Die folgenden Tage wurden mit weiteren ausführlichen Fotoaufnahmen der Umgebung verbracht. Zudem wurden mehrere ausgewählte Gesteins- und Oberflächenformationen angesteuert und durch das Mikroskop und das APXS-Spektrometer untersucht. Aufgrund der jetzt immer näher rückenden Landung des Marsrover Curiosity und der damit verbundenen Auslastungen des Deep Space Network der NASA konnte Opportunity zwischen dem 3. und dem 10. August keine weiteren Fahrten mehr unternehmen. Die in diesem Zeitraum zur Verfügung stehenden Kommunikationskapazitäten wurden fast ausschließlich für die Landung des neuen Marsrovers und die in den folgenden Tagen notwendigen Systemchecks und Softwareupdates benötigt. Opportunity konnte deshalb lediglich die wichtigsten Telemetriewerte, aber keine umfangreicheren wissenschaftlichen Daten zur Erde übermitteln.

Diese „Zwangspause“ wurde allerdings trotzdem für weitere wissenschaftliche Untersuchungen genutzt. Noch vor dem Beginn der „heißen Phase“ der Curiosity-Landung positionierte sich Opportunity vor einer als „Rushall1“ bezeichneten Gesteinsformation. Diese Formation aus offen zutage tretenden Grundgestein wurde anschließend nach einem vorgegebenen Arbeitsplan über mehrere Tage hinweg mit dem Mikroskop und dem APXS untersucht. Zeitgleich fertigten die Kameras des Rovers ein hoch aufgelöstes Panoramabild der Umgebung an. Die dabei gewonnenen Bilder und Daten wurden zunächst im Bordcomputer des Rovers abgelegt und sollen erst jetzt Stück für Stück an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übertragen werden.

Der Rover befindet sich nach wie vor in einem guten Zustand und wird seine Fahrt sehr wahrscheinlich noch am heutigen Tag, dem Sol 3.040 der Mission fortsetzen. Der Plan sieht vor, dass sich Opportunity in dem kommenden Tagen und Wochen am östlichen Rand des Cape York in die südliche Richtung bewegen soll. Das dabei angepeilte Fern-Ziel ist ein weiterer Teilbereich des westlichen Kraterrandes des Endeavour-Kraters – das noch mehrere Kilometer entfernt liegende „Cape Tribulation“. Hier konnte eines der Instrumente an Bord des Marsorbiters MRO, das „Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars“ (CRISM), Schichtsilikate und Tonminerale identifizieren. Diese Mineralien bilden sich nur unter feuchten und warmen Umweltbedingungen, welche außerdem ph-neutrales Wasser voraussetzen.

Neben dem technischen Zustand des Rovers muss dabei jedoch immer auch ein Auge auf die aktuelle Energiesituation geworfen werden. Während der letzten Wochen traten speziell auf der südlichen Hemisphäre des Mars mehrfach kleinere, lokal begrenzte Sturmgebiete auf, welche dabei größere Mengen an Staub in die Atmosphäre befördert haben. Zwei dieser Sturmgebiete waren in der unmittelbaren Umgebung von Opportunity aktiv, was sich allerdings nur unwesentlich auf den Energiehaushalt auswirkte.

Hier ein Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten Wochen. Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Wassereiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser ist dies für den Energiehaushalt des ausschließlich mittels Sonnenenergie betriebenen Rovers.

• 07.08.2012: 0,531 kWh/Tag , Tau-Wert 0,715 , Lichtdurchlässigkeit 70,70 Prozent
• 24.07.2012: 0,547 kWh/Tag , Tau-Wert 0,642 , Lichtdurchlässigkeit 72,00 Prozent
• 12.07.2012: 0,523 kWh/Tag , Tau-Wert 0,571 , Lichtdurchlässigkeit 70,70 Prozent
• 10.07.2012: 0,559 kWh/Tag , Tau-Wert 0,443 , Lichtdurchlässigkeit 71,60 Prozent
• 03.07.2012: 0,577 kWh/Tag , Tau-Wert 0,346 , Lichtdurchlässigkeit 70,50 Prozent
• 27.06.2012: 0,559 kWh/Tag , Tau-Wert 0,330 , Lichtdurchlässigkeit 69,80 Prozent
• 20.06.2012: 0,526 kWh/Tag , Tau-Wert 0,229 , Lichtdurchlässigkeit 68,40 Prozent

Der in den letzten Wochen erfolgte Anstieg des Staubanteils in der Marsatmosphäre über dem Meridiani Planum, dem Operationsgebiet des Rovers Opportunity, führte lediglich zu einer minimalen Abnahme der täglich zur Verfügung stehenden Energiemenge. Dank der gegenwärtig am Rand des Endeavour-Kraters vorherrschenden oberflächennahen Windströmungen konnte sich zudem kein weiterer Staub auf den Solarpaneelen des Rovers ablagern.

Zwischen dem 21. Dezember 2011 und dem 8. Mai 2012 war Opportunity im Rahmen seiner Winterpause damit beschäftigt, ein hochaufgelöstes Panorama seiner Umgebung anzufertigen (Raumfahrer.net berichtete). Dieses „Greeley Panorama“, welches sich aus insgesamt 817 Einzelaufnahmen der Panoramakamera zusammensetzt, wurde bereits am 5. Juli 2012 der Öffentlichkeit präsentiert und ist in seiner vollen Auflösung (124 MB) auf dieser Internetseite des JPL in einer Falschfarben-Version abrufbar.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 3.040 der Mission, hat Opportunity insgesamt 34.639,45 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei über 170.000 Bilder von der Oberfläche und der Atmosphäre des Roten Planeten aufgenommen und an sein Kontrollzentrum in Pasadena/Kalifornien übermittelt.

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

Bereits vor mehreren Monaten führte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in der Umlaufbahn des Mars ein Orbitmanöver durch. Durch die dabei entstandene Veränderung des Orbits wird es der Raumsonde möglich sein, während der in den frühen Morgenstunden des 6. August 2012 erfolgenden Landung des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsrovers Curiosity wichtige Zustandssignale aufzufangen und diese später an die Erde zu übermitteln (Raumfahrer.net berichtete).

