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19. September 2019
Mission Mars Express

Mars spektakulär: vom Nordpol bis ins südliche Hochland

Frühlingsbeginn am Nordpol des Mars
Frühlingsbeginn am Nordpol des Mars
Bild 1/7, Quelle: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Frühlingsbeginn am Nordpol des Mars

Eine seltene Ansicht der Nordpolregion des Mars im Frühling auf der Nordhalbkugel. Das im Juni 2019 von der High Resolution Stereo Camera (HRSC) aufgenommene Bild zeigt eindrucksvoll oberhalb der Bildmitte die Eiskappe aus Wassereis, die im Winter von einer dünnen Schicht aus Kohlendioxideis bedeckte wurde und nun auch weite Gebiete der Ebene Vastitas Borealis bedeckt (bis etwa 70 Grad Nord). Eine dunkle, zirkumpolare „Rinne“ inmitten der Eisbedeckung markiert die Grenze zwischen permanenter Wassereiskappe und Kohlendioxideischicht. Innerhalb weniger Wochen wird diese winterliche Eisschicht wieder sublimieren (verdampfen) und die Polkappe wird auf ihre sommerliche Ausdehnung bis auf etwa 80 Grad nördlicher Breite zurückschrumpfen. Ein dünner Wolkenschleier erstreckt sich über ausgedehnte Dünenfelder aus dunklem Sand.

Die „Dichotomiegrenze“, der Übergang zwischen Hoch- und Tiefland
Die „Dichotomiegrenze“, der Übergang zwischen Hoch- und Tiefland
Bild 2/7, Quelle: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Die „Dichotomiegrenze“, der Übergang zwischen Hoch- und Tiefland

Eine prominente Geländekante markiert die Grenze zwischen nördlichem Tiefland und südlichem Hochland des Mars. Dunkle Sande bedecken weite Teile Tieflandes. Die Erosion dieser Übergangszone schreitet von Norden nach Süden voran, was sich in isolierten Insel- oder „Zeugenbergen“ in der nördlichen Tiefebene manifestiert, sowie in Schuttfächern und bereits zu großen Teilen abgetragenen Landschaftsteilen. Die Geländekante an diesem als „Dichotomiegrenze“ bezeichneten Übergang von älterem Hochland zu jüngerem Tiefland ist zwischen 2000 und 4000 Meter hoch.

Der Krater Cassini im südlichen Marshochland
Der Krater Cassini im südlichen Marshochland
Bild 3/7, Quelle: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Der Krater Cassini im südlichen Marshochland

Bei 30 Grad östlicher Länge und 25 Grad nördlicher Breite befindet sich in der Hochlandregion Arabia Terra der 415 Kilometer große Krater Cassini, benannt nach dem bedeutenden italienisch-französischen Astronomen Giovani Domenico (Jean Dominique) Cassini (1625-1712). Es handelt sich um einen sehr alten Krater, der bereits stark von der Erosion eingeebnet wurde. Aufgrund ihrer immensen Dimensionen bezeichnet man solch große Krater auch als Einschlagsbecken. Die schüsselförmige Vertiefung von Cassini ist von mehreren Kilometer mächtigen Lagen aus Sedimenten verfüllt, und der einst zwei bis drei Kilometer hohe Kraterrand ist bereits stark degradiert. Wissenschaftliche Untersuchungen deuten darauf hin, dass die einstmalige Vertiefung des Cassini-Beckens von einem stehenden Gewässer bedeckt war, wie dies auch bei einigen der Krater in der Umgebung angenommen wird. Die Menge des Wassers im Krater Cassini hätte etwa derjenigen des Baikalsees in Sibirien entsprochen, dem größten Süßwasserreservoir auf der Erde.

