Quelle: Universität Bern 10. Mai 2024.

10. Mai 2024 – «ExoMars» ist ein Weltraumprogramm der Europäischen Weltraumorganisation ESA und steht für Exobiologie auf dem Mars: Zum ersten Mal seit den 1970er-Jahren wird aktiv nach Leben auf dem Mars geforscht. An Bord des ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) befindet sich das Color and Stereo Surface Imaging System (CaSSIS), ein Kamerasystem, das von einem internationalen Team unter der Leitung von Professor Nicolas Thomas vom Physikalischen Institut der Universität Bern entwickelt und gebaut wurde. CaSSIS beobachtet den Mars seit April 2018 und liefert hochauflösende Farbbilder der Marsoberfläche.

Mit diesen hochauflösenden Farbbildern konnte ein internationales Team unter der Leitung von Dr. Adomas Valantinas Wasserfrost auf dem Mars nachweisen. Die Studie wurde soeben in der Zeitschrift Nature Geoscience veröffentlicht. Valantinas war bis Oktober 2023 Doktorand am Departement Space Research & Planetary Sciences des Physikalischen Instituts der Universität Bern und ist derzeit dank des Postdoc.Mobility-Stipendiums des Schweizerischen Nationalfonds (SNF) als Gastforscher an der Brown University (USA).

Eine unerwartete Entdeckung
Der Frost wurde auf den Gipfeln der höchsten Berge des Mars entdeckt – den Tharsis-Vulkanen. Diese Vulkane sind die höchsten Berge im Sonnensystem, der Olympus Mons ragt bis zu 26 km über die umliegenden Ebenen hinaus. Diese Frostbildung war nicht erwartet worden, da diese Berge in niedrigen Breitengraden in der Nähe des Marsäquators liegen. «In diesen niedrigen Breitengraden hält die starke Sonneneinstrahlung die Oberflächentemperaturen tendenziell hoch. Daher haben wir nicht erwartet, dass wir dort Frost finden», so Valantinas. Ausserdem kühlt die dünne Atmosphäre auf dem Mars die Oberfläche nur unzureichend ab, so dass hoch gelegene Oberflächen in den Mittagsstunden genauso heiss werden können wie niedrig gelegene, was auf der Erde nicht der Fall ist.

Valantinas erklärt: «Aufsteigende Winde bringen wasserdampfhaltige Luft aus dem Tiefland nach oben, die sich in der Höhe abkühlt und kondensiert. Das ist ein bekanntes Phänomen sowohl auf der Erde als auch auf dem Mars.» Das gleiche Phänomen verursacht die auffällige Arsia Mons Elongated Cloud – und die neue Studie zeigt, dass dieses Phänomen auch auf den Tharsis-Vulkanen zu morgendlichen Frostablagerungen führt. «Wie wir anhand der CaSSIS-Bilder sehen konnten, sind die dünnen Reifablagerungen nur kurz vorhanden, nämlich für einige Stunden um den Sonnenaufgang herum, bevor sie im Sonnenlicht verdampfen», so Valantinas weiter.

Erfolgreiche Zusammenarbeit
Um den Frost zu identifizieren, analysierten Valantinas und das Team mehr als 5’000 Bilder der Berner Marskamera CaSSIS. Seit April 2018 liefert CaSSIS Beobachtungen zur lokalen Staubaktivität, zu den jahreszeitlichen Veränderungen der CO₂-Eisvorkommen und zur Existenz von Trockenlawinen auf dem Mars. Nicolas Thomas sagt dazu: «Dass wir nun die nächtliche Ablagerung von Wassereis auf dem Mars bei visuellen Wellenlängen und mit hoher Auflösung nachweisen konnten, ist ein weiterer Beweis für die beeindruckenden wissenschaftlichen Fähigkeiten des Berner Kamerasystems.»

Die Entdeckung wurde durch unabhängige Beobachtungen der hochauflösenden Stereokamera (HRSC) an Bord des ESA-Orbiters Mars Express und des Spektrometers Nadir and Occultation for Mars Discovery (NOMAD) an Bord von TGO validiert. Ernst Hauber, Geologe am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin und Mitautor der aktuellen Studie erklärt: «Diese Studie zeigt sehr schön, wie wertvoll verschiedene Orbitalinstrumente sind. Durch die Kombination von Messungen verschiedener Instrumente und Modellierung können wir unser Verständnis der Wechselwirkungen zwischen Atmosphäre und Oberfläche auf eine Weise verbessern, die mit einem Instrument allein nicht möglich wäre.» Die Ergebnisse zeigen gemäss Hauber auch, wie wichtig die langfristige Beobachtung planetarer Prozesse ist, da einige Phänomene erst durch den Vergleich mehrerer Messungen im Laufe der Zeit sichtbar werden.

