Am 9. März 1979 blickte die Astronomin Linda Morabito-Kelly auf eine Aufnahme der Raumsonde Voyager 1 und traute ihren Augen nicht. Erst vier Tage zuvor war die NASA-Mission auf ihrer großen Tour durchs Planetensystem am Jupiter und seinen Monden vorbeigeflogen und hatte dabei nicht nur den Gasriesen, sondern auch seine Monde fotografiert. Als Voyager ein paar letzte Bilder aus der Ferne machte, erschien nun über dem Mond Io eine gewaltige schirmförmige Wolke.
Der Vulkanausbruch auf Io gilt bis heute als eine der überraschendsten Entdeckungen der Raumfahrtgeschichte. Sie hat gezeigt, dass der jupiternächste Mond keine lange erkaltete und verkraterte Welt ist, wie etwa der Mond der Erde. Io ist stattdessen eine Vulkan-Wunderwelt: Auf seiner Oberfläche brodeln über 250 Vulkane. Es gibt mehrere Lavaseen, von denen der größe 180 Kilometer misst. Und Aschewolken können schon mal ein Drittel seines Durchmesser überspannen.
Karl erzählt in dieser Podcastfolge, was seit 1979 über Io in Erfahrung gebracht wurde – und warum das für Planetenforscherinnen und -forscher heute immer interessanter wird: Denn die vulkanische Aktivität auf Io kann auch etwas über ferne Exoplaneten verraten und genauso über die frühe und vulkanisch aktive Geschichte der Erde und anderer unserer planetaren Nachbarn.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist ein Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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Quelle: DLR 10. August 2023.

10. August 2023 – VERITAS ist eine NASA-Mission, die den Planeten Venus umkreisen wird und dabei Daten aus Infrarotspektroskopie, Radarbildern, Topografie und Interferometrie sammeln soll. Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) ist dabei ein wichtiger Partner. Derzeit findet als Vorbereitung für die Venusmission, die für das nächste Jahrzehnt geplant ist, in Island eine Feldkampagne statt. Dort kommt der hochentwickelte flugzeuggestützte F-SAR-Radarsensor des DLR zum Einsatz, um solche Arten von Lavaströmen zu untersuchen und zu charakterisieren, die auch auf der Venus zu erwarten sind. Gleichzeitig setzen die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des DLR am Boden einen Prototypen des Venus Emissivity Mapper (VEM) ein, um die spektralen Eigenschaften im nahen Infrarot zu erfassen. Die Feldkampagne in Island ist eine gemeinsame Expedition des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, des DLR und eines internationalen Wissenschaftsteams. VERITAS steht für „Venus Emissivity, Radio science, InSAR, Topography, And Spectroscopy“.

Das vulkanische Island ist eine hervorragende Testumgebung für wissenschaftliche Experimente, die zur Vorbereitung zukünftiger Missionen zum Erdnachbarn Venus durchgeführt werden sollen. „Die Charakterisierung und Messung von Ausmaß und Art der vulkanischen und tektonischen Vorgänge auf der Venus sind der Schlüssel zum Verständnis der Evolution von festen Planetenoberflächen und Gesteinsplaneten im Allgemeinen”, sagt Dr. Sue Smrekar, Principal Investigator des JPL für VERITAS. Es war die Magellan-Mission der NASA in den 1990er Jahren, die einen ersten detaillierten „Blick“ auf eine Venusoberfläche ermöglichte, die von Wolken aus Schwefelsäure eingehüllt war.

Die globalen topographischen Karten auf der Basis von Radarmessungen der Magellan-Mission enthüllten damals einen Planeten, dessen Oberfläche während der letzten 500 Millionen Jahre durch Vulkantätigkeit fast vollständig neu gestaltet wurde. Nach Magellan standen noch viele Fragen im Raum. Und aus der Auswertung der Magellan-Daten ergaben sich weitere Fragen: Weshalb haben Erde und Venus, die in Bezug auf Größe und Masse fast gleich sind, in ihrer 4,5 Milliarden Jahre dauernden Entwicklung völlig unterschiedliche Wege eingeschlagen? Was hat sich während der vier Milliarden Jahre vor der letzten globalen Neugestaltung der Oberfläche zugetragen? Und gibt es letztlich noch aktive Vulkane? Diese Fragen sind die Motivation für neue Missionen zur weiteren Erforschung der Venus in den 2030er Jahren – und schon heute für die missionsvorbereitenden Aktivitäten auf Island.

Radar – ein Weg, die Oberfläche der Venus in hoher Auflösung zu sehen
Das DLR-Institut für Hochfrequenztechnik und Radarsysteme setzt in Island sein F-SAR-Radarsystem ein, um Radarbilder vom Flugzeug aus aufzunehmen und Daten zu gewinnen, die jenen ähneln, die bei späteren Radarmissionen zur Venus (etwa VERITAS der NASA oder EnVision der Europäischen Raumfahrtagentur ESA) erwartet werden.

Daten des Radarsystems F-SAR des DLR werden verwendet, um Oberflächeneigenschaften der Lavaströme abzuschätzen und Algorithmen sowie Methoden zu testen, die für die Erfüllung der Mission VERITAS erforderlich sind. „Unser Forschungsflugzeug vom Typ Dornier 228-212, das in einer Höhe von 6.000 Metern über dem Boden operiert, nimmt Radardaten auf mehreren Frequenzbändern gleichzeitig auf, ähnlich denen, die bei VERITAS sowie EnVision auf der Venus zur Anwendung kommen werden und auch bei Magellan in den 1990ern verwendet wurden”, erklärt Ralf Horn vom Institut für Hochfrequenztechnik und Radarsysteme im DLR.

Darüber hinaus führen die VERITAS-Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler auf Island Bodenmessungen durch und sammeln Gesteinsproben von verschiedenen Arten erstarrter Lava für Laboranalysen. Diese werden später dazu dienen, die Radardaten der Venusmissionen besser interpretieren zu können. Die Daten werden in zwei Messgebieten erhoben, sowohl aus der Luft also auch auf dem Boden. Das erste Messgebiet liegt auf der Halbinsel Reykjanes, auf der sich auch der zuletzt aktive Vulkan Litli-Hrútur befindet. Das zweite Messgebiet liegt im Holuhraun-Gebiet in der Nähe des Vulkans Askja, wo eine Fläche, die noch größer ist als die Insel Sylt mit knapp 100 Quadratkilometern. Holuhraun ist 2014/15 durch einen außerordentlich langen und massereichen Vulkanausbruch entstanden. „Die Flexibilität des DLR-Radarsystems F-SAR zur Erfassung interferometrischer und polarimetrischer Daten wird für die Entwicklung von Algorithmen zur Untersuchung des Planeten Venus von unschätzbarem Wert sein”, betont Dr. Scott Hensley von JPL, Project Scientist für VERITAS und Instrument Project Scientist für EnVision.

Venus Emissivity Mapper (VEM)
Dr. Solmaz Adeli vom DLR-Institut für Planetenforschung leitet das Team, das während der Island-Kampagne vulkanische Oberflächen spektroskopisch untersucht. „Das wird für uns bei der Charakterisierung der mineralogischen Zusammensetzung und des Ursprungs der wichtigen geologischen Terrains auf der Planetenoberfläche der Venus eine enorme Hilfe sein, wenn der Venus Emissivity Mapper (VEM) während der Missionsphase ‚echte‘ Venusdaten aus dem Orbit liefert”, sagt sie. VEM ist eine vom DLR für die Missionen VERITAS der NASA und EnVision der ESA bereitgestellte Spektralkamera, die im nahen Infrarot aufzeichnet. Es ist das erste Instrument, das speziell zum Kartieren der Gesteinsarten und der Mineralogie an der Oberfläche der Venus von der Umlaufbahn aus entwickelt wurde. „Die globale Kartierung der Mineralogie der Venus und die Entschlüsselung ihrer vulkanischen Geschichte und der Veränderung des Planeten über die Zeit ist eines der Hauptziele der Missionen VERITAS und EnVision”, erklärt Adeli weiter.

Ihr Team verwendet den V-EMulator, einen Prototypen der Nahinfrarot-Multispektralkamera VEM, die an Bord von VERITAS mitfliegen wird. Es werden Lavaströme klassifiziert, die von sehr frischem Gelände bis hin zu Gebieten reichen, die im Lauf der Geschichte verändert wurden. „Sehr frisch“ bedeutet für die Forschenden auf Island, dass sie heiße, geschmolzene Lava messen können, Lava, die zwischen dem 10. Juli und Anfang August dieses Jahres aus dem Vulkan Litli-Hrútur ausströmte und momentan abkühlt.

Das Team wird auch Proben erstarrter Lava sammeln, die in das Planetary Spectroscopy Laboratory (PSL) am DLR-Standort Berlin gebracht werden. Dort wird bei Temperaturen wie auf der Venus in einer Simulationskammer ihr Emissionsgrad in unterschiedlichen Wellenlängen analysiert werden. Die spektralen Eigenschaften eines Gesteins bei „normalen“, also auf der Erde vorherrschenden Temperaturen unterscheiden sich von den Werten bei hohen Temperaturen wie auf der Venus. Um die Daten entsprechend interpretieren zu können, ist wichtig, dass man genau versteht, was gemessen wird.

