5. Oktober 2017
Mission Mars Express

Fa­cet­ten­rei­che Dü­nen auf dem Wüs­ten­pla­ne­ten Mars

Krater mit Dünenfeld in der Nähe des Vulkans Aonia Tholus
Kra­ter mit Dü­nen­feld in der Nä­he des Vul­kans Ao­nia Tho­lus
Bild 1/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Krater mit Dünenfeld in der Nähe des Vulkans Aonia Tholus

Die vom DLR be­trie­be­ne HR­SC auf Mars Ex­press nimmt die Mar­so­ber­flä­che gleich­zei­tig in ho­her Auf­lö­sung, in 3D und mit vier Farb­fil­tern im sicht­ba­ren Licht für die Far­ben Blau, Grün und Rot so­wie in Wel­len­län­gen des na­hen In­fra­rot auf. Die­se aus dem senk­recht auf den Mars ge­rich­te­ten Na­dir­ka­nal und den Farb­kanä­len er­zeug­te, kon­trast­ver­stärk­te Echt­far­ben­dar­stel­lung lässt gut Ma­te­rial­un­ter­schie­de in der sonst meist sehr ein­tö­ni­gen Mar­so­ber­flä­che er­ken­nen. Auf­fal­lend ist ins­be­son­de­re das dunk­le Dü­nen­feld in­ner­halb des 48 Ki­lo­me­ter großen Ein­schlags­kra­ters (links). Der Kra­ter be­fin­det sich un­weit des Vul­kans Ao­nia Tho­lus. Frü­he­re vul­ka­ni­sche Ak­ti­vi­tät auf dem Mars er­zeug­te große Men­gen fein­kör­ni­ger Asche, die im Lau­fe der Zeit von an­de­rem Ge­steins­ma­te­ri­al über­deckt wur­de. Durch Ein­schlags­kra­ter wur­den die­se ver­deck­ten Schick­ten wie­der frei­ge­legt - sie gel­ten des­halb als wahr­schein­li­che Quel­le für die dunk­len Dü­nen. Nor­den liegt rechts im Bild.
Blick in einen Krater mit dunklen Dünen in der Region Aonia Terra
Blick in ei­nen Kra­ter mit dunk­len Dü­nen in der Re­gi­on Ao­nia Ter­ra
Bild 2/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Blick in einen Krater mit dunklen Dünen in der Region Aonia Terra

Die Auf­nah­men mit der HR­SC (High Re­so­lu­ti­on Ste­reo Ca­me­ra) ent­stan­den am 16. Mai 2017 wäh­rend Or­bit 16.934 von Mars Ex­press. Die Bild­auf­lö­sung be­trägt 13 Me­ter pro Bild­punkt (Pi­xel). In­ner­halb des großen Kra­ters in der lin­ken Bild­hälf­te be­fin­det sich ein großes Feld dunk­ler Dü­nen. Ih­re Form zeigt die vor­herr­schen­de Wind­rich­tung aus Süd­os­ten an, al­so et­wa von links un­ten. Ih­re dunk­le Far­be rührt von Ma­te­ri­al vul­ka­ni­schen Ur­sprungs her. Auch im be­nach­bar­ten, klei­ne­ren Kra­ter ist ein gu­tes Dut­zend der so­ge­nann­ten Bar­cha­ne oder Si­chel­dü­nen zu se­hen.
Topographische Übersichtskarte der Region Aonia Terra auf dem Mars
To­po­gra­phi­sche Über­sichts­kar­te der Re­gi­on Ao­nia Ter­ra auf dem Mars
Bild 3/6, Credit: NASA/JPL/USGS (MOLA); FU Berlin.

Topographische Übersichtskarte der Region Aonia Terra auf dem Mars

Die­se Über­sichts­kar­te zeigt ei­nen Teil des Ge­biets Ao­nia Ter­ra auf dem Mars, das sich im süd­li­chen Hoch­land des Mars un­weit des Po­lar­krei­ses be­fin­det. Hier be­fin­den sich meh­re­re Ein­schlags­kra­ter mit großen Dü­nen­fel­dern. Die im Ar­ti­kel be­schrie­be­nen Auf­nah­men ent­stam­men dem klei­nen Recht­eck in­ner­halb des Bild­strei­fens, der von der HR­SC-Ka­me­ra am 16. Mai 2017 wäh­rend Or­bit 16.934 von Mars Ex­press auf­ge­nom­men wur­de. Ver­tie­fun­gen wie bei­spiels­wei­se Ein­schlags­kra­ter kön­nen zu "Se­di­ment­fal­len" wer­den, wenn der Wind san­di­ges Ma­te­ri­al hin­ein­weht und es sich am Bo­den an­sam­melt. Die Farb­co­die­rung des Bil­des ver­deut­licht Hö­hen­un­ter­schie­de der Ober­flä­che - je dunk­ler der Ocker­ton, de­sto hö­her liegt das Ge­biet.
Falschfarbendarstellung der Topographie des Kraters mit dem großen Dünenfeld in der Region Aonia Terra
Falsch­far­ben­dar­stel­lung der To­po­gra­phie des Kra­ters mit dem großen Dü­nen­feld in der Re­gi­on Ao­nia Ter­ra
Bild 4/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Falschfarbendarstellung der Topographie des Kraters mit dem großen Dünenfeld in der Region Aonia Terra

