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

Bereits seit Beginn des Jahres 2004 umkreist die von der Europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express unseren äußeren Nachbarplaneten, den Mars, und untersucht diesen mit insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumenten. Speziell die High Resolution Stereo Camera (HRSC) versorgt dabei sowohl die an der Mission beteiligten Wissenschaftler als auch die interessierte Öffentlichkeit immer wieder mit faszinierenden Detailaufnahmen der Planetenoberfläche.

Dabei geriet auch die auf der südlichen Planetenhemisphäre gelegene Region rund um den Vulkan Hadriaca Patera des öfteren in das Aufnahmefeld der HRSC-Kamera. Bei dem Hadriaca Patera handelt es sich um einen Schildvulkan, welcher östlich des Impaktbeckens Hellas Planitia gelegen ist. Mit einem Durchmesser von über 300 Kilometern an seiner Basis ist dieser Vulkan in seiner Ausdehnung mit der Inselkette Hawaii, der größten Vulkaninsel auf der Erde, vergleichbar.

Im Gegensatz zu anderen Schildvulkanen auf dem Mars erreicht Hadriaca Patera allerdings lediglich eine Höhe von etwa einem Kilometer über das umliegende Gelände. Damit gehört der Hadriaca Patera zu einer besonderen Klasse von Vulkanen auf dem Mars – den sogenannten „Paterae“ (lat. Patera: flache Schale).

Unmittelbar südlich des Hadriaca Patera verlaufen drei markante Flusssysteme: das Dao Vallis, das Niger Vallis und das Harmakhis Vallis (lat. Vallis: Tal). Diese drei Flusstäler sind – wie auch alle anderen marsianischen Flusssysteme – in der Gegenwart ausgetrocknet. Allerdings gehen die Planetologen davon aus, dass diese Flusssysteme vor sehr langer Zeit – die Rede ist hierbei von einem Zeitraum von vor bis zu 3,5 Milliarden Jahren – zumindestens zeitweise Wasser führten.

Der Prozess, welcher zur Entstehung der Talsysteme führte, ist jedoch noch nicht vollständig geklärt. Analog zu dem Geschehen auf der Erde könnten die Täler infolge von ausgedehnten und über längere Zeiträume erfolgenden Regenfällen ausgespült worden sein. Hierfür wäre allerdings erforderlich, dass der Mars über einen längeren Zeitraum über ein Klima verfügte, welches das Auftreten von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichte.

Eine alternative Theorie geht davon aus, dass es sich bei dem einwirkenden Wasser um Grundwasser handelte, welches – gespeist aus längerfristig existenten unterirdischen Quellen – lediglich sporadisch und in verschiedenen Zeitaltern an die Oberfläche austrat. Eine weitere Hypothese besagt, dass die Täler durch Wasservorkommen geformt wurden, welche durch abrupt abschmelzendes, zuvor unter der Planetenoberfläche befindliches Eis freigesetzt wurden. Dieses könnte zum Beispiel in Folge der bei vulkanischen Aktivitäten auftretenden Wärme geschmolzen sein.

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.

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Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: DLR.

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

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

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

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

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

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

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