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

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

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

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

Die Kasei Valles

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

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

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

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

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

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

Das weiter oben gezeigte Nadir-Farbmosaik der Kasei Valles wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten, welches über eine Auflösung von 100 Metern pro Pixel verfügt.

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

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

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

Das Kasei Valles stellt eines der größten Ausflusstäler auf dem Mars dar. Es hat seinen Ursprung im unmittelbar nördlich des Valles Marineris gelegenen Echus Chasma und erstreckt sich von dort über eine Länge von fast 3.000 Kilometern bis zum Becken Chryse Planitia in der nördlichen Tiefebene des Mars. Vor vielen Millionen Jahren, so die gängige Theorie, strömte Wasser durch dieses Talsystem und formte dabei charakteristische Geländeformationen.

Eine dieser Formationen ist das Sacra Fossae. Hierbei handelt es sich um eine etwa 1.000 Kilometer lange, sogenannte Störungszone im mittleren und nördlichen Bereich des Kasei Valles, welche einen Übergang zwischen diesem und der etwa einen Kilometer höher gelegenen Hochebene Lunae Planum bildet. In ihrem Orbit Nummer 6.241 bildete die Sonde Mars Express am 11. November 2008 ein Gebiet bei 12 Grad nördlicher Breite und 285 Grad östlicher Länge ab. Der hierbei fotografierte Bereich hat eine Ausdehnung von 225 mal 95 Kilometern. Die Planetenoberfläche wurde in diesem Bereich durch tektonische Spannungen beansprucht und zerklüftet, was unter anderem zur Bildung von „chaotisch“ anmutenden Mustern von sich teilweise kreuzenden Gräben geführt hat.

Im Norden der abgebildeten Region (Abschnitt 1 im nebenstehenden Bild) befindet sich ein alter, etwa 35 Kilometer durchmessender Impaktkrater. Sein südwestlicher Rand ist im Laufe der Zeit stark erodiert, und an einzelnen Stellen wurde er sogar komplett abgetragen. Diese starke Erosion ist unter anderem auf das Einwirken von Wasser zurückzuführen. Das Ursprungsgebiet der dafür verantwortlichen Wasserströme befindet sich im etwa 850 Kilometer weiter südlich gelegenen Echus Chasma. Der Boden des Einschlagkraters und das westlich liegende Terrain wurden zu einem späteren Zeitpunkt von sehr dünnflüssiger, basaltischer Lava überdeckt. Zu einem noch späteren Zeitpunkt dürfte auch das erneute Auftreten von Wasser eine Rolle bei der Gestaltung der Oberfläche gespielt haben.

Die Lava hatte ihren Ursprung in der im Westen liegenden Tharsis-Vulkanregion. Der am nächsten gelegene Vulkan dieses Gebietes, der Tharsis Tholus, ist etwa 1.000 Kilometer von der abgebildeten Region des Sacra Fossae entfernt. Die Lava muss über ein wesentlich geringeres Alter als das zerfurchte Hochland der Umgebung verfügen, worauf die glatte, kaum von Kratern bedeckte Oberfläche hinweist.

Am unteren Bildrand (Bildabschnitt 2) erkennt man sehr gut den Übergang vom Hochland des Lunae Planum zu den einige hundert Meter tiefer liegenden und stark zerklüfteten Gebieten des Sacra Fossae. Entlang des Übergangs befinden sich parallel zur Übergangszone verlaufende Bruchzonen. Infolge von tektonisch bedingten Dehnungskräften in der Kruste des Mars riss die Oberfläche quer zu den vorherrschenden Kraftrichtungen auf und erzeugte das hier erkennbare Muster an parallel verlaufenden und sich stellenweise auch kreuzenden Gräben. Neben tektonischen Aktivitäten wurde dieser Bereich aller Wahrscheinlichkeit nach zusätzlich durch von Wassereinflüssen unterhalb der Oberfläche bedingten Erosionen geformt.

Im Untergrund befindliches Bodenmaterial wurde dabei im Laufe der Zeit durch das Wasser ausgespült und anschließend von diesem abtransportiert. Dieser Vorgang wird auch als Subrosion bezeichnet. Über den dabei entstandenen Hohlräumen gelegene Bodenschichten stürzten in die Tiefe und füllten die Hohlräume teilweise wieder auf. Auf diese Weise bildeten sich diese als „chaotische Gebiete“ bezeichneten Regionen, welche für viele in den mittleren nördlichen Breiten des Mars gelegenen Orte charakteristisch sind. Auch im Westen der abgebildeten Region (Bildabschnitt 3) fallen viele, zum Teil rechtwinklig zueinander verlaufende Bruchzonen auf. Auch diese Formationen wurden höchstwahrscheinlich durch das Einstürzen von Oberflächenmaterial infolge von Subrosionsprozessen gebildet.

Aus den schräg auf die Oberfläche des Mars gerichteten Stereo-Kanälen der HRSC-Kamera können realistische, perspektivische Ansichten der Marsoberfläche berechnet werden. Das nebenstehende Bild zeigt einen Blick von Nordosten nach Südwesten. Dominiert wird die Szene im Bildhintergrund von dem als „chaotischem Gebiet“ bezeichneten Landschaftsmuster. Im linken Bildvordergrund erkennt man zudem einen Talabschnitt. Die Oberfläche wurde in diesem Bereich durch Winderosion geformt, wodurch die gleichmäßig verlaufenden Bodenstrukturen entstanden und die hier vorherrschende Windrichtung erkennbar ist. Die im Bild zu sehenden Höhenunterschiede betragen mehrere hundert Meter bis über einen Kilometer.

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