Schwarze Dünen auf dem Roten Planeten

Die Bilder, die von der hochauflösenden Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express aufgenommen wurden, zeigen den Krater Rabe im südlichen Hochland des Mars. In der Mitte des etwa 100 Kilometer großen Kraters befindet sich ein riesiges Feld schwarzer Dünen, die bis zu 200 Meter hoch sind. Die HRSC-Kamera wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betrieben, die systematische Prozessierung der Daten erfolgt am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten die hier gezeigten Bildprodukte.


Rabe Krater Perspektive 
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Diese feinsandigen, dunklen Dünen bestehen aus alter vulkanischer Asche, die an den Hängen der Vertiefungen im Kraterboden auch als dunkle, anstehende Schicht zu erkennen ist. Die Sande rieseln aus dieser Schicht heraus und werden vom Wind fortgetragen und an anderer Stelle zu solch imposanten Dünenfeldern aufgetürmt. Die Dünen werden aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen auch „basaltische Dünen“ genannt und kommen auf dem Mars besonders häufig vor. Basalte sind das häufigste vulkanische Gestein auf dem Mars. Auf der Erde findet man solche Dünen nur sehr selten, beispielsweise auf Hawaii, in Neuseeland oder auf Island. Sie existieren nur dort, wo Vulkanismus in einem trockenen Klima stattfindet.

    


Rabe Krater Farbaufsicht
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Die Spuren des Windes im Krater Rabe

Die verschiedenen Muster der Dünen weisen auf unterschiedliche Windrichtungen hin, die hier vorherrschen. Wissenschaftler lesen die dünenbildende Windrichtung an der Ausrichtung des Dünenkammes und der windzugewandten (Luv-)Seite der Düne ab. Rechts im Bild 1 sieht man beispielsweise, dass sich die Dünen über den Abhang in die Vertiefung hinunter bewegen. Man nennt solche Dünen daher auch „fallende Dünen“. Andernorts im Dünenfeld bewegen sich die Dünen in völlig unterschiedliche Richtungen.

Die dunklen Dünen auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit entstanden, vor weniger als 100 Millionen Jahren, nachdem vermutlich kein Wasser mehr auf der Oberfläche vorhanden war. Das ist daran abzulesen, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also der Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und sie deshalb auch nicht die typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche haben.

Ungewöhnlich ist beim Krater Rabe, dass ein großer Teil seines Kraterbodens abgesackt ist. Von der ursprünglichen, von geschichteten Sedimenten gebildeten Verfüllung des Kraters ist nur noch eine Art Tafelberg übrig geblieben, der aus dieser Vertiefung herausragt. Der Prozess, der den Kraterboden stellenweise absacken ließ, ist noch nicht bekannt – möglicherweise wurde er durch Eis ausgelöst, das früher in Hohlräumen unter dem Krater vorhanden war, später taute und das Wasser abfloss. Auf diesem Plateau hat sich später das große, dunkle Dünenfeld gebildet.

       


Rabe Krater farbkodiertes Höhenmodell 
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Glatte Umgebung durch „Terrain Softening“

Rabe ist ein Einschlagskrater mit einem Durchmesser von 108 Kilometern. Wie die meisten Krater in dieser Region hat auch dieser Krater ein sehr verwittertes Erscheinungsbild. Merkmale, die junge Einschlagskrater charakterisieren, wie hohe Kraterwände, Terrassen oder Zentralberge in ihrem Inneren, sind bei diesen Einschlagskratern nicht mehr so stark ausgeprägt oder verschwunden.

Einige Krater in der Umgebung, vor allem nördlich von Rabe, sind sogar nur noch vage in ihren Umrissen erkennbar: Durch das „Kriechen” (engl.: creep) von Material entlang eines Gefälles kommt es nach und nach zu einer Einebnung des Geländes. Der geologische Prozess, der die Oberfläche in solcher Weise gestaltet, wird in der Fachsprache als „Terrain Softening“ (Oberflächenglättung) bezeichnet. Vermutlich wird er durch hohe Konzentrationen von Eis im Untergrund unterstützt, so dass Oberflächenmaterial auf den eisigen, unterirdischen Schmierschichten schon bei geringen Hangneigungen „kriechen“ kann. Außerdem haben die meisten Krater in dieser Gegend einen ebenen Boden, der mit Sedimenten angefüllt wurde. Lediglich ein kleinerer, deutlich jüngerer Einschlagskrater links unten in Bild 3 (Draufsicht) bildet da eine Ausnahme.

     

Rabe Krater Anaglyphe
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Die Lage des Rabe-Kraters auf dem Mars

Der Krater Rabe (benannt nach dem Astronomen Wilhelm Rabe, 1893-1958, dem ehemaligen Leiter der Münchner Universitätssternwarte in Bogenhausen) befindet sich etwa 320 Kilometer westlich des gigantischen Einschlagskraters Hellas Planitia. Das über sieben Kilometer tiefe „Hellas-Becken“ zählt mit seinen 2.300 Kilometern Durchmesser zu den größten Einschlagskratern in unserem Sonnensystem. Beide, der Krater Rabe und Hellas Planitia, befinden sich im südlichen Marshochland. Dieses ist sehr viel älter als die nördlichen Tiefebenen und weist deshalb auch zahlreiche Einschlagskrater auf. Diese topographische Zweiteilung (sog. Dichotomie) ist eines der auffälligsten Merkmale unseres Nachbarplaneten.

    

Bildverarbeitung und das HRSC-Experiment auf Mars Express

Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera), die für dieses Bildmosaik verwendet wurden, entstanden während der Orbits 12.736 und 2441 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 15 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Abbildungen zeigen einen Ausschnitt bei 44 Grad südlicher Breite und 35 Grad östlicher Länge. Das Farbmosaik (Bild 2) wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt; die perspektivische Schrägansicht (Bild 1) wurde aus den Stereokanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild (Bild 4), das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Höhenmodell (Bild 3) beruht auf einem digitalen Geländemodell der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt.

Die High Resolution Stereo Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 40 Co-Investigatoren, die aus 33 Institutionen und zehn Nationen stammen.