Wichtige Erkenntnisse für zukünftige Marsmissionen
Trotz ihrer geringen Dicke – wahrscheinlich nur ein Hundertstel eines Millimeters (so dick wie ein menschliches Haar) – bedecken die Frostflecken eine riesige Fläche. «Die Menge an Frost entspricht etwa 150’000 Tonnen Wasser, die während der kalten Jahreszeit jeden Tag zwischen der Oberfläche und der Atmosphäre ausgetauscht werden, was etwa 60 olympischen Schwimmbecken entspricht», erklärt Valantinas.

«Zu verstehen, wo Wasser zu finden ist und wie es sich zwischen den Reservoirs bewegt, ist für viele Aspekte der Marsforschung von Bedeutung», so Thomas. «Natürlich wollen wir die physikalischen Prozesse verstehen, die das Klima auf dem Mars bestimmen. Aber auch das Verständnis des Wasserkreislaufs auf dem Mars ist von grosser Bedeutung, um wichtige Ressourcen für die künftige Erforschung des Mars durch den Menschen zu finden und herauszufinden, wo es auf dem Mars Wasser gibt und ob der Mars früher oder heute bewohnbar war oder ist», so Valantinas abschliessend.

Publikation:
A. Valantinas, N. Thomas, A. Pommerol, E. Hauber, L. Ruiz Lozano, V. Bickel, O. Karatekin, C.B. Senel, O. Temel, D. Tirsch, G. Munaretto, M. Pajola, F. Oliva, F. Schmidt, I. Thomas, A.S. McEwen, M. Almeida, M. Read, V.G. Rangarajan, M.R. El-Maarry, C. Re, F. G. Carrozzo, E. D’Aversa, A.C. Vandaele and G. Cremonese: Evidence for transient morning water frost deposits on the Tharsis volcanoes of Mars, Nature Geoscience, June 10, 2024.
DOI: 10.1038/s41561-024-01457-7
https://www.nature.com/articles/s41561-024-01457-7
pdf: https://www.nature.com/articles/s41561-024-01457-7.pdf

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• Planet Mars

Der Beitrag Erstmals Frost auf den höchsten Vulkanen des Mars nachgewiesen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Star-Light, Quelle: NASA.

Von den ersten Astronomen, die ihren Blick zum Himmel richteten bis zu den Raumsonden, die andere Planeten erforschten war es ein weiter Weg. Der Mars hat seit jeher die Fantasie der Menschen beflügelt. Auch mit unserem heutigen Wissen durch die Raumfahrt bleiben noch viele Fragen offen. Ein Planetenportrait.

Von unserer  aus betrachtet ist der Mars der vierte Planet im Sonnensystem. Er ist der äußere Nachbar der Erde und bildet mit den Planeten Merkur, Venus und Erde das innere Sonnensystem aus Gesteinsplaneten. Nach außen folgt der Asteroidengürtel und die äußeren (Gas-) Planeten. Bereits den frühen Astronomen war der Mars bekannt. Das Wort Planet leitet sich aus dem griechischen ab und bedeutet so viel wie „umherwandern“.

Gemeinsam mit den anderen mit dem bloßen Auge beobachtbaren Planeten im Sonnensystem bewegt sich der Mars jede Nacht vor dem scheinbar still stehenden Firmament. Hinzu kommt seine außergewöhnliche Bahn und natürlich die rote Farbe, der er auch seinen Namen verdankt. Die Römer nannten den Planeten nach dem Kriegsgott „Mars“ und verbanden die Farbe mit dem im Krieg vergossenen Blut. Seine rote Farbe verdankt der Mars jedoch dem Eisenoxid (Rost) auf seiner Oberfläche. Aus der griechischen Mythologie stammen die Namen der beiden Marsmonde „Phobos“ und „Deimos“ (griech. Furcht und Schrecken), benannt nach den Söhnen und Begleitern des griechischen Kriegsgottes „Ares“. Die Entdeckung der Monde erfolgte 1877 durch den amerikanischen Astronomen Asaph Hall.

Der Mars in der Geschichte der Astronomie

Auch in der Geschichte der Astronomie spielte der Mars eine große Rolle. Der dänische Hofastronom Tycho Brahe (1546 – 1601) lieferte mit seinen sehr exakten Himmelsbeobachtungen die Datenbasis mit der Johannes Kepler (1571 – 1630) die Bahn des Mars exakt bestimmen und daraus die nach ihm benannten Gesetze ableiten konnte.

