Quelle: Julius-Maximilians-Universität Würzburg 10. September 2024.

10. September 2024 – Über den Mars erstreckt sich ein gewaltiges Tal: Das Valles Marineris ist 3.000 Kilometer lang, 600 Kilometer breit und im Durchschnitt acht Kilometer tief. Sein lateinischer Name geht auf den Mars-Orbiter „Mariner“ zurück, der das Tal Anfang der 1970er-Jahre entdeckte.

Seit 2012 erhält dieser größte bekannte Canyon im Sonnensystem die besondere Aufmerksamkeit der Deutschen Raumfahrtagentur im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). In der VaMEx-Initiative sollen Schlüsseltechnologien zur robotischen Erkundung dieses schwierigen Geländes im Schwarm entwickelt werden: Der VaMEx – Valles Marineris Explorer besteht aus fahrenden, laufenden und fliegenden Drohnen, die ein komplexes Gesamtsystem bilden.

Die VaMEx-Initiative der Raumfahrtagentur verfolgt das Ziel, erstmals die Schluchten und Höhlen des Canyons zu erforschen. Dabei wird auch nach Spuren von flüssigem Wasser und somit eventuell nach Leben gesucht, das dort in geschützten Nischen existieren könnte. Dafür will das DLR einen Schwarm autonomer, untereinander vernetzter Roboter auf den Mars bringen: Sie sollen auf dem Boden, in der Luft und in Höhlen agieren und dort Bilder und andere Daten sammeln.

Höhlen als besonders interessante Zielorte
Höhlen dürfte es in dem stark zerklüfteten Tal einige geben. Selbst in der scheinbar eintönigen Landschaft des Mondes haben Forschende aus Italien und den USA vor kurzem den Eingang zu einer großen Höhle entdeckt.

Höhlen sind nicht nur interessant als Standorte für Mond- oder Marsbasen. Sie bieten Schutz vor der kosmischen Strahlung, gemäßigtere Temperaturen und damit auch ein gutes Umfeld für den Erhalt von Leben, das bereits vor Milliarden Jahren entstanden sein könnte, als auf dem Mars noch viel günstigere Bedingungen herrschten.

An der Erforschung des Valles Marineris beteiligt sich neben dem Lehrstuhl Informationstechnik für Luft- und Raumfahrt der Julius-Maximilians-Universität (JMU) Würzburg nun auch ein Team der JMU-Professur für Raumfahrttechnik. Dessen Aufgabe ist es, ein Kommunikationskonzept für den Roboterschwarm zu entwickeln. In der aktuell laufenden dritten Entwicklungsphase von VaMEx fördert die Deutsche Raumfahrtagentur im DLR das Teilprojekt an der JMU mit rund 1,5 Millionen Euro.

Wie der Roboterschwarm zusammengesetzt ist
„Wir haben unserem Teilprojekt den Namen „VaMEx3-MarsSymphony“ gegeben, weil es darum geht, die einzelnen Elemente des Roboterschwarms wie ein Orchester harmonisch zusammenspielen zu lassen“, sagt Projektleiter Professor Hakan Kayal. Zum Schwarm gehören in der aktuell laufenden Entwicklungsphase mobile Roboter in der Luft und zu Land, ein stationäres Gateway am Boden, das als Kommandozentrale für die Kommunikation dient, und ein Satellitensimulator für den Datenaustausch mit der Erde.

Wenn die Roboter am Boden in Höhlen vordringen, sind sie von der Marsoberfläche abgeschirmt und können nicht direkt mit dem Gateway kommunizieren. Zum Konzept gehören darum auch Repeater-Stationen, welche die aufgenommenen Bilder und Daten in einer Transportkette weiterreichen – vom Roboter in der Höhle bis zum Gateway an der Oberfläche des Planeten.

Technologie aus Würzburg: Autorotationskörper
Teil des Schwarms sind außerdem sogenannte Autorotationskörper: Sie werden aus der Luft abgeworfen und sammeln Daten, während sie sanft zu Boden gleiten. Letzteres schaffen sie dank ihres speziellen Designs: Die länglichen Körper sind wie Ahornsamen gebaut. Sie haben einen Flügel und drehen sich um ihre eigene Achse, was sie sachte abwärts trudeln lässt. Ihr Flugweg ist steuerbar, so dass man sie gezielt über eine größere Fläche verteilen und sie dann als Sensor-, Repeater- und Navigations-Netzwerke nutzen kann.

Über den Einsatz der Autorotationskörper freut sich MarsSymphony-Projektmanager Clemens Riegler ganz besonders: Er hat die Fallkörper noch als Student mitentwickelt – ab 2016 im Rexus-Bexus-Programm der DLR-Raumfahrtagentur und in der Würzburger Hochschulgruppe WüSpace e.V., die Studierenden die Mitarbeit an Projekten der Luft- und Raumfahrt ermöglicht.

In seiner Doktorarbeit entwickelt Riegler die Flugkörper weiter: „Es ist sehr schön zu sehen, dass das DLR diese Arbeit würdigt und sie jetzt Teil eines Projekts zur Erkundung des Mars geworden ist!“

Ins Gateway wird eine Himmelskamera integriert
Das robotische Mars-Orchester hat eine weitere einzigartige Besonderheit: Das stationäre Gateway wird mit einer Kamera ausgestattet, die den Himmel des Mars im Blick behält. „Alle bisherigen Mars-Missionen haben sich auf die Oberfläche des Planeten konzentriert, wir wollen erstmals auch nach oben schauen“, sagt Hakan Kayal. Und dort dürfte es einiges zu beobachten geben: Wolkenbildung, Eintritte von Meteoren oder Blitze und andere kurzzeitige Leuchtphänomene.

Meteoriten von der Größe eines Basketballs scheinen auf dem Mars fast täglich einzuschlagen: Das hat ein internationales Forschungsteam im Juni 2024 aus seismischen Daten geschlossen. „Wir könnten das mit Daten weiter untermauern, wenn wir mit unserer UAP-Kamera den Eintritt von Meteoriten filmen und diese Ereignisse mit den seismischen Signalen korrelieren“, sagt Hakan Kayal.

Die Abkürzung UAP steht für „Unidentified Anomalous Phenomena“ (unidentifizierte anomale Phänomene). Der Name der Kamera leitet sich von ihrer Fähigkeit ab, mittels Künstlicher Intelligenz gezielt unbekannte Himmelsphänomene aufzuspüren, wie sie auch auf der Erde beobachtet werden. Die Integration eines Kamerasystems zur Himmelsbeobachtung auf dem Gateway stellt einen wesentlichen Entwicklungsschritt hin zu einem Detektionssystem für Kurzzeitphänomene in der Marsatmosphäre sowie zur Erforschung von UAPs dar. Mit MarsSymphony wird die UAP-Forschung erstmalig mit Bundesmitteln gefördert. Die neuartige Himmelsbeobachtungskamera könnte in Zukunft auch auf dem Mars UAPs detektieren.