Unabhängig davon setzte die Raumsonde in den letzten Monaten jedoch auch ihre regulären Forschungsaktivitäten fort. Während des Marsorbits Nummer 10.602 überflog Mars Express dabei am 27. April 2012 einen Bereich der Marsoberfläche, welcher sich unmittelbar westlich der Landon Valles befindet. Bei den Landon Valles, benannt nach einem Fluss in Griechenland, handelt es sich um ein im südlichen Hochland des Mars gelegenes Talsystem, welches sich unmittelbar nordöstlich der beiden Impaktkrater Holden und Eberswalde über eine Länge von etwa 250 Kilometern ausdehnt.

Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die High Resolution Stereo Camera (HRSC), eines der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, eine Auflösung von etwa 20 Metern pro Pixel. Die so gewonnenen Aufnahmen zeigen einen Ausschnitt der Marsoberfläche, welcher sich bei 18 Grad südlicher Breite und 329 Grad östlicher Länge befindet.

Auf der nebenstehenden topografischen Übersichtskarte geht hervor, dass sich einstmals beträchtliche Wassermassen aus der südlichen Richtung kommend nach Norden ergossen haben und dabei in ein altes, mehrere hundert Kilometer durchmessendes Impaktbecken geflossen sind. Am südwestlichen Rand dieses Impaktbeckens befinden sich zwei sich teilweise überlappenden Krater – der Sigli-Krater (südlich) und der Shambe-Krater (nördlich) – welche auf den HRSC-Aufnahmen deutlich zu erkennen sind.

In der nebenstehenden Farbansicht der abgebildeten Region sind westlich (im Bild oberhalb) dieses Doppelkraters mehrere kleine Flussläufe zu erkennen, welche sich scheinbar in das Einschlagbecken erstrecken. Unmittelbar östlich (unterhalb) der beiden Krater befindet sich dagegen die Mündung der Ladon Valles in das Impaktbecken. Speziell in diesem Bereich, aber auch an vereinzelten Stellen weiter nördlich, sind helle Ablagerungen auf der Marsoberfläche erkennbar.

In hochaufgelösten Aufnahmen der Landschaft ist erkennbar, dass es sich hierbei um geschichtete Ablagerungen handelt. Erste Untersuchungen deuten darauf hin, dass es sich hierbei unter anderem um Tonminerale handelt. Das Vorhandensein dieser Minerale lässt darauf schließen, dass in dieser Region flüssiges Wasser über einen relativ langen Zeitraum auf der Marsoberfläche vorhanden war, wahrscheinlich in einem größeren stehenden Gewässer wie einem See oder einem kleinen Binnenmeer.

Im mittleren und rechten Bildausschnitt sind neben vereinzelten, kleineren Impaktkratern auch ausgedehnte, teilweise bogenförmige Bruchstrukturen zu erkennen. Diese Brüche bildeten sich vermutlich durch eine Auflast und die damit verbundene Kompaktion großer Sedimentmassen, welche im Laufe der Zeit in dem Einschlagsbecken abgelagert wurden und dadurch Spannungen in der Planetenkruste erzeugten.

Die beiden Krater Sigli und Shambe sind vermutlich durch den Doppeleinschlag eines Asteroiden, welcher beim Durchqueren der Marsoberfläche in zwei Teile zerbrach, nahezu gleichzeitig entstanden. Dieser Doppelkrater wurde ebenfalls teilweise mit Sedimentablagerungen aufgefüllt.

Im Gegensatz zu dem größeren Einschlagsbecken weisen diese beiden Krater viele Brüche auf, welche jedoch vermutlich nicht durch tektonische Spannungen in der Marskruste verursacht wurden. Das Muster der Bruchstrukturen erinnert vielmehr an ein in einem großen Umfang erfolgtes Auftreten von Trockenrisse. Diese Risse könnten somit von einst feuchten Sedimentschichten herrühren, welche im Laufe der Zeit austrockneten, dadurch bedingt ihr Volumen verringerten und Dehnungsrisse entstehen ließen.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Umgebung der Ladon Valles wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen Schrägansichten 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.

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 10.602 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Melas Dorsa 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: FU Berlin, DLR, ESA.

Die fast 500 Kilometer durchmessende Region Melas Dorsa bildet einen Teil der rund vier Millionen Quadratkilometer umfassenden Tharsis-Vulkanregion auf dem Mars. Die Melas Dorsa befinden sich im östlichen Bereich der Tharsis-Region und werden im Westen von den beiden Hochebenen Sinai Planum und Solis Planum begrenzt. Am östlichen Rand der Melas Dorsa grenzt dagegen das ebenfalls zur Tharsis-Region gehörige Thaumasia Planum. Etwa 250 Kilometer nördlich der Melas Dorsa befindet sich das Melas Chasma, welches zu der zentralen Struktur des fast 4.000 Kilometer langen und stellenweise bis zu 700 Kilometer breiten „Valles Marineris“-Grabens, des größten bekannten Grabenbruchsystems innerhalb unseres Sonnensystems, zählt.

Am 17. April 2012 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 10.532 den westlichen Bereich der Melas Dorsa und bildete das Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 18 Metern pro Pixel. Die hier zu sehenden Aufnahmen zeigen einen bei 18 Grad südlicher Breite und 288 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt dieser Region.

Auf dem nebenstehenden Farbbild fällt sofort ein etwa 16 Kilometer durchmessender, leicht elliptische Krater auf, dessen so genannte „Auswurfdecke“ eine sehr schöne Schmetterlingsform aufweist. Um eine derartig geformte Ejektadecke zu bilden, muss der zugrunde liegende Impakt eines mehrere hundert Meter durchmessenden Asteroiden oder Kometen auf der Planetenoberfläche in einem flachen Winkel erfolgt sein.

Außerdem sind sehr gut die quer durch das Bild laufenden, rückenartigen Strukturen zu erkennen. Hierbei handelt es sich um so genannte Runzelrücken (englische Bezeichnung „wrinkle ridges“). Die Runzelrücken werden in der Geologie zu den tektonischen Landschaftsformen gezählt. Sie entstehen in mächtigen Gesteinsablagerungen, welche aus den aufeinander folgenden Ablagerungen einzelnen Gesteinsschichten aufgebaut sind. Durch starken Druck, welcher durch in der Planetenkruste auftretende tektonische Spannungen aufgebaut wird, werden diese Gesteinsschichten gestaucht, wobei sich aufgrund der Verkürzung der Oberfläche die charakteristischen Rücken ausbilden.

