Quelle: DLR.

Jezero ist nicht irgendein Einschlagskrater auf dem Mars. Ein altes Flussdelta nahe dem westlichen Kraterrand bezeugt, dass er vor mehr als 3,5 Milliarden Jahren einen See beherbergte. Zahlreiche wasserhaltige Minerale beweisen, dass in ihm flüssiges Wasser für sehr lange Zeit vorhanden gewesen sein muss – eine der wichtigsten Voraussetzungen für Leben. Darum ist Jezero auch Ziel der aktuellen NASA-Mission Mars 2020, die am 30. Juli 2020 um 13:50 Uhr MESZ starten und im Februar 2021 die Suche nach Lebenspuren in dem ehemaligen Kratersee beginnen soll.

Dieser simulierte Überflug wurde aus Bilddaten und daraus berechneten digitalen Geländemodellen der hochauflösenden DLR-Stereokamera HRSC (High Resolution Stereo Camera) an Bord der ESA-Mission Mars Express erstellt und zeigt ein Gebiet bei etwa 18 Grad Breite und 77 Grad Länge nördlich des Marsäquators.

Jezero liegt am nordwestlichen Rand von Isidis Planitia, einem der größten Einschlagsbecken auf dem Mars, in dessen unmittelbarer Umgebung sich einige der ältesten und interessantesten geologischen Formationen und Gesteine auf dem Mars finden lassen. Der Krater hat einen Durchmesser von etwa 45 Kilometern, und sein stark erodierter Rand wird im Westen und im Osten jeweils von einem Zufluss- beziehungsweise Abflusskanal durchbrochen. Derartige Seen nennt man „offene Kraterseen“ (engl. open basin lakes), das heißt, dass Wasser in ihnen kontinuierlich ein- und ausströmte. Außerdem wurden sie vornehmlich von Oberflächenwasser gespeist.

Der westliche Zufluss ließ durch seine mittransportierten Sedimente ein Flussdelta entstehen, dessen mineralogische Zusammensetzung die Aufmerksamkeit der Wissenschaftler weckte: Es besteht nicht nur, wie so oft an anderer Stelle auf dem Mars, aus aluminiumreichen sowie eisen- und magnesiumreichen Tonmineralen, die durch die chemische Verwitterung des Ausgangsgesteins unter Vorhandensein von flüssigem Wasser entstanden sind. Sondern es enthält außerdem Karbonatminerale, wie sie auf der Erde in Kalkstein oder Dolomit häufig vorkommen und auch tatsächlich im See selbst gebildet worden sein könnten. Das interessante an diesen im See gebildeten Karbonatmineralen ist, dass sie in besonderem Maße dazu in der Lage sind, makro- und mikroskopische Biosignaturen, also organische Moleküle oder sogar fossile Mikroorganismen, über Jahrmilliarden zu konservieren. Die NASA-Mission Mars 2020 wird durch intensive und komplexe chemische Untersuchungen und Probennahmen der Frage nachgehen, ob einst Leben in diesem Kratersee entstanden ist. Außerdem werden 43 Gesteins- und Bodenproben in Behältern deponiert, die bis zum Anfang der 2030er-Jahre zur genauen Analyse auf die Erde gebracht werden sollen.

Kleiner Flug-Reiseführer

Im Anflug auf den Krater Jezero überfliegt man zuerst von Osten kommend den Ausflusskanal, aus dem das Wasser aus dem See wieder hinausfloss. Dann erreicht man eine gelbe Ellipse, die die etwa 10 Kilometer durchmessende Landestellenregion markiert, in der der Mars-2020-Rover Perseverance („Beharrlichkeit“) im Februar 2021 mit einem Himmelskran, ähnlich wie der Vorgängerrover Curiosity, abgesetzt werden wird. Die Ellipse bedeckt zum Teil das Flussdelta, welches Geomorphologen als „Vogelfußdelta“ bezeichnen, da seine breit gefächerten „Arme“ dem Fuß eines Vogels ähneln. Durch das mäandrierende Tal Neretva Vallis, das von Westen kommend den Karterand durchbricht, floss bis vor etwa 3,8 Milliarden Jahren ein Fluss, dessen mitgeführte Sedimente das Delta bildeten. Der Krater selbst ist heute sehr flach, weil er durch Seesedimente und vom Wind eingebrachtes Material stark verfüllt worden ist. Sein Kraterrand ragt heute nur noch etwa tausend Mater über seinem Boden empor.

Der Beitrag der HRSC

Das hier zugrundeliegende digitale Geländemodell der Stereokamera HRSC hat einen wichtigen Beitrag bei Erforschung und Auswahl dieser Landestelle geleistet. Es wurde auf Anfrage des Mars-2020-Projekts am DLR und der Freien Universität Berlin erstellt und zusammen mit dem Jet Propulsion Laboratory (JPL) für die Landestellenauswahl und für die Entwicklung der Navigationssysteme für die Landung ausgewertet. Aber auch geologische Fragestellungen können mit solch präzisen Daten der Berliner Stereokamera beantwortet werden. Neben der Tiefe und des Volumens des Kratersees kann beispielsweise auch der Wasserdurchfluss der Flüsse abgeschätzt werden. Dazu werden Breite, Tiefe und Gefälle des jeweiligen Flussbetts mit Eigenschaften des zugrundeliegenden Gesteins zueinander in Beziehung gestellt.

Vor allem für die Landestellenauswahl früherer (Spirit, Opportunity, Phoenix), aktueller (Curiosity, InSight) und der 2020 und 2022 startenden und dann sieben Monate später landenden Marsmissionen (Mars 2020/Perseverance bzw. ExoMars/Rosalind Franklin) waren und sind präzise, hochauflösende topographische Daten der HRSC unabdingbar, die von den Wissenschaftlern des DLR und der Freien Universität Berlin hierfür berechnet und der NASA bzw. der ESA zur Verfügung gestellt werden.

Zurzeit überprüft die ESA, ob die bereits über 16 Jahre andauernde Mission Mars Express, auf der die Kamera HRSC mitfliegt, zum achten Mal verlängert wird.

• Bildverarbeitung Dieser simulierte Überflug wurde aus Daten der hochauflösenden Stereokamera HRSC (High Resolution Stereo Camera) an Bord der ESA-Mission Mars Express erstellt. Das Video besteht aus einem Bildmosaik aus 5 Orbitstreifen (0988, 2228_2, 5252, 5270) das mit topographischen Informationen aus den Stereokanälen der HRSC kombiniert wurde, sodass ein dreidimensionales Abbild der Landschaft entstand. Schließlich wurde diese Marslandschaft, ähnlich wie mit einer Filmkamera, aus verschiedenen Blickwinkeln aufgenommen, und daraus ein Überflug gerechnet.
• Das HRSC-Experiment auf Mars Express Die High Resolution Stereo Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigators (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 51 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben, wo auch die systematische Prozessierung der Kameradaten erfolgt. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

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• Mars Express (MEX) auf Sojus-Fregat ST11 von Baikonur

Der Beitrag DLR: HRSC fotografiert Jezero-Karter auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: DLR.

Die Talnetzwerke entstanden vor mehr als dreieinhalb Milliarden Jahren und kommen deshalb typischerweise in den ältesten, stark verkraterten Regionen des Mars vor, die sich im südlichen Hochland befinden. Die Existenz solcher Talnetzwerke belegt, dass der Planet früher zumindest zeitweise ein anderes, vermutlich wärmeres und feuchteres Klima und vor mehr als vier bis vor etwa 3,7 Milliarden Jahren vermutlich sogar einen Wasserkreislauf gehabt haben muss.

Die systematische Verarbeitung der Kameradaten zu digitalen Geländemodellen erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

Auf den Bildern sieht man, dass die Landschaft von einem Netzwerk aus gewundenen Tälern überzogen ist, die allesamt einem dendritischen, also verästelten oder verzweigten Muster folgen. In der Hydrologie wird der Begriff ‚dendritisch‘ von dendron (griech. für Baum) abgeleitet und beschreibt ein Tal, in das talaufwärts immer kleinere Nebentäler münden, die wiederum von noch kleineren Zuflüssen gespeist werden. Dadurch ergibt sich ein Muster, das der Struktur eines Baumes ähnelt, mit Stamm, Ästen und kleinen Zweigen.

Auf der Erde ist dieses Erosionsmuster bei den meisten Flüssen anzutreffen und ist das Ergebnis des Wasserkreislaufs mit Niederschlag, Abfluss, Verdunstung und erneutem Niederschlag. Im Gegensatz dazu stehen kaum verzweigte, ebenfalls längst ausgetrocknete Flusstäler auf dem Mars, die eher eine geradlinig verlaufende Talstruktur ohne viele Nebenflüsse aufweisen, und die eine andere Entstehungsgeschichte haben, weil sie durch austretendes Grundwasser gebildet wurden.

Um solche verästelten Täler zu formen, war auch auf dem Mars fließendes Wasser nötig. Der jeweilige Ursprung des Wassers – ob Niederschlag, Grundwasser oder Schmelzwasser aus dem Eis von Gletschern – kann oft an der Art der Talstruktur abgelesen werden: Talnetzwerke, die einen dendritischen Grundriss aufweisen, wurden auch auf dem Mars höchstwahrscheinlich durch Oberflächenabfluss von Niederschlag oder Schmelzwasser gebildet. Die Ursprünge der Täler befinden sich typischerweise an einem topographischen Höhenzug, beispielsweise an einer Wasserscheide, und der Verlauf der Abflussrinnen folgt dem lokalen Gefälle. Der Begriff Wasserscheide bezeichnet dabei den Grenzverlauf zwischen zwei benachbarten Flusssystemen, der sich in der Regel entlang von Höhenzügen erstreckt.

Wie man aus dem farbkodierten Höhenmodell ableiten kann, sind die Wassermassen von Norden (rechts im Bild) nach Süden (links im Bild) geflossen. Die größten Täler in den gezeigten Bildern sind bis zu zwei Kilometer breit und erreichen eine Tiefe von bis zu 200 Metern. Insbesondere diejenigen, die in Ost-West Richtung verlaufen, zeigen stark verwitterte und von der Erosionskraft des talwärts fließenden Wassers ausgeschürfte Talränder. Dendritische Talsysteme finden sich auch an anderen Stellen auf dem Kraterrand und wurden von der HRSC auf Mars Express erstmals am 20. Juni 2004 während Orbit 532 erfasst.

Klimawandel verwandelt den Mars in einen „salzigen“ Planeten
Heute geht man davon aus, dass auf dem Mars vor etwa 3,7 bis 3,8 Milliarden Jahren ein Klimawandel stattgefunden hat, bei dem sich die Umweltbedingungen von einem eher neutralen, lebensfreundlichen, sporadisch feuchten Milieu zu einem deutlich saureren, lebensfeindlichen, trockenen und kalten Milieu hin verändert haben. Die Hauptursache dafür liegt nach heutigem Kenntnisstand in dem graduellen Verlust der Marsatmosphäre und einer veränderten vulkanischen Aktivität des Planeten. „Dieser Klimawandel hat unseren Nachbarplaneten sozusagen von einem hinsichtlich der möglichen Entstehung und Entwicklung von Leben ‚hoffnungsvollen‘ Planeten mit zeitweilig existierenden Flüssen und Seen zu einem Planeten umgeformt, der nur noch trocken, kalt und salzig war“, so Prof. Ralf Jaumann vom DLR-Institut für Planetenforschung, Leiter des Kameraexperiments HRSC.

