Mitte der letzten Woche veröffentlichte Aufnahmen der von der ESA betriebenen Raumsonde Mars Express zeigen die Umgebung eines Impaktkraters auf dem Mars. Aus einer Höhe von etwa 260 Kilometern konnte die HRSC-Stereokamera dabei eine Auflösung von bis zu 13 Metern pro Pixel erreichen und auffällige Verwehungen dokumentieren.
Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, FU Berlin, ESA.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Auf der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten findet man die höchsten Vulkane unseres Sonnensystems. Vulkanische Aktivität ist somit nicht nur auf der Erde sondern auch auf dem Mars ein wichtiger geologischer Prozess, welcher im Laufe der Zeit das Antlitz der gesamten Planetenoberfläche umgestaltet. In der Gegenwart sind die Marsvulkane zwar nicht mehr aktiv, früher produzierten sie jedoch bei gewaltigen Ausbrüchen große Mengen an Asche, welche anschließend von den Winden über die Planetenoberfläche transportiert und schließlich abgelagert wurde – so wie es noch heute auf der Erde der Fall ist.
Größere Konzentrationen vulkanischer Asche findet man dabei auf dem Mars bevorzugt an windgeschützten Stellen wie zum Beispiel im Inneren von Impaktkratern. Einen dieser Orte nahm die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express am 1. September 2005 in ihrem Orbit Nummer 2.097 auf.
Das Meridiani Planum ist eine ausgedehnte Hochebene am nördlichen Rand des die gesamte Südhemisphäre umspannenden südlichen Hochlandes des Mars. Sie befindet sich dabei zwischen den beiden großen Vulkanregionen unseres Nachbarplaneten. Im Osten befindet die sich über eine Fläche von rund 2,5 Millionen Quadratkilometern ausdehnende Region Elysium Planitia mit den Schildvulkanen Apollinaris Patera, Hecates Tholus, Albor Tholus und dem etwa 12.500 Meter hohen Elysium Mons.
(Bild: NASA, MOLA, FU Berlin)
Im Westen liegt dagegen die Tharsis-Vulkanregion, welche eine Fläche von etwa vier Millionen Quadratkilometern bedeckt. Hier findet man auch die höchsten Vulkane unseres Sonnensystems. Besonders beeindruckend ist dabei der etwas außerhalb dieses Gebietes gelegene Olympus Mons. Mit einer Gipfelhöhe von 26,4 Kilometern und einem Basisdurchmesser von fast 600 Kilometern ist dieser Schildvulkan die höchste Erhebung innerhalb unseres Sonnensystems. Altersbestimmungen von Lavaflüssen legen die Vermutung nahe, dass Olympus Mons eventuell noch vor zwei Millionen Jahren aktiv gewesen ist.
Das Meridiani Planum zeigt bei der Betrachtung des Mars durch ein Teleskop eine auffällig dunkle Färbung und kann deshalb relativ leicht wiedererkannt werden. Aus diesem Grund wurde eine bestimmte Stelle in Meridiani Planum als Bezugspunkt für das geographische Koordinatensystem unseres äußeren Nachbarplaneten ausgewählt. Der Nullmeridian des Mars, nach dem diese Hochebene letztendlich benannt wurde, verläuft dort in Nord-Süd-Richtung durch den kleinen, lediglich 500 Meter durchmessenden Krater Airy-0.
Die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) auf der ESA-Sonde Mars Express betriebene hochauflösende HRSC-Stereokamera nahm bei 2 Grad nördlicher Breite und 352 Grad östlicher Länge einen Teilbereich des Meridiani Planum auf, wobei man aus einer Überflughöhe von rund 260 Kilometern eine Auflösung von bis zu 13 Metern pro Pixel erreichten konnte. Etwa 250 Kilometer südlich der abgebildeten Region landete am 25. Januar 2004 der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Mars Exploration Rover Opportunity, um dort nach Hinweisen auf das Vorkommen von Wasser in der Frühzeit des Mars zu suchen.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Das von der HRSC-Kamera abgebildete Gebiet besitzt eine Ausdehnung von 127 mal 63 Kilometern. In der Bildmitte ist ein rund 50 Kilometer durchmessender und etwa 1.700 Meter tiefer Impaktkrater zu erkennen, auf dessen Boden sich dunkelrot bis dunkelgrau gefärbtes Material befindet.