Mit der Erfindung und stetigen Verbesserung des Fernrohrs wurden dem Mars weitere Geheimnisse entlockt. So beobachtete der niederländische Astronom Christian Huygens (1629 – 1695) im Jahre 1659 eine dunkle Fläche auf dem Mars, die sich bewegte. Er schloss daraus, dass der Mars rotieren müsse und berechnete die Umlaufzeit mit 24 Stunden. Später sollte Jean-Dominique Cassini (1625 – 1712) den Wert mit 24 Stunden und 40 Minuten noch genauer bestimmen. Auch die Polkappen des Mars wurden in diesem Zeitraum erstmals beobachtet. Friedrich Wilhelm Herschel konnte mit seinen selbstgebauten Spiegelteleskopen die Polachsenneigung des Mars sehr genau bestimmen.

Für großes Aufsehen sorgte schließlich der Mailänder Astronom Giovanni Virginio Schiaparelli (1835 – 1910). Er glaubte auf der Oberfläche des Mars feine linienförmige Strukturen erkannt zu haben, die er „Canali“ (italienisch für „Rinnen“ oder „Gräben“) nannte. Daraus wurden schnell „Kanäle“ abgeleitet, die die Fantasie der Menschen beflügelten und zu Spekulationen über eine Zivilisation auf dem Mars führten. Diese wurden erst im Zeitalter der Raumfahrt endgültig widerlegt.

Das heutige Bild vom Mars

Bereits durch die Mariner Sonden war bekannt, dass der Mars eine hochinteressante, abwechslungsreiche Oberfläche besitzt, mit Strukturen wie wir sie auch von der Erde kennen. Er besitzt wie die Erde Polkappen am Nord- und Südpol. Das Eis besteht sowohl aus gefrorenem Kohlendioxid, als auch aus Wassereis. Da der Mars eine ähnliche Achsneigung wie die Erde hat gibt es auf dem Mars jahreszeitliche Veränderungen, die man unter anderem deutlich an der südlichen Polkappe erkennen kann.

Der Mars ist zweigeteilt in eine nördliche Tiefebene die weit weniger Einschlagkrater aufweist wie das südliche Hochland. Auf der südlichen Hemisphere befindet sich auf dem Tharsis-Rücken der 26,4 km hohe Vulkan Olympus Mons mit ca. 600 km Durchmesser. Auf dem Gipfel des erloschenen Vulkans befindet sich ein riesiger Vulkankrater in dem die gesamte Stadt Berlin Platz finden würde. Eine weitere sehr auffällige Struktur auf dem Mars sind die Valles Marineris (die Mariner-Täler), sie stellen mit 4000 km Länge und bis zu 700 km Breite bei einer Tiefe von bis zu 7 km den Grand Canyon der Erde weit in den Schatten. Der Mars ist halb so groß wie die Erde, hat aber nur 11% seiner Masse. Der Oberflächendruck der Marsatmosphäre beträgt mit 0,006 bar weniger als ein Hundertstel des Atmosphärendrucks auf der Erdoberfläche. Die Marsatmosphäre besteht zu über 95% aus Kohlendioxid, knapp 3% aus Stickstoff und nur 0,13% entfallen auf Sauerstoff. Für den Menschen ist sie damit nicht atembar.

Es sollte die amerikanische Raumsonde Mariner 4 sein, die im Juli 1965 die ersten 21 Nahaufnahmen des Mars zurück zur Erde sendete und uns damit erstmals das wahre Antlitz des Mars zeigte. Die weiteren Mariner Sonden lieferten ein erstes vollständiges Bild des Planeten aus einigen tausend Fotos. Die erste weiche Landung gelang der Sowjetunion im Jahre 1971 mit der Sonde Mars 3. Leider brach der Funkkontakt unmittelbar nach der Landung ab. Einen weiteren Meilenstein in der Marsforschung setzten die beiden Sonden Viking 1 und 2 mit ihren weichen Landungen am 20. Juli und 3. September 1976. Die Ergebnisse ihrer Experimente beschäftigen noch heute die Wissenschaft. Sind sie das Resultat chemischer Reaktionen, oder ein erster Hinweis auf organisches Leben, wie Gilbert Levin einer der Entwickler der Experimente der Sonden glaubt?

