Quelle: ESA, NASA, Caltech, Wikipedia

Die Erkenntnisse der berühmten Viking-Sonden, die im Jahr 1976 am Mars gelandet waren, waren nicht angetan Euphorie zu entfachen, und so dauerte es lange bis nach diesen der Mars wieder in den Fokus der Forschung gelangte. Im Rahmen des Planetary Observer Programms der NASA, einem Programm mit welchem nach den teuren Viking Missionen mit günstigeren Sonden die Planetenforschung wieder aufgenommen werden sollte, wurde 1992 Mars Observer gestartet. Jedoch wurde zu diesem schon 3 Tage vor Erreichen eines Marsorbits der Kontakt verloren, und das gesamte Programm fand damit ebenfalls gleich sein Ende.
1993 wurde das Mars Exploration Programm der NASA initiiert, ein weit in die Zukunft gerichtetes Programm zur Erforschung des Mars. Die Zielsetzungen waren weitreichend:

• Gibt oder gab es jemals Leben auf dem Mars?
• Wie läßt sich das Klima am Mars charakterisieren?
• Welche Geologie herrscht am Mars vor?
• Wie ist eine menschliche Präsenz am Mars möglich?

Dies alles sollten die zukünftigen Sonden, die man Richtung Mars senden wollte, klären. Die Programme wechselten in der Zukunft, die Zielsetzung im Grunde nicht.

Mars Global Surveyor (MGS)

MGS markierte somit die Wiederaufnahme der Erforschung des Mars durch die NASA. Am 7. November 1996 stand eine Delta II am LC-17A des Capes und hievte MGS mit einer Startmasse von 1062 kg in Richtung Mars. Als Erstes sah man es als erforderlich an den Mars zu kartieren. Dazu verfügte MGS über einige Instrumente, darunter auch eine Kamera und ein Laseraltimeter. Denn das Programm sah ja auch Lander und Rover vor, und um geeignete Landestellen festlegen zu können, musste man den Mars etwas besser kennen. Und damit ergab sich eine weitere Anforderung an MGS. Die Oberflächeneinheiten würden aufgrund von Massenbudgets, Stromversorgung und Orbitalmechanik niemals in der Lage sein die anfallenden Datenmengen Richtung Erde zu schicken. Die Orbiter konnte man jedoch mit ausreichenden Sendeanlagen versehen, so dass nur der kurze Datenverkehr von der Oberfläche in den Orbit verblieb, welcher von leichten, trotzdem breitbandigen, aber energiesparsameren Funkeinrichtungen bewerkstelligt werden konnte.
Auch MGS war damit von Beginn an als Relaisstation im Marsorbit ausgelegt. Eine 1,5 m durchmessende Hochgewinnantenne (HGA) stellte mit nur 25 Watt Sendeleistung im X-Band bei 8,4 GHz den Datenverkehr mit der Erde her. Die Datenrate ändert sich dabei natürlich mit dem Abstand von Erde und Mars und konnten bei kurzer Entfernung 85,3 kbit/s erreichen. Zur Sicherheit war auch eine Niedriggewinnantenne vorhanden. Die Mars Relais Antenne stellte im UHF-Band bei 437.1 MHz die Verbindung Richtung Marsoberfläche her. Nur einen Monat nach MGS wurde die Mars Pathfinder Mission gestartet, mit dem der Rover Sojourner auf den Mars gebracht wurde. Da wurden diese Fähigkeiten von MGS bereits benötigt.
Am 2. November 2006 wurde der Kontakt zu MGS verloren. Anhand eines schwachen Signales konnte festgestellt werden, dass sich die Sonde im sogenannten „safe mode“ befindet. Da durch einen Irrtum beide Kopien der Bordsoftware fehlerhaft waren, war der Orbiter verloren.
MGS steht nicht mehr zur Verfügung.

Mars Climate Orbiter (MCO)

Praktisch jedes Programm der NASA hat mit den selben Problemen zu kämpfen. Mit Budgetüberschreitungen oder Kürzungen von Budgets. Unter der Prämisse „cheaper, better, faster“ wurde diese, sowie auch die Mission Mars Polar Lander (MPL), durchgeführt. Ob sie „schneller“ oder „billiger“ waren sei dahingestellt. „Besser“ waren sie allerdings nicht. Mit 638 kg Startmasse war sie auch „leichter“, ganz im Sinne der Prämisse. MCO hatte auch über eine 1,3 m durchmessende HGA für das X-Band und über eine UHF Funkeinrichtung zur Bodenkommunikation verfügt.
Am 11. Dezember 1998, nur gut 2 Jahre nach MGS, wurde MCO gestartet. Die Flugbahn, in die MCO nach der Ankunft am Mars kommandiert wurde, war jedoch zu tief über der Oberfläche. Das konnte die Sonde nicht überstehen. Als Ursache konnte festgestellt werden, das Lockheed Martin imperiale Einheiten statt der von der NASA geforderten SI Einheiten verwendete, und die Diskrepanz und Missinterpretation der Zahlenwerte führten zu der fehlerhaften Kursänderung.

Der ebenfalls stattgefundene Verlust von Mars Polar Lander wurde übrigens nie endgültig geklärt. Als warscheinlichste Ursache nahm man an, dass durch ein Softwareproblem die Landetriebwerke bereits in einer Höhe von ca. 40 m deaktiviert wurden und MPL zerschellte.
Durch die beiden Misserfolge zerschellte aber auch der „cheaper, better, faster“ Ansatz gleich mit.
MCO stand also nie zur Verfügung.

2001 Mars Odyssey (ODY)

Bereits am 7. April 2001, also keine zweieinhalb Jahre nach MCO, startete die NASA ihren nächsten Orbiter. Die Startmasse von ODY betrug 758 kg. Ein Schwerpunkt der Aufgaben von ODY war die Suche nach Wassereis und die globale Kartierung von Mineralien am Mars. Zu diesem Zweck hat sie unter anderem eine Multispektralkamera, einen Strahlungsdetektor und ein Gammastrahlenspektrometer an Bord. Wassereis konnte übrigens klar nachgewiesen werden. 2012 musste eines der Reaktionsräder abgeschaltet und durch ein Reserverad ersetzt werden. Das Partikelspektrometer ist bereits seit 2003 inaktiv.
Eine sehr wichtige Aufgabe fiel ODY aber auch mit der Weiterleitung der Daten der beiden Marsrover Spirit und Opportunity zu.
Die ebenfalls 1,3 m durchmessende HGA sendet wiederum im X-Band bei 8,4 GHz, mit der simultan Daten empfangen und gesendet werden können. Es stehen weiter eine Mittelgewinn- und eine Niedriggewinnantenne zur Verfügung. Zur Kommunikation mit den Bodeneinheiten wird wiederum ein UHF System benutzt.
2015 wurde der noch verfügbare Treibstoffvorrat auf ODY als ausreichend für einen Betrieb bis ins Jahr 2025 bewertet. Vielleicht konnte noch sparsamer mit diesem umgegangen werden, das Problem bleibt allerdings dass wir schon bald im Jahr 2026 stehen.
ODY ist nach wie vor im Einsatz, und gehört zum sogenannten Mars Relais Netzwerk, mit dem Daten der Marsrover zum Deep Space Network der NASA und an ESTRACK weitergeleitet werden. Mit 170,4Mbit/tag transferiert ODY einen relativ kleinen Teil der Gesamtdatenmenge.

