Die eisigen Terrassen des Riesenkraters Hellas

Die eisigen Terrassen des Riesenkraters Hellas auf dem Mars

Mittwoch, 23. März 2016

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  • Teil des westlichen Kraterrands von Hellas Planitia auf dem Mars
    Teil des westlichen Kraterrands von Hellas Planitia

    Der direkte Blick auf den Kraterrand von Hellas Planitia zeigt eine vielgestaltige, von verschiedenen geologischen Prozessen geprägte Landschaft. Im aufgewölbten Westrand des Riesenkraters kam es während und nach dem Einschlag zu tektonischen Verwerfungen, die sich stufenförmig in das Innere des Einschlagsbeckens fortsetzen. Später wurde immer wieder Material in den Krater transportiert. Das erkennt man an den Tälern, die an Flussläufen erinnern, in denen sich aber auch Eisströme abwärts bewegten, auf denen Schutt und Geröll mitgeführt und abgelagert wurde. Die tiefer liegenden Regionen sind von Frost bedeckt.

  • Frost und Eis in Hellas Planitia
    Frost und Eis in Hellas Planitia

    Perspektivischer Blick auf die tiefer liegenden Regionen innerhalb des Kraterrandes von Hellas Planitia, die von Frost und Eis bedeckt sind. Im Vordergrund verläuft ein sich durch die Landschaft windendes Tal, durch das früher möglicherweise von den erhöhten Terrassen des Kraterrands Wasser ins Innere des Hellas-Beckens floss.

  • WesternHellasTerraces_an.jpg
    Anaglyphenbild des Kraterrands von Hellas Planitia

    Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal des vom DLR betriebenen Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express und einem der vier schrägblickenden Stereokanäle lassen sich sogenannte Anaglyphenbilder erzeugen. Sie ermöglichen bei der Verwendung einer Rot-Blau/Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen realistischen, dreidimensionalen Blick auf die Landschaft.

    Die 3D-Betrachtung zeigt deutlich auch kleine Höhenunterschiede in der Topographie der Region, so zum Beispiel in der rechten oberen Bildhälfte eine geradlinig verlaufende Störungszone, die mitten durch einen alten Einschlagskrater verläuft und dessen Kraterrand durch eine Horizontalbewegung leicht versetzt hat. Links oberhalb der Bildmitte befindet sich ein markanter Taleinschnitt mit steilen Abhängen zu beiden Seiten. Die strukturierte Oberfläche im Talgrund deutet darauf hin, dass sich hier ein Blockgletscher langsam hangabwärts bewegte und auf seinem Eisrücken große Mengen an Schutt und Geröll transportierte, die dann in der Tiefebene fächerförmig abgelagert wurden.

  • Falschfarbendarstellung der Topographie des Hellas Planitia%2dKraterrands auf dem Mars
    Falschfarbendarstellung der Topographie des Hellas Planitia-Kraterrands

    Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den schrägblickenden Stereokanälen der High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf Mars Express lassen sich digitale Geländemodelle der Marsoberfläche mit einer Genauigkeit von bis zu zehn Metern pro Bildpunkt (Pixel) ableiten. In dieser farbkodierten Darstellung lassen sich gut die absoluten Höhen über einem Bezugsniveau, dem Areoiden (vom griechischen Wort für den Mars, Ares) darstellen. Anhand der Farbskala oben rechts im Bild erkennt man deutlich die extremen Höhenunterschiede in dieser Region von über sechs Kilometern, gemessen vom höchsten Punkt im Zentrum des linken Teils des Bildes bis zum niedrigsten Punkt im unteren linken Teil des Bildes. Durch die Farbgebung tritt der terrassenförmige Charakter des westlichen Randes des Hellas-Beckens deutlich hervor.

  • Topographische Übersichtskarte des westlichen Randes des Hellas Einschlagsbeckens
    Topographische Übersichtskarte des westlichen Randes des Hellas Einschlagsbeckens

    Das Hellas Planitia-Einschlagbecken liegt im Hochland der südlichen Mars-Halbkugel. Das im Artikel beschriebene Gebiet befindet sich in dem kleineren der beiden weiß markierten Rechtecke. Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 6. Dezember 2015 während Orbit 15.127 von Mars Express. Der Bildmittelpunkt liegt bei 48 Grad östlicher Länge und 45 Grad südlicher Breite. Hellas Planitia ist mit einem Durchmesser von 2200 Kilometern die größte Einschlagsstruktur auf dem Mars. Der Höhenunterschied von den höchsten Bergspitzen im aufgewölbten Kraterrand bis zur Tiefebene im Zentrum des Kraters beträgt bis zu neun Kilometer.

Durchmesser 2200 Kilometer, Tiefe bis zu neun Kilometer: Das sind die Eckdaten des größten Einschlagskraters auf dem Mars - Hellas Planitia. Nur das Südpol-Aitken-Becken auf dem Mond und die Valhalla-Struktur auf dem Jupitermond Callisto haben ähnliche Dimensionen. Die aktuellen Bilder der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen hochauflösenden Stereokamera (HRSC) an Bord der europäischen Raumsonde Mars Express zeigen einen Teil seines westlichen Kraterrandes.