Einer der Gründe, warum der Mars seine Atmosphäre verloren hat, liegt an seinem heute fehlenden, aber während der ersten fünfhundert Millionen Jahre noch existierenden Magnetfeld. Weil das Magnetfeld immer schwächer wurde, konnte der Sonnenwind sukzessive die Atmosphärenmoleküle spalten, und die beschleunigten Ionen gingen ans Weltall verloren: Dadurch und wegen des nachlassenden Vulkanismus‘ wurde die Atmosphäre immer dünner. Außerdem ist Mars nur halb so groß wie die Erde, weshalb seine Anziehungskraft kaum ausreicht, um Atmosphärenmoleküle durch die eigene Schwerkraft an sich zu binden. Ab einem bestimmten Atmosphärendruck kann Wasser physikalisch auf einem Planeten nicht mehr flüssig sein, sondern nur noch eis- oder gasförmig. Durch das Ausbleiben der Niederschläge brach der Wasserkreislauf auf dem Mars schließlich zusammen.

Gibt es heute noch fließendes Wasser auf der Marsoberfläche?
Durch die dünne Atmosphäre heute kann Wasser auf der Oberfläche des Mars nicht stabil sein. Selbst wenn die Temperaturen dafür noch ausreichen würden – es würde sofort verdampfen. Aber im Untergrund scheint Wasser noch in großen Mengen vorhanden zu sein, und zwar in Form von Wassereis. Auch die beiden Polkappen des Mars bestehen aus einer Mischung aus Wasser- und Kohlendioxideis. Unter ganz extremen Bedingungen (zum Beispiel in sehr salzhaltigen Lösungen) könnte Wasser theoretisch auch heute noch als Flüssigkeit auf dem Mars kurzzeitig existieren.

Bildverarbeitung
Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 19. November 2018 während Orbit 18.831 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 14 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 66 Grad östlicher Länge und 17 Grad südlicher Breite. Die Farbdraufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt, die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Stereokanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild, das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und den Stereokanälen abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das HRSC-DTM ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid).

Das HRSC-Experiment auf Mars Express
Die High Resolution Stereo Camera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigators (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 51 Co-Investigatoren, die aus 35 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.

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• Mars Express (MEX) auf Sojus-Fregat ST11 von Baikonur

Der Beitrag Mars Express: Gewässernetze aus Frühzeit des Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA, Wikipedia. Vertont von Peter Rittinger.

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert dieser Orbiter den an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.
Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Mars Express liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich gewesen sein könnte. Die Mars Express-Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Die Schildvulkane des Mars
Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unser äußerer Nachbarplanet mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Ein eindrucksvolles Beispiel hierfür sind verschiedene Schildvulkane, welche zu den höchsten bekannten Erhebungen des Sonnensystems zählen und die sich auf dem Mars hauptsächlich in zwei Regionen konzentrieren. Die kleinere dieser beiden Regionen trägt den Namen Elysium Planitia. Verteilt über eine Fläche von rund 2,5 Millionen Quadratkilometern befinden sich hier die Vulkane Apollinaris Patera, Hecates Tholus, Albor Tholus und der etwa 12.500 Meter hohe Elysium Mons.

Mehrere tausend Kilometer entfernt befindet sich die Tharsis-Vulkanregion, welche eine Fläche von etwa vier Millionen Quadratkilometern bedeckt und die sich wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche erhebt. Hier befinden sich – neben verschiedenen anderen, kleineren Schildvulkanen die Vulkane Ascraeus Mons, Arsia Mons und Pavonis Mons. Mit Gipfelhöhen von 18, 14 und 12 Kilometer sind auch diese deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest. Am nördlichen Ende der Tharsis liegt zudem der Vulkan Alba Mons, welcher zwar nur eine Höhe von knapp sieben Kilometern erreicht, der dabei jedoch an seiner Basis über eine Ausdehnung von fast 1.000 Kilometern verfügt.

Besonders beeindruckend ist allerdings der etwas außerhalb der Tharsis-Region gelegene Vulkan Olympus Mons. Mit einer Gipfelhöhe von mehr als 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei diesem Schildvulkan um die derzeit höchste bekannte Erhebung innerhalb unseres Sonnensystems. Altersbestimmungen von Lavaflüssen legen die Vermutung nahe, dass der Olympus Mons eventuell noch vor etwa zwei Millionen Jahren aktiv gewesen sein könnte.

Die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region – genauso wie das benachbarte Grabenbruchsystem der Valles Marineris – bereits vor rund 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 Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen führte. Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Schildvulkanen auf.

Supervulkane
Allerdings deuten verschiedene Anzeichen darauf hin, dass in der Vergangenheit neben den hier erwähnten Schildvulkanen auch eine andere Art von Vulkanen – nämlich sogenannte Supervulkane – auf dem Mars aktiv gewesen sein könnten.

Supervulkane – so weiß man durch geologische Untersuchungen auf unserem Heimatplaneten – bilden bei ihren extrem explosiv verlaufenden Ausbrüchen keinen typischen Vulkankegel, sondern hinterlassen vielmehr große Einsturzkessel – sogenannte Calderen. Bedingt durch die über lange Zeiträume zunehmende Anreicherung von Gasen in der Magmakammer eines Supervulkans hebt sich das Vulkangebiet an und schließlich tritt Magma an weit voneinander entfernt gelegenen Stellen aus dem Untergrund hervor. Durch die dabei erfolgende Anhebung des Bodens entsteht um die Magmakammer herum ein ringförmig verlaufender Riss im Untergrund. Der innenliegende Teil dieses „Deckels“ sinkt dabei in die sich entleerende Magmakammer ab. Zurück bleibt die typische Caldera eines Supervulkans.

Die Magmakammern, welche sich unter diesen Supervulkanen befinden, sind im Vergleich zu ’normalen‘ Vulkanen sehr groß und verfügen über ein Volumen von mindestens 1.000 Kubikkilometern. Ausbrüche von Supervulkanen erfolgen auf der Erde nur sehr selten und wurden in historischer Zeit noch nicht beobachtet. Allerdings ist bekannt, dass ihre Auswirkungen katastrophal sind und aufgrund der dabei freigesetzten gewaltigen Mengen an Lava und vulkanischer Asche sehr wahrscheinlich den gesamten Planeten betreffen. Das wohl bekannteste Beispiel für einen solchen Supervulkan auf der Erde bildet der Yellowstone-Vulkan, dessen Caldera über eine Ausdehnung von etwa 80 x 55 Kilometern verfügt.

Die Region Siloe Patera auf dem Mars
Vergleichbare Strukturen befinden sich allerdings auch auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten – und dort speziell im Bereich des Region Arabia Terra. Bei dem Arabia Terra handelt es sich um einen Teilbereich der Hochlandregion unseres Nachbarplaneten, welche eine Übergangsregion zu den angrenzenden nördlichen Tiefebenen des Mars darstellt.

Eine der dort aufzufindenden Oberflächenstrukturen wurde mit dem Namen Siloe Patera (benannt nach dem spanischen Bildhauer und Architekten Diego de Siloé) belegt. Hierbei handelt es sich um eine nahezu kreisrunde Vertiefung mit einer Abmessung von etwa 40 Kilometern Länge und 30 Kilometern Breite. Innerhalb dieser Vertiefung befindet sich eine weitere, ebenfalls runde Senke. Unter anderem aufgrund dieses äußeren Erscheinungsbildes wird Siloe Patera von einigen Marsforschern als die Caldera eines Supervulkans interpretiert.

Am 26. November 2014 überflog der Orbiter Mars Express Siloe Patera während des Orbits Nummer 13.837 und bildete diese bei etwa 36 Grad nördlicher Breite und sechs Grad östlicher Länge gelegene Struktur dabei mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) – der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters – aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern mit einer Auflösung von etwa 24 Metern pro Pixel ab.

Siloe Patera – Supervulkan oder Impaktkrater-Strukturen?
Auf diesen Aufnahmen sind verschiedenen Merkmale erkennbar, welche zwar für die „Supervulkan-Theorie“ sprechen, die aber von der Fachwelt nach wie vor kontrovers diskutiert werden.

Für einen Supervulkan sprechen im Bereich von Siloe Patera zum Beispiel diverse Spuren von Rissen in der Planetenoberfläche. Das Gebiet ist zudem relativ flach und es finden sich anscheinend ‚zerfetzte‘ geschichtete Ablagerungen. Außerdem fehlen der Struktur Siloe Patera einige der typischen Merkmale eines größeren Impaktkraters wie zum Beispiel ein Zentralberg im Inneren der Kraterstruktur. Auch das Fehlen eines ausgeprägten Kraterrandes wurde als Argument gegen die Impakttheorie herangeführt. Allerdings – so die ‚Gegenseite‘ – finden sich auch auf dem Mars zahlreiche Beispiele von Impaktkratern, deren Ränder im Laufe der Zeit längst von der allgegenwärtigen Erosion beseitigt wurden.

Die aktuellen Daten der HRSC-Kamera zeigen, dass die Vertiefung von Siloe Patera 1.750 Meter unter die den Krater umgebenden Ebenen reicht. In ihr befindet sich eine zweite Vertiefung, welche nochmals etwa 700 Meter in die Tiefe führt. Die Flanken der innenliegenden, kleineren Vertiefung sind sehr steil. Das ist zwar untypisch für eine Einschlagsstruktur, könnte andererseits aber tatsächlich mit einem zu einen späteren Zeitpunkt erfolgten, kleineren Einschlag in den schon vorhandenen größeren Krater erklärt werden.

Die gesamte Struktur ist von mehreren kleineren Kanälen und Rinnen umgeben, welche teilweise in die Vertiefung münden. An der Südspitze der Vertiefung ist zudem eine Talstruktur erkennbar, die an sogenannte „sapping valleys“ erinnern. Diese Formationen könnten durch das Schmelzen von größeren Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war, entstanden sein. Der im Rahmen eines solchen Prozesses 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 einem solchen Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dabei wird der Abhang ausgehöhlt. Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Das erodierte Material wird dabei durch das fließende Wasser entlang des sich bildenden Talverlaufs abtransportiert. Hierbei entsteht ebenfalls ein scharfer Rand, welcher allerdings an manchen Stellen etwas angehoben ist.

Unmittelbar neben dieser talförmigen Vertiefung befindet sich ein Gebiet mit einer Ausdehnung von etwa 20 x 20 Kilometern, welches eine Vielzahl kleinerer, verzweigter Abflusskanäle beherbergt. Hierbei könnte es sich um eine erkaltete Lavadecke handeln – oder aber um die Ejektadecke eines Einschlagskraters.

Sehr wahrscheinlich werden die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Planetolgen noch viele weitere Datensätze benötigen, um die Entstehungsgeschichte der Region Siloe Patera zu entschlüsseln. Einerseits wurden die hier zu beobachtenden Ablagerungen in der Fachliteratur als die Überreste eines möglichen gasreichen und extrem heißen pyroklastischen Stroms beschrieben. Die lobenförmigen Ränder des Siloe Patera zeigen andererseits aber auch Ähnlichkeit mit Auswurfdecken, welche sich bei kleineren Einschlagskratern bilden. Derartige asymmetrisch geformte Auswurfdecken bilden sich bei Impakten mit einem Einschlagswinkel von weniger als 15 Grad.