Da es sehr wahrscheinlich ist, dass noch aktive Vulkane auf der Venus existieren, nutzt eine andere Gruppe im VERITAS-Team die bei der Feldkampagne gewonnenen Daten, um die angenommene vulkanische Aktivität auf dem Erdnachbarn besser zu verstehen. „Wir untersuchen das Infrarotsignal aktiver Ausbrüche und suchen nach neuen Lavaströmen”, sagt Nils Müller, Gastwissenschaftler der Freien Universität Berlin am DLR-Institut für Planetenforschung. Die Dyngjusandur-Wüste (eine kalte Sandwüste) und zwei durch Erdspalten ausgetretene Lavaströme – Holuhraun und Thorvaldshraun – sind hervorragende Analogien auf Island, um die Studien vorzubereiten. Diese jüngsten Lavaströme sind groß genug, um auch dann nachweisbar zu sein, wenn sie auf der Venus auftreten würden.

Die zweiwöchige Feldkampagne in Island, die mit Unterstützung der Universität von Island und der Europlanet-Gesellschaft durchgeführt wird, begann am 31. Juli 2023. Das erste untersuchte Gelände ist das abgelegene Vulkangebiet Holuhraun in der Nähe des berühmten Vulkans Askja, der an den größten Gletscher Europas angrenzt, den Vatnajökull. Eingehend untersucht werden mehrere ausgewählte Standorte, die vorab mit Daten der deutschen Radarsatelliten TerraSAR-X und TanDEM-X charakterisiert wurden. Gegenwärtig begibt sich das Team auf die Halbinsel Reykjanes, um den jungen Laven des Litli-Hrútur-Vulkans so nahe wie möglich zu kommen.

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• Planetenerforschung: Konzepte und zukünftige Missionen

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Quelle: Universität zu Köln.

23. November 2021 – Seismische Daten aus Elysium Planitia, der zweitgrößten Vulkanregion des Mars, zeigen unter der Oberfläche eine dünne Sedimentschicht zwischen zwei erkalteten Lavaflüssen. Die Ergebnisse stammen aus Forschungen im Rahmen der NASA-Mission InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport), an der neben der Universität zu Köln weitere internationale Partner beteiligt sind. Die Studie ‘The shallow structure of Mars at the InSight landing site from inversion of ambient vibrations’ ist in der Fachzeitschrift Nature Communications erschienen.

Der Geophysiker und Erstautor der Studie Dr. Cédric Schmelzbach von der ETH Zürich analysierte mit einem internationalen Team anhand seismischer Daten die geologische Zusammensetzung der Elysium Planitia. Die Forscher*innen, zu denen auch die Erdbebenspezialistin Dr. Brigitte Knapmeyer-Endrun und der Doktorand Sebastian Carrasco (MSc) von der Erdbebenstation Bensberg der Universität zu Köln gehören, untersuchten den Untergrund bis in etwa 200 Meter Tiefe. Direkt unter der Oberfläche entdeckten sie eine etwa drei Meter dicke Regolithschicht aus überwiegend sandigem Material über einer 15 Meter dicken Schicht aus grobblockigem Auswurfmaterial – Gesteinsbrocken, die nach einem Meteoriteneinschlag herausgeschleudert wurden und auf die Oberfläche zurückfielen.

Unter diesen Oberflächenschichten identifizierten sie eine etwa 150 Meter dicke Schicht Basaltgestein aus abgekühlten Lavaflüssen. Das entsprach den Erwartungen der Wissenschaftler*innen über die Oberflächenstruktur. Zwischen den Lavaflüssen fand sich jedoch eine zusätzliche, 30 bis 40 Meter dicke Schicht mit niedriger seismischer Geschwindigkeit, was auf lockerere Sedimente im Vergleich zu den massiven Basaltschichten hindeutet.

Zur Datierung der flacheren Lavaströme verwendeten die Autor*innen Kraterzählungen aus vorhandener Forschungsliteratur: die Einschlagsrate von Meteoriten ermöglicht es, Gesteine zu datieren. Oberflächen mit vielen Einschlagskratern sind demnach älter als solche mit wenigen. Krater mit größerem Durchmesser reichen zudem bis in die unteren Schichten hinein und ermöglichen somit die Datierung des tiefer liegenden Gesteins, während die kleineren Krater die Datierung der oberen Gesteinsschicht ermöglichen.

Die Forscher*innen fanden heraus, dass die oberen Lavaströme etwa 1,7 Milliarden Jahre alt sind und während der Amazonischen Periode entstanden – einem vor circa 3 Milliarden Jahren einsetzenden geologischen Zeitalter des Mars, in dem wenige Meteoriten und Asteroiden einschlugen und kalte, extrem trockene Bedingungen vorherrschten. Im Gegensatz dazu bildete sich die tiefere Basaltschicht unter den Sedimenten viel früher, vor etwa 3,6 Milliarden Jahren während der Hesperianischen Periode, die durch weit verbreitete vulkanische Aktivität gekennzeichnet war.

Die Autor*innen nehmen an, dass die Zwischenschicht mit niedrigen vulkanischen Geschwindigkeiten aus Sedimentablagerungen besteht, die zwischen den Hesperianschen und den Amazonischen Basalten oder innerhalb der Amazonischen Basalte liegen. Diese Ergebnisse bieten zum ersten Mal die Möglichkeit, vor Ort durchgeführte Messungen mit Vorhersagen zu vergleichen, die auf geologischen Kartierungen aus der Planetenumlaufbahn beruhen. Vor der Landung der InSight Landeeinheit auf dem Mars hatte Dr. Knapmeyer-Endrun, basierend auf Daten von der Erde, Modelle zur seismischen Geschwindigkeitsstruktur in den oberen Gesteinsschichten der Landestelle erstellt. Die Messungen auf dem Mars zeigen nun eine zusätzliche Schichtung sowie insgesamt porösere Gesteine.

„Die Ergebnisse tragen nicht nur zu einem besseren Verständnis der geologischen Prozesse in Elysium Planitia bei. Der Vergleich mit Modellen von vor der Landung ist auch für künftige Marsmissionen wertvoll, da er dazu beitragen kann, die Vorhersagen zu verfeinern“, sagt Knapmeyer-Endrun. Ein besseres Verständnis der Eigenschaften des Untergrunds könne zudem dazu beitragen, beispielsweise seine Tragfähigkeit und Befahrbarkeit für Raumfahrzeuge zu beurteilen. Außerdem helfen Details über die Schichtung im flachen Untergrund zu verstehen, wo noch Grundwasser oder Eis vorkommen könnten. Sebastian Carrasco wird im Rahmen seiner Doktorarbeit den Einfluss des flachen Untergrundes in Elysium Planitia auf die seismischen Aufzeichnungen noch genauer untersuchen.

Der Mars-Lander InSight hat am 26. November 2018 in der Region Elysium Planitia die Marsoberfläche erreicht. Der Mars war schon in der Vergangenheit Ziel zahlreicher Forschungsmissionen, aber die InSight-Mission ist die erste, die den Untergrund mit seismischen Methoden vermisst.

Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) leitet InSight für das Science Mission Directorate der NASA. InSight ist Teil des Discovery-Programms der NASA, das vom Marshall Space Flight Center der Behörde in Huntsville, Alabama, verwaltet wird. Lockheed Martin Space in Denver hat das InSight-Raumfahrzeug einschließlich der Landestufe gebaut und unterstützt den Betrieb des Raumfahrzeugs im Rahmen der Mission. Eine Reihe von europäischen Partnern, darunter das französische Centre National d‘Études Spatiales (CNES) und das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), unterstützen die InSight-Mission. Das CNES hat der NASA das Instrument SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) zur Verfügung gestellt, wobei die meisten Forscher*innen in diesem Bereich am IPGP (Institut de Physique du Globe de Paris) angesiedelt ist. Wichtige Beiträge für SEIS kamen vom IPGP, dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS), der ETH Zürich, dem Imperial College London und der Oxford University sowie dem JPL.

Publikation
https://www.nature.com/articles/s41467-021-26957-7
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-021-26957-7.pdf
DOI: 10.1038/s41467-021-26957-7

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• InSight auf Atlas V 401

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Quelle: DLR.

Wissenschaftler hegen seit langem die Vermutung, dass es auf dem Mars nicht nur ‚feuerspeiende‘ Vulkane gab, die große Mengen an glutflüssiger Lava über den Planeten verteilten. So sind zahlreiche konische Bergkegel auf der Nordhalbkugel des Roten Planeten möglicherweise das Ergebnis von Schlammvulkanismus. Allerdings fehlten den Forschern bisher Erkenntnisse, wie sich wasserreicher Schlamm an der Marsoberfläche verhält. Ein außergewöhnlicher Laborversuch unter Beteiligung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) konnte nun zeigen, wie Schlamm bei sehr tiefen Temperaturen und unter sehr geringem Atmosphärendruck fließt: Er verhält sich ähnlich fließender Lava auf der Erde. Die jetzt in der Fachzeitschrift NATURE Geoscience veröffentlichten Ergebnisse ergänzen das bestehende Bild des Mars und seiner von Vulkanismus geprägten Geschichte um eine wichtige Facette.

