Wissenschaftliche Highlights

Trockengefallener Flusslauf in der Hochlandregion Libya Montes
Trockengefallener Flusslauf in der Hochlandregion Libya Montes
Bild 1/5, Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Trockengefallener Flusslauf in der Hochlandregion Libya Montes

Ein trockengefallener Flusslauf, zu erkennen als schmale Rinne, eingebettet in einem größeren Tal in der Hochlandregion Libya Montes. Die perspektivische Detailansicht (nordöstliche Blickrichtung) ist dreifach überhöht.

Caldera des Olympus Mons
Caldera des Olympus Mons
Bild 2/5, Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Caldera des Olympus Mons

Diese perspektivische Ansicht zeigt den eindrucksvollen Vulkankrater, die sogenannte Caldera, des Olympus Mons auf dem Mars. Olympus Mons ist 22 Kilometer hoch und der größte Vulkan unseres Sonnensystems.

Krater mit Wassereis
Krater mit Wassereis
Bild 3/5, Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Krater mit Wassereis

Wassereis am Boden eines Kraters in der Nähe des Mars-Nordpols. Im Zentrum des etwa 35 Kilometer durchmessenden Kraters sticht das weiße Wassereis deutlich hervor. Der Einschlagkrater liegt in der nördlichen Tiefebene Vastitas Borealis. Wassereis kann sich im Zentrum des Kraters ganzjährig halten, da die Temperaturen und der atmosphärische Druck nicht für eine Sublimation (Übergang vom festen in den gasförmigen Zustand) ausreichen. Kohlendioxideis ist zur Zeit der Bildaufnahme (später Mars-Sommer) auch bereits von der gesamten Nordpolkappe verschwunden, so dass nur noch Wassereis vorhanden ist. Die Mächtigkeit des Eises liegt vermutlich nur im Dezimeterbereich. Das belegen einige frühere Messungen. Anmerkung zum Copyright: Im Dezember 2014 haben sich DLR, ESA und FU Berlin darauf geeinigt, die HRSC-Bilder der Mars Express-Mission unter einer Creative Commons-Lizenz zu veröffentlichen: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO. Diese gilt auch für alle bisher veröffentlichten HRSC-Bilder.

Mars-Nordpol - Chasma Boreale
Mars-Nordpol - Chasma Boreale
Bild 4/5, Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Mars-Nordpol - Chasma Boreale

Wassereis und Staub am Nordpol des Mars, perspektivische Farbansicht. Chasma Boreale ist tief in die Schichtabfolge eingeschnitten, die sich unter der Eiskappe des Pols befindet. Die geschichteten polaren Ablagerungen unterhalb der weißen Eiskappe bestehen aus einem Eis-Staub-Gemisch. Jüngere Untersuchungen lassen vermuten, dass einige dieser Schichten das Ausgangsmaterial für Staub und Sand sind, die vom Wind fortgetragen werden. Anmerkung zum Copyright: Im Dezember 2014 haben sich DLR, ESA und FU Berlin darauf geeinigt, die HRSC-Bilder der Mars Express-Mission unter einer Creative Commons-Lizenz zu veröffentlichen: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO. Diese gilt auch für alle bisher veröffentlichten HRSC-Bilder.

Details der Phobos-Oberfläche
Details der Phobos-Oberfläche
Bild 5/5, Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Details der Phobos-Oberfläche

Auf dem HRSC-Nadir-Bild sind sieben SRC-Bilder mit einer Auflösung von etwa 3 Metern pro Pixel abgebildet. Die "Super Resolution Channel"-Bilder zeigen mehr Details der Phobos-Oberfläche. Anmerkung zum Copyright: Im Dezember 2014 haben sich DLR, ESA und FU Berlin darauf geeinigt, die HRSC-Bilder der Mars Express-Mission unter einer Creative Commons-Lizenz zu veröffentlichen: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO. Diese gilt auch für alle bisher veröffentlichten HRSC-Bilder.

Die Erfolgsstory begann am 2. Juni 2003: An diesem Tag startete eine Sojus-Trägerrakete vom kasachischen Weltraumbahnhof Baikonur und brachte damit die Raumsonde Mars Express auf den Weg zu unserem Nachbarplaneten. Mittlerweile haben die vielfältigen Informationen über den Mars, seine Oberfläche, seinen Untergrund und seine Atmosphäre zu einem ganz neuen Bild des Roten Planeten geführt.

