Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013. Vertont von Peter Rittinger.

Die am 27. September 2007 gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein und untersuchte diesen drittgrößten Himmelskörper im Bereich des Haupt-Asteroidengürtel unseres Sonnensystems anschließend bis zum September 2012 ausführlich mit den drei an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten. Neben dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND kam dabei auch ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, die aus zwei identischen Optiken bestehende Framing Camera, zum Einsatz.

Zwecks der eingehenden wissenschaftlichen Untersuchung von Vesta umrundete die Raumsonde ihr Ziel dabei in drei verschiedenen Höhen: Dem „Survey Orbit“ (rund 2.700 Kilometer Höhe), dem „High Altitude Mapping Orbit“ (kurz „HAMO“, 700 Kilometer Höhe) und schließlich dem „Low Altitude Mapping Orbit“ (kurz „LAMO“, 210 Kilometer Höhe). Jede dieser Orbithöhen war dabei für bestimmte wissenschaftliche Aktivitäten optimiert. Eines der Missionsziele bestand darin, die Oberfläche des Asteroiden umfassend und in hoher Auflösung abzubilden, wofür sich speziell der niedrigste dieser drei Orbits eignete.

Zwischen dem Dezember 2011 und Ende April 2012 fertigte die Framing Camera aus dem LAMO heraus knapp 10.000 Aufnahmen an, die über eine Auflösung von bis zu 20 Metern pro Pixel verfügen und welche die Asteroidenoberfläche aus unterschiedlichen Blickwinkeln und unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen wiedergeben. Aus diesen Aufnahmen wählten die Mitarbeiter eines von Dr. Thomas Roatsch vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof geleiteten Teams etwa 8.000 Aufnahmen aus, aus denen anschließend eine globale Karte der Vesta-Oberfläche erstellt wurde.

Um diese Aufnahmen zu einem auch wissenschaftlich aussagekräftigen Werk zusammenfügen zu können, mussten die einzelnen Fotos zuerst aufwendig bearbeitet werden. Nach verschiedenen Kalibrierungen und der Korrektur von geometrischen Verzerrungen wurden die Bilder zu einer Mercator-Projektion zusammengesetzt, aus welcher sich einzelne Kartenblätter erstellen lassen. Die dabei erzeugten 30 Kartenblätter geben die Oberfläche von Vesta in einem Maßstab von 1:200.000 wieder und sind auf einer entsprechenden Internetseite des DLR im PDF-Format abrufbar. Lediglich die Nordpolregion des Asteroiden, welche während des Besuchs durch DAWN im Schatten verborgen blieb, konnte nicht fotografisch abgebildet werden.

Die auf diesen Karten vermerkten Namen von einzelnen Oberflächenstrukturen wurden von den an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftlern vorgeschlagen und anschließend von der Internationalen Astronomischen Union (IAU), welche für die Namensvergabe für Oberflächenformationen auf extraterrestrischen Himmelskörpern verantwortlich ist, übernommen. Die vergebenen Namen stehen entweder in einer Verbindung zu historischen römischen Persönlichkeiten oder aber in einem unmittelbaren Zusammenhang mit der römischen Mythologie und Religion bezüglich der Göttin Vesta, nach der dieser Asteroid benannt wurde.

Der neu erstellte Atlas von Vesta wird im Rahmen des European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Diese Karten werden den Planetologen dabei behilflich sein, die Oberfläche dieses Asteroiden noch besser zu beschreiben und dadurch weitere Erkenntnisse über die diversen Prozesse zu gewinnen, welche zur Bildung von dessen vielfältig gestalteten Oberfläche geführt haben.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Jahr 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Im Februar 2015 wird DAWN ihr zweites Reiseziel, den Zwergplaneten Ceres, erreichen und auch dieses größte und zugleich massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel aus einem Orbit heraus über mehrere Monate hinweg erkunden.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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• Mission DAWN

EPSC 2013:

• High-Resolution Vesta LAMO Atlas derived from DAWN FC Images (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Oral Program) (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Ein Atlas des Asteroiden (4) Vesta erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013.