Der erste Rover auf dem Mars landete am 04. Juli 1997 auf dem dem Mars. Es handelte sich um die Pathfinder Mission mit dem Rover „Sojourner“. Neben zahlreichen Fotos und Wetterdaten konnte er erste Analysen von Boden und Gestein zur Erde funken.

Ihm folgten die Rover „Spirit“ (Landung 4. Januar 2004 im Krater Gusev) und Opportunity (Landung 25. Januar 2004 in der Tiefebene Meridiani Planum). Während der Kontakt zu „Spirit“ im März 2010 abbrach sammelt Opportunity noch immer fleißig Daten. Sie legen nahe, dass es auf dem Mars einmal flüssiges Wasser gab. Der derzeit letzte Rover landete am 26. November 2011. Es handelt sich um das Mars Science Laboratory (Curiosity) der NASA. Er soll weitere geologische Analysen des Marsbodens durchführen und ist ebenfalls noch aktiv.

Auch die Fernerkundung des Mars schritt mit den erfolgreichen Sonden wie dem Mars Global Surveyor (1997 – 2006) weiter voran. Die Sonde machte sehr hochauflösende Bilder des Mars. Auf den Bildern fanden die Wissenschaftler deutliche Beweise für einst flüssiges Wasser auf dem Mars in Form von ausgetrockneten Flüssen und Seen. Mars Odyssey (2001 – heute), die große Mengen Wassereis am Marssüdpol entdeckte, Mars Express der ESA (2003 – heute) entdeckte u.a. Spuren von Methan in der Atmosphäre. Der Mars Reconnaissance Orbiter kartografiert seit 2006 den Mars und soll unter anderem geeignete Landestellen für zukünftige Missionen finden. Außerdem dient er als Kommunikationsschnittstelle mit der Erde. Die Sonde Maven umkreist seit dem 22. September 2014 den Mars und untersucht seine Atmosphäre.

Sie und die Daten weiterer Sonden, wie dem ExoMars Trace Gas Orbiter werden uns noch viele Entdeckungen ermöglichen und unser Bild vom Mars auch in der Zukunft noch nachhaltig verändern.

Zahlen Daten und Fakten über den Planeten hat die NASA in englischer Sprache im NASA Mars Fact Sheet zusammengestellt

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• Der Planet Mars

Der Beitrag Lexikon: Planet Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Erstellt von Andreas Morlok. Quelle: Nature, Université Paris-Sudsss

Die Tharsis-Region ist ein ungefähr 5.000 Kilometer durchmessendes Gebiet großer, früherer vulkanischer Aktivität auf dem Mars. Gekennzeichnet ist dieses durch eine riesige ‚Beule‘ bestehend aus Vulkanen, darunter Olympus Mons, dem größten Vulkan im Sonnensystem überhaupt. Das Wachstum der Region begann während des Noachiums (vor über 3.7 Milliarden Jahren) und setzte sich in mehreren Stadien bis vor etwa 3 Milliarden Jahren in die folgende Amazonische Periode fort. Die Entstehung und die damit verbundenen Massenbewegungen im Mantel und an der Oberfläche hatten Auswirkungen weit über die Region hinaus – nämlich auf den ganzen Planeten.

Das ist das Ergebnis eines in Nature veröffentlichten Papers, Late Tharsis formation and implications for early Mars (doi:10.1038/nature17171) von einer Forschergruppe um Dr. Sylvain Bouley von der Université Paris-Sud (Press Release hier, und hier ein Tagungsabstrakt). Es handelt sich um eine interdisziplinäre Studie, die Ergebnisse von Geomorphologie, Klimaforschung, Planetologie und Geophysik verbindet.

Es ging zunächst um ein altes Problem auf der Marsoberfläche – wieso kommen die Flusstäler nur in einer sehr begrenzen Region vor oder wie sind die Eisvorkommen abseits der Pole entstanden? Die in einem früheren, feuchten Klima entstandenen Täler kommen in einer Hochland-Region vor, die seltsamerweise relativ zum heutigen Äquator gekippt ist. Und die besten klimatischen Bedingungen für die Bildung solcher Täler waren wohl entlang des Äquators.

Vor der Entstehung von Tharsis war die Stabilität der Rotationsachse durch die topographischen Unterschiede zwischen den Tiefländern auf der Nordhalbkugel und den Hochländern im Süden kontrolliert. Frühere Modellierungen des Planeten vor der Bildung von Tharsis zeigen ebenfalls einen im Vergleich zu heute verschobenen Pol an.

Dabei ist allerdings nicht die Achse des Planeten selber gekippt, es haben sich Mantel und Kruste auf dem Kern verschoben und relativ zur Achse neu ausgerichtet, ein True Polar wander (TPW) Ereignis.

