Mars Express - der Klimageschichte des Mars auf der Spur
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Aurorae Chaos - der Übergang von den Valles Marineris zu den großen Ausflusstälern

urorae Chaos - der Übergang von den Valles Marineris zu den großen Ausflusstälern auf dem Mars

Donnerstag, 19. November 2015

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  • Senkrechte Draufsicht auf den westlichen Ausläufer von Aurorae Chaos
    Blick auf den westlichen Ausläufer von Aurorae Chaos

    In dieser Echtfarben-Draufsicht auf Aurorae Chaos – dargestellt ist ein Gebiet von etwa 180 Kilometern Nord-Süd- und 100 Kilometern Ost-West- Ausdehnung (Norden ist in dieser Darstellung rechts) – lassen sich zahlreiche interessante Landschaftsphänomene identifizieren. Die Bildmitte ist geprägt von der über dreitausend Meter tiefer als das Umland gelegenen Senke von Aurorae Chaos. In der linken Bildhälfte sind anschauliche Beispiele für ein typisches "chaotisches Terrain" auf dem Mars zu sehen. Man nimmt an, dass chaotische Gebiete entstehen, wenn unterirische Eis- oder Wasserreservoirs durch Wärme schmelzen und plötzlich freigesetzt werden. Ist das Wasser abgeflossen, kollabiert die Oberfläche über den neu entstandenen Hohlräumen und die Landschaft stürzt in sich zusammen. Aurorae Chaos setzt sich noch mehrere hundert Kilometer nach Osten fort. Durch Aurorae Chaos und weiter über die sich anschließenden Gebiete von Hydraotes Chaos und Chryse Chaos müssen einst enorme Wassermassen in Richtung der nördlichen Tiefebene geflossen sein.

  • Hangrutschungen und deltaförmige Schuttfächer
    Hangrutschungen und deltaförmige Schuttfächer

    Das Gebiet Aurorae Chaos wird im Norden von einer über 3000 Meter hohen Geländekante begrenzt. Entlang dieser steilen und dadurch stellenweise instabilen Geländekante brechen immer wieder große Gesteinsmassen ab und werden im flachen Vorland in riesigen Schuttfächern abgelagert. Zurück bleiben halbkreisförmige Ausbuchtungen in der Geländekante. Sehr wahrscheinlich wurden die Erdrutsche durch Wasser, das sich als Eis in Hohlräumen unter der Hochfläche befand und schmolz, regelrecht "geschmiert", was das weite Vordringen der Schuttfächer in den Aurorae-Talkessel und auch vereinzelte Fließstrukturen erklären würde.

  • Anaglyphenbild des westlichen Teils von Aurorae Chaos
    3D-Bild des westlichen Teils von Aurorae Chaos

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

    Die Höhenunterschiede in dieser Region sind enorm. So bricht das umgebende Hochland unvermittelt in den Kessel von Aurorae Chaos ab. Deutlich treten auch die isolierten Bergkuppen und Tafelberge des "chaotischen Gebiets" im Süden (links) hervor. Aber auch subtile topographische Unterschiede lassen sich bei Betrachtung mit der Anaglyphenbrille erkennen, wie zum Beispiel die zu den Hängen hin ansteigenden Schuttfächer in der rechten Bildhälfte, tektonische Bruchstrukturen in einer großen Gesteinsplatte oberhalb der Bildmitte oder eine ungewöhnlich Vertiefung am rechten unteren Bildrand, deren Ursprung nicht bekannt ist.

  • Falschfarbendarstellung der Topographie am Westrand von Aurorae Chaos
    Falschfarbendarstellung der Topographie am Westrand von Aurorae Chaos

    Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Stereokanälen der High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf Mars Express lassen sich digitale Geländemodelle der Marsoberfläche in einer Genauigkeit von zehn bis fünfzig Metern pro Bildpunkt (Pixel) ableiten. In dieser farbkodierten Darstellung lassen sich gut die absoluten Höhen über einem Bezugsniveau, dem Aeroiden (Areoid vom griechischen Wort für den Mars, Ares) darstellen. Anhand der Farbskala oben rechts im Bild können diese Höhenwerte abgelesen werden. Die Höhenunterschiede sind gewaltig! Die Gebiete des umgebenden Marshochlands liegen dreieinhalb bis fünftausend Meter über den gelbgrün beziehungsweise hell- und dunkelblau dargestellten westlichen Ausläufern von Aurorae Chaos. Die einzelnen Bergspitzen der chaotischen Gebiete (linke Bildhälfte) sind zwischen 1500 und 2000 Meter hoch. Norden ist in dieser Darstellung rechts.

  • Topographische Karte der östlichen Ausläufer der Valles Marineris
    Topographische Karte der östlichen Ausläufer der Valles Marineris

    Die topographische Karte zeigt die große, mehrere tausend Meter Tiefe Senke von Aurorae Chaos, eingebettet zwischen vier ausgedehnten Blöcken des Marshochlandes auf etwa zehn Grad südlicher Breite. Von Südwesten her münden die Täler von Capri und Eos Chasma in Aurorae; Eos Chasma, das "Tal der Morgenröte", bildet die östliche Fortsetzung des Grabenbruchsystems der fast viertausend Kilometer langen Valles Marineris. Die hier vorgestellten Bilder stammen aus dem kleinen Rechteck des vom Kamerasystem HRSC aufgenommenen Bildstreifen in Orbit 14635.