„Wir wissen seit langem, dass in der frühen Marsgeschichte vor mehreren Milliarden Jahren große Wassermengen in kurzer Zeit freigesetzt wurden und dabei Täler riesigen Ausmaßes in die Landschaft erodierten, die heute längst trockengefallen sind“, erklärt Ernst Hauber vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof, der an der Studie beteiligt ist. „Von diesen Ausflusstälern wurden umfangreich abgetragene zerkleinerte Gesteinsmassen in die nördlichen Tiefebenen des Planeten transportiert und dort schnell abgelagert. Später wurden diese Gesteinsmassen dann von jüngeren Sedimenten und vulkanischen Gesteinen überdeckt.“ Einige Marsforscher vermuteten schon bisher, dass diese wasserreichen Sedimente im Untergrund unter bestimmten Umständen verflüssigt worden sein könnten und unter Druck wieder an die Oberfläche gepresst wurden. In Anlehnung an den Aufstieg von Magma wird dieser Prozess, der auf der Erde in vielen Sedimentbecken gut dokumentiert ist, sedimentärer Vulkanismus oder kurz Schlammvulkanismus genannt.

Kleine Vulkankegel als Ergebnis von Schlammeruptionen?
In den nördlichen Tiefebenen des Mars befinden sich zehntausende konischer Hügel, die oft auf ihrem Gipfel einen kleinen Krater aufweisen und Ergebnis des Schlammvulkanismus sein könnten. Der Beweis dafür ist allerdings nicht leicht zu erbringen, was auch daran liegt, dass über das Verhalten von dünnflüssigem Schlamm unter den Umweltbedingungen an der Marsoberfläche wenig bekannt ist. Um diese Wissenslücke zu schließen führte eine Gruppe europäischer Wissenschaftler eine Reihe von Experimenten in einer zylinderförmigen Unterdruckkammer von 90 Zentimeter Durchmesser und 1,8 Meter Länge durch, bei denen wasserreicher Schlamm über eine kalte Sandfläche gegossen wurde. Ein Experimentaufbau, der – von der nicht simulierbaren Marsschwerkraft abgesehen – etwas an eine riesige „Klecker-Burg“ unter marsähnlichen Bedingungen erinnert.

Das Ziel der ungewöhnlichen Versuche war herauszufinden, wie die unterschiedlichen physikalischen Parameter die Wasserbestandteile im Schlamm beeinflussen und dadurch das Fließverhalten verändern. Das Resultat war überraschend: „Der Schlamm fließt unter dem geringen Atmosphärendruck auf dem Mars so ähnlich wie dünnflüssige sogenannte Pahoehoe- oder Stricklavaströme, die etwa von den großen Vulkanen auf Hawaii oder Island bekannt sind“, erklärt der Erstautor der Studie Dr. Petr Brož von der Tschechischen Akademie der Wissenschaften. Dieses Ergebnis war für die Forscher unerwartet, weil vergleichbare geologische Prozesse auf anderen Körpern im Sonnensystem oft so ähnlich ablaufen wie auf der Erde. „Unsere Experimente zeigen, dass selbst ein vermeintlich so einfacher Prozess wie das Fließen von Schlamm, den viele von uns seit ihrer Kindheit aus eigener Anschauung kennen, auf dem Mars ganz anders ablaufen würde.“

Kleiner Atmosphärendruck mit großer Wirkung
Der entscheidende Grund für das Fließverhalten des Schlamms ist die sehr dünne Marsatmosphäre, deren Druck 150mal geringer ist als der Atmosphärendruck auf der Erde in Meereshöhe. Dieser Unterschied hat eine große Wirkung: Unter diesen Bedingungen ist Wasser in flüssiger Form an der Marsoberfläche nicht stabil und fängt an zu kochen und zu verdunsten. Dieser Prozess absorbiert latente Wärme im Wasserdampf und kühlt den restlichen Schlamm, der daraufhin oberflächlich gefriert und eine Kruste bildet. Latente Wärme wird bei einem Phasenübergang, etwa beim Gefrieren oder beim Auftauen von einem Gegenstand abgegeben oder aufgenommen ohne dass sich dabei seine Temperatur ändert.

„Natürlich wussten wir schon vorher, dass flüssiges Wasser unter niedrigem Druck schneller anfängt zu kochen – deswegen dauert es beispielsweise auch länger, Nudeln auf hohen Bergen auf der Erde weich zu kochen“, erklärt Ernst Hauber. „Doch welche Auswirkungen dieser bekannte Effekt auf Schlamm hat, wurde noch nie vorher experimentell untersucht. Es hat sich wieder einmal gezeigt, dass man die unterschiedlichen physikalischen Bedingungen immer berücksichtigen muss, wenn man scheinbar einfache Oberflächenformen auf anderen Planeten untersucht. Wir wissen jetzt, dass wir bei der Analyse von manchen Fließerscheinungen nicht nur an Lava, sondern auch an Schlamm denken müssen“, so Hauber weiter.

Im Detail konnte das Forscherteam zeigen, dass sich die experimentellen Schlammströme wie Pahoehoe-Laven verhalten, weil jeweils kleine Mengen flüssigen Schlamms aus kleinen Rissen in der Eiskruste an der Oberfläche austreten und weitere Fließzungen bilden, bevor sie selbst wieder zufrieren. Falls Schlamm tatsächlich auf dem Mars an der Oberfläche austritt, kann er also tatsächlich eine Zeit lang fließen, ehe er bei den niedrigen Temperaturen erstarrt. Allerdings wird sich die Morphologie, also die Form der Schlammströme, von denen auf der Erde unterscheiden. Die jetzt durchgeführten Forschungsarbeiten sind auch für andere planetare Körper wichtig, denn ähnliche Prozesse könnten bei sogenannten kryovulkanischen Eruptionen, bei denen statt Magma oder Schlamm flüssiges Wasser an die Oberfläche gelangt, ebenfalls eine Rolle spielen, so etwa auf Eismonden im äußeren Sonnensystem.

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• Planet Mars

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Planeten Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Am 9. April 2012 überflog die Raumsonde dabei während des Orbits Nummer 10.572 den Hadley-Krater und bildete diesen mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Der etwa 115 Kilometer durchmessende Hadley-Krater befindet sich rund 600 Kilometer westlich des Al-Qahira-Tals – so der arabische Name für den Mars – in der unmittelbaren Nähe zu der Übergangszone vom alten, südlichen Hochland des Mars zur jüngeren, fast die gesamte nördlichen Planetenhemisphäre umfassenden nördlichen Tiefebene. Benannt wurde dieser Impaktkrater nach dem britischen Anwalt und Meteorologen George Hadley (1685-1768), welcher auch der so genannten Hadley-Zelle seinen Namen gab. George Hadley darf nicht mit dem englischen Astronomen John Hadley (1682-1744) verwechselt werden, nach dem die berühmte Hadley-Rille auf dem Mond benannt ist – ein Lavakanal, welcher im Jahr 1971 das Ziel der bemannten Mondlandemission Apollo 15 war.

Die bereits am 6. September 2012 von der ESA veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 19 Grad südlicher Breite und 157 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche. Aus einer Überflughöhe von knapp 500 Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 19 Metern pro Pixel.

Der Bereich des Hadley-Krater wurde im Laufe der Jahrmilliarden gleich mehrmals von größeren Asteroiden oder deren Bruchstücken getroffen, was die Entstehung eines „Vielfachkraters“ zur Folge hatte. Dessen Entstehungsgeschichte kann man sich folgendermaßen vorstellen: Zuerst schlug ein mehrere Kilometer durchmessender Asteroid auf der Marsoberfläche ein, wobei der eigentliche, rund 115 Kilometer durchmessende Hadley-Krater entstand. In den folgenden Jahrmillionen wurde die so entstandene Kratervertiefung zu großen Teilen entweder mit Lava oder mit Sedimenten aufgefüllt.

Dafür, dass es sich um Lava gehandelt haben könnte, spricht das Vorhandensein von so genannten Runzelrücken (engl. „wrinkle ridges“), welche als längliche Formationen durch den nördlichen Teil des Hadley-Kraters verlaufen (rechts im Bild in der nebenstehenden Nadir-Farbansicht). Runzelrücken haben ihren Ursprung immer in vulkanisch-tektonischen Prozessen. Dabei bilden sie sich durch das langsame Erstarrung einer anfangs dünnflüssigen Lavadecke. Durch den Abkühlungsprozess kommt es zu einer Stauchung der Kruste. Dies hat zur Folge, dass die vulkanischen Ablagerungen infolge von tektonischen Druckspannungen komprimiert und übereinander geschoben werden. Vergleichbare geologische Strukturen sind übrigens auch auf dem Erdmond bekannt.

Nach der teilweisen Verfüllung des Hadley-Kraters ereigneten sich weitere Asteroideneinschläge. Über deren zeitlichen Ablauf geben sowohl deren Anordnung als auch der Verwitterungsgrad Auskunft. Speziell im westlichen Bereich des Hadley-Kraters (oberer Bildbereich) befinden sich einige fast vollständig mit Ablagerungen aufgefüllte Krater, von denen lediglich noch die Umrisse erkennbar sind. Als besonders interessant für die Marsforscher gestalten sich dabei die Auswurfdecken von mehreren kleineren Kratern im Inneren des Hadley-Kraters. Zwei von ihnen – der westliche (am oberen Rand der Farbdraufsicht) und der kleinere, tiefe Krater im südlichen Bereich von Hadley – 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 dem Zeitpunkt, als sich die beiden für die Entstehung der kleineren Krater verantwortlichen Impakte ereigneten, direkt unter der Oberfläche des Hadley-Kraters Wassereis befunden haben muss. Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen der beiden 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 Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Dabei bildeten die Ejektadecken zu ihrer Umgebung hin deutlich erkennbare Geländestufen aus, welche besonders gut auf der nebenstehenden perspektivischen Schrägansicht zu erkennen sind. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

In der Gegenwart bietet sich durch die Untersuchung des Hadley-Kraters und der darin gelegenen kleineren Impaktkrater ein etwa 2.600 Meter tiefer Einblick in die Marskruste. Unter Berücksichtigung der Topographie der beiden von Auswurfdecken umgebenen Krater könnte dort einstmals bis in eine Tiefe von etwa 1.800 Metern Eis im Untergrund vorhanden gewesen sein beziehungsweise sich immer noch dort befinden.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Umgebung der Hadley-Kraters wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren 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 10.572 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hadley-Kraters 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. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte.