Nach der Meinung der Verfechter der Supervulkan-These finden sich auf dem Mars genügend Anzeichen, welche diese stützen. Neben den hier bereits erwähnten Argumenten könnten auch die in der Äquatorregion des Mars weit verbreitet auftretenden ‚zerfetzten Ablagerungen‘ von feinkörnigem, geschichteten sulfathaltigem Gestein und Tonmineralen angeführt werden, welche durch die Gewalt einer explosiven Eruption eventuell über das ganze Arabia Terra verteilt wurden. Deren Vorkommen konnte bisher noch nicht schlüssig erklärt werden. Ein Ansatz hierfür wäre die Annahme enormer vulkanischer Zentren. Dadurch ließen sich die Entstehung solcher Ablagerungen und zugleich die Perioden globaler Erwärmung auf dem Mars erklären.

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

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Mitarbeiter des DLR, der FU Berlin und der Universität Hannover haben erst kürzlich im Rahmen eines gemeinsamen Projekts aus den Einzelaufnahmen der HRSC-Kamera zusammenhängende Bildmosaike der Marsoberfläche erstellt. Aus den Bilddaten der HRSC wurde dabei eine Karte der Region Arabia Terra berechnet, welche ein etwa 1.800 mal 1.300 Kilometer großes Gebiet mit einer Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern wiedergibt. Weitere Informationen zu diesem Projekt finden Sie hier.

Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen von Siloe Patera finden Sie dagegen auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Mars Express – Eine Kraterlanschaft im Arabia Terra (26. April 2015)
• Mars Express: Neue Aufnahmen der Cydonia-Region (16. März 2015)
• Mars – Der einstmals Blaue Planet (7. März 2015)
• Mars Express: Missionsverlängerung bis Ende 2018 (23. Dezember 2014)
• Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express (11. September 2014)

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Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Mars-Express-Sonderseite
• Mars-Express-Newsarchiv

Sonderseite des DLR:

• Zehn Jahre Mars Express

Der Beitrag Siloe Patera – Ein Supervulkan auf dem Mars? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

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

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

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

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

Im oberen rechten Rand dieses Kraters sind zudem drei Strukturen erkennbar, welche sich regelrecht in den Kraterrand einschneiden. Diese entstanden vermutlich durch das Schmelzen von größeren Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war. Der so ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft. Bei diesem Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dabei wird der Abhang ausgehöhlt.

Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Das erodierte Material wird dabei durch das fließende Wasser entlang des sich bildenden Talverlaufs abtransportiert. Die Geologen verwenden für diese Form der Erosion den englischen Fachbegriff „sapping valleys“. Am unteren Ende des größeren Tals befindet sich in dessen Auslauf eine drei Kilometer mal vier Kilometer abmessende, fächerförmige Ablagerung. Diese nur schwer erkennbare Struktur ist am besten in der farbkodierten topographischen Übersichtskarte zu sehen. Sie erinnert an die Ablagerungen eines Flussdeltas und besteht wahrscheinlich aus dem erodierten Material, welches mit dem Wasser aus den drei Tälern transportiert wurde.

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

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

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

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Mitarbeiter des DLR, der FU Berlin und der Universität Hannover haben erst kürzlich im Rahmen eines gemeinsamen Projekts aus den Einzelaufnahmen der HRSC-Kamera zusammenhängende Bildmosaike der Marsoberfläche erstellt. Aus den Bilddaten der HRSC wurde dabei eine Karte der Region Arabia Terra berechnet, welche ein etwa 1.800 mal 1.300 Kilometer großes Gebiet mit einer Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern wiedergibt. Weitere Informationen zu diesem Projekt finden Sie hier.

Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen des Arabia Terra finden Sie dagegen auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Mars Express – Eine Kraterlandschaft im Arabia Terra erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert der Marsorbiter den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich war. Die Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Eines der auffälligsten topografischen Merkmale des Mars, welche die Planetologen derzeit – allerdings nicht nur im Rahmen der Mars Express-Mission – erforschen, ist dessen ‚Zweiteilung‘, durch welche unser Nachbarplanet in ein südliches Hochland und eine um mehrere Kilometer abgesenkte, großflächig ausgedehnte Tiefebene auf der Nordhemisphäre geteilt wird. Diese Dichotomie hat zur Folge, dass sich die beiden Planetenhemisphären geologisch und topografisch in vielerlei Hinsicht unterscheiden. Auf der nördlichen Halbkugel des Mars dominieren zum Beispiel flache, mit Sand und Staub bedeckte 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.

Die Prozesse, welche zu der Bildung dieser Dichotomie geführt haben, sind allerdings bis heute noch nicht vollständig geklärt. Die am weitesten verbreitete Theorie geht zum Beispiel davon aus, dass die nördliche Hemisphäre des Mars vor mehr als vier Milliarden Jahren von einem sehr großen, mehrere hundert Kilometer durchmessenden Asteroiden getroffen wurde. Durch dieses Impaktereignis wurde die gerade erst gefestigte junge Planetenkruste und einen Teil des darunter liegenden Mantels von der Marsoberfläche ‚weggesprengt‘.

Einige Planetologen vermuten, dass diese nördliche Tiefebene nach ihrer Entstehung zunächst von einem stehenden Gewässer bedeckt gewesen sein könnte, in dem sich ein Großteil der mindestens 20 Millionen Kubikkilometer Wasser konzentrierte, über die unser Nachbarplanet in seiner Frühzeit verfügte (Raumfahrer.net berichtete). Nachdem der Mars aus bisher ebenfalls noch nicht vollständig verstandenen Gründen den Großteil seiner Atmosphäre und – dadurch bedingt – auch den Großteil dieses Wasservorkommen ‚verloren‘ hatte, wurde dieser ehemalige Meeresgrund dann zunächst von mehreren hundert Meter mächtigen Schichten aus Lava und Sedimentablagerungen überdeckt, welche durch später erfolgende, durch Wind und Wasser bedingte Erosionsprozesse teilweise wieder abgetragen wurden.

Die Dichotomiegrenze
Der Übergang vom südlichen Hochland zu dem etwa ein Drittel der Marsoberfläche bedeckenden nördlichen Tiefland erfolgt dabei entlang einer schmalen und geologisch sehr abwechslungsreichen Zone, der sogenannten ‚Dichotomiegrenze‘. In diesem Bereich hat die über Jahrmilliarden erfolgende Erosion durch fließendes Wasser, Wind, Eis und Grundwasser eine markante Landschaft aus zerfurchten Restbergen, tief eingeschnittenen Tälern und kleineren Erhebungen geschaffen.

Einen Teilbereich dieser Grenzregion bildet die Cydonia-Region, welche sich am südlichen Rand der Tiefebene Acidalia Planitia befindet. Im Bereich der Cydonia-Region sind – großflächig über das gesamte Gebiet verteilt – eine Vielzahl an tafelbergähnlichen Strukturen und kleinere Kuppenberge erhalten, bei denen es sich um die erodierten Überreste der noch weiter südöstlich angrenzenden Hochebene Arabia Terra handelt.

Die Cydonia-Region und das ‚Marsgesicht‘
In der Öffentlichkeit allgemein bekannt wurde die Cydonia-Region durch eine Aufnahme, welche der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Viking 1 am 25. Juli 1976 bei der Suche nach einer geeigneten Landestelle für den von dieser Raumsonde mitgeführten Marslander angefertigt hat. Dieses Foto zeigt einen Berg, welcher durch eine Reihe von Geländemerkmalen und dem besonderen Schattenwurf zum Zeitpunkt der Aufnahme wie ein 3 x 1,5 Kilometer großes Gesicht – auch bekannt als das ‚Marsgesicht‘ – erscheint. Allerdings gingen die Wissenschaftler schon damals von einer optischen Täuschung aus.

Die an Bord der Raumsonde Mars Express befindliche High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) hat dieses angebliche ‚Gesicht‘ erstmals am 22. Juli 2006 während des Orbits Nummer 3.253 abgebildet. Auf diesen am 21. September 2006 veröffentlichten Aufnahmen ist deutlich erkennbar, dass dieser Berg – unter einem anderen Blickwinkel und unter anderen Lichtverhältnissen betrachtet – nicht mehr wie ein Gesicht mit Augen und Mund aussieht sondern vielmehr einen erodierten Tafelberg darstellt, wie er in dieser Region zu Hunderten vorhanden ist.

Am 19. November 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.816 die Cydonia-Region erneut und bildete dieses Gebiet dabei zum wiederholten Mal mit der HRSC-Kamera ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 21 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 38 Grad nördlicher Breite und 353 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder und enthüllen weitere Details, welche Rückschlüsse über die Entstehungsgeschichte dieser Region ermöglichen.

Tafelberge, Impaktkrater und eine zweischichtige Ejektadecke
Auf diesen Aufnahmen sind diverse Berge und Hügel erkennbar, welche über abgeflachte Kuppen mit darauf liegenden harten und erosionsbeständigen Schichten verfügen. In den meisten Fällen weisen diese Gipfelschichten eine erhöhte Dichte von Impaktkratern auf. Dies beweist, dass diese Strukturen älter sind als die vergleichsweise kraterarmen Ebenen in der Umgebung und deshalb einstmals Teil einer riesigen und durchgängigen südlichen Hochlandebene waren. Es ist dabei denkbar, dass durch einen früheren, gewaltigen Einschlag eines Asteroiden in diese Ebene die darunter liegenden Bodenschichten verdichtet wurden und dadurch bedingt der Erosion mehr Widerstand entgegen setzen können.

Die topographische Höhenkarte dieser Region zeigt deutlich den Höhenunterschied zwischen dem südlichen Hochland (links im Bild) und den nördlichen Tiefebenen (rechts). In der Mitte der verschiedenen Nadirperspektiven sind zwei große, etwa 500 Meter hohe Tafelberge erkennbar, welche an ihrer Basis über eine Ausdehnung von jeweils etwa 20 Kilometern verfügen. Sie sind somit etwa sechsmal so groß wie der allgemein bekannte, rund tausend Meter hohe Tafelberg im südafrikanischen Kapstadt. Diese beiden Berge, welche in der Gegenwart durch ein ovales Tal getrennt werden, bildeten früher ein zusammenhängendes Bergmassiv. Die Oberfläche der beiden Tafelberge unterscheidet sich deutlich von der Oberfläche in der unmittelbaren Umgebung. Dies lässt darauf schließen, dass die oberste Schicht dieser Berge mit einem anders zusammengesetzten Material bedeckt ist.

Am unteren Bildrand der HRSC-Aufnahmen ist zudem ein etwa 15 Kilometer durchmessender Impaktkrater erkennbar, welcher von einer im Rahmen dieses Einschlags gebildeten zweischichtige Ejektadecke umgeben ist. Die innere Decke des Kraterauswurfs wird dabei von der größeren, weiter nach außen reichenden Lage überdeckt. Diese Form ist für die Planetologen besonders interessant, da diese besondere Art von Auswurfdecken sich nur bei Einschlägen in einen wasser- oder eisreichen Untergrund bilden kann.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Cydonia-Region 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 hier gezeigte Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der vier Stereokanäle der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Cydonia-Region 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. Seitdem liefert der Marsorbiter den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich war. Die Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Am 8. Oktober 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.670 den südlichen Bereich des Gebirgsmassivs „Phlegra Montes“ und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 15 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 31 Grad nördlicher Breite und 160 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes
Bei den Phlegra Montes handelt es sich um ein Gebirgsmassiv auf dem Mars, welches sich zwischen dem 30. und dem 50. nördlichen Breitengrad über eine Länge von mehr als 1.300 Kilometern vom nordöstlichen Bereich der Elysium-Vulkanregion bis weit in die nördliche Tiefebene unseres Nachbarplaneten erstreckt. Das Massiv stellt dabei eine natürliche Grenze zwischen den beiden in der nördlichen Tiefebene des Mars gelegenen Regionen Utopia Planitia und Arcadia Planitia dar. Diese geologische Formation, bei der es sich um eine Aneinanderreihung zahlreicher Berge, Grate und Hügel handelt, ermöglicht den Planetologen Einblicke in Landschaftsformen, welche bereits vor vielen Millionen Jahren durch Klimaveränderungen auf dem Mars geprägt wurden.

