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Mars-Krater Moreux und seine dunklen Dünen

Diese Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) zeigen den prominenten Einschlagskrater Moreux auf dem Mars. Der Boden des Kraters Moreux ist weitgehend von dunklen Dünenfeldern bedeckt, wie sie auf dem Mars häufig vorkommen. Die High Resolution Stereo Camera (HRSC) wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird von dort betrieben.

  


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HRSC Perspektive

Dunkle Dünen und Gletscher

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Der Krater Moreux auf dem Mars hat einen Durchmesser von 135 Kilometern und eine Tiefe von drei Kilometern vom Rand gemessen. Er befindet sich in der Protonilus-Region an der Hochland-Tiefland-Grenze des Mars. Der Kraterrand und -boden von Moreux wurden durch glaziale Überprägung während der letzten Millionen Jahre stark beeinflusst. Fließstrukturen von eisreichem Material rund um den Zentralberg und im südlichen Teil des Kraters weisen auf wiederholte glaziale Aktivität hin.

Eisreiches Material hinterließ vor allem rund um den Zentralberg und entlang des Kraterrands vielfältige glaziale Formen. Dazu gehören zahlreiche Täler, die die Flanken zerschnitten haben. Auf ihrem Grund finden sich polygonale Strukturen, die als Frostmusterböden oder periglaziale Strukturböden interpretiert werden. Linienförmige Talfüllungen wie in dem breiten Tal am südlichen Kraterrand entstanden durch das Zusammentreffen von Eis- und Geröllmassen, die einst die Talhänge hinabglitten und sich in der Talmitte trafen. Zungenförmige Ablagerungen und viskose Fließmuster sind Überbleibsel von Blockgletschern, die sich nahezu überall entlang von Moreuxs Kraterwand gebildet haben.

Datierungen dieser Geländeformen ergaben, dass sich hier in einem Zeitraum von etwa einer Milliarde bis 400.000 Jahren vor heute immer wieder glaziale und periglaziale Prozesse abgespielt haben. Moreux lieg mit 41,6 Grad Nord in den mittleren Breiten des Mars. Hier traten Vergletscherungsprozesse vor allem zu Zeiten auf, in denen die Rotationsachse des Mars stärker gekippt war als heute (aktuell 25,2 Grad Inklination) und die Pole mit ihren Eiskappen näher zur Sonne geneigt waren. Dann wurden in mittleren Breiten vermehrt Eis und Schnee aus der Marsatmosphäre auf Kraterrändern und Plateaus abgelagert. Dort sammelten sie sich und verdichteten sichzu Gletschern. Anhand der Analyse von Geländeformen wie dem Krater Moreux konnte bewiesen werden, dass diese glazialen Prozesse bis in die jüngste Marsgeschichte andauerten.

Der zwei Kilometer hohen Zentralberg inmitten des Kraters ist von einem dunklen, sandigen Material umringt. Der Wind hat es zu Gruppen einzelner Dünen und auch zu zusammenhängenden Dünenfeldern angehäuft. Mit dem Spektrometer OMEGA auf Mars Express kann die mineralogische Zusammensetzung von Oberflächenmaterial untersuchen werden. Dabei ergab sich, dass die grau-schwarzen Dünen (sie sehen nur auf diesen kontrastverstärkten Farbbildern bläulich aus) aus vulkanischem Sand und feiner Asche mit basaltischer Zusammensetzung bestehen. Diese ist vor allem charakterisiert durch die Mineralbestandteile Olivin und Pyroxen, die auch die dunkle Färbung basaltischen Materials verursachen. Beide Minerale gehören zur Gruppe der Silikate und haben hohe Anteile an Magnesium und Eisen.

Die Dünenfelder im Krater Moreux zeigen leichte Farbvariationen, die eventuell durch Unterschiede in der Zusammensetzung der Dünen verursacht werden. Das große zusammenhängende Dünenfeld im Norden des Zentralbergs weist einen deutlich höheren Olivinanteil auf, als der Rest der Dünen, der hauptsächlich von Pyroxen dominiert wird. Zusätzlich zum glazialen Formenschatz verfügt der Krater auch durch die unterschiedlichsten Dünenformen über einen äolischen Formenschatz. Häufigster Dünentyp sind Sicheldünen (sogenannte Barchane) die, wenn sie aneinanderwachsen und sich vereinigen, sogenannte barchanoide Rücken bilden. Aus diesen sind die Dünenfelder in Moreux aufgebaut. Barchane entstehen dort, wo wenig Sediment verfügbar ist und Wind immer aus derselben Richtung weht.

Die Dünen sind regional betrachtet aber unterschiedlich ausgerichtet, was auf ein komplexes System vorherrschender Windrichtungen in Moreux hinweist und durch die spezielle Topographie des Kraters und seines Zentralbergs bedingt ist. Das große Barchanoid-Dünenfeld im Norden des Zentralbergs wird hauptsächlich von Winden aus nordöstlicher Richtung gebildet. An seinem südlichen Ende treffen Winde aus Nordwest auf die Dünen und lassen Sterndünen entsteht, die typischerweise von Wind aus verschiedenen Richtungen gebildet werden.

Verfolgt man die Dünenformen entgegen dem Uhrzeigersinn um den Zentralberg herum und liest daraus die Windrichtungen ab, so beschreiben die Winde einen Halbkreis: Erst kommen sie aus Nordwest, dann West, später aus Südwest bis man auf der Ostseite des Dünenrings angelangt ist. Hier treffen von den Hängen des Zentralbergs wehende Fallwinde aus West auf Winde aus Ost, die vom Kraterrand kommen. Die barchanoiden Rücken gehen an dieser Stelle in Transversaldünen über. Der Krater Moreux ist somit ein Paradebeispiel dafür, wie lokale Topographie Windströmungen beeinflussen und so mittelbaren Einfluss auf den morphologischen Formenschatz haben kann.

High Resolution Stereo Camera (HRSC)

» Informationen zur Herkunft und Verarbeitung der Bilder

Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 30. Oktober 2019 während Orbit 20014 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 16 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 44° östlicher Länge und 42° nördlicher 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 HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird von dort betrieben. 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.

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

Copyright Notice:

Where expressly stated, images are licenced under the Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 IGO (CC BY-SA 3.0 IGO) licence. The user is allowed to reproduce, distribute, adapt, translate and publicly perform it, without explicit permission, provided that the content is accompanied by an acknowledgement that the source is credited as 'ESA/DLR/FU Berlin', a direct link to the licence text is provided and that it is clearly indicated if changes were made to the original content. Adaptation / translation / derivatives must be distributed under the same licence terms as this publication.

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.