Quelle: ESA/Science&Exploration/SpaceScience/MarsExpress, 7. Januar 2026

Die Grate, Hügel oder Säulen, die zurückbleiben, wenn der umgebende Boden erodiert ist, werden technisch als Yardangs bezeichnet und sind auf dem Mars weit verbreitet. Sie sind ein Beweis für die starken Marswinde, die wie ein kosmischer Sandstrahler wirken, Sandkörner in die Luft ziehen und Rillen in die Oberfläche meißeln, die sich über Dutzende von Kilometern erstrecken.

Diese stark erosiven, sandhaltigen Winde graben sich in weiche Sedimentgesteinsschichten ein, finden vorhandene Risse und tragen das Material dort ab. Markante, langgestreckte Grate oder Hügel bleiben stehen, während der umgebende Boden weggeblasen wird, und bilden eine beeindruckende Landschaft (deutlich zu sehen in der dazugehörigen Vogelperspektive unten).

Auf dem Hauptbild, das eine Fläche von fast der Größe Belgiens abdeckt, neigen sich die Yardangs aufgrund der vorherrschenden Windrichtung alle in dieselbe Richtung und verlaufen von links unten (Südosten) nach innen. Sie befinden sich am nördlichen Ende des Eumenides-Dorsum-Gebirges, das bereits von Mars Express beobachtet wurde. Dieses Gebirge erstreckt sich weit über den Bildrand hinaus nach Westen (oben) einer besonders vulkanischen Region namens Tharsis und ist Teil der riesigen, extrem staubigen Medusae-Fossae-Formation (ein weiteres bekanntes Merkmal).

Wo sich Merkmale treffen

Dieses Bild fängt auch zwei weitere faszinierende Naturkräfte ein, die wir auf dem Roten Planeten beobachten können. Die Auswirkungen können links südlich und direkt beim großen Krater erkannt werden.
Da ist zunächst der Krater selbst, der relativ frisch aussieht und von einer großen, wellenförmigen Materialdecke („Ejekta“) umgeben ist, die beim Einschlag, der ihn geschaffen hat, herausgeschleudert wurde.

Das zweite Merkmal ist subtiler und nur bei genauerer Betrachtung erkennbar (und in der kommentierten Ansicht markiert): Direkt unterhalb und neben dem Hauptteil der Yardangs befindet sich ein sogenannter „Platy Flow“, der ein wenig an schwimmende Eisschollen erinnert, wie man sie hier auf der Erde sieht. Als sich die alte Lava über das Gelände bewegte, bildete sich an ihrer Oberfläche eine Kruste. Die Lava floss darunter weiter, zog an der festen Oberfläche, brach sie in Brocken und bewegte diese als erstarrte „Flöße“ oder „Platten“ aus Lava.
Es wird angenommen, dass sich die Yardangs nicht nur an den Rand dieses Platy Flows angrenzen, sondern sich auch auf ihm gebildet haben, was darauf hindeutet, dass sie wahrscheinlich erst vor relativ kurzer Zeit entstanden sind.

Jahrzehnte der Erforschung des Mars

Dieses Bild wurde von der hochauflösenden Stereokamera von Mars Express aufgenommen, einem von acht hochmodernen Instrumenten an Bord des Mars-Orbiters.
Seit seinem Start im Jahr 2003 hat Mars Express die vielfältigen Landschaften des Mars erfasst und erforscht. Der Orbiter hat die Oberfläche des Planeten seit nunmehr über zwei Jahrzehnten mit beispielloser Auflösung, in Farbe und in drei Dimensionen kartografiert und Erkenntnisse geliefert, die unser Verständnis unseres Nachbarplaneten grundlegend verändert haben (lesen Sie hier mehr über Mars Express und seine Entdeckungen).

Die hochauflösende Stereokamera (HRSC) der Mars-Express-Sonde wurde vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird von diesem betrieben. Die systematische Verarbeitung der Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Raumfahrtforschung in Berlin-Adlershof. Die Arbeitsgruppe Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin hat die Daten zur Erstellung der hier gezeigten Bildprodukte verwendet.