Mars Express (MEx)

Nun wurde auch die ESA aktiv. MEx wurde am 25. Dezember 2003 bei einer Startmasse von 1120 kg von einer Sojus-FG/Fregat von Baikonur aus gestartet. An Board befand sich auch der Lander Beagle 2. Die Aufgaben solcher Orbiter sind immer vielfältig.
Die MARSIS-Antennen sollten bis in eine Tiefe von 5 Kilometer unter der Oberfläche nach Wasser suchen. Die hochauflösende HRSC Stereokamera kann den Mars mit einer Auflösung bis zu 10 m kartografieren; mit der Optik des Super Resolution Channel bis zu 2 m, was aber recht problematisch ist. Weitere Instrumente sind vorhanden um Atmosphäre und Mineralogie des Mars zu untersuchen.
Zur Kommunikation mit der Erde verfügt MEx über eine 1,6 m durchmessende HGA mit der im S-Band (2.1 GHz) und im X-Band (8,4 GHz) gesendet werden kann. Zur Sicherheit ist auch eine Niedriggewinnantenne vorhanden.
Um mit Beagle 2, und zukünfigen Bodeneinheiten kommunizieren zu können verfügt MEx über die Melacom UHF Sendeeinrichtung. Aber auch zu und von Bodeneinheiten der NASA, wie dem Rover Curiosity, können damit Daten transferiert werden. Auch MEx gehört zum Mars Relais Netzwerk, ist aber nur als Reserve vorgesehen.

Beagle 2 konnte übrigens gelandet werden, „gemeldet“ hat er sich nie. Der Mars Reconnaissance Orbiter der NASA konnte ihn später lokalisieren und feststellen daß sich eines der Solarpanele nicht geöffnet hatte.

Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

Mit MRO plante die NASA wieder größer und leistungsfähiger. Am 12. August 2005, also bereits gut 4 Jahre nach ODY, stemmte eine Atlas 5 die 2180 kg von MRO vom SLC-41 der Cape Canaveral Air Force Station (CCAFS) nach oben.
Glanzstück des MRO ist wohl sein „High Resolution Imaging Science Experiment“, die HiRISE Camera die Auflösungen der Marsoberfläche mit bis zu 0,3 m pro Pixel ermöglicht. Natürlich verfügt er aber über ein ganzes Bündel an Sensorik, z. B. um Mineralien, wie etwa Hämatit, zu lokalisieren, Staub und Wasserdampf in der Atmosphäre zu untersuchen, Wasservorkommen zu lokalisieren und einiges mehr.
Der Datenmenge die durch die umfangreiche wissenschaftliche Tätigkeit anfällt, und jener die von Bodeneinheiten weiterzuleiten ist, musste auch Rechnung getragen werden. MRO verfügt über eine 3 m durchmessende HGA um im X-Band mit bis 100 W Sendeleistung Daten mit 500 kBit/s bis 4 Mbit/s zu transferieren. Auch das Ka Band bei 32 GHz für noch höhere Datenraten wurde erprobt, wird aber nicht mehr weiter genutzt, um es im Falle eines Ausfalles des X-Band Senders, der nicht mehr auf den Reserveverstärker umschalten kann, zur Verfügung zu stehen. Niedriggewinnantennen für Notfälle sind auch vorhanden. Die UHF Verbindung zu den Bodeneinheiten wurde weiterentwickelt und in das Electra Proximity Link Payload Package integriert. Datenraten von bis zu 2 Mbit/s zu den Bodeneinheiten können damit erzielt werden.
Auch MRO ist Teil des Mars Relais Netzwerks, und transferiert durchschnittlich 447.5 Mb/tag.

Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN)

Diesmal dauerte es etwas länger bis zur nächsten großen Mars Mission. Am 18 November 2013, diesmal also gut 8 Jahre nach MRO, hob der 2454 kg schwere Orbiter wiederum auf einer Atlas 5 vom SLC-41 der CCAFS ab. Forschungsziel von MAVEN ist herauszufinden, warum und wie Mars seine Atmophäre an das Weltall verloren hat und Daten über die Entwicklung des marsianischen Klimas zu sammeln. Dafür sind eine Reihe von Instrumenten vorhanden. Die HGA hat 2 m Durchmesser, gesendet wird wieder im X-Band. Für die Bereitstellung der UHF Verbindung Richtung Mars kam wieder das Electra Package zum Einsatz.
Zwischen 19. und 28. November 2014 befand sich MAVEN im „Safe Mode“. Grund waren Synchronisationsproblem zwischen zwei Rechnern an Bord.
Im Jahr 2019 wurde der elliptische Orbit von MAVEN abgesenkt, um öfter und besser mit den Rovern am Mars in Kontakt treten zu können. MAVEN ist also sowohl als Wissenschaftsmission als auch als Teil des Mars Relais Netzwerks von Bedeutung. Über MAVEN werden durchschnittlich 897.5 Mb/tag an Daten transferiert.
Auch am 22. Februar 2022 versetzte sich MAVEN in den Safe Mode. Die Trägheitsnavigationseinheiten lieferten keine verwertbaren Daten mehr. Zur Behebung wurden nur noch Daten der Sternsensoren zur Lagebestimmung genutzt. Mit 28. Mai 2022 konnte MAVEN den Betrieb wieder aufnehmen.

Nun vermeldete die NASA dass von MAVEN am 6. Dezember, nach der Funkstille beim Umrunden der abgewandten Seite des Mars, kein Signal mehr empfangen werden konnte. Die Telemetrie von MAVEN hatte gezeigt, dass alle Subsysteme normal arbeiteten, bevor MAVEN in den Funkschatten des Mars eingetreten ist. Die Operationsteams untersuchen den Vorfall.