Die am 27. September 2007 gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein. In den folgenden Monaten wurde dieser drittgrößte Körper im Bereich des Haupt-Asteroidengürtel unseres Sonnensystems bis zum September 2012 mit drei wissenschaftlichen Instrumenten, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht.

Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und einer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Zwergplanet, noch – streng wissenschaftlich betrachtet – ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Planetologen mittlerweile als „Protoplanet“ eingestuft, eine Art „Vorplanet“, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem „vollwertigen“ Planeten stecken geblieben ist. Vesta ist somit eine regelrechte Zeitkapsel aus einer sehr frühen Entwicklungsphase unseres Sonnensystems, durch deren Untersuchung sich weitere wertvolle Erkenntnisse über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Sonnensystems ableiten lassen können.

Obwohl die Auswertung der in den Jahren 2011 und 2012 gesammelten Daten – neben über 28.000 Aufnahmen, welche die Framing Camera von der Asteroidenoberfläche anfertigte, wurden auch durch die beiden anderen Instrumente der Raumsonde, dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND, eine Vielzahl von Spektraldaten gewonnen – die Gemeinde der Planetenforscher noch viele Jahre lang beschäftigen wird, lassen sich bereits jetzt allgemeine Aussagen über die Geologie von Vesta tätigen.

Auf der Oberfläche des Asteroiden befinden sich eine Vielzahl von in ihrem Alter, ihrem Durchmesser und ihrer Form variierende Impaktkrater, welche unterschiedlichste Stadien der Verwitterung aufweisen. Diese Krater sind teilweise von deutlich ausgeprägten Ejektadecken umgeben, deren Material bei den zugrundeliegenden Impakten zunächst in die Höhe geschleudert wurde und anschließend wieder auf der Oberfläche niederging. Jünger Krater weisen dabei erwartungsgemäß besser erhaltene Ejektadecken auf als ältere Krater. Durch die Vielzahl der Impakte wurde die Oberfläche von Vesta geradezu umgepflügt und in mehreren Schichten mit Auswurfmaterial überzogen. Im Inneren von einigen der Krater lassen sich sogenannte Hangrinnen beobachten. Einige dieser Rinnen deuten darauf hin, dass sich auf der Oberfläche von Vesta in der Vergangenheit kurzfristig flüssiges Wasser befunden haben muss.

Zudem sind diverse Sedimentbecken und partielle Ablagerungen von dunklem Material erkennbar. Die bisherige Analyse der Daten liefert zudem eindeutige Beweise für Materialbewegungen auf der Oberfläche und für in der Vergangenheit abgelaufene Prozesse, welche zu einer Veränderung der ursprünglichen Oberfläche führten. Diese sehr komplexen Strukturen, die Diversität der verschiedenen Formationen und das relativ junge Alter der Oberfläche war für die Wissenschaftler eine der größten Überraschungen im bisherigen Missionsverlauf.

Eine spezielle Besonderheit der Oberfläche von Vesta besteht darin, dass die nördliche Hemisphäre des Asteroiden mit erheblich mehr Kratern bedeckt ist als dessen Südhälfte. Besonders auffällig ist dabei ein deutlich erkennbarer Mangel an kleineren Impaktstrukturen auf der südlichen Hemisphäre, welche über ein deutlich geringeres geologisches Alter als die restliche Oberfläche verfügt. Hierfür verantwortlich sind zwei sich überlagernde Impaktbassins – das vor etwa einer Milliarde Jahren entstandene, etwa 460 Kilometer durchmessende Becken Rheasilvia und das ältere, etwa 2,1 Milliarden Jahre alte Veneneia-Bassin. Bei beiden Impakten wurde die ursprünglich zutage liegende Oberfläche der Südhemisphäre weiträumig von aufgewirbelten Impaktmaterial bedeckt.