Eine weitere interessante tektonische Erscheinung ist in der linken Bildhälfte zu erkennen. Offensichtlich erst nach der Ausbildung der Runzelrücken ereigneten sich weitere Verschiebungen in der Planetenkruste, welche dabei zu der Ausbildung mehrerer Störungen führten. Hintereinander gestaffelt durchziehen die dabei entstandenen Bruchstrukturen nahezu den gesamten linken Bereich der Aufnahme. Vergleichbare Strukturen sind auch auf der Erde bekannt und werden hier von den Geologen als so genannte „en echelon“-Verschiebungen (französich für „gestaffelte Verschiebungen“) bezeichnet.

Ein weiteres markantes Merkmal in der Aufnahme bildet ein nahezu komplett mit Sedimentablagerungen verfüllter Krater, welcher im mittleren Bereich am oberen Rand des Bildabschnittes zu erkennen ist. In seinem Inneren weist dieser Impaktkrater konzentrisch geformte Ablagerungen auf, welche den Planetologen Hinweise auf die Materialbeschaffenheit der Füllung liefern könnten.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht des Melas Dorsa wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die 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 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 10.532 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Melas Dorsa 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: JPL Photojournal.

Durch die Einschläge von Asteroiden und Kometen entstandene Impaktkrater sind auf der Oberfläche des größten der bisher 62 bekannten Saturnmonde, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, nur sehr selten anzutreffen. Im Gegensatz zu anderen Monden in unserem Sonnensystem, deren Oberflächen teilweise mit tausenden von Einschlagskratern übersät sind, konnten auf dem Titan in der Vergangenheit lediglich sieben Impaktkrater zweifelsfrei bestätigt werden.

Einer der Gründe für diesen „Krater-Mangel“ ist die dichte Atmosphäre, welche den Mond umgibt. Beim Durchqueren dieser mehrere hundert Kilometer in die Höhe ragenden Hülle aus Stickstoff, Argon und Methan zerbersten und verglühen viele der in die Atmosphäre eintretenden Objekte noch bevor sie die Oberfläche erreichen. Ein zweiter Grund ist die beständig erfolgende Erosion auf der Mondoberfläche. Durch Wind und Methanregen wird diese permanent umgeformt, was zu einer geologisch jungen Oberfläche führt. Entstandene Krater erodieren dabei in relativ kurzen Zeiträumen und werden von Sandablagerungen überdeckt.

Umso erfreuter waren die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler, als ihnen bei dem Titan-Vorbeiflug „T-77“, welcher im Rahmen des Cassini-Orbits Nummer 150 erfolgte, die Entdeckung eines achten Impaktkraters gelang (Raumfahrer.net berichtete ausführlich über den Orbit Nummer 150 der Raumsonde Cassini).
Im Rahmen dieses am 20. Juni 2011 erfolgten Titan-Vorbeifluges wurde in den zwei Stunden vor und nach der dichtesten Annäherung an den Mond das RADAR-Instrument, eines von insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord der Saturnsonde Cassini, auf den Titan ausgerichtet. Zuerst führte das Team dabei eine Scatterometrie-Beobachtung der Äquatorregion des Mondes durch. Ab einer Entfernung von rund 26.000 Kilometern benutzten die Wissenschaftler das Instrument dazu, um verschiedene Bereiche der Mondoberfläche im Synthetic Aperture Radar-Modus abzubilden.

Der dabei neu entdeckte Krater befindet sich bei etwa 12 Grad nördlicher Breite und 45 Grad westlicher Länge. Er verfügt über einen Durchmesser von rund 40 Kilometern und ist durchgehend von einer Decke aus Auswurfmaterial umgeben. Dieses Ejektamaterial, welches sich in der Radaraufnahme hell abzeichnet, erstreckt sich 15 bis 20 Kilometer über den Kraterrand hinaus in die weitere Umgebung.

Seine gut erhaltene Ejektadecke und die steil nach innen gerichteten Wände deuten auf ein in geologischen Zeiträumen betrachtet relativ junges Alter dieses Kraters hin. Auffallend ist dabei auch die Ähnlichkeit mit zwei anderen, anscheinend ebenfalls noch recht frischen Kratern – den in den Jahren 2005 und 2006 entdeckten Kratern Sinlap und Ksa. Ein Unterschied besteht dabei allerdings darin, dass Sinlap und der neu entdeckte Krater über ein flaches, strukturloses Inneres verfügen, während sich im Ksa-Krater ein deutlich erkennbarer Zentralberg erhebt.

Bei den dunklen Linien, welche besonders deutlich links des neu entdeckten Kraters erkennbar sind, handelt es sich um Sanddünen. Diese Dünen haben die Ejektadecke des Kraters bisher kaum bedeckt. Auch hierbei stellt sich ein Unterschied zu dem Ksa-Krater dar. An dessen Westseite ist bereits etwa ein Drittel der Auswurfdecke mit Sanddünen überzogen.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission für das Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, Science. Vertont von Peter Rittinger.

Bis vor kurzem waren auf der Erde lediglich 14 durch Meteoriteneinschläge entstandene Impaktkrater bekannt, welche über einen Durchmesser von weniger als 300 Metern verfügen. Im Jahr 2008 konnte diese Liste um einen weiteren Namen erweitert werden. Entdeckt wurde der neue Krater von dem Mineralogen Vincenzo de Michele, als dieser im Rahmen einer gezielten Suche mit dem Internetprogramm „Google Earth“ auf Satellitenbildern nach auffälligen Geländestrukturen Ausschau hielt. Dabei wurde er im Bereich der östlichen Uweinat-Wüste im südwestlichen Ägypten unmittelbar an der Grenze zum Sudan fündig.

