Wer hinterließ die dunklen Spuren auf dem Mars?

Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) an Bord der ESA Mission Mars Express von Anfang 2019 zeigen eine Region in der Südhemisphäre des Mars, die durch eine starke Staubbedeckung und äolische Aktivität gekennzeichnet ist. Windbewegungen können aus dem Vorhandensein von dunklen Dünen und Spuren von sogenannten Dust Devils abgeleitet werden.

  


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Wer hinterließ die dunklen Spuren auf dem Mars?

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Bei den fadenartigen, schmalen, dunklen Streifen in den Aufnahmen handelt es sich um Spuren von kleinen Windhosen, sogenannten "dust devils" (zu Deutsch: Staubteufel), die durch atmosphärische Verwirbelungen erzeugt werden. Staubteufel auf dem Mars bilden sich ähnlich wie auf der Erde: Wenn der Marsboden während des Tages durch Sonnenlicht erwärmt wird, steigt die erwärmte Luft auf und erzeugt dabei einen Aufwind. Unter bestimmten Bedingungen beginnt dieser Aufwind dann zu rotieren, wodurch vertikale Luftwirbel entstehen. Durch Luftdruckunterschiede entsteht eine Sogwirkung, durch die Lockermaterial von der Oberfläche angehoben wird. Auf dem Mars ist dieses Lockermaterial Staub, auf der Erde kann es aber auch Sand oder Schnee sein. Wenn ein Staubteufel über die Marsoberfläche wandert, wirbelt er dabei eine dünne Schicht hellen Staubes vom Boden auf und das darunterliegende, dunkle Material kommt zum Vorschein. So entstehen diese feinziselierten, dunklen Spuren, die den zurückgelegten Weg der Staubteufel markieren.

Spuren von "dust devils" auf dem Mars können bis zu einige hundert Meter breit und mehrere Kilometer lang werden. Sie bilden sich hauptsächlich in den Nachmittagsstunden während der warmen Jahreszeiten (Frühling und Sommer), wenn die Oberfläche länger vom Sonnenlicht beschienen und dadurch stärker aufgeheizt wird. Es wurden aber auch schon Staubteufel in Wintermonaten beobachtet. Die Staubteufelspuren können gerade, kurvige oder gewundene Wege markieren und sich gegenseitig schneiden und überlagern. Ihre Lebensdauer ist relativ kurz, da sie insbesondere nach Staubstürmen im Zeitraum von einigen Tagen bis Monaten wieder von hellem Staub bedeckt werden und dadurch verschwinden.

Auf dem Mars sind Staubteufelspuren fast überall zu sehen. Besonders gut sind sie in den Ebenen Amazonis Planitia, Argyre Planitia und in Hellas Planitia, der Tiefebene im größten Einschlagsbecken auf dem Mars, Hellas, dokumentiert. Man findet sie aber auch in den Einschlagskratern Proctor und Russel in der Nähe des hier gezeigten Gebiets und in vielen anderen Regionen des Mars. Auf der Erde gibt es dagegen nur sehr wenige aufgezeichnete Spuren, allerdings sind dafür direkte Beobachtungen von "dust devils" sehr viel häufiger. Terrestrische Staubteufel werden typischerweise im Sommer in trockenen und Wüstenlandschaften beobachtet, zum Beispiel im Südwesten der USA, in Afrika, Australien oder China.


Höhere Temperaturdifferenzen durch intensive Erwärmung während des Tages führen auf dem Mars dazu, dass "dust devils" sehr viel größer werden können als auf der Erde. Auf dem Mars können sie sich bis zu einer Höhe von acht Kilometern auftürmen und somit sehr effektiv Staub in die Marsatmosphäre einbringen. Abschätzungen gehen davon aus, dass alle Staubteufel auf dem Mars zusammengenommen genauso viel Material aufwirbeln können, wie ein globaler Staubsturm und somit wesentlich zu einem erhöhten Staubanteil in der Atmosphäre beitragen.


High Resolution Stereo Camera (HRSC)

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Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 3. Januar 2019 während Orbit 18983 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 13 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 23° östlicher Länge und 53° südlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt, die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Geländemodell-Daten, den Nadir- und Farbkanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild, das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und den Stereokanälen abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das HRSC-DTM ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid).

Die systematische Prozessierung der Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

Um bereits veröffentlichte Rohbilder und DTMs der Region im GIS-kompatiblen Format herunterzuladen, benutzen Sie bitte diesen Link zu unserem Mapserver. Für einen Überblick über alle seit 2004 veröffentlichten Presseprodukte klicken Sie bitte hier.

Images: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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Die High Resolution Stereo Camera 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 Investigators (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann besteht aus 52 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.