Am vergangenen Donnerstag veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen die Region Ascuris Planum. Auf diesen Fotos sind verschiedene Landschaftsstrukturen erkennbar, welche die vielfältigen geologischen Aspekte verdeutlichen, die zur Formung der Oberfläche unseres Nachbarplaneten führten.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA. Vertont von Peter Rittinger.
(Bild: NASA, JPL, MOLA Science Team, FU Berlin)
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert dieser Orbiter den an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.
Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Mars Express liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich gewesen sein könnte. Die Mars Express-Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).
Bereits am 10. November 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.785 die Marsregion Ascuris Planum, welche sich im äußersten nordöstlichen Bereich der Tharsis-Vulkanregion auf unserem Nachbarplaneten befindet, und bildete einen Teilbereich dieses Gebietes dabei mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) – der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters – ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 18 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 39 Grad nördlicher Breite und 281 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.
„Horst-Graben-Strukturen“ im Bereich des Ascuris Planum
Im Vergleich zu anderen Naturwissenschaften wie der Astronomie, der Mathematik, der Physik oder der Chemie handelt es sich bei der Geologie um eine noch relativ junge Wissenschaft, welche sich erst im Verlauf der letzten Jahrhunderte zu einem eigenständigen Forschungszweig entwickelte. Dieser gründete dabei auf den Erfahrungen, welche im Laufe der Zeit bei der Suche und der anschließenden Prospektion von Mineral- und Erzlagerstätten gesammelt wurden. Vor allem in den Mittelgebirgen Zentraleuropas sowie in den Alpen wurde der Bergbau bereits seit der Steinzeit betrieben und stellte in diesen Regionen stellenweise bis noch vor wenigen Jahrzehnten einen wichtigen Wirtschaftsfaktor dar. Bedingt durch diesen historischen Hintergrund fanden auch zahlreiche aus der deutschen Sprache stammende Fachbegriffe ihren Eingang in die heute überwiegend englischsprachig dominierte Fachterminologie der Geologen.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO)
Ein besonders markantes Beispiel hierfür ist die Bezeichnung „Horst– und Grabenstruktur“. Dieses auffällige geologische Phänomen von tiefen Gräben und dazwischen befindlichen erhöhten Schollen findet sich jedoch nicht nur an vielen Stellen auf unserem Heimatplaneten, sondern ist auch auf dem Mars an zahlreichen Stellen zu beobachten. Bei einer dieser Regionen handelt es sich um das jetzt durch die HRSC-Kamera abgebildete Gebiet des Ascuris Planum.
Wie entstanden die dortigen „Horst-Graben-Strukturen“?
Die Tharsis-Region, an deren Rand sich das Ascuris Planum befindet, verfügt über einen Durchmesser von mehreren tausend Kilometern und bedeckt dabei eine Fläche von etwa vier Millionen Quadratkilometern der Marsoberfläche, die sich in diesem Bereich wie eine schildförmige Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Planetenoberfläche erhebt. Für die Entstehung dieser Region war ein extremer Vulkanismus verantwortlich, welcher auf dem Mars in den vergangenen Jahrmilliarden in mehreren Aktivitätsphasen auftrat. Daraus resultierte auch die Entstehung verschiedener Schildvulkane, welche zu den höchsten bisher bekannten Erhebungen in unserem Sonnensystem zählen.
Allgemein wird davon ausgegangen, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Grabenbruchsystem der Valles Marineris, von etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt. Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Vulkanen auf.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Der Olympus Mons, der höchste Vulkan auf dem Mars, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von mehr als 22 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18, der Arsia Mons mit 14 und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe. Bei den Ausbrüchen der Vulkane ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche dabei zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Durch das Gewicht des vulkanischen Gesteins bauten sich innerhalb der Marskruste massive tektonische Dehnungsspannungen auf.
Wird eine starre, spröde Gesteinskruste jedoch gedehnt – beispielsweise weil der Untergrund infolge tektonischer Prozesse angehoben wird – so wird die darüber liegende Oberfläche ‚unter Spannung‘ gesetzt. Sobald die dabei auftretende Dehnungsspannung über die für das Gestein ‚erträglichen‘ Grenzwerte steigt, kommt es zu einem Aufbrechen der Planetenkruste. Dies hat zur Folge, dass sich eine Störungszone bildet.
Dehnt sich die Kruste noch weiter, so können entlang der Dehnungsbrüche große Gesteinsblöcke mehrere hundert Meter in die Tiefe rutschen. Über einen Zeitraum von viele Millionen Jahre entsteht so ein tektonischer Graben. Die zu beiden Seiten des Grabens zum Liegen gekommenen Blöcke überragen nun die umgebende Landschaft und bilden die dazu gehörigen Horste.
Früherer Vulkanismus
Das Ascuris Planum weist jedoch noch weitere interessante geologische Aspekte auf. Neben der komplexen Tektonik sind hierbei speziell verschiedene vulkanische Phänomene von Interesse. In der unmittelbaren Nachbarschaft zum Ascuris Planum befindet sich mit dem weiter westlich gelegenen Alba Patera ein weiterer der größten Vulkane unseres Nachbarplaneten. Unmittelbar südöstlich befindet sich dagegen mit dem Labeatis Mons einer der zahlreichen kleineren Schildvulkane der Tharsis-Region. Die geradlinig bis leicht gekrümmt verlaufenden Störungen, welche für die Entstehung der Horst- und Grabenlandschaft verantwortlich sind, fallen hier ganz besonders ins Auge.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO)
Es handelt sich bei dem Ascuris Planum um einen Teil der Marskruste, welcher über einen sehr langen Zeitraum der Marsgeschichte unter hohem tektonischem ‚Stress‘ gestanden haben muss. Die meist parallel angeordneten Gräben weisen einen von Nordosten nach Südwesten zeigenden Verlauf auf. Allerdings gibt es auch Gräben, die diese Hauptrichtung schneiden. Dies weist darauf hin, dass dieser Bereich der Marsoberfläche zu unterschiedlichen Zeiten unterschiedlichen Belastungen im ‚Stress-Regime‘ ausgesetzt war. In den linken Bildhälften der hier gezeigten verschiedenen Nadiransichten erscheinen die Kanten der Gräben zudem ‚frischer‘ und weniger stark erodiert aus. Diese Strukturen dürften somit einer jüngeren Generation von Brüchen angehören.
