Quelle: Staatliche Naturwissenschaftliche Sammlungen Bayerns 25. September 2023.

25. September 2023 – Die Teilnehmer:innen des ESA-PANGAEA-Astronautentrainings profitieren seit Jahren von den herausragenden Bedingungen und der fachlichen Kompetenz vor Ort. Das 5-tägige Trainingsprogramm im Ries beinhaltet einen Mix aus Vorlesungen und Übungen zur Vermittlung der Grundlagen der Geologie und der feldgeologischen Arbeitsweise in Impaktkratern, zu Themen rund um den Erdmond und die Astrobiologie. Wichtige Lernorte waren vom 17. bis 21. September 2023 das RiesKraterMuseum, eines von fünf SNSB-Regionalmuseen in Bayern, und das ZERIN mit seiner Sammlung aus Bohrkernen des Rieskraters sowie dem Isotopenlabor. Museumsleiter Prof. Dr. Stefan Hölzl begleitete die Astronaut:innen im Rahmen von insgesamt sechs Exkursionen zu aufschlussreichen Punkten im Ries sowie seinem Nachbarkrater, dem Steinheimer Becken. Im Gelände wurde Gelerntes praktisch geübt, vertieft und erweitert. Das PANGAEA-Astronautentraining der Europäischen Weltraumorganisation ESA findet auch in diesem Jahr neben dem Nördlinger Ries in den italienischen Dolomiten sowie auf der Kanareninsel Lanzarote statt.

In diesem Jahr nahmen drei Astronaut:innen an der geologischen Schulungswoche im Nördlinger Ries teil:
Der erfahrene ESA-Astronaut Thomas Pesquet, der im Rahmen zweier ISS-Expeditionen 2016/2017 und 2021 bereits längere Zeit im Weltraum verbracht hat. Der Franzose hält zwei europäische Rekorde: Einen über den längsten Aufenthalt eines Menschen im Weltraum (396 Tage und 11 Stunden), einen zweiten – mit 39 Stunden und 54 Minuten – für den längsten Außeneinsatz außerhalb der Raumstation. Pesquet ist zudem der erste ESA-Astronaut, der mit dem Raumschiff „Dragon“ des amerikanischen Unternehmens SpaceX zur ISS flog.

Ebenfalls im Nördlinger Ries dabei war Takuya Onishi, Astronaut der japanischen Weltraumagentur JAXA, der 2016 insgesamt 115 Tage auf der ISS verbrachte.
Dritte im Bunde war Jessica Wittner, eine Kampf- und Testpilotin der US-Navy, die 2021 unter 12.000 Bewerber:innen für die Astronautenausbildung der NASA ausgewählt wurde.

„Das Nördlinger Ries mit dem RiesKraterMuseum und dem ZERIN ist bis heute, mehr als 50 Jahre nach dem Training zweier Apollo-Teams der NASA vor ihrem Flug zum Mond, hochgeschätzter und etablierter Trainingsort für Astronaut:innen aus aller Welt“, freut sich Museumsleiter Prof. Dr. Stefan Hölzl auch in diesem Jahr wieder über seinen „Weltraumbesuch“.

Das Nördlinger Ries entstand vor etwa 15 Millionen Jahren bei der Kollision eines ca. 1 km großen Asteroiden mit der Erde. Glücksfall für die Geolog:innen: Der ca. 25 Kilometer große Krater war für die längste Zeit seiner Geschichte mit Ablagerungen des dort gebildeten Ries-Sees bedeckt. Deshalb und wegen seines in geologischen Dimensionen „jungen“ Alters gilt er heute als der am besten erhaltene komplexe Krater unter den insgesamt ca. 200 Impaktkratern dieser Erde. Das Nördlinger Ries ist daher ein einzigartiger Ort für Forschung und Lehre.

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• ESA

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Erstellt von Andreas Morlok. Quelle: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI

Die NASA Sonde Dawn hat sich auf ihre niedrigste (und wohl endgültige) Umlaufbahn um Ceres heruntergeschraubt, knapp 385 Kilometer über der Oberfläche. Das nennet sich Low Altitude Mapping Orbit (LAMO) und aus dieser Warte sind nochmals bessere Beobachtungen der Oberfläche des Beinahe-Planeten möglich, mit bis zu 40 Metern Auflösung pro Pixel.