Ablagerungen von dunklem Staub und Sand im Krater Huygens
Ablagerungen von dunklem Staub und Sand im Krater Huygens
Bild 4/7, Quelle: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Ablagerungen von dunklem Staub und Sand im Krater Huygens

Bei 55 Grad östlicher Länge und 14 Grad südlicher Breite ist in der großen HRSC-Aufnahme der 465 Kilometer große Krater Huygens zu erkennen, benannt nach dem holländischen Astronomen Christiaan Huygens (1629-1695). Wie auch der Krater Cassini ist das Huygens-Becken sehr alt – vermutlich vier Milliarden Jahre oder älter – und bereits stark von der Erosion eingeebnet. Einschlagsstrukturen dieser Größe haben durch die beim Impakt zurückfedernde Kruste des Planeten neben dem eigentlichen Kraterrand im Inneren einen oder mehrere Ringe. Beim Krater Cassini ist dieser Ring in der Topographie nicht mehr zu erkennen, bei Huygens hingegen schon – dunkler, vom Wind ins Innere des Kraters verfrachteter Sand lässt die Struktur des inneren Ringes hervortreten. Wind ist derjenige Prozess auf dem Mars, der gegenwärtig die größten Veränderungen der Oberfläche bewirkt. So lässt sich heute vielerorts die Verlagerung von dunklen Sanden durch Wind beobachten. Während diese vulkanisch entstandenen Sande in Senken, wie beispielsweise Einschlagskratern, mächtige Dünenfelder bilden, sind sie auf größeren Flächen oft als ausgedehnte Sandlagen abgelagert, die große Teile des Planeten dunkel erscheinen lassen. Verlagerung von Dünen kann man schon in Zeitskalen von ein bis zwei Jahren mit hochauflösenden Bilddaten beobachten.

Das von Wolken bedeckte Einschlagsbecken Hellas Planitia
Das von Wolken bedeckte Einschlagsbecken Hellas Planitia
Bild 5/7, Quelle: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Das von Wolken bedeckte Einschlagsbecken Hellas Planitia

Hellas Planitia ist mit einem Durchmesser von 2200 mal 1600 Kilometern die größte Einschlagsstruktur auf dem Mars und nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem Mond das zweitgrößte Impaktbecken im Sonnensystem. Im südlichen Marshochland ist Hellas (das Zentrum des Beckens befindet sich bei 70 Grad östlicher Länge und 30 Grad südliche Breite) die markanteste Struktur: Vom Kraterrand betrachtet, liegt die Hellas-Ebene neun Kilometer tiefer und würde einem Astronauten mit der unter ihm liegenden Ebene und dem gegenüberliegenden Kraterrand an dem durch die gerundeten Horizont Planetenkrümmung einen beeindruckenden Anblick bieten. Diese topographischen Extreme bewirken auch außergewöhnliche atmosphärische Phänomene: In dieser Aufnahme des Kamerasystems HRSC ist Hellas Planitia von einer dicken Wolkenschicht überdeckt, die keinen Blick ins Innere des Beckens gestattet. Tatsächlich spielen diese Wetterbedingungen auch dem DLR-Planungsteam für die HRSC-Aufnahmen immer wieder einen Streich. Häufig verhindern Aerosole, Dunst oder eben Wolken Aufnahmen in bester Qualität, so dass immer wieder bei Überflügen von Mars Express über Hellas Planitia versucht wird, Aufnahmen in besserer Auflösung zu bekommen.

Die Nordhemisphäre des Mars zwischen 20 Grad Ost und 70 Grad Ost
Die Nordhemisphäre des Mars zwischen 20 Grad Ost und 70 Grad Ost
Bild 6/7, Quelle: NASA/Viking, FU Berlin

Die Nordhemisphäre des Mars zwischen 20 Grad Ost und 70 Grad Ost

Die globale Ansicht des Mars zeigt das von der High Resolution Stereo Camera im Juni 2019 fotografierte Gebiet entlang des etwa in der Bildmitte verlaufenden 40. östlichen Längengrades. Die Ansicht des Planeten ist leicht nach Süden „gekippt“, sodass ein Blick auf den Nordpol möglich ist und im Süden nur bis etwa zum 40. Breitengrad reicht, weshalb der Südpol nicht sichtbar ist.