Das Verhältnis von der Tiefe des Kraters zu seinem Durchmesser beträgt etwa 1:30. Dieses Verhältnis ist ein Anzeichen dafür, dass der Krater vor sehr langer Zeit, vermutlich vor mehr als drei Milliarden Jahren, entstanden ist und seine beim Einschlag eines Asteroiden aufgeworfenen Kraterränder infolge der Erosion bereits teilweise abgetragen wurden. Bei relativ jungen Kratern dieser Größenordnung beträgt das Verhältnis von der Tiefe zum Durchmesser etwa 1:20.
Krater mit solchen Abmessungen verfügen nicht mehr über einen einfachen, schüsselförmigen Querschnitt, sondern zeigen vielmehr bereits komplexere Strukturen, wie beispielsweise die bei diesem Krater erkennbaren terrassenförmigen Stufen an der Innenseite des Kraterrandes. Diese Stufen bildeten sich durch das weiträumige Nachrutschen von Hangabschnitten infolge der Setzungsbewegungen des Untergrundes nach dem Impaktereignis.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Die inhomogene Beschaffenheit der Oberfläche im Inneren des Kraters deutet des Weiteren darauf hin, dass hier verschiedene Erosions- und Ablagerungsvorgänge stattgefunden haben. Am Kraterboden erkennt man deutlich mehrere punktförmige, pockenartige Erhebungen mit zum Teil tropfenförmigen Umrissen. Möglicherweise, so die Annahme der die Bilder analysierenden Wissenschaftler, handelt es sich hierbei um Strukturen, welche der allgemeinen Verwitterung besser widerstehen können als das Material in der unmittelbaren Umgebung.
Hier wird dann auch erkennbar, dass diese Region von Prozessen geprägt wurde, bei denen der auf dem Mars häufig mit hohen Geschwindigkeiten und über längere Zeiträume wehende Wind eine entscheidende Rolle spielt. Bei den auffallend dunklen Flächen im linken oberen Bereich des Impaktkraters handelt es sich aller Wahrscheinlichkeit nach um aus vulkanischer Asche bestehenden Ablagerungen, welche vom Marswind verfrachtet wurden.
Zum Teil wurde die Vulkanasche dabei sogar von den aus nordöstlicher Richtung wehenden Winden über den Rand des zentralen Kraters in die südwestliche Richtung auf die Hochebene geweht und markiert so die vorherrschende Windrichtung in diesem Gebiet. Die fast schwarze Färbung der Ascheablagerungen erklärt sich aus deren Zusammensetzung aus dunklen Mineralien. Hierfür kommen zum Beispiel die eisen- und magnesiumreichen Silikate Olivin und Pyroxen, die zwei wichtigsten Mineralien des auch auf der Erde häufig vorkommenden Vulkangesteins Basalt, in Frage.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Nordöstlich des Kraters in der Bildmitte ist am rechten unteren Bildrand ein etwa 34 Kilometer durchmessender Krater erkennbar. Dieser Krater wurde bereits fast vollständig von Sediment-Ablagerungen verfüllt. Das Innere des Kraters befindet sich nahezu auf demselben Höhenniveau wie das umgebende Gelände. Im Gegensatz dazu zeigt der etwa 15 Kilometer große Krater am Südwestrand des Gebietes (oben links im Übersichtsbild) noch die typische konkave Schüsselform und in seinem südwestlichen Quadranten ebenfalls auffällig dunkles Material. Bei den fast schwarzen Strukturen könnte es sich um Dünen handeln. Es wird angenommen, dass das dunkle Material innerhalb dieses Kraters ebenfalls aus vulkanischer Asche zusammen gesetzt ist, welche aus anderen Regionen des Mars angeweht wurde.
Im Süden des von der HRSC-Kamera abgebildeten Gebietes befinden sich linien- und sichelförmige Ablagerungen, welche offenbar ebenfalls aus dem gleichen dunklen Material gebildet werden. In diesem Bereich wurde die Vulkanasche nicht im Inneren eines Kraters abgelagert, sondern hat sich vielmehr an den windgeschützten Lee-Seiten von kleineren Geländeerhebungen abgelagert.
Die Farbansichten der hier abgebildeten Fotos wurden aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal sowie den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die Schrägansichten wurden aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem nebenstehenden Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen Aufnahmen mit 13 Metern pro Pixel die höchste Auflösung erreicht.
(Bild: ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum))
Das HRSC-Kameraexperiment 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 dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das Wissenschaftsteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
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