Kommunikation zwischen Gateway und Relay-Satellit als Herausforderung
Die Kommunikation zwischen den beschriebenen Elementen und dem Raumsegment ist bei der Übertragung der gewonnenen wissenschaftlichen Daten eine zentrale Herausforderung. Das gilt aufgrund knapper Ressourcen insbesondere für die Kommunikation zwischen dem Gateway auf der Marsoberfläche und den Relay-Satelliten im Orbit.

Aktuelle Lander nutzen hierbei bisher das S- oder X-Band. Zur Erhöhung der Datenrate des Übertragungskanals ist jedoch der Wechsel von dem X-Band in das Ka-Band ein entscheidender Schritt. Der Berliner Projektpartner IQ Technologies for Earth and Space GmbH wird darum auf Basis seines flugerprobten XLink-Systems einen Ka-Band-fähigen Transceiver für den Einsatz auf Landern und interplanetaren Kleinsatelliten entwickeln. Im Projekt sollen, neben Transceiver-Hardware für interplanetare Systeme, auch angepasste und flexible Übertragungsprotokolle entwickelt werden.

Systemtest 2025 bei Analogmission auf der Erde
Ob der Roboterschwarm wie geplant funktioniert, soll im Laufe des Jahres 2025 bei einer sogenannten Analogmission getestet werden: Dabei werden die Beteiligten die Mars-Mission auf der Erde simulieren, voraussichtlich in einem Steinbruch in Deutschland. Bei dieser Simulation spielt die Würzburger UAP-Kamera ebenfalls eine wichtige Rolle: Ihre Videoaufnahmen vom Himmel liefern ausreichend große Datenvolumina, um die Belastbarkeit des Kommunikationssystems zu testen.

Läuft die Analogmission gut, was wäre dann der nächste Schritt? „In einem möglichen Nachfolgeprojekt müsste die Hardware für einen Einsatz auf dem Mars angepasst werden“, erklärt Hakan Kayal. Denn dort herrschen harsche Bedingungen: Die Atmosphäre ist dünn, die Durchschnittstemperatur liegt bei minus 63 Grad Celsius und regelmäßig fegen große Staubstürme über den roten Planeten.

Förderung und weitere Fakten
Das Würzburger VaMEx-3-Teilprojekt „Demonstration einer vollständigen Funkstrecke für die Satellitenkommunikation mit non-Line-of-Sight Rovern zur Exploration des Valles Marineris“ wird unter dem Förderkennzeichen 50RK2451A von der Deutschen Raumfahrtagentur im DLR aufgrund eines Beschlusses des Deutschen Bundestags mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz gefördert.

Das Projekt ist am Interdisziplinären Forschungszentrum für Extraterrestrik (IFEX) der Universität Würzburg angesiedelt. Neben Projektleiter Professor Hakan Kayal und Projektmanager Clemens Riegler wirken vier weitere Mitarbeitende und drei studentische Hilfskräfte im Teilvorhaben VaMEx3-MarsSymphony mit. Offizieller Start des auf zwei Jahre angelegten Projekts war am 1. August 2024; das Kickoff-Meeting fand am 5. September 2024 bei der DLR-Raumfahrtagentur in Bonn statt.

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• Zukünftige Mars-Erforschung

Der Beitrag Mars-Mission: Würzburger Forschende orchestrieren Roboterschwarm erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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.

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Chaotische Gebiete auf dem Mars
Zu den interessantesten Landschaftsformen, welche die Wissenschaftler dabei auf dem Mars beobachten zählen die sogenannten „chaotischen Gebiete“, die besonders in den westlichen und östlichen Randregionen der Valles Marineris – dem mit Abstand größten bekannten Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems – zu beobachten sind. Bei diesen „Chaotic Terrains“ handelt es sich um ausgedehnte Regionen, welche mit einem Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten durchzogen sind.

Diese Gebiete zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und zumeist stark erodierten, tafelbergähnlichen Erhebungen – sogenannten Zeugenbergen – aus, welche über eine Ausdehnung von bis zu zehn Kilometern und über eine relative Höhe von mehreren hundert Metern, in Einzelfällen sogar bis zu zwei Kilometern verfügen. Auf Fotoaufnahmen, welche aus der Umlaufbahn heraus angefertigt werden, bilden diese Gebiete auf der Marsoberfläche ein bizarres und chaotisch anmutendes Muster.

Die Bildung dieser „chaotischen Gebiete“ wird allgemein darauf zurückgeführt, dass sich in der Vergangenheit im Untergrund des Mars vorhandenes Eis, Wasser oder Magma verlagerte. Plötzlich schmelzendes Eis setzte im Rahmen dieser Prozesse Wasser frei, welches anschließend mit hohem Druck entlang von Spalten und Störungszonen an der Planetenoberfläche austrat. Dies hatte zur Folge, dass die ursprünglich über den Eisablagerungen liegenden Gesteinsschichten zum Einsturz gebracht wurden und in großen Schollen zusammenstürzten. Das abfließende Wasser erodierte die so entstandene Landschaft zusätzlich und vollendete die Bildung der noch in der Gegenwart erkennbaren markanten Strukturen.

Für diese Theorie spricht auch, dass sich viele der chaotischen Regionen in den ‚Quellgebieten‘ von großen Ausflusstälern befinden, durch welche einstmals ganz offensichtlich enorme Mengen an Wasser mit großer Energie aus dem Hochland in Richtung der nördlichen Tiefebenen strömten. Auch die Erosion durch Wind scheint in der Folgezeit eine nicht zu vernachlässigende Rolle bei der Bildung der heute erkennbaren Geländeformen gespielt zu haben.

Der genaue Mechanismus, welcher zu der Entstehung dieser manchmal mehrere hundert Kilometer durchmessenden chaotischen Regionen führte, ist allerdings bis heute nur ungenügend verstanden. Die chaotischen Gebiete sind deshalb von besonderem Interesse für die Planetenforscher, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die Beziehung zwischen den chaotischen Terrains, den Valles Marineris, der Tiefebene Chryse Planitia und der in diese Ebene mündenden Ausflusstäler geben kann.

Das Hydraotes Chaos
Bei einem typischen Vertreter dieser Landschaftsform handelt es sich um die Region Hydraotes Chaos, welche sich nahe des Marsäquators am nordöstlichen Ende der Valles Marineris befindet. Mit einer Ausdehnung von etwa 420 x 100 Kilometern verfügt das Hydraotes Chaos in etwa über die Fläche des Bundeslandes Baden-Württemberg. Die Wassermengen, welche hier einstmals gespeichert waren und dann durch das angrenzende Simud Vallis nach Norden strömten, müssen gigantisch gewesen sein. In ihrer Gesamtheit flossen sie aus einem Einzugsgebiet von etwa 1.500 Kilometer Durchmesser ab – einem Gebiet, welches in etwa über die Größe Mitteleuropas verfügt. Die Planetologen gehen davon aus, dass sich das Hydraotes Chaos bereits vor mehr als 3,5 Milliarden Jahren während der noachischen Periode gebildet hat.