Gemäßigte Klimazone
Mit einem Wert von 25,19 Grad weist die Rotationsachse des Mars gegenüber der Ebene der Planetenumlaufbahn um die Sonne aktuell eine ähnlich starke Neigung auf, wie dies auch bei unserem Heimatplaneten – hier liegt dieser Wert bei 23,44 Grad – der Fall ist. Dies hat zur Folge, dass auch auf unserem äußeren Nachbarplaneten Jahreszeiten auftreten. In Abhängigkeit des Breitengrades zur – wegen der größeren Sonnenentfernung allerdings deutlich schwächeren – Sonneneinstrahlung existieren dort zudem auch verschiedene Klimazonen. Die Phlegra Montes befinden sich dabei gegenwärtig in den gemäßigten Breiten des Mars und sind mit einem Bergmassiv vergleichbar, welches sich – auf die Erde bezogen – von Nordafrika bis nach Deutschland erstreckt.

Allerdings sind diese Klimazonen auf dem Mars keineswegs stabil. Bereits seit mehreren Jahrzehnten ist bekannt, dass die Rotationsachse des Mars einer sehr starken Präzessionsbewegung unterliegt, durch welche sich deren Neigung in einem periodischen Rhythmus von etwa 170.000 Jahren stark verändert. Dabei schwankt die Neigung der Rotationsachse des Mars zwischen Werten von fast null bis hin zu 60 Grad. Dies hat zur Folge, dass die Einstrahlung des Sonnenlichts für unterschiedliche Breitengrade über die Jahrmillionen nicht in der Gleichmäßigkeit erfolgt, wie dies auf der Erde der Fall ist.

Dementsprechend treten im Laufe der Zeit von Ort zu Ort auch extreme Klimaveränderungen auf. Eine Auswirkung dieser langfristigen Klimaschwankungen macht sich dadurch bemerkbar, dass nicht nur in den Polarregionen des Mars Spuren der Aktivität von polarem Eis zu erkennen sind, sondern auch in gemäßigten Breiten und sogar in der unmittelbaren Umgebung des Marsäquators. Auch in den Phlegra Montes – so die Analyse von diversen Abbildungen dieser Region – müssen zeitweise massive Vergletscherungen aufgetreten sein.

Spuren einer zeitweiligen vollständigen Vereisung
Das Wissen um diese ‚Rahmenbedingungen‘ hilft den Planetologen dabei, die heute sichtbaren Landschaftsformen besser zu verstehen, welche in den Phlegra Montes zum Teil durch die Klimaveränderungen und die dadurch hervorgerufenen Prozesse bedingt sind. Nach der Auswertung von Radardaten, welche der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter in den vergangenen Jahren zum Nachweis von unterirdischen Eisschichten und für die Untersuchung der dortigen Landschaftsformen gesammelt hat, sind zahlreiche Wissenschaftler zu der Auffassung gelangt, dass diese Region vor Hunderten von Millionen Jahren stark vergletschert gewesen sein muss.

In einigen Bereichen in der Nähe von Berghängen sind Strukturen erkennbar, welche eine starke Ähnlichkeit mit den Blockgletschern auf der Erde aufweisen. Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf der Erde vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als ein typisches Landschaftselement.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus oberflächlichem Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt das darunter befindliche Eis so über lange Zeiträume vor einer direkten Einstrahlung von Sonnenlicht und somit auch vor dem Abschmelzen. Die Ablagerungen werden dabei infolge der plastischen Eigenschaften von Eis bei hohem auflastenden Druck bis zu einem gewissen Grad ‚fließfähig‘ und so hangabwärts befördert. Auch in der Gegenwart, so die Marsforscher, könnten sich in diesen Bereichen der Phlegra Montes in einer Tiefe von lediglich etwa 20 Metern noch größere Vorkommen an Wassereis befinden.

Lava-Decken vom 450 Kilometer entfernten Vulkan Hecates Tholus?
Das Alter der Phlegra Montes wurde auf der Grundlage von Kraterhäufigkeitszählungen auf einen Wert von 3.65 bis 3.91 Milliarden Jahre eingegrenzt. Der Bergrücken ist somit sehr viel älter als das umliegende Tiefland. Der westliche Bereich der am 8. Oktober 2014 von der HRSC-Kamera dokumentierten südlichen Ausläufer der Phlegra Montes wird von einer Ebene dominiert, deren auffallend glattes Material bis an die Berge heranreicht und deren Basis überdeckt.

Bei einer genaueren Betrachtung sind auf dieser Ebene mehrere sogenannte Runzelrücken erkennbar, welche bei dem Erkalten von dünnflüssiger basaltischer Lava durch Kontraktion entstehen. Möglicherweise haben die Laven, die diese Ebene bilden, ihren Ursprung an dem Vulkan Hecates Tholus, welcher sich etwa 450 Kilometer weiter westlich befindet und der zusammen mit den Vulkanen Albor Tholus und Elysium Mons die Elysium-Vulkanregion bildet.

In Zentrum der Nadir-Aufnahmen sind zudem an den Flanken einer Gruppe größerer Hügel mehrere von West nach Ost verlaufende kleine Täler erkennbar, welche in eine beckenartige Struktur münden. Das Material, welches in dieser Vertiefung abgelagert wurde, sieht anders aus als das Material an den Berghängen. Im Vergleich zur Umgebung scheint es stärker von der Erosion angegriffen zu sein. An den am weitesten östlich gelegenen Hügeln – erkennbar am unteren Bildrand der Draufsichten – wölbt sich dieses Material am Fuß dieser Berge stellenweise auf. Dies deutet darauf hin, dass es an den westlich davon gelegenen Bergflanken zu Hangrutschungen ganzer Gesteinsdecken gekommen sein muss.

In den Bereich der Phlegra Montes und deren unmittelbaren Umgebung sind somit die Auswirkungen von einigen der wichtigsten geologischen Prozesse – frühe tektonische Kräfte sowie glaziale und vulkanische Aktivitäten – erkennbar, welche im Verlauf der Jahrmilliarden das jetzige Erscheinungsbild des Mars geformt haben. Das Studium dieser Strukturen wird das Wissen der Menschheit über die Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten auch in Zukunft ungemein erweitern.

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

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

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

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

Gegenwärtig wird der Mars, der äußere Nachbarplanet der Erde, von fünf aktiven Orbitern umkreist. Neben der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express handelt es sich dabei um die von der indischen Raumfahrtbehörde ISRO betriebene Marssonde Mars Orbiter Mission – inoffiziell auch als Mangalyaan bezeichnet – und die drei NASA-Marsorbiter MAVEN, die den Mars erst am 22. September 2014 erreichte, Mars Reconnaissance Orbiter (Ankunft am 10. März 2006) und Mars Odyssey, welche den Mars bereits seit dem 24. Oktober 2001 umrundet und somit den ‚Methusalem‘ unter den aktiven Marssonden darstellt.
Gleichzeitig sind auf der Marsoberfläche zwei weitere ‚Kundschafter der Menschheit‘ – die ebenfalls von der NASA betriebenen Rover Opportunity und Curiosity – aktiv. Der bereits am 25. Januar 2004 auf dem Mars gelandete Rover Opportunity hält dabei mit einer derzeit auf dem Mars zurückgelegten Strecke von etwa 41,5 Kilometern den Rekord für jenseits der Erde zurückgelegte Fahrten und die dabei überbrückten Distanzen (Raumfahrer.net berichtete).

Den Rekord für die in einer Umlaufbahn um den ‚Roten Planeten‘ zurückgelegte Strecke hält dagegen – bedingt durch ihre elliptische Umlaufbahn, welche in Entfernungen zwischen 240 und 11.000 Kilometern zur Planetenoberfläche verläuft – die Raumsonde Mars Express, die seit ihrer in den frühen Morgenstunden des 25. Dezember 2003 erfolgten Ankunft bei unserem Nachbarplaneten mittlerweile rund 400 Millionen Kilometer in einer Marsumlaufbahn zurückgelegt hat. Am Abend des 24. Dezember 2014 wird Mars Express ihren mittlerweile 13.936ten Umlauf um den Mars absolvieren.

Seit ihrer Ankunft beim Mars lieferte die Raumsonde Mars Express den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters lieferten dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich war.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um die „High Resolution Stereo Camera“ (kurz „HRSC“). Die wissenschaftliche Aufgabe dieser hochauflösenden Stereokamera besteht in der multispektralen und dreidimensionalen Erfassung der Morphologie und Topographie der Marsoberfläche, wobei unter optimalen Bedingungen eine Auflösung von bis zu 10 Metern pro Pixel erreicht werden kann. Aus diesen Daten lassen sich für die Erforschung des Mars wichtige Erkenntnisse über die aktuelle Beschaffenheit der Planetenoberfläche sowie über die vulkanische, fluviale und glaziale Geschichte des Mars ableiten (Raumfahrer.net berichtete).

Mittlerweile wurden mit der HRSC-Kamera mehr als 90 Prozent der Marsoberfläche in hoher Auflösung abgebildet. Die bisher erstellten Aufnahmesequenzen wurden dabei während lediglich 4.165 Orbits angefertigt. Einerseits wird die HRSC nicht bei jedem Orbit aktiv, damit auch die anderen Instrumente der Raumsonde die für ihre Messungen nötigen Beobachtungszeiten erhalten. Außerdem herrschen nicht immer optimale Beobachtungsbedingungen für die HRSC, da eventuell zeitgleich zu dem jeweiligen vorgesehenen Aufnahmezeitpunkt auftretende störende atmosphärische Effekte wie Staubstürme oder Wolkenbildung die Beobachtungen zu stark beeinträchtigen können.

Missionsverlängerung bis Ende 2018
Aufgrund der hohen wissenschaftlichen Ausbeute und des guten Zustandes, in dem sich Mars Express immer noch befindet, wurde die ursprünglich auf eine Missionsdauer von zwei Jahren ausgelegte Mission von der ESA in den vergangenen Jahren bereits mehrfach verlängert. Am 18. Dezember 2014 gab das Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), welches maßgeblich an dem HRSC-Experiment beteiligt ist, bekannt, dass die Mars Express-Mission jetzt sogar bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde. Dies eröffnet – vorausgesetzt, dass die noch zur Verfügung stehenden Treibstoffvorräte für zwischenzeitlich notwendige Orbitkorrekturmanöver wirklich so lange ausreichen – speziell den an dem HRSC-Experiment beteiligten Wissenschaftlern hervorragende Perspektiven für ihre zukünftigen Arbeiten.

Mars Express umkreist unseren Nachbarplaneten auf einer langgestreckten und fast genau über die beiden Marspole verlaufenden Umlaufbahn. Für eine komplette Umrundung des Mars benötigt die Raumsonde dabei einen Zeitraum von etwa sieben Stunden. Optimalerweise wird der marsnächste Punkt dieser Umlaufbahn – die Periapsis – jeweils zu einer Zeit erreicht, in der auf der unter der Raumsonde liegenden Marsoberfläche gerade die Mittagszeit herrscht. Nur so kann die HRSC die Oberfläche unseres Nachbarplaneten aus ’nächster Nähe‘ und zugleich unter guten Beleuchtungsbedingungen abbilden.

