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

Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express befindet sich bereits seit mehr als zehn Jahren in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Bildern von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Fotoaufnahmen ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Bei einem der dabei eingesetzten sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters handelt es sich um die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“). Im bisherigen Missionsverlauf konnte die HRSC-Kamera rund 90 Prozent der Marsoberfläche in einer Qualität abbilden, welche eine wissenschaftlich sinnvolle Auswertung der Aufnahmen ermöglicht. Etwa 61,5 Prozent der Oberfläche konnten dabei sogar mit einer Auflösung von mindestens 20 Metern pro Pixel wiedergegeben werden.

Bei einem der dabei abgebildeten Gebiete handelt es sich um die Region Terra Sirenum – einer auf der südlichen Marshemisphäre gelegenen Hochebene, welche über eine maximale Ausdehnung von bis zu 3.900 Kilometern verfügt. Das Terra Sirenum wartet mit vielfältigen Landschaftsformen auf. Die für deren Entstehung notwendigen geologischen Prozesse sind stellenweise auf engsten Raum abgelaufen. Ein Beispiel hierfür ist das etwa 200 Kilometer durchmessende Atlantis-Becken, in dessen Inneren sich eine zerfurchte Landschaft namens Atlantis Chaos befindet. In einem am gestrigen Tag veröffentlichten Bildmosaik des Atlantis Chaos sind Strukturen erkennbar, welche auf eine früher erfolgte Einwirkung von Wasser hindeuten.

Das Mosaik wurde aus vier Aufnahmesequenzen der HRSC zusammengesetzt, welche die Kamera während der Orbits 6.393, 6.411, 6.547 (in den Jahren 2008/2009) und 12.724 (2014) anfertigte. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern wurde dabei eine Bildauflösung von etwa 14 Meter pro Pixel erreicht. Die Aufnahmen geben einen bei etwa 34 Grad südlicher Breite und 183 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder. Die dargestellte Landschaft verfügt über eine Ausdehnung von etwa 600 Kilometern in Nord-Süd-Richtung und 250 Kilometern in Ost-West-Richtung. Dies entspricht in etwa der doppelten Größe Österreichs.

Chaotisches Gebiet im Atlantis-Becken
Das Atlantis Chaos ist eine zerfurchte und wild strukturierte Landschaft in dem nahezu kreisrunden Atlantis-Becken, welche sich aus einer Ansammlung von mehreren hundert kleineren Bergspitzen und Tafelbergen zusammensetzt. Vermutlich handelt es sich bei diesen Strukturen um so genannte Zeugenberge, also die Überreste einer einstmals zusammenhängenden Hochebene, welche durch erosive Vorgänge zum größten Teil abgetragen wurden. Die Oberflächen dieser Berge sind mit einem hellen Material überzogen.

Ursprünglich, so die Annahme, wurden feinkörniger Sand und Staubpartikel durch den Wind in das Innere des Beckens verfrachtet, wo sie ein äolisches Sediment bildeten. Diese Sedimentschicht wurde anschließend durch den Einfluss von Wasser verändert. Auf der Erde sind derartige Sedimentdecken auch als Löß bekannt. In China gibt es zum Beispiel Löß-Vorkommen, welche über eine Mächtigkeit von bis zu 400 Metern verfügen.

Hinweise auf ein einstmaliges stehendes Gewässer
Außer dem Atlantis-Becken existieren im Bereich des Terra Sirenum noch mehrere weitere größere Becken, welche vermutlich bereits vor fast vier Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars durch die Einschläge von Asteroiden auf der Marsoberfläche entstanden sind. Die Planetologen vermuten, dass die zum Teil durch Täler miteinander verbundenen Senken dieser Krater einstmals ein zusammenhängendes stehendes Gewässer bildeten. Sollte dies zutreffen, so wäre dieser hypothetische „Eridana-See“ von seiner Ausdehnung her in etwa halb so groß ausgefallen wie das Mittelmeer.

Viele Fragen zur geologischen Geschichte dieser Region sind bisher allerdings noch nicht abschließend beantwortet. So wird zum Beispiel diskutiert, ob die in der Vergangenheit möglicherweise mit Wasser gefüllten und miteinander verbundenen Kraterbecken des Terra Sirenum eventuell auch das Quellgebiet eines Flusses waren, welcher einstmals das markante Ausflusstal Ma’adim Vallis in das Marshochland gegraben hat. Das Ma’adim Vallis hat seinen Ursprung im nordwestlichen Bereich des Terra Sirenum und mündet fast 700 Kilometer weiter nördlich in den 166 Kilometer durchmessenden Gusev-Krater, dem ehemaligen Operationsgebiet des mittlerweile nicht mehr aktiven NASA-Marsrovers Spirit.
Uralte Tonminerale
Das Atlantis-Becken ist durch eine Art Kanal mit einem weiter südlich gelegenen kleineren Becken von 175 Kilometern Durchmesser verbunden. Auch im Inneren dieser Krater-Senke sind einige mit einem hellem Material bedeckte Überreste von Bergen zu erkennen. Mittels verschiedener Spektrometer, welche sich an Bord von Mars Express und dem von der NASA betriebenen Mars Reconnaissance Orbiter befinden, konnten die Marsforscher feststellen, dass es sich bei diesen hellen Ablagerungen um Schichtsilikate handelt.

Da in dem Kristallgerüst dieser Minerale Raum für Wassermoleküle ist, deutet ihr Vorhandensein auf das frühere Vorhandensein von Wasser in diesem Gebiet hin. Vermutlich wurden die vom Wind abgelagerten Löß-Sedimente durch die Einwirkung von Wasser verändert. Das Alter der Schichtsilikate Alter wird von den Wissenschaftlern auf 3,8 Milliarden Jahre geschätzt.

Ein weiterer Hinweis auf die frühere Existenz von Wasser sind die Rinnen an den Abhängen der Senken, durch welche zusätzliche Sedimente in das Innere der Kraterbecken geschwemmt wurden. Die Bergrücken im Osten der beiden Becken (am unteren Rand der verschiedenen Draufsichten erkennbar) lassen eine markante, von Norden nach Süden verlaufende Schichtung von Gesteinen erkennen. Auffallend ist auch eine große Störungszone im Süden der abgebildeten Region (links in den Draufsichten), welche genau durch einen Impaktkrater verläuft. Auch am inneren Rand dieses jüngeren und noch gut erhaltenen Kraters sind Schichten von Gesteinsablagerungen, Hangrutschungen und ausgeprägte Rinnen zu sehen.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Atlantis Chaos 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-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche von 34 Instituten aus elf Ländern stammen.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des „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 Atlantis Chaos 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 Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA.

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 Bildern von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Aufnahmen ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 28. November 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.593 den Mistretta-Krater und bildete diese Region 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 14 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 25 Grad südlicher Breite und 249 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

Der Mistretta-Krater
Der nach der sizilianischen Stadt Mistretta benannte Krater verfügt über einen Durchmesser von 16,56 Kilometern und befindet sich im westlichen Bereich der Hochebene Daedalia Planum, welche wiederrum ein Bestandteil der Tharsis-Region ist. Die Tharsis-Region bedeckt mit einer Ausdehnung von mehreren tausend Kilometern eine Fläche von rund vier Millionen Quadratkilometern und erhebt sich dabei wie eine Wulst um mehrere Kilometer über das umliegende Hochland des Mars. Neben dem Grabenbruchsystem der Valles Marineris befinden sich in diesem Gebiet auch die meisten der großen Marsvulkane wie zum Beispiel der mehr als 22 Kilometer hohe Schildvulkan Olympus Mons, der Ascraeus Mons (18 Kilometer Höhe), der Pavonis Mons (12 Kilometer) und der Arsia Mons (14 Kilometer).

Diese Vulkane sind auch für die Entstehung der Tharsis-Aufwölbung verantwortlich. Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region vor etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Inneren des Planeten auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen führte. Diese Spannungen entluden sich unter anderem im Rahmen gewaltiger Vulkanausbrüche. Bei diesen Ausbrüchen ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche anschließend zu ausgedehnten, mehrere Kilometer mächtigen Lavadecken erstarrte.

Auf den jetzt veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera ist sehr gut erkennbar, wie stark der Vulkanismus diesen Bereich der Oberfläche unseres Nachbarplaneten in der Vergangenheit geprägt hat. Die Hochebene wurden weitflächig von gewaltigen Lavaströmen überflutet, welche von dem rund 900 Kilometer weiter nordwestlich gelegenen Schildvulkan Arsia Mons ausgingen. Bei diesen Lavaströmen handelt es sich um so genannte Flutbasalte – einer sehr dünnflüssigen basaltischen Lava, welche sich über weite Strecken ergießen kann. Am rechten unteren Bildrand der nebenstehenden Nadir-Ansicht ragt ein Hochlandsockel aus diesen Lavamassen heraus, auf dem sich drei dicht beieinander liegende, bereits stark erodierte Impaktkrater befinden. Bei dem Mistretta-Krater handelt es sich um den größten dieser Krater.

Aus den Aufnahmen der HRSC-Kamera geht hervor, dass sich die Lavaströme im Rahmen von zwei unterschiedlicher Eruptionsphasen bis in das Gebiet des Mistretta-Kraters ausgedehnt haben. Zunächst bildeten die Lavaströme im südlichen Bereich des abgebildeten Gebietes (der linke Bereich in der Nadir-Ansicht) eine sehr glatte Oberfläche. Eine lang andauernde Erosion und die Ablagerung von Sand und Staub durch Wind haben die meisten der ursprünglich dort vorhandenen Unebenheiten geglättet. Speziell im unteren linken Bereich sind zudem die Ablagerungen von dunkler Vulkanasche erkennbar. Im Rahmen von zu späteren Zeitpunkten auftretenden tektonische Spannungen bildeten sich dann zahlreiche in Nord-Süd-Richtung verlaufende Grabenbrüche.

In der rechten Bildhälfte der Nadir-Ansicht sind dagegen die Ausläufer eines ausgedehnten, jüngeren Lavastroms zu erkennen, welcher erst nach dem Abschluss der Phase der tektonischen Verformungen in dieses Gebiet vorgedrungen ist. Besonders markant ist die Fließfront des Lavastroms ausgeprägt, was besonders gut in der höhenkodierten Bildkarte zu erkennen ist. Die Oberfläche dieses erstarrten Lavastroms verfügt über eine leicht plattenartige Struktur und ist von einem rauen, runzeligen Muster überzogen.

Dieses Muster bildete sich durch ein unterschiedlich schnelles Fließen der Lava, wenn diese beispielsweise an den Rändern bereits stärker abgekühlt war und dort somit deutlich langsamer floss, als in der Mitte des Lavastroms. Zudem bildete der Hochlandsockel, auf dem sich der Mistretta-Krater befindet, eine natürliche Barriere, welche von der Lava erst umströmt werden musste. Das dabei erfolgende „Anbranden“ führte dazu, das die Lavamassen hier aufgetürmt wurden.