Das Infrarot-Spektrometer OMEGA identifizierte auf der Marsoberfläche so genannte Phyllosilikate (Schichtsilikate). Solche Minerale sind reich an Eisen und Aluminium und entstehen nur unter längerer Einwirkung von Wasser auf vulkanische Gesteine. Diese Entdeckung führte zu einer ganz neuen Sicht der gesamten Geschichte des Mars: Zumindest in seiner Frühzeit gestalteten riesige Mengen von flüssigem Wasser unseren Nachbarplaneten.

Das HRSC-Team hat aufgrund der Aufnahmen der vom DLR betriebenen High Resolution Stereo Camera herausgefunden, dass der Vulkanismus auf dem Mars sehr langlebig war und bis in die jüngste geologische Vergangenheit andauerte. So sind die jüngsten erstarrten Laven in der Gipfelcaldera des Vulkans Olympus Mons nur 100 Millionen Jahre alt. Es könnte sogar sein, dass es dort und an einigen Vulkanen in der Nähe des Nordpols immer noch eine Restaktivität gibt. Darauf deuten auch Messungen des Spektrometers PFS hin, das in der Atmosphäre des Mars über Vulkanprovinzen das kurzlebige Gas Methan entdeckt und seine Konzentrationen kartiert hat. Dies lässt zumindest vermuten, dass der Mars heute noch geologisch aktiv ist, da das Methan möglicherweise durch einen vulkanischen Wärmeherd unter der Marsoberfläche erzeugt und in die Atmosphäre eingebracht wird.

Auf HRSC-Aufnahmen von Gebieten mittlerer bis niedriger Breiten, also Gebiete unweit des Äquators, sind Oberflächenformen zu erkennen, die so nur durch Aktivitäten von Gletschereis entstanden sein können. Die Spuren weisen drei Episoden der Aktivität innerhalb der letzten 300 Millionen Jahre nach, wobei die jüngste vor vielleicht nur vier Millionen Jahren stattfand. Eine Eiszeit in mittleren Breiten ist unter den heutigen klimatischen Bedingungen unmöglich. Daher vermuten die Wissenschaftler, dass es auf dem Mars zu dramatischen Klimaveränderungen gekommen sein musste, weil die Neigung der Rotationsachse des Mars starken Schwankungen unterworfen ist. So hätten damals andere klimatische Bedingungen am Mars-Äquator und in anderen Gebieten geherrscht.

Daten des MARSIS-Radarinstruments zeigen, dass die geschichteten Ablagerungen am Mars-Nordpol aus fast reinem Wassereis bestehen. Das Spektrometer OMEGA hat mittlerweile Karten von Wasser- und Methaneis-Vorkommen erstellt. Durch die Beobachtungen von Mars Express weiß man heute, dass unter der Oberfläche des Mars viel mehr Wasser in Form von Eis existiert, als noch vor zehn Jahren angenommen wurde.

Untersuchungen des Instruments ASPERA zeigen, dass der Sonnenwind tiefer in die Marsatmosphäre eindringt (bis zu 250 Kilometer) als bisher angenommen. Dabei ist der Verlust von energiereichen Ionen relativ niedrig. Der Verlust von Bestandteilen der Atmosphäre findet in episodischen „Ausbrüchen“ statt, deren Ursache noch nicht geklärt ist. Mangels eines Magnetfeldes dringen die Protonen und Helium-Ionen des Sonnenwindes bis zu einer Höhe von 270 Kilometern in die Ionosphäre des Mars ein und verursachen dort einen Abfluss der durch die energiereichen Teilchen beschleunigten planetaren Sauerstoff-Ionen. Dies geschieht schon bei geringeren Höhen und damit effektiver als bisher vermutet.

Zum ersten Mal wurden Wolken aus Methaneis in der Mesosphäre des Mars entdeckt, untersucht und mit Hilfe der Instrumente HRSC, OMEGA, PFS und SPICAM aufgenommen.

Viele Forschungsergebnisse über den Mars-Mond Phobos sind bei dieser Mission besonders bemerkenswert, darunter die genaueste Bestimmung seiner Masse (durch Radio-Science), seiner exakten Bahn und seines Volumens (durch die HRSC) und Dichte sowie die Entdeckung von zurückgestreuten Sonnenwind-Protonen durch das Instrument ASPERA. Außerdem wurden die bisher schärfsten Bilder dieses Mondes gemacht mit einer Auflösung von 4 Metern pro Pixel. Unter anderem scheint sich zu bestätigen, dass Phobos auf seiner Bahn um den Mars immer schneller wird und sich dem Planeten langsam annähert, ehe er in 10-20 Millionen Jahren durch Gezeitenkräfte vermutlich auseinanderbrechen und auf den Mars stürzen wird.

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