Globale topographische Karte des Mars
Globale topographische Karte des Mars
Bild 7/7, Quelle: NASA/MGS/MOLA Science Team, FU Berlin

Globale topographische Karte des Mars

Zwischen 1997 und 2001 tastete die NASA-Raumsonde Mars Global Surveyor den Nachbarplaneten der Erde mit einem Laser-Höhenmesser ab, der punktuell hochpräzise Höheninformationen der Marslandschaft aufzeichnete. Diese auf den Daten des Experiments MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) beruhende topographische Karte zeigt deutlich die Zweiteilung des Mars in älteres südliches Hochland (dargestellt in Grün-, Orange- und Rottönen) und jüngere nördliche Tiefebenen (bläuliche Flächen). Der Höhenunterschied zwischen den beiden so stark unterschiedlichen Landschaften beträgt zwischen 2000 und 4000 Meter. Der hell hervorgehobene Ausschnitt zeigt das Gebiet an, das im Juni 2019 von der vom DLR betriebenen High Resolution Stereo Camera (HRSC) fotografiert wurde.

  • Im Juni 2019 gelangen mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) mehrere globale Aufnahmen des Mars.
  • Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Mission Mars Express wurde am DLR entwickelt. Es wird seit mehr als 16 Jahren vom DLR-Institut für Planetenforschung betrieben.
  • Diese Aufnahme zeigt die Nordpoleiskappe, die Grenze zwischen Hoch- und Tiefland, ehemalige Flusstäler, von dunklen Sanden bedeckte Ebenen und das große Einschlagsbecken Hellas Planitia im Süden.
  • Schwerpunkt(e): Raumfahrt, Planetenforschung

Im Juni 2019 gelangen mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) mehrere globale Aufnahmen des Mars. Die hier abgebildete Ansicht reicht vom Nordpol über die stark verkraterten Hochländer rund um den Marsäquator bis weit in die Südhemisphäre. Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Mission Mars Express wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt. Es wird seit mehr als 16 Jahren vom DLR-Institut für Planetenforschung betrieben. Dort erfolgt auch die systematische Prozessierung der Kameradaten. Mitarbeiterinnen und Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

Der obere Teil dieser beeindruckenden Globalansicht des Mars zeigt die Nordhemisphäre mit der noch winterlich ausgedehnten Nordpoleiskappe. Ein dünner Wolkenschleier erstreckt sich von ihr ausgehend über die sich anschließenden Tieftäler, die teils mit dunklem Sand bedeckt sind. Blick man in die Mitte die Bildes, fällt dort eine Geländekante auf – sie markiert die Grenze zwischen nördlichem Tiefland und südlichem Hochland des Mars. Dunkle Sande bedecken auch hier weiter Gebiete des von Kratern übersäten Hochlands. Im äußersten Süden des Bildes erkennt man noch einen Teil des in weiße Wolken gehüllten Einschlagsbeckens Hellas. Die Ansicht des Planeten ist leicht nach Süden "gekippt", sodass ein Blick auf den Nordpol möglich ist, im Süden aber nur bis etwa zum 40. Breitengrad reicht. Deshalb ist der Südpol nicht sichtbar. Von Pol zu Pol hat der Mars einen Durchmesser von 6752 Kilometern; der gezeigte Bildausschnitt deckt knapp 5000 Kilometer davon ab.

