Die gestern veröffentlichten Aufnahmen der von der ESA betriebenen Raumsonde Mars Express zeigen einen Ausschnitt der Region Ius Chasma auf dem Mars. Auf den Bildern sind eine acht Kilometer hohe Abbruchkante, verschiedene Hangrutschungen und Fließspuren erkennbar. Letztere könnten ein Hinweis auf unter der Oberfläche verborgene Eisvorkommen sein.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, FU Berlin.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Eines der auffälligsten Merkmale unseres äußeren Nachbarplaneten ist ein weitläufiges Grabenbruchsystem, welches sich östlich der Tharsis-Vulkanregion längs des Marsäquators erstreckt. Mit einer Länge von fast 4.000, einer Breite von bis zu 700 und einer Tiefe von bis zu 11 Kilometern sind die Valles Marineris das größte Canyonsystem in unserem Sonnensystem. Über weite Strecken verlaufen die Valles Marineris dabei in Form dreier fast paralleler und bis zu 200 Kilometer breiter Canyons, von denen jeder in seiner Ausdehnung den Grand Canyon auf der Erde um ein Vielfaches übertrifft.
Seit der Entdeckung dieses gigantischen Grabenbruchsystems auf Aufnahmen der US-amerikanischen Raumsonde Mariner 9 im Jahr 1972 entwickelten die Marsforscher verschiedenen Theorien zur Entstehung der Valles Marineris. Die gegenwärtig allgemein anerkannte Hypothese sieht dabei eine Verbindung mit der Bildung der benachbarten Tharsis-Vulkanregion.
Zeitgleich mit der Entstehung der Tharsis-Region kam es demnach zu einem Aufwölben der Planetenkruste, was zu erheblichen Oberflächenspannungen führte. Die anschließende zusätzliche Belastung der Planetenoberfläche durch die sich immer höher auftürmenden Lavamassen der Tharsis-Vulkane führte letztendlich zu einem teilweisen Abbau dieser Spannungen, indem die Kruste am Ostrand der Tharsis-Region aufbrach. Dabei bildete sich ein weitläufiges und verzweigtes Grabensystem.
Als zweiter Schritt, so diese Theorie, kam es zu einer verstärkten Aktivität der Tharsis-Vulkane, wobei sich auch das Ursprungsgebiet der Vulkanausbrüche langsam verschob. In der Folge verstärkte sich dabei das Ungleichgewicht der immensen Krustenspannungen noch weiter, so dass die Planetenkruste vollends aufriss und dabei die heutigen Valles Marineris erzeugte. Die Aufwölbung der Tharsis-Region begann vor mehr als 3,5 Milliarden Jahren während des Noachiums, der ältesten Periode in der Marsgeschichte, und setzte sich bis in die Periode des späten Hesperiums fort, welches vor etwa drei Milliarden Jahren endete.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Die einzelne Canyonsysteme der Valles Marineris, auch als sogenannte „Chasmata“ bezeichnet, wurde anschließend mehrfach durch Wassererosion noch weiter ausgespült und durch aeolische Prozesse und Hangrutschungen umgeformt. Mit dem Begriff Chasma (griechisch für Kluft, Abgrund oder Spalte, Plural Chasmata) werden von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) langgestreckte, von steilen Abhängen begrenzte Vertiefungen, Erdspalten oder von steilen Abhängen begrenzte Geländebrüche bezeichnet.
Einer der Canyons innerhalb des Valles Marineris ist das Ius Chasma, welches sich in dessen Westhälfte über eine Länge von etwa 940 Kilometern erstreckt. Der Name Ius bezieht sich auf Io, eine Geliebte des Gottes Zeus in der griechischen Mythologie, nach der auch der vulkanisch aktive Jupitermond Io und das zwischen Griechenland und Italien gelegene Ionische Meer benannt sind.
Am 16. September 2005 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 2.149 den östlichen Bereich des Ius Chasma und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) ab. Aus einer Höhe von etwas mehr als 250 Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 13 Metern pro Pixel.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Die hier gezeigten Abbildungen geben einen bei 7 Grad südlicher Breite und 282 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder und zeigen einen Ausschnitt der nördlichen Abbruchkante des Ius Chasma, welche nach Norden hin von einem Plateau des Marshochlands abgegrenzt wird. Die Abbruchkante fällt bis zu 8,2 Kilometer zum Boden des Chasmas hin ab. Die immensen Spannungen im Gestein erzeugten mehrere parallele zum Grabenbruch verlaufende Störungen, deren Spur sich auch auf dem angrenzenden Plateau verfolgen lässt. Hier haben die aufgetretenen Spannungen stellenweise zur Bildung verschiedener tektonischer Gräben geführt. Rechtwinklig zum Hauptgrabensystem bildeten sich außerdem weitere Störungszonen (Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Nadir-Aufnahme).
Im Laufe der Zeit stürzten mehrere großflächige und sich überlagernde Hangrutsche in das Chasma hinab (Bildausschnitt 2). Entlang der obersten und damit jüngsten Hangrutschung ist eine helle, schlierige Zone erkennbar. Diese könnte ein Hinweis auf einen Materialwechsel im Aufbau des anstehenden Hochlandes sein. In Bildausschnitt 3 sind zudem die Überreste einer älteren Hangrutschung zu erkennen. Im Zentrum der abgebildeten Szene fallen des weiteren verschiedene großflächige, dunkle Strukturen auf. Hierbei handelt es sich um Dünen, welche dort im Laufe der Jahrmilliarden durch eine Windverfrachtung angehäuft wurden. Die dunkle Färbung des Dünenmaterials ist ein Hinweis darauf, dass es sich hierbei um zu Sand und Staub verwittertes Basaltgestein handelt, einem auch auf der Erde häufig vorkommenden eisen- und magnesiumreichen vulkanischen Gestein.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Einige helle Ablagerungen in dieser Region könnten von abgerutschtem Material herrühren, welches noch nicht so lange den Kräften der Verwitterung ausgesetzt ist. Dieses Material könnte das anstehende Gestein des Marshochlands repräsentieren, welches entlang und unterhalb der Abbruchkante aufgeschlossen ist. Die Ablagerungen der Hangrutschungen weisen zudem Fließstrukturen auf, die sich mit zunehmender Entfernung zum Ausgangspunkt der Rutschungen immer weiter auffächern. Diese Fließstrukturen sind als längliche, gewundene Rillen erkennbar. Möglicherweise, so die Meinung der Planetologen, war im Hochland unmittelbar unter der Oberfläche gespeichertes Eis oder Wasser einer der auslösenden Faktoren für den Abgang der Rutschungen.
Die hier gezeigten Farbansichten des Ius Chasma wurden aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- bzw. rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht.
Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal 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.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 2.149 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Ius Chasma finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.
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