De Michele kontaktierte darauf hin den Astrophysiker Dr. Mario Di Martino vom italienischen Nationalen Institut für Astrophysik (INAF). Dieser erkannte sehr schnell die wissenschaftliche Bedeutung dieses Fundes, bei dem es sich um einen der am besten erhaltenen bekannten Impaktkrater auf der Erde handelt. Der Kamil-Krater, so wurde er mittlerweile in Anlehnung an den in der Nähe gelegenen Berg Gebel Kamil genannt, verfügt über einen Durchmesser von lediglich 45 Metern. Eine gut erkennbare Ejektadecke und deutlich sichtbare, von dem Krater ausgehende Strahlen aus hellerem Gestein zeugen von einem in geologischen Zeiträumen gesehen sehr jungen Alter der Impaktformation. Würde der Krater dagegen älter sein, so wäre von ihm aufgrund der auf der Erde erfolgenden Erosion durch Wind und Wasser nichts mehr zu erkennen gewesen.

Eine eingehendere Untersuchung des Kamil-Kraters, so die Annahme, sollte deshalb allgemein wertvolle Einblicke in den Aufbau von irdischen Impaktkratern und in die bei der Entstehung dieser Krater ablaufenden Vorgänge erlauben. Ausgehend von dieser Annahme organisierte Dr. Di Martino deshalb zusammen mit dem Mineralogen Dr. Luigi Folco eine Expedition zu dem neu entdeckten Impaktkrater, deren Vorbereitung allerdings über ein Jahr Zeit in Anspruch nahm. In der Zwischenzeit wurde die Kraterregion im Jahr 2009 in Zusammenarbeit mit Telespazio, e-Geos und der italienischen Weltraumagentur ASI mit Hilfe von Satellitenbildern und hochaufgelösten Radaraufnahmen näher untersucht.

Im Februar 2010 brach schließlich eine 40-köpfige Expedition, bestehend aus italienischen und ägyptischen Wissenschaftlern sowie einheimischen Arbeitern zu dem Krater auf. Nach einer dreitägigen Reise durch die Wüste bei Temperaturen von bis zu 40 Grad Celsius konnte die Gruppe den Kamil-Krater schließlich erreichen und im Verlauf einer zweiwöchigen Feldforschung näher untersuchen. Insgesamt sammelten die Teilnehmer dabei über 1.000 Kilogramm Meteoritenfragmente für anschließende Laboruntersuchungen. Die Ergebnisse der Analysen wurden am 13. August 2010 in der Fachzeitschrift „Science“ publiziert und am 23. September 2010 im Rahmen eines öffentlichen Vortrages auf dem diesjährigen European Planetary and Science Congress (EPSC 2010) in Rom vorgestellt.

Der schüsselförmige Krater weist demzufolge einen Durchmesser von 45 Metern auf und ist in Sandstein eingebettet, wobei sich der bei dem Impakt aufgeworfene Wall bis zu drei Meter über die Umgebung erhebt. Die ursprüngliche Tiefe des Kraters beträgt etwa 16 Meter. Allerdings wurden bereits etwa sechs Meter infolge äolischer Prozesse mit Sand aufgefüllt. Insgesamt konnten im Rahmen einer systematischen Suche innerhalb und in unmittelbarer Umgebung des Kraters 5.178 Fragmente des Meteoriten identifiziert werden, welche über eine Gesamtmasse von etwa 1,71 Tonnen verfügen. Alle aufgefundenen Fragmente weisen dabei ein Gewicht von jeweils weniger als 34 Kilogramm auf. Lediglich ein einzelnes schwereres Bruchstück mit einem Gewicht von 84 Kilogramm wurde etwa 200 Meter von dem Krater entfernt aufgefunden.

Außerdem wurden im Rahmen der Forschungen seismische, geologische und topografische Untersuchungen der Umgebung des Impaktkraters durchgeführt. Mit Hilfe eines Bodenradars wurden so zum Beispiel dreidimensionale Geländemodelle angefertigt. Geomagnetische Analysen im Umkreis von 250 Metern um den Krater führten zu dem Schluss, dass in der Umgebung keine größeren magnetischen Anomalien auftreten. Deshalb sind sich die Forscher sicher, dass keine größeren Splitter des Meteoriten unter der Oberfläche verborgen sind. Diese Verteilung und das Gewicht der einzelnen aufgefundenen Fragmente, so die Wissenschaftler, zeugt davon, dass der Meteorit den Flug durch die Erdatmosphäre nahezu unbeschadet überstanden hat und erst bei dem Aufprall auf die Erdoberfläche, welcher mit Überschallgeschwindigkeit erfolgte, schrapnellartig zerplatze.

Durch eine Analyse der chemischen und mineralogischen Zusammensetzung des gefundenen Materials konnte der für die Entstehung des Kraters verantwortliche Meteorit der Klasse der nickelreichen Ataxite zugeordnet werden, wobei der Nickelanteil in diesem Fall bei einem Wert von 19,8 Prozent liegt. Anhand dieser morphometrischen Parameter und in Übereinstimmung mit Modellrechnungen kommt das Wissenschaftlerteam zu dem Ergebnis, dass der Meteorit zum Zeitpunkt des Einschlags über einen Durchmesser von etwa 1,3 Meter und eine Masse von etwa fünf bis 10 Tonnen verfügt haben muss und mit einer Geschwindigkeit von bis zu 3,5 Kilometern pro Sekunde auf der Erdoberfläche aufschlug. Vor dem Eintritt in die Erdatmosphäre dürfte der Meteoroid dagegen über eine Masse von etwa 10 bis maximal 40 Tonnen verfügt haben. Zudem fanden die Wissenschaftler in und unmittelbar neben dem Krater größere Mengen an zentimetergroßen Impaktschmelzen aus Sandstein, welche durch die beim Einschlag aufgetretenen Stoßwellen erzeugt wurden. Hieraus lässt sich auf einen auftretenden Druck von über 60 Gigapascal schließen.

Aufgrund der Verwitterung des Kraters können die Wissenschaftler auch erste Aussagen über dessen vermutliches Alter tätigen. „Wir untersuchen immer noch die geochronologische Geschichte der Einschlagstelle, aber der Krater ist eindeutig jünger als zehntausend Jahre – eventuell sogar jünger als lediglich ein paar tausend Jahre“, so Dr. Folco. „Der Einschlag wurde deshalb sogar eventuell von Menschen beobachtet, welche damals in dieser Gegend gewohnt haben.“ Neben Geologen und Astrophysikern werden aus diesem Grund auch Archäologen mit in die Untersuchung der Umgebung der Impaktstelle einbezogen. Vielleicht, so die Vermutung der Wissenschaftler, wurde das Impaktereignis von eventuellen Beobachtern in Steinzeichnungen verewigt.

