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Die „Schlangengrube“ nordwestlich von Hellas

Diese Bilder der High Resolution Stereo Camera (HRSC) zeigen einen Ausschnitt der Region Mare Serpentis. Die Region liegt nordwestlich vom großen Hellas Krater. Die HRSC wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird von dort betrieben.


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Nordwestlich von Hellas

Die Region Mare Serpentis (lateinisch für "Meer der Schlangen") wurde nach dem Sternbild Serpens nahe dem Himmelsäquator benannt. Die hier vorgestellte Landschaft umfasst ein Gebiet von 270 Kilometer mal 100 Kilometer und ist damit fast so groß wie das Bundesland Brandenburg. Hier sind Einschlagskrater unterschiedlichen Alters zufällig verteilt. Dabei weisen die jüngeren Krater auf dem Bild noch markante, konturierte Ränder auf. Hingegen sind die Ränder und das Innere der älteren Krater schon viel stärker erodiert und fast eingeebnet.

Der 22 Kilometer große Krater oben links in der Draufsicht (Südwesten) mit dem flachen Boden ist von einer ausgeprägten Auswurfschicht mit vielen radial vom Kraterrand wegführenden Riefen umgeben. Im Vergleich zu den anderen großen Kratern scheint er wegen des deutlich schärfer konturierten Kraterrandes ein jüngerer Impaktkrater zu sein. Ein Teil des bei dem Einschlag herausgeschleuderten Materials landete in drei kleineren, älteren Kratern in unmittelbarer Nähe.

Darüber hinaus weist der Krater eine sogenannte konzentrische Füllung auf („concentric crater fill“). Dies ist ein typisches Landschaftsmerkmal der mittleren Breiten des Mars (30 bis 60 Grad nördlich und südlich des Äquators) und beschreibt eine relativ gleichförmige, zum Teil geschichtete Füllung um eine gemeinsame Mitte. Sie entsteht, wenn mit Schutt bedeckte Gletscher langsam entlang der Kraterwand nach unten fließen und zentrumsnah auf dem Kraterboden zusammenlaufen. Das Wassereis in diesen Gletschern konnte mit Radardaten des US-amerikanischen Instruments SHARAD auf dem Mars Reconnaissance Orbiter nachgewiesen werden. Die darüberliegende Schicht aus Schutt und Staub bewahrt das Eis vor der Verdampfung im Zuge der Sonneneinstrahlung.

Die kleineren Krater am rechten (nördlichen) Bildrand zeigen ebenfalls eine eisreiche Kraterfüllung, allerdings nicht konzentrisch, sondern in einem gewundenen Muster („lobate crater fill“). Die ausgeprägten Ränder weisen wiederum auf ein jüngeres Alter dieser Krater hin.

Im unteren linken Teil des Bildes sind einige kleine Täler zu erkennen („small valleys“), die in einen alten, von der Erosion schon fast vollständig ausradierten Einschlagskrater führen. Diese Täler sind Zeuge einer längst vergangenen Ära mit fließendem Wasser an der Oberfläche des Mars. Dass durch diese Täler tatsächlich Wasser und nicht irgendeine andere Flüssigkeit geflossen ist, haben mineralogische Untersuchungen bestätigt. Im oberen mittleren Teil des Bildes zeigt ein stark eingeebneter Einschlagskrater ebenfalls einige kleine, gewundene Täler, die in die verbliebene Senke des Kraters führen. Unterhalb davon befindet sich ein Krater mit einem Durchmesser von etwa 18 Kilometern, der deutlich sichtbare Nischen und Rinnen in der Wand aufweist („alcoves and channels in crater wall“). Den Boden bedeckt auch hier eine gewundene, vermutlich eisreiche Füllung, allerdings offenbar in einem früheren Stadium.

Der größte Einschlagskrater auf dem Bild hat einen Durchmesser von 45 Kilometern („dark eroded impact crater“). Seine Größe und sein stark erodierter Rand deuten auf ein hohes Alter hin, sein flacher Boden weist unregelmäßige Gruben und eine auffällige dunkle Farbe auf. Interessanterweise sind alle Krater auf der rechten Seite des Bildes von dieser dunklen Farbe geprägt, die durch grau-schwarzen, vom Wind transportierten Sand hervorgerufen wird, der in dünnen Schichten die Oberfläche bedeckt. In den kontrastverstärkten Bildern erscheint der Sand bläulich. Es wird vermutet, dass dieses Material seinen Ursprung direkt unterhalb der Krater hat und aus ablagerten Schichten alter vulkanischer Asche stammt. Diese Aschelagen wurden durch die großen Einschlagskrater angeschnitten, wodurch das feinkörnige Material freigesetzt und vom Wind verblasen werden konnte.

Im unteren rechten Teil des Bildes gibt ein weiterer, 35 Kilometer großer Einschlagskrater interessante Einblicke in den Untergrund („collapse feature“). Hier öffnet sich eine etwa 20 Kilometer lange, 9 Kilometer breite und mehrere hundert Meter tiefe Grube und legt dabei verschiedene Schichten im Untergrund frei. Einige scheinen aus eckigen Gesteinsfragmenten in einer feinkörnigen Grundmasse zu bestehen. Die gekrümmte Form einer markanten Geländestufe im Inneren der Grube lässt auf eine Entstehung durch das Absacken der Schichten in einen darunter befindlichen Hohlraum schließen. Diese Art von Einstürzen ist auch aus vulkanisch aktiven Regionen bekannt, in denen sich alte Lavaröhren oder Magmakammern entleerten und in der Folge Hohlräume im Untergrund schufen, in welche die überdeckenden Gesteinsschichten später bei zu großer Auflast hineinstürzten. Ob diese Einsturzkessel ebenfalls vulkanischen Ursprungs sind, ist noch nicht endgültig erforscht. Die Region im und um das Mare Serpentis war jedenfalls in der Vergangenheit bekanntermaßen vulkanisch aktiv.

High Resolution Stereo Camera (HRSC)

» Informationen zur Herkunft und Verarbeitung der Bilder

Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 1. Mai 2022 während Orbit 23157 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 21 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 44° östlicher Länge und 30° 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 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) Dr. Thomas Roatsch 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.