Im aufgewölbten Rand des Hellas-Kraters kam es während und unmittelbar nach dem Einschlag zu massiven tektonischen Verwerfungen, die sich als stufenförmige Terrassen in das Innere des Einschlagsbeckens erstrecken. Diese beeindruckende Form ist am besten auf den Bildern 1 und 3 zu erkennen. Die tiefer liegenden Regionen im Bild sind von raureifartigem Frost und Eis überzogen: Bei fast 50 Grad südlicher Breite sind bereits die Auswirkungen des sich vom Südpol nach Norden ausdehnenden südpolaren Winters zu beobachten.

Sechs Kilometer Höhenunterschied

Die Landschaftsmerkmale hier zeigen Spuren flussartiger Aktivitäten sowie des Transports von Material durch Täler, die sich bis zum Boden des Einschlagskraters erstrecken, wo das Material am topographisch tiefsten Punkt abgelagert wurde. Der Höhenunterschied in dem auf den Bildern gezeigten Region liegt bei 6,1 Kilometern - gemessen vom höchsten Punkt im Zentrum des linken Teils der Draufsicht (Bild 1) bis zum niedrigsten Punkt im unteren linken Teil des Bildes. Auch auf der Erde sind vergleichbare Höhenunterschiede auf so kurzer horizontaler Distanz selten.

Der Eisstrom eines Blockgletschers hat ein enges, am Ende von steilen Abhängen begrenztes Tal in die Terrassen des Kraterrandes gegraben, zu erkennen in der Bildmitte. Als Blockgletscher bezeichnet man Eisströme, auf deren Rücken das Eis von großen Mengen Geröll und Gesteinsschutt bedeckt ist, das von den seitlichen Berghängen auf den Gletscher gerutscht ist. Gletscher können große Mengen Material in den Krater transportieren und an ihrer Spitze, wo sie abschmelzen, ablagern. Dieser Mechanismus von Transport und Ablagerung führt zu einer fächerförmigen Struktur in der Ebene am vorderen Ende des Blockgletschers.

Transport von Sedimenten auf dem Rücken von Blockgletschern

Ein genauerer Blick in dieses "Flussbett" lässt linienartige, parallel verlaufende Strukturen auf dessen Oberfläche erkennen, was wiederum auf eben diese "Massenbewegungen" auf dem Rücken solcher Blockgletscher hindeutet. Diese von den Blockgletschern hinterlassenen Strukturen von Sedimentablagerungen bezeichnet man als "streifenförmige Talfüllung" (engl. lineated valley fill). Die Spuren von Massenbewegungen sind beinahe überall in der Region zu finden - am besten zu erkennen im mittleren linken Teil der Bilder 1, 3 und 4. Hier wurde ein kleinerer Einschlagskrater bis zum Rand mit dem geflossenen Material angefüllt, so dass es "überlief" und weiter bergab strömte. In unmittelbarer Umgebung bedecken zahlreiche Rinnen die terrassenförmigen Abhänge.

Auch im Norden dieser Region (im Bild rechts) entdeckt man in der Tiefebene von Hellas Planitia einige Einschlagskrater mit zum Teil stark verwitterten Rändern und von Sedimenten angefüllten Vertiefungen. Oberhalb der Bildmitte verläuft eine Verwerfung, die einen älteren, bereits mit Ablagerungen angefüllten Krater durchschneidet. Dabei wurden die Kraterränder leicht zueinander versetzt. Sie verläuft von Süden nach Norden und erzeugt damit eine weitere Geländestufe, die bei 3D-Betrachtung im Anaglyphenbild (Bild 3) deutlich hervortritt. Das ist interessant, denn diese Verwerfung muss jünger sein, als der durchgeschnittene Krater. Dies lässt eine spätere Aktivität innerhalb des terrassenförmigen Gebiets vermuten, vielleicht verursacht durch eine spätere Absenkung der Terrassen.

Im Juli 2014 wurden HRSC-Aufnahmen der in der Nähe gelegenen, abwechslungsreichen Landschaft der im Westrand von Hellas gelegenen Hellespontus Montes veröffentlicht (Orbit 12750). Die Region auf den aktuellen Bildern befindet sich etwa 300 Kilometer südöstlich und ist etwas tiefer im Einschlagsbecken gelegen. Viele der morphologischen Merkmale in dieser Gegend sind denen, die man in Hellespontus Montes findet, sehr ähnlich.

  • Bildverarbeitung

    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 6. Dezember 2015 während Orbit 15.127 von Mars Express. Der Bildmittelpunkt liegt bei 48 Grad östlicher Länge und 45 Grad südlicher Breite. Die Bildauflösung beträgt etwa 52 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Farbdraufsicht (Bild 1) wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt; die perspektivische Schrägansicht (Bild 2) wurde aus den Stereokanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild (Bild 3), das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Draufsicht (Bild 4) beruht auf einem digitalen Geländemodell der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt.

  • Das HRSC-Experiment

    Die High Resolution Stereo Kamera 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 elf Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die hier gezeigten Darstellungen wurden von der Planetary Sciences Group an der Freien Universität Berlin erstellt.

Zuletzt geändert am:
23.03.2016 11:04:04 Uhr

Kontakte

 

Elke Heinemann
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Kommunikation

Tel.: +49 2203 601-2867

Fax: +49 2203 601-3249
Prof. Dr. Ralf Jaumann
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung, Planetengeologie

Tel.: +49 30 67055-400

Fax: +49 30 67055-402