In der Studie wurde die Senkrechte (Normale) auf der Ebene durch den Planeten, in der die Flusstäler vorkommen, berechnet. Und diese liegt ähnlich des in dem Paper modellierten ‚Ur‘-Pols des Mars. So war also die Unwucht der gewaltigen Massenverschiebungen ausreichend, um die Kruste des Mars verrutschen zu lassen – und zwar um bis zu 25 Grad.

Und im Gebiet dieses ‚Ur‘-Pols finden sich auch Anzeichen auf größere Eismassen im Untergrund, die mit dem SHARAD (Shallow Subsurface Radar) entdeckt wurden. Auch am damaligen Südpol finden sich Geländeformationen, die auf früheres Eis hindeuten.

Zuvor war der Übergang zwischen Hoch- und Tiefländern parallel zum Äquator ausgerichtet, wo auch die meisten Niederschläge stattfanden, möglicherweise als direkte Auswirkung der Freisetzung von Wasser durch die gewaltige vulkanische Aktivität durch die Bildung der Tharsis-Region. Bei einer ähnlichen Verschiebung auf der Erde gäbe es laut dem Erstautor Bouley Nordlichter in Frankreich und Weinanbau wäre im Sudan möglich. Ein massiver Einfluss auf das Klima auf dem Mars durch dieses Ereignis dürfte also wohl stattgefunden haben, weshalb die Ergebnisse dieser Studie gerade wichtig für Modelle des frühen, feuchteren roten Planeten sind.

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• Planet Mars

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

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

Bereits am 10. November 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.785 die Marsregion Ascuris Planum, welche sich im äußersten nordöstlichen Bereich der Tharsis-Vulkanregion auf unserem Nachbarplaneten befindet, und bildete einen Teilbereich dieses Gebietes dabei mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) – der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters – ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 18 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 39 Grad nördlicher Breite und 281 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

„Horst-Graben-Strukturen“ im Bereich des Ascuris Planum
Im Vergleich zu anderen Naturwissenschaften wie der Astronomie, der Mathematik, der Physik oder der Chemie handelt es sich bei der Geologie um eine noch relativ junge Wissenschaft, welche sich erst im Verlauf der letzten Jahrhunderte zu einem eigenständigen Forschungszweig entwickelte. Dieser gründete dabei auf den Erfahrungen, welche im Laufe der Zeit bei der Suche und der anschließenden Prospektion von Mineral- und Erzlagerstätten gesammelt wurden. Vor allem in den Mittelgebirgen Zentraleuropas sowie in den Alpen wurde der Bergbau bereits seit der Steinzeit betrieben und stellte in diesen Regionen stellenweise bis noch vor wenigen Jahrzehnten einen wichtigen Wirtschaftsfaktor dar. Bedingt durch diesen historischen Hintergrund fanden auch zahlreiche aus der deutschen Sprache stammende Fachbegriffe ihren Eingang in die heute überwiegend englischsprachig dominierte Fachterminologie der Geologen.

Ein besonders markantes Beispiel hierfür ist die Bezeichnung „Horst– und Grabenstruktur“. Dieses auffällige geologische Phänomen von tiefen Gräben und dazwischen befindlichen erhöhten Schollen findet sich jedoch nicht nur an vielen Stellen auf unserem Heimatplaneten, sondern ist auch auf dem Mars an zahlreichen Stellen zu beobachten. Bei einer dieser Regionen handelt es sich um das jetzt durch die HRSC-Kamera abgebildete Gebiet des Ascuris Planum.

Wie entstanden die dortigen „Horst-Graben-Strukturen“?
Die Tharsis-Region, an deren Rand sich das Ascuris Planum befindet, verfügt über einen Durchmesser von mehreren tausend Kilometern und bedeckt dabei eine Fläche von etwa vier Millionen Quadratkilometern der Marsoberfläche, die sich in diesem Bereich wie eine schildförmige Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Planetenoberfläche erhebt. Für die Entstehung dieser Region war ein extremer Vulkanismus verantwortlich, welcher auf dem Mars in den vergangenen Jahrmilliarden in mehreren Aktivitätsphasen auftrat. Daraus resultierte auch die Entstehung verschiedener Schildvulkane, welche zu den höchsten bisher bekannten Erhebungen in unserem Sonnensystem zählen.

Allgemein wird davon ausgegangen, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Grabenbruchsystem der 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. 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 höchste Vulkan auf dem Mars, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von mehr als 22 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 innerhalb der Marskruste massive tektonische Dehnungsspannungen auf.