Die typische Oberflächenstruktur auf Ceres sind die zahlreichen Impakt-Krater. Die Oberfläche wurde also in ihrer Geschichte unzählige Male durch Einschläge aller Größenordnungen regelrecht umgewälzt. Will man also Einblicke in tiefere Schichten von Ceres erhalten, wäre ein frischer Krater nützlich, der nicht seinerseits von vielen Neuen Einschlägen und deren Auswurfsmassen überprägt worden ist.

Eine solche Gelegenheit bietet der Haulani Krater, mit soliden 34 Kilometern Durchmessern in etwa in der Größenordnung des irdischen Nördlinger Rieses. Woher weiß man, dass es sich um einen jungen Krater handelt? Für die Datierung von planetaren Oberflächen wird, da in der Regel keine Proben verfügbar sind, die Kraterdichte ermittelt. Je älter, desto mehr Impakte sollten stattgefunden haben, was dann durch eine erhöhte Dichte an Kratern erkennbar wäre. Und tatsächlich finden sich nur wenige kleinere Krater innerhalb des Kraterbeckens. Das ist schon mal ein gutes Zeichen. Und es lässt sich noch mehr Information aus dem auf den ersten Blick tristen Grau der Aufnahmen ziehen. So ist das Material des Kraters heller, deutet also auf einen Unterschied in der Zusammensetzung hin.

Weitere Informationen kommen aus Falschfarbenbildern. Hier werden die Farbtöne absichtlich geändert, so dass feine Unterschiede, die im Grau-in-Grau nicht so auffallen, sichtbar werden. Und so kann der ‚blaue‘ Farbton der Auswurfsmassen auch als weiteres Kennzeichen für die Identifikation junger Flächen auf Ceres verwendet werden.

Auch die Form des Kraters ist interessant – statt eines gewöhnlichen Kreises (mehr oder weniger…) sieht Haulani mehr wie ein Sechseck aus. Da scheinen Spannungen am Werk zu sein, die so an der Oberfläche nicht sichtbar sind. Sichtbar sind Erdrutsche, Zeichen dafür, das der Krater vielleicht noch recht instabil ist.

Und dann gibt es noch den Oxo Krater. Der ist etwas kleiner, knapp 10 Kilometer im Durchmesser, wiederum mit nur geringer Überprägung durch spätere Ereignisse. Da er am 0-ten Längengrad liegt, wird er auf den Oberflächenkarten gerne übersehen. Eine interessante Eigenschaft: einer der hellen Spots, nämlich Nummer 5. Jetzt hat man sich ihn aber genauer angeschaut, und auch dieser Krater hat ein interessantes Innenleben. So scheint eine ganze Flanke des Kraters in einem gigantischen Ceresrutsch in das Kraterinnere gestürzt zu sein. Dadurch werden weitere Teile der Kruste von Ceres sichtbar, die vom Oberflächenschutt, dem Regolith, überlagert werden.

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• Zwergplanet Ceres

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

Durch die Auswertung von Aufnahmen, welche mit zwei an Bord des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) befindlichen Kamerasystemen angefertigt wurden, konnten die Planetenforscher bereits im Jahr 2013 berechnen, dass durch die Einschläge von Meteoriten pro Jahr rund 200 neue Impaktkrater auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten entstehen, welche über Durchmesser von mehr als 3,9 Metern verfügen (Raumfahrer.net berichtete).

Allerdings handelt es sich bei den meisten dieser Krater um eher unscheinbar ausfallende Strukturen, welche nur schwach sichtbare Spuren auf der Marsoberfläche hinterlassen. Anders im Falle eines Kraters, vom dem am gestrigen Tag eine Aufnahme veröffentlicht wurde.