Der derzeitige Orbitverlauf hat jedoch den Nachteil, dass Mars Express die Periapsis zu einem Zeitpunkt erreicht, an dem sich die Sonne über dem abzubildenden Oberflächenbereich nur wenige Grad über dem Horizont befindet, was sich in den letzten Monaten negativ auf die Anzahl der angefertigten Aufnahmen auswirkte. Erst ab dem Jahr 2015 werden die Zeiträume, in denen die HRSC die Oberfläche aus der Periapsis heraus auch wieder bei höheren Sonnenständen beobachten kann, wieder länger.

Durch die jetzt bekannt gegebene Missionsverlängerung ergeben sich außerdem neue Möglichkeiten für eine zukünftige ‚Kooperation‘ mit einer weiteren Marsorbitermission: Im Januar 2016 will die ESA im Rahmen ihres ExoMars-Programms den Trace Gas Orbiter (kurz TGO) starten, welcher dann neun Monate später den Mars erreichen soll. Nach seiner Ankunft soll der TGO in der Marsatmosphäre nach Hinweisen auf Methan und anderen Spurengasen suchen, welche auf aktive geologische oder gar biologische Prozesse auf dem Mars hindeuten könnten. Im Rahmen seiner wissenschaftlichen Zielsetzung soll der TGO zugleich auch nach möglichen ‚Austrittsstellen‘ dieser Gase auf der Marsoberfläche suchen.

Zu diesem Zweck wird der zukünftige Marsorbiter der ESA mit einer leistungsstarken Kamera namens CaSSIS (kurz für „Colour and Stereo Surface Imaging System“) ausgestattet sein. Wie die HRSC an Bord von Mars Express soll auch CaSSIS systematisch angefertigte Farb- und Stereoaufnahmen von der Marsoberfläche liefern, welche dabei allerdings noch bessere Auflösungen von bis zu fünf Metern pro Pixel erreichen sollen.

Idealerweise sind die HRSC und die CaSSIS-Kamera dabei zeitgleich aktiv und bilden die gleichen Ziele ab, denn durch die gegenseitige Überprüfung der gewonnenen Daten lässt sich unter anderem eine optimale Kalibrierung der beiden Instrumente erreichen. Außerdem ist es durch solche zeitgleichen Beobachtungen möglich, auf der Marsoberfläche registrierte Strukturen noch besser als bisher zu interpretieren. Somit dürfen sich die auf die Marsforschung spezialisierten Planetologen in den kommenden Jahren auch weiterhin auf eindrucksvolle Bilder freuen, welche aus dem Orbit des ‚Roten Planeten‘ heraus angefertigt werden.

Creative Commons
Aber auch die ‚einfachen Fans‘ dieser Marsbilder können sich freuen, denn seit dem 18. Dezember 2014 gelten für die Nutzung der Aufnahmen der HRSC-Kamera vereinfachte Nutzungsrechte, da alle drei an diesem Kameraexperiment beteiligten Partner – die ESA, das DLR und die FU Berlin – beschlossen haben, die Aufnahmen der HRSC unter einer Creative Commons-Lizenz zu veröffentlichen. Jeder potentielle Benutzer darf die HRSC-Aufnahmen somit zukünftig nach Belieben nutzen, bearbeiten und verbreiten oder zum Beispiel auch im Rahmen von öffentlichen Vorführungen verwenden, ohne dafür im Voraus eine ausdrückliche Genehmigung einzuholen, sofern der Nutzer diese Endprodukte ebenfalls unter eine freie Lizenz stellt. Außerdem müssen diese Produkte mit der Namensnennung „ESA, DLR, FU Berlin CC BY-SA 3.0 IGO“ versehen werden. Weitere Einzelheiten hierzu finden Sie in diesem Blog-Eintrag des DLR.

Ein Video vom Becquerel-Krater
Bei dem ersten HRSC-Bildprodukt, welches unter einer CC-Lizenz veröffentlicht wurde, handelt es sich um eine kurze Videosequenz, welche einen Überflug über den in der nördlich des Marsäquators gelegenen Region Arabia Terra gelegenen Becquerel-Kraters zeigt. Für die Anfertigung der Sequenz, welche von Mitarbeitern der Fachrichtung Planetologie an der Freien Universität Berlin erstellt wurde, wurden Aufnahmen der HRSC verwendet, die bereits vor mehreren Jahren während der Mars Express-Orbits 3253_1 (22. Juli 2006), 5332, 5350 und 5368 (26. Februar, 2. und 7. März 2008) angefertigt wurden. Aber auch die bereits zu früheren Zeitpunkten veröffentlichten Aufnahmen der HRSC stehen nachträglich unter der besagten Lizenz.
Eine ausführliche Beschreibung des 167 Kilometer durchmessenden Becquerel-Kraters, der sich unter anderem durch einen fast 1.000 Meter hoher Zentralberg auszeichnet, welcher sich aus mehreren hundert, jeweils nur wenige Meter dicken schwefelhaltigen Sedimentschichten zusammensetzt, finden sie unter anderem in unserem Newsarchiv über die Mission der Raumsonde Mars Express. Die animierten Überflugvideos über diese Region sind dagegen auf den entsprechenden Internetseiten des DLR, der FU Berlin und der ESA abrufbar.

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Der Beitrag Mars Express: Missionsverlängerung bis Ende 2018 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Chaotische Gebiete auf dem Mars
Zu den interessantesten Landschaftsformen, welche die Wissenschaftler dabei auf dem Mars beobachten zählen die sogenannten „chaotischen Gebiete“, die besonders in den westlichen und östlichen Randregionen der Valles Marineris – dem mit Abstand größten bekannten Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems – zu beobachten sind. Bei diesen „Chaotic Terrains“ handelt es sich um ausgedehnte Regionen, welche mit einem Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten durchzogen sind.

Diese Gebiete zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und zumeist stark erodierten, tafelbergähnlichen Erhebungen – sogenannten Zeugenbergen – aus, welche über eine Ausdehnung von bis zu zehn Kilometern und über eine relative Höhe von mehreren hundert Metern, in Einzelfällen sogar bis zu zwei Kilometern verfügen. Auf Fotoaufnahmen, welche aus der Umlaufbahn heraus angefertigt werden, bilden diese Gebiete auf der Marsoberfläche ein bizarres und chaotisch anmutendes Muster.

Die Bildung dieser „chaotischen Gebiete“ wird allgemein darauf zurückgeführt, dass sich in der Vergangenheit im Untergrund des Mars vorhandenes Eis, Wasser oder Magma verlagerte. Plötzlich schmelzendes Eis setzte im Rahmen dieser Prozesse Wasser frei, welches anschließend mit hohem Druck entlang von Spalten und Störungszonen an der Planetenoberfläche austrat. Dies hatte zur Folge, dass die ursprünglich über den Eisablagerungen liegenden Gesteinsschichten zum Einsturz gebracht wurden und in großen Schollen zusammenstürzten. Das abfließende Wasser erodierte die so entstandene Landschaft zusätzlich und vollendete die Bildung der noch in der Gegenwart erkennbaren markanten Strukturen.

Für diese Theorie spricht auch, dass sich viele der chaotischen Regionen in den ‚Quellgebieten‘ von großen Ausflusstälern befinden, durch welche einstmals ganz offensichtlich enorme Mengen an Wasser mit großer Energie aus dem Hochland in Richtung der nördlichen Tiefebenen strömten. 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 für die Planetenforscher, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die Beziehung zwischen den chaotischen Terrains, den Valles Marineris, der Tiefebene Chryse Planitia und der in diese Ebene mündenden Ausflusstäler geben kann.

Das Hydraotes Chaos
Bei einem typischen Vertreter dieser Landschaftsform handelt es sich um die Region Hydraotes Chaos, welche sich nahe des Marsäquators am nordöstlichen Ende der Valles Marineris befindet. Mit einer Ausdehnung von etwa 420 x 100 Kilometern verfügt das Hydraotes Chaos in etwa über die Fläche des Bundeslandes Baden-Württemberg. Die Wassermengen, welche hier einstmals gespeichert waren und dann durch das angrenzende Simud Vallis nach Norden strömten, müssen gigantisch gewesen sein. In ihrer Gesamtheit flossen sie aus einem Einzugsgebiet von etwa 1.500 Kilometer Durchmesser ab – einem Gebiet, welches in etwa über die Größe Mitteleuropas verfügt. Die Planetologen gehen davon aus, dass sich das Hydraotes Chaos bereits vor mehr als 3,5 Milliarden Jahren während der noachischen Periode gebildet hat.

Bereits am vergangenen Donnerstag wurde von der ESA eine Mosaikaufnahme dieser Region veröffentlicht. Die hierfür verwendeten Aufnahmen wurden mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, angefertigt. Hierbei fand auch noch einmal ein Datensatz Verwendung, welcher bereits während des Marsorbits Nummer 18 von Mars Express am 14. Januar 2004 angefertigt wurde.

Um auch die westliche Hälfte des Beckens von Hydraotes Chaos in einem größeren regionalen Kontext darstellen zu können, wurden für das jetzt veröffentlichte Bildmosaik zusätzlich weitere HRSC-Aufnahmen aus späteren Orbits verwendet. Das dabei dargestellte Gebiet verfügt in etwa über eine Ausdehnung von 200 x 400 Kilometern.

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin erstellt, die seit dem Beginn der Mars Express-Mission von Professor Dr. Gerhard Neukum geleitet wurde.
Prof. Dr. Gerhard Neukum
Professor Dr. Gerhard Neukum entwickelte die Idee einer hochauflösenden Stereokamera zur systematischen und hochgenauen Kartierung der Topographie des Mars bereits Ende der 1980er Jahre am damaligen Institut für Optoelektronik des DLR in Oberpfaffenhofen. Erstmals zum Einsatz kommen sollte die HRSC bei der russischen Marsmission Mars 96, welche jedoch am 16. November 1996 bereits kurz nach deren Start aufgrund eines Versagens der verwendeten Trägerrakete scheiterte. Pofessor Neukum, inzwischen als Direktor des DLR-Instituts für Planetenerkundung in Berlin-Adlershof tätig, setzte sich daraufhin mit weiteren Wissenschaftlern aus Europa intensiv für eine Marsmission unter der Leitung der ESA ein. Aus diesem Einsatz resultierte letztendlich die überaus erfolgreiche Mars Express-Mission.
Professor Neukum gilt als einer der profiliertesten und fachlich weltweit anerkannt deutschen Planetenforscher. Mit seinen Arbeiten zu Bestimmung des Alters der Oberflächen von Monden, Asteroiden und terrestrischen Planeten, welche auf der von ihm entscheidend entwickelten Kraterzählungs-Methode beruhen, hat er sein Fachgebiet geprägt und wissenschaftliche Meilensteine gesetzt. Professor Neukum verstarb am 21. September 2014 im Alter von 70 Jahren.

Überflug-Animationen
Die hier gezeigten Aufnahmen des Hydraotes 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. Neben diesen Aufnahmen sind dort auch zwei animierte Überflugvideos über diese Region abrufbar.