Wird eine starre, spröde Gesteinskruste jedoch gedehnt – beispielsweise weil der Untergrund infolge tektonischer Prozesse angehoben wird – so wird die darüber liegende Oberfläche ‚unter Spannung‘ gesetzt. Sobald die dabei auftretende Dehnungsspannung über die für das Gestein ‚erträglichen‘ Grenzwerte steigt, kommt es zu einem Aufbrechen der Planetenkruste. Dies hat zur Folge, dass sich eine Störungszone bildet.

Dehnt sich die Kruste noch weiter, so können entlang der Dehnungsbrüche große Gesteinsblöcke mehrere hundert Meter in die Tiefe rutschen. Über einen Zeitraum von viele Millionen Jahre entsteht so ein tektonischer Graben. Die zu beiden Seiten des Grabens zum Liegen gekommenen Blöcke überragen nun die umgebende Landschaft und bilden die dazu gehörigen Horste.

Früherer Vulkanismus
Das Ascuris Planum weist jedoch noch weitere interessante geologische Aspekte auf. Neben der komplexen Tektonik sind hierbei speziell verschiedene vulkanische Phänomene von Interesse. In der unmittelbaren Nachbarschaft zum Ascuris Planum befindet sich mit dem weiter westlich gelegenen Alba Patera ein weiterer der größten Vulkane unseres Nachbarplaneten. Unmittelbar südöstlich befindet sich dagegen mit dem Labeatis Mons einer der zahlreichen kleineren Schildvulkane der Tharsis-Region. Die geradlinig bis leicht gekrümmt verlaufenden Störungen, welche für die Entstehung der Horst- und Grabenlandschaft verantwortlich sind, fallen hier ganz besonders ins Auge.

Es handelt sich bei dem Ascuris Planum um einen Teil der Marskruste, welcher über einen sehr langen Zeitraum der Marsgeschichte unter hohem tektonischem ‚Stress‘ gestanden haben muss. Die meist parallel angeordneten Gräben weisen einen von Nordosten nach Südwesten zeigenden Verlauf auf. Allerdings gibt es auch Gräben, die diese Hauptrichtung schneiden. Dies weist darauf hin, dass dieser Bereich der Marsoberfläche zu unterschiedlichen Zeiten unterschiedlichen Belastungen im ‚Stress-Regime‘ ausgesetzt war. In den linken Bildhälften der hier gezeigten verschiedenen Nadiransichten erscheinen die Kanten der Gräben zudem ‚frischer‘ und weniger stark erodiert aus. Diese Strukturen dürften somit einer jüngeren Generation von Brüchen angehören.

Auf den höchsten Erhebungen dieser Region, welche am besten in der weiter unten gezeigten farbkodierten Höhenkarte zu erkennen sind, finden sich zudem einige erstarrte Lavaströme. Diese Ströme, welche eventuell mit dem benachbarten Vulkan Labeatis Mons in Verbindung stehen, könnten entlang der Störungslinien ausgetreten sein. Ein entsprechendes Beispiel hierfür ist den Geologen auf unserem Heimatplaneten von den durch Vulkanismus geprägten Hawaii-Inseln im Pazifik bekannt.

Grubenkrater-Ketten liefern Hinweis auf Lavaströme oder auf ehemaliges Grundwasser
In den rechten Bildhälften der Nadiransichten sind dagegen einige parallel verlaufende Gräben und mehrere Impaktkrater erkennbar. Zwei dieser Krater befinden sich unmittelbar neben tektonischen Bruchlinien und weisen in ihren Wällen in Richtung der Gräben eine Öffnung auf. Diese Krater müssen somit älter als die tektonischen Brüche sein. Dies zeigt sich auch in der Struktur der Ejektadecke des größeren dieser beiden Krater, welche von einem Graben unterbrochen wird, bevor sie sich am anderen Ende des Grabens fortsetzt. Krater mit intakten Rändern, welche sich direkt auf den in dieser Region befindlichen Gräben befinden, sind dagegen offensichtlich jüngeren Datums. Anhand solcher Beobachtungen lassen sich die hier erfolgten geologischen Abläufe bis zu einem gewissen Grad somit auch zeitlich einordnen.