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

Obwohl sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express gegenwärtig in einem Sicherheitsmodus befindet und deshalb der wissenschaftliche Betrieb zunächst einmal ruhen muss (Raumfahrer.net berichtete) wird die Auswertung der bisher durch die Raumsonde gesammelten wissenschaftlichen Daten durch die an der Mission beteiligten Forscher unverändert fortgesetzt. So wurden zum Beispiel erst am vergangenen Freitag neue Aufnahmen von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten veröffentlicht.

Bei der Betrachtung einer globalen Karte unseres Nachbarplaneten ist eine der auffälligsten Regionen der Planetenoberfläche die im Bereich des Äquators gelegene Tharsis-Vulkanregion unmittelbar westlich der Valles Marineris. Auf einer Fläche von mehreren Millionen Quadratkilometern erhebt sich dieses gigantische Plateau wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche. Dabei ragen aus der Tharsis-Region mehrere gewaltige Schildvulkane hervor, welche die höchsten Vulkane in unserem Sonnensystem darstellen.

Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Valles Marineris, von 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 Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was massive Oberflächenspannungen zur Folge hatte. Während der verschiedenen vulkanischen Aktivitätsphasen wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich dabei zu den besagten Vulkanen auf.

Der Olympus Mons, der größte Vulkan in dieser Region, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von etwa 24 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18, der Arsia Mons mit 14 und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe. Bei den diversen Ausbrüchen dieser Vulkane ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche dabei zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten.

Neben diesen wahren Vulkan-Giganten befinden sich auf der Tharsis-Aufwölbung aber auch noch mehrere weniger beachtete Vulkankomplexe, welche allerdings ebenfalls über gewaltigen Ausdehnungen verfügen. Mit einer Grundfläche von etwa 155 x 125 Kilometern ist so zum Beispiel der rund 8.000 Meter hohe Tharsis Tholus ein für marsianische Verhältnisse zwar nur mittelmäßig hoher Vulkan, nach irdischen Maßstäben handelt es sich jedoch um einen Vulkan, welcher den Vergleich mit den höchsten Bergen der Erde nicht scheuen muss.

Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express überflog im Herbst 2004 im Rahmen von 4 verschiedenen Umläufen um unseren Nachbarplaneten den Tharsis Tholus und bildete dabei die Umgebung des Vulkans mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) ab. Die HRSC-Kamera wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betrieben und ist eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord der Raumsonde Mars Express. Die Aufnahmen zeigen einen Ausschnitt der Marsoberfläche, welcher sich bei 13 Grad nördlicher Breite und 268 Grad östlicher Länge befindet.

Die Aufnahmen der Kamera zeigen, dass die sichtbaren Bereiche des Tharsis Tholus in Wirklichkeit lediglich die „Spitze des Vulkans“ darstellen und die ursprüngliche Höhe des Tharsis Tholus nicht mehr exakt zu ermitteln ist. Wie in der hier gezeigten Nadiraufnahme zu erkennen ist, ist der Vulkan von zahlreichen erstarrten Lavaströmen umgeben. Dies hat zur Folge, dass der ursprüngliche Fuß des Vulkans nicht mehr erkennbar ist. Gemessen an der Vielzahl und Mächtigkeit der diversen Lavaströme ist es denkbar, dass sich die eigentliche Basis des Tharsis Tholus in einer Tiefe von bis zu mehreren Kilometern unterhalb der Lavamassen befindet.

Der Tharsis Tholus unterscheidet sich von vielen anderen Vulkanen auf dem Mars dadurch, dass bei diesem das so genannte Vulkangebäude stark in Mitleidenschaft gezogen wurde. Der Vulkankomplex ist nicht – wie sonst eigentlich üblich – ebenmäßig kegel- oder schildförmig über dem Förderzentrum gewachsen. Stattdessen weisen seine Flanken erhebliche Deformationsspuren auf.

Seit seiner Entstehung vor weniger als 4 Milliarden Jahren ereigneten sich so zum Beispiel mindestens zwei große Kollapse an dessen West- und Ostflanke. Zeugen dieser Ereignisse sind die dort befindlichen und teilweise mehrere Kilometer hohen Steilkanten. Das Hauptmerkmal von Tharsis Tholus ist allerdings die Ausdehnung seiner zentralen Caldera. Dieser leicht elliptisch geformte Einsturzkessel am Gipfel des Vulkans ist mit einer Ausdehnung von rund 32 mal 34 Kilometern fast so groß wie Berlin. Der Boden der Caldera befindet sich dabei bis zu 2,7 Kilometer unterhalb der Abbruchkante.

Wie hat sich dieser Einsturzkessel einstmals gebildet? Direkt unter einem Vulkan sammelt sich zunächst flüssiges Gestein, so genanntes Magma, in einer Magmakammer. Diese Kammer entleert sich anschließend bei einem Ausbruch des Vulkans, wobei das Magma als Lava an der Oberfläche austritt. Die Entleerung der Kammer hat zur Folge, dass sich jetzt im Inneren des Vulkans ein größerer Hohlraum bildet. Das Dachgestein der Magmakammer kann das darauf lastende Gewicht des Vulkans nicht mehr tragen und es kommt zu einem Kollaps, wobei das auflastende Gestein in die entleerte Magmakammer stürzt. Als Resultat dieses Einsturzes bildet sich an der Oberfläche des Vulkans eine Vertiefung – der besagte Einsturzkessel.

Vulkane spielten auf dem Mars – genau so wie auch auf der Erde – nicht nur in der Klimageschichte eine wichtige Rolle, sondern sind auch entscheidend für die thermalen Prozesse im Innern des Planeten. So werden der Atmosphäre durch Vulkanausbrüche zum Beispiel „frische“ Gase aus dem Planeteninneren zugeführt, was wiederum die Dichte und Zusammensetzung der Planetenatmosphäre beeinflusst.

Besonders in der Frühzeit des Mars dürften der damalige extreme Vulkanismus zu einer Atmosphäre geführt haben, welche deutlich dichter ausfiel als in der Gegenwart. Ob diese Atmosphäre wirklich „dicht“ und zugleich auch warm genug war, um Regenfälle und somit auch einen Wasserkreislauf zu ermöglichen, ist wohl eine der spannendsten Fragen der aktuellen Marsforschung. Nicht zuletzt ist damit auch die Beantwortung der Frage verbunden, ob auf unserem heute im wahrsten Sinne des Wortes staubtrockenen Nachbarplaneten jemals Bedingungen vorherrschten, welche die Entwicklung von Leben begünstigt haben könnten.

Deshalb ist der Mars nach wie vor eines der wichtigsten Ziele der Planetenforschung. Am 25. November 2011 wird die amerikanische Weltraumbehörde NASA mit der Mission Curiosity einen weiteren Rover auf den Weg zum Roten Planeten bringen, welcher fünf mal so schwer ist, wie die beiden Marsrover Spirit und Opportunity, die sich seit dem Januar 2004 auf der Marsoberfläche befinden. Curiosity wird dabei speziell der Frage nachgehen, ob es in der Vergangenheit auf der Marsoberfläche organische Moleküle gab oder sogar immer noch gibt.

Und auch die russische Raumfahrt wird sich wieder dem Mars widmen und am morgigen 8. November die Mission Phobos Grunt zum größeren der beiden Marsmonde, dem Phobos, schicken. Nach der Ankunft bei Phobos soll eine Landesonde Probenmaterial von der Phobosoberfläche sammeln und damit 2014 zur Erde zurückkehren. Das DLR ist aktiv an dieser Mission beteiligt. Mit digitalen Geländemodellen, die aus HRSC-Bilddaten errechnet wurden, wird die russische Weltraumbehörde bei der Auswahl von potentiellen Landestellen auf Phobos unterstützt. Eine deutschsprache Liveübertragung des Starts dieser Mission finden Sie am 8. November ab 20:30 MEZ auf der Internetseite von Spacelivecast.de.

Die den hier gezeigten Bildern zugrunde liegenden Aufnahmen wurden zwischen dem 28. Oktober und dem 13. November 2004 während der Marsorbits 0997, 1019, 1041 und 1052 aufgenommen. Aus den Bilddaten wurde anschließend ein Mosaik angefertigt, welches über eine Auflösung von rund 14 Metern pro Pixel verfügt. Die gezeigten Schrägansichten des Tharsis Tholus wurden aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und 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 nebenstehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der Stereokanäle 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. Aus diesen Daten lassen sich Informationen über die Topographie der Landschaft ziehen.

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. Der Bau der Kamera erfolgte in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Betrieben wird die HRSC-Kamera vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. 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.
Weitere durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Tharsis Tholus finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders zur Geltung.