Die Daten für die Nadir-Farbansicht des Überfluges über das Hydraotes Chaos stammen von dem senkrecht auf die Marsoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera. Eine ebenfalls kolorierte Anaglyphenversion, welche bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der vier Stereokanäle der Kamera abgeleitet.

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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 Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 20. April 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.082 den nördlichen Bereich des „Argyre Planitia“ 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 63 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 46 Grad südlicher Breite und 316 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

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

Der Hooke-Krater
Direkt am Nordrand des Argyre Planitia befindet sich der rund 138 Kilometer durchmessende und bis zu 2,4 Kilometer tiefe Hooke-Krater, welcher nach dem englischen Physiker und Astronomen Robert Hooke (1635-1703) benannt wurde. In dessen Inneren wiederum befindet sich ein zweiter, knappe 50 Kilometer durchmessender Krater. Die Anordnung dieser beiden durch die Einschläge von Asteroiden erzeugten Krater zeigt, dass der kleinere Krater über ein jüngeres Alter als der Hooke-Krater verfügt.

Im Inneren dieses kleineren Kraters befindet sich ein großer Hügel mit einem markanten Plateau, dessen westlicher Bereich von einem ausgedehnten Feld aus Sanddünen bedeckt ist. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Sicheldünen in erster Linie aus vulkanischen Aschepartikeln zusammensetzen. Derartige ‚Dunkle Dünen‘ kommen auf dem Mars verhältnismäßig häufig vor und stellen einen Großteil der dortigen äolischen, also durch Windeinflüsse gebildeten, Oberflächenformationen dar. Aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen werden solche Dünen auch als ‚basaltische Dünen‘ bezeichnet.

Auf unserem Heimatplaneten treten vergleichbare Dünenformationen dagegen nur relativ selten, nämlich in vulkanischen Regionen mit einem sehr trockenem Klima, auf. Speziell können sie auf Grönland, auf Island, auf Neuseeland, in den westlichen Gebieten der USA, in Peru und in der Ka’u-Wüste auf Hawaii beobachtet werden.

Die ‚dunklen Dünenfelder‘ auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit – nämlich vor vermutlich weniger als 100 Millionen Jahren – entstanden, nachdem kein Wasser mehr auf der Planetenoberfläche vorhanden war. Dies ist daran erkennbar, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also einer Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und die Dünen deshalb auch nicht über die sonst allgemein typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche verfügen.

Südöstlich des Kraters deuten geologische Formationen am Abhang des Hügels darauf hin, dass sich diese Struktur anscheinend aus verschiedenen Sedimentschichten aufbaut. Die dort erkennbaren und entgegengesetzt zur Hangneigung angeordneten Schichtflächen werden auch als Schichtköpfe bezeichnet. Möglicherweise ist der gesamte Hügel durch die Ablagerung von Material entstanden, welches durch den Wind in das Innere des Kraters verfrachtet wurde.

Der Einfluss des Windes
Weite Bereiche des Argyre Planitia wurden durch Winderosion sowie durch den Einfluss von Wasser und Eis gestaltet. Hierauf lässt sich auch das ‚abgerundete‘ Erscheinungsbild der den Hooke-Krater umgebenden Landschaft zurückführen. Speziell südlich des Kraters wurden im Verlauf der Jahrmillionen diverse linienförmigen Strukturen und parallel verlaufende Bergrücken – sogenannte Yardangs – durch die erosiven Einflüsse des Windes geformt. Bläst der Wind Sandkörner über einen längeren Zeitraum immer in dieselbe Richtung, so werden die Yardangs dabei wie mit einer Art Sandstrahlgebläse aus dem Gestein ‚gefräst‘. Die Ausrichtung dieser Strukturen zeigt somit auch die vorherrschende Windrichtung an, aus welcher der Wind anhaltend geblasen hat. In dem hier gezeigten Fall laufen die Yardangs auf den Hooke-Krater zu – also von Süden nach Norden. Offensichtlich sammelt sich der Sand dabei in dieser ‚Windfalle‘.

Chaotische Gebiete in Argyre Planitia
Die Oberfläche des Mars ist in vielen Regionen von einem sehr stark zerklüfteten 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 – sogenannte Zeugenberge – 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“ (engl. „chaotic terrains“) 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 in der Gegenwart 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 gegenseitige Beziehung verschiedener Oberflächenstrukturen geben kann.

Auch auf den hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera ist das Vorkommen von zwei kleineren chaotischen Gebieten zu erkennen. Die Oberflächen dieser Regionen scheinen allerdings noch nicht vollständig zusammengebrochen zu sein. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass sich immer noch beträchtliche Mengen an Wassereis unter der Oberfläche befinden könnten. Die Verlagerung beziehungsweise das Schmelzen dieser Eismassen könnte im weiteren Verlauf der geologischen Entwicklung dieser Region zu weiteren Einstürzen führen.

Bodenfrost aus Kohlendioxideis
Eines der auffälligsten Merkmale auf den hier gezeigten Aufnahmen ist jedoch eine feine Schicht aus gefrorenem Kohlendioxid (auch bekannt als Trockeneis), welche den südlichen Bereich des Hooke-Kraters sowie die unmittelbar südlich angrenzenden Oberflächenregionen des Argyre Planitia wie eine feine Schicht aus Puderzucker überzieht.

Mit einem Anteil von 95,3 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse als eine Art ‚Bodenfrost‘ auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des ‚Marsfrühlings‘ und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über (Raumfahrer.net berichtete).

Zum Zeitpunkt der Anfertigung der Aufnahmen herrschte im Bereich des auf der südlichen Marshemisphäre gelegenen Argyre Planitia noch tiefer Winter und der Frühlingsbeginn lag in diesen Breitengraden (46 Grad Süd) noch in weiter Ferne. Weite Bereiche der tiefer liegenden Regionen sind deshalb immer noch von einer dünnen Schicht aus Kohlendioxideis überzogen. In höher gelegenen Gebieten tritt dieser ‚Frost‘ dagegen nur noch in einigen wenigen Bereichen auf, welche im Schatten liegen – beispielsweise an den sonnenabgewandten Hängen einiger kleinerer Krater. An Stellen, die der – wenn auch immer noch schwachen – Wintersonne bereits stärker ausgesetzt sind, ist das Kohlendioxideis dagegen bereits wieder in den gasförmigen Aggregatzustand übergegangen. Auch ein Hügel im Inneren des Hooke-Kraters ist immer noch von den dünnen Eisablagerungen bedeckt.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Argyre Planitia 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 nebenstehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der vier Stereokanäle der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Argyre Planitia 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 an seinem Äquator ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann der äußere Nachbarplanet der Erde mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas Planitia verfügt so zum Beispiel über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem gegenwärtigen Wissensstand um das zweitgrößte Impaktbecken in unserem Sonnensystem.

Es entstand, als in der Zeitphase des Großen Bombardements vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren ein vermutlich mehr als 100 Kilometer durchmessender Asteroid mit dem noch jungen Mars kollidierte. Durch die bei dem Impakt auftretenden Kräfte wurden zusätzlich zu dem eigentlichen Einschlagsbecken mehrere das Hellas Planitia umgebende Ringgebirge gebildet. Das äußere dieser Ringgebirge erhebt sich dabei um bis zu 2.000 Meter über das umliegende südliche Hochland des Mars.

Das Hellas Planitia ist zugleich auch das tiefste bis in die Gegenwart erhaltene Einschlagsbecken auf dem Mars. Von seinem Grund bis zum Rand des innersten Ringgebirges wird ein Höhenunterschied von mehr als 4.000 Metern erreicht. Bis zu den Gipfeln auf den weiter entfernt gelegenen Bergketten des äußeren Ringgebirges sind es teilweise sogar mehr als 9.000 Meter Höhenunterschied.

Infolge der enormen, durch den Asteroiden-Impakt verursachten Massenbewegungen bildeten sich verschiedene tektonische Verwerfungen, welche zu Veränderungen des Geländes führten. Im Laufe der Jahrmilliarden wurden schließlich sowohl das umgebende Ringgebirge als auch das Innere des Hellas Planitia durch verschiedene geologische und erosive Prozesse stark verändert.

Der Wind verfrachtete Sand, Staub und Vulkanasche in das Innere des Beckens, Wassereisgletscher und fließendes Wasser haben Sedimente mit sich geführt und abgelagert und Vulkane haben auf dem Boden des Hellas Planitia verschiedene Ablagerungsschichten von dünnflüssiger Lava gebildet.

Trotz der langen Zeit, in der das Hellas Planitia dieser Erosion ausgesetzt war und durch Ablagerungen verändert und teilweise verfüllt wurde, ist es das am besten erhaltene große Einschlagsbecken auf dem Mars. Amateurastronomen können es aufgrund seiner großen Ausdehnung bei guten Beobachtungsbedingungen bereits mit einem mittleren Teleskop als hellen Fleck erkennen, welcher sich deutlich gegen die ansonsten eher dunklere Marsoberfläche abhebt.

Einen deutlich besseren Blick auf das Hellas Planitia haben jedoch die derzeit in einer Umlaufbahn um unseren Nachbarplaneten befindlichen Marsorbiter der NASA und der ESA.

Mars Express dokumentiert das Hellas Planitia…
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 17. Dezember 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.690 das Hellas Planitia und bildete bei dieser Gelegenheit einen Teilbereich dieses Impaktbeckens ab, welcher sich bei 57 Grad östlicher Länge und 33 Grad südlicher Breite befindet. In diesem nordwestlichen Bereich des Hellas Planitia befinden sich auch dessen tiefsten Bereiche, wo der atmosphärische Druck fast doppelt so hoch wie auf dem Nullniveau im angrenzenden Marshochland ausfällt.

Die dort gegebenen Druck- und Temperaturbedingungen liegen stellenweise sogar über dem sogenannten Tripelpunkt des Wassers, so dass in diesen Bereichen mancherorts zumindestens kurzfristig sogar flüssiges Wasser auf der Oberfläche stabil sein könnte. Die hierfür notwendigen Bedingungen sind allerdings nur in einem kurzen Zeitraum während des Sommers und dann auch nur am frühen Nachmittag für wenige Stunden gegeben. An allen höher gelegenen Regionen auf dem Mars würde plötzlich freigesetztes Wasser wegen des zu niedrigen Atmosphärendrucks dagegen unverzüglich verdampfen.

… unter ungewöhnlich guten Bedingungen
Die am 17. Dezember 2013 vorherrschenden guten Sichtbedingungen, welche einen freien Blick auf die Oberfläche ermöglichten, waren eher ungewöhnlich, denn während der meisten Zeit wehen – vom Hochland und von den Ringgebirgen ausgehend – heftige Staubstürme über die Hellas-Tiefebene. Diese Schleier aus Staub und Aerosolen machen es den Kamerasystemen der Marsorbiter nahezu unmöglich, die Oberfläche im Inneren des Impaktbeckens zu erkennen und abzubilden. Die von der HRSC-Kamera angefertigten Aufnahmen erreichen eine Auflösung von etwa 15 Metern pro Pixel.