Auffallend ist zudem eine Aneinanderreihung von einzelnen, nahezu kreisrunden und kesselartigen Vertiefungen. Hierbei handelt es sich um Gruben mit steilen Wänden, welche sich entlang von weiteren Störungslinien in der spröden Marskruste gebildet haben. Die Geologen sprechen hier von Grubenkrater-Ketten. Derartige Strukturen treten häufig auf den Flanken von flachen Schildvulkanen auf und könnten den Verlauf von früher unter der Oberfläche existenten Lavakanälen anzeigen. Im Laufe der Zeit stürzen Teile der Gesteinsdecke über zwischenzeitlich entleerten Lavakanälen ein und bilden so diese Muster. Auch dieses Phänomen findet sich auf der Erde an verschiedenen Stellen – beispielsweise ebenfalls auf Hawaii oder auf Island.

Allerdings gibt es auch zwei weitere, nicht auf einen Vulkanismus beruhende Erklärungsansätze für die Entstehung dieser Grubenkrater-Ketten. Die erste alternative Theorie folgt dabei dem Ansatz, dass die Planetenkruste gedehnt wurde. Hierbei entstanden Vertiefungen, welche anschließend von nachrutschendem Material teilweise wieder verfüllt wurden. Aber auch Grundwasser, so der dritte Ansatz, könnte bei der Entstehung dieser Strukturen eine Rolle gespielt haben.

Auf der Erde treten derartige Aneinanderreihungen von trichterartigen ‚Löchern‘ in einer ansonsten intakten Landschaft insbesondere in Karstlandschaften auf und werden hier als Dolinen bezeichnet. Diese entstehen, wenn sich das in der Erdatmosphäre enthaltene Kohlenstoffdioxid mit Wasser zu Kohlensäure verbindet, welche dann als Bestandteil des Oberflächenwassers das Kalkgestein angreift. Kohlensäurehaltiges Sickerwasser gerät dabei in den Untergrund und lässt dort Hohlräume entstehen. Sobald die über so einem Hohlraume befindliche Deckschicht ihr Eigengewicht nicht mehr tragen kann, stürzt die Höhlendecke ein und legt die besagten trichterartigen Strukturen frei.

Zwar gibt es auf dem Mars nach dem derzeitigen Wissensstand keine Kalksteinablagerungen. Allerdings konnten in den vergangenen Jahren in vielen Regionen der Marsoberfläche andere wasserlösliche mineralogische Ablagerungen – beispielsweise in Form von Sulfaten – nachgewiesen werden, welche dort an Stellen auftreten, an denen einstmals auch Wasser vorhanden war.

Unabhängig davon, auf welche Weise sich diese Grubenkrater-Kette letztendlich gebildet hat, ist es jedoch deutlich, dass diese Region der Marsoberfläche eine bewegte und komplexe Vergangenheit durchlaufen hat, durch deren nähere Untersuchung sich den Geologen in der Zukunft weitere Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten ergeben werden.

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

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erzeugt.
Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen der Region Ascuris Planum 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.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Sonnenkonjunktion – Zwangspause für die Marsforscher (13. Juni 2015)
• Siloe Patera – Ein Supervulkan auf dem Mars? (27. Mai 2015)
• Mars Express – Eine Kraterlanschaft im Arabia Terra (26. April 2015)
• Mars Express: Neue Aufnahmen der Cydonia-Region (16. März 2015)
• Mars – Der einstmals Blaue Planet (7. März 2015)
• Mars Express: Missionsverlängerung bis Ende 2018 (23. Dezember 2014)
• Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express (11. September 2014)

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Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

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

Sonderseite des DLR:

• Zehn Jahre Mars Express

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

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

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

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

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

Die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region – genauso wie das benachbarte Grabenbruchsystem der Valles Marineris – bereits vor rund 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen führte. Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Schildvulkanen auf.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Die gesamte Struktur ist von mehreren kleineren Kanälen und Rinnen umgeben, welche teilweise in die Vertiefung münden. An der Südspitze der Vertiefung ist zudem eine Talstruktur erkennbar, die an sogenannte „sapping valleys“ erinnern. Diese Formationen könnten durch das Schmelzen von größeren Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war, entstanden sein. Der im Rahmen eines solchen Prozesses ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft.