Ein weiteres deutliches Indiz für das unterschiedliche Alter der Oberfläche ergibt sich aus der Anzahl und Größe der hier befindlichen Impaktkrater. Auf dem älteren, mit Grabenbrüchen durchzogenen Lavastrom sind mehr und größere Impaktkrater zu erkennen als auf dem jüngeren Strom.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Mistretta-Kraters wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Mistretta-Kraters finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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

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

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern ist der Olympus Mons der höchste Vulkan im derzeit bekannten Sonnensystem. Auch die benachbarten Schildvulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons sind mit Höhen von 13, 12 und 18 Kilometern deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest.

Als besonders spektakulär präsentiert sich dem irdischen Betrachter jedoch das imposante Talsystem der Valles Marineris. Dieses bis zu 11 Kilometer tiefe System aus diversen, teilweise parallel zueinander verlaufenden und zugleich miteinander verbundenen Tälern erstreckt sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern entlang des Marsäquators und erreicht dabei eine Breite von stellenweise deutlich mehr als 200 Kilometern. Mit diesen Abmessungen handelt es sich bei den Valles Marineris um das mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems.

Seit mittlerweile fast zehn Jahren, nämlich 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 der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Dabei geriet auch mehrfach die Umgebung der Valles Marineris in das Blickfeld dieses Marsorbiters.

Das Juventae Chasma
Am gestrigen Tag veröffentlichte Aufnahmen von Mars Express zeigen die Umgebung des Juventae Chasma. Hierbei handelt es sich um eine wenige hundert Kilometer nordöstlich des zentralen Bereiches der Valles Marineris gelegene canyonartige Erosionsstruktur. Im Gegensatz zu den meisten Chasmata der Valles Marineris erstreckt sich das Juventae Chasma allerdings nicht in West-Ost-Richtung, sondern ist in etwa in die nördliche Richtung ausgerichtet. Mit einer Ost-West-Ausdehnung von 170 Kilometern und einer Nord-Süd-Ausdehnung von rund 280 Kilometern ist diese Struktur in etwa so groß wie das Bundesland Baden-Württemberg.

Die Aufnahmen entstanden am 4. November 2013 während des Orbits Nummer 12.508 von Mars Express. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), eines der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, eine Auflösung von etwa 16 Metern pro Pixel. Die Aufnahmen zeigen einen bei etwa vier Grad südlicher Breite und 298 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche.

Im Osten, Süden und Westen ist das Juventae Chasma von steilen Berghängen begrenzt. Derartige gleich von drei Seiten begrenzte Strukturen werden in der Geologie auch als box canyons bezeichnet. Im Norden geht das Juventae Chasma in die Maja Valles über. Hierbei handelt es sich um ein System von mehreren parallel verlaufenden Ausflusstälern, welches sich über eine Länge von 1.600 Kilometern durch das Hochland des Lunae Planum erstreckt und dann in die Tiefebene Chryse Planitia mündet.

Ähnlich wie bei dem Grand Canyon in den USA, der sich in die Ebene des Colorado-Plateaus eingeschnitten hat, bricht das Hochland, welches das Juventae Chasma umgibt, jäh in den riesigen Talkessel ab. Stünde ein Astronaut an dieser Abbruchkante, so würde er in einen 5.800 Meter tiefen Abgrund blicken. An den Flanken sind zahlreiche Spuren von Hangrutschungen und Bergstürzen erhalten. Der Boden im Süden dieser Senke ist über weite Strecken flach und von Sandablagerungen bedeckt. Die Landschaft im Norden ist dagegen deutlich interessanter. Hier befinden sich große Felsmassive, welche durch Bergrutschungen von der Plateau-Oberkante an den Seiten stammen und nun als isolierte Fragmente der weiteren Verwitterung ausgesetzt sind.

Auffallend und zugleich ungewöhnlich sind zwei Berge im Talkessel des Juventae Chasma, welche über terrassenförmige Stufen verfügen und die ganz offensichtlich aus geschichteten Sedimentablagerungen bestehen. Aufnahmen und spektroskopische Daten von verschiedenen Raumsonden haben gezeigt, dass es sich bei diesen Ablagerungen um Sulfate handelt, also um Minerale wie Gips, Alabaster oder Kieserit, bei deren Entstehung in der Regel Wasser eine entscheidende Rolle spielt.

Diese beiden Einzelmassive im Inneren des Juventae Chasma sind auf den Aufnahmen der HRSC-Kamera gut zu erkennen. Die beiden Berge erhielten von US-amerikanischen Wissenschaftlern zunächst die minimalistisch anmutende Bezeichnungen „Hügel B“ und für den größeren der beiden Berge „Hügel C“ (engl. „Mound B“ und „Mound C“). In der englischsprachigen Geologie wird der Begriff „Mound“ für eher kleine Erdhügel verwendet. Der „Hügel C“ ist allerdings fast 53 Kilometer lang, 20 Kilometer breit und erhebt sich um bis zu 3.300 Meter über seine Umgebung und verfügt somit über die Dimensionen einer Bergkette wie etwa der Zillertaler Alpen in Tirol.

Beide „Hügel“ zeigen entlang ihres Gipfelkamms markante Spuren einer Winderosion. Die dort sichtbaren, stromlinienförmig verlaufenden Yardangs erstrecken sich über Längen von vielen Kilometern. Sie entstanden durch eine anhaltende Winderosion, bei der von dem Wind transportierte Sand- und Staubkörner die Oberfläche über lange Zeiträume hinweg regelrecht abschmirgelten. Das dortige Gestein scheint demnach relativ weich und nicht sonderlich erosionsbeständig zu sein.

Das auffallendste und geologisch interessanteste Phänomen an den beiden Hügeln sind jedoch die horizontal verlaufenden Schichtungen, welche sich wie Terrassen entlang der Bergflanken erstrecken. Mit den Spektrometer-Experimenten OMEGA an Bord von Mars Express und CRISM an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter, mit denen die von der Marsoberfläche reflektierte Strahlung im sichtbaren Licht und im nahen Infrarotbereich gemessen wird, konnten die Wissenschaftler hier geschichtete Sulfatminerale identifiziert. Mineralogen sprechen von „polyhydrierten Sulfaten“, was zum Ausdruck bringt, dass im Kristallgerüst dieser leicht in Wasser löslichen Salze der Schwefelsäure zwei oder mehr Wassermoleküle „eingebaut“ sind. Ein Beispiel hierfür ist das auch auf der Erde häufig anzutreffende, auch als Gips bezeichnete Calciumsulfat.

Vulkane, Seen, Flussdeltas, Quellen – wie entstanden die Sulfate?
Die Prozesse, welche einstmals zu der Entstehung der Sulfatschichten auf dem Mars führten, sind noch nicht vollständig verstanden und werden von den Planetologen intensiv diskutiert.

Eine Theorie besagt, dass die Bildung der Sulfate mit dem Ausbruch von Vulkanen in Zusammenhang stehen könnte. Durch die bei Vulkanausbrüchen freigesetzte Wärme taute auf der Oberfläche oder im Untergrund abgelagertes Eis und das freigesetzte Wasser führte zur Bildung von Sulfatmineralen. Eine andere Theorie geht von Sedimentablagerungen in stehenden, an Calciumsulfaten übersättigten Gewässern aus. Des weiteren wird eine Ausfällung von Sulfaten am Ende von Flussläufen für möglich gehalten. Die von fließenden Gewässern mitgeführten Schwebstoffe haben sich demzufolge in Flussdeltas abgelagert. Bedingt durch die Verdunstung des Wassers bildeten sich daraus Sulfatsalze. Eine weitere Möglichkeit geht von der Bildung der Sulfate direkt an den Quellen von Gewässern aus.

Etwas exotischer mutet dagegen eine weitere diskutierte Möglichkeit an: Die Sulfatschichten könnten demzufolge gewissermaßen „vom Himmel gefallen“ sein. Dafür müssten feinste Staub- und Aschepartikel aus der Marsatmosphäre auf die Oberfläche herabgerieselt und dort mit Eis in Berührung gekommen sein. Alternativ hätten kleine, mit Staub vermischte Eiskristalle einen Niederschlag bilden müssen. Ein vergleichbares Phänomen kann an den beiden Marspolen beobachtet werden, wo im Wechsel der Jahreszeiten Schichten abgelagert werden, die denen in Juventae Chasma ähneln. Allerdings sind die geschichteten Berge des Juventae Chasma sehr viel älter als die erst in jüngerer geologischer Vergangenheit entstandenen Schichten an Nord- und Südpol, nämlich etwa drei Milliarden Jahre.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Region Juventae Chasma wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann von der Freien Universität Berlin geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Region Juventae Chasma 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.

„Der Mars – Ein Planet voller Rätsel“
Sind Sie eventuell noch auf der Suche nach einem Weihnachtsgeschenk? Im Oktober 2013 erschien das Buch „Der Mars – Ein Planet voller Rätsel“. Auf 288 Seiten haben Prof. Dr. Ralf Jaumann und Ulrich Köhler vom Institut für Planetenforschung des DLR die Geschichte der Marserkundung und deren Ergebnisse zusammengefasst. Wissenschaftliche Fakten und zahlreiche Geschichten werden hier mit vielen spektakulären Aufnahmen des Mars unterlegt. Das Buch enthält auch eine DVD mit zahlreichen Interviews und faszinierenden Marsüberflügen in 3D.

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 16. Juni 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.709 die Region Ismeniae Fossae und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 20 Metern pro Pixel. Die Aufnahmen zeigen einen bei etwa 40 Grad nördlicher Breite und 42 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche.

Das Ismeniae Fossae befindet sich direkt an der Grenze zwischen dem südlichen Hochland und den ausgedehnten nördlichen Tiefebenen des Mars, welche etwa ein Drittel der Planetenoberfläche einnehmen. Bei dieser Grenzregion handelt es sich um eine Landschaft, welche üblicherweise von kantigen, zerfurchten Restbergen und tief eingeschnittenen Tälern geprägt ist. Der Übergang vom Hochland zum Tiefland erfolgt hier entlang einer relativ schmalen Zone, in der verschiedene erosive Kräfte wie fließendes Wasser, Wind, Eis und auch zu früheren Zeiten unter der Marsoberfläche befindliches Grundwasser im Laufe der Jahrmilliarden eine markante Landschaft geformt haben. Diese Dichotomie, die topographische Zweiteilung in eine im Norden gelegene Region mit Tiefebenen und ein geologisch älteres südliches Hochland mit zahlreichen Impaktkratern, ist eines der auffälligsten Merkmale unseres Nachbarplaneten.

Die Region Ismeniae Fossae scheint von dieser Erscheinungsform abzuweichen, denn auf den Aufnahmen der HRSC-Kamera sind diverse sanfte, gerundete Landschaftsformen erkennbar. Die meisten der dort befindlichen Krater und Abhänge sind komplett von einer Schicht aus feinkörnigem Material überzogen, welches vermutlich in Folge eines langfristigen aeolischen Transports dorthin verfrachtet wurde. Die Oberflächenstrukturen zeigen ein nur geringes topographisches Relief, was auf ein hohes Alter dieser Region hindeutet. Die Geländekanten sind in Folge von Erosionsprozessen und der Ablagerung eines „Mantels“ aus Sand und Staub geglättet und abgerundet. Ein etwa 20 Kilometer durchmessender und offensichtlich bereits sehr alter Impaktkrater, welcher von einer talförmigen Vertiefung durchzogen ist, kann fast nur noch in seinen Umrissen erkannt werden.