Die Kamerasysteme des MRO
Der Mars Reconnaissance Orbiter ist unter anderem mit mehreren Kamerasystemen ausgestattet. Die wissenschaftliche Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht mit ihren Aufnahmen unter optimalen Bedingungen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Eine zweite Kamera an Bord des Orbiters, die CTX-Kamera, erreicht dagegen eine Auflösung von etwa sechs Metern pro Pixel.

Allerdings verfügt die CTX-Kamera über den Vorteil, dass ihre Aufnahmen ein größeres Areal abbilden. Durch das bei den CTX-Aufnahmen erreichte größere Gesichtsfeld kann das durch die HiRISE abgebildete Gebiet zudem in einen räumlich weiter ausgedehnten Kontext versetzt werden.

Beide Kameras bilden regelmäßig die Marsoberfläche ab und fotografieren bei passenden Gelegenheiten auch Oberflächenbereiche, welche bereits zuvor abgebildet wurden. Durch den Abgleich dieser „doppelten“ Aufnahmen ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern möglich, erst kürzlich erfolgte Veränderungen auf der Marsoberfläche zu registrieren und anschließend gegebenenfalls eingehender zu untersuchen.

Ein neuer Impaktkrater
Bei dem Vergleich von zwei CTX-Aufnahmen, welche im Juli 2010 und im Mai 2012 angefertigt wurden, entdeckten die Wissenschaftler so einen erst kürzlich entstandenen Impaktkrater, der sich bei 3,677 Grad nördlicher Breite und 53,428 Grad östlicher Länge am südwestlichen Rand des Syrtis Major Planum befindet.

Am 19. November 2013 wurde daraufhin die HiRISE-Kamera eingesetzt, um diese Region im Detail abzubilden. Auf dem Foto präsentiert sich ein etwa 30 Meter durchmessender Impaktkrater. Dieser relativ große Krater ist zudem von einem deutlich sichtbaren Strahlenkranz umgeben, welcher aus dem bei dem zugrunde liegenden Impakt freigesetzten Ejektamaterial besteht. Die Ausläufer dieser Strahlen erstrecken sich in eine Entfernung von bis zu 15 Kilometern zum Zentrum des Kraters.

Weitere mit diesem neuen Krater in Zusammenhang stehende Bildprodukte finden Sie hier. Neben dieser Aufnahme der HiRISE-Kamera sind derzeit auf den Internetseiten der University of Arizona mehr als 31.600 weitere HiRISE-Aufnahmen einsehbar.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Mars: Mehr als 200 neue Einschlagskrater pro Jahr (16. Mai 2013)
• HiRISE zeigt künstlich erzeugte Krater auf dem Mars (4. März 2013)
• MRO entdeckt neu entstandene Krater auf dem Mars (26. Dezember 2012)

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• Planet Mars
• Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Sonderseite des DLR:

• Zehn Jahre Mars Express

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.467 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Thaumasia Planum finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

Konjunktion

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

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

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

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

Auf seinem 567 Millionen Kilometer weiten Weg bis zum Erreichen unseres äußeren Nachbarplaneten wurde der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity durch ein etwa vier Meter durchmessendes Flugmodul (engl. „Cruise Stage“) gesteuert. Exakt 10 Minuten vor dem Erreichen des Eintrittspunktes in die Marsatmosphäre – dieser ist allgemein an einer Position definiert, welche sich 3.522,2 Kilometer vom Zentrum des Marsinneren entfernt befindet – wurde die Cruise Stage durch die Zündung von 10 Pyroladungen von der eigentlichen Eintrittskapsel des Rovers abgetrennt. Nach weiteren rund fünf Minuten wurden zwecks Verlagerung und Stabilisierung des Schwerpunktes der Abstiegskapsel zwei aus Wolfram bestehende Gewichte mit einer Masse von jeweils 75 Kilogramm abgeworfen, welche den Schwerpunkt der Raumsonde während des bisherigen Flugverlaufes auf der Rotationsachse stabilisiert hatten.

In den Wochen nach der erfolgreichen Landung des Rovers auf dem Mars, welche in den frühen Morgenstunden des 6. August 2012 erfolgte, wurden zwei Kameras des ebenfalls von der NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz „MRO“) dazu genutzt, um das vorausberechnete Einschlagsgebiet dieser beiden Wolframgewichte abzubilden.

