Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: University of Arizona, JPL.

Bereits seit dem März 2006 umkreist die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene und mit sechs wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattete Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (kurz „MRO“) den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten.

Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht dabei mit ihren Aufnahmen unter optimalen Bedingungen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Eine zweite Kamera an Bord des Orbiters, die CTX-Kamera, erreicht zwar lediglich eine Auflösung von etwa sechs Metern pro Pixel. Durch das bei den CTX-Aufnahmen erreichte größere Gesichtsfeld kann das durch die HiRISE abgebildete Gebiet jedoch in einen räumlich weiter ausgedehnten Kontext versetzt werden.

Im Rahmen ihrer Aktivitäten bilden diese beiden Kameras bei passenden Gelegenheiten auch immer wieder die gleichen Abschnitte der Marsoberfläche ab und dokumentieren dabei Veränderungen, welche sich dort erst in jüngster Vergangenheit ergeben haben. Durch den Vergleich mit älteren Aufnahmen zeigte sich dabei mehrfach, dass der Mars im geologischen Sinn keinesfalls eine „tote Welt“ ist, sondern dass die Oberfläche unseres Nachbarplaneten einem permanent ablaufenden Veränderungsprozess unterliegt. Durch aeolische Prozesse herbeigeführte Veränderungen von Sanddünen, der Wechsel der Jahreszeiten und immer wieder erfolgende Meteoriteneinschläge führen auch in der Gegenwart dazu, dass die Marsoberfläche immer wieder neu gestaltet wird.

Eine neue Hangrinne
Erst kürzlich konnten die Marsforscher bei der Auswertung der Aufnahmen des MRO eine erst in der jüngeren Vergangenheit neu entstandene Struktur entdecken. Bei dem Vergleich von zwei Aufnahmen, welche die HiRISE-Kamera am 5. November 2010 und am 25. Mai 2013 angefertigt hat, entdeckten die für die Bildanalyse verantwortlichen Wissenschaftler an der Innenwand eines in der Region Terra Sirenum gelegenen Impaktkraters eine neu entstandene Hangrinne. Derartige rinnenartige Landschaftsformen – auch unter der englischen Bezeichnung „gullies“ bekannt – finden sich in vielen Kratern in den mittleren Breitengraden und auf den südlichen Hochländern des Mars.

Im Jahr 2006 konnten die Marsforscher bei der Auswertung von Aufnahmen des mittlerweile nicht mehr aktiven Marsorbiters Mars Global Surveyor (MGS) auch erstmals erst kürzlich erfolgte Veränderungen an diesen Hangrinnen beobachten. Daraufhin erhielt das Studium dieser Landschaftsformen durch die HiRISE-Kamera oberste Priorität, denn es ist bis heute nicht vollständig geklärt, welche Prozesse zu der Bildung dieser Hangrinnen führen. Neben dem Abgang von Staublawinen wird dabei auch immer wieder die These ins Feld geführt, dass hierfür aus unterirdischen Reservoirs austretendes flüssiges Wasser verantwortlich sein könnte.

Erst in der jüngeren Vergangenheit erfolgte Rinnenbildungen, so die Ergebnisse der bisherigen Auswertungen der Orbiteraufnahmen, scheinen allerdings in erster Linie während des Winters und im Vorfrühling zu erfolgen. Dies legt jedoch nahe, dass nicht flüssiges Wasser sondern vielmehr sublimierendes Trockeneis der Auslöser für die Entstehung der Rinnen ist.

Aufgrund der während der Wintermonate auf dem Mars herrschenden niedrigen Lufttemperaturen von bis zu minus 130 Grad Celsius friert das in der Marsatmosphäre befindliche Kohlenstoffdioxid in einem großen Umfang aus der Atmosphäre aus und lagert sich in Form von Trockeneis auf der Planetenoberfläche ab. Mit dem einsetzenden Frühling erhöht sich die Lufttemperatur wieder und das zuvor im festen Zustand abgelagerte Kohlendioxid geht – bedingt durch diesen Temperaturanstieg – wieder in den gasförmigen Zustand über. Im Rahmen dieses Prozesses, so die Vermutung der Wissenschaftler, destabilisiert sich der an den Innenwänden der Krater abgelagerte Sand. Dies führt zu Lawinenabgängen, in deren Rahmen sich die neuen Hangrinnen bilden.