Das Besondere an dem Kamil-Krater ist jedoch, dass er trotz der vergleichsweise geringen Masse des zugrunde liegenden Meteoriten überhaupt existiert. Da es sich bei dem Meteoriten um einem kompakten Körper aus Eisen und Nickel handelte, wurde er durch die Erdatmosphäre kaum abgebremst, sondern traf vielmehr fast mit seiner ursprünglichen Geschwindigkeit und in einem Stück auf die Erdoberfläche. Nur so lässt es sich erklären, dass ein so relativ leichtes Objekt überhaupt zur Entstehung eines Impaktkraters mit der Bildung von Impaktschmelze geführt haben kann. Bisher ging man davon aus, dass Meteorite eine deutlich höhere Ausgangsmasse benötigen, um die thermischen und mechanischen Belastungen beim Durchqueren der Erdatmosphäre zu überstehen. „Dies demonstriert, dass Eisenmeteorite mit einer Masse von etwa 10 Tonnen nicht zwingend in der Atmosphäre zerbrechen müssen, sondern vielmehr beim Aufprall auf die Erdoberfläche explodieren und dabei einen Krater erzeugen können“, so Dr. Detlef Koschny von der ESA.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA, New Scientist.

Neue Aufnahmen der NASA-Sonde Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) zeigen Spuren rollender Gesteinsschollen am Rand des Ziolkowski-Kraters. Die Spuren bis zu 40 Meter großer Brocken weisen geradlinig in eine Richtung und sind ein Zeichen aktiver Oberflächenprozesse auf dem Mond. Gesteinsbrocken dieser Größe würden auf der Erde 20.000 Tonnen und mehr wiegen, bringen auf dem Mond aber nur knapp 2.500 Tonnen auf die Waage.

Der 185 Kilometer große Krater Ziolkowski, benannt nach dem russischen Wissenschaftler und Vordenker der modernen Raumfahrt Konstantin Ziolkowski (1857-1935) liegt auf der Mondrückseite und ist dort eines der auffälligsten Oberflächenmerkmale. Der Kraterrand, bestehend aus hellem Auswurfmaterial eines Impakts, begrenzt den Innenbereich, der aus dunklem Basalt besteht und damit eine ähnliche Zusammensetzung wie die großen Maria (singular: Maar), die wir so gut von der erdzugewandten Seite kennen. Gekrönt wird Ziolkowski von einem zentralen Hügel, der aus hellem Rückwurfmaterial während des Einschlags entstand und der wie ein Sahnehäubchen hervorsticht.

Interessant ist der Fund aus mehreren Gründen. Zwar sind steile Hänge, wie sie bei Impaktkratern gewöhnlich vorkommen, prädestiniert für Hangrutschbewegungen. Dass dabei so große Objekte in Bewegung kommen, konnte bisher kaum beobachtet werden. Daneben widerlegt die Aufnahme die Faustregel, wonach jüngere Oberflächen auf erosionsarmen Himmelskörpern wie Mond und Mars weniger Krater aufweisen als ältere. Hier weist das jüngste Oberflächenphänomen – das Maar im Kraterinnern – mehr Spuren kosmischer Einschläge auf als die Kraterwände. Diese entstanden aber schon vor dem Maar.

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

Das Ma’adin Vallis befindet sich etwa auf halbem Weg zwischen der Tharsis-Vulkanregion und dem Hellas-Impaktbecken. Nach dem weitaus bekannteren Valles Marineris ist es einer der größten Canyons auf dem Mars. Das Ma’adin Vallis hat seinen Ursprung im südlichen Marshochland nahe am Übergang zur nördlichen Tiefebene und erstreckt sich von dort aus über eine Länge von etwa 600 Kilometern nach Norden, wo es schließlich in der Nähe des Marsäquators in den 166 Kilometer durchmessenden Gusev-Krater mündet. Der Canyon erreicht eine Breite von bis zu 20 Kilometern und schneidet sich bis zu zwei Kilometer tief in die Marsoberfläche ein. Morphologisch weist er die Charakteristiken eines irdischen Flussbetts auf.

Am 24. Dezember 2008 nahm die hochauflösende Stereokamera an Bord des ESA-Orbiters Mars Express einen etwa 138 Kilometer mal 70 Kilometer messenden Bereich unmittelbar südöstlich des Ma’adin Vallis auf. Dabei erreichte man aus einer Orbit-Höhe von 325 Kilometern eine Auflösung von bis zu etwa 15 Metern pro Pixel. Dieses Gebiet ist von ausgedehnten erstarrten Lavaströmen gekennzeichnet.

Etwa in der Mitte des Fotos ist entlang einer deutlich sichtbaren Grenze der Übergang von dunklem Material in der obere Bildhälfte zu hellem Material erkennbar. Bei dem dunklen Material handelt es sich um die vordere Fließfront eines Lavastroms aus Basaltgestein. Basaltgestein ist ein typisches, auch auf der Erde häufig vorkommendes Vulkangestein mit einem hohen Anteil an Eisen und Magnesium. Es entsteht durch das relativ schnelle Erstarren von dünnflüssigem und kieselsäurearmem Magma nach dem Austritt an die Marsoberfläche. Ausströmende Lava kann auch auf der Erde sehr große Flächen überfluten. So bedeckt zum Beispiel der Dekkan-Trapp im westlichen Indien eine Fläche von etwa 500.000 Quadratkilometern, was in etwa der Größe Spaniens entspricht.

Nach Osten hin (im Bild unten) wird diese Fließfront von sogenannten „Runzelrücken“ begrenzt, welche über eine Länge von mehreren Kilometern eine Geländestufe ausbilden und sich dabei in Höhen von bis zu mehreren 100 Metern erheben. Diese im Englischen „wrinkle ridges“ genannten geologischen Formationen entstehen sehr wahrscheinlich durch vulkanisch-tektonische Prozesse, sobald vulkanische Ablagerungen infolge von tektonischen Druckspannungen komprimiert und übereinandergeschoben werden.