Zeugenberge in einem ehemaligem Krater
Der Name „Ismeniae“ leitet sich von dem Fluss Ismenius im antiken Böotien ab – einem Landstrich nordwestlich von Athen. In der weiter oben gezeigten topographischen Übersichtskarte ist der Großteil der Ismeniae Fossae-Region erkennbar. Im Süden fällt dabei deutlich ein Tal auf, welches im Nordosten in mehreren grabenartigen Verzweigungen (so genannten „Fossae“) an dem Moreux-Krater endet. Dieser etwa 130 Kilometer durchmessende Impaktkrater wurde nach dem französischen Astronomen Louis-Théophile Moreux (1867-1954) benannt. Das Landschaftsbild in der Übersichtskarte verrät, dass die Region Ismeniae Fossae wahrscheinlich komplett aus den erodierten Überresten eines einstmals gefüllten Kraters besteht, welcher ursprünglich über einen Durchmesser von bis zu 470 Kilometern verfügte.

Die Gestalt und Beschaffenheit der freigelegten Überreste im Innern dieses Beckens, aber auch im Gebiet der breiten Taleinschnitte, ähneln einem geologischen Landschaftstypus auf dem Mars, der als „Chaotic Terrain“ (zu deutsch „chaotisches Gebiet“) bezeichnet wird. Solche Gebiete sind extrem zerklüftete, von der Erosion geprägte Oberflächenbereiche, in denen einzelne Felsblöcke und Hügel eine wirre Struktur von chaotisch angeordneten Zeugenbergen bilden. Vermutlich bildeten sich die in der Gegenwart erkennbaren Strukturen, als im Untergrund befindliches Wassereis schmolz und die dabei entstandenen Hohlräume anschließend kollabierten.

Blockgletscher hinterließen ihre Spuren
Ausgehend von diesem chaotischen Gebiet führt eine lange, schmale und talförmige Senke sichelförmig in die Region. Diese Senke ist stellenweise bis zu zwei Kilometer tief. Ihre Flanken sind weich und ihr Rand ist gewellt. Die Senke beinhaltet ein Material, auf dessen Oberfläche ein Muster von Furchen und schlierigen Strukturen zu sehen ist, welche parallel zu den Abhängen verlaufen, von denen die Täler begrenzt werden. Ein solches Muster findet sich auf dem Mars in vielen Tälern, die ein kastenförmiges Profil aufweisen. Geologen sprechen in diesem Zusammenhang von einer „lineated valley fill“ (zu deutsch: „streifenförmige Talfüllung“).

Die Beschaffenheit der Oberfläche legt nahe, dass hier einstmals Eis vorhanden war, welches dabei möglicherweise in Form eines so genannten Blockgletschers auftrat. Hierbei handelt es sich um einen Gletscher, dessen Oberseite von Gesteinsschutt und Lockermaterial bedeckt war und der sich langsam die Senke hinunterschob. Zahlreiche schmale und stark verzweigte Täler westlich des Moreux-Kraters deuten darauf hin, dass hier auch einstmals Wasser über die Marsoberfläche geflossen ist.

Ein weiteres ungewöhnliches Landschaftsmerkmal dieser Region sind Gruppen von runden bis ellipsenförmigen, teilweise miteinander verbundenen Vertiefungen auf der Hochfläche. Hierbei handelt es sich entweder um eine regionale Anhäufung von Sekundärkratern, also kleineren Impaktkratern, welche durch den auf die Marsoberfläche niedergehenden Auswurf eines größeren Einschlags in der Umgebung zurückzuführen sind, oder um Senken und Gruben, die entstanden sind, nachdem Eis an oder unmittelbar unter der Oberfläche sublimiert ist.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Region Ismeniae Fossae wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann von der Freien Universität Berlin geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Region Ismeniae Fossae finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite des DLR. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Mars Express: Neue Aufnahmen des Ismeniae Fossae erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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 regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch deren Auswertung ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Während der letzten Jahre überflog der Marsorbiter dabei auch mehrfach die Region Valles Marineris und bildete dieses mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems sowie dessen Umgebung mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde, ab.

Aus acht dieser Aufnahmen wurde jetzt ein Bildmosaik erstellt, das die unmittelbar nördlich der Valles Marineris gelegene Region Hebes Chasma wiedergibt und welches die gewaltigen Ausmaße dieser beeindruckenden Landschaftsformation zeigt.

Der abflusslose Talkessel des Hebes Chasma verfügt über eine Ausdehnung von 315 Kilometern in West-Ost-Richtung und 125 Kilometern in Nord-Süd-Richtung. Würde ein Astronaut im Inneren des Hebes Chasma stehen, so würde sich ihm ein beeindruckender Anblick bieten. Die Steilwände des Talkessels ragen fast 8.000 Meter in die Höhe und in seiner Mitte befindet sich ein zentrales Bergmassiv, welches über ähnliche Ausmaße wie der Mount Everest verfügt. Dieser Tafelberg weist eine Länge von etwa 100 Kilometern und eine Breite von 10 bis 20 Kilometern auf.

Das Gipfelplateau dieses Tafelbergs überragt die tiefsten Stellen des Hebes Chasma um ebenfalls etwa 8.000 Meter. Die steilen Talhänge an den Flanken des Berges sind durch eine Vielzahl von Rinnen gekennzeichnet, welche im Laufe der Zeit durch verschiedene Prozesse aus dem Gestein geschürft wurden. Am Fuß der Abhänge sind vielerorts die Überreste von Hangrutschungen erkennbar, die sich an den Flanken gelöst haben. Selbst diese zum Teil schon deutlich von der Erosion gezeichneten Überbleibsel der Bergstürze bilden immer noch 1.000 bis 2.000 Meter hohe „Mittelgebirge“ im Inneren des Talkessels.

Das Hebes Chasma befindet sich nördlich des Grabenbruchs der Valles Marineris und wie für die Valles Marineris wird auch für das Hebes Chasma ein Ursprung vermutet, welcher mit der Entstehung der unmittelbar benachbarten, rund vier Millionen Quadratkilometer umfassenden Tharsis-Vulkanprovinz in Verbindung stehen dürfte. Bei deren Entstehung wurde die Marskruste in dieser Region um etwa vier Kilometer aufgewölbt. Durch diesen Prozess baute sich im Untergrund des Mars enorme Dehnungsspannungen auf, welche schließlich zum Aufbrechen der Kruste in der Tharsis-Region führten und tiefe Einschnitte in der Hochfläche entstehen ließen.

Der rund 8.000 Meter hohe Tafelberg im Zentrum des Hebes Chasma besteht, wie an dessen gebänderten und geschichteten Flanken gut zu erkennen ist, aus zahlreichen Lagen verschiedener Gesteinsschichten. Hierbei handelt es sich um Sedimentschichten, welche in der Vergangenheit vermutlich von fließenden oder stehenden Gewässern abgelagert wurden. Stellenweise bestehen diese Schichten aus Mineralen wie zum Beispiel dem Kalziumsulfat Gips oder dem Magnesiumsulfat Kieserit, welche Wassermoleküle in ihrer Kristallstruktur eingebaut haben.

Vergleichbare Minerale – die Salze der Schwefelsäure – bilden sich auf der Erde ebenfalls in einer wässrigen Umgebung. Gips und Kieserit wurden im Hebes Chasma sowie in morphologisch ganz ähnlich gestalteten Mars-Regionen mit dem Spektrometer OMEGA an Bord von Mars Express und dem CRISM-Spektrometer der von der US-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA betriebenen Marssonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) nachgewiesen.

In Fachkreisen werden diese Sedimentschichten als „Interior Layered Deposits“ bezeichnet, was in etwa mit „geschichtete Ablagerungen im Innern von Depressionen“ übersetzt werden kann. Wie der gewaltige Tafelberg im Inneren des Hebes Chasma allerdings entstanden ist – ob es der Überrest eines älteren Plateaus ist oder ob es sich um Sedimente handelt, welche erst entstanden sind, als im abflusslosen Hebes Chasma ein See oder Binnenmeer existierte, oder ob es sich gar um Ablagerungen handelt, die der Wind im Laufe von Jahrmilliarden hierhin geweht hat – ist derzeit noch nicht geklärt.

Flüssiges Wasser, da sind sich die Planetologen allerdings aufgrund der dort nachgewiesenen Mineralien sicher, muss jedenfalls in Hebes Chasma zumindest zeitweise vorhanden gewesen sein – und dies über Zeiträume hinweg, die ausgereicht haben, um die ursprüngliche Oberfläche chemisch zu verändern. Zu späteren Zeitpunkten wurden die Gesteinsschichten durch Erosionsvorgänge freigelegt, so dass sie heute mit den Instrumenten an Bord der diversen Marsorbiter untersucht werden können. Diese Sedimentschichten liefern den Planetologen wichtige Hinweise auf die geologische Entwicklung unseres Nachbarplaneten und auf das Klima, welches dort in der Frühzeit geherrscht hat.

Für die hier gezeigten Bilder wurden Aufnahmen der HRSC-Kamera verwendet, welche während der Mars Express-Überflüge in den Orbits 360 (2. Mai 2004), 2149 (16. September 2005), 3217 (12. Juli 2006), 5142 (3. Januar 2008), 5160 (8. Januar 2008), 5178 (13. Januar 2008), 6241 (11. November 2008) und 7237 (24. August 2009) angefertigt wurden. Die Abbildungen zeigen einen Ausschnitt der Marsoberfläche, welcher sich bei etwa einem Grad südlicher Breite und 284 Grad östlicher Länge befindet.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Hebes Chasma 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 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Hebes Chasma finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

Sollte diese Meldung Ihr Interesse an der Erforschung des Mars geweckt haben, so ist eventuell die Wanderausstellung „Mars:Vision und Mission“ für Sie von Interesse, welche noch bis zum 10. Oktober 2015 in verschiedenen Städten in Deutschland zu besichtigen sein wird.

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Der Beitrag Mars Express: Ein Mosaik des Hebes Chasma erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013, FU Berlin.

Speziell unmittelbar östlich der Valles Marineris ist die Oberfläche des Mars von einem Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten durchzogen. Diese Regionen zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und stark erodierte, tafelbergähnlichen Erhebungen aus, welche über eine Ausdehnung von bis zu zehn Kilometern und über eine relative Höhe von mehreren hundert Metern, stellenweise sogar bis zu einen Kilometer verfügen.

Die Bildung dieser „chaotischen Gebiete“ wird allgemein darauf zurückgeführt, dass sich in der Vergangenheit im Untergrund vorhandenes Eis, Wasser oder Magma verlagerte, wodurch die darüber liegenden Gesteinsschichten zum Einsturz gebracht wurden. Auch die Erosion durch Wind scheint in der Folgezeit eine nicht zu vernachlässigende Rolle bei der Bildung der heute erkennbaren Geländeformen gespielt zu haben. Der genaue Mechanismus, welcher zu der Entstehung dieser manchmal mehrere hundert Kilometer durchmessenden, chaotischen Regionen führte, ist allerdings bis heute nur ungenügend verstanden. Die chaotischen Gebiete sind deshalb von besonderem Interesse, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die Beziehung zwischen den chaotischen Terrains, den Valles Marineris, den Ausflusstälern und der Tiefebene Chryse Planitia geben kann.