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Der Beitrag Sandgestrahltes auf dem 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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Der Beitrag Planetare Unwucht 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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Der Beitrag Mars Express und die Region Melas Dorsa erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bei dem Tempe Terra handelt es sich um ein mit einer Vielzahl von Impaktkratern übersätes Hochland auf der nördlichen Hemisphäre des Mars. Das Tempe Terra wird durch diverse tektonischer Strukturen geprägt und gilt als eine der geologisch vielfältigsten Regionen auf unserem äußeren Nachbarplaneten. Die eine Fläche von etwa 2,1 Millionen Quadratkilometern umfassende Region befindet sich am nordöstlichen Rand der Tharsis-Vulkanregion und bildet eine der Übergangszonen vom südlichen Hochland des Mars zu dessen um mehrere tausend Meter tiefer gelegenen nördlichen Tiefebene.

Im Norden grenzt das Tempe Terra direkt an die den gesamten Mars-Nordpol umgebenden Tiefebene Vastitas Borealis. Im Nordosten und Osten erstrecken sich die angrenzenden Tiefebenen Acidalia Planitia und Chryse Planitia. Die Südgrenze des Tempe Terra bilden die Kasei Valles – ein verzweigtes System aus zwei miteinander verbundenen Ausflusstälern, welche bereits vor Jahrmilliarden sehr wahrscheinlich unter dem Einfluss von fließendem Wasser entstanden sind.

Das Tempe Terra wurde erstmals von dem Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944) detailliert beschrieben. Durch seine Beobachtungen dieser Region mit einem leistungsstarken Teleskop am Observatoire du Meudon bei Paris während einer Marsopposition im Jahre 1909 widerlegte er die zu dieser Zeit unter Astronomen noch weit verbreitete Annahme, die 1877 von dem Italiener Giovanni Schiaparelli auf der Marsoberfläche beobachteten „Canali“ seien künstliche Wasserstraßen. Benannt wurde das Tempe Terra nach einem nördlich des Olymps in Thessalien (Griechenland) gelegenen Tal, in dem der griechischen Mythologie zufolge Eurydike, die Gattin des Orpheus, bei ihrer Flucht vor ihrem Peiniger Aristaios durch einen Schlangenbiss starb.

Bereits am 17. Juni 2011 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 9.520 zum wiederholten Mal den zentralen Bereich des Tempe Terra und bildete die dort bei 33 Grad nördlicher Breite und 298 Grad östlicher Länge gelegene Region 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 Kamera des Orbiters dabei eine Auflösung von etwa 16 Metern pro Pixel.

Im Rahmen der dabei erstellten Aufnahmen gelang der HRSC-Kamera die Abbildung des Ausläufers eines lokal begrenzten Sandsturmes, welcher sich bereits am 12. Juni 2011 im Grenzgebiet zwischen den Regionen Tempe Terra und Acidalia Planitia entwickelt hatte und sich in den folgenden Tagen in die südliche Richtung bewegte. Neben den Regionen Chryse Planitia und Xanthe Terra wurde dabei auch der östliche Bereich des Valles Marineris von diesem Sandsturm überzogen.

Das ausführliche Studium dieses und weiterer Sturmgebiete ermöglicht es den in die Marsforschung involvierten Planetenforschern, die Entstehung und die weitere Entwicklung von regional begrenzten Staubsturmgebieten auf dem Mars zu analysieren und – darauf basierend – Aussagen über die zukünftige Entwicklung des Wettergeschehens auf dem Mars zu tätigen.

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.
Die während des Orbits Nummer 9.520 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Tempe Terra finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. 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 dem Tempe Terra handelt es sich um ein mit einer Vielzahl von Impaktkratern übersätes Hochland auf der nördlichen Hemisphäre des Mars. Das Tempe Terra wird durch eine Vielzahl tektonischer Strukturen geprägt und gilt als eine der geologisch vielfältigsten Regionen auf unserem Nachbarplaneten. Die eine Fläche von etwa 2,1 Millionen Quadratkilometern umfassende Region befindet sich am nordöstlichen Rand der Tharsis-Vulkanregion und bildet die Übergangszone vom südlichen Hochland des Mars zu dessen nördlichen Tiefebene.

Im Norden grenzt das Tempe Terra direkt an die den gesamten Mars-Nordpol umgebenden Tiefebene Vastitas Borealis. Im Nordosten und Osten erstrecken sich die Tiefebenen Acidalia Planitia und Chryse Planitia. Die Südgrenze des Tempe Terra bilden die Kasei Valles – ein verzweigtes System aus zwei miteinander verbundenen Ausflusstälern, welche sehr wahrscheinlich vor Jahrmilliarden unter dem Einfluss von fließendem Wasser entstanden sind.