Die bisherigen Erkenntnisse der DAWN-Mission lassen sich in folgenden Punkten zusammenfassen:

• Vestas Oberfläche wurde durch diverse Prozesse, speziell Impaktereignisse und die daraus hervorgehenden Massebewegungen, geprägt.
• DAWN konnte die Existenz eines bereits zuvor vermuteten Impaktbassins am Südpol von Vesta bestätigen und zudem ein zweites, älteres Bassin nachweisen, welches allerdings von der jüngeren Impaktstruktur größtenteils überlagert wird.
• Im Bereich der Äquatorregion auftretende Rillensysteme stehen in einem direkten Zusammenhang mit diesen beiden Bassins und haben sich aufgrund der Schockwellen gebildet, welche das Innere von Vesta infolge der jeweiligen Impakte durchliefen.
• Vesta Impaktkrater bildeten sich über längere Zeiträume hinweg und unterliegen, vergleichbar mit den Kratern auf dem Erdmond, unterschiedlichen Stufen der Verwitterung. Sie spiegeln die intensive Geschichte der Kraterbildung innerhalb unseres Sonnensystems und helfen den Wissenschaftlern, die einstmaligen Bedingungen in dessen Frühgeschichte noch besser zu verstehen.
• Die Krater weisen Charakteristiken auf, welche sich sowohl auf verschiedenen kleineren Asteroiden als auch auf größeren Objekten des Sonnensystems wie zum Beispiel dem Mond oder dem Mars finden lassen. Auch dies lässt Vesta als einen Himmelskörper erscheinen, welcher eine Übergangsform zwischen den kleinen Objekten im Sonnensystem und den Planeten darstellt.
• Die Oberfläche von Vesta ist durchgehend von einer 100 Meter bis zu mehreren Kilometer dicken Schicht aus Regolith bedeckt, welche unter anderem durch die Vielzahl der in der Vergangenheit erfolgten Impakte erzeugt wurde.
• Die Höhenunterschiede auf der Oberfläche von Vesta betragen etwa 41 Kilometer, was relativ zum Radius des mittleren Durchmessers einem Wert von 15 Prozent entspricht. Das ist zwar deutlich mehr als bei den terrestrischen Planeten unseres Sonnensystems wie Erde (0,3 Prozent), Mars oder Mond (jeweils ein Prozent), aber zugleich auch deutlich weniger als bei einigen der zuvor durch andere Raumsonden untersuchten Asteroiden (zum Beispiel 40 Prozent bei Lutetia). Auch dies ist ein Indiz dafür, dass es sich bei Vesta um einen Protoplaneten handelt.
• Die Topografie der Oberfläche weist stellenweise große Hangneigungen im Bereich der Krater auf. Verschiedene Impaktereignisse lösten dabei im Bereich dieser Krater Hangrutschungen aus, welche die Oberfläche noch weiter veränderten. Die Form einiger der dabei entstandenen Hangrinnen deutet darauf hin, dass im Rahmen dieser Prozesse zuvor im Untergrund gebundenes Wasser freigesetzt wurde.
• Diese Schlussfolgerung deckt sich mit der Entdeckung von „dunklen Materialablagerungen“ auf der Oberfläche von Vesta, welche teilweise mit der die Oberfläche bedeckenden Regolithschicht vermischt sind. Diese Ablagerungen wurden durch die Deposition von kohlenstoffhaltigen Materialien erzeugt. Hierfür verantwortlich war wahrscheinlich der Impakt, welcher zur Entstehung des Veneneia-Bassins führte.
• Im Gegensatz zu früher erstellten Modellen und den allgemeinen Erwartungen konnte im Rahmen der bisherigen Datenauswertung bis zum jetzigen Zeitpunkt kein in der Vergangenheit auf Vesta erfolgter Vulkanismus nachgewiesen werden. Eventuell erfolgte eine vulkanische Aktivität – sofern überhaupt vorhanden – nur in lokal begrenzten Bereichen und über einen kurzen Zeitraum hinweg. Sollte dies zutreffen, so könnten die Auswirkungen dieser Aktivitäten durch später erfolgte Impakte regelrecht „verwischt“ worden sein.
• Generell kann gesagt werden, dass die Oberfläche von Vesta eher denen der terrestrischen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars sowie dem irdischen Mond gleicht als den Oberflächen der bisher näher untersuchten Asteroiden.