Bereits am vergangenen Donnerstag wurde von der ESA eine Mosaikaufnahme dieser Region veröffentlicht. Die hierfür verwendeten Aufnahmen wurden mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, angefertigt. Hierbei fand auch noch einmal ein Datensatz Verwendung, welcher bereits während des Marsorbits Nummer 18 von Mars Express am 14. Januar 2004 angefertigt wurde.

Um auch die westliche Hälfte des Beckens von Hydraotes Chaos in einem größeren regionalen Kontext darstellen zu können, wurden für das jetzt veröffentlichte Bildmosaik zusätzlich weitere HRSC-Aufnahmen aus späteren Orbits verwendet. Das dabei dargestellte Gebiet verfügt in etwa über eine Ausdehnung von 200 x 400 Kilometern.

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin erstellt, die seit dem Beginn der Mars Express-Mission von Professor Dr. Gerhard Neukum geleitet wurde.
Prof. Dr. Gerhard Neukum
Professor Dr. Gerhard Neukum entwickelte die Idee einer hochauflösenden Stereokamera zur systematischen und hochgenauen Kartierung der Topographie des Mars bereits Ende der 1980er Jahre am damaligen Institut für Optoelektronik des DLR in Oberpfaffenhofen. Erstmals zum Einsatz kommen sollte die HRSC bei der russischen Marsmission Mars 96, welche jedoch am 16. November 1996 bereits kurz nach deren Start aufgrund eines Versagens der verwendeten Trägerrakete scheiterte. Pofessor Neukum, inzwischen als Direktor des DLR-Instituts für Planetenerkundung in Berlin-Adlershof tätig, setzte sich daraufhin mit weiteren Wissenschaftlern aus Europa intensiv für eine Marsmission unter der Leitung der ESA ein. Aus diesem Einsatz resultierte letztendlich die überaus erfolgreiche Mars Express-Mission.
Professor Neukum gilt als einer der profiliertesten und fachlich weltweit anerkannt deutschen Planetenforscher. Mit seinen Arbeiten zu Bestimmung des Alters der Oberflächen von Monden, Asteroiden und terrestrischen Planeten, welche auf der von ihm entscheidend entwickelten Kraterzählungs-Methode beruhen, hat er sein Fachgebiet geprägt und wissenschaftliche Meilensteine gesetzt. Professor Neukum verstarb am 21. September 2014 im Alter von 70 Jahren.

Überflug-Animationen
Die hier gezeigten Aufnahmen des Hydraotes Chaos 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. Neben diesen Aufnahmen sind dort auch zwei animierte Überflugvideos über diese Region abrufbar.

Die Daten für die Nadir-Farbansicht des Überfluges über das Hydraotes Chaos stammen von dem senkrecht auf die Marsoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera. Eine ebenfalls kolorierte Anaglyphenversion, welche 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.

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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unserer äußerer Nachbarplanet mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas-Impaktbecken verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem bisherigen Wissensstand um das zweitgrößte Impaktbecken in unserem Sonnensystem.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern ist der Olympus Mons der höchste Vulkan im derzeit bekannten Sonnensystem. Auch die benachbarten Schildvulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons sind mit Höhen von 13, 12 und 18 Kilometern deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest.

Als besonders spektakulär präsentiert sich dem irdischen Betrachter jedoch das imposante Talsystem der Valles Marineris. Dieses bis zu 11 Kilometer tiefe System aus diversen, teilweise parallel zueinander verlaufenden und zugleich miteinander verbundenen Tälern erstreckt sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern entlang des Marsäquators und erreicht dabei eine Breite von stellenweise deutlich mehr als 200 Kilometern. Mit diesen Abmessungen handelt es sich bei den Valles Marineris um das mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems.

Seit mittlerweile fast 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 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. Dabei geriet auch mehrfach die Umgebung der Valles Marineris in das Blickfeld dieses Marsorbiters.

Das Juventae Chasma
Am gestrigen Tag veröffentlichte Aufnahmen von Mars Express zeigen die Umgebung des Juventae Chasma. Hierbei handelt es sich um eine wenige hundert Kilometer nordöstlich des zentralen Bereiches der Valles Marineris gelegene canyonartige Erosionsstruktur. Im Gegensatz zu den meisten Chasmata der Valles Marineris erstreckt sich das Juventae Chasma allerdings nicht in West-Ost-Richtung, sondern ist in etwa in die nördliche Richtung ausgerichtet. Mit einer Ost-West-Ausdehnung von 170 Kilometern und einer Nord-Süd-Ausdehnung von rund 280 Kilometern ist diese Struktur in etwa so groß wie das Bundesland Baden-Württemberg.

Die Aufnahmen entstanden am 4. November 2013 während des Orbits Nummer 12.508 von Mars Express. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), eines der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, eine Auflösung von etwa 16 Metern pro Pixel. Die Aufnahmen zeigen einen bei etwa vier Grad südlicher Breite und 298 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche.

Im Osten, Süden und Westen ist das Juventae Chasma von steilen Berghängen begrenzt. Derartige gleich von drei Seiten begrenzte Strukturen werden in der Geologie auch als box canyons bezeichnet. Im Norden geht das Juventae Chasma in die Maja Valles über. Hierbei handelt es sich um ein System von mehreren parallel verlaufenden Ausflusstälern, welches sich über eine Länge von 1.600 Kilometern durch das Hochland des Lunae Planum erstreckt und dann in die Tiefebene Chryse Planitia mündet.

Ähnlich wie bei dem Grand Canyon in den USA, der sich in die Ebene des Colorado-Plateaus eingeschnitten hat, bricht das Hochland, welches das Juventae Chasma umgibt, jäh in den riesigen Talkessel ab. Stünde ein Astronaut an dieser Abbruchkante, so würde er in einen 5.800 Meter tiefen Abgrund blicken. An den Flanken sind zahlreiche Spuren von Hangrutschungen und Bergstürzen erhalten. Der Boden im Süden dieser Senke ist über weite Strecken flach und von Sandablagerungen bedeckt. Die Landschaft im Norden ist dagegen deutlich interessanter. Hier befinden sich große Felsmassive, welche durch Bergrutschungen von der Plateau-Oberkante an den Seiten stammen und nun als isolierte Fragmente der weiteren Verwitterung ausgesetzt sind.

Auffallend und zugleich ungewöhnlich sind zwei Berge im Talkessel des Juventae Chasma, welche über terrassenförmige Stufen verfügen und die ganz offensichtlich aus geschichteten Sedimentablagerungen bestehen. Aufnahmen und spektroskopische Daten von verschiedenen Raumsonden haben gezeigt, dass es sich bei diesen Ablagerungen um Sulfate handelt, also um Minerale wie Gips, Alabaster oder Kieserit, bei deren Entstehung in der Regel Wasser eine entscheidende Rolle spielt.

Diese beiden Einzelmassive im Inneren des Juventae Chasma sind auf den Aufnahmen der HRSC-Kamera gut zu erkennen. Die beiden Berge erhielten von US-amerikanischen Wissenschaftlern zunächst die minimalistisch anmutende Bezeichnungen „Hügel B“ und für den größeren der beiden Berge „Hügel C“ (engl. „Mound B“ und „Mound C“). In der englischsprachigen Geologie wird der Begriff „Mound“ für eher kleine Erdhügel verwendet. Der „Hügel C“ ist allerdings fast 53 Kilometer lang, 20 Kilometer breit und erhebt sich um bis zu 3.300 Meter über seine Umgebung und verfügt somit über die Dimensionen einer Bergkette wie etwa der Zillertaler Alpen in Tirol.