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Der Beitrag Mars Express und der Vulkan Tharsis Tholus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bei der Betrachtung einer globalen Karte unseres äußeren Nachbarplaneten ist eine der auffälligsten Regionen der Planetenoberfläche die im Bereich des Äquators gelegene Tharsis-Vulkanregion unmittelbar westlich der Valles Marineris. Auf einer Fläche von mehreren Millionen Quadratkilometern erhebt sich dieses Vulkangebiet wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche. Aus der Tharsis-Region ragen mehrere gewaltige Schildvulkane hervor, welche die größten Vulkane in unserem Sonnensystem darstellen.

Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Valles Marineris, von 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 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 Vulkanen auf.

Der Olympus Mons, der größte Vulkan in dieser Region, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von 24 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18, der Arsia Mons mit 14 und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe. Bei den Ausbrüchen der Vulkane ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche dabei zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Durch das Gewicht des vulkanischen Gesteins bauten sich Spannungen innerhalb der Marskruste auf.

Zwischen dem 25. November 2004 und dem 22. Juni 2006 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Sonde Mars Express mehrfach den nordöstlichen Bereich der Tharsis-Vulkanregion. Während der Orbits Nummer 1.096, 1.107 und 3.144 wurden die dort gelegenen Vulkane Ceraunius Tholus und Uranius Tholus mit der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Mars Express, mit einer Auflösung von etwa 13 Metern pro Pixel abgebildet. Die Aufnahmen zeigen einen Ausschnitt der Marsoberfläche bei 25 Grad nördlicher Breite und 263 Grad östlicher Länge.
Bei den abgebildeten Vulkanen handelt es sich um basaltische Schildvulkane, deren untere Flanken von externen Lavaströmen überdeckt wurden. Dies bedeutet, dass wir heute nur noch die oberen Bereiche dieser beiden Schildvulkane erkennen können. Beide Vulkane weisen auf ihren Gipfeln große Calderen, sogenannte Einsturzkessel, auf. Der Vulkan Ceraunius Tholus verfügt über einen Durchmesser von rund 130 Kilometern und erhebt sich etwa 5,5 Kilometer über die Umgebung. Der Durchmesser der Caldera von Ceraunius Tholus beträgt rund 25 Kilometer. Ungefähr 60 Kilometer weiter nördlich erhebt sich der rund 62 Kilometer durchmessende Vulkan Uranius Tholus auf eine Höhe von etwa 4,5 Kilometern Höhe. Uranius Tholus weist eine ähnliche Morphologie wie Ceraunius Tholus auf. Seine Caldera durchmisst etwa 10 Kilometer.

Zwischen den beiden Vulkanen befindet sich der Rahe-Krater (zu erkennen im Bildausschnitt 2 in der nebenstehenden Nadir-Aufnahme), welcher nach dem US-amerikanischen Astronomen und ehemaligen Programmdirektor der NASA Dr. Jürgen Rahe benannt wurde. Der Rahe-Krater verfügt über eine auffällige elliptische Form mit einer Ausdehnung von etwa 35 x 18 Kilometern. Seine Form erinnert stark an die Struktur der Geländeformation Orcus Patera und an zwei elliptische bis nahezu tropfenförmige Depressionen, welche die Raumsonde Mars Express im Jahr 2010 abbilden konnte (Raumfahrer.net berichtete).

Auch für die Entstehung der ungewöhnlichen Form des Rahe-Kraters nehmen die Geologen den in einem extrem flachen Winkel erfolgten Einschlag eines Asteroiden auf der Marsoberfläche an. Zusammen mit dem Uranius Patera, einem weiteren großen Vulkan mit etwa 114 Kilometern Durchmesser, welcher sich etwa 250 Kilometer östlich des Uranius Tholus befindet, bilden der Ceraunius Tholus und der Uranius Tholus die Uranius-Gruppe. Alle drei Vulkane befinden sich in einer direkten Verlängerung der in einer Linie angeordneten Vulkane Ascraeus Mons, Pavonis Mons und Arsia Mons.

Mit einer Neigung von durchschnittlich etwa acht Grad fallen die Flanken von Ceraunius Tholus relativ steil ab. An den Hängen des Vulkans sind zahlreiche und zum Teil tief in die Oberfläche eingeschnittene Täler zu erkennen (Bildausschnitt 1 in der Nadir-Aufnahme). Dies, so die Interpretation der Wissenschaftler, könnte ein Hinweis auf relativ weiche Ascheablagerungen sein, welche sich während einer explosiven Aktivität des Vulkans gebildet haben. Das größte und tiefste Tal ist etwa 3,5 Kilometer breit und bis zu 300 Meter tief. Es mündet direkt in den Rahe-Krater, wo an seinem Ende ein breiter Fächer aus abgelagertem Material zu erkennen ist.

Der Ursprung dieser Strukturen, vor allem die Entstehung des Fächers, konnte bisher noch nicht eindeutig geklärt werden. Als mögliche Ursachen führen die Wissenschaftler vulkanische Aktivitäten und eine daraus resultierende Wassererosion auf. Infolge einer vulkanischen Aktivität könnte die dabei abgegebene Wärme zum Beispiel eine unter der Oberfläche verborgene Eisschicht aufgetaut haben. Das dabei schlagartig freigesetzte Wasser könnte sich an den Vulkanflanken ergossen haben und hätte dabei die verschiedenen Täler erzeugt.

Andere Wissenschaftler weisen dagegen darauf hin, dass die Calderen der Vulkane eine auffallend flache und ebene Oberfläche aufweisen. Sie könnten in der Frühphase des Planeten, als der Mars noch über eine dichtere Atmosphäre verfügte, eventuell einen Kratersee beherbergt haben. Das darin enthaltene Wasser könnte gelegentlich über den Rand der Caldera getreten sein und wäre an den Flanken des Vulkans herab geströmt.

Die Meteoritenimpakte, welche zur Entstehung der in den Aufnahmen erkennbaren großen Krater führten, erfolgten erst lange nach der letzten vulkanischen Aktivität in dieser Region. Sowohl der Rahe-Krater als auch der etwa 13 Kilometer durchmessende Impaktkrater westlich des Uranius Tholus bildeten sich erst nachdem die Lavamassen Teile der Vulkane verdeckt hatten. Bei beiden Kratern ist sehr deutlich erkennbar, wie infolge des Einschlags Teile des ausgeworfenen Materials auf der unteren Vulkanflanke abgelagert wurden (Bildausschnitt 3 in der Nadir-Aufnahme).

Auf dem nebenstehenden Farbbild sind im Bereich des Ceraunius Tholus mehrere helle Flecken zu erkennen. Bei diese Flecken handelt es sich um Wolken aus Wassereiskristallen. Die Wolken konnten nur während des Überfluges im Orbit Nummer 1.107 beobachtet werden. Im Verlauf der anderen beiden Überflüge stellte sich der Himmel dagegen als frei von solchen Wolkenstrukturen dar. Aufgrund der Mosaikierung während der anschließenden Bildbearbeitung wurden die Eiswolken über der Ostflanke von Ceraunius Tholus abgeschnitten, so dass auf dem Bild ein gerader Schnitt zu erkennen ist.

Die hier gezeigte Farbansicht wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die weiter oben zu sehende Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das nebenstehende 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 abgeleitet. Zusätzlich 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.

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Der Beitrag Mars Express bildet Vulkane in der Tharsis-Region ab erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Der etwa 460 Kilometer durchmessende Schiaparelli-Krater ist ein großes, durch einen Asteroideneinschlag entstandenes Impaktbecken im zentralen Hochland unseres äußeren Nachbarplaneten. Er befindet sich in Äquatornähe im östlichen Teil der Region Terra Meridiani. Am 15. Juli 2010 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Sonde Mars Express während ihres Orbits Nummer 8.363 dieses Gebiet. Die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebene High Resolution Stereo Camera (HRSC), eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Mars Express, bildete dabei ein Gebiet bei 0 Grad Breite und 14 Grad östlicher Länge mit einer Auflösung von etwa 19 Metern pro Pixel ab.
Benannt wurde das Impaktbecken nach dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli (1835 bis 1910), der für seine Beobachtungen von Merkur und Venus, vor allem aber für die Beschreibung der so genannten „canali“, der Kanäle auf dem Mars bekannt wurde. Während einer Marsopposition im Jahr 1877 beobachtete Schiaparelli durch sein Teleskop ein Netzwerk von geradlinig verlaufenden Strukturen auf der Marsoberfläche, für deren wissenschaftliche Beschreibung er das italienische Wort „canali“ verwendete. Bedingt durch einen Übersetzungsfehler, im Englischen wurde das Wort „channels“ verwendet, wurden diese Strukturen in der Folgezeit als künstlich angelegte Kanäle interpretiert. Erst im Jahr 1965 beendeten die durch die Raumsonde Mariner 4 angefertigten Marsaufnahmen die aus diesem Irrtum resultierenden Spekulationen über intelligente Marsbewohner.

Die jetzt im Juli 2010 von der HRSC-Kamera angefertigten Bilder der Marsoberfläche zeigen den nordwestlichen Bereich des Schiaparelli-Kraters mit dessen Kraterrand, einem Teil des Kraterbodens sowie das umgebende Marshochland. Das gezeigte Gebiet verfügt über eine Ausdehnung von 190 Kilometern in Nord-Süd-Richtung und von 90 Kilometern in Ost-West-Richtung. Mit einer Fläche von etwa 17.000 Quadratkilometern ist es somit nur wenig größer als das Bundesland Thüringen. Das Innere des Kraters, so die Interpretation der für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler, wurde im Laufe der Zeit durch mehrere geologische Prozesse stark verändert.