Die Frage ist nun, ob die NASA tatsächlich über „kein“ Signal, oder nur über keine regulären Signale, sondern nur über Signale welche der Safe Mode sendet, verfügt. Auch im Safe Mode kann die Sonde über die HGA Statusdaten versenden, bzw. Kommandos erhalten. Sollte die HGA nicht verfügbar sein, so müssten über eine Niedriggewinnantenne zumindest schwache Lebenszeichen der Sonde empfangbar sein. Auch dann besteht Hoffnung. Ohne jeglichen Kontakt zur Sonde wäre diese auf alle Fälle verloren. Nicht übersehen kann man jedoch die Tatsache, das die NASA seit nunmehr 12 Jahren keine Erneuerung der Orbiterinfrastruktur am Mars durchführt. Auch wenn der Treibstoff anscheinend noch über das Jahr 2030 reicht, so ist es trotzdem so, dass die Orbiterflotte altert. Raumfahrzeuge altern auch durch äußere Einflüsse wie Strahlung oder hohe Temperaturschwankungen, was irgendwann zu Ausfällen führen kann.
Außerdem müssten, selbst wenn man Anfang der dreißiger Jahre einen neuen Orbiter Richtung Mars schicken wollte, wegen der langen Projektlaufzeiten, bereits Maßnahmen eingeleitet worden sein. Sehr vielversprechend sieht es da nicht aus.
Bau und Start des Mars Telecommunications Orbiter wurden bereits 2005 abgesagt. Am 4. July 2025 wurde beschlossen das Projekt wieder aufzuehmen. Wann und ob überhaupt er sich wieder aus der Asche erhebt, bleibt abzuwarten.
Die International Mars Ice Mapper Mission sollte ursprünglich 2026 gestartet werden. 2022 wurde die Finanzierung des Projekts von der NASA eingestellt. Ob er nun wie geplant im Zeitraum 2031-2033 gestartet werden kann, bleibt angesichts des frühen Entwicklungsstadiums ebenfalls abzuwarten.

Sollte MAVEN nicht mehr aktivierbar sein, so müßte ca. das doppelte der Datenmenge welche MRO durchschnittlich transferiert, zusätzlich auf ihn selber und andere Orbiter umverteilt werden, falls das möglich ist. Ein Ausfall von MAVEN ist also durchaus schwerwiegend.

Zukünftig wird ja vom größten Startserviceprovider der USA beabsichtigt eigene Raumfahrzeuge, in der Folge sogar in bemannter Form, zum Mars zu schicken. Auch da wird man sich fragen müssen, inwieweit man sich da noch auf die bestehenden Orbiter stützen kann.

Ein Orbiter ist jedoch noch unerwähnt, da er erst nach MAVEN zum Mars aufgebrochen ist:
ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO)

TGO ist ein Mars Orbiter der ESA. Am 14. März 2016 wurde TGO mit einer Proton-M/Briz-M von Baikonur Richtung Mars gestartet. Es war ein Schwergewicht mit 4332 kg Masse. Darin enthalten war jedoch auch das Landeexperiment Schiaparelli mit 577 kg.
Die Landung von Schiaparelli ist im übrigen nicht geglückt, zumindest nicht in einem Stück.
Die Aufgabe von TGO war die Untersuchung der Atmosphäre des Mars, insbesondere das Aufspüren von Spurengasen wie Methan, da man dieses auch als Biomarker in Betracht zieht. Weiter sollte TGO auch als Relaisstation für den Rosalind Franklin Rover dienen. Der befindet sich weiter auf der Erde und der Einsatz erscheint ungewiss. Die HGA von TGO misst 2,2 m und wird im X-Band mit 65 W betrieben. Richtung Mars wird wiederum per UHF gesendet. Sehr sinnvollerweise steuerte die NASA das Electra Package bei. Dies erleichert nun die Interoperabilität mit den derzeitlich am Mars befindlichen NASA Rovern Curiosity und Perserverance.
Auch der ESA Orbiter TGO ist Teil des Mars Relais Netzwerks. TGO transferiert zusätzlich auch Daten zu russischen Bodenstationen. Mit 1562.7 Mb/tag fließt über TGO der größte Anteil am Datenaufkommen des Mars Relais Netzwerks.

Die angeführten Datentransferraten entstammen Angaben der NASA von September 2025.

Nur als Ergänzung: Die kürzlich gestarteten EscaPADE Sonden, welche auch für den Marsorbit bestimmt sind, können keinerlei Relaisfunktionen übernehmen.

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• MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN

Der Beitrag Kontaktverlust zu MAVEN und alternde Orbiter am Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Freie Universität Berlin 2. Juni 2023.

2. Juni 2023 – Vor genau 20 Jahren startete die europäische Raumsonde „Mars Express“ zum „roten“ Nachbarplaneten der Erde. Sie liefert wichtige Bilder und Daten, aus denen sich unter anderem Aussagen zur Zusammensetzung und zur Klimageschichte ableiten lassen. Mars Express gilt als eine der erfolgreichsten Raumfahrtmissionen, die jemals zum Nachbarplaneten der Erde geschickt wurden. An Bord der Sonde befindet sich die deutsche Hochleistungskamera „High Resolution Stereo Camera“ (HSRC), die am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt wurde. Anlässlich des 20-jährigen Jubiläums des Raumsondenstarts haben Planetologen der Freien Universität Berlin nun ein neues globales Bildmosaik des Mars mit noch nie gesehenen Oberflächendetails veröffentlicht.

Die Aufnahmen des deutschen Kamerasystems bieten einen Einblick in die vielfältige Zusammensetzung der Oberflächenmaterialien des vermeintlich roten Nachbarplaneten der Erde. In ihrer Gesamtheit der Farbinformationen sind die Bilder bislang einzigartig, betonen die Forschenden vom Institut für Geowissenschaften, Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung. Ermöglicht wird das Forschungsprojekt an der Freien Universität Berlin durch die Unterstützung des DLR im Rahmen der Förderung 50 OO 2204 im Auftrag des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz.

Seit ihrem Start am 2. Juni 2003 liefert die Raumsonde Mars Express ununterbrochen Bilder. Der Datenstrom der HRSC hat in den letzten Jahren eine Vielzahl von neuen Erkenntnissen hervorgebracht. Der 2014 verstorbene Physiker Prof. Dr. Gerhard Neukum leitete die Entwicklung der HRSC, die dafür ausgelegt ist, eine globale Kartierung des Mars in Farbe und Stereo und mit einer hohen Auflösung von 12 Metern pro Bildpunkt durchzuführen. Die HRSC wurde erstmals auf der russischen Sonde Mars 96 installiert, die unglücklicherweise nach dem Start nicht die Erdumlaufbahn verließ und in der Atmosphäre verglühte. Doch Gerhard Neukum machte weiter, als Direktor des DLR Instituts für Planetenforschung in Berlin Adlershof wurde er der maßgebliche Befürworter für die erste Forschungssonde der Europäischen Weltraumagentur ESA, die zu einem anderen Planeten entsandt wurde. 2002 wechselte Gerhard Neukum als Professor an die Freie Universität Berlin, wo er die Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung neu aufbaute.