Beide „Hügel“ zeigen entlang ihres Gipfelkamms markante Spuren einer Winderosion. Die dort sichtbaren, stromlinienförmig verlaufenden Yardangs erstrecken sich über Längen von vielen Kilometern. Sie entstanden durch eine anhaltende Winderosion, bei der von dem Wind transportierte Sand- und Staubkörner die Oberfläche über lange Zeiträume hinweg regelrecht abschmirgelten. Das dortige Gestein scheint demnach relativ weich und nicht sonderlich erosionsbeständig zu sein.

Das auffallendste und geologisch interessanteste Phänomen an den beiden Hügeln sind jedoch die horizontal verlaufenden Schichtungen, welche sich wie Terrassen entlang der Bergflanken erstrecken. Mit den Spektrometer-Experimenten OMEGA an Bord von Mars Express und CRISM an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter, mit denen die von der Marsoberfläche reflektierte Strahlung im sichtbaren Licht und im nahen Infrarotbereich gemessen wird, konnten die Wissenschaftler hier geschichtete Sulfatminerale identifiziert. Mineralogen sprechen von „polyhydrierten Sulfaten“, was zum Ausdruck bringt, dass im Kristallgerüst dieser leicht in Wasser löslichen Salze der Schwefelsäure zwei oder mehr Wassermoleküle „eingebaut“ sind. Ein Beispiel hierfür ist das auch auf der Erde häufig anzutreffende, auch als Gips bezeichnete Calciumsulfat.

Vulkane, Seen, Flussdeltas, Quellen – wie entstanden die Sulfate?
Die Prozesse, welche einstmals zu der Entstehung der Sulfatschichten auf dem Mars führten, sind noch nicht vollständig verstanden und werden von den Planetologen intensiv diskutiert.

Eine Theorie besagt, dass die Bildung der Sulfate mit dem Ausbruch von Vulkanen in Zusammenhang stehen könnte. Durch die bei Vulkanausbrüchen freigesetzte Wärme taute auf der Oberfläche oder im Untergrund abgelagertes Eis und das freigesetzte Wasser führte zur Bildung von Sulfatmineralen. Eine andere Theorie geht von Sedimentablagerungen in stehenden, an Calciumsulfaten übersättigten Gewässern aus. Des weiteren wird eine Ausfällung von Sulfaten am Ende von Flussläufen für möglich gehalten. Die von fließenden Gewässern mitgeführten Schwebstoffe haben sich demzufolge in Flussdeltas abgelagert. Bedingt durch die Verdunstung des Wassers bildeten sich daraus Sulfatsalze. Eine weitere Möglichkeit geht von der Bildung der Sulfate direkt an den Quellen von Gewässern aus.

Etwas exotischer mutet dagegen eine weitere diskutierte Möglichkeit an: Die Sulfatschichten könnten demzufolge gewissermaßen „vom Himmel gefallen“ sein. Dafür müssten feinste Staub- und Aschepartikel aus der Marsatmosphäre auf die Oberfläche herabgerieselt und dort mit Eis in Berührung gekommen sein. Alternativ hätten kleine, mit Staub vermischte Eiskristalle einen Niederschlag bilden müssen. Ein vergleichbares Phänomen kann an den beiden Marspolen beobachtet werden, wo im Wechsel der Jahreszeiten Schichten abgelagert werden, die denen in Juventae Chasma ähneln. Allerdings sind die geschichteten Berge des Juventae Chasma sehr viel älter als die erst in jüngerer geologischer Vergangenheit entstandenen Schichten an Nord- und Südpol, nämlich etwa drei Milliarden Jahre.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Region Juventae Chasma 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 Juventae Chasma 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.

„Der Mars – Ein Planet voller Rätsel“
Sind Sie eventuell noch auf der Suche nach einem Weihnachtsgeschenk? Im Oktober 2013 erschien das Buch „Der Mars – Ein Planet voller Rätsel“. Auf 288 Seiten haben Prof. Dr. Ralf Jaumann und Ulrich Köhler vom Institut für Planetenforschung des DLR die Geschichte der Marserkundung und deren Ergebnisse zusammengefasst. Wissenschaftliche Fakten und zahlreiche Geschichten werden hier mit vielen spektakulären Aufnahmen des Mars unterlegt. Das Buch enthält auch eine DVD mit zahlreichen Interviews und faszinierenden Marsüberflügen in 3D.

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Der Beitrag Mars Express und die Sulfatberge des Juventae Chasma erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

Während der letzten Jahre überflog der Marsorbiter dabei auch mehrfach die Region Valles Marineris und bildete dieses mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems sowie dessen Umgebung mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde, ab.

Aus acht dieser Aufnahmen wurde jetzt ein Bildmosaik erstellt, das die unmittelbar nördlich der Valles Marineris gelegene Region Hebes Chasma wiedergibt und welches die gewaltigen Ausmaße dieser beeindruckenden Landschaftsformation zeigt.

Der abflusslose Talkessel des Hebes Chasma verfügt über eine Ausdehnung von 315 Kilometern in West-Ost-Richtung und 125 Kilometern in Nord-Süd-Richtung. Würde ein Astronaut im Inneren des Hebes Chasma stehen, so würde sich ihm ein beeindruckender Anblick bieten. Die Steilwände des Talkessels ragen fast 8.000 Meter in die Höhe und in seiner Mitte befindet sich ein zentrales Bergmassiv, welches über ähnliche Ausmaße wie der Mount Everest verfügt. Dieser Tafelberg weist eine Länge von etwa 100 Kilometern und eine Breite von 10 bis 20 Kilometern auf.

Das Gipfelplateau dieses Tafelbergs überragt die tiefsten Stellen des Hebes Chasma um ebenfalls etwa 8.000 Meter. Die steilen Talhänge an den Flanken des Berges sind durch eine Vielzahl von Rinnen gekennzeichnet, welche im Laufe der Zeit durch verschiedene Prozesse aus dem Gestein geschürft wurden. Am Fuß der Abhänge sind vielerorts die Überreste von Hangrutschungen erkennbar, die sich an den Flanken gelöst haben. Selbst diese zum Teil schon deutlich von der Erosion gezeichneten Überbleibsel der Bergstürze bilden immer noch 1.000 bis 2.000 Meter hohe „Mittelgebirge“ im Inneren des Talkessels.

Das Hebes Chasma befindet sich nördlich des Grabenbruchs der Valles Marineris und wie für die Valles Marineris wird auch für das Hebes Chasma ein Ursprung vermutet, welcher mit der Entstehung der unmittelbar benachbarten, rund vier Millionen Quadratkilometer umfassenden Tharsis-Vulkanprovinz in Verbindung stehen dürfte. Bei deren Entstehung wurde die Marskruste in dieser Region um etwa vier Kilometer aufgewölbt. Durch diesen Prozess baute sich im Untergrund des Mars enorme Dehnungsspannungen auf, welche schließlich zum Aufbrechen der Kruste in der Tharsis-Region führten und tiefe Einschnitte in der Hochfläche entstehen ließen.