Die Entstehung der auffallend ebenen Fläche wird durch eine Abfolge von erstarrter, dünnflüssiger Lava und sogenannten lakustrinen Sedimenten interpretiert. Hierbei handelt es sich um Ablagerungen, welche sich einst auf dem Grund eines Sees gebildet haben. Im Ausschnitt 1 des nebenstehenden Übersichtsbildes sind die Überreste dieser Sedimente zu erkennen, welche sowohl helle als auch dunkle Farbtöne aufweisen. Die verschiedenen Farben sind ein Hinweis darauf, dass es sich hierbei um unterschiedlich zusammengesetzte Materialien handeln muss. Kleinere Impaktkrater wurden zum Teil „geflutet“ und mit Sedimenten aufgefüllt. An verschiedenen Stellen ist zudem eine Schichtung der Ablagerungen erkennbar.

Die Sedimente, aus welchen sich die Oberfläche der Ebene innerhalb des Schiaparelli-Kraters zusammensetzt, wurden ebenfalls verändert (Bildausschnitt 2). In diesem Bereich hat die Erosion durch Wind oder Wasser scharfe Konturen hinterlassen. Ein Beispiel hierfür ist ein kleines, relativ flaches Plateau links unten in diesem Bildausschnitt. Die über längere Zeiträume anhaltende erosive Kraft des Windes hat an anderen Stellen Oberflächenmaterial abgetragen und so eine Vielzahl runder, abgeschliffener Hügel hinterlassen. Außerdem wurden durch Ablagerung der vom Wind transportierten Staub- und Sandpartikel Dünen aufgehäuft. Aus diesem Grund erscheint die Oberfläche an Orten, an denen zuletzt die Kräfte der Winderosion vorherrschten, rau. In der unmittelbaren Umgebung der Dünen, wo eine Ablagerung der feinen, durch Wind transportierten Sedimente stattfand, vermittelt die Oberfläche dagegen einen relativ ebenen Eindruck.

Bei der Betrachtung des Bildes fällt der Blick auf einen etwa 42 Kilometer durchmessenden Krater, welcher sich direkt auf dem inneren Kraterrand des Schiaparelli-Impaktbeckens befindet (Bildausschnitt 3). Aufgrund seiner Lage muss dieser Krater über ein jüngeres Alter als der Schiaparelli-Krater verfügen. Auch das Innere dieses fast 2.000 Meter tiefen Kraters ist mit Sedimenten verfüllt. Im nördlichen Teil scheinen diese Sedimente eine Terrasse zu bilden. Im Zentrum des Kraters ist dagegen eine Struktur zu erkennen, welche an ein Flussdelta erinnert. Diese Struktur scheint zum Teil aus gerundeten, hellen Hügeln zu bestehen.

Dunkles, ebenfalls durch den Wind transportiertes Material wurde vorzugsweise im südlichen Bereich des Kraters abgelagert. Die ebenfalls erkennbaren Dünenfelder, welche das Plateau im Zentrum des Kraters sichelförmig umgeben, verdeutlichen die hier erfolgten großen Materialverfrachtungen durch Windeinflüsse. Durch die Betrachtung der dreidimensionale Aufnahme mit einer speziellen Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille tritt besonders die Struktur dieses Einschlagskraters hervor. Auch die kleineren, durch Hügel, Schichtköpfe und freistehende Plateaus im Inneren des Schiaparelli-Einschlagbeckens erzeugten Höhenunterschiede sind hierbei deutlich erkennbar.

Mit der HRSC-Kamera ist es möglich, aus mehreren der neun unter verschiedenen Winkeln auf die Planetenoberfläche gerichteten Aufnahmekanälen sogenannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Damit lässt sich die Topographie der abgebildeten Landschaft bildhaft darstellen und für topographische Kartenwerke nutzen. Aus dem berechneten Geländemodell geht hervor, dass der Boden des Schiaparelli-Kraters etwa 2.500 Meter tiefer liegt als der den Krater umgebende Rand. Für einen Krater der Größe Schiaparellis, mit einem Durchmesser von 460 Kilometern wird dieser aufgrund seiner komplexen Struktur auch als Einschlagbecken bezeichnet, sind dies allerdings keine besonders extremen Höhenunterschiede. Das zeigt, dass der Rand von Schiaparelli in den letzten drei Milliarden Jahren seit der Entstehung des Kraters durch Erosion bereits zum Teil wieder abgetragen wurde.

Im Rand des Schiaparelli-Kraters sind mehrere radiale, auf das Zentrum von Schiaparelli ausgerichtete Bergrücken und dazwischenliegende Täler zu erkennen, welche durch den aufgrund des Sonnenstandes bedingten Schattenwurf hervorgehoben werden. Hierbei handelt es sich um Strukturen, die im Moment der Kraterbildung durch nach außen gerichtete Auswurfmassen in die Landschaft „gefräst“ wurden.

Die hier gezeigte Farbansicht wurde aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die zu sehende Schrägansicht wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das Anaglyphenbild, das bei Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Das digitale Geländemodell wurde aus einer höhenkodierten Bildkarte abgeleitet, welche dazu aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde.

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 dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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

Wenn man eine globale Karte des Mars betrachtet, so ist eine der auffälligsten Regionen der Planetenoberfläche die im Bereich des Äquators gelegene Tharsis-Vulkanregion unmittelbar westlich der Valles Marineris. Auf einer Fläche von mehreren Millionen Quadratkilometern erhebt sich dieses Vulkangebiet wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche. Aus der Tharsis-Region ragen mehrere gewaltige Schildvulkane hervor, welche die größten Vulkane in unserem Sonnensystem darstellen.

Man geht allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Valles Marineris, von 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 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 Vulkanen auf. Der Olympus Mons, der größte Vulkan in dieser Region, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von 24 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18, der Arsia Mons mit 14 und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe. Bei den Ausbrüchen der Vulkane ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche dabei zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Durch das Gewicht des vulkanischen Gesteins bauten sich Spannungen innerhalb der Marskruste auf.

Als diese Spannungen in der starren Gesteinskruste der Lithosphäre unseres Nachbarplaneten immer weiter zunahmen, wurden sie schließlich durch die Entstehung einer Vielzahl von Bruchsystemen abgebaut, welche sich entlang von sogenannten Schwächezonen innerhalb der Planetenkruste ausbildeten und in der Regel radial zur Tharsis-Region verlaufen. Eines dieser Bruchsysteme bildet das Gebiet Phoenicis Lacus, welches mit seinen zahlreichen Störungen und Kollapsstrukturen den südwestlichen Ausläufer des großen, bogenförmigen Bruchsystems Noctis Labyrinthus im Zentrum der Tharsis-Region bildet.

Am 31. Juli 2010 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Sonde Mars Express während ihres Orbits Nummer 8.417 dieses Gebiet. Die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebene High Resolution Stereo Camera (HRSC), eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Mars Express, bildete dabei ein Gebiet bei 13 Grad südlicher Breite und 249 Grad östlicher Länge mit einer Auflösung von etwa 17 Metern pro Pixel ab. Das hierbei dargestellte Gebiet grenzt die Hochebenen Syria Planum im Osten und Daedalia Planum im Westen voneinander ab und verfügt über eine Fläche von etwa 8.100 Quadratkilometern (59,5 Kilometer mal 136 Kilometer), was in etwa der Größe der Mittelmeerinsel Korsika entspricht. Phoenicis Lacus, der „See des Phoenix“, ist nach dem mythischen Vogel Phoenix benannt, der in der Redewendung „auferstanden wie Phoenix aus der Asche“ ein Begriff ist.

Der Hinweis auf einen See im Namen dieser Region ist allerdings missverständlich, denn auf den Aufnahmen der verschiedenen Marssonden findet man keine Anzeichen dafür, dass sich hier einstmals wirklich ein stehendes Gewässer befunden haben könnte. Die Bezeichnung „Lacus“ ist vielmehr darauf zurückzuführen, dass das Gebiet bei historischen Beobachtungen mit Teleskopen von der Erde aus eine auffallende Albedo aufweist. Albedo, abgeleitet vom lateinischen Wort „alba“ für weiß oder hell, steht dabei für ein Maß des Rückstrahlvermögens von Oberflächen.

Dunkle oder raue Oberflächen reflektieren das von der Sonne ausgestrahlte Licht schlechter als helle oder glatte Oberflächen. So identifiziert man bei der Erforschung der Planeten Regionen von sehr niedrigen beziehungsweise sehr hohen Albedowerten, die von dunkleren respektive helleren Oberflächen herrühren und dann zum Beispiel, wie im Fall von Phoenicis Lacus, nach Seen oder Meeren benannt werden, weil sie eine vergleichbare Albedo zeigen.

Die Entstehung der auf den Aufnahmen von Mars Express erkennbaren Strukturen in der Region von Phoenicis Lacus wird in Zusammenhang mit der Aufwölbung der Tharsis-Vulkanregion vermutet. Phoenicis Lacus befindet sich demzufolge in einer Zone des Störungssystems, in welcher die auftretenden tektonischen Kräfte ihre Wirkung vorwiegend in west-östlicher Richtung entfalteten. Im Laufe der Zeit entstand dabei ein Netz von mehreren Kilometer breiten und meist etwa 500 Meter tiefen Gräben. Dadurch bildete sich eine typische, in der Geologie auch als „Horst- und Graben-Struktur“ bezeichnete Abfolge von erhalten gebliebenen Geländeblöcken und entlang der Bruchflächen in die sich öffnenden Spalten nach unten abgerutschten Krustenpaketen.