Diverse sich auf die Untersuchung von Vesta beziehende Studien werden derzeit auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Jahr 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Im Jahr 2015 wird DAWN ihr zweites Reiseziel, den Zwergplaneten Ceres, erreichen und auch dieses größte und zugleich massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel aus einem Orbit heraus über mehrere Monate hinweg analysieren.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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EPSC 2013:

• The Geology of Vesta (engl.)
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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA.

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

Am 14. Mai 2012 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 10.657 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Reull Vallis und bildete dabei einen Teilbereich des Oberlaufes dieses Tals mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Das Zentrum der dabei angefertigten Aufnahmen befindet sich bei 41 Grad südlicher Breite und 107 Grad östlicher Länge. Das dargestellte Gebiet umfasst etwa 15.000 Quadratkilometer und verfügt über eine Ausdehnung von 180 mal 80 Kilometern. Aus einer Überflughöhe von rund 320 Kilometern wurde die Marsoberfläche dabei mit einer Auflösung von bis zu 16 Metern pro Pixel abgebildet.

Bei den zahlreichen Gräben und Tälern, welche sich durch das Hochland unseres äußeren Nachbarplaneten winden, ist nicht immer offensichtlich, durch welche geologischen Prozesse diese einstmals entstanden sind. Manche der Täler auf dem Mars weisen ganz ähnliche Merkmale wie Täler auf der Erde auf, welche durch abfließendes Oberflächenwasser ausgespült wurden. Andere Täler auf dem Mars verfügen dagegen über eine Morphologie, bei der dies nicht so offensichtlich ist. Die am gestrigen Tag veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen den Oberlauf des Reull Vallis, einem Tal, welches zumindest zeitweise durch das Fließen von Gletschereis geprägt wurde.

Bei dem Reull Vallis handelt es sich um einen auf der Südhemisphäre des Mars gelegenen grabenartigen Abflusskanal. Seinen Ursprung hat dieses Tal in der Hochebene Promethei Terra, von wo aus es sich über eine Länge von etwa 1.500 Kilometer durch das südliche Hochland des Mars erstreckt, bevor es in das weiter westlich gelegene Impaktbecken Hellas Planitia mündet. Mit einem Durchmesser von annähernd 1.600 x 2.300 Kilometern und einer Tiefe von bis zu neun Kilometern handelt es sich bei diesem Impaktbecken um die größte Impaktstruktur auf dem Mars und – nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond – zudem um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

Mit den stereoskopischen Bilddaten der HRSC-Kamera, aus denen sich auch digitale Geländemodelle ableiten lassen, erschließt sich den Marsforschern die Topographie der Umgebung des Reull Vallis und das Profil dieses grabenartigen Tals. In dem durch die Kamera abgebildeten Bereich weist das Tal demzufolge über eine Länge von 80 Kilometern eine konstante Breite von zirka sieben Kilometern auf und wird von steil abfallenden, ungefähr 300 Meter hohen und zugleich sehr scharf konturierten Talwänden begrenzt. Auffallend ist dabei das kastenförmige Profil des Reull Vallis. Dieses Profil unterscheidet sich deutlich von den meisten der auf der Erde auftretenden Tälern, welche ein eher „V“ oder „U-förmiges“ Grundprofil aufweisen.

Aus Norden kommend mündet ein Nebental in den Hauptkanal des Reull Vallis (zu sehen in der nebenstehenden Aufnahme). Beim Betrachten der regionalen Umgebung in der topographischen Karte ist erkennbar, dass weiter oben im Talverlauf ein Seitenarm vom Reull Vallis abzweigt und sich an dieser Stelle wieder mit dem Haupttal vereint.