Der rund 8.000 Meter hohe Tafelberg im Zentrum des Hebes Chasma besteht, wie an dessen gebänderten und geschichteten Flanken gut zu erkennen ist, aus zahlreichen Lagen verschiedener Gesteinsschichten. Hierbei handelt es sich um Sedimentschichten, welche in der Vergangenheit vermutlich von fließenden oder stehenden Gewässern abgelagert wurden. Stellenweise bestehen diese Schichten aus Mineralen wie zum Beispiel dem Kalziumsulfat Gips oder dem Magnesiumsulfat Kieserit, welche Wassermoleküle in ihrer Kristallstruktur eingebaut haben.

Vergleichbare Minerale – die Salze der Schwefelsäure – bilden sich auf der Erde ebenfalls in einer wässrigen Umgebung. Gips und Kieserit wurden im Hebes Chasma sowie in morphologisch ganz ähnlich gestalteten Mars-Regionen mit dem Spektrometer OMEGA an Bord von Mars Express und dem CRISM-Spektrometer der von der US-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA betriebenen Marssonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) nachgewiesen.

In Fachkreisen werden diese Sedimentschichten als „Interior Layered Deposits“ bezeichnet, was in etwa mit „geschichtete Ablagerungen im Innern von Depressionen“ übersetzt werden kann. Wie der gewaltige Tafelberg im Inneren des Hebes Chasma allerdings entstanden ist – ob es der Überrest eines älteren Plateaus ist oder ob es sich um Sedimente handelt, welche erst entstanden sind, als im abflusslosen Hebes Chasma ein See oder Binnenmeer existierte, oder ob es sich gar um Ablagerungen handelt, die der Wind im Laufe von Jahrmilliarden hierhin geweht hat – ist derzeit noch nicht geklärt.

Flüssiges Wasser, da sind sich die Planetologen allerdings aufgrund der dort nachgewiesenen Mineralien sicher, muss jedenfalls in Hebes Chasma zumindest zeitweise vorhanden gewesen sein – und dies über Zeiträume hinweg, die ausgereicht haben, um die ursprüngliche Oberfläche chemisch zu verändern. Zu späteren Zeitpunkten wurden die Gesteinsschichten durch Erosionsvorgänge freigelegt, so dass sie heute mit den Instrumenten an Bord der diversen Marsorbiter untersucht werden können. Diese Sedimentschichten liefern den Planetologen wichtige Hinweise auf die geologische Entwicklung unseres Nachbarplaneten und auf das Klima, welches dort in der Frühzeit geherrscht hat.

Für die hier gezeigten Bilder wurden Aufnahmen der HRSC-Kamera verwendet, welche während der Mars Express-Überflüge in den Orbits 360 (2. Mai 2004), 2149 (16. September 2005), 3217 (12. Juli 2006), 5142 (3. Januar 2008), 5160 (8. Januar 2008), 5178 (13. Januar 2008), 6241 (11. November 2008) und 7237 (24. August 2009) angefertigt wurden. Die Abbildungen zeigen einen Ausschnitt der Marsoberfläche, welcher sich bei etwa einem Grad südlicher Breite und 284 Grad östlicher Länge befindet.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Hebes Chasma 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 Aufnahmen des Hebes Chasma 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.

Sollte diese Meldung Ihr Interesse an der Erforschung des Mars geweckt haben, so ist eventuell die Wanderausstellung „Mars:Vision und Mission“ für Sie von Interesse, welche noch bis zum 10. Oktober 2015 in verschiedenen Städten in Deutschland zu besichtigen sein wird.

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Der Beitrag Mars Express: Ein Mosaik des Hebes Chasma erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Speziell unmittelbar östlich der Valles Marineris ist die Oberfläche des Mars von einem Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten durchzogen. Diese Regionen zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und stark erodierte, tafelbergähnlichen Erhebungen aus, welche über eine Ausdehnung von bis zu zehn Kilometern und über eine relative Höhe von mehreren hundert Metern, stellenweise sogar bis zu einen Kilometer verfügen.

Die Bildung dieser „chaotischen Gebiete“ wird allgemein darauf zurückgeführt, dass sich in der Vergangenheit im Untergrund vorhandenes Eis, Wasser oder Magma verlagerte, wodurch die darüber liegenden Gesteinsschichten zum Einsturz gebracht wurden. Auch die Erosion durch Wind scheint in der Folgezeit eine nicht zu vernachlässigende Rolle bei der Bildung der heute erkennbaren Geländeformen gespielt zu haben. Der genaue Mechanismus, welcher zu der Entstehung dieser manchmal mehrere hundert Kilometer durchmessenden, chaotischen Regionen führte, ist allerdings bis heute nur ungenügend verstanden. Die chaotischen Gebiete sind deshalb von besonderem Interesse, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die Beziehung zwischen den chaotischen Terrains, den Valles Marineris, den Ausflusstälern und der Tiefebene Chryse Planitia geben kann.

Bei einem dieser chaotischen Gebiete handelt es sich um das im Inneren des Aram-Kraters gelegene „Aram Chaos“. Der Aram-Krater ist ein 284 Kilometer durchmessender und rund vier Kilometer tiefer Impaktkrater, welcher sich bei 2,5 Grad nördlicher Breite und 338,5 Grad östlicher Länge im östlichen Bereich des Margaritifer Terra befindet. Eine kürzlich vorgestellte Studie zeigt jetzt, dass das Aram Chaos das Produkt eines Prozesses ist, bei dem große Teile des im Inneren des Kraters abgelagerten Wassereises schmolzen und sich anschließend einen Weg in das benachbarte Ausflusstal „Ares Vallis“ bahnten.

„Vor etwa 3,5 Milliarden Jahren war der ursprüngliche Aram-Krater teilweise mit Wassereis gefüllt, welches von einer zwei Kilometer dicken Schicht aus Sedimenten bedeckt wurde“, so Manuel Roda von der Universität Utrecht, der Hauptautor der betreffenden Studie. Diese Schicht aus Lockermaterial schützte das Wassereis vor der direkten Sonneneinstrahlung und verhinderte so, dass das Eis verdampfte. Allerdings bot die Sedimentschicht keinen Schutz vor der Wärme aus dem Planeteninneren. Über einen Zeitraum von mehreren hundert Millionen Jahren wurde das Eis langsam von unten her aufgeschmolzen, bis schließlich die über dem Wasser liegende Sedimentschicht instabil wurde und kollabierte.