Der starke, wiederholte und über längere Zeiträume anhaltende Vulkanismus in der Tharsis-Region war nicht nur mit einer deutlichen Hebung großer Teile des Geländes verbunden, sondern ging auch mit der Anlage großräumiger Störungssysteme einher. Die heute erkennbare deutlich zergliederte Oberfläche in diesem Gebiet wird als ein Beleg für die Komplexität des Vulkanismus auf dem Mars und der damit einhergehenden Tektonik interpretiert. Offensichtlich wechselte im Verlauf der geologischen Entwicklung der Region die Richtung der Spannungen in der Kruste, was an mehreren Generationen von Störungsverläufen mit unterschiedlicher Orientierung zu erkennen ist.

In der rechten Bildhälfte des nebenstehenden Übersichtsbildes befindet sich eine prominente Kollapsstruktur (Bildausschnitt 1). Als Folge der Krustendehnung brach entlang eines hier verlaufenden Grabens, welcher sich möglicherweise über größeren unterirdischen Hohlräumen befindet, die Planetenkruste ein und ließ eine fast 40 Kilometer lange und stellenweise mehr als 3.000 Meter messende Vertiefung entstehen. Die erkennbaren steilen Abhänge gestatten einen Blick auf mächtige Schichten von vulkanischen Ablagerungen, welche von erstarrten Strömen aus dünnflüssiger Basaltlava gebildet wurden. Auf dem Grund der Kollapsstruktur sind zudem zahlreiche Dünen sowie der verwitterte Rand eines teilweise von Erosionsmaterial verfüllten Impaktkraters zu erkennen.

Im Anaglyphenbild, welches bei der Betrachtung mit einer speziellen Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen räumlichen Eindruck der Landschaft vermittelt, treten einige erhabene Blöcke im Zentrum der Störungszone deutlich hervor (Bildausschnitt 2). Besonders auffällig ist dies bei einem großen Block mit einem rhombenförmigen Umriss links der Bildmitte. Diese Form, so die Interpretation der Wissenschaftler, entstand durch die fast senkrecht zueinander verlaufende Orientierung der verschiedenen Störungen. Eine Dehnung führte dabei zu der in dieser Region charakteristischen Horst- und Grabenlandschaft.

Nahe des linken, unteren Bildrandes, welcher die südöstliche Szene des Aufnahmebereichs wiedergibt, ist eine Kraterstruktur erkennbar (Bildausschnitt 3), die infolge der Grabenbildung in Richtung der vorherrschenden Kräfte in südwestlich-nordöstlicher Richtung gedehnt wurde. Diese Dehnung führte dazu, dass der ursprünglich kreisförmige Impaktkrater nun eine ellipsoide Form aufweist. In der zeitlichen Abfolge muss dieser Krater somit entstanden sein, bevor die besagten Spannungen auftraten. Bei den größten schüsselförmigen Strukturen, welche in erster Linie in der rechten Bildhälfte erkennbar sind, handelt es sich allerdings nicht um Impaktkrater sondern um Kollapsstrukturen. Diese weisen im Vergleich zu Impaktkratern keine über die Umgebung aufragenden Kraterwälle auf.

Die Farbansichten der hier gezeigten Bilder wurden aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die Schrägansichten wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das Anaglyphenbild, das bei Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Zusätzlich kann aus einem digitalen Geländemodell eine höhenkodierte Bildkarte abgeleitet werden, welche dazu aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird.

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 dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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

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

Seit ihrer Entdeckung auf Aufnahmen der amerikanischen Raumsonde Mariner 9 im Jahr 1972 entwickelten die Marsforscher verschiedenen Theorien zur Entstehung der Valles Marineris. Die gegenwärtig favorisierte Hypothese sieht dabei eine Verbindung mit 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 aufbrach. Dabei bildete sich ein weitläufiges und verzweigtes Grabensystem.

Als zweiter Schritt, so diese Theorie, kam es zu einer verstärkten vulkanischen Aktivität, wobei sich auch das Ursprungsgebiet der Vulkanausbrüche langsam verschob. In der Folge verstärkte sich dabei das Ungleichgewicht der Krustenspannungen noch weiter, so dass die Kruste vollends aufriss und dabei das heutige Valles Marineris erzeugte. Dieses wurde anschließend mehrfach durch Wassererosion noch weiter ausgespült und umgeformt.

Am 6. Juli 2006 überflog die von der europäischen Weltraumbehörde ESA betriebene Sonde Mars Express die Valles Marineris während ihres Orbits Nummer 3.195 entlang des 290. östlichen Längengrades. Die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebene High Resolution Stereo Camera (HRSC) bildete dabei ein als Melas Chasma benanntes Gebiet aus einer Höhe von etwa 470 Kilometern ab. Die Talsohle dieser im zentralen südlichen Bereich der Valles Marineris befindlichen Region ist eine der am tiefsten gelegenen auf der Marsoberfläche. Hier bricht die Ebene des Marshochlandes plötzlich ab, wobei sich auf einer Entfernung von 30 Kilometern ein Höhenunterschied von bis zu 9.000 Metern ergibt. Die tiefsten Stellen des Melas Chasma liegen bei minus 5.000 Metern, das umgebende Plateau erreicht dagegen eine Höhe von etwa plus 4.000 Metern.

Mangels eines Meeresspiegels, welcher auf der Erde als Bezugsniveau für Höhenangaben dient, beziehen sich die Höhenangaben auf dem Mars auf einen Referenzkörper, den sogenannten Areoid. Hierbei handelt es sich um einen imaginären dreidimensionalen Körper, dessen Mittelpunkt mit dem Zentrum des Mars identisch ist und dessen Oberfläche sich in einer Entfernung von 3.396 Kilometern von diesem Zentrum befindet. Diese Grenze wird durch einen Wert konstanter Schwerkraft, dem sogenannten Schwerepotential, definiert. Der Begriff Areoid leitet sich von Ares ab, dem Gott des Krieges in der griechischen Mythologie.

Das nebenstehende Bild der HRSC-Kamera zeigt den nördlichen Bereich des Melas Chasma und die 9.000 Meter hohe Geländekante zum Marshochland. Die Größe des abgebildeten Geländeausschnittes beträgt 200 mal 100 Kilometer. Die Bildauflösung erreicht einen Wert von etwa 23 Metern pro Pixel. Besonders auffallend in dieser Aufnahme ist eine riesige Hangrutschung von fast 50 Kilometern Breite (Ausschnitt 1 im nebenstehenden Übersichtsbild), welche sich an der nördlichen, oberen Kante des Grabens befindet. Dabei brachen Tausende Kubikkilometer Gesteinsmaterial aus dem Hang und wurden bis zu 50 Kilometer weit in den Talgrund von Melas Chasma geschoben, wo sich die Gesteinstrümmer als Schuttfächer ablagerten.

Es ist denkbar, so die Interpretation der Wissenschaftler, dass Störungszonen in diesem Gebiet zur Instabilität der Hänge des Melas Chasma beigetragen haben und diese dann kollabiert sind. Die Oberflächenstruktur des rauen Fächermaterials unterscheidet sich deutlich von der eher glatten Oberfläche des weiter südlich im Becken abgelagerten Materials. Fließstrukturen auf der Oberfläche des weit in die Talmitte geschobenen Materials deuten darauf hin, dass hier eventuell Wasser als eine Art „Schmiermittel“ in den abgerutschten Gesteinsmassen diente (Bildausschnitt 2).

Auf dem Hochplateau im Nordosten (Bildausschnitt 3), sowie im Becken von Melas Chasma selbst sind vereinzelt die Überreste von Talsystemen zu erkennen. Diese wurden allerdings im Laufe der Zeit durch Material, das wahrscheinlich vom Wind dorthin verfrachtet wurde, fast bis an ihren Rand aufgefüllt. Die Orientierung des größeren Talverlaufs parallel zur Abbruchkante lässt vermuten, dass dieser ursprünglich einer tektonischen Störung folgte, deren Hauptrichtung parallel zu den großen Störungszonen liegt, die einstmals auch die Valles Marineris und das Melas Chasma aufbrechen ließen.

Im Becken von Melas Chasma und an verschiedenen höher gelegenen Stellen des Hanges sind helle, geschichtete Ablagerungen zu erkennen (Bildausschnitt 4). Das OMEGA-Spektrometer, eines der wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Mars Express, identifizierte diese Ablagerung als Sulfatminerale wie zum Beispiel Gips oder Kieserit. Hierbei handelt es sich um Minerale, welche sich nur unter der Einwirkung von Wasser bilden können. Man geht deshalb davon aus, dass dieser Bereich der Marsoberfläche einst über einen längeren Zeitraum von einem See bedeckt war. Die Höhenlage der Sulfatablagerungen würde damit sehr wahrscheinlich die Mindesthöhe dieses ehemaligen Sees widerspiegeln.
Bei dem dunklen Material etwas südlich der Sulfatschichten handelt es sich um Sicheldünen, deren Material vom Wind transportiert und später an diesen Orten deponiert wurde. Die Abbruchkante könnte dabei als eine Art Windfang gedient haben. Der dunkle Farbton der Dünen deutet darauf hin, dass diese möglicherweise aus Vulkanasche bestehen. Da der See zum Zeitpunkt der Bildung der Sicheldünen bereits verschwunden gewesen sein muss, müssen die Dünen jünger als die Sulfatablagerungen sein.