Aktuelle Bilder der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen, hochauflösenden Stereokamera HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express zeigen einen Ausläufer des Gebiets Aurorae Chaos - eine östliche Fortsetzung des gewaltigen Canyonsystems der Valles Marineris auf dem Mars.

Aurorae Chaos ist ein sehr ausgedehntes "chaotisches Gebiet", das sich noch mehrere hundert Kilometer weiter nach Osten fortsetzt: Als chaotische Gebiete werden Landschaften bezeichnet, die aus einer Ansammlung von Dutzenden bis zu mehreren Hundert kleinen Bergspitzen und Tafelbergen bestehen, die bisweilen über viele tausend Quadratkilometer ein wildes, unüberschaubares Muster auf der Marslandkarte bilden, eben eine chaotische Anordnung haben.

Aurorae Chaos liegt nordöstlich der Stelle, wo die Täler Capri Chasma und Eos Chasma zusammentreffen und nimmt eine Fläche von etwa 700 mal 400 Kilometern ein. Es verbindet damit auf einer Fläche von etwas mehr als der Hälfte der Größe Deutschlands das Grabenbruchsystem der Valles Marineris mit dem Ganges Chasma. Hierdurch und weiter über die sich anschließenden Gebiete von Hydraotes Chaos und Chryse Chaos müssen einst enorme Wassermassen in Richtung der nördlichen Tiefebene geflossen sein.

Landschaftsmerkmale deuten auf gewaltige Wassermassen in der Marsvergangenheit

Auf den Bildern erkennt man sehr gut den Übergang der kollabierten Regionen nach Süden (links auf den Bildern 1, 3 und 4) zu der Region in der Mitte der Bilder mit einer ebenen, glatten Oberfläche, einem Teil des Tals Ganges Chasma. Die fächerförmigen Ablagerungen entlang der Hänge deuten darauf hin, dass Massenbewegungen die Hänge abgegangen sind, dabei Sedimente mit sich führten und dort abgelagert haben. Etwas weiter nordwärts (rechts im Bild) ist ein steiler Abhang zu sehen, dem sich ein von Kratern übersätes Plateau anschließt: ein Teil der Hochlandregion Xanthe Terra. Der Höhenunterschied, der in der 3D-Ansicht (Bild 3) markant zu sehen ist und auch in der topographischen Bildkarte (Bild 4) deutlich hervortritt, beträgt vom Boden des Tals zu dem Plateau 4800 Meter - das ist die Höhe des Mont Blanc, allerdings vom Meeresspiegel aus gemessen. Dies sind enorme Dimensionen.

Das Gebiet auf dem Bild zeigt einmal mehr eine Fülle von Landschaftsmerkmalen, die Hinweise drauf geben, dass in der Vergangenheit des Mars große Wassermassen über die Oberfläche geströmt sein müssen. Man nimmt an, dass chaotische Gebiete entstehen, wenn unterirische Eis- oder Wasserreservoirs durch Wärme schmelzen und plötzlich freigesetzt werden. Die Wärme könnte von Vulkanen in der Nähe abgestrahlt oder durch große Asteroideneinschläge entstanden sein. Ist das Wasser abgeflossen, kollabiert die Oberfläche über den neu entstandenen Hohlräumen und die Landschaft stürzt in sich zusammen. Schaut man sich die topographische Darstellung (Bild 4) genauer an, ist zu erkennen, dass die Hochlandplateaus, die im Süden und Norden Aurorae Chaos umgeben, mehr oder weniger gleich hoch sind. Jedoch zeigen sich auf dem südlichen Plateau (links oben in den Bildern 1, 3 und 4) ein Feld von Bergen mit abgerundeten Gipfelkuppen, gewissermaßen ein kleines, mehrere tausend Meter höher gelegenes chaotisches Terrain, und darüber hinaus eine große Zahl von kleineren Bergen als im Tal, die von der Erosion noch nicht abgetragen wurden. Das Plateau im Norden hingegen zeigt überhaupt keine Spuren einer erodierten Landschaft. Hier sehen wir lediglich einige kleinere verzweigte Täler auf der Oberfläche. Möglicherweise war also im Süden im Untergrund Wasser vorhanden, im Norden hingegen nicht.

Inmitten der Talniederung (Mitte der Bilder 1, 3 und 4), zeigt eine Gruppe von Restbergen eine stufenförmige Beschaffenheit sowie einige fächerförmige Ablagerungen im Norden. Dies könnte darauf hindeuten, dass es in diesem Gebiet einst unterschiedliche Grundwasserniveaus oder unterschiedlich tief gelegene Eisvorkommen gegeben hat. Ebenfalls interessant sind zwei Verwerfungen, die einen zusammengebrochenen Block durchschneiden - zu erkennen in der oberen Bildmitte. Betrachtet man wieder die topographische Darstellung (Bild 4) erscheint es, als ob diese Verwerfungen ebenfalls das südliche Plateau durchziehen (obere linke Ecke des Bildes). Sie könnten das Ergebnis eines später stattgefundenen tektonischen Ereignisses oder einfach abgesackt sein.

  • Bildverarbeitung

    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 16. Juli 2015 während Orbit 14.653 von Mars Express bei 320 Grad östlicher Länge und 8 Grad südlicher Breite. Die Bildauflösung beträgt etwa 17 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:
19.11.2015 11:09:44 Uhr

Kontakte

 

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

Kommunikation, Gruppenleitung Crossmedia

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
Ulrich Köhler
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

DLR-Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-215

Fax: +49 30 67055-402