Mars in Farbe mit noch nie gesehenen Details
Für die üblichen Oberflächenbilder fotografiert die HRSC den Mars normalerweise aus einer Höhe von etwa 300 Kilometern, etwa an dem Punkt, an dem die elliptische Umlaufbahn des Satelliten Mars Express dem Planeten am nächsten ist. Die daraus resultierenden Ansichten der Marsoberfläche haben eine räumliche Auflösung von bis zu 12,5 Metern pro Pixel und decken einen Bereich von etwa 50 Kilometern Breite ab. Dank ihrer vier Farbkanäle (rot, grün, blau, infrarot) und der fünf panchromatischen Nadir-, Stereo- und Photometriekanäle kann die Stereokamera den Mars nicht nur dreidimensional, sondern auch in Farbe darstellen.

Für das nun vorgestellte neue globale Datenprodukt wurden 90 Einzelbilder verwendet, die aus größeren Höhen (etwa zwischen 4000 und 10.000 km) über der Marsoberfläche aufgenommen wurden und somit Gebiete mit einer durchschnittlichen Breite von etwa 2500 Kilometern bei geringerer räumlicher Auflösung (zwischen 200 und 800 m/px) abdecken.

Die nun gezeigte globale Ansicht des Mars hat eine räumliche Auflösung von 2 Kilometern pro Pixel und zeigt eine noch nie dagewesene Vielfalt und Detailtreue der Farben auf der Marsoberfläche. Gleichzeitig gibt die Abbildung Aufschluss über die Zusammensetzung der Planetenoberfläche.

Allgemein bekannt ist, dass der größte Teil der Marsoberfläche rötlich gefärbt ist, was auf den hohen Anteil von oxidiertem Eisen im Staub auf der Oberfläche zurückzuführen ist und ihm den Spitznamen „Roter Planet“ eingebracht hat. Mit den neuen Aufnahmen bzw. Datenprodukt fällt sofort auf, dass ein nicht geringer Teil des Mars eher dunkel, bläulich, gefärbt ist. Tatsächlich handelt es sich um gräulich-schwarze Sande, die vulkanischen Ursprungs sind und ausgedehnte dunkle Sandschichten auf dem Mars bilden, vor allem aber auch vom Wind zu imposanten Sanddünen oder riesigen Dünenfeldern auf dem Boden von Einschlagskratern aufgeschüttet wurden. Diese unverwitterten Sande bestehen aus dunklen, basaltischen Mineralen, aus denen auch vulkanische Lava auf der Erde zusammengesetzt ist.

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

Der Beitrag FU Berlin: Der Mars in Farbe und mit neuen Details erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA.

3. Dezember 2021 – 13:07 Uhr MEZ, 7. November 2021, Utopia Planitia: Der Zhurong-Rover zeigt mit seiner Antenne in den Himmel über dem Mars. Jeden Moment wird ESAs Mars Express über ihn hinweg fliegen. Zhurong sendet ein Signal in den Weltraum. Er kann nicht wissen, ob seine Nachricht ankommt.

Lander und Rover sammeln auf dem Mars Daten, die den Wissenschaftlern helfen, grundlegende Fragen über die Geologie, die Atmosphäre, die Oberflächenbeschaffenheit, die Geschichte des Wassers und das Potenzial für Leben auf dem Roten Planeten zu beantworten.

Um diese Daten zur Erde zu bringen, werden sie zunächst an Raumsonden in der Marsumlaufbahn übertragen. Diese Satelliten nutzen dann ihre viel größeren und leistungsfähigeren Sender, um die Daten durch den Weltraum zur Erde zu übertragen.

„Normalerweise sendet ein Satellit wie der Mars Express der ESA zuerst ein Rufsignal an einen Rover, quasi als ‚Hallo‘-Nachricht“, sagt James Godfrey, Mars Express Spacecraft Operations Manager.

„Der Rover sendet dann eine Antwort zurück, um eine stabile Kommunikation herzustellen und den wechselseitigen Informationsaustausch zu beginnen. Das setzt aber voraus, dass das Funksystem des Rovers mit dem des Satelliten kompatibel ist.“

Da der Mars Express-Satellit sein ‚Hallo‘-Signal auf anderen Frequenzen sendet als der chinesische Marsrover Zhurong, ist eine Zwei-Wege-Kommunikation unmöglich.

Aber Zhurong kann sehr wohl ein Signal auf einer Frequenz senden, die der Mars Express-Satellit dann auch empfangen kann.

Das Radio-Equipment des Mars Express-Satelliten verfügt über einen Modus, die diese einseitige Kommunikation ermöglicht – eine Kommunikation „im Blindflug“, bei der der Sender nicht sicher sein kann, ob sein Signal empfangen wird – doch bis jetzt wurde diese Technik noch nicht auf der Raumsonde getestet.

Im November führten die ESA Mars Express- und CNSA Zhurong-Teams eine Reihe von experimentellen Kommunikationstests durch, bei denen Mars Express diesen „Blind“-Modus nutzte, um nach Signalen zu lauschen, die vom Zhurong-Rover gesendet wurden.

Die Experimente wurden am 20. November 2021 mit einem erfolgreichen Test abgeschlossen.

„Der Mars Express-Satellit hat die vom Rover gesendeten Signale erfolgreich empfangen, und unsere Kollegen vom Zhurong-Team haben bestätigt, dass alle Daten in sehr guter Qualität auf der Erde angekommen sind“, sagt Gerhard Billig von der ESA.

„Wir freuen uns darauf, in Zukunft weitere Tests durchzuführen, um weiter zu experimentieren und diese Kommunikationsmöglichkeit zwischen den einzelnen Raumflugkörpern weiter zu verbessern.“

Die vom Mars Express-Satellit übermittelten Daten erreichten die Erde im ESA-Raumfahrtkontrollzentrum ESOC in Darmstadt, Deutschland, über Deep Space-Kommunikationsantennen. Von dort aus wurden diese Daten an das Zhurong-Team im Pekinger Raumfahrtkontrollzentrum weitergeleitet, das den Erfolg des Tests bestätigte.