Auf den höchsten Erhebungen dieser Region, welche am besten in der weiter unten gezeigten farbkodierten Höhenkarte zu erkennen sind, finden sich zudem einige erstarrte Lavaströme. Diese Ströme, welche eventuell mit dem benachbarten Vulkan Labeatis Mons in Verbindung stehen, könnten entlang der Störungslinien ausgetreten sein. Ein entsprechendes Beispiel hierfür ist den Geologen auf unserem Heimatplaneten von den durch Vulkanismus geprägten Hawaii-Inseln im Pazifik bekannt.
Grubenkrater-Ketten liefern Hinweis auf Lavaströme oder auf ehemaliges Grundwasser
In den rechten Bildhälften der Nadiransichten sind dagegen einige parallel verlaufende Gräben und mehrere Impaktkrater erkennbar. Zwei dieser Krater befinden sich unmittelbar neben tektonischen Bruchlinien und weisen in ihren Wällen in Richtung der Gräben eine Öffnung auf. Diese Krater müssen somit älter als die tektonischen Brüche sein. Dies zeigt sich auch in der Struktur der Ejektadecke des größeren dieser beiden Krater, welche von einem Graben unterbrochen wird, bevor sie sich am anderen Ende des Grabens fortsetzt. Krater mit intakten Rändern, welche sich direkt auf den in dieser Region befindlichen Gräben befinden, sind dagegen offensichtlich jüngeren Datums. Anhand solcher Beobachtungen lassen sich die hier erfolgten geologischen Abläufe bis zu einem gewissen Grad somit auch zeitlich einordnen.
Auffallend ist zudem eine Aneinanderreihung von einzelnen, nahezu kreisrunden und kesselartigen Vertiefungen. Hierbei handelt es sich um Gruben mit steilen Wänden, welche sich entlang von weiteren Störungslinien in der spröden Marskruste gebildet haben. Die Geologen sprechen hier von Grubenkrater-Ketten. Derartige Strukturen treten häufig auf den Flanken von flachen Schildvulkanen auf und könnten den Verlauf von früher unter der Oberfläche existenten Lavakanälen anzeigen. Im Laufe der Zeit stürzen Teile der Gesteinsdecke über zwischenzeitlich entleerten Lavakanälen ein und bilden so diese Muster. Auch dieses Phänomen findet sich auf der Erde an verschiedenen Stellen – beispielsweise ebenfalls auf Hawaii oder auf Island.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO)
Allerdings gibt es auch zwei weitere, nicht auf einen Vulkanismus beruhende Erklärungsansätze für die Entstehung dieser Grubenkrater-Ketten. Die erste alternative Theorie folgt dabei dem Ansatz, dass die Planetenkruste gedehnt wurde. Hierbei entstanden Vertiefungen, welche anschließend von nachrutschendem Material teilweise wieder verfüllt wurden. Aber auch Grundwasser, so der dritte Ansatz, könnte bei der Entstehung dieser Strukturen eine Rolle gespielt haben.
Auf der Erde treten derartige Aneinanderreihungen von trichterartigen ‚Löchern‘ in einer ansonsten intakten Landschaft insbesondere in Karstlandschaften auf und werden hier als Dolinen bezeichnet. Diese entstehen, wenn sich das in der Erdatmosphäre enthaltene Kohlenstoffdioxid mit Wasser zu Kohlensäure verbindet, welche dann als Bestandteil des Oberflächenwassers das Kalkgestein angreift. Kohlensäurehaltiges Sickerwasser gerät dabei in den Untergrund und lässt dort Hohlräume entstehen. Sobald die über so einem Hohlraume befindliche Deckschicht ihr Eigengewicht nicht mehr tragen kann, stürzt die Höhlendecke ein und legt die besagten trichterartigen Strukturen frei.
Zwar gibt es auf dem Mars nach dem derzeitigen Wissensstand keine Kalksteinablagerungen. Allerdings konnten in den vergangenen Jahren in vielen Regionen der Marsoberfläche andere wasserlösliche mineralogische Ablagerungen – beispielsweise in Form von Sulfaten – nachgewiesen werden, welche dort an Stellen auftreten, an denen einstmals auch Wasser vorhanden war.
Unabhängig davon, auf welche Weise sich diese Grubenkrater-Kette letztendlich gebildet hat, ist es jedoch deutlich, dass diese Region der Marsoberfläche eine bewegte und komplexe Vergangenheit durchlaufen hat, durch deren nähere Untersuchung sich den Geologen in der Zukunft weitere Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten ergeben werden.
Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Ascuris Planum wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Ein Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der vier Stereokanäle der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.
Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche in 34 Instituten in elf Ländern tätig sind.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO)
Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erzeugt.
Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen der Region Ascuris Planum finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.
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