Die Farbansichten der hier gezeigten Bilder wurden aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die nebenstehende Schrägansicht wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Die höhenkodierte Bildkarte wurde aus dem digitalen Geländemodell abgeleitet, welches aus den Nadir- und Stereokanälen errechnet wurde.

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 dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das Wissenschaftsteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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

Das Ma’adin Vallis befindet sich etwa auf halbem Weg zwischen der Tharsis-Vulkanregion und dem Hellas-Impaktbecken. Nach dem weitaus bekannteren Valles Marineris ist es einer der größten Canyons auf dem Mars. Das Ma’adin Vallis hat seinen Ursprung im südlichen Marshochland nahe am Übergang zur nördlichen Tiefebene und erstreckt sich von dort aus über eine Länge von etwa 600 Kilometern nach Norden, wo es schließlich in der Nähe des Marsäquators in den 166 Kilometer durchmessenden Gusev-Krater mündet. Der Canyon erreicht eine Breite von bis zu 20 Kilometern und schneidet sich bis zu zwei Kilometer tief in die Marsoberfläche ein. Morphologisch weist er die Charakteristiken eines irdischen Flussbetts auf.

Am 24. Dezember 2008 nahm die hochauflösende Stereokamera an Bord des ESA-Orbiters Mars Express einen etwa 138 Kilometer mal 70 Kilometer messenden Bereich unmittelbar südöstlich des Ma’adin Vallis auf. Dabei erreichte man aus einer Orbit-Höhe von 325 Kilometern eine Auflösung von bis zu etwa 15 Metern pro Pixel. Dieses Gebiet ist von ausgedehnten erstarrten Lavaströmen gekennzeichnet.

Etwa in der Mitte des Fotos ist entlang einer deutlich sichtbaren Grenze der Übergang von dunklem Material in der obere Bildhälfte zu hellem Material erkennbar. Bei dem dunklen Material handelt es sich um die vordere Fließfront eines Lavastroms aus Basaltgestein. Basaltgestein ist ein typisches, auch auf der Erde häufig vorkommendes Vulkangestein mit einem hohen Anteil an Eisen und Magnesium. Es entsteht durch das relativ schnelle Erstarren von dünnflüssigem und kieselsäurearmem Magma nach dem Austritt an die Marsoberfläche. Ausströmende Lava kann auch auf der Erde sehr große Flächen überfluten. So bedeckt zum Beispiel der Dekkan-Trapp im westlichen Indien eine Fläche von etwa 500.000 Quadratkilometern, was in etwa der Größe Spaniens entspricht.

Nach Osten hin (im Bild unten) wird diese Fließfront von sogenannten „Runzelrücken“ begrenzt, welche über eine Länge von mehreren Kilometern eine Geländestufe ausbilden und sich dabei in Höhen von bis zu mehreren 100 Metern erheben. Diese im Englischen „wrinkle ridges“ genannten geologischen Formationen entstehen sehr wahrscheinlich durch vulkanisch-tektonische Prozesse, sobald vulkanische Ablagerungen infolge von tektonischen Druckspannungen komprimiert und übereinandergeschoben werden.

Etwas rechts der Bildmitte ist ein etwa 20 Kilometer durchmessender Impaktkrater zu erkennen. Da dieser zu einem Großteil mit Lava aufgefüllt ist, muss er bereits vor dem Einsetzten des Lavastroms entstanden sein. Später bildete sich dann durch einen weiteren Einschlag ein kleinerer, etwa sieben Kilometer durchmessender Krater. Dieser jüngere Krater zeigt eine gut erkennbare Auswurfdecke, welche möglicherweise durch wasserhaltiges Material gebildet wurde. Dies würde die ungewöhnliche Form der Ablagerungen erklären.

Durch die Bildmitte verläuft von unten nach oben, also in Ost-West-Richtung, eine insgesamt mehr als 200 Kilometer lange Störungszone. Die Ursache für deren Entstehung ist bisher noch nicht bekannt. Möglicherweise handelt es sich aber um einen Grabenbruch, welcher im Zusammenhang mit der Aufwölbung der etwa 3.800 Kilometer entfernten Tharsis-Vulkanregion entstanden ist. Durch die Aufwölbung der dortigen Vulkane kam es zu großen Spannungen in der Kruste des Mars, welche durch die Ausbildung von Grabenbrüchen an der Planetenoberfläche abgebaut wurden.

Anhand der farbcodierten Skalierung ist ersichtlich, dass die maximalen Höhenunterschiede der abgebildeten Region über 2.000 Meter betragen. Am höchsten ragen die langgezogenen Bergketten am unteren Bildrand über die Umgebung auf. Den Großteil des Bildes nimmt die von vulkanischer Lava bedeckte Ebene ein. Die tiefsten Formationen des Bildes stellen mehrere Impaktkrater dar, welche sich erst nach dem Ende des Lavaflusses gebildet haben können und etwa 500 bis 700 Meter tief sind.

Raumcon:

• Mars-Express-Thread (seit Februar 2006)
• Planet Mars

Der Beitrag Mars Express und das Ma’adin Vallis erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: DLR.

Die fotografierten Strukturen befinden sich an der südwestlichen Flanke des Vulkans und wurden von Mars Express während des 902. Orbit aufgenommen. Die Auflösung beträgt 14,3 Meter pro Bildpunkt.

Wissenschaftler glauben, dass es sich bei den Strukturen um Lavakanäle handelt, in denen während der Vulkanausbrüche unter einer erstarrten Oberfläche das glutflüssige Gestein den Hang hinab floss.

Anfangs floss die Lava von ihrer Austrittsstelle direkt über die Oberfläche des Vulkans. Die Oberseite der Lava kühlte sich bald ab und erstarrte zu festem Gestein. Unter dieser wärmedämmenden „Decke“ konnte dann längere Zeit recht heiße und dünnflüssige Lava aus dem Förderschlot austreten und hinabfließen. Der Lavanachschub kam irgendwann zum Erliegen und die durchflossenen Röhren leerten sich. Im Laufe der Zeit stürzten die Decken der Tunnel ein und legten die heute sichtbaren Strukturen frei.

Die Abmessungen der Hohlformen lassen die Forscher schlussfolgern, dass in den Lavakanälen große Mengen an geschmolzenem Gestein geflossen sein dürften. Der längste erkennbare Lavakanal erstreckt sich über 59 Kilometer Länge. In Quellnähe ist er etwa 1,9 Kilometer breit und verjüngt sich gegen Ende bis auf ungefähr 280 Meter.

Ähnliche Strukturen sind sowohl von der Erde als auch von unserem Mond bekannt.

Hochaufgelöste Bilder der neu entdeckten Strukturen finden Sie auf der Seite des DLR: Lavakanäle am Vulkan Pavonis Mons.

Der Beitrag Mars Express findet Lava-Kanäle auf Pavonis Mons erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA JPL.

„In nur einem Jahr hat Mars Odyssey unser Verständnis von den Materialien des Roten Planeten fundamental verändert – über und unter der Oberfläche“, sagte Dr. Jeffrey Plaut, Projektwissenschaftler der Sonde vom NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Während ihrem ersten Jahr der Beobachtung der Marsoberfläche hat das Kamerasystem der Sonde detaillierte Karten der Mineralien erstellt, die in dem Gestein des Roten Planeten vorkommen.
„Eine große Überraschung war für uns die Entdeckung von Olivine-reichen Gesteinsstrukturen in der sogenannten Ganges-Schlucht. Die Verbindung Olivine kann sehr leicht durch flüssiges Wasser zerstört werden. Seine Präsenz deutet darauf hin, dass in diesem alten Gebiet des Mars schon sehr lange kein Wasser geflossen ist“, sagte Dr. Philip Christensen, Forscherin für das Thermal emission imaging system der Sonde.

„Infrarot-(Wärme-) Aufnahmen sind zu einem bemerkenswerten Werkzeug geworden, die Marsoberfläche zu kartografieren. Die Temperaturdifferenzen, die wir in Tag- und Nachtbildern sehen, zeigten komplexe Gesteinsschichten auf, die durch Lavaströme, Einschlagskrater, Wind und vielleicht auch Wasser in der Geschichte des Mars geformt wurden“, sagte Christensen.

Odyssey hat im Marsorbit außerdem Strahlungswerte gemessen, die sehr viel höher sind als in einem tiefen Erdorbit.

„Das Martian radiation environment experiment hat Vermutungen bestätigt, wonach zukünftige menschliche Forscher am Mars einem erhöhten Gesundheitsrisiko durch die Strahlung ausgesetzt sein werden“, sagte Dr. Cary Zeitlin, die am Martian radiation environment experiment arbeitet. „Wir haben zudem solare Partikelströme entdeckt, die von erdnahen Strahlungsmessern nicht gemessen werden konnten.“

Die Gamma ray spectrometer suite, die bereits am Anfang der Mission große Wasserstoffmengen gespeichert in Wasser nahe der Marsoberfläche entdeckt hatte, begann daneben mit der Untersuchung der elementaren Zusammensetzung der Oberfläche.
„Wir werfen gerade einen ersten Blick auf die globale Karte der Elemente auf der Marsoberfläche und wir sehen ihn einem völlig neuen Licht – dem Gamma-„Licht“. Dies offenbart uns Aspekte der Zusammensetzung der Oberfläche, die wir vorher nie gesehen haben“, sagte Dr. William Boynton, Teamleiter für die Gamma ray spectrometer suite.

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