Auffälliges Farbenspiel von Hell und Dunkel auf dem Mars

Verschiedenfarbiger Sand und Staub bedeckt weitläufige Flächen und Täler in den hier abgebildeten Szenen der High Resolution Stereo Camera (HRSC), welche die Region Terra Cimmeria im südlichen Hochland des Mars charakterisieren. HRSC ist ein Kameraexperiment, das am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt wurde und von dort betrieben wird. Es befindet sich an Bord der ESA-Mission Mars Express, die den Mars seit 2003 umkreist.

  


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Auffälliges Farbenspiel von Hell und Dunkel auf dem Mars

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Helle und dunkle Gebiete auf dem Mars kann man sogar mit dem Teleskop von der Erde aus erkennen. Sie unterscheiden sich durch ihre Zusammensetzung und Korngröße: Helle Gebiete sind oft mit feinem Staub aus Silikatmineralen bedeckt, während dunkle Gebiete von mafischen Mineralen dominiert werden, die beispielsweise in Basalt vorkommen - dem häufigsten Vulkangestein auf dem Roten Planeten. Schichten aus basaltischem Sand, wie im nördlichen (rechten) Teil des Farbbildes, sind wahrscheinlich aus vulkanischer Asche entstanden, und bilden auf dem Mars vielerorts imposante dunkle Dünenfelder. Fünf große Vulkanprovinzen und unzählige kleine, verstreute Vulkane haben in der Vergangenheit Asche über den gesamten Mars verteilt, die später mit anderem Gesteinsmaterial überdeckt wurde. Wenn die so gebildeten dunklen Ascheschichten an Hängen, beispielsweise in Einschlagskratern, dem Wind ausgesetzt sind, wird die Asche weggeweht und großflächig wieder abgelagert.

Der größte auf den Bildern zu sehende Einschlagskrater hat einen Durchmesser von 25 Kilometern, ist aber nur etwa 300 Meter tief. Im Laufe der Zeit wurde der einstmals schüsselförmige Krater nach und nach mit Lava, Gletschermaterial, Flussablagerungen und windverlagerten Sedimenten verfüllt, wodurch seine ursprüngliche Form nahezu vollständig eingeebnet wurde

Südlich des Einschlagskraters gelegene Tafelberge und Täler sind die Überreste eines ehemals ausgedehnten Flusssystems in Terra Cimmeria. Forschungsergebnisse deuten darauf hin, dass das abfließende Wasser von geschmolzenem Eis oder Schnee stammt und wahrscheinlich während mehrerer Vergletscherungsperioden freigesetzt wurde.

Die Deckschichten, aus denen die Tafelberge aufgebaut sind, könnten von äolischen Ablagerungen stammen, also vom Wind dorthin verfrachtet und verfestigt worden sein. Sie sind vergleichbar mit Lößablagerungen (verfestigten Staubsedimenten), die beispielsweise in China bis zu mehrere hundert Meter mächtig sein können. Zahlreiche Talnetzwerke durchschneiden diese leicht von fließendem Wasser erodierbaren Sedimente, wie es unter anderem nördlich des großen Einschlagskraters zu sehen ist. Sie mündeten wahrscheinlich in einen Verbund nördlich gelegener Senken, in dem sich vermutlich ehemals ein größerer See namens Eridania befand.

Im südlichen (linken) Teil der Bilder sind außerdem kleine dunkle Staubteufelspuren zu erkennen. Sie entstehen, wenn Atmosphärenwirbel die oberste, helle Staubschicht entfernen und die darunterliegende, dunklere Oberfläche freilegen. Ausgehend von den kleinsten Einschlagskratern sind in dieser Gegend auch südöstlich gerichtete (in den Bildern unten links), sogenannte erosive Windfahren zu erkennen. Diese Art von Windfahren entstehen, wenn die Windgeschwindigkeiten hinter einem Hindernis (in diesem Fall ein Krater) zunehmen und dadurch die abtragende Kraft des Windes erhöht wird. Dadurch wird wie bei den Staubteufeln die oberste, helle Staubschicht entfernt, und das darunterliegende, dunkle vulkanische Material kommt zum Vorschein. Staubteufelspuren und Windfahnen sind die teils kurzlebigen Zeugen der vermutlich letzten heute noch anhaltenden geologischen Aktivität auf dem Mars, die hauptsächlich aus dem Transport von Staub und Sand durch Wind besteht.


High Resolution Stereo Camera (HRSC)

» Informationen zur Herkunft und Verarbeitung der Bilder

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Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 11. Dezember 2018 während Orbit 18904 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 13 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 171° östlicher Länge und 40° 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.