Gewässernetze aus der Frühzeit des Mars

Die neuesten Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) an Bord der ESA Mission Mars Express zeigen ein System ausgetrockneter, stark verästelter Flusstäler östlich des großen Einschlagskraters Huygens. Solche Talnetzwerke kommen typischerweise in den ältesten, stark verkraterten Regionen des Mars vor, die sich im südlichen Hochland befinden.

Das HRSC Experiment an Bord der ESA Mission Mars Express umkreist seit Dezember 2003 unseren Nachbarplaneten Mars.

  


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Gewässernetze aus der Frühzeit des Mars

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Auf den Bildern sieht man, dass die Landschaft von einem Netzwerk aus gewundenen Tälern überzogen ist, die allesamt einem dendritischen, also verästelten oder verzweigten Muster folgen. In der Hydrologie wird der Begriff 'dendritisch' von dendron (griech. für Baum) abgeleitet und beschreibt ein Tal, in das talaufwärts immer kleinere Nebentäler münden, die wiederum von noch kleineren Zuflüssen gespeist werden. Dadurch ergibt sich ein Muster, das der Struktur eines Baumes ähnelt, mit Stamm, Ästen und kleinen Zweigen. Auf der Erde ist dieses Erosionsmuster bei den meisten Flüssen anzutreffen und ist das Ergebnis des Wasserkreislaufs mit Niederschlag, Abfluss, Verdunstung und erneutem Niederschlag. Im Gegensatz dazu stehen kaum verzweigte, ebenfalls längst ausgetrocknete Flusstäler auf dem Mars, die eher eine geradlinig verlaufende Talstruktur ohne viele Nebenflüsse aufweisen, und die eine andere Entstehungsgeschichte haben, weil sie durch austretendes Grundwasser gebildet wurden.

Die Region liegt im südlichen Hochland des Mars, östlich des 450 Kilometer großen Einschlagskraters Huygens und nördlich von Hellas, dem größten Einschlagsbecken auf dem Mars.

Um solche verästelten Täler zu formen, war auch auf dem Mars fließendes Wasser nötig. Der jeweilige Ursprung des Wassers - ob Niederschlag, Grundwasser oder Schmelzwasser aus dem Eis von Gletschern - kann oft an der Art der Talstruktur abgelesen werden: Talnetzwerke, die einen dendritischen Grundriss aufweisen, wurden auch auf dem Mars höchstwahrscheinlich durch Oberflächenabfluss von Niederschlag oder Schmelzwasser gebildet. Die Ursprünge der Täler befinden sich typischerweise an einem topographischen Höhenzug, beispielsweise an einer Wasserscheide, und der Verlauf der Abflussrinnen folgt dem lokalen Gefälle. Der Begriff Wasserscheide bezeichnet dabei den Grenzverlauf zwischen zwei benachbarten Flusssystemen, der sich in der Regel entlang von Höhenzügen erstreckt.

Wie man aus dem farbkodierten Höhenmodell ableiten kann, sind die Wassermassen von Norden (rechts im Bild) nach Süden (links im Bild) geflossen. Die größten Täler in den gezeigten Bildern sind bis zu zwei Kilometer breit und erreichen eine Tiefe von bis zu 200 Metern. Insbesondere diejenigen, die in Ost-West Richtung verlaufen, zeigen stark verwitterte und von der Erosionskraft des talwärts fließenden Wassers ausgeschürfte Talränder.

Heute geht man davon aus, dass auf dem Mars vor etwa 3,7 bis 3,8 Milliarden Jahren ein Klimawandel stattgefunden hat, bei dem sich die Umweltbedingungen von einem eher neutralen, lebensfreundlichen, sporadisch feuchten Milieu zu einem deutlich saureren, lebensfeindlichen, trockenen und kalten Milieu hin verändert haben. Die Hauptursache dafür liegt nach heutigem Kenntnisstand in dem graduellen Verlust der Marsatmosphäre und einer veränderten vulkanischen Aktivität des Planeten.

Einer der Gründe, warum der Mars seine Atmosphäre verloren hat, liegt an seinem heute fehlenden, aber während der ersten fünfhundert Millionen Jahre noch existierenden Magnetfeld. Weil das Magnetfeld immer schwächer wurde, konnte der Sonnenwind sukzessive die Atmosphärenmoleküle spalten, und die beschleunigten Ionen gingen ans Weltall verloren: Dadurch und wegen des nachlassenden Vulkanismus' wurde die Atmosphäre immer dünner. Außerdem ist Mars nur halb so groß wie die Erde, weshalb seine Anziehungskraft kaum ausreicht, um Atmosphärenmoleküle durch die eigene Schwerkraft an sich zu binden. Ab einem bestimmten Atmosphärendruck kann Wasser physikalisch auf einem Planeten nicht mehr flüssig sein, sondern nur noch eis- oder gasförmig. Durch das Ausbleiben der Niederschläge brach der Wasserkreislauf auf dem Mars schließlich zusammen.

Durch die dünne Atmosphäre heute kann Wasser auf der Oberfläche des Mars nicht stabil sein. Selbst wenn die Temperaturen dafür noch ausreichen würden - es würde sofort verdampfen. Aber im Untergrund scheint Wasser noch in großen Mengen vorhanden zu sein, und zwar in Form von Wassereis. Auch die beiden Polkappen des Mars bestehen aus einer Mischung aus Wasser- und Kohlendioxideis. Unter ganz extremen Bedingungen (zum Beispiel in sehr salzhaltigen Lösungen) könnte Wasser theoretisch auch heute noch als Flüssigkeit auf dem Mars kurzzeitig existieren.


High Resolution Stereo Camera (HRSC)

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Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 19. November 2018 während Orbit 18831 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 14 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 66° östlicher Länge und 17° 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.