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

Der Beitrag ESA: Ein Einwegtelefonat auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Mars Express
• Planet Mars

Sonderseite des DLR:

• Zehn Jahre Mars Express

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Der Beitrag Mars Express: Neue Aufnahmen vom Hellas Planitia erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

Am 15. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.504 einen Teilbereich der Region Hesperia Planum und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 22 Metern pro Pixel.

Bei der Region Hesperia Planum handelt es sich um eine ausgedehnte Hochebene, welche sich unmittelbar südlich des Marsäquators befindet und die über einen Durchmesser von mehr als 1.500 Kilometern verfügt. Die Hochebene dient als Namensgeber für das mittlere der drei geologischen Zeitalter des Mars, welches als die „Hesperianische Epoche“ oder auch als „Hesperium“ bezeichnet wird. Das Hesperium deckt in etwa den Zeitraum von 3,7 bis 3,3 Milliarden Jahren vor unserer Zeit ab.

In dieser Periode spielten sich auf dem Mars verschiedene Prozesse ab, welche den gesamten Planeten nachhaltig veränderten. So ergossen sich zum Beispiel aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste riesige Lavamengen über die Planetenoberfläche und bildeten weite, ausgedehnte Ebenen.

In diesem Zeitraum entstanden auch die ältesten, in der Tharsis- und in der Elysium-Region gelegenen Marsvulkane sowie das Grabensystem der Valles Marineris. Durch die vulkanischen Aktivitäten wurden zudem große Mengen an Wasser freigesetzt, welche sich anschließend über die Marsoberfläche ergossen und dabei gewaltige Ausflusstäler erzeugten.

Das Zentrum des von der HRSC am 15. Januar abgebildeten Gebietes befindet sich bei vier Grad südlicher Breite und 114 Grad östlicher Länge und gibt somit einen Teilbereich des nördlichen Hesperia Planum wieder. Auf den heute veröffentlichten Aufnahmen können einige der in der Vergangenheit erfolgten geologischen Veränderungen zum Teil exemplarisch nachvollzogen werden.

Die abgebildete Region ist von zahlreichen Kratern unterschiedlichster Größen übersät, welche im Laufe der Zeit durch verschiedene erosive Prozesse stark verändert wurden. Bei manchen Kratern wurden die Kraterwälle abgetragen, andere Krater wurden fast vollständig mit Sand, Staub und Lockermaterial verfüllt. Dies führt zu dem Schluss, dass es sich bei diesem Hochlandgebiet um eine der ältesten Gesteinsformationen überhaupt handelt, welche auf dem Mars zu beobachten sind.

Südlich des hier gezeigten Teilbereiches des Hesperia Planum nimmt ein kleines, verzweigtes System von Tälern namens „Tagus Valles“ seinen Ausgang. Die Ausläufer der Täler sind auf den hier gezeigten Aufnahmen nicht ganz leicht zu erkennen, da verschiedene geologische Prozesse die Oberfläche und auch den Talverlauf verändert haben. In der nebenstehenden farbkodierten topographischen Karte lassen sich stellenweise unterhalb (östlich) und rechts (nördlich) des großen Kraters im Zentrum dieser Nadir-Ansichten ansatzweise noch mäandrierende Talverläufe erkennen.

Nördlich und nordöstlich dieser nur noch schemenhaft erkennbaren Täler verfügen dagegen viele Krater über eine sehr glatte Oberfläche. Es wird vermutet, dass diese Krater im Laufe der Zeit mit Sedimentmaterial aufgefüllt wurden. Diese Sedimente, so die Annahme der Planetologen, wurden einstmals von Wasser, welches durch die Täler der Tagus Valles floss, dorthin transportiert und schließlich dort abgelagert.

Im rechten unteren Bildquadranten der verschiedenen Nadir-Ansichten ist zudem eine Gruppe von Kratern zu erkennen, welche miteinander verbunden sind und die ebenfalls verfüllt wurden. Im Zentrum dieser drei sich überlagernden Krater befindet sich ein kleinerer Krater mit einem Durchmesser von rund 6,5 Kilometern und einem sehr viel schärfer umrissenen Rand. Dieses Profil lässt erkennen, dass dieser Impaktkrater zu einem späteren Zeitpunkt als die flacheren Krater entstanden ist.

Der Krater ist von einer auffälligen Auswurfdecke umgeben, die sich mit ihrem markanten Rand wie mit einem Wall über die Ebene erhebt. Diese auch als „Ejektadecke“ bezeichnete Formation ist ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu dem Zeitpunkt, als sich der für die Entstehung des kleineren Kraters verantwortliche Impakt ereigneten, direkt unter der Oberfläche Wassereis befunden haben muss. Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen des Impaktprozesses freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des dortigen 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. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

Einen weiteren Hinweis auf das zeitweilige Vorhandensein von Wasser liefert ein dunkel gefärbte Krater im Süden der abgebildeten Region (erkennbar im linken oberen Bildbereich der Nadir-Ansichten). Dieser Krater verfügt über einen Durchmesser von etwa 34 Kilometern. Auffallend sind zahlreiche große Tafelberge und so genannte Yardangs, welche sich im Inneren des einstmals teilweise von Sedimenten aufgefüllt Kraters gebildet haben. Vieles deutet darauf hin, dass der Krater zu verschiedenen Zeitpunkten gleich mehrfach überflutet wurde. Während solcher Flutereignisse wurden Sedimente im Inneren des Kraters abgelagert.

Damit die in der Gegenwart auf den Aufnahmen zu erkennende ungewöhnlich „chaotisch“ anmutende Landschaft im Innern des Kraters entstehen konnte, mussten zuvor Teile dieser Sedimente wieder abgetragen werden. Eine mögliche Erklärung für die Entfernung der kraterinneren Sedimente sind Lösungsprozesse, welche sich unter der Oberfläche abgespielt haben. Hierbei wurden durch Wasser Hohlräume ausgewaschen, in welche anschließend Material von der Oberfläche nachgesackt ist. Im oberen rechten Bereich des Kraterbodens sind die Überreste eines schmalen Tals zu erkennen, durch welches einstmals Wasser geströmt sein könnte.