Mächtige Gletscher werden vermutet
Die Form und Gestalt von zahlreichen Landschaftsmerkmalen im Bereich des Hellas Planitia deuten an, dass einstmals Eis und Gletscher im Innern des Beckens wirkten, welche eventuell sogar noch in der Gegenwart unter einer dicken Staubschicht existent sind. So lassen Radarmessungen mit dem Instrument SHARAD an Bord des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) vermuten, dass unter den länglichen, teilweise gewundenen Schutt- und Geröllstrukturen in einigen kleineren Impaktkratern im Hellas Planitia noch heute Wassereisgletscher mit einer Mächtigkeit von bis zu 450 Metern vor den Blicken der Kameras verborgen sind. Die großräumige Betrachtung der Bilder legt nahe, dass das gesamte Gebiet von einer dicken Staubschicht bedeckt sein muss. Ein rund 40 Kilometer durchmessender alter Krater ist in der südlichen (linken) Bildhälfte der Draufsichten nur noch an seinen Umrissen zu erkennen. Vermutlich wurde er von Lavaströmen angefüllt, deren Fließfront sich von Ost nach West, also quer durch die Bildmitte, erstreckt.

Auf den Aufnahmen von Mars Express sind auch noch zwei deutlich besser erhaltene Krater zu erkennen. Die größere dieser beiden Strukturen verfügt über einen Durchmesser von etwa 25 Kilometern. Auffallend ist die ungewöhnliche Morphologie in den Kratern und in ihrer Umgebung. Von Norden (rechts oben in den Draufsichten, links oben in der Perspektive) erstreckt sich ein ‚dickes Band‘ bis zum Kraterrand. Im Innern des größeren Kraters befindet sich eine ähnlich gemusterte ovale Struktur. Und am südlichen Kraterrand findet sich Material, dessen Oberfläche Fließstrukturen zeigt. Bei genauerer Betrachtung zeigt es die Fließrichtung an, welche parallel zu den Rändern dieser Strukturen verlief. Es ist sehr wahrscheinlich, dass von Geröll und Gesteinsschutt bedecktes Gletschereis diese Phänomene erzeugt hat. Bei Betrachtung des weiter unten zu sehenden Anaglyphenbildes lassen sich zudem Schichtungen in den Kraterrändern erkennen.

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

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Hellas Planitia 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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Der Beitrag Mars Express: Neue Aufnahmen vom Hellas Planitia erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

Mars Express dokumentiert die Hellespontus Montes
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 13. Januar 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.750 die Hellespontus Montes und bildete bei dieser Gelegenheit einen Teilbereich dieser etwa 700 Kilometer langen Oberflächenstruktur mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 17 Metern pro Pixel.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Der Beitrag Mars: Wind und Eis formten die Hellespontus Montes erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Eine am heutigen Tag von der ESA veröffentlichte Aufnahme zeigt den nach dem deutschen Astronomen Wilhelm F. Rabe (1893-1953), dem ehemaligen Leiter der Universitätssternwarte in München-Bogenhausen, benannten Rabe-Krater. Für die hier gezeigten Bildprodukte wurden Daten verwendet, welche die Raumsonde Mars Express bei zwei zeitlich sehr weit auseinanderliegenden Überflügen gewann. Der erste Überflug erfolgte bereits am 7. Dezember 2005 während des Umlaufs Nummer 2.441. Der zweite Überflug wurde am 9. Januar 2014 im Rahmen des Orbits Nummer 12.736 durchgeführt.

Bei beiden Überflügen wurde die Marsoberfläche mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, abgebildet. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 15 Metern pro Pixel.

Der Rabe-Krater
Der rund 108 Kilometer durchmessende Rabe-Krater befindet sich bei 44 Grad südlicher Breite und 35 Grad östlicher Länge und liegt somit im Bereich des südlichen Hochlandes des Mars. Das südliche Mars-Hochland verfügt über ein höheres Alter als die Tiefebenen auf der nördlichen Marshemisphäre und weist deshalb auch zahlreiche Impaktkrater unterschiedlichster Größe auf. Diese topographische Zweiteilung der Planetenoberfläche, auch als Dichotomie bezeichnet, ist eines der auffälligsten Oberflächenmerkmale unseres Nachbarplaneten.

In einer Entfernung von etwa 320 Kilometern zu dem Rabe-Krater befindet sich der westliche Rand des Impaktbeckens Hellas Planitia. Das Hellas Planitia 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 derzeitigen Wissensstand der Planetenforscher um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

‚Dunkle‘ Dünenfelder im Inneren des Rabe-Kraters
Im Zentrum des Impaktkraters ist auf den Fotos ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen zu erkennen, welche teilweise eine Höhe von bis zu 200 Metern erreichen. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Dünen in erster Linie aus vulkanischen Aschepartikeln zusammensetzen. Derartige ‚Dunkle Dünen‘ kommen auf dem Mars verhältnismäßig häufig vor und stellen einen Großteil der dortigen äolischen, also durch Windeinflüsse gebildeten, Oberflächenformationen dar. Aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen werden solche Dünen auch als ‚basaltische Dünen‘ bezeichnet.

Auf unserem Heimatplaneten treten vergleichbare Dünenformationen dagegen nur relativ selten, nämlich in vulkanischen Regionen mit einem sehr trockenem Klima, auf. Speziell können sie auf Grönland, auf Island, auf Neuseeland, in den westlichen Gebieten der USA, in Peru und in der Ka’u-Wüste auf Hawaii beobachtet werden.

Die ‚dunklen Dünenfelder‘ auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit – nämlich vor vermutlich weniger als 100 Millionen Jahren – entstanden, nachdem kein Wasser mehr auf der Planetenoberfläche vorhanden war. Dies ist daran erkennbar, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also einer Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und die Dünen deshalb auch nicht über die sonst allgemein typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche verfügen.

Die Spuren von Wind und Wasser
Die Dünen weisen verschiedene Muster auf, welche auf die unterschiedlichen im Bereich des Rabe-Kraters vorherrschenden Windrichtungen hindeuten. Die Planetologen ‚lesen‘ die für die Dünenbildung verantwortliche Windrichtung an der Ausrichtung des Dünenkammes und der windzugewandten Seite, der Luv-Seite, der Düne ab. So ist zum Beispiel an manchen Orten erkennbar, dass sich die Dünen über einen Abhang in die Vertiefung hinunter bewegen. Man nennt solche Dünen daher auch ‚fallende Dünen‘. Andernorts bewegen sich die Dünen in dem Dünenfeld in völlig unterschiedliche Richtungen.

Ungewöhnlich beim Rabe-Krater ist, dass ein großer Teil des Kraterbodens in der Vergangenheit offenbar abgesackt ist. Von der ursprünglichen, von geschichteten Sedimenten gebildeten Verfüllung des Kraters ist nur noch eine Art Tafelberg übrig geblieben, der aus dieser Vertiefung herausragt. Der Prozess, welcher den Kraterboden stellenweise absacken ließ, ist noch nicht bekannt.

Möglicherweise wurde dieser Vorgang durch die Verflüchtigung von Wassereis ausgelöst, welches ursprünglich in Hohlräumen unter dem Krater vorhanden war. Umwelteinflüsse wie zum Beispiel Vulkanismus oder der Impakt von Asteroiden oder Meteoriten führten eventuell zu einer vorübergehenden Erwärmung des Untergrundes, wodurch das Eis taute. Das durch diesen Schmelzprozess freigesetzte Wasser floss anschließend entweder ab oder verflüchtigte sich in die Atmosphäre.

‚Terrain Softening‘
Wie die überwiegende Mehrzahl der größeren Impaktkrater auf der südlichen Marshemisphäre weist auch der Rabe-Krater deutliche Spuren einer im Laufe der Jahrmillionen und Jahrmilliarden erfolgen Erosion auf. Verschiedene signifikante Merkmale wie zum Beispiel hohe Kraterwände, Terrassen oder Zentralberge in ihrem Inneren, welche – in geologischen Zeiträumen betrachtet – relativ junge Krater charakterisieren, sind bei diesem Einschlagskrater nur noch schwach ausgeprägt oder mittlerweile sogar komplett verschwunden.

Einige Impaktkrater in der näheren Umgebung, speziell nördlich des Rabe-Kraters, sind sogar nur noch andeutungsweise in ihren Umrissen erkennbar. Durch das ‚Kriechen‘ (engl. ‚creep‘) von Material entlang eines natürlichen Gefälles erfolgt nach und nach eine Einebnung des Geländes. Der geologische Prozess, welcher eine Oberfläche auf diese Weise gestaltet, wird in der Fachsprache als ‚Terrain Softening‘ (zu deutsch ‚Oberflächenglättung‘) bezeichnet. Vermutlich wird dieser Vorgang durch hohe Konzentrationen von Eis im Untergrund unterstützt, so dass Oberflächenmaterial auf den eisigen, unterirdischen Schmierschichten schon bei geringen Hangneigungen ‚kriechen‘ kann.

Mittlerweile weisen die meisten Krater in dieser Gegend einen ebenen Boden auf, welcher mit Sedimenten angefüllt wurde. Lediglich ein kleinerer, deutlich jüngerer und relativ tiefer Einschlagskrater, welcher in der Nadiransicht links unterhalb von dem Rabe-Krater zu sehen ist, bildet eine Ausnahme. Hier sind noch Kanäle und Rillen an den Kraterwänden erkennbar.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Rabe-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 Rabe-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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Der Beitrag Mars Express: Dunkle Dünen im Rabe-Krater erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, 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 7. Dezember 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.624 den zentralen Bereich der ‚Osuga Valles‘ 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 17 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 15 Grad südlicher Breite und 322 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

Bei den ‚Osuga Valles‘ handelt es sich um das etwa 164 Kilometer lange Netzwerk eines Ausflusstals, welches sich etwa 170 Kilometer südlich der Region ‚Eos Chasma‘ – einem östlichen Teilabschnitt des rund 4.000 Kilometer langen Grabenbruchsystems der Valles Marineris – befindet. An einigen Stellen erreichen die ‚Osuga Valles‘ eine Breite von bis zu 20 Kilometern und eine Tiefe von bis zu 900 Metern. Neben dem Talsystem sind in den von der HRSC-Kamera angefertigten Aufnahmen auch mehrere Impaktkrater erkennbar, von denen einige im Laufe der Jahrmilliarden fast vollständig mit Oberflächenmaterial verfüllt wurden. Derartige Krater, die nahezu vollständig durch Lava oder Sand und Staub bedeckt und deren Umrisse nur noch schemenhaft erkennbar sind, werden auch als „Geisterkrater“ bezeichnet.

Chaotische Gebiete
Das „Quellgebiet“ dieses Ausflusstals befindet sich in der etwas weiter östlich gelegenen Region ‚Eos Chaos‘. Derartige „chaotische Gebiete“, welche auf dem Mars speziell im östlichen Bereich der Valles Marineris anzutreffen sind, beherbergen ein Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten. Diese Regionen zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und stark erodierten, 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 bisher allerdings nur ungenügend verstanden. Die chaotischen Gebiete sind deshalb von besonderem Interesse für die Planetologen und Marsforscher, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die Beziehung zwischen den chaotischen Terrains, den Valles Marineris, den dort befindlichen Ausflusstälern und der weiter nördlich gelegenen Tiefebene Chryse Planitia geben kann.

Die Osuga Valles
Bei der Entstehung der ‚Osuga Valles‘ dürften mehrere plötzlich auftretende, katastrophale Flutereignisse eine entscheidende Rolle gespielt haben. Schnell fließendes Wasser schnitt sich dabei in die den südöstlichen Rand der Valles Marineris begrenzenden Hochebene ein und schuf diverse stromlinienförmige Inseln und schmale Schluchten. Der stromlinienförmige Verlauf der Inseln zeigt an, dass sich das Wasser von Südwesten kommend in die nordöstliche Richtung ergoss. Diverse parallel verlaufende schmale Furchen am Boden der Flusstäler sind zudem ein Hinweis auf eine hohe Fließgeschwindigkeit des Wassers. Höhenunterschiede in den Plateaus und Überschneidungen von einzelnen Kanälen legen des weiteren nahe, dass die Region der ‚Osuga Valles‘ in der Vergangenheit zahlreiche Flutereignisse erlebte.