Bei einem dieser chaotischen Gebiete handelt es sich um das im Inneren des Aram-Kraters gelegene „Aram Chaos“. Der Aram-Krater ist ein 284 Kilometer durchmessender und rund vier Kilometer tiefer Impaktkrater, welcher sich bei 2,5 Grad nördlicher Breite und 338,5 Grad östlicher Länge im östlichen Bereich des Margaritifer Terra befindet. Eine kürzlich vorgestellte Studie zeigt jetzt, dass das Aram Chaos das Produkt eines Prozesses ist, bei dem große Teile des im Inneren des Kraters abgelagerten Wassereises schmolzen und sich anschließend einen Weg in das benachbarte Ausflusstal „Ares Vallis“ bahnten.

„Vor etwa 3,5 Milliarden Jahren war der ursprüngliche Aram-Krater teilweise mit Wassereis gefüllt, welches von einer zwei Kilometer dicken Schicht aus Sedimenten bedeckt wurde“, so Manuel Roda von der Universität Utrecht, der Hauptautor der betreffenden Studie. Diese Schicht aus Lockermaterial schützte das Wassereis vor der direkten Sonneneinstrahlung und verhinderte so, dass das Eis verdampfte. Allerdings bot die Sedimentschicht keinen Schutz vor der Wärme aus dem Planeteninneren. Über einen Zeitraum von mehreren hundert Millionen Jahren wurde das Eis langsam von unten her aufgeschmolzen, bis schließlich die über dem Wasser liegende Sedimentschicht instabil wurde und kollabierte.

Dadurch bedingt kam es zu einer schlagartigen Verdrängung von fast 100.000 Kubikkilometern Wasser, was in etwa dem vierfachen Volumen des Baikalsees, des größten Süßwassersees auf der Erde entspricht. Innerhalb weniger Wochen bahnte sich das plötzlich freigesetzte Wasser einen Zugang zu dem weiter östlich gelegenen Ausflusstal Ares Valles. Das dabei geschaffene Verbindungstal verfügte über eine Tiefe von bis zu 2,5 Kilometern und eine Breite von etwa 10 Kilometern. Durch den Abfluss des Wasser wurden am Grund des Kraters die jetzt erkennbaren Talsysteme und die chaotisch angeordneten Blockformationen geschaffen.

„Eine interessante Folge dieses Ereignisses besteht darin, dass sich möglicherweise immer noch eine Mischung aus Gestein und Wassereis im Untergrund befindet. Diese Schicht war eventuell nie Bedingungen ausgesetzt, die zu einem Schmelzen des Eises führten beziehungsweise es wurde nur eine dünne Schicht aufgeschmolzen, so dass nicht das gesamte darüber befindliche Material kollabierte. Unter der Oberfläche befindliches Wassereis zeugt davon, dass sich der Mars plötzlich in eine kalte, gefrorene Welt verwandelt hat“, so Manuel Roda.

Sollten sich unter der Oberfläche jedoch noch Vorkommen von flüssigem Wasser befinden, so Manuel Roda weiter, so könnten diese einen potentiellen Lebensraum für eventuell auf dem Mars lebende Mikroorganismen bilden. In einer ausreichenden Tiefe wären sie dort auch vor den harten auf der Marsoberfläche herrschenden Umweltbedingungen, zum Beispiel der dort fast ungehindert einfallenden kosmischen Strahlung geschützt, so Roda weiter.

Die hier kurz vorgestellte Studie wurde kürzlich auf dem diesjährigen European Planetary Science Congress, einer Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Bei ihrer Arbeit griffen die beteiligten Wissenschaftler unter anderem auf Aufnahmen der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Mars Express, zurück. Einige von der HRSC-Kamera erstellte Ansichten des Aram-Kraters finden Sie auf einer entsprechenden Internetseite der FU Berlin.

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EPSC 2013:

• Evidence for catastrophic ice lake collapse from Aram Chaos (Mars) (engl.)

Der Beitrag Planet Mars: Das Chaos im Aram-Krater erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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 regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Dabei überflog der Marsorbiter auch mehrmals den Becquerel-Krater und bildete diesen mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde ab. Vier dieser Überflugaufnahmen, welche bereits vor mehreren Jahren während der Orbits 3253_1 (22. Juli 2006), 5332, 5350 und 5368 (26. Februar, 2. und 7. März 2008) angefertigt wurden, wurden jetzt von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern zu einem Bildmosaik zusammengefügt, welches in seiner finalen Fassung Strukturen von bis zu etwa 17 Metern Größe erkennen lässt.

Der Becquerel-Krater befindet sich in der nördlich des Marsäquators gelegenen Region Arabia Terra, welche eine Übergangszone zwischen dem Marshochland und der weite Teile der nördlichen Marshemisphäre umfassenden nördlichen Tiefebene bildet. Der Krater verfügt über einen Durchmesser von etwa 167 Kilometern und über eine Tiefe von bis zu 3.500 Metern. In seinem Inneren befindet sich ein weiterer, nochmals etwa 500 Meter tiefer reichender Krater. Unmittelbar südlich von diesem erhebt sich ein fast 1.000 Meter hoher Zentralberg, welcher sich aus mehreren hundert, jeweils nur wenige Meter dicken schwefelhaltigen Sedimentschichten zusammensetzt. Diese geschichteten Sedimentgesteine zeugen von der bewegten Klimageschichte unseres Nachbarplaneten.

Benannt wurde der Krater nach dem französischen Physiker Antoine Henri Becquerel (1852-1908), welcher im Jahr 1903 gemeinsam mit dem Ehepaar Marie und Pierre Curie für die Entdeckung der Radioaktivität mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet wurde und nach dem die physikalische Einheit für die radioaktive Aktivität benannt ist.

Auf dem Boden des Becquerel-Kraters befinden sich ungewöhnliche Sedimentstrukturen. Hierbei handelt es sich um geschichtete, helle Ablagerungen, welche sich im südlichen Bereich des Kraters zu einem fast 1.000 Meter hoher Berg auftürmen, der über sanft geneigte Hänge und eine flache Kuppe verfügt. Ganz ähnliche Ablagerungen konnten von den Planetenforschern auch im Inneren des Gale-Krater nachgewiesen werden, wo am 6. August 2012 der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity gelandet ist. Nähere Untersuchungen führten zu dem Ergebnis, dass die hellen Ablagerungen in dieser Region aus sulfathaltigen Gesteinen bestehen, welche zum Teil Wasser enthalten. Bei den Sulfaten handelt es sich um Salze oder Ester der Schwefelsäure. Auf der Erde bilden sich Sulfate bei der Verdunstung von Wasser.

Die in der Region Arabia Terra relativ häufig anzutreffenden Sulfate lassen vermuten, dass vor etwa 3,5 bis 3,8 Milliarden Jahren ein einstmals großräumig aktiver Prozess für deren Entstehung verantwortlich war. Es wird angenommen, dass sich diese Sedimente durch ein Zusammenspiel von austretendem Grundwasser in tief liegenden Gebieten – zum Beispiel auf dem Grund von Einschlagskratern – und von Wind transportiertem Staub – möglicherweise in Kombination mit Ascheablagerungen – gebildet haben. Die deutlich erkennbare Abfolge der einzelnen Schichten wird auf jahreszeitlich bedingte Klimaschwankungen oder allgemeine Veränderungen des Marsklimas über größere Zeiträume hinweg zurückgeführt, welche zum Beispiel durch periodisch auftretende Schwankungen in der Ausrichtung der Rotationsachse des Mars ausgelöst werden können.

Diese und andere Theorien werden in der Fachwelt gegenwärtig immer noch intensiv diskutiert. Für eine abschließende Antwort fehlen derzeit immer noch wirklich stichhaltige Argumente und nähere wissenschaftliche Messergebnisse, welche direkt von der Marsoberfläche aus gesammelt werden müssen. In diesem Zusammenhang, so die Erwartung der Planetologen, wird auch der Marsrover Curiosity durch seine Untersuchung des Gale-Kraters wichtige Erkenntnisse liefern.

Auf den am heutigen Tag veröffentlichten Aufnahmen der Raumsonde Mars Express ist die Schichtung innerhalb des hellen Sedimentberges gut erkennbar. Vermutlich war einst der gesamte Boden des Becquerel-Kraters von diesen Sedimenten bedeckt. Sulfathaltige Gesteine sind relativ anfällig für Verwitterung, so dass im Laufe von möglicherweise mehr als drei Milliarden Jahren ein Großteil der geschichteten Sedimentablagerungen aufgrund der erosiven Kräfte von Wind und Wasser abgetragen wurde und ein abgeschliffener, an seinem Gipfel abgerundeter Berg zurückblieb.

Die dunklen Flächen in den Bildern, welche sich speziell im südlichen Bereich des Kraters konzentrieren, zeigen Oberflächenbereiche, welche von einer Schicht aus basaltischen Sanden und vulkanischer Asche bedeckt sind. Vergleichbare Ablagerungen bilden auf dem Mars vielerorts imposante Dünenfelder (Raumfahrer.net berichtete). Die Lage und Ausrichtung dieser dunklen Oberflächenbereiche gibt Aufschlüsse über die einstmals und gegenwärtig dominierenden Windrichtungen in diesem Bereich der Marsoberfläche.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Becquerel-Kraters 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 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Becquerel-Kraters finden Sie auch 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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Der Beitrag Schwefelhaltige Sedimente im Marskrater Becquerel erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: 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 regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 21. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.524 den südöstlichen Bereich des Schildvulkans Olympus Mons und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 17 Metern pro Pixel.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei dem Olympus Mons um den höchsten derzeit bekannten Vulkan in unserem Sonnensystem. Aus dieser Ebene aus erstarrter Lava ragt zunächst ein markanter Steilhang auf, an dessen Oberkante sich der eigentliche Vulkanschild 250 Kilometer weit bis zu dem Gipfel des Vulkans erstreckt.

Die Ränder dieses Hanges erreichen eine Höhe von bis zu neun Kilometer und sind teilweise von Lavaströmen überdeckt, welche ihren Ursprung in Förderzentren auf dem oberen Schild haben und die während der verschiedenen Aktivitätsphasen des Olympus Mons über den oberen Steilhang herabflossen. Dieser Steilhang, der den Olympus Mons ringförmig umgibt, ist typisch für einige der höchsten Marsvulkane, welche sich in der weiter südöstlich gelegenen Tharsis-Region befinden.

In den Bereichen, in denen der Steilhang des Olympus Mons nicht durch geologische Prozesse verändert wurde, liegt dessen Hangneigung bei über 20 Grad. Auffallend sind vereinzelte Felsmassive mit abgeflachten Spitzen, welche aus dem Lavafeld hervorstechen. Diese Massive wurden umgedreht oder emporgehoben, als die äußeren Abhänge des Olympus Mons in sich zusammenstürzten und so den Steilhang formten.