Der Mars Reconnaissance Orbiter umkreist den Mars bereits seit dem März 2006 und liefert dabei fast täglich neue, faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung der Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, kürzlich erfolgte Veränderungen auf der Marsoberfläche zu beobachten und näher zu untersuchen.

Aufgrund ihrer hohen Auflösung kann die HiRISE-Kamera jedoch pro Bild immer nur einen relativ kleinen Ausschnitt der Marsoberfläche abbilden. Um diesen Nachteil auszugleichen, verfügt der Orbiter zusätzlich über eine weitere Kamera, welche die gleiche Region in einer niedrigeren Auflösung, dabei aber mit einem größeren Gesichtsfeld abbildet. Diese Context Camera (kurz „CTX“) erreicht bei ihren Aufnahmen eine Auflösung von etwa sechs Metern pro Pixel. Aus einer Überflughöhe von 400 Kilometern deckt die CTX dabei ein Gebiet mit einer Ausdehnung von 30 Kilometern ab.

Auf den zuerst angefertigten Aufnahmen der CTX-Kamera konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler statt der eigentlich erwarteten zwei Einschlagsstellen allerdings gleich vier zuvor nicht auf der Marsoberfläche beobachtete Impaktformationen nachweisen. Auf den anschließend mit der HiRISE-Kamera angefertigten Aufnahmen, welche diese Region in einer nochmals besseren Auflösung darstellte, konnten zusätzlich noch weitere, allerdings kleiner ausfallende Einschlagsstellen entdeckt werden.

Der gesamte Einschlagsbereich verfügt über eine Ausdehnung von rund 12 Kilometern und befindet sich etwa 80 Kilometer westlich der Landestelle des Rovers Curiosity. Es wird als äußerst unwahrscheinlich angesehen, dass die beiden massiven Wolframgewichte während der Durchquerens der Marsatmosphäre in mehrere Teile zerbrochen sind. Die wahrscheinlichste Erklärung für dieses offensichtlich erst kürzlich entstandene Impaktfeld, so die Wissenschaftler, besteht darin, dass neben den Wolframgewichten auch die Überreste der Cruise Stage in diesem Bereich der Marsoberfläche aufschlugen.
Die beiden größeren Einschlagsstellen weisen Durchmesser von etwa drei bis fünf Metern auf. Dies entspricht den angenommenen Kraterabmessungen, welche beim Einschlag der Wolframgewichte entstehen sollten. Die beiden kleineren Krater zeigen im Gegensatz zu diesen größeren Kratern eine asymmetrische Verteilung der bei den Einschlägen gebildeten Ejektadecke. Hierbei handelt es sich aller Wahrscheinlichkeit nach um die Überreste der Cruise Stage, welche beim Durchdringen der Marsatmosphäre in zwei größere und mehrere kleine Teile zerbrochen ist.

Bei den zusätzlich durch die HiRISE-Kamera nachgewiesenen kleineren Einschlagsstellen dürfte es sich um Sekundärauswirkungen der vier größeren Krater handeln (bei den Impaktereignissen wurden kompaktere Brocken von Oberflächenmaterial in die Höhe geschleudert und gingen dann erneut in der unmittelbaren Umgebung auf der Marsoberfläche nieder). Alternativ wurden hier eventuell auch Stellen dokumentiert, an denen die kleineren Trümmerstücke der Cruise Stage die Planetenoberfläche erreichten.

Welcher Nutzen ergibt sich aus der Beobachtung?
Aufgrund seiner Nähe zum Hauptasteroidengürtel unseres Sonnensystems und seiner relativ dünnen Atmosphäre wird die Oberfläche des Mars permanent von Meteoriten getroffen. Pro Jahr entdeckt die HiRISE-Kamera an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter etwa 50 neu entstandene Impaktkrater. Da die Kamera nicht die gesamte Oberfläche in regelmäßigen Abständen abbilden kann, dürfte die reale Impaktrate auf unserem Nachbarplaneten jedoch noch höher ausfallen. Allerdings ist es den Marsforschern bisher noch nie gelungen, ein solches Impaktereignis erfolgreich vorherzusagen oder sogar direkt zu beobachten.