Zwei unregelmäßig geformte Blöcke am nördlichen Rand des Kanals (rechts in den Draufsichten erkennbar) scheinen von dem umgebenden Plateau abgebrochen zu sein. Sie wurden durch das Wasser weniger stark erodiert und verfügen im Vergleich zu den abgerundeten Inseln über eine eher eckige Form. Die Wassermassen mündete eventuell in einer rund 2.500 Meter tiefen Senke in einem weiteren chaotischem Gebiet am unteren Rand der Bilder. Bisher ist jedoch ungeklärt, ob das Wasser dort direkt im Untergrund versickerte oder ob es vorübergehend einen See gebildet hat.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der ‚Osuga Valles‘ 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 der ‚Osuga 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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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR.

Seit mittlerweile mehr als 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 dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Aufnahmen ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 30. November 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.600 erneut die Region Claritas 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 14 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 27 Grad südlicher Breite und 254 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

Die Aufnahmen zeigen einen Teil der Abbruchkante Claritas Rupes, welche das Grabensystem der Claritas Fossae umgibt. Die gesamte Region befindet sich am südlichen Rand der Tharsis-Region. Diese 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 Schildvulkan Olympus Mons.

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.

Die Region Claritas Fossae
Der Begriff „Fossa“ (Mehrzahl „Fossae“) ist das lateinische Wort für „Graben“ und wird in der Marsgeologie für markante, verhältnismäßig geradlinig verlaufende Talstrukturen verwendet. Die Region Claritas Fossae grenzt die stark vulkanisch geprägte Ebene Daedalia Planum im Westen von der weiter östlich gelegenen Ebene Solis Planum ab. Die Lavadecken des Solis Planum reichen bis an die höher gelegenen Gebiete der „Claritas Fossae“-Region heran und verfüllen kleinere Buchten, Täler und Impaktkrater. Deutlich erkennbar sind dort die unregelmäßigen und teilweise erodierten Fronten der Lavadecken. Anhand der Überlagerungen von tektonischen Brüchen, Einschlagskratern, kleinen Talsystemen und Lavadecken lässt sich die relative Altersabfolge bestimmen. Die komplexe Art der Überlagerungen zeigt dabei auch deutlich, dass mehrere Prozesse gleichzeitig oder auch mit länger anhaltenden Unterbrechungsperioden stattgefunden haben müssen.

Die Region Claritas Fossae bestehen aus einer Vielzahl von linearen Bruchstrukturen, welche zumeist nur einige hundert Meter bis wenige Kilometern breit sind. Sie beginnt unmittelbar südlich der drei Schildvulkane Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons und erstreckt sich von dort über eine Länge von etwa 1.800 Kilometern in die südliche Richtung. Dabei verbreitert sie sich von zunächst ungefähr 150 Kilometern im Norden auf eine Ausdehnung von etwa 550 Kilometern im Süden.

Die Serie der zahlreichen Brüche, welche die Region der Claritas Fossae durchziehen, verläuft radial zum Zentrum der Tharsis-Aufwölbung. Dies unterstützt die Annahme, dass diese Bruchstrukturen durch tektonische Spannungen in der Marskruste bei der Herausbildung der bis zu zehn Kilometer hohen Tharsis-Aufwölbung entstanden sind. Durch das Gewicht der abgelagerten Lava bauten sich erneut Spannungen innerhalb der Marskruste auf, welche jetzt durch mehrere zeitlich aufeinanderfolgende massive Dehnungsvorgänge in der Kruste abgebaut wurden.

Das dadurch bedingte Aufbrechen der Oberfläche in einzelne „Schollen“ bewirkte, dass ganze Blöcke der Marskruste in die neu entstandenen Zwischenräume abglitten und so ein charakteristisches Landschaftsbild mit auffallenden Geländestufen erzeugten. Auf der Erde führten ähnliche Prozesse in der Vergangenheit zur Entstehung von Grabenbrüchen, welche zum Beispiel im Oberrheingraben zwischen Basel und Karlsruhe, dem Eger-Graben in Tschechien oder im ostafrikanischen Great Rift Valley zu finden sind.

Auf der linken (südlichen) Seite der nebenstehenden Nadir-Aufnahme der Claritas Rupes ist ein Hügel erkennbar, welcher durch seine im Vergleich zu der Umgebung verhältnismäßig hellen Farbe auffällt. Dieser Hügel könnte sich aus relativ weichem und leicht erodierbarem Material zusammensetzen. Hierbei dürfte es sich um sogenannte Schichtsilikate handeln. Hierbei handelt es sich um Tonminerale, welche reich an Eisen und Aluminium sind und die sich nur unter der längerfristigen Einwirkung von Wasser auf vulkanisches Gestein bilden können. Hinweise auf einen entsprechenden Ursprung lieferten auch Beobachtungen mit dem CRISM-Spektrometer an Bord des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Orbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), welches in der Vergangenheit in der unmittelbaren Umgebung ebenfalls solche hellen Materialien detektiert und untersucht hatte.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Region Claritas Rupes 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.

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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 Claritas Rupes 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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Eines der auffälligsten Merkmale unseres äußeren Nachbarplaneten ist ein weitläufiges Grabenbruchsystem, welches sich östlich der Tharsis-Vulkanregion längs des Marsäquators erstreckt. Mit einer Länge von fast 4.000, einer Breite von bis zu 700 und einer Tiefe von bis zu 11 Kilometern sind die Valles Marineris das größte Canyonsystem in unserem Sonnensystem. Über weite Strecken verlaufen die Valles Marineris dabei in Form dreier fast paralleler und bis zu 200 Kilometer breiter Canyons, von denen jeder in seiner Ausdehnung den Grand Canyon auf der Erde um ein Vielfaches übertrifft.

Seit der Entdeckung dieses gigantischen Grabenbruchsystems auf Aufnahmen der US-amerikanischen Raumsonde Mariner 9 im Jahr 1972 entwickelten die Marsforscher verschiedenen Theorien zur Entstehung der Valles Marineris. Die gegenwärtig allgemein anerkannte Hypothese sieht dabei eine Verbindung mit der Bildung der benachbarten Tharsis-Vulkanregion.

Zeitgleich mit der Entstehung der Tharsis-Region kam es demnach zu einem Aufwölben der Planetenkruste, was zu erheblichen Oberflächenspannungen führte. Die anschließende zusätzliche Belastung der Planetenoberfläche durch die sich immer höher auftürmenden Lavamassen der Tharsis-Vulkane führte letztendlich zu einem teilweisen Abbau dieser Spannungen, indem die Kruste am Ostrand der Tharsis-Region aufbrach. Dabei bildete sich ein weitläufiges und verzweigtes Grabensystem.

Als zweiter Schritt, so diese Theorie, kam es zu einer verstärkten Aktivität der Tharsis-Vulkane, wobei sich auch das Ursprungsgebiet der Vulkanausbrüche langsam verschob. In der Folge verstärkte sich dabei das Ungleichgewicht der immensen Krustenspannungen noch weiter, so dass die Planetenkruste vollends aufriss und dabei die heutigen Valles Marineris erzeugte. Die Aufwölbung der Tharsis-Region begann vor mehr als 3,5 Milliarden Jahren während des Noachiums, der ältesten Periode in der Marsgeschichte, und setzte sich bis in die Periode des späten Hesperiums fort, welches vor etwa drei Milliarden Jahren endete.

Die einzelne Canyonsysteme der Valles Marineris, auch als sogenannte „Chasmata“ bezeichnet, wurde anschließend mehrfach durch Wassererosion noch weiter ausgespült und durch aeolische Prozesse und Hangrutschungen umgeformt. Mit dem Begriff Chasma (griechisch für Kluft, Abgrund oder Spalte, Plural Chasmata) werden von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) langgestreckte, von steilen Abhängen begrenzte Vertiefungen, Erdspalten oder von steilen Abhängen begrenzte Geländebrüche bezeichnet.

Einer der Canyons innerhalb des Valles Marineris ist das Ius Chasma, welches sich in dessen Westhälfte über eine Länge von etwa 940 Kilometern erstreckt. Der Name Ius bezieht sich auf Io, eine Geliebte des Gottes Zeus in der griechischen Mythologie, nach der auch der vulkanisch aktive Jupitermond Io und das zwischen Griechenland und Italien gelegene Ionische Meer benannt sind.

Am 16. September 2005 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 2.149 den östlichen Bereich des Ius Chasma und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) ab. Aus einer Höhe von etwas mehr als 250 Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 13 Metern pro Pixel.

Die hier gezeigten Abbildungen geben einen bei 7 Grad südlicher Breite und 282 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder und zeigen einen Ausschnitt der nördlichen Abbruchkante des Ius Chasma, welche nach Norden hin von einem Plateau des Marshochlands abgegrenzt wird. Die Abbruchkante fällt bis zu 8,2 Kilometer zum Boden des Chasmas hin ab. Die immensen Spannungen im Gestein erzeugten mehrere parallele zum Grabenbruch verlaufende Störungen, deren Spur sich auch auf dem angrenzenden Plateau verfolgen lässt. Hier haben die aufgetretenen Spannungen stellenweise zur Bildung verschiedener tektonischer Gräben geführt. Rechtwinklig zum Hauptgrabensystem bildeten sich außerdem weitere Störungszonen (Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Nadir-Aufnahme).

Im Laufe der Zeit stürzten mehrere großflächige und sich überlagernde Hangrutsche in das Chasma hinab (Bildausschnitt 2). Entlang der obersten und damit jüngsten Hangrutschung ist eine helle, schlierige Zone erkennbar. Diese könnte ein Hinweis auf einen Materialwechsel im Aufbau des anstehenden Hochlandes sein. In Bildausschnitt 3 sind zudem die Überreste einer älteren Hangrutschung zu erkennen. Im Zentrum der abgebildeten Szene fallen des weiteren verschiedene großflächige, dunkle Strukturen auf. Hierbei handelt es sich um Dünen, welche dort im Laufe der Jahrmilliarden durch eine Windverfrachtung angehäuft wurden. Die dunkle Färbung des Dünenmaterials ist ein Hinweis darauf, dass es sich hierbei um zu Sand und Staub verwittertes Basaltgestein handelt, einem auch auf der Erde häufig vorkommenden eisen- und magnesiumreichen vulkanischen Gestein.

Einige helle Ablagerungen in dieser Region könnten von abgerutschtem Material herrühren, welches noch nicht so lange den Kräften der Verwitterung ausgesetzt ist. Dieses Material könnte das anstehende Gestein des Marshochlands repräsentieren, welches entlang und unterhalb der Abbruchkante aufgeschlossen ist. Die Ablagerungen der Hangrutschungen weisen zudem Fließstrukturen auf, die sich mit zunehmender Entfernung zum Ausgangspunkt der Rutschungen immer weiter auffächern. Diese Fließstrukturen sind als längliche, gewundene Rillen erkennbar. Möglicherweise, so die Meinung der Planetologen, war im Hochland unmittelbar unter der Oberfläche gespeichertes Eis oder Wasser einer der auslösenden Faktoren für den Abgang der Rutschungen.

Die hier gezeigten Farbansichten des Ius Chasma wurden aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- bzw. rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht.

Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 2.149 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Ius Chasma finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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