Etwas rechts der Bildmitte ist ein etwa 20 Kilometer durchmessender Impaktkrater zu erkennen. Da dieser zu einem Großteil mit Lava aufgefüllt ist, muss er bereits vor dem Einsetzten des Lavastroms entstanden sein. Später bildete sich dann durch einen weiteren Einschlag ein kleinerer, etwa sieben Kilometer durchmessender Krater. Dieser jüngere Krater zeigt eine gut erkennbare Auswurfdecke, welche möglicherweise durch wasserhaltiges Material gebildet wurde. Dies würde die ungewöhnliche Form der Ablagerungen erklären.

Durch die Bildmitte verläuft von unten nach oben, also in Ost-West-Richtung, eine insgesamt mehr als 200 Kilometer lange Störungszone. Die Ursache für deren Entstehung ist bisher noch nicht bekannt. Möglicherweise handelt es sich aber um einen Grabenbruch, welcher im Zusammenhang mit der Aufwölbung der etwa 3.800 Kilometer entfernten Tharsis-Vulkanregion entstanden ist. Durch die Aufwölbung der dortigen Vulkane kam es zu großen Spannungen in der Kruste des Mars, welche durch die Ausbildung von Grabenbrüchen an der Planetenoberfläche abgebaut wurden.

Anhand der farbcodierten Skalierung ist ersichtlich, dass die maximalen Höhenunterschiede der abgebildeten Region über 2.000 Meter betragen. Am höchsten ragen die langgezogenen Bergketten am unteren Bildrand über die Umgebung auf. Den Großteil des Bildes nimmt die von vulkanischer Lava bedeckte Ebene ein. Die tiefsten Formationen des Bildes stellen mehrere Impaktkrater dar, welche sich erst nach dem Ende des Lavaflusses gebildet haben können und etwa 500 bis 700 Meter tief sind.

Raumcon:

• Mars-Express-Thread (seit Februar 2006)
• Planet Mars

Der Beitrag Mars Express und das Ma’adin Vallis erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: New Scientist, SpaceflightNow.

Messenger hat aufgrund der schwierigen Aufgabe, in den Orbit eines kleinen Planeten in der Nähe der Sonne einzuschwenken, eine komplizierte Bahn. Diese führt ihn dreimal am Merkur vorbei. Dabei nutzt man dessen relativ geringe Schwerkraft für Bremsmanöver: kurzer Anflug und langer Abflug in Umlaufrichtung des Planeten. So wirkt dessen Gravitation insgesamt bremsend.

Der zweite Flyby fand am 6. Oktober vergangenen Jahres statt. Dabei wurden innerhalb kurzer Zeit bei einer Geschwindigkeit von 24.000 km/h und einem minimalen Abstand von etwa 200 Kilometern rund 1.200 Bilder der Merkuroberfläche gemacht und zur Erde übertragen. Deren Auswertung dauert gegenwärtig noch an.

Vor etwa 3,9 Milliarden Jahren schlug ein größerer Himmelskörper auf dem Merkur ein und brach die Kruste weiträumig auf, das Rembrand-Becken mit einem Durchmesser von etwa 700 Kilometern entstand. Dabei stieg Magma auf und füllte den Einschlagskrater weitgehend auf. Damit kann das nun entdeckte Muster allerdings nicht erklärt werden.

„Das Bizarre daran ist, diese Merkmale liegen nebeneinander. Wir haben noch nie etwas vergleichbares gesehen, nicht in Caloris, nirgendwo“, sagte Thomas Watters vom Smithsonian-Institut in Washington D.C. (USA) gegenüber dem New Scientist.

Dabei bezieht er sich darauf, dass die Mulden und Höhenzüge parallel zueinander liegen und nicht wie im Caloris-Becken, das beim ersten Vorbeiflug Messengers am Merkur im Januar 2008 fotografiert wurde, sternförmig vom Zentrum auseinanderlaufen.

Bisherige Planetenmodelle können eine derartige parallele Formation noch nicht erklären. Am ehesten kann man sich mehrmaliges Austreten vulkanischen Materials als Ursache vorstellen. Dazu sind aber weitere Untersuchungen erforderlich. Messenger überfliegt Merkur ein drittes Mal am 29. September 2009 und soll am 18. März 2011 bei seiner vierten Annäherung mit Hilfe seines Antriebes so weit abgebremst werden, dass er in eine Umlaufbahn um den kleinsten Planeten unseres Sonnensystems einschwenkt. Hier soll er mindestens ein Jahr lang Fotos und weitere Messergebnisse aus nächster Nähe liefern.

Unterdessen hat ein anderes Forscherteam ein weiteres großes Einschlagsbassin identifiziert und über eine Falschfarbenkomposition aller 11 Kanäle der Kamera an Bord der Raumsonde besondere Merkmale außergewöhnlich deutlich hervorgehoben.

Raumcon:

• Messenger-Thread

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL.

„Es ist schon aufregend, dieses Ziel zu sehen, obwohl wir natürlich nicht sicher sein können, dass wir es auch erreichen werden“, so John Callas, der für die beiden Rover zuständige Projektmanager am Jet Propulsion Laboratory der NASA in Pasadena/Kalifornien. Steve Squyres von der Cornell University, der für die wissenschaftlichen Instrumente Verantwortliche, meint dazu: „Wir können jetzt unser Ziel am Horizont erblicken. Es ist weit entfernt, aber wir freuen uns darauf, es größer und größer werden zu sehen, während wir uns Endeavour noch weiter nähern. Wir hatten eine ähnliche Erfahrung bereits zu Beginn der Mission, als Spirit sich den Columbia Hills näherte und diese Berge auf den Bildern immer größer wurden.“

Seit dem Verlassen des Viktoria-Kraters und dem Beginn der Fahrt zum südöstlich gelegenen Endeavour-Krater hat Opportunity mittlerweile 3,2 Kilometer zurückgelegt. Allerdings kann man die Fahrt nicht auf dem direktem Weg zum Endeavour-Krater bewältigen, da diese Strecke auf einem Teilstück durch Sanddünen blockiert ist, welche sich anscheinend aus einem Material mit sehr lockerer Konsistenz zusammensetzten. Der Rover würde dort Gefahr laufen, in diesem Untergrund stecken zu bleiben, vergleichbar mit der Situation in der sogenannten Purgatory-Düne im Jahr 2005. Damals fuhr Opportunity sich in einer etwa 35 Zentimeter hohen Düne fest und konnte erst nach fünf Wochen aus dieser gefährlichen Situation befreit werden.