Auf dem oberen Schild und auf dem Steilhang des Vulkans sind unzählige erstarrte Lavaströme zu erkennen. Diese schmaleren Ströme weisen die für sie charakteristischen lobenförmigen Ränder, Dämme und Kanäle auf. Ebenfalls erkennbar sind eine Vielzahl an Lavaröhren, welche kleine Hügelketten mit Kanalsystemen bilden. In den Bereichen, wo diese Lavaströme den Steilhang hinunterflossen, formten sie zudem breite Lavafächer. Diese Lavafächer wurden teilweise von weiteren Lavaströmen überdeckt, welche am Fuße des Vulkans eine Lavaebene entstehen ließen.

Anhand der Anordnung der einzelnen Strukturen kann zugleich auch auf die zeitliche Abfolge von deren Entstehung geschlossen werden. Demnach sind die Lavaströme in der Ebene jünger als die Ströme und Lavafächer, welche sich auf dem Abhang befinden. Das Fehlen von Impaktkkratern auf den Lavaströmen belegt zudem, dass diese Formationen erst in der jüngeren Geschichte des Vulkans, also vor wenigen Millionen Jahren, entstanden sind. Im Rahmen früherer Analysen kamen die Planetologen zu dem Schluss, dass die letzten Ausbrüche des Olympus Mons erst etwa zwei Millionen Jahre zurückliegen.

Auf der ausgedehnten Lavaebene am Fuße des Olympus Mons sind verschiedenen Landschaftsformen zu erkennen. So genannte Runzelrücken (engl. „wrinkle ridges“) – hierbei handelt es sich um quer verlaufende, rückenartige Strukturen, die wie verwundene Seile erscheinen, bildeten sich im Rahmen vulkanisch-tektonischer Aktivitäten und Oberflächenbewegungen. Des weiteren sind ein Kanalsystem sowie einzelne größere Lavaströme erkennbar. Diese Strukturen sind allerdings zum Teil bereits stark verwittert und wurden durch später ablaufende Prozesse überprägt, so dass sie nicht mehr deutlich zu erkennen sind.

Ein Kanalsystem am unteren Rand der Nadir-Farbansicht wurde durch flüssiges Material geformt. Die Wissenschaftler halten es für wahrscheinlich, dass diese Kanäle durch Lava gebildet wurden. Trotzdem kann nicht ganz ausgeschlossen werden, dass vielleicht auch Wasser die Kanäle ausgeschürft hat und hier im Rahmen dieses Prozesses Sedimentmaterial abgelagert wurde.

Umgeben ist der Olympus Mons von einem weitläufigen „chaotischen Gelände“, welches sich über Distanzen von mehreren hundert Kilometern in die Umgebung erstreckt.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Olympus Mons wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.524 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Olympus Mons finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der ESA. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Mars Express: Lavaströme am Fuße des Olympus Mons erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, 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 mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Bei dem der Öffentlichkeit wohl am besten bekannten Instrument an Bord des Marsorbiters dürfte es sich vermutlich um die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) handeln. Zum ersten Mal wird durch diese hochauflösende Stereokamera die Oberfläche eines fremden Planeten systematisch in der dritten Dimension und zudem in Farbe abgebildet. Von den 145 Millionen Quadratkilometern der Marsfläche hat die HRSC während der letzten fast zehn Jahre rund 95,5 Prozent in einer Auflösung abgebildet, welche bei mindestens 60 Metern pro Pixel liegt. Etwa 66,8 Prozent der Oberfläche, dies entspricht rund 97 Millionen Quadratkilometern, konnten sogar mit Auflösungen zwischen lediglich 12,5 und 20 Metern erfasst werden.

Ein am vergangenen Donnerstag von der ESA veröffentlichtes Mosaik zeigt die Umgebung der Kasei Valles – einem der größten Ausflusstalsysteme auf dem Mars. Für die Erstellung der Mosaikaufnahme wurden Bilddaten verwendet, welche von der HRSC während 67 verschiedener Umläufe von Mars Express erstellt wurden. Das Mosaik erstreckt sich von 280 bis 310 Grad östlicher Länge und 19 bis 36 Grad nördlicher Breite. Es verfügt über eine Ausdehnung von etwa 987 Kilometern (Nord-Süd-Richtung) mal 1.550 Kilometern (Ost-West-Richtung) und deckt eine Fläche von rund 1,55 Millionen Quadratkilometern ab. Dies entspricht in etwa der Fläche der Mongolei.

Die Kasei Valles

Die Kasei Valles – „Kasei“ ist die japanische Bezeichnung für den Planeten Mars – entspringen in dem unmittelbar nördlich der Valles Marineris gelegenen Region Echus Chasma. Von dort aus verlaufen sie in die nordöstliche Richtung und teilen sich in verschiedene Arme auf, welche in den westlichen Bereich der Tiefebene Chryse Planitia münden. Die Gesamtausdehnung des Talsystems von der „Quelle“ bis zu seiner Mündung beträgt etwa 2.500 Kilometer.

Aller Wahrscheinlichkeit nach wurde dieses Talsystem durch gigantische Wassermassen geformt, welche in der Vergangenheit – den von der Erde her bekannten Jökulhlaups ähnelnd – mehrfach durch vulkanische Aktivitäten in der Tharsis-Region freigesetzt wurden und sich anschließend über die Marsoberfläche ergossen. Allerdings haben auch die erodierende Kraft von Gletschern und vulkanische Ablagerungen ihre Spuren auf dem Grund der Täler und an dessen seitlichen Hängen hinterlassen.

Der Oberlauf des Ausflusstals nimmt etwa die Hälfte von dessen Gesamtlänge ein. Das Haupttal erreicht dabei eine Breite von etwa 500 Kilometern. Der Unterlauf spaltet sich zunächst in einen nördlichen und einen südlichen Arm, welcher Sacra Fossae genannt wird. An den Seitenhängen des Sacra Fossae sind bis zu 30 Kilometer breite Terrassen erkennbar. Auffallend sind dabei einige gewundene Täler, welche sich in die Terrasse am südlichen Talrand hineingeschnitten haben.

Diese beiden Arme umschließen eine mit dem Namen Sacra Mensa belegte Formation, die sich wie eine Insel über eine Länge von über 500 Kilometern um bis zu zwei Kilometer über das umgebende Gelände erhebt. Dieser gigantische, stromlinienförmig verlaufende Tafelberg widerstand der Abtragung durch die Wassermassen, welche sich einstmals mit großer Energie durch diese Täler wälzten. Auf diesem Tafelberg sind einige größere Impaktkrater erkennbar, was darauf hindeutet, dass dieser Berg über ein sehr hohes Alter verfügt. Außerdem ist ein Muster von Rissen zu beobachten. Hierbei handelt es sich um kleinere, flache Täler, die entweder auf tektonische Spannungen in der Marskruste oder auf eingestürzte Hohlräume im Untergrund zurückzuführen sind.

Im Bereich des nördlichen Talarms fällt zudem eine etwa 30 Kilometer lange und 10 Kilometer breite ovale Struktur auf, welche sich zur einen Hälfte in den Sacra Mensa und zur anderen Hälfte in die terrassierte Talausbuchtung erstreckt. Wahrscheinlich wurde diese Vertiefung von einem Asteroiden verursacht, welcher hier in einem relativ flachen Winkel auf die Oberfläche traf.

Noch weiter zur Mündung hin spaltet sich das Kasei Vallis in weitere Einzelarme auf, welche dabei ein regelrechtes Delta erzeugen. Auch diese Täler wurden durch die starke erosive Kraft des Wassers und durch die unterschiedliche Beschaffenheit des Untergrunds geschaffen. Verschiedene fluviale Strukturen wie der Grund der Täler, Terrassen und tropfenförmige Inseln sind gut erhalten und über weite Bereiche des Ausflusstals zu finden. Auch im unmittelbaren Mündungsbereich konnte dabei ein Teil der ursprünglichen Marsoberfläche den Wassermassen widerstehen. Im Zentrum einer hier befindlichen Erhebung befindet sich der knapp 100 Kilometer durchmessende Sharanov-Krater.

Das weiter oben gezeigte Nadir-Farbmosaik der Kasei Valles wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. 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, welches über eine Auflösung von 100 Metern pro Pixel verfügt.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Kasei Valles finden Sie auch 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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Der Beitrag Mars Express: Ein Mosaik der Kasei Valles erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Heute vor 10 Jahren, am 2. Juni 2003 um 19.45 MESZ, startete die europäischen Weltraumagentur ESA die Raumsonde Mars Express, welche nach einem knapp sieben Monate andauernden Flug Ende Dezember 2003 erfolgreich in eine Umlaufbahn um unseren äußeren Nachbarplaneten einschwenkte. Mittels der sieben wissenschaftlichen Instrumente, welche sich an Bord des Marsorbiters befinden, sollten laut den Vorgaben für diese anspruchsvolle Mission in den darauf folgenden zwei Jahren folgende Aufgabenstellungen erfüllt werden:

• eine globale, hochauflösende topographische und morphologische Kartierung der Marsoberfläche mit einer Nominalauflösung von bis zu zehn Metern in allen drei Dimensionen, sowie Teleaufnahmen mit bis zu zwei Metern Auflösung
• eine geologische und mineralogische Kartierung des Mars durch Vielfarbenaufnahmen und spektroskopische Analysen
• eine Analyse der atmosphärischen Zusammensetzung und der dort ablaufenden Prozesse
• eine Untersuchung der Untergrundstruktur insbesondere auf Permafrostablagerungen
• eine Erforschung der Wechselwirkung zwischen der Planetenoberfläche und der Marsatmosphäre
• eine Untersuchung der Wechselwirkung zwischen der Atmosphäre und dem interplanetaren Medium
• eine Suche nach Wassereisablagerungen
• eine Kartierung der Marsmonde Phobos und Deimos

Inzwischen hat Mars Expressden „Roten Planeten“ fast 12.000 Mal umkreist und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern auch lange nach dem Ablauf dieser zwei Jahre immer noch regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Dies ist auch der Grund dafür, warum die Mission mittlerweile bereits dreimal von der ESA verlängert wurde – zuletzt bis zum Ende des Jahres 2014. Der wissenschaftliche Ertrag, welcher sich dabei ergibt, ist ungemein groß und die Instrumente an Bord des Marsorbiters funktionieren trotz der langen Einsatzdauer immer noch einwandfrei.
Die HRSC-Kamera
Bei dem der Öffentlichkeit wohl am besten vertrauten Instrument an Bord von Mars Express dürfte es sich vermutlich um die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) handeln, welche ein bisher einmaliges Experiment in der Planetenforschung darstellt. Zum ersten Mal wird durch diese hochauflösende Stereokamera die Oberfläche eines fremden Planeten systematisch in der dritten Dimension und zudem in Farbe abgebildet. Durch die dabei gewonnenen Daten wird die Beantwortung fundamentaler Fragen zur geologischen und klimatologischen Geschichte des Mars ermöglicht. Die räumliche Auflösung der erzeugten Stereobilder erlaubt es den beteiligten Geowissenschaftlern, Oberflächendetails in einer Auflösung von bis zu 10 bis 30 Metern dreidimensional zu analysieren.