Der Talgrund des Reull Vallis ist von diversen Ablagerungen bedeckt, auf deren Oberfläche ein auffallendes Muster zu erkennen ist. Dieses Muster, welches zumeist parallel zu den Rändern des Tals verläuft, an manchen Stellen aber auch wie bei einem Zopf verschlungene Strukturen aufweist, deutet auf einen in der Vergangenheit aktiven Materialfluss hin. Sehr wahrscheinlich wurde dieses Muster durch einen Eisgletscher erzeugt, auf dessen Oberfläche große Mengen an Schutt und Geröll talwärts transportiert wurde. Die Fließstrukturen weisen eine gewisse Ähnlichkeit mit den sogenannten Blockgletschern auf der Erde auf.

Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf unserem Heimatplaneten vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als eines der typischen Landschaftselemente.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist, welcher – von der Seite kommend – auf das Eis rutschte. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt den Blockgletscher dabei über längere Zeiträume hinweg vor einer direkten Einstrahlung des Sonnenlichts und somit auch vor einem Abschmelzen. Übertragen auf den Mars ist es somit gut denkbar, dass die im Bereich des Reull Vallis zu beobachtenden Strukturen von langsam über die Marsoberfläche „fließenden“ Blockgletschern gebildet wurden.

Ganz ähnliche Strukturen wie im Talverlauf des Reull Vallis finden sich zudem auch in der Füllung von verschiedenen Impaktkratern in der unmittelbaren Umgebung. Besonders gut ist dies bei zwei kleinen Einschlagskratern zu erkennen, welche sich nordwestlich des Tals befinden (zu erkennen rechts oben in der Nadir-Farbansicht und in der nebenstehenden perspektivischen Ansicht). Zwar schützt diese Auftauschicht das darunter liegende Wassereis prinzipiell viel länger vor einem Abtauen beziehungsweise vor einer Sublimation (dem direkten Übergang des Wassers vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand), jedoch dürfte sich mittlerweile auch in diesen gemäßigten Breitengraden auf dem Mars mit großer Wahrscheinlichkeit kein Wassereis mehr unter den von dem Gletscher abgelagerten Sedimenten befinden.

Nördlich des Reull Vallis befinden sich einige der etwa zwei- bis dreitausend Meter hohen Berge des Promethei Terra (zu erkennen in der rechten Bildhälfte der Nadir-Farbansicht). Deren eher sanft ausfallende Morphologie zeigt, dass auf diese Berge schon seit langer Zeit verschiedene Erosionskräfte eingewirkt haben. In den Zwischenräumen zwischen diesen Bergen sind die Umrisse von großflächig ausfallenden Schichten erkennbar, welche über zungenförmige Ränder und gelegentlich glatte Oberflächen verfügen. Stellenweise ähnelt die hiesige Gestalt der Oberfläche aber auch der im Inneren der Krater zu beobachtenden Topografie. Auch hierbei könnte es sich somit um Sedimente handeln, welche von Gletschereis hinterlassen wurden. Speziell bei den Schichten mit einer glatten Oberfläche könnte es sich allerdings auch um vulkanische Ablagerungen handeln.

Ganz offensichtlich wurden in diesem Bereich der Marsoberfläche im Laufe der Zeit große Mengen an Material von den Bergflanken abgetragen und anschließend in tiefer gelegene Regionen verfrachtet, wo es sich vorzugsweise in Einschlagskratern angesammelt hat. Auch dieses „schlierige“, den kreisrunden Kraterrändern folgende Muster der Ablagerungen in diesen Kratern erinnert stark an Strukturen, welche auf der Erde von Gletschern erzeugt werden. Abgestufte Terrassen an den Innenwänden der Impaktkrater sind Hinweise darauf, dass einstmals aufgrund des in der Vergangenheit unter der Schutt- und Geröllbedeckung befindlichen Gletschereises ein höherer „Geröllpegel“ vorherrschte. Erst durch das Abtauen des Eises und die Einwirkung des dabei freigesetzten Schmelzwassers sackte die Sedimentschicht auf ihren heutigen Höhenstand ab.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 10.657 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Reull Vallis 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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