Ein weiteres interessantes Merkmal dieses Kraters sind die dunkel getönten Ablagerungen, welche sowohl Teilbereiche von dessen Innen- als auch von dessen Außenseite überdecken. Bei diesen Ablagerungen könnte es sich um vulkanische Aschepartikel handeln, die durch eine äolische Verfrachtung, also durch Winde transportiert, über große Flächen verteilt wurden. Ein möglicher Herkunftsort für diese Ascheablagerungen könnte die Elysium-Vulkanprovinz sein, welche sich nordöstlich des hier gezeigten Gebietes befindet. Ein weiterer Kandidat ist der mehrere hundert Kilometer südöstlich gelegene Vulkan Tyrrhena Patera.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.504 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hesperia Planum finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

Voraussichtlich am 6. August 2012 wird Curiosity auf spektakuläre Art und Weise die Marsoberfläche erreichen. Der Marssatellit Mars Express der Europäischen Raumfahrtorganisation (ESA) wird den Weg des Rovers der US-amerikanischen Raumfahrtagentur (NASA) bis zum Aufsetzen auf dem Marsboden verfolgen und entsprechende Daten aufzeichnen.

In den Morgenstunden des 6. August wird also das bisher größte aller Marsmobile die Oberfläche des roten Planeten erreichen, wenn alles gut geht. Das Ende des Flugs zum Mars von Curiosity mit seiner Landung im Krater Gale ist gleichzeitig Beginn eines ambitionierten Forschungsprogramms. Der Rover soll Klima und Geologie des Planeten untersuchen, Daten zur Einschätzung der Möglichkeit von Leben auf dem Mars sammeln und grundlegende Informationen gewinnen, die der Vorbereitung künftiger bemannter Marsmissionen dienen.

Erreicht der Rover mit der Abstiegsstufe die Atmosphäre vom Mars mit einer Geschwindigkeit von rund 21.000 Stundenkilometern, liegen noch etwa sieben Minuten Flugzeit vor ihm. Beteiligte Wissenschaftler bezeichneten diesen Zeitraum als ‘seven minutes of terror’ – sieben Minuten des Schreckens. Am Ende des geplanten Horrorszenarios bewegt sich Curiosity mit nur noch 3,6 Stundenkilometern auf den Marsboden zu, wenn alle System gearbeitet haben wie geplant.

Eine internationale Flotte von Marssatelliten wird Curiosity bei seinem abenteuerlichen Abstieg beobachten. Zwei NASA-Orbiter, Mars Odyssey und Mars Reconnaissance Orbiter, werden die vom Rover während der Annäherung an die Oberfläche gesendeten Daten erfassen und sie zur Erde weiterleiten. Zusätzlich wird der seit 2003 um den Mars kreisende europäische Orbiter Mars Express die Daten von Curiosity mitschreiben – und sie anschließend zur Erde weiter senden. Eventuell werden die Daten zu Diagnosezwecken benötigt, falls etwas schief gelaufen ist.

Vor einigen Monaten hat die ESA damit begonnen, die Umlaufbahn von Mars Express so anzupassen, dass der Orbiter sich während des Abstiegs von Curiosity an geeigneter Position befinden wird. Man geht davon aus, ein gutes Sichtfeld zu haben.

Spezialisten des Europäischen Raumfahrtkontrollzentrums (ESOC) in Darmstadt haben für die Ausrichtung des zum Empfang der Daten von Curiosity vorgesehenen Kommunikationssystems von Mars Express ein neues System entwickelt und getestet. Das Kommunikationssystem war ursprünglich entworfen worden, um mit dem Marslander Beagle 2 Daten auszutauschen.

Um 7.10 Uhr MESZ, so die aktuellen Planungen, wird Mars Express auf Empfang gehen. Die Bestätigung Curiositys Aufsetzens auf der Marsoberfläche wird gegen 7.31 Uhr MESZ erwartet und soll die Erde via Mars Odyssey erreichen. Vorgesehen ist, dass Mars Express zwischen 7.10 Uhr und 7.38 Uhr MESZ von Curiosity gesendete Daten aufzeichnet.

Hat Mars Express die vorgesehene Datenerfassung abgeschlossen, ist es die Aufgabe des Orbiters, sich Richtung Erde auszurichten und die Daten aus seinem Speicher nach New Norcia in Australien zu senden, wo eine ESA-Antenne mit einem Durchmesser von 35 Metern zum Empfang bereit steht. Den Eingang der Daten erwartet die ESA gegen 8.40 Uhr MESZ. Unmittelbar nach Erhalt will die ESA sie dann an die NASA weiterleiten.

Das Netzwerk der Bodenstationen der ESA wird Curiositys Landung ebenfalls direkt unterstützen. Die ESA stellt ihre Bodenstationen als Backup des DSN (deep-space network) der NASA zur Verfügung. Im Bedarfsfall können ESA-Stationen unmittelbar mit dem Empfang der rund 250 Millionen Kilometer weit gereisten Informationen beginnen.

Im Jahre 2003 unterstützte die NASA die Ankunft von Mars Express am Mars. Immer wieder konnte die ESA in den letzten Jahren mit der Weiterleitung von Daten der US-amerikanischen Rover Spirit und Opportunity aushelfen. Mars Express verfolgte 2008 den Abstieg des US-amerikanischen Landers Phoenix. Die Zusammenarbeit in Sachen Marskommunikation ist also bereits erprobt. Curiosity kann kommen …

Verfolgen Sie die Landung am 6. August 2012 ab 6.30 Uhr MESZ live auf spacelivecast.de!

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Der Beitrag Mars Express hilft bei der Landung des MSL erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Die fast 500 Kilometer durchmessende Region Melas Dorsa bildet einen Teil der rund vier Millionen Quadratkilometer umfassenden Tharsis-Vulkanregion auf dem Mars. Die Melas Dorsa befinden sich im östlichen Bereich der Tharsis-Region und werden im Westen von den beiden Hochebenen Sinai Planum und Solis Planum begrenzt. Am östlichen Rand der Melas Dorsa grenzt dagegen das ebenfalls zur Tharsis-Region gehörige Thaumasia Planum. Etwa 250 Kilometer nördlich der Melas Dorsa befindet sich das Melas Chasma, welches zu der zentralen Struktur des fast 4.000 Kilometer langen und stellenweise bis zu 700 Kilometer breiten „Valles Marineris“-Grabens, des größten bekannten Grabenbruchsystems innerhalb unseres Sonnensystems, zählt.

Am 17. April 2012 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 10.532 den westlichen Bereich der Melas Dorsa und bildete das Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 18 Metern pro Pixel. Die hier zu sehenden Aufnahmen zeigen einen bei 18 Grad südlicher Breite und 288 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt dieser Region.

Auf dem nebenstehenden Farbbild fällt sofort ein etwa 16 Kilometer durchmessender, leicht elliptische Krater auf, dessen so genannte „Auswurfdecke“ eine sehr schöne Schmetterlingsform aufweist. Um eine derartig geformte Ejektadecke zu bilden, muss der zugrunde liegende Impakt eines mehrere hundert Meter durchmessenden Asteroiden oder Kometen auf der Planetenoberfläche in einem flachen Winkel erfolgt sein.