Als besonderes „Bonbon“ ist ein zusätzliches hochauflösendes Teleobjektiv in die Kamera integriert. Mit diesem „Super Resolution Channel“ (SRC) ist die Abbildung von lediglich etwa zwei bis drei Meter großen Objekten, welche dabei in die farbigen Stereobilddaten der HRSC-Kamera eingebettet sind, durchführbar. Auf diese Weise ist es zum Beispiel auch möglich, einzelne Schichten in Sedimentgesteinen des Mars zu identifizieren und zu analysieren. Die hierbei erreichbare „Punktgenauigkeit“ der erzeugten Aufnahmen stellt eine weitere Stärke der HRSC-Kamera dar.

Das HRSC-Kameraexperiment wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der Kamera entworfen. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) 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. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht derzeit aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Auf dem Weg zum Mars
Die Kamera wurde kurz nach dem Start erstmals aktiviert und dabei zur Erde hin ausgerichtet. Sie lieferte dabei den ersten Beweis, dass sie den Start der Raumsonde vom Weltraumbahnhof in Baikonur gut überstanden hatte. Aus knapp acht Millionen Kilometer Entfernung fertigte die Kamera am 3. Juli 2003 eine Test-Aufnahme an, auf der die Erde und der Mond zu erkennen waren. Als die Sonde dann nach einem mehrmonatigen Flug lediglich noch 5,5 Millionen Kilometer vom Mars entfernt war, gelang die nächste Aufnahme. Die verschiedenen Strukturen auf der Marsoberfläche waren hierbei als helle und dunkle Flächen zu erkennen.

Am 25. Dezember 2003 erreichte Mars Express schließlich das Ziel – und sorgte zunächst einmal für einen gewaltigen Schreck. Die Stereokamera blickte erstmals aus kurzer Entfernung auf den Mars – und lieferte ein fast weißes Bild.

„Da haben alle erst einmal geschluckt“, erinnert sich Prof. Ralf Jaumann vom DLR. Funktionierte die Kamera etwa nicht? Für die an der Mission beteiligten Wissenschaftler wäre der Ausfall des Instruments eine herbe Enttäuschung gewesen. Doch einer der neun verschiedenen Kanäle der Kamera – der Infrarotkanal – zeigte immerhin schwache Konturen der Marsoberfläche. Die Problemlösung war dann glücklicherweise schnell gefunden. Die Sensitivität der Kamera war nahe am Mars viel größer als von den Wissenschaftlern eigentlich erwartet, und die erste Aufnahme war daher überbelichtet. Zwei Marsumkreisungen später wurde dann mit einer korrigierten Belichtungszeit aus einer Überflughöhe von 277 am 10. Januar 2004 die erste von vielen weiteren erfolgreichen Aufnahmen angefertigt. Detail für Detail zeigte sich ein Teilbereich der südlichen Hochländer des Mars nahe der unmittelbar nördlich des Äquators gelegenen Region Isidis Planitia.

Der Mars in 3D
„Zum ersten Mal konnten wir den Mars räumlich – dreidimensional – sehen“, so Prof. Ralf Jaumann. Gräben, Impaktkrater, weit verzweigte Täler, Lavaflüsse, das größte Grabenbruchsystem oder auch der höchsten Berg im derzeit bekannten Sonnensystem – auf den Bildern der HRSC-Kamera wird die Topographie des Mars so plastisch dargestellt, dass der Eindruck entsteht, man könnte durch sie hindurchspazieren. Dass diese Landschaftsstrukturen auch in 3D zu sehen sind, wird durch das ungewöhnliche Aufnahmeprinzip der Kamera ermöglicht. Nacheinander tasten neun lichtempfindliche Detektoren die Oberfläche unter neun verschiedenen Beobachtungswinkeln ab. Die einzelnen Datensätze werden von den Mitarbeitern des DLR zu digitalen Geländemodellen und dreidimensionalen Bildern verarbeitet.

„Wir können die gesamte Topographie beinahe so sehen, als würden wir vor Ort auf dem Mars stehen“, betont Prof. Ralf Jaumann. Welche Neigung hat ein Hang? Wie dick ist eine spezielle Lavaschicht? Mit den Aufnahmen der HRSC-Kamera konnten die Wissenschaftler beispielsweise feststellen, dass es auf dem Mars noch vor Kurzem einen aktiven Vulkanismus gegeben hat. Einige der Schildvulkane in der Marsprovinz Tharsis waren zum Beispiel noch von wenigen Millionen Jahren aktiv. In geologischen Zeiträumen betrachtet war das erst „gestern“. Auch in der Gegenwart könnten die Vulkane auf dem Mars durchaus noch einen Rest dieser ehemaligen Aktivität aufweisen.

Die Bilder der HRSC-Kamera zeigen den Planetenforschern aber noch mehr. Auch wenn der Mars in der Gegenwart nicht mehr die atmosphärischen Bedingungen aufweist, welche das Vorhandensein von flüssigem Wasser erlauben – in seiner Vergangenheit muss Wasser über die Oberfläche des Mars geflossen sein. Dies belegen beispielsweise die vor drei bis vier Milliarden Jahren entstandenen riesigen Ausflusstäler im Grenzbereich zwischen dem südlichen Hochland und der die fast komplette nördliche Marshemisphäre bedeckenden Tiefebene.

Mit dem extrem hochauflösenden Teleobjektiv der HRSC-Kamera können so detailreiche Aufnahmen angefertigt werden, dass gerade geologische Prozesse, an denen Wasser beteiligt war, nachvollzogen werden können. Daraus resultiert, dass es im Laufe der Geschichte des Mars immer wieder fließende und stehende Gewässer auf dem heute so trockenen, staubigen Planeten gab. Es müssen also in der Frühphase des Planeten andere klimatische Bedingungen geherrscht haben. Gut erkennbar ist dies auch auf den dreidimensionalen Bildern, welche unweit des Äquators Strukturen zeigen, die von Gletschern stammen. Mit dem heutigen Klima auf dem Roten Planeten ist dies nicht vereinbar.

Warum hat sich der Mars so entwickelt? Was hat dazu geführt, dass der Mars und die Erde in der Gegenwart so unterschiedliche Umweltbedingungen aufweisen? Und bot der Mars in seiner Vergangenheit Bedingungen, die Leben ermöglichten? Die Mars Express-Sonde und deren HRSC-Kamera liefern kontinuierlich Daten, um diese Fragen zu beantworten.
Mittlerweile ist aus den zahlreichen Aufnahmen der HRSC-Kamera ein fast kompletter „Globus“ des Mars entstanden, welcher unseren Nachbarplaneten in 3D darstellt. Wie bei einem Puzzle setzen die Wissenschaftler die Aufnahmen der Kamera Stück für die Stück zusammen und erstellen so eine globale Landkarte vom Mars. Von den 145 Millionen Quadratkilometern der Marsfläche hat das HRSC-Team während der letzten fast zehn Jahre rund 95,5 Prozent der Marsoberfläche in einer Auflösung abgebildet, welche bei mindestens 60 Metern pro Pixel liegt. Etwa 66,8 Prozent der Oberfläche, dies entspricht rund 97 Millionen Quadratkilometern, konnten sogar mit Auflösungen zwischen lediglich 12,5 und 20 Metern erfasst werden.

Von Zeit zu Zeit machen atmosphärische Störungen wie Wolken aus Kohlendioxid oder Wassereiskristallen, Dunstschichten oder Staubstürme einzelne Aufnahme für eine wissenschaftliche Auswertung unbrauchbar. In solchen Fällen entsteht eine Datenlücke, welche bei einem der nächsten Überflüge gefüllt wird.

„Damit entsteht der umfangreichste Datensatz, der je mit einem deutschen Instrument zur Erkundung unseres Sonnensystems gewonnen wurde“, so Prof. Ralf Jaumann. Kombiniert werden diese Daten mit den Datensätzen, welche durch die Marsorbiter der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA oder auch den Daten der anderen Instrumente von Mars Express gesammelt werden. All diese Daten ermöglichen es uns – in einem größeren Kontext betrachtet – die Entwicklungsgeschichte des Mars noich besser als bisher möglich nachzuvollziehen. Hierdurch ergeben sich auch neue Erkenntnisse darüber, wie sich unser Heimatplanet einstmals entwickelte und immer noch weiter entwickelt.

Anlässlich des Jubiläums des Starts von Mars Express hat das DLR ein Webspecial erstellt, welches Sie hier abrufen können. Auf dieser Internetseite finden Sie atemberaubend schöne Aufnahmen von der Oberfläche des Mars und erfahren mehr über dessen Klimageschichte, dessen zwei Monde und über die Geschichte seiner Erforschung. DLR- Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler berichten hier zudem in kurzen Interviews über die aktuellen Forschungsergebnisse und die bisherigen, teils verblüffenden Erkenntnisse, welche sie im Laufe der letzten Jahre auch auf Grundlage der HRSC-Daten gewonnen haben.

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Der Beitrag Vor zehn Jahren startete die Raumsonde Mars Express erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, 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 regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 23. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.531 die Region Sulci Gordii (lateinisch für „Gordische Gräben“), welche sich etwa 200 Kilometer östlich der Basis des Schildvulkans Olympus Mons befindet, und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 31 Metern pro Pixel.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei dem Olympus Mons um den höchsten derzeit bekannten Vulkan in unserem Sonnensystem. Der Olympus Mons ist von einem „chaotischen Gelände“ umgeben, welches sich über Distanzen von mehreren hundert Kilometern in die Umgebung erstreckt.

Bereits kurz nach der Entdeckung dieser Formationen äußerten die Planetologen die Vermutung, dass es sich bei den hier zu beobachtenden Geländestrukturen um die Ablagerungen von gewaltigen Felsstürzen und Erdrutschen handelt, welche in der Vergangenheit von den unteren Hängen des Olympus Mons abbrachen.

Ein Teilbereich dieser Aureole, welche den Olympus Mons umgibt, ist die Region Sulci Gordii. Die Landschaft des Sulci Gordii setzt sich aus einer chaotischen Abfolge von diversen Bergrücken zusammen, welche von kleinen Tälern durchschnitten werden. Nach der Entstehung der Region wurden diese kleinen Zwischentäler durch später erfolgende, vom Olympus Mons ausgehende Lavaflüsse teilweise aufgefüllt. Diese verfüllten Täler verfügen über sehr flache, ebene Talböden.

Die Planetologen vermuten, dass die den Olympus Mons umgebende Aureole sich bereits in der Frühzeit des Mars bildete. Durch den Ausstoß von Lava und die damit verbundenen Temperaturen wurden vermutlich auch große Mengen an Wassereis, welches sich dort im Untergrund befand, aufgeschmolzen. Die so freigesetzten Wassermassen führten in Verbindung mit der seismischen Aktivität dazu, dass die Randbereiche des Olympus Mons instabil wurden, was zur Auslösung von gewaltigen Gesteinslawinen und Bergstürzen führte.