Die­se in Re­gen­bo­gen­far­ben ko­dier­te Drauf­sicht 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, das so­ge­nann­te Areo­id (von Ares, dem Kriegs­gott der grie­chi­schen An­ti­ke): Wie der Mee­res­s­pie­gel auf der Er­de ist es ei­ne ge­dach­te Flä­che glei­cher An­zie­hungs­kraft in Rich­tung des Pla­ne­ten­zen­trums. An­hand der Farbs­ka­la oben rechts im Bild kön­nen die Hö­hen­wer­te ab­ge­le­sen wer­den. Die farb­lich dar­ge­stell­ten Hö­hen­un­ter­schie­de von bis zu 2000 Me­tern zei­gen deut­lich die trotz be­reits stark ero­dier­ter Kra­ter­rän­der be­ein­dru­cken­de Tie­fe des großen Kra­ters.
Anaglyphenbild eines Kraters mit großem Dünenfeld in der Region Aonia Terra
Ana­gly­phen­bild ei­nes Kra­ters mit großem Dü­nen­feld in der Re­gi­on Ao­nia Ter­ra
Bild 5/6, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO.

Anaglyphenbild eines Kraters mit großem Dünenfeld in der Region Aonia Terra

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 - oder Rot-Grün-Bril­le ei­nen rea­lis­ti­schen, drei­di­men­sio­na­len Blick auf die Land­schaft. Die räum­li­che Be­trach­tung lässt her­vor­ra­gend die Mor­pho­lo­gie der vier Ki­lo­me­ter tie­fen und 48 Ki­lo­me­ter durch­mes­sen­den "Kra­ter­schüs­sel" er­ken­nen: Die Bild­auf­lö­sung zeigt auch in der drit­ten Di­men­si­on Hö­hen­un­ter­schie­de von we­ni­ger als 20 Me­ter, so­dass die Si­chel­dü­nen deut­lich aus der Bil­de­be­ne her­aus­ra­gen und stel­len­wei­se über hun­dert Me­ter hoch sein dürf­ten. Au­ßer­dem sieht man im Kra­ter­rand auf hal­ber Hö­he ei­ne Art Ter­ras­se, die sich durch Nach­rut­schen von Ma­te­ri­al im Hang ge­bil­det hat.
Web­cast: Wet­ter und Kli­ma auf dem Mars
Video 6/6, Credit: DLR (CC-BY 3.0)

Webcast: Wetter und Klima auf dem Mars

Credit: DLR (CC-BY 3.0)
Länge: 00:03:50
Dr. Da­nie­la Tirsch, Pla­ne­ten­geo­lo­gin am DLR-In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung, er­klärt im In­ter­view, wie Wind und Wet­ter die Ober­flä­che des Mars auch heu­te noch be­ein­flus­sen.
  • Die Untersuchung der Form und Struktur von Dünen ermöglicht es, viel über den Wind als gestaltende Kraft auf unserem Nachbarplaneten zu erfahren.
  • Das dunkle Material, aus dem einige der Dünen auf den Bildern bestehen, ähnelt stark vulkanischer Asche auf der Erde.
  • Schwerpunkt(e): Raumfahrt, Planetenforschung

Diese Bilder einer Marslandschaft zeigen zwei Einschlagskrater mit Dünenfeldern, die tief im südlichen Hochland des Mars gelegen sind. Aufgenommen hat sie die hochauflösende Stereokamera HRSC (High Resolution Stereo Camera) an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express. Die HRSC wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betrieben, das die Kamera auch entwickelt hat.

Wo es Sanddünen gibt, gibt es Wind - denn nur durch ihn können sie entstehen. Das gilt für die Erde genauso wie für den Mars oder sogar den eisigen Saturnmond Titan. Sie sind daher typische Indikatoren für Windaktivität oder, wie es Geowissenschaftler ausdrücken, äolischer Prozesse. Durch die Untersuchung von Form und Struktur der Dünen können wir einiges über den Wind als gestaltende Kraft auf unserem Nachbarplaneten erfahren.

Das Dünenfeld in dem größeren der beiden Einschlagskrater auf den Bildern besteht aus vielen kleinen und einigen großen sichelförmigen Dünen (sogenannte Barchane). Dort, wo mehr Sand vorhanden war, sind die einzelnen Dünen seitlich aneinander gewachsen. Dadurch entstanden parallele, leicht wellenförmige Reihen, die quer zur Windrichtung liegen. Solche Dünentypen nennt man barchanoide Rücken. Auch in dem kleineren Krater kommen diese beiden Dünenformen vor: Sicheldünen oder Barchane sind die häufigste Art von Dünen, die man auf dem Mars findet. Ganz im Gegensatz zur Erde, hier sind Längsdünen (Lineardünen/Longitudinaldünen) am häufigsten anzutreffen.