Außerdem sind sehr gut die quer durch das Bild laufenden, rückenartigen Strukturen zu erkennen. Hierbei handelt es sich um so genannte Runzelrücken (englische Bezeichnung „wrinkle ridges“). Die Runzelrücken werden in der Geologie zu den tektonischen Landschaftsformen gezählt. Sie entstehen in mächtigen Gesteinsablagerungen, welche aus den aufeinander folgenden Ablagerungen einzelnen Gesteinsschichten aufgebaut sind. Durch starken Druck, welcher durch in der Planetenkruste auftretende tektonische Spannungen aufgebaut wird, werden diese Gesteinsschichten gestaucht, wobei sich aufgrund der Verkürzung der Oberfläche die charakteristischen Rücken ausbilden.

Eine weitere interessante tektonische Erscheinung ist in der linken Bildhälfte zu erkennen. Offensichtlich erst nach der Ausbildung der Runzelrücken ereigneten sich weitere Verschiebungen in der Planetenkruste, welche dabei zu der Ausbildung mehrerer Störungen führten. Hintereinander gestaffelt durchziehen die dabei entstandenen Bruchstrukturen nahezu den gesamten linken Bereich der Aufnahme. Vergleichbare Strukturen sind auch auf der Erde bekannt und werden hier von den Geologen als so genannte „en echelon“-Verschiebungen (französich für „gestaffelte Verschiebungen“) bezeichnet.

Ein weiteres markantes Merkmal in der Aufnahme bildet ein nahezu komplett mit Sedimentablagerungen verfüllter Krater, welcher im mittleren Bereich am oberen Rand des Bildabschnittes zu erkennen ist. In seinem Inneren weist dieser Impaktkrater konzentrisch geformte Ablagerungen auf, welche den Planetologen Hinweise auf die Materialbeschaffenheit der Füllung liefern könnten.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht des Melas Dorsa wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der 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 10.532 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Melas Dorsa finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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

Bei der Betrachtung einer globalen Karte unseres Nachbarplaneten ist eine der auffälligsten Regionen der Planetenoberfläche die im Bereich des Äquators gelegene Tharsis-Vulkanregion, welche sich unmittelbar westlich der Valles Marineris befindet. 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, vor etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was massive Oberflächenspannungen zur Folge hatte. Diese Spannungen entluden sich in der Folgezeit im Rahmen verschiedener vulkanischer Aktivitätsphasen, wobei gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert wurden. Diese Lavamassen schichteten sich dabei im Laufe der Zeit 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.

Außer den Vulkanen können in der Tharsis-Region allerdings noch zahlreiche weitere ungewöhnliche Landschaftsphänomene beobachtet werden. Am 22. Juni 2011 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 9.538 die Tharsis-Region und bildete das nördlich des Vulkans Ascraeus Mons gelegene Gebiet „Tractus Catena“ mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) ab. Die heute veröffentlichten Aufnahmen zeigen einen bei 23 Grad nördlicher Breite und 257 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Tractus Catena. Aus einer Überflughöhe von etwas mehr als 400 Kilometern erreichte die HRSC-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 20 Metern pro Pixel.

Bei der Tractus Catena handelt es sich um mehrere geradlinig verlaufende und parallel zueinander angeordnete Bruchstrukturen auf der Marsoberfläche, entlang deren Verlauf sich Ketten von teilweise bis zu 1.500 Meter tiefen Trichtern gebildet haben. Über die Entstehungsgeschichte dieser in der englischen Fachterminologie als „pit chains“ (deutsch: Krater-, Trichter- oder Grubenketten) genannten geologischen Formationen sind sich die Marsforscher bisher noch nicht einig. Allerdings können solche Aneinanderreihungen einzelner, rundlicher Senken auf dem Hochland des Mars an mehreren Stellen beobachtet werden. Sie bildeten sich stets entlang von Störungszonen, also tektonischen Brüchen, in der spröden Planetenkruste.

Die Prozesse, welche zur Entstehung solcher Trichterketten geführt haben, könnten nach der Ansicht der Planetenforscher allerdings ganz unterschiedlicher Natur sein: Zum einen treten diese Trichterketten häufig an den Flanken von relativ flachen Schildvulkanen auf, welche an ihrer Basis jedoch über einen verhältnismäßig großen Durchmesser verfügen. Sobald ein aus einem Vulkan austretender Lavafluss an seiner Oberfläche abkühlt und erstarrt, im Inneren jedoch flüssig bleibt und wie in einer Röhre weiter fließt, bildet sich ein unterirdischer Hohlraum. Sobald die vulkanische Aktivität zum Erliegen kommt, kann im Untergrund ein Tunnel beziehungsweise eine entleerte Lavaröhre zurückbleiben. Im Laufe der Zeit brechen dann entlang des „Dachs“ der Röhre einzelne Abschnitte ein und hinterlassen an der Oberfläche rundliche Senken (Raumfahrer.net berichtete). Auch auf der Erde können solche Lavakanäle zum Beispiel auf Hawaii beobachtet werden.

Eine weitere Theorie zur Entstehung der Trichterketten geht von rein mechanischen Vorgängen aus, welche keine vulkanischen Prozesse benötigen. Im Marsinneren auftretende Kräfte führen hierbei zu einer Dehnung der Marskruste, was die Entstehung von Dehnungsbrüchen, so genannten Extensionsklüften, zur Folge hat. Entlang dem Verlauf der Dehnungsbrüche bilden sich dabei rundliche Senken. Im Bereich dieser Senken „sackt“ das an der Oberfläche befindliche Material nach unten. Dass im Bereich der Tractus Catena in der Vergangenheit eine Dehnung der Marskruste erfolgte wird durch die geradlinig verlaufenden Bruchstrukturen bezeugt. Einzelne Geländeblöcke sind infolge der Dehnung in die dabei entstandenen Freiräume abgesackt und bilden jetzt markante Geländestufen. Diese Dehnungstektonik kommt auch in der lateinischen Namensbezeichnung „Catena“ zum Ausdruck (deutsch: „auseinander gezogene Kette“).