Das von den Bergflanken losgelöste Material lagerte sich schließlich, transportiert von Lava und Wasser, in Entfernungen von bis zu mehreren hundert Kilometern im Umkreis um den Vulkan ab und wurde in der Folgezeit bei später erfolgenden Ausbrüchen teilweise von weiteren Lavamassen bedeckt. Zudem führte die äolische Verfrachtung von Vulkanasche, Staub und Sand dazu, dass sich in diesem Bereich über die Zeit hinweg eine Vielzahl von Sanddünen gebildet haben. Das Studium der Höhen und Ausrichtungen dieser Dünen erlaubt den Planetenforschern Einblicke in die in der Vergangenheit in dieser Region gegebenen Windbedingungen.

Vergleichbare Hangrutschungen, welche allerdings in einem sehr viel kleineren Maßstab auftreten, können auch auf unserem Heimatplaneten beobachtet werden. Ein Beispiel hierfür ist die Umgebung des Vulkans Mauna Loa auf Hawai’i. Durch die Untersuchung der diversen auf dem Mars auftretenden Landschaftsformen und vergleichende Studien mit auf der Erde zu beobachtenden vergleichbaren Formationen sind die Planetenforscher in der Lage, mehr über die vielfältigen geologischen Prozesse zu lernen, welche in der Frühzeit des Mars auftraten und die Oberfläche unseres Nachbarplaneten geformt haben.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Sulci Gordii 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 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.531 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Sulci Gordii finden Sie auch 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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Der Beitrag Mars Express: Erdrutsche am Olympus Mons erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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 über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 4. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.467 die Region Thaumasia Planum. Hierbei handelt es sich um eine in der östlichen Tharsis-Region gelegene Hochebene, welche sich unmittelbar südlich der Valles Marineris befindet. Während des Überfluges gerieten auch zwei dicht beieinander liegende Impaktkrater in das Aufnahmefeld der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters.

Bei dem weiter nördlich gelegene Impaktkrater (auf den Nadir-Aufnahmen der HRSC-Kamera rechts zu erkennen) handelt es sich um den nach einer Stadt auf der Karibikinsel Trinidad benannten Arima-Krater. Der weiter südlich gelegene, fast gleich große Krater erhielt bisher noch keinen Namen. Beide Impaktkrater verfügen über Durchmesser von etwas mehr als 50 Kilometern und weisen komplexe Strukturen auf. Der südliche der beiden Krater wird hier außerdem in einer perspektivischen Ansicht dargestellt. Bei dieser Betrachtung werden die komplexen Strukturen des Kraters in all ihren Details sichtbar. So reihen sich zum Beispiel mehrere gestaffelte Terrassen in den über 2.000 Meter hohen Kraterwänden vom oberen Rand des Kraters bis zum flachen Kraterboden aneinander.

Bei Impaktkratern dieser Größe sind solche Formationen häufig zu beobachten. Wenn das Ereignis des Asteroideneinschlags vorüber ist, sind die in diesem Fall mehrere Kilometer hohen Auswurfmassen zu einem Kraterrand aufgetürmten. Das Auswurfmaterial ist dabei zunächst noch instabil und sackt entlang von konzentrischen, parallel zum Kraterrand verlaufenden Schwächezonen ins Kraterinnere nach.

Unterirdische Dampfexplosionen
Am auffälligsten sind jedoch die zentralen Vertiefungen am Grund der beiden „Zwillingskrater“. Diese Vertiefungen, so die Vermutung der Planetologen, haben sich sehr wahrscheinlich durch starke unterirdische Dampfexplosionen gebildet, welche sich bereits während der rasch ablaufenden Vorgänge der Kraterbildung ereignet haben.

Trifft ein großer Asteroid auf die Oberfläche eines Planeten, so wird ein beträchtlicher Teil der Bewegungsenergie des Asteroiden in Wärmeenergie umgewandelt und an die Umgebung abgegeben. Sollte unter dem von dem Asteroiden getroffenen Bereich der Planetenoberfläche Wasser oder Eis eingeschlossen sein, so wird dieses durch die freigesetzte Wärme schlagartig erhitzt und geht in den gasförmigen Aggregatzustand über.

Dieser Vorgang kann zu heftigen Dampfexplosionen führen, wodurch zunächst ein Loch im Zentrum des Kraters aufgerissen wird. Die darüber liegende Gesteinskruste wird durch die Explosion aufgebrochen, kollabiert dabei ins Innere des entstandenen Hohlraums oder wird vollständig abgesprengt. Teile der Gesteinskruste umgeben anschließend die so entstandene Vertiefung am Grund des Kraters.

Obwohl die beiden Impaktkrater in etwa den gleichen Durchmesser aufweisen, unterscheiden sich die dortigen zentralen Vertiefungen deutlich in ihrer jeweiligen Größe und Tiefe. Dies ist auf der nebenstehenden höhenkodierten Bildkarte besonders deutlich zu erkennen. Möglicherweise wurde bei der Entstehung des linken (südlichen) Kraters mehr Energie freigesetzt, so dass das dort unter der Oberfläche befindliche Eis schneller verdampfte. Eine zweite Erklärung wäre, dass im Bereich dieses Kraters von Vorneherein mehr Eis unter der Marsoberfläche vorhanden war, so dass die Explosion heftiger ausfiel.

Wassereis im Untergrund
Aber auch die kleineren Impaktkrater, welche auf den hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera zu erkennen sind, sind für die an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftler von Interesse. Einige dieser Krater – Marsforscher bezeichnen sie allgemein als „Rampart-Krater“ („Rampart“, engl. für Wall oder Barriere) – sind von deutlich erkennbaren Auswurfdecken umgeben, welche einen unregelmäßig verlaufenden, lobenförmigen Rand aufweisen. Diese auch als „Ejektadecken“ bezeichneten Formationen sind ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu den Zeitpunkten, an denen sich die für die Entstehung der kleineren Krater verantwortlichen Impakte ereigneten, direkt unter der Oberfläche des Thaumasia Planum Wassereis befunden haben muss.

Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen der Impaktprozesse freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des Marsbodens führte. Das jetzt teilverflüssigte Untergrundmaterial wurde durch die Wucht des Impaktes zuerst in die Höhe geschleudert und fiel anschließend in der Umgebung des jeweiligen Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Dabei bildeten die Ejektadecken zu ihrer Umgebung hin deutlich erkennbare Geländestufen aus. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

Impaktkrater wie diese erlauben den Marsforschern einen Blick in die Vergangenheit unseres Nachbarplaneten und belegen in diesem Fall, dass in der Region Thaumasia Planum einstmals eine große Menge an Wasser oder Eis unter der Oberfläche eingeschlossen war, welches bei diversen großen und kleinen Einschlägen von Asteroiden auf die Marsoberfläche freigesetzt wurde.

Bildverarbeitung durch das HRSC-Team
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Thaumasia Planum wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren 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, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). 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. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.467 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Thaumasia Planum finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

Konjunktion

Gegenwärtig führt die Raumsonde Mars Express aufgrund der derzeitigen Marskonjunktion keine wissenschaftlichen Beobachtungen durch. Bei einer Marskonjunktion handelt es sich um eine spezielle, etwa alle 26 Monate auftretende Planetenkonstellation, bei der sich der Mars von der Erde aus betrachtet in einem Abstand von weniger als fünf Grad von der Sonne befindet. Zum Zeitpunkt seines geringsten Abstandes wird sich der Mars dabei am 18. April 2013 lediglich 0,4 Grad – dies ist weniger als ein Vollmonddurchmesser – unterhalb der Sonne befinden.

Aus diesem Grund wird die Datenübertragung zwischen der Erde und dem Mars im April 2013 stark eingeschränkt beziehungsweise für die Dauer von mehren Tagen sogar nahezu unmöglich sein, da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen den beiden Planeten hin und her gesandt werden, zu sehr stört und die Signale sogar „verstümmeln“ kann.

Um die Übertragung von fehlerhaften Signalen und Kommandosequenzen zu vermeiden und die volle Funktionalität der Raumsonde zu gewährleisten werden sich die Aktivitäten von Mars Express in den kommenden Wochen deshalb auf das absolute Minimum beschränken. Die Wiederaufnahme des wissenschaftlichen Betriebes ist für Ende April/Anfang Mai 2013 vorgesehen.

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Der Beitrag Explosive Zwillingskrater auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Eines der auffälligsten topografischen Merkmale des Mars ist seine Zweiteilung, durch welche unser Nachbarplanet in ein südliches Hochland und eine um mehrere Kilometer abgesenkte Tiefebene auf der Nordhemisphäre geteilt wird. Diese Dichotomie hat zur Folge, dass sich die beiden Hemisphären geologisch und topografisch in vielerlei Hinsicht unterscheiden. Auf der nördlichen Halbkugel dominieren zum Beispiel flache, sand- und staubbedeckte Ebenen die Topografie des Geländes, welches in diesem Bereich nur wenige markante Landschaftsmerkmale aufweist. Die gebirgige und stark zerklüftete südliche Hemisphäre besteht dagegen aus geologisch älteren Formationen, was sich unter anderem in einer deutlich größeren Kraterdichte wiederspiegelt.

Bedingt durch den Wechsel der Jahreszeiten kommt es im Bereich der nördlichen Tiefebene oftmals zu intensiven Staub- und Sandstürmen. Der Wind transportiert und verfrachtet dabei kleinste Partikel, welche dann an anderer Stelle abgelagert werden oder – wenn sie auf Gestein treffen – diese Felsformationen durch ihre erodierende Wirkung langsam zersetzen. Diese Art der Winderosion wird auch als Windschliff oder Windabrasion bezeichnet. Neben ausgedehnten Dünenfeldern sind Windhöcker entlang der vorherrschenden Hauptwindrichtung, so genannte Yardangs, die markanteste Hinterlassenschaft der Windkraft auf dem Mars.

Trotz der nur sehr dünnen Marsatmosphäre – der Luftdruck auf der Marsoberfläche entspricht dem Luftdruck der irdischen Atmosphäre in einer Höhe von etwa 35 Kilometern und liegt im Durchschnitt bei 6,36 Hektopascal – ist der Wind mit seiner mitgeführten Fracht aus Staub und kleinsten Sandpartikeln seit dem Beginn der modernen Marsforschung mittels Raumsonden und Teleskopen ein häufiger, aber nur selten willkommener „Begleiter“ der Planetologen. Als zum Beispiel die US-amerikanische Raumsonde Mariner 9 am 14. November 1971 in eine Marsumlaufbahn eintrat waren die Hoffnungen der Wissenschaftler groß, als die ersten Bilder zur Erde übermittelt wurden. Noch größer war dann jedoch deren anfängliche Enttäuschung, denn auf den Bildern des Orbiters waren keine Oberflächenformationen zu erkennen.

Die Ingenieure und Wissenschaftler der NASA glaubten schon an einen Fehler im Kamerasystem der Raumsonde, ehe sie erkannten, dass der gesamte Planet von einem globalen Staubsturm heimgesucht wurde, welcher einen Blick auf die Oberfläche unmöglich machte. Erst zu Beginn des Jahres 1972 legte sich der Staubschleier und die Kamera konnte dann doch noch die erhofften Bilder der Marsoberfläche aufnehmen und zur Erde übertragen. Dies war der eigentliche Beginn der Marsforschung im Zeitalter der Raumfahrt. Die insgesamt 7.239 Bilder, welche Mariner 9 im Verlauf der Mission zu Erde übermitteln konnte, begründen im Wesentlichen immer noch unser heutiges Bild vom Mars.