Dadurch bedingt kam es zu einer schlagartigen Verdrängung von fast 100.000 Kubikkilometern Wasser, was in etwa dem vierfachen Volumen des Baikalsees, des größten Süßwassersees auf der Erde entspricht. Innerhalb weniger Wochen bahnte sich das plötzlich freigesetzte Wasser einen Zugang zu dem weiter östlich gelegenen Ausflusstal Ares Valles. Das dabei geschaffene Verbindungstal verfügte über eine Tiefe von bis zu 2,5 Kilometern und eine Breite von etwa 10 Kilometern. Durch den Abfluss des Wasser wurden am Grund des Kraters die jetzt erkennbaren Talsysteme und die chaotisch angeordneten Blockformationen geschaffen.

„Eine interessante Folge dieses Ereignisses besteht darin, dass sich möglicherweise immer noch eine Mischung aus Gestein und Wassereis im Untergrund befindet. Diese Schicht war eventuell nie Bedingungen ausgesetzt, die zu einem Schmelzen des Eises führten beziehungsweise es wurde nur eine dünne Schicht aufgeschmolzen, so dass nicht das gesamte darüber befindliche Material kollabierte. Unter der Oberfläche befindliches Wassereis zeugt davon, dass sich der Mars plötzlich in eine kalte, gefrorene Welt verwandelt hat“, so Manuel Roda.

Sollten sich unter der Oberfläche jedoch noch Vorkommen von flüssigem Wasser befinden, so Manuel Roda weiter, so könnten diese einen potentiellen Lebensraum für eventuell auf dem Mars lebende Mikroorganismen bilden. In einer ausreichenden Tiefe wären sie dort auch vor den harten auf der Marsoberfläche herrschenden Umweltbedingungen, zum Beispiel der dort fast ungehindert einfallenden kosmischen Strahlung geschützt, so Roda weiter.

Die hier kurz vorgestellte Studie wurde kürzlich auf dem diesjährigen European Planetary Science Congress, einer Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Bei ihrer Arbeit griffen die beteiligten Wissenschaftler unter anderem auf Aufnahmen der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Mars Express, zurück. Einige von der HRSC-Kamera erstellte Ansichten des Aram-Kraters finden Sie auf einer entsprechenden Internetseite der FU Berlin.

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EPSC 2013:

• Evidence for catastrophic ice lake collapse from Aram Chaos (Mars) (engl.)

Der Beitrag Planet Mars: Das Chaos im Aram-Krater erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Heute vor 10 Jahren, am 2. Juni 2003 um 19.45 MESZ, startete die europäischen Weltraumagentur ESA die Raumsonde Mars Express, welche nach einem knapp sieben Monate andauernden Flug Ende Dezember 2003 erfolgreich in eine Umlaufbahn um unseren äußeren Nachbarplaneten einschwenkte. Mittels der sieben wissenschaftlichen Instrumente, welche sich an Bord des Marsorbiters befinden, sollten laut den Vorgaben für diese anspruchsvolle Mission in den darauf folgenden zwei Jahren folgende Aufgabenstellungen erfüllt werden:

• eine globale, hochauflösende topographische und morphologische Kartierung der Marsoberfläche mit einer Nominalauflösung von bis zu zehn Metern in allen drei Dimensionen, sowie Teleaufnahmen mit bis zu zwei Metern Auflösung
• eine geologische und mineralogische Kartierung des Mars durch Vielfarbenaufnahmen und spektroskopische Analysen
• eine Analyse der atmosphärischen Zusammensetzung und der dort ablaufenden Prozesse
• eine Untersuchung der Untergrundstruktur insbesondere auf Permafrostablagerungen
• eine Erforschung der Wechselwirkung zwischen der Planetenoberfläche und der Marsatmosphäre
• eine Untersuchung der Wechselwirkung zwischen der Atmosphäre und dem interplanetaren Medium
• eine Suche nach Wassereisablagerungen
• eine Kartierung der Marsmonde Phobos und Deimos

Inzwischen hat Mars Expressden „Roten Planeten“ fast 12.000 Mal umkreist und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern auch lange nach dem Ablauf dieser zwei Jahre immer noch 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. Dies ist auch der Grund dafür, warum die Mission mittlerweile bereits dreimal von der ESA verlängert wurde – zuletzt bis zum Ende des Jahres 2014. Der wissenschaftliche Ertrag, welcher sich dabei ergibt, ist ungemein groß und die Instrumente an Bord des Marsorbiters funktionieren trotz der langen Einsatzdauer immer noch einwandfrei.
Die HRSC-Kamera
Bei dem der Öffentlichkeit wohl am besten vertrauten Instrument an Bord von Mars Express dürfte es sich vermutlich um die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) handeln, welche ein bisher einmaliges Experiment in der Planetenforschung darstellt. Zum ersten Mal wird durch diese hochauflösende Stereokamera die Oberfläche eines fremden Planeten systematisch in der dritten Dimension und zudem in Farbe abgebildet. Durch die dabei gewonnenen Daten wird die Beantwortung fundamentaler Fragen zur geologischen und klimatologischen Geschichte des Mars ermöglicht. Die räumliche Auflösung der erzeugten Stereobilder erlaubt es den beteiligten Geowissenschaftlern, Oberflächendetails in einer Auflösung von bis zu 10 bis 30 Metern dreidimensional zu analysieren.

Als besonderes „Bonbon“ ist ein zusätzliches hochauflösendes Teleobjektiv in die Kamera integriert. Mit diesem „Super Resolution Channel“ (SRC) ist die Abbildung von lediglich etwa zwei bis drei Meter großen Objekten, welche dabei in die farbigen Stereobilddaten der HRSC-Kamera eingebettet sind, durchführbar. Auf diese Weise ist es zum Beispiel auch möglich, einzelne Schichten in Sedimentgesteinen des Mars zu identifizieren und zu analysieren. Die hierbei erreichbare „Punktgenauigkeit“ der erzeugten Aufnahmen stellt eine weitere Stärke der HRSC-Kamera dar.

Das HRSC-Kameraexperiment wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der Kamera entworfen. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) 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. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht derzeit aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Auf dem Weg zum Mars
Die Kamera wurde kurz nach dem Start erstmals aktiviert und dabei zur Erde hin ausgerichtet. Sie lieferte dabei den ersten Beweis, dass sie den Start der Raumsonde vom Weltraumbahnhof in Baikonur gut überstanden hatte. Aus knapp acht Millionen Kilometer Entfernung fertigte die Kamera am 3. Juli 2003 eine Test-Aufnahme an, auf der die Erde und der Mond zu erkennen waren. Als die Sonde dann nach einem mehrmonatigen Flug lediglich noch 5,5 Millionen Kilometer vom Mars entfernt war, gelang die nächste Aufnahme. Die verschiedenen Strukturen auf der Marsoberfläche waren hierbei als helle und dunkle Flächen zu erkennen.

Am 25. Dezember 2003 erreichte Mars Express schließlich das Ziel – und sorgte zunächst einmal für einen gewaltigen Schreck. Die Stereokamera blickte erstmals aus kurzer Entfernung auf den Mars – und lieferte ein fast weißes Bild.