Aus diesem Grund bewegt sich Opportunity momentan in südwestliche Richtung. Nach weiteren etwa zwei bis drei Kilometern soll der Rover dann einen Schwenk nach Osten durchführen und den Endeavour-Krater direkt ansteuern. „Wenn wir das jetzige Tempo beibehalten können, so werden wir für den Rest der Strecke noch mehr als ein Marsjahr brauchen.“, so John Callas. Dies würde knappen zwei Erdjahren entsprechen.

Unterstützung erhält Opportunity während seiner Fahrt übrigens auch aus dem Marsorbit. So gelang es der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter am 29. Januar 2009, den Rover aus einer Höhe von 276 Kilometern abzubilden. Die hochauflösende HiRISE-Kamera des MRO war dabei sogar in der Lage, Opportunitys Radspuren aufzulösen. Solche Bilder der amerikanischen Marssonden werden von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern und Ingenieuren dazu verwendet, eine möglichst sichere Fahrtroute für die beiden Rover festzulegen.

Momentan hat Opportunity seine Fahrt allerdings erst einmal unterbrochen. Der Rover befindet sich in unmittelbarer Nähe zu einem etwa sechs Meter durchmessenden Impaktkrater. Aufgrund des sehr deutlich sichtbaren und noch nicht vom Sand bedeckten Auswurfmaterials kann man schlussfolgern, dass es sich bei dieser als Resolution-Krater benannten Struktur um einen sehr jungen Krater handeln muss. Im Laufe der zurückliegenden Woche wurde das frei zutage tretende Grundgestein am Rand von Resolution mit dem Mikroskop-Imager, einem der Instrumente des Rovers, untersucht. In den nächsten Tagen sollen weitere Untersuchungen mit den zwei Spektrometern folgen. „Wir halten auf unserem Weg in regelmäßigen Abständen immer wieder einmal an, um die Umgebung genauer zu analysieren. Das ist ein Teil unserer systematischen Untersuchungen“, so Steve Squyres. Auf diese Weise kann man erkennen, ob und wie sich die chemische und mineralogische Zusammensetzung von Gesteinen und Böden ändert.

Des weiteren erhofft sich das Rover-Team, dass sich durch diese Unterbrechung der Fahrt ein Problem mit einem der Räder des Rovers verbessern lässt. Seit dem 12. Februar 2009 (Sol 1.797 der Mission) verbraucht das rechte Vorderrad Opportunitys nämlich etwa doppelt soviel Strom wie die restlichen fünf Räder des Rovers. Als Grund hierfür vermutet man am JPL eine unzureichende Schmierung des betreffenden Radgetriebes. Ein ähnliches Problem bei dem Marsrover Spirit, dem „Zwilling“ von Opportunity auf der anderen Seite des Mars, kündigte bereits 2004 den kompletten Ausfall dessen Rades an, welcher dann 2006 tatsächlich erfolgte. Um dem bei Opportunity vorzubeugen und die Schmierung des Rades mittels Absenkung des Reibungswiederstandes zu optimieren, bewegte der Rover sich deshalb in den letzten Wochen fast ausschließlich im Rückwärtsgang vorwärts. Durch die momentane Pause erhält das Missionsteam zusätzliche Zeit, um diese Situation weiter zu analysieren.

Außerdem trat am 7. März 2009 ein Konflikt zwischen den übermittelten Kommandos des JPL und internen Testroutinen des Rovers auf, welche für eine autonome Fahrt Opportunitys benötigt werden. Der genaue Grund hierfür ist noch nicht bekannt. Deshalb muss dieses weitere Problem vor einer Fortsetzung der Fahrt erst einmal genauer analysiert werden.

Opportunity landete am 25. Februar 2004 im Meridiani Planum auf dem Mars. Die Zielsetzung der NASA bestand ursprünglich darin, innerhalb einer auf 90 Tage ausgelegten Mission etwa 600 Meter auf der Marsoberfläche zurückzulegen. In den nächsten Tagen wird der Rover stattdessen nach mittlerweile über fünf Jahren Missionsdauer die 15-Kilometer-Marke überschreiten. Momentan generiert Opportunity mit Hilfe seiner Solarpaneele täglich etwa 454 Wattstunden Energie (0,454 kWh). Dieser Rückgang, vor fünf Wochen wurde noch ein täglicher Wert von 0,567 kWh erreicht, resultiert aus einer momentan stattfindenden Zunahme des Staubanteils in der Marsatmosphäre. Dies ist allerdings noch nicht weiter bedenklich, da der Rover für den Betrieb seiner überlebensnotwendigen Systeme und die tägliche Kommunikation mit dem Deep Space Network der NASA täglich lediglich etwa 180 Wattstunden Energie benötigt.

Verwandte Website:

• Fünf Jahre Opportunity

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Autor: Ralph-Mirko Richter

Primäres Ziel dieser beiden baugleichen Rover sollte die Suche nach Anzeichen für ein früheres Vorhandensein von Wasser sein. Insbesondere sollte die Zusammensetzung und Verteilung von Mineralien, Böden und Gesteinen in der unmittelbaren Umgebung der Landestellen untersucht werden. Was anfangs als eine Mission von 90 Tagen Dauer geplant war, entwickelte sich im Laufe der Jahre zu einer nahezu unvergleichlichen Erfolgsstory.

Nach seinem Start am 7. Juli 2003 landete Opportunity, so der Name des zweiten Rovers, nach einem fast siebenmonatigem Flug am 25. Januar 2004 – heute vor 5 Jahren – kurz nach 6 Uhr MEZ erfolgreich in seinem avisierten Landegebiet. Dazu auserkoren hatte man die ausgedehnte Hochebene Meridiani Planum in der Nähe des Marsäquators. Ausschlaggebend für die Auswahl dieses Landeplatzes war der bereits früher bei spektroskopischen Untersuchungen aus dem Orbit heraus erfolgte Nachweis von vulkanischem Basaltgestein und großen Hämatitvorkommen. Dieses Mineral bildet sich auf der Erde in heißen Quellen oder stehenden Gewässern und gilt daher als Indikator für frühere Wasservorkommen auf dem Mars.