Bei einem solchen Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dabei wird der Abhang ausgehöhlt. Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Das erodierte Material wird dabei durch das fließende Wasser entlang des sich bildenden Talverlaufs abtransportiert. Hierbei entsteht ebenfalls ein scharfer Rand, welcher allerdings an manchen Stellen etwas angehoben ist.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Seit mittlerweile mehr als zehn Jahren, nämlich seit dem 25. Dezember 2003, befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Aufnahmen ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 30. November 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.600 erneut die Region Claritas Fossae und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 14 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 27 Grad südlicher Breite und 254 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

Die Aufnahmen zeigen einen Teil der Abbruchkante Claritas Rupes, welche das Grabensystem der Claritas Fossae umgibt. Die gesamte Region befindet sich am südlichen Rand der Tharsis-Region. Diese Region bedeckt mit einer Ausdehnung von mehreren tausend Kilometern eine Fläche von rund vier Millionen Quadratkilometern und erhebt sich dabei wie eine Wulst um mehrere Kilometer über das umliegende Hochland des Mars. Neben dem Grabenbruchsystem der Valles Marineris befinden sich in diesem Gebiet auch die meisten der großen Marsvulkane wie zum Beispiel der Schildvulkan Olympus Mons.

Diese Vulkane sind auch für die Entstehung der Tharsis-Aufwölbung verantwortlich. Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region vor etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Inneren des Planeten auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen führte. Diese Spannungen entluden sich unter anderem im Rahmen gewaltiger Vulkanausbrüche. Bei diesen Ausbrüchen ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche anschließend zu ausgedehnten, mehrere Kilometer mächtigen Lavadecken erstarrte.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem 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 23. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.531 die Region Sulci Gordii (lateinisch für „Gordische Gräben“), welche sich etwa 200 Kilometer östlich der Basis des Schildvulkans Olympus Mons befindet, 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 31 Metern pro Pixel.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei dem Olympus Mons um den höchsten derzeit bekannten Vulkan in unserem Sonnensystem. Der Olympus Mons ist von einem „chaotischen Gelände“ umgeben, welches sich über Distanzen von mehreren hundert Kilometern in die Umgebung erstreckt.

Bereits kurz nach der Entdeckung dieser Formationen äußerten die Planetologen die Vermutung, dass es sich bei den hier zu beobachtenden Geländestrukturen um die Ablagerungen von gewaltigen Felsstürzen und Erdrutschen handelt, welche in der Vergangenheit von den unteren Hängen des Olympus Mons abbrachen.

Ein Teilbereich dieser Aureole, welche den Olympus Mons umgibt, ist die Region Sulci Gordii. Die Landschaft des Sulci Gordii setzt sich aus einer chaotischen Abfolge von diversen Bergrücken zusammen, welche von kleinen Tälern durchschnitten werden. Nach der Entstehung der Region wurden diese kleinen Zwischentäler durch später erfolgende, vom Olympus Mons ausgehende Lavaflüsse teilweise aufgefüllt. Diese verfüllten Täler verfügen über sehr flache, ebene Talböden.

Die Planetologen vermuten, dass die den Olympus Mons umgebende Aureole sich bereits in der Frühzeit des Mars bildete. Durch den Ausstoß von Lava und die damit verbundenen Temperaturen wurden vermutlich auch große Mengen an Wassereis, welches sich dort im Untergrund befand, aufgeschmolzen. Die so freigesetzten Wassermassen führten in Verbindung mit der seismischen Aktivität dazu, dass die Randbereiche des Olympus Mons instabil wurden, was zur Auslösung von gewaltigen Gesteinslawinen und Bergstürzen führte.

Das von den Bergflanken losgelöste Material lagerte sich schließlich, transportiert von Lava und Wasser, in Entfernungen von bis zu mehreren hundert Kilometern im Umkreis um den Vulkan ab und wurde in der Folgezeit bei später erfolgenden Ausbrüchen teilweise von weiteren Lavamassen bedeckt. Zudem führte die äolische Verfrachtung von Vulkanasche, Staub und Sand dazu, dass sich in diesem Bereich über die Zeit hinweg eine Vielzahl von Sanddünen gebildet haben. Das Studium der Höhen und Ausrichtungen dieser Dünen erlaubt den Planetenforschern Einblicke in die in der Vergangenheit in dieser Region gegebenen Windbedingungen.

Vergleichbare Hangrutschungen, welche allerdings in einem sehr viel kleineren Maßstab auftreten, können auch auf unserem Heimatplaneten beobachtet werden. Ein Beispiel hierfür ist die Umgebung des Vulkans Mauna Loa auf Hawai’i. Durch die Untersuchung der diversen auf dem Mars auftretenden Landschaftsformen und vergleichende Studien mit auf der Erde zu beobachtenden vergleichbaren Formationen sind die Planetenforscher in der Lage, mehr über die vielfältigen geologischen Prozesse zu lernen, welche in der Frühzeit des Mars auftraten und die Oberfläche unseres Nachbarplaneten geformt haben.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Sulci Gordii 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 11.531 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Sulci Gordii 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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