Auch die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express hatte im Laufe ihrer nunmehr fast zehnjährigen Mission – am 2. Juni 2003 wurde der Orbiter gestartet, seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich Mars Express in einer Umlaufbahn um unseren äußeren Nachbarplaneten – des öfteren mit durch Staubstürme verursachten Einschränkungen der Instrumente zu kämpfen. Die Aufnahmen, welche zu solchen Zeitpunkten mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, aufgenommen wurden, waren dann größtenteils unbrauchbar. Trotz solcher Beeinträchtigungen konnte die HRSC-Kamera mittlerweile fast 90 Prozent der Marsoberfläche in einer Qualität abbilden, welche den wissenschaftlichen Ansprüchen genügt (Raumfahrer.net berichtete).

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen solche weiter oben erwähnten Yardangs in den Ebenen rund um den etwa 480 Kilometer langen Gebirgszug Gordii Dorsum. Dieser Höhenzug befindet sich unmittelbar nördlich des Marsäquators und rund tausend Kilometer südwestlich des Olympus Mons, des größten Vulkans auf dem Mars, und bildet eine Übergangszone zwischen dem südlichen Hochland und der nördlichen Tiefebene. Bei dem Gordii Dorsum handelt es sich dabei nur um einen von mehreren Höhenzügen, welche in nordnordwestlicher Richtung von dem Marshochland in die nördlichen Tiefebenen hineinragen. Die Prozesse, welche zur Entstehung dieser Formationen führten, sind bisher noch nicht vollständig verstanden. Es wird jedoch vermutet, dass diese Bergrücken durch tektonische Prozesse, möglicherweise durch sogenannte Seiten- oder Blattverschiebungen entstanden sind.

Die hier wiedergegebenen Abbildungen zeigen einen Teilbereich des südlichen Gordii Dorsum. Besonders auffällig sind zahlreiche schmale, über viele Kilometer parallel verlaufenden Grate und Furchen, welche im oberen Bildausschnitt der Draufsichten zu sehen sind und sich somit östlich des Gordii Dorsum befinden. Hierbei handelt es sich um die erwähnten Yardangs. Yardangs werden im Laufe der Zeit von den Sandkörnern, welche der Wind mit sich führt, wie mit einem Sandstrahlgebläse aus dem Gestein „herausgefräst“. Wehen die Winde dabei über einen längeren Zeitraum in die gleiche Richtung, so können diese dabei regelrechte Windgassen bilden, durch welche der Prozess der Yardang-Bildung noch weiter beschleunigt wird.

Der Name „Yardang“ entstammt aus der uigurischen Sprache und bedeutet ins Deutsche übersetzt in etwa „steiler Sandwall“. Geprägt wurde der Begriff durch den schwedischen Wissenschaftler und Forschungsreisenden Sven Hedin, welcher in der zentralasiatischen Wüste Lop Nor solche Gesteinsformationen beobachtete und im Jahr 1903 erstmals wissenschaftlich beschrieb.

Des weiteren ist im oberen Bildausschnitt der Nadir-Aufnahme eine auffallende Linie erkennbar, welche sich durch die Ebene zieht. Hierbei handelt es sich vermutlich um einen großen tektonischen Bruch in der Planetenoberfläche, der sich außerhalb des Aufnahmebereiches in die nordwestliche Richtung fortsetzt. In den perspektivischen Ansichten, aber auch in der topographischen Bildkarte und auf dem Anaglyphenbild ist gut erkennbar, dass das Gordii Dorsum aus mehreren übereinander abgelagerten Schichten aufgebaut ist, welche vor allem im Westen nach und nach von der Winderosion angegriffen werden.

Die hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera entstanden während des Orbits Nummer 11.503 von Mars Express am 15. Januar 2013. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 19 Metern pro Pixel.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Gordii Dorsum 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 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.5037 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Gordii Dorsum finden Sie auch 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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Der Beitrag Der Wind als Landschaftsformer auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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 über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 13. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.497 den nordöstlichen Bereich der südlich des Äquators gelegenen Hochebene Hesperia Planum und bildete dabei einen Teilbereich von der Mündung des Marstals Tinto Vallis mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Mit diesen neuen Aufnahmen konnten die Marsforscher die Ähnlichkeiten zwischen speziellen Regionen auf unserem Heimatplaneten, welche beispielsweise in den polaren Gebieten oder in einigen Wüsten vorzufinden sind, und Regionen auf dem Mars sowie die verflochtene frühe geologische Geschichte dieser beiden Welten noch weiter verdeutlichen.

Das nach dem in der südwestspanischen Region Andalusien gelegenen Rio Tinto – dem „Roten Fluss“ – benannte Marstal Tinto Vallis ist etwa 190 Kilometer lang und verfügt über ein sehr hohes Alter. Es hat sich vermutlich bereits in der Frühgeschichte des Mars vor etwa 3,7 Milliarden Jahren gebildet. Die Planetologen gehen davon aus, dass das Tinto Vallis nicht etwa durch abfließendes Oberflächenwasser gebildet wurde, sondern dass seine Entstehung vielmehr auf eine frühere vulkanische Aktivität in dieser Region zurückzuführen ist.

Die dabei freigesetzte Wärme brachte größere Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war, zum Schmelzen. Der so ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft. Bei diesem Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dadurch wird der Abhang ausgehöhlt.

Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Die Geologen verwenden für diese Form der Erosion den englischen Fachbegriff „sapping valleys“.

Das Ausschürfen solcher „sapping valleys“ durch Grundwasser ist eine wesentliche Ursache für Erosion in vielen der zusammenhängenden Talstrukturen, welche in dieser Region der Marsoberfläche zu beobachten sind. Das durch die HRSC-Kamera abgebildete Tinto Vallis ist ein sehr gutes Beispiel für ein derartiges Tal. In der weiter oben gezeigten topografischen Übersichtskarte ist der gesamte Verlauf dieses Tals durch die Hochebene Hesperia Planum zu erkennen.

In der nebenstehenden Nadir-Farbansicht fällt in der linken Bildhälfte eine etwa 100 Kilometer durchmessende Vertiefung auf, welche aufgrund der starken Erosion ihrer Ränder allerdings nicht sogleich als ein Impaktkrater identifiziert werden kann. Dieser riesige Krater wird im Südosten (unten links in dieser Aufnahme) von einem kleineren, lediglich rund 35 Kilometer breiten Krater mit einem sehr scharfen Rand überlagert. Dies zeigt, dass dieser zweite Krater über ein deutlich jüngeres Alter als der große Krater verfügt.

Der Boden des großen Kraters ist mit einer Vielzahl von Tafelbergen und kleineren Spitzkuppen übersät. Diese Strukturen sind wahrscheinlich ebenfalls auf das Austreten von Wasser unter einer einstmals zusammenhängenden Oberfläche im Inneren des Krater zurückzuführen. Das abfließende Wasser hat einen Kollaps der verbleibenden Oberfläche verursacht, welche dabei in die zuvor gebildeten Hohlräume absackte. Zurück blieben die heute sichtbaren Restberge mit ihren für diese Erosionsform typischen steilen Flanken.

Spitzkuppen und Tafelberge verdanken ihre steilen Flanken dickeren Schichten aus festerem, verhältnismäßig erosionsresistentem Gestein in ihrem Inneren. Auf der Erde sind viele vergleichbare Beispiele für solche geologische Formationen in den Wüstenregionen des US-Bundesstaates Utah im Südwesten der USA zu finden.

Im kleineren der beiden Krater sind dagegen verschiedene spektakuläre Erdrutsche zu erkennen, welche sich zur nordwestlichen und zur nordöstlichen Seite erstrecken. Mehrere noch kleinere Krater in der abgebildeten Region verfügen aufgrund abgelagerter Sedimente über besonders glatte und flache Böden.

Die dunkleren Regionen weiter im Norden und Süden liegen deutlich tiefer als das Zentrum der abgebildeten Region, was aus der nebenstehenden höhenkodierten Darstellung der Region hervorgeht. Die dunkle Färbung dieser Oberflächenbereiche ist dadurch zu erklären, dass hier vom Wind verfrachteter Sand und Staub abgelagert wurde. Bei diesem Material handelt es sich sehr wahrscheinlich um Vulkanasche und zerkleinertes Basaltgestein. Dunkle Dünenfelder, welche sich aus diesem Material bilden, können nicht nur auf dem Mars, sondern auch in einigen Regionen auf der Erde beobachtet werden.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Tinto Vallis wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren 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, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). 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. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.497 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Tinto Vallis finden Sie auch 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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Der Beitrag Feuer und Eis im Roten Tal auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: 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 immer wieder neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Bei einem der dabei eingesetzten sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters handelt es sich um die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“).

Im bisherigen Missionsverlauf konnte die HRSC-Kamera in etwa 87,8 Prozent der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten in einer Qualität abbilden, welche eine wissenschaftlich sinnvolle Auswertung der Aufnahmen ermöglicht. Etwa 61,5 Prozent der Oberfläche konnten dabei sogar mit einer Auflösung von mindestens 20 Metern pro Pixel wiedergegeben werden. Das nebenstehende Mosaik zeigt eine Abdeckungskarte der dabei erfassten Gebiete. Dieses enthält die Aufnahmen von allen Bereichen der Oberfläche, welche bis zum 30. Juni 2012 – an diesem Tag absolvierte Mars Express den Marsorbit Nummer 10.821 – mit den verschiedenen Filtern der Kamera gleichzeitig erfasst werden konnten.

Aufnahmen, welche zu dem jeweiligen Aufnahmezeitpunkt durch zeitgleich auftretende störende atmosphärische Effekte wie Staubstürme oder Wolkenbildung zu stark beeinträchtigt wurden, wurden nicht in dieses Mosaik aufgenommen. Die subtilen Veränderungen in den Farbtönen des Mosaiks rühren zwar teilweise von dem veränderten Staubanteil in der Atmosphäre her – größtenteils basieren sie jedoch auf den unterschiedlichen Lichtverhältnissen, unter denen sich die Marsoberfläche der HRSC-Kamera aufgrund eines veränderten Einfallswinkels des Lichts zwischen Sonne, Marsoberfläche und Orbiter während der verschiedenen Überflüge immer wieder präsentiert.

Die an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftler – alleine das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern – erwarten, dass die HRSC-Kamera in den kommenden Monaten die bisher existierenden Lücken in der Kartografierung der Marsoberfläche erfolgreich schließen wird. Nach dem bisherigen Planungsstand soll der Orbiter Mars Express die Untersuchung des Mars bis zum 31. Dezember 2014 fortsetzen.

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, welche anschließend vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) entwickelt und gebaut wurde. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Eine anschließend erfolgende systematische Prozessierung der gewonnenen Bilddaten erfolgt am DLR. Verschiedene Meldungen über die dabei abgebildeten Bereiche der Marsoberfläche finden Sie in unserem Newsarchiv.

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