Kurz vor dem Erreichen der Oberfläche entfalteten sich die Airbags der Landesonde und nach dem Aufsetzen hüpfte diese noch mehrmals über das Gelände, bevor sie in einem kleinen Krater zum Stillstand kam. Nach dem Entfalten der Landeplattform wurden bereits wenige Stunden später erste Telemetriedaten und Bilder an das Missionskontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Darauf zeigte sich eine surreale Landschaft in ungewöhnlich dunklen Farben, wie sie an allen bisherigen Landeplätzen auf dem Mars noch nie zuvor beobachtet werden konnte. Am meisten erfreut waren die an dem Projekt beteiligten Wissenschaftler jedoch als sich herausstellte, dass Opportunity in einem flachen und etwa 22 Meter durchmessenden Impaktkrater gelandet war. In nur wenigen Metern Entfernung erkannte man in den Felsen auftretende Schichtungen des Gesteines, welche entweder durch Ablagerungen von vulkanischer Asche oder mittels Bodenerosion durch Wind bzw. Wasser entstanden sein mussten. So wurde ein unerwarteter Einblick in den Aufbau des unter der Oberfläche gelegenen Grundgesteines möglich.

Eine Woche später, am 31. Januar, verließ Opportunity die Landeplattform und begann seine direkten wissenschaftlichen Untersuchungen. Bereits innerhalb weniger Tage gelang es dabei, in kleinen, kieselähnlich geformten Steinen, sogenannten Blueberries, große Mengen an Hämatit nachzuweisen. Des Weiteren entdeckte man in der Folgezeit Olivin und hohe Konzentrationen von Schwefel. Auch Brom, Zink, Magnesiumsulfate und Jarosit konnten nachgewiesen werden. Damit schien bereits nach wenigen Wochen das Hauptziel der Mission, nämlich die Klärung der Frage, ob es auf dem Mars jemals flüssiges Wasser gegeben haben könnte, beantwortet zu sein. Auf der Erde entstehen Gesteine mit einer hohen Konzentration darin enthaltener Salze nämlich, indem sie während der Bildungsphase lange Zeit dem Einfluss von Wasser ausgesetzt sind. In den Gesteinsschichten auftretende Hohlräume, so die Interpretation der Geologen, könnten dabei durch flüssiges Wasser gebildet worden sein. Mittlerweile ist man davon überzeugt, dass es sich bei der Region des „Eagle-Kraters“, so sein jetziger Name, um die ehemalige Küstenlinie eines Salzsees handelt.

Dies war jedoch keinesfalls der Grund dafür, dass Opportunity sich Anfang März auch der „Amateurastronomie“ zuwandte. Bei der Bestimmung der orbitalen Bahndaten der beiden Marsmonde Phobos und Deimos standen die Astronomen bisher vielmehr vor dem Problem, dass ihnen keine exakten Messdaten zur Verfügung standen. Das Rover-Team, welches für die Bedienung der Panoramakamera zuständig ist, brachte deshalb den Vorschlag ein, die beiden Monde bei passenden Gelegenheiten zu beobachten. Am 4. April 2004 verfolgte man auf diese Weise einen Transit des Mondes Deimos vor der Sonne, am 7. April einen weiteren des Phobos. Dies waren allerdings nicht die einzigen Gelegenheiten, bei denen man astronomisch aktiv wurde. Die Marsmonde blieben auch weiterhin im Fokus fotografischer Beobachtungen. So ist es zum Beispiel mit geeigneten Farbfiltern möglich, Rückschlüsse über deren Oberflächenzusammensetzung zu gewinnen. Mehrfach wurden auch Sterne mit bekannten Helligkeiten abgebildet, um so die Dichte von Wolken und Staub in der Marsatmosphäre zu ermitteln. Langzeitaufnahmen des Nachthimmels zeigen eine große Anzahl von Bildfehlern und künstlichen Streifen, die sehr wahrscheinlich durch die kosmische Strahlung hervorgerufen werden. Diese trifft die Oberfläche des Mars´ viel intensiver als die der Erde, da der Mars nicht durch ein ihn abschirmendes Magnetfeld umgeben ist. Dr. Jim Bell, der Leiter der Gruppe, sagte dazu : „Wir werden noch lange brauchen, um diese Aufnahmen wissenschaftlich auszuwerten. Doch schon jetzt haben sie uns eine Ahnung davon vermittelt, welch überwältigender Anblick auf die künftigen Marsastronauten wartet.“ Allerdings werden solche energieintensiven nächtlichen Aktivitäten nur dann ausgeführt, wenn die Batterien des Rovers zur Gänze gefüllt sind.

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Konstruktion und Bau der Rover

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: New Scientist.

Der Mond rotiert gebunden, das bedeutet, er wendet uns immer dieselbe Seite zu. Ein Umlauf des Mondes dauert genauso lange, wie eine Drehung um seine Achse. Deshalb waren die ersten Bilder der Mondrückseite 1959 eine kleine Sensation.

Mark Wieczorek und Matthieu Le Feuvre vom Institut für Physik der Erde in Paris (Frankreich) studierten Alter und Verteilung von 46 bekannten Kratern, die durch Einschläge von Asteroiden entstanden sind. Frühere Computersimulationen hatten ergeben, dass auf der in Umlaufrichtung vorn liegenden Seite des Mondes, von uns aus gesehen die westliche Halbkugel, etwa 30% mehr Einschläge auftreten müssten, als auf der „im Windschatten“ liegenden östlichen Hemisphäre. Beim Auto ist das ähnlich. Die Frontscheibe, die in Fahrtrichtung zeigt, bekommt pro Flächeneinheit mehr Regentropfen ab, als die Heckscheibe.

Bei ihrer Kraterzählung und Altersbestimmung fanden Wieczorek und Le Feuvre allerdings heraus, dass für ältere Einschläge genau das Gegenteil der Fall ist. Sie schlussfolgern daraus, dass der Mond einst um etwa 180 Grad gedreht wurde und jetzt sozusagen rückwärts fliegt. Verursacht wurde die Kehrtwendung wohl durch einen mächtigen Einschlag, der schon 3,9 Milliarden Jahre zurück liegt. Dadurch rotierte der Mond einige zehntausend Jahre schneller oder langsamer und kam in etwa der umgekehrten Lage wieder zur gebundenen Rotation zurück.

Raumcon:

• Mond-Thread ab Meldung

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