Bei der jetzt neu entdeckten Hangrinne scheint das Material, welches an der Kraterwand abgerutscht ist, aus einer bereits vorher vorhandenen Rinne ausgebrochen zu sein und hat dabei eine neue Rinne geformt. Da zwischen den beiden Aufnahmen mehr als ein volles Marsjahr vergangen ist, lässt sich die Jahreszeit, in welcher die neue Rinne gebildet hat, leider nicht ermitteln.

Weitere mit dieser neuen Hangrinne in Zusammenhang stehende Bildprodukte finden Sie hier. Neben dieser Aufnahme der HiRISE-Kamera sind auf den Internetseiten der University of Arizona derzeit mehr als 32.100 weitere HiRISE-Aufnahmen einsehbar.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Schockwellen lösen Staublawinen auf dem Mars aus (16. Dezember 2011)
• MRO untersucht Rinnen an Kraterhängen (1. Oktober 2007)
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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013.

Die Raumsonde DAWN startete am 27. September 2007 und schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein. Bis zum September 2012 wurde dieser drittgrößte Körper im Haupt-Asteroidengürtel des Sonnensystems mit drei wissenschaftlichen Instrumenten, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht.

Hangrinnen auf Vesta
Bei der Durchsicht der über 28.000 Aufnahmen, welche die Framing Camera von der Asteroidenoberfläche anfertigte, entdeckten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler an den Innenseiten mehrerer geologisch noch relativ junger Krater zwei verschiedene Arten sogenannter Hangrinnen (engl. Bezeichnung „gullies“).

Bei insgesamt 48 Kratern verlaufen diese Rinnen relativ geradlinig vom oberen Rand des Kraters zu dessen unteren Bereichen. Laut den an der Auswertung dieser Aufnahmen beteiligten Wissenschaftlern lassen sich diese auch als „L-Typ-Rinnen“ bezeichneten Hangrinnen relativ einfach durch den Fluss von trockenem Material wie etwa Sand, Staub oder Regolith erklären, welches durch Erschütterungen losgelöst wurde und sich anschließend wie eine Lawine an der Kraterwand in die Tiefe ergoss. Die Prozesse, welche zur Bildung dieser L-Typ-Rinnen führen, sind mittlerweile gut untersucht. Ähnliche Formationen sind zum Beispiel vom Erdmond oder anderen Asteroiden her bekannt und wurden im Vorfeld der Mission auch bei Vesta erwartet.

Deutlich rätselhafter präsentiert sich dagegen der zweite Hangrinnen-Typ („C-Typ“), welcher bei 11 Kratern beobachtet wurde, die sich wiederum in zwei Bereichen auf der Vesta-Oberfläche konzentrieren. Diese Rinnen, welche anfangs schmaler ausfallen als die geradlinig verlaufenden Hangrinnen, gehen in der Regel von V-förmigen Abbruchregionen aus und vereinen sich im weiteren Verlauf mit anderen Rinnen, wobei die Breite der jetzt vereinten Rinnen zunimmt. Dabei folgen sie einem eher geschlängelten Verlauf und enden teilweise in fächerförmigen Ablagerungen. Auf der Erde, so die Wissenschaftler, entstehen vergleichbare Strukuren durch den Einfluss von Wasser. Und auch auf dem Mars, wo Hangrinnen vom C-Typ erstmals im Jahr 2000 von dem Orbiter Mars Global Surveyor nachgewiesen wurden, wird deren Entstehung mit dem Einfluss von schmelzenden Wassereis in Zusammenhang gebracht. Bisher konnte kein Mechanismus gefunden werden, welcher die Entstehung von geschlängelten Hangrinnen durch einen ausschließlich „trockenen“ Prozess erklärt.