„Da haben alle erst einmal geschluckt“, erinnert sich Prof. Ralf Jaumann vom DLR. Funktionierte die Kamera etwa nicht? Für die an der Mission beteiligten Wissenschaftler wäre der Ausfall des Instruments eine herbe Enttäuschung gewesen. Doch einer der neun verschiedenen Kanäle der Kamera – der Infrarotkanal – zeigte immerhin schwache Konturen der Marsoberfläche. Die Problemlösung war dann glücklicherweise schnell gefunden. Die Sensitivität der Kamera war nahe am Mars viel größer als von den Wissenschaftlern eigentlich erwartet, und die erste Aufnahme war daher überbelichtet. Zwei Marsumkreisungen später wurde dann mit einer korrigierten Belichtungszeit aus einer Überflughöhe von 277 am 10. Januar 2004 die erste von vielen weiteren erfolgreichen Aufnahmen angefertigt. Detail für Detail zeigte sich ein Teilbereich der südlichen Hochländer des Mars nahe der unmittelbar nördlich des Äquators gelegenen Region Isidis Planitia.

Der Mars in 3D
„Zum ersten Mal konnten wir den Mars räumlich – dreidimensional – sehen“, so Prof. Ralf Jaumann. Gräben, Impaktkrater, weit verzweigte Täler, Lavaflüsse, das größte Grabenbruchsystem oder auch der höchsten Berg im derzeit bekannten Sonnensystem – auf den Bildern der HRSC-Kamera wird die Topographie des Mars so plastisch dargestellt, dass der Eindruck entsteht, man könnte durch sie hindurchspazieren. Dass diese Landschaftsstrukturen auch in 3D zu sehen sind, wird durch das ungewöhnliche Aufnahmeprinzip der Kamera ermöglicht. Nacheinander tasten neun lichtempfindliche Detektoren die Oberfläche unter neun verschiedenen Beobachtungswinkeln ab. Die einzelnen Datensätze werden von den Mitarbeitern des DLR zu digitalen Geländemodellen und dreidimensionalen Bildern verarbeitet.

„Wir können die gesamte Topographie beinahe so sehen, als würden wir vor Ort auf dem Mars stehen“, betont Prof. Ralf Jaumann. Welche Neigung hat ein Hang? Wie dick ist eine spezielle Lavaschicht? Mit den Aufnahmen der HRSC-Kamera konnten die Wissenschaftler beispielsweise feststellen, dass es auf dem Mars noch vor Kurzem einen aktiven Vulkanismus gegeben hat. Einige der Schildvulkane in der Marsprovinz Tharsis waren zum Beispiel noch von wenigen Millionen Jahren aktiv. In geologischen Zeiträumen betrachtet war das erst „gestern“. Auch in der Gegenwart könnten die Vulkane auf dem Mars durchaus noch einen Rest dieser ehemaligen Aktivität aufweisen.

Die Bilder der HRSC-Kamera zeigen den Planetenforschern aber noch mehr. Auch wenn der Mars in der Gegenwart nicht mehr die atmosphärischen Bedingungen aufweist, welche das Vorhandensein von flüssigem Wasser erlauben – in seiner Vergangenheit muss Wasser über die Oberfläche des Mars geflossen sein. Dies belegen beispielsweise die vor drei bis vier Milliarden Jahren entstandenen riesigen Ausflusstäler im Grenzbereich zwischen dem südlichen Hochland und der die fast komplette nördliche Marshemisphäre bedeckenden Tiefebene.

Mit dem extrem hochauflösenden Teleobjektiv der HRSC-Kamera können so detailreiche Aufnahmen angefertigt werden, dass gerade geologische Prozesse, an denen Wasser beteiligt war, nachvollzogen werden können. Daraus resultiert, dass es im Laufe der Geschichte des Mars immer wieder fließende und stehende Gewässer auf dem heute so trockenen, staubigen Planeten gab. Es müssen also in der Frühphase des Planeten andere klimatische Bedingungen geherrscht haben. Gut erkennbar ist dies auch auf den dreidimensionalen Bildern, welche unweit des Äquators Strukturen zeigen, die von Gletschern stammen. Mit dem heutigen Klima auf dem Roten Planeten ist dies nicht vereinbar.

Warum hat sich der Mars so entwickelt? Was hat dazu geführt, dass der Mars und die Erde in der Gegenwart so unterschiedliche Umweltbedingungen aufweisen? Und bot der Mars in seiner Vergangenheit Bedingungen, die Leben ermöglichten? Die Mars Express-Sonde und deren HRSC-Kamera liefern kontinuierlich Daten, um diese Fragen zu beantworten.
Mittlerweile ist aus den zahlreichen Aufnahmen der HRSC-Kamera ein fast kompletter „Globus“ des Mars entstanden, welcher unseren Nachbarplaneten in 3D darstellt. Wie bei einem Puzzle setzen die Wissenschaftler die Aufnahmen der Kamera Stück für die Stück zusammen und erstellen so eine globale Landkarte vom Mars. Von den 145 Millionen Quadratkilometern der Marsfläche hat das HRSC-Team während der letzten fast zehn Jahre rund 95,5 Prozent der Marsoberfläche in einer Auflösung abgebildet, welche bei mindestens 60 Metern pro Pixel liegt. Etwa 66,8 Prozent der Oberfläche, dies entspricht rund 97 Millionen Quadratkilometern, konnten sogar mit Auflösungen zwischen lediglich 12,5 und 20 Metern erfasst werden.

Von Zeit zu Zeit machen atmosphärische Störungen wie Wolken aus Kohlendioxid oder Wassereiskristallen, Dunstschichten oder Staubstürme einzelne Aufnahme für eine wissenschaftliche Auswertung unbrauchbar. In solchen Fällen entsteht eine Datenlücke, welche bei einem der nächsten Überflüge gefüllt wird.

„Damit entsteht der umfangreichste Datensatz, der je mit einem deutschen Instrument zur Erkundung unseres Sonnensystems gewonnen wurde“, so Prof. Ralf Jaumann. Kombiniert werden diese Daten mit den Datensätzen, welche durch die Marsorbiter der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA oder auch den Daten der anderen Instrumente von Mars Express gesammelt werden. All diese Daten ermöglichen es uns – in einem größeren Kontext betrachtet – die Entwicklungsgeschichte des Mars noich besser als bisher möglich nachzuvollziehen. Hierdurch ergeben sich auch neue Erkenntnisse darüber, wie sich unser Heimatplanet einstmals entwickelte und immer noch weiter entwickelt.

Anlässlich des Jubiläums des Starts von Mars Express hat das DLR ein Webspecial erstellt, welches Sie hier abrufen können. Auf dieser Internetseite finden Sie atemberaubend schöne Aufnahmen von der Oberfläche des Mars und erfahren mehr über dessen Klimageschichte, dessen zwei Monde und über die Geschichte seiner Erforschung. DLR- Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler berichten hier zudem in kurzen Interviews über die aktuellen Forschungsergebnisse und die bisherigen, teils verblüffenden Erkenntnisse, welche sie im Laufe der letzten Jahre auch auf Grundlage der HRSC-Daten gewonnen haben.

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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unserer äußerer Nachbarplanet mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas-Impaktbecken verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem bisherigen Wissensstand um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern ist der Olympus Mons der höchste Vulkan im derzeit bekannten Sonnensystem. Auch die benachbarten Schildvulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons sind mit Höhen von 13, 12 und 18 Kilometern deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest.