Als dritte Entstehungsmöglichkeit kommt die Einwirkung von Grundwasser in Frage. Ähnliche Geländestrukturen sind zum Beispiel auf der Erde in den hiesigen Karstgebieten zu beobachten. Ein Beispiel hierfür ist die Schwäbischen Alb mit ihren zahlreichen, als Dolinen bezeichneten Einsturzkesseln. Durch die chemische Einwirkung von sich im Grundwasser bildender Kohlensäure, welche das Kalkgestein auflöst, bilden sich im dortigen Untergrund Kavernen. Im Laufe der Zeit entstehen dabei Hohlräume, deren Decken schließlich durch die zu groß werdende Eigenlast einstürzen. Auch wenn auf dem Mars keine Kalkgebirge wie auf der Erde existieren, so könnten Lösungsprozesse zu einer vergleichbaren Hohlraumbildung führen und anschließend – wie bei den Lavaröhren – Teile der Tunneldecke einbrechen und eine Reihe von Absenkungstrichtern bilden.

Für die Wissenschaftler ist das Vorhandensein von unterirdischen Hohlräumen auf dem Mars besonders im Zusammenhang mit der Suche nach mikrobiologischen Lebensformen von herausragendem Interesse. Solchen Hohlräume, so die allgemeine Ansicht, könnten potentielle Habitate für eventuell existierende marsianische Mikroorganismen darstellen, welche dort deutlich besser vor den unwirtlichen Lebensbedingungen auf dem Mars geschützt wären als direkt auf der Oberfläche.

Auch für die Durchführung einer zukünftigen bemannten Forschungsmission zum Mars und einer eventuellen in ferner Zukunft erfolgenden Erschließung unseres Nachbarplaneten sind solche Höhlen interessant, da sie einen gewissen Schutz vor der auf der ungeschützten Marsoberfläche auftretenden Strahlenbelastung bieten können.

Anders als die Erde verfügt der Mars nur über ein sehr schwaches und zudem nicht global auftretendes Magnetfeld, welches die von der Sonne ausgehende Strahlung und andere für biologische Lebensformen schädliche kosmische Strahlung kaum zurückhält. Bereits in der Marsumlaufbahn ist die Strahlenbelastung etwa zweieinhalb Mal höher als an Bord der Internationalen Raumstation ISS, wo bereits etwa das 100fache der Strahlenbelastung erreicht wird, welcher man im Schnitt auf der Erdoberfläche ausgesetzt ist.
Die hier gezeigten Farbansicht der Tractus Catena wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- bzw. rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 9.538 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen der Tractus Catena finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Mars Express: Die Trichterketten der Tractus Catena 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 Günther Glatzel. Quelle: Unmanned Spaceflight.

Die Tagung des Science Programme Committee (SPC) der ESA fand bereits am 2. Oktober statt. Während dieses Treffens wurde eine Verlängerung der Missionen von Venus Express und Mars Express bis Ende 2012 vereinbart. Die Entscheidung soll demnächst offiziell veröffentlicht werden.

Mars Express startete am 2. Juni 2003 zum Roten Planeten, den es am 25. Dezember gleichen Jahres erreichte. Die wichtigsten Instrumente sind ein Radar und eine hochauflösende Stereo-Kamera mit einer Auflösung bis zu 2 Metern. Der Lander Beagle 2 ging allerdings verloren.

Venus Express startete am 9. November 2005 zu unserem inneren Nachbarplaneten, den die Sonde seit dem 11. April 2006 umläuft. Mit ihr wird seitdem mittels mehrerer Spektrometer vor allem Atmosphärenforschung betrieben.

Verlängert wurden auch XMM-Newton, Integral und Cluster sowie die Missionen vom Hubble Space Telescope und von SOHO mit ESA-Beteiligung.

Der Beitrag Missionen der ESA-Express-Sonden werden verlängert erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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.

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• Mars-Express-Thread (seit Februar 2006)
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Der Beitrag Mars Express und das Ma’adin Vallis erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

Eine entsprechende Entscheidung hatte der Mars Express-Projektleiter Dr. Rudolf Schmidt bereits Ende Januar gegenüber Raumfahrer.net angekündigt. Sollte die für Anfang Mai geplante Aktivierung erfolgreich verlaufen, wird MARSIS nach unterirdischen Wasserreservoirs suchen sowie die Ionosphäre erforschen.

Die Entscheidung der ESA, MARSIS in Betrieb zu nehmen erfolgte nach achtmonatigen intensiven Computersimulationen und technischen Untersuchungen auf beiden Seiten des Atlantik. Im wesentlichen ging es um mögliche negative Auswirkungen bei der Entfaltung von zwei je 20 Meter langen Masten des Radargeräts.

Die drei Masten des Experiments sollten ursprünglich schon im April 2004, also gegen Ende der Testphase aller Instrumente, ausgefahren werden. Die Konstruktion besteht aus zwei 20 Meter langen Hohlzylindern mit einem Durchmesser von jeweils 2,5 Zentimetern und einem sieben Meter langen Mast. Es war nicht möglich, die Konstruktion zufriedenstellend realistisch auf der Erde zu testen, so dass die Tests auf Computersimulationen angewiesen waren. Kurz vor der geplanten Aktivierung führte der Hersteller Astro Aerospace verbesserte Simulationen durch und entdeckte die Möglichkeit eines Peitscheneffekts, der die Sonde beim Ausfahren der Masten treffen könnte.

Eine daraufhin eingesetzte Untersuchungskommission der ESA entschied sich auf ihrer letzten Sitzung am 25. Januar für die Entfaltung der Konstruktion. Die Kommission kam zu dem Schluss, dass eine Beschädigung nicht ausgeschlossen werden könne, die Kraft eines Rückstoßes jedoch gering sein würde, womit die Wahrscheinlichkeit einer starken Beschädigung sehr gering sei.

Eine mögliche Fehlerquelle ist eine Blockade der Konstruktion während der Entfaltung. Auch wenn es Methoden gibt, eine Blockade aufzuheben, könnte das im schlimmsten Fall den Verlust von MARSIS bedeuten. Die Analysen zeigten jedoch auch, dass die Kontrollsysteme von Mars Express mit einem ausgefahrenen Mast zurecht kämen und die übrigen Instrumente weiter arbeiten könnten.

Die Untersuchungskommission schlug die Aktivierung für Anfang Mai vor und bei guten Fortschritten in der Vorbereitung auch schon Ende April. Eine frühe Inbetriebnahme ist insofern wünschenswert, als dass die Entwicklung des Orbits der Sonde Radarmessungen der interessantesten Regionen des Mars im Mai 2005 erwarten lässt.

Sollte die Aktivierung erfolgreich sein, wird MARSIS mindestens bis zum 30. November die unter-„irdischen“ Geheimnisse des Mars erforschen und, sollte die Mission verlängert werden, auch noch darüber hinaus.

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