Woher weht der Wind? - Die Dünen verraten es

Welcher Dünentyp sich entwickelt, hängt in erster Linie von der Anzahl der Windrichtungen und der zur Verfügung stehenden Menge an Sand ab. Wenig Sand und nur eine einzige Windrichtung ergeben beispielsweise die auf dem Mars so häufigen Sicheldünen. Am südlichen Rand des Dünenfeldes innerhalb des großen, fast 50 Kilometer messenden Kraters (links in den Bildern) erstreckt sich eine einzelne langgezogene Querdüne, die aus dem Hauptfeld herausragt. Die ungewöhnliche Struktur mit einer Länge von einigen Kilometern ähnelt einer Schweifdüne (Seif), die dadurch entstanden sein könnte, dass hier am Rand des Dünenfeldes, bedingt durch die lokale Topographie, Wind aus zwei unterschiedlichen Richtungen wehte. Im westlichen Teil des Kraters (oben in den Bildern) ist der Sand zu einer gleichmäßig verteilen Sanddecke abgelagert worden.

Aus der Orientierung der einzelnen Dünen und der Lage des Dünenfeldes in Bezug auf das Kraterzentrum kann man eine südöstliche Windrichtung zur Zeit der Dünenbildung ableiten; Norden ist in den Draufsichten rechts. Auch die Dünenfelder in den benachbarten Einschlagskratern Ross und Lamont und einiger weiterer kleiner Krater in der Umgebung zeigen eine Hauptwindrichtung aus Südosten an. Dennoch kann es durch lokale Topographie örtlich zu anderen Windrichtungen und somit zu Variationen in den Dünenformen kommen.

Dunkle Dünen - Hinweis auf vulkanische Aktivität

Vertiefungen, wie beispielsweise Einschlagskrater, wirken eigentlich wie "Sedimentfallen": Der Wind weht das sandige Material hinein, wo es sich am Boden ansammelt. Auf dem Mars findet man jedoch nur wenige Hinweise darauf, dass Sand tatsächlich in Krater hineingeweht wurde. Viel öfter sieht man große Windfahnen, die von den Dünenfeldern ausgehend die Krater hinausführen und ein Herauswehen des Materials anzeigen. In einigen Kraterwänden haben Wissenschaftler Anzeichen dafür gefunden, dass diese Dünensande dunklen Sedimentlagen entstammen, die sich direkt an der Kraterwand befinden. Ein Beispiel hierfür ist der Krater Rabe - dort sieht man auch, wie die schwärzlichen Sande die Kraterwand hinabrieseln und dann durch Winde direkt am Kraterboden zu Dünen aufgehäuft werden. Häufig sind diese dunklen, "anstehenden" Lagen an den Kraterwänden von anderem Material (Regolith) überdeckt und werden nur in einigen Fällen, wenn zum Beispiel Sonneneinstrahlung den gefrorenen Boden erwärmt, freigelegt. Höchstwahrscheinlich sind diese schwarzen Sande vulkanischen Ursprungs, da sie aus Mineralen bestehen, die nur durch Vulkanismus an die Marsoberfläche gebracht worden sein konnten. Ihre Zusammensetzung ähnelt auch sehr stark derer von vulkanischer Asche auf der Erde.

Der 48 Kilometer große Einschlagskrater mit dem Dünenfeld befindet sich unweit des Vulkans Aonia Tholus. Frühere vulkanische Aktivität auf dem Mars erzeugte große Mengen feinkörniger Asche, die in mächtigen Lagen abgelagert worden ist und später von anderem Gesteinsmaterial bedeckt wurde. Einschlagskrater schnitten diese dunklen Lagen wieder an, die nun als wahrscheinliche Quellen für die dunklen Dünen gelten. Fünf große Vulkanprovinzen, unter ihnen die riesige Tharsisregion, und unzählige kleine, vereinzelte Vulkane haben für eine annähernd globale Verteilung der Aschelagen gesorgt, weshalb man solche dunklen Dünen auch beinahe überall auf dem Mars finden kann.

  • Bildverarbeitung

    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 16. Mai 2017 während Orbit 16.934 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 13 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 248 Grad östlicher Länge und 59 Grad südlicher Breite. Die Farbaufsicht (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 5), 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 Aufsicht (Bild 4) 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 systematische Prozessierung der Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

  • Das HRSC-Experiment auf Mars Express

    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 50 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.

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

    Kom­mu­ni­ka­ti­on und Pres­se
    Telefon: +49 2203 601-2867
    Linder Höhe
    51147 Köln
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  • Dr. Daniela Tirsch
    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
    In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung
    Rutherfordstraße 2
    12489 Berlin
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  • Dr. Thomas Roatsch
    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
    In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung
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