Obwohl somit in den vergangenen Jahren mehrere Hundert neue Einschlagsstellen auf dem Mars dokumentiert werden konnten, war es den Wissenschaftlern aufgrund der fehlenden Grunddaten nicht möglich, Aussagen über die Objekte zu tätigen, welche für die Entstehung der neuen Krater auf dem Mars verantwortlich sind. Welche Größe, welche Zusammensetzung und Geschwindigkeit muss ein Meteorit auf dem Mars aufweisen, um einen bestimmten Krater (Durchmesser, Tiefe, Form) zu erzeugen? Welche Bedingungen haben zur Folge, dass ein in die Marsatmosphäre eintretender Meteorit zerbricht und auf der Planetenoberfläche ein Kraterfeld erzeugt?

Durch die kürzlich dokumentierten Einschlagsorte der Wolframgewichte und der Überreste der Cruise Stage stehen jetzt erstmals Daten zur Verfügung, mit denen diese Fragen beantwortet werden können, da sowohl das ursprüngliche Gewicht, die Zusammensetzung, die Eintrittsgeschwindigkeit und der Aufprallwinkel der verursachenden Komponenten ausreichend bekannt sind.

Durch einen Abgleich der jetzt neu entstandenen und sozusagen „künstlich erzeugten“ Krater auf dem Mars mit den zuvor beobachteten natürlichen Impaktstrukturen lassen sich somit auch Aussagen über die Objekte tätigen, welche für deren Entstehung verantwortlich sind. Diese Daten können dann zum Beispiel mit den Untersuchungsergebnissen ergänzt werden, welche bisher durch die verschiedenen Rovermissionen auf der Marsoberfläche gewonnen werden konnten. Speziell der Marsrover Opportunity hat seit dem Jahr 2008 auf seinem Weg zum Endeavour-Krater diverse kleine, lediglich wenige Meter durchmessende Impaktstrukturen näher untersucht.

„Das Interessante an diesem „Krater-Hopping“ ist, dass all diese kleinen Krater nicht zum selben Zeitpunkt entstanden sind“, so Steve Squyres, der Chefwissenschaftler der Mars Exploration Rover-Mission von der Cornell University in Ithaca/USA. „Einige Krater sind jünger, andere wiederum deutlich älter. Wir wollen lernen und verstehen, wie schnell und auf welche Weise solche kleinen Krater erodieren und dabei wieder von der Marsoberfläche verschwinden. Das Anfertigen von Fotoaufnahmen von Kratern in einer vergleichbaren Größenordnung [durch die auf der Marsoberfläche operierenden Rover], welche sich allerdings in einem unterschiedlichen Stadium der Verwitterung befinden, stellt einen ersten Schritt zum Verständnis der zugrundeliegenden Prozesse bei deren Abbau dar.“

Unbefristete Missionsverlängerung für Curiosity
Die Mission des Marsrovers Curiosity war ursprünglich für einen Zeitraum von einem Marsjahr – dies entspricht knapp zwei Jahren auf der Erde – ausgelegt. Am 4. Dezember gab die NASA jedoch im Rahmen der diesjährigen Herbsttagung der American Geophysical Union (AGU) in San Francisco/Kalifornien bekannt, dass die Mission des Rovers auf unbestimmte Zeit verlängert wird. „Wir haben uns dahingehend entschieden, dass wir den Betrieb von Curiosity so lange aufrecht erhalten werden, wie dies aus wissenschaftlicher Sicht sinnvoll erscheint“, so John Grunsfeld vom Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA. „Und dies könnte eine lange Zeit sein.“

Neben den hier gezeigten Aufnahmen der HiRISE-Kamera sind derzeit mehr als 27.000 weitere HiRISE-Aufnahmen auf der Internetseite der University of Arizona einsehbar.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 120 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von über 500 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile über 28.600 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Bilder sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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