Das Tempe Terra wurde erstmals von dem Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944) detailliert beschrieben. Durch seine Beobachtungen dieser Region mit einem leistungsstarken Teleskop am Observatoire du Meudon bei Paris während einer Marsopposition im Jahre 1909 widerlegte er die zu dieser Zeit unter Astronomen kursierende These, die 1877 von dem Italiener Giovanni Schiaparelli auf der Marsoberfläche beobachteten „Canali“ seien künstliche Wasserstraßen. Benannt wurde das Tempe Terra nach einem nördlich des Olymps in Thessalien (Griechenland) gelegenen Tal, in dem der griechischen Mythologie nach Eurydike, die Gattin des Orpheus, bei ihrer Flucht vor ihrem Peiniger Aristaios durch einen Schlangenbiss starb.

Am 17. Juli 2011 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 9.622 den östlichen Bereich des Tempe Terra und bildete diesen mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) ab. Aus einer Höhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 18 Metern pro Pixel. Die heute vom DLR und der FU Berlin veröffentlichten Aufnahmen zeigen einen Abschnitt des Tempe Terra, welcher sich bei 43 Grad nördlicher Breite und 304 Grad östlicher Länge befindet. Die HRSC wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betrieben und ist eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord der Raumsonde Mars Express.

In den Aufnahmen sind zahlreiche interessante geologische Phänomene zu erkennen. Nahe beieinander gelegen lassen sich hier zum Beispiel die Spuren von unterschiedlichen Kräften beobachten. Diese Kräfte haben sowohl zu einer Dehnung (Extension) als auch zu einer Stauchung der Marskruste (Kompression) geführt. Dabei bildeten sich sogenannte „Runzelrücken“ (engl. „wrinkle ridges“), welche im Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Nadiraufnahme zu sehen sind. Das markanteste Ergebnis der Extension ist ein geradliniger und durch das gesamte Bild verlaufender Grabenbruch, welcher an mehreren Stellen durch einen Versatz unterbrochen ist. Dieser bis zu einem Kilometer breite, in Ost-West-Richtung verlaufende Grabenbruch wird zudem von einem großen, etwa 12 Kilometer durchmessenden Impaktkrater unterbrochen und teilweise überdeckt (Bildausschnitt 2).

Nördlich des Grabenbruchs fällt das Gelände im rechten Bilddrittel um mehr als 1.000 Meter zur Tieflandebene hin ab. In diesem Bereich wird die Landschaft durch zahlreiche ausgedehnte Talsysteme geprägt. Hangaufwärts sind im Bildausschnitt 3 einige kleinere, verzweigte und teilweise von Impaktkratern überlagerte Täler zu erkennen. Ebenfalls südlich des Grabenbruchs sind zudem verschiedene Krater zu sehen, deren Umrisse noch sehr gut erhalten sind. Die gut erhaltenen Kraterwälle weisen auf ein relativ geringes Alter dieser Impaktstrukturen hin.

Einige dieser Krater verfügen in ihrem Inneren über lobenförmige, konzentrische Strukturen, welche durch das langsame Fließen eines plastischen Materials gebildet wurden. Diese von Geologen als „concentric crater fill“ (zu deutsch: konzentrische Kraterfüllung) bezeichneten Geländeformen können auf dem Mars an vielen Stellen beobachtet werden. Die Fließstrukturen weisen eine starke Ähnlichkeit mit den sogenannten Blockgletschern auf der Erde auf. Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf der Erde vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als ein typisches Landschaftselement.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus oberflächlichem Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt den Blockgletscher so über lange Zeiträume vor einer direkten Einstrahlung von Sonnenlicht und somit auch vor dem Abschmelzen. Übertragen auf den Mars ist es gut denkbar, dass die dort zu beobachtenden Strukturen von langsam über die Marsoberfläche „fließenden“ Blockgletschern gebildet wurden.

Im südwestlichen Bereich des abgebildeten Areals stechen zudem Tafelberge oder Mesas hervor (Bildausschnitt 4). Diese Strukturen zeigen die ursprüngliche Geländeoberkante des südlichen Marshochlandes an. Auffällig sind zudem die deutlich erkennbaren Ejektadecken, welche einige der Impaktkrater umgeben. Diese Ablagerungen aus Auswurfmaterial, welches ursprünglich bei der Entstehung der Krater freigesetzt wurde, überdecken teilweise die älteren Fluss- und Grabenbruchsysteme. Somit können Aussagen über die zeitliche Entstehungsabfolge der einzelnen erkennbaren Oberflächenstrukturen getätigt werden.