Als besonders spektakulär präsentiert sich dem irdischen Betrachter jedoch das imposante Talsystem der Valles Marineris. Dieses bis zu 11 Kilometer tiefe System aus diversen, teilweise parallel zueinander verlaufenden und zugleich miteinander verbundenen Tälern erstreckt sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern entlang des Marsäquators und erreicht dabei eine Breite von stellenweise deutlich mehr als 200 Kilometern. Mit diesen Abmessungen handelt es sich bei den Valles Marineris um das mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems.

Ein heute von der ESA veröffentlichtes Mosaikbild zeigt den zentralen Abschnitt der Valles Marineris. Das Mosaik setzt sich aus 20 Einzelaufnahmen zusammen, welche mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marsorbiters Mars Express, angefertigt wurden. Mars Express befindet sich seit dem Dezember 2003 in einer polaren Umlaufbahn um unseren Nachbarplaneten und überfliegt und fotografiert dabei auch immer wieder die Region der Valles Marineris. Abhängig von den dabei gegebenen Überflughöhen verfügen die einzelnen Bildstreifen der HRSC dabei über Breiten zwischen 50 und 200 Kilometern.

Das Aufnahmeprinzip der HRSC ermöglicht es, aus den neun einzelnen Aufnahmekanälen der Kamera – vier dieser Kanäle sind Stereokanäle – so genannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Dies bedeutet, dass für jeden abgebildeten Bildpunkt auch die dazugehörige Höhe über der Marsoberfläche ermittelt werden kann. Im Computer können aus diesen Informationen anschließend perspektivische Ansichten der Marsoberfläche berechnet werden. Eine solche perspektivische Ansicht, welche die Marsoberfläche aus einem Blickwinkel von 45 Grad zeigt, wurde für die Erstellung des hier gezeigten Mosaiks verwendet. Die abgebildete Region verfügt über eine Fläche von rund 630.000 Quadratkilometern. Die Auflösung liegt bei 100 Metern pro Pixel.

Zur besseren Darstellung wurden die Höhen vierfach überhöht, was bedeutet, dass die abgebildeten Hänge und Bergflanken in dem Mosaik steiler erscheinen als in der Realität. Zudem sind die Farben in diesem Bild leicht verfälscht dargestellt. Durch eine Steigerung des Kontrastes in den einzelnen Farbkanälen werden auf diese Weise verschiedene, auf den ersten Blick eher unscheinbare Geländemerkmale dieser geologisch äußerst komplexen Region sowie Unterschiede in der Zusammensetzung der Oberfläche deutlicher sichtbar.

Die Entstehungsgeschichte der Valles Marineris ist bisher aus wissenschaftlicher Sicht noch nicht vollständig geklärt. Sehr wahrscheinlich steht sie aber in einem direkten Zusammenhang mit der Herausbildung der Tharsis-Region, welche sich im Westen und Süden unmittelbar an das Talsystem anschließt. Bei der Tharsis handelt es sich um eine mehr als vier Kilometer hohe Aufwölbung der Marsoberfläche, welche über eine Ausdehnung von etwa vier Millionen Quadratkilometern verfügt. In diesem Gebiet befinden sich auch die bereits weiter oben erwähnten vier größten Vulkane des Mars.

Auch an den Rändern der Valles Marineris finden sich zahlreiche Spuren von Vulkanismus. An den kilometerhohen Hängen lassen sich Schichtablagerungen erkennen, welche offensichtlich einstmals von dünnflüssiger, basaltischer Lava gebildet wurden. Diese Lavamassen haben sich in der Vergangenheit immer wieder über die Oberfläche unseres Nachbarplaneten ergossen. Auch die Hochebenen in der Umgebung der Valles Marineris bestehen aus diesen Basaltdecken.

Durch Druck von unten, welcher vermutlich von riesigen Magma-Blasen erzeugt wurde, die wiederum ursprünglich in großer Tiefe entstanden und aufgrund ihrer geringeren Dichte durch den plastischen Mantel des Mars bis unmittelbar unter die Marskruste aufstiegen, bauten sich in der Phase der Aufwölbung der Tharsis-Region vor drei bis vier Milliarden Jahren diverse tektonische Spannungen in der Marskruste auf. Diese Spannungen führten letztendlich zu Dehnungsbrüchen in der Kruste. Gewaltige Krustenblöcke sanken dabei zwischen den Flanken der aufgebrochenen Kruste mehrere tausend Meter in die Tiefe ab. Auch auf der Erde existieren vergleichbare Strukturen, wenn auch in einem viel kleineren Maßstab. Ein Beispiel hierfür ist der etwa 300 Kilometer lange Oberrheingraben zwischen Basel und Frankfurt am Main.

Auf der Oberfläche des Mars haben sich als Folge dieser Dehnungsspannungen charakteristische Muster von tektonischen Brüchen gebildet. Die jüngsten dieser Dehnungsbrüche sind in der Bildmitte und entlang der unteren Bildkante zu erkennen. Durch das Aufbrechen der Kruste und durch die damit verbundenen Veränderungen im Landschaftsprofil erfolgten entlang der Geländekanten zahlreiche Abbrüche und Hangrutschungen von teilweise gewaltigen Ausmaßen. Die Spuren dieser Massebewegungen sind entlang der südlichen (unteren) und nördlichen (obere Bildmitte) Begrenzung der Valles Marineris zu erkennen.

In der Folgezeit hat offensichtlich auch Wasser, welches in großen Mengen und mit viel Energie durch die Valles Marineris strömte, zu einer weiteren Veränderung der Landschaft. Zum einen haben die Wassermassen die Ränder der einzelnen Chasmata – der Täler der Valles Marineris – regelrecht „weggefräst“. Zu anderen hat das Strömen des Wassers zu einer zusätzlichen Vertiefung der Talsohle geführt. Diese Wassermassen – dies zeigt sich durch das Höhenprofil der einzelnen Talsysteme – flossen von Westen in Richtung Osten entlang des Talarmes in der rechten Bildhälfte ab und ergossen sich in ein nach Norden führendes System von Ausflusskanälen, welche in der Tiefebene Chryse Planitia auf der nördlichen Hemisphäre des Mars münden.

Diese Wassermassen müssen dabei anscheinend auch über einen relativ langen Zeitraum über die Marsoberfläche geströmt sein. Messungen des OMEGA-Spektrometers an Bord von Mars Express zeigen, dass die dortigen Gesteine durch den Einfluss von Wasser auch mineralogisch verändert wurden. So finden sich an vielen Stellen in den Valles Marineris Schichten und Ablagerungen von Sulfatmineralen. Beispiele hierfür sind Gips (Kalziumsulfat) und Kieserit (Magnesiumsulfat). Beide entstehen auf der Erde in Gewässern und in ihren Kristallgerüsten ist Kristallwasser enthalten.

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.
Höher aufgelöste Darstellungen dieser Mosaikaufnahme finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der ESA.

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