Ein verborgenes „Wasserreservoir“ im Untergrund
Wo jedoch könnte sich auf einem lediglich durchschnittlich 525 Kilometer durchmessenden Himmelskörper dieses Wasser verbergen? Die Wissenschaftler vermuten dessen Ursprung im Untergrund des Asteroiden. Durch frühere Einschläge von Asteroiden oder Kometen könnte sich Wassereis auf der Oberfläche von Vesta abgelagert haben, welches anschließend von Regolith bedeckt und so vor einem Verdampfen aufgrund der von der Sonne ausgehenden Strahlung geschützt wurde. Durch eine spätere partielle Erhitzung des Asteroiden, eventuell durch weitere Impakte verursacht, wurde dieses Eis dann aufgeschmolzen, trat in Form von Wasser an die Oberfläche und führte noch vor dessen Verdampfung zur Entstehung der C-Typ-Rinnen.

Dieser vorgeschlagene Entstehungsprozess für einige der auf Vesta beobachteten Hangrinnen deckt sich mit früheren Forschungsarbeiten, bei denen sich zeigte, dass sich im Untergrund des Asteroiden größere Mengen an Wasserstoff befinden, welche hier in Form von hydratisierten Mineralen gebunden sind (Raumfahrer.net berichtete).

Die hier kurz vorgestellte Studie wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Jahr 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Im Jahr 2015 wird DAWN ihr zweites Reiseziel, den Zwergplaneten Ceres, erreichen und auch dieses größte und zugleich massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel aus einem Orbit heraus über mehrere Monate hinweg untersuchen.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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EPSC 2013:

• Curvilinear, Interconnecting Vestan Gullies as Evidence for Transient Water Flow (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Oral Program) (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Poster Program) (engl.)

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Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: NASA.

Bisher wusste man nur von der Existenz von Wassereis in geringen Mengen auf dem Roten Planeten. Die Oberflächentemperaturen am Mars sind eigentlich auch zu kalt für fließendes Wasser. Warum suchten dort bisher trotzdem Raumsonden nach flüssigen Wasservorkommen?

Wasser ist auf der Erde lebensnotwendig, also könnte es auch die Lebensgrundlage für Lebewesen am Mars bilden. Natürlich keine grünen Marsmännchen, sondern Bakterien oder ähnliche Kleinstlebewesen. Daher gaben Forscher nicht auf, nach Möglichkeiten von flüssigem Wasser auf diesem Planeten zu suchen. Sie kamen zu dem Schluss, dass Wasser, das aus einer sich unter der Oberfläche befindenden Quelle ans Tageslicht kommt, lang genug flüssig bleibt, um Ablagerungen mit sich zu bewegen.

Verdächtige Veränderungen
Um diese Theorie zu überprüfen, fotografierte die Raumsonde Mars Global Surveyor (MGS) Regionen mehrmals mit gleichen Kameraeinstellungen zu unterschiedlichen Zeitpunkten. Sie entdeckte tausende Rinnen auf steilen Abhängen in Kratern. Genau dort, vermuteten die Forscher, könnten sie solche Spuren von Wasser entdecken.

Und tatsächlich fanden sie an diesen Stellen Veränderungen in zwei Kratern. Der eine von ihnen befindet sich in der Region Terra Sirenum, der andere in Centauri Montes, beide auf der Südhalbkugel des Mars. Die Formen der neuen Ablagerungen sehen so aus, als ob sie von Wasser mitgenommen worden wären: „Sie haben fingerartige Verzweigungen am unteren Ende und wurden von kleinen Hindernissen leicht abgelenkt“, erklärte Michael Malin von Malin Space Science Systems, der sich mit diesem Thema beschäftigt.
Die helle Farbe der Ablagerungen könnte bedeuten, dass die Ablagerungen innen mit Eis angefüllt sind. Es könnte auch eine Salzkruste sein, die auf einen Effekt des Wassers beim Konzentrieren von Salz hindeuten würden.

Würden die Spuren von trockenem Staub stammen, wären sie dunkler, ähnlich den Spuren der Mars Rover.

Die Entdeckung dieser Ablagerungen, die höchstwahrscheinlich von flüssigem Wasser verursacht wurden, wirft viele neue Fragen auf. Zum Beispiel, wie könnte das Wasser unter der Oberfläche flüssig bleiben? Wie sieht es dort aus? Könnten dort Lebewesen existieren? Sind es nur kleine Wasserpfützen, die sich da unten verbergen, oder ist es mehr?

Antworten darauf werden uns hoffentlich weitere Forschungsmissionen zum Mars bringen.

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