Die hier gezeigten Farbansichten des Tempe Terra wurden 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 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 9.622 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Tempe Terra 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: HiRISE-Team, University of Arizona.

Wenn man eine globale Karte des Mars betrachtet, so 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 Vulkangebiet wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche. Aus der Tharsis-Region ragen mehrere gewaltige Schildvulkane hervor, welche zugleich die größten Vulkane in unserem Sonnensystem darstellen.

Man geht gegenwärtig 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 laut dieser Theorie durch zu dieser Zeit im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen und Vulkanausbrüchen führte.

Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen der Vulkane ergossen sich gewaltige Mengen von dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche im Rahmen dieses Prozesses zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Vulkanen auf. Der Olympus Mons, der größte Vulkan in dieser Region, erreichte dabei bei einem Basisdurchmesser von fast 600 Kilometern eine Höhe von 26,4 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.

Die nebenstehende Aufnahme der HiRISE-Kamera an Bord der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter zeigt einen Ausschnitt der Tharsis-Hochebene, welcher sich etwa 900 Kilometer östlich des Gipfels von Olympus Mons und rund 200 Kilometer nördlich eines deutlich kleineren Vulkans, dem Jovis Tholus, befindet.

Mehrere Einzelaufnahmen der HiRISE-Kamera wurden zu einem dreidimensionalen Mosaik der abgebildeten Region zusammengesetzt. Durch die Betrachtung mit einer speziellen Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille wird mit dieser 3D-Aufnahme ein räumlicher Eindruck der Landschaft vermittelt. Dabei sind deutlich gut erhaltenen Kanäle und Lavaflüsse erkennbar. Das wissenschaftliche Ziel dieser Aufnahme besteht darin, durch weiterführende Analysen die Zusammenhänge zwischen den einzelnen Kanälen und den Lavaflüssen zu entschlüsseln.

Eine Erklärung der Wissenschaftler besagt, dass die Lava unmittelbar für die Entstehung der Kanäle verantwortlich ist. Allerdings kann bei dieser Hypothese nicht schlüssig erklärt werden, wie sich die Lava in einem vergleichsweise sehr kurzen Zeitraum so tief in das Grundgestein des Mars eingegraben haben könnte.

Deshalb geht die allgemein favorisierte Hypothese davon aus, dass vielmehr das Auftreten von flüssigem Wasser für die Entstehung der Kanäle verantwortlich gewesen ist. Die bei später erfolgten Vulkanausbrüchen freigesetzte Lava hätte sich dann in die bereits vorhandenen Kanäle ergossen und diese teilweise aufgefüllt. Denkbar ist auch, dass sich die verschiedenen Ergüsse von Lava und Wasser in ihrem zeitlichen Auftreten überlappt haben.

Die Wassermassen, welche für die Bildung solcher Kanäle verantwortlich waren, könnten sich demnach durch Erdspalten aus dem Untergrund über die Marsoberfläche ergossen haben. Lava könnte zu späteren Zeitpunkten auf dem selben Weg aus dem Planeteninneren an die Oberfläche getreten sein. Die Hitze des unterirdischen Magmas könnte dabei zusätzliches Wassereis zum Schmelzen gebracht haben, was die Menge des freigesetzten Wassers noch vermehrt hätte.

Andererseits ist es für die Wissenschaftler auch denkbar, dass die Kanäle deutlich älter sind als die Lavaströme. Die abgebildeten Kanäle scheinen über ein in geologischen Zeiträumen betrachtet relativ junges Alter zu verfügen. Da sie allerdings von der Lava bedeckt sind, müssen die für das Austreten der Lava verantwortlichen Ausbrüche zu einem späteren Zeitpunkt erfolgt sein.

Die sich ergebenden Fragen können wohl nur dann beantwortet werden, wenn weitere topografische Daten des Geländes in einer möglichst hohen Auflösung gewonnen werden. Nur so wird es den Planetologen möglich sein, die Prozesse, welche zur gegenwärtigen Topografie der Tharsis-Region geführt haben, nachzubilden und zu verstehen.

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Internetseite der University of Arizona:

• HiRISE (engl.)

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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.

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