Der Mars vom Nordpol bis zum Hellas-Becken
Der Mars vom Nordpol bis zum Hellas-Becken Dieses außergewöhnliche Bild zeigt den Mars im Frühling auf der Nordhalbkugel mit seiner Polkappe aus Wassereis und der bis etwa 70 Grad nördlicher Breite ausgedehnten Bedeckung durch Kohlendioxideis. Darunter schließen sich die ausgedehnten Ebenen von Vastitas Borealis („Nordliche Einöde“) an, über die sich ein Wolkenschleier nach Süden über mit dunklem Sand bedeckte Gebiete erstreckt. Im Anschluss daran, bei 50 Grad nördlicher Breite, sieht man den Krater Lyot mit seinen auffälligen Doppelringen. In der Bildmitte ist anhand einer deutlichen Geländekante der Übergang von den tiefer liegenden und geologisch jüngeren Ebenen des nördlichen Tieflandes zum Marshochland zu erkennen. Die deutlich höhere Anzahl von Kratern zeigt, dass das südliche Hochland wesentlich älter ist als das Tiefland im Norden. Durch die Bildmitte verläuft von Nord nach Süd der 40. östliche Längengrad. Links der Bildmitte ist in der Region Arabia Terra als markante Struktur der 415 Kilometer große Krater Cassini zu sehen, benannt nach dem bedeutenden italienisch-französischen Astronomen Giovani Domenico (Jean Dominique) Cassini (1625-1712). Südlich des Äquators (er markiert etwa das untere Bildviertel) ist das Hochland von Terra Sabaea nochmals von ausgedehnten dunklen Sandlagen und Dünenfeldern bedeckt. Auch hier ist ein großer Doppelringkrater, der Krater Huygens, zu erkennen. Im Südosten (rechts unten) ist das größte Einschlagsbecken des Mars, die über 2000 Kilometer große Hellas Planitia, von Wolken bedeckt. Die Aufnahme entstand im Juni 2019 mit der vom DLR betriebenen High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf der ESA-Raumsonde Mars Express.
ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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Unterschiedliche Klimazonen und Großlandschaften

Ist es Winter auf der Nordhalbkugel, fallen durch die Kälte beträchtliche Mengen an Kohlendioxid aus der Atmosphäre über dem Nordpol aus und legen sich als dünne Schicht über die permanente Polkappe, die sonst überwiegend aus Wassereis besteht. Die Eisbedeckung reicht dann bis etwa zum 50. nördlichen Breitengrad. Der Gehalt an Wasserdampf in der Atmosphäre, der zu Wassereis gefrieren und als Schnee oder Eis auf die Marsoberfläche rieseln könnte, ist ausgesprochen niedrig und beträgt durchschnittlich – bei starken Schwankungen – nur 0,03 Prozent. Kohlendioxid hingegen bildet mit 95 Prozent den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre.

Das Bild wurde zu Beginn des Nordfrühlings aufgenommen: Die Polarnacht am Nordpol ist vorüber und die im Winter angewachsene Polkappe beginnt sich allmählich wieder zu verkleinern. Dieses Wachsen und Schrumpfen ist übrigens an der Südpolkappe ebenso zu beobachten. Das dünne, weiße Wolkenband (wahrscheinlich aus Wassereiskristallen) ist eines von vielen, die zu dieser Jahreszeit über der Nordhemisphäre zu beobachten sind.

Warum unterscheiden sich Marshochland und -tiefland so drastisch?

Die rötlichen Ebenen von Arabia Terra und Terra Sabaea im zentralen Teil des Bildes sind durch viele große Einschlagskrater gekennzeichnet und gehören damit zu den ältesten Regionen auf dem Mars. Ihre nördliche Grenze bildet eine deutliche topografische Geländekante mit mehreren Kilometern Höhenunterschied. Diese trennt die flachen, kaum bekraterten Ebenen der nördlichen Tiefländer vom südlichen Hochland mit seiner viel höheren Kraterdichte. Diese auffällige Geländestufe, die sogenannte Dichotomiegrenze, markiert eine grundlegende topographische und landschaftliche Zweiteilung des Mars. Sie schlägt sich vor allem in einer unterschiedlichen Krustendicke nieder, aber auch in den magnetischen Krusteneigenschaften und seinen Gravitationsdaten. Die Entstehung der Krustendichotomie wird noch diskutiert: Sie könnte ihre Ursache in „endogenen“ Kräften aus dem Mars-Inneren haben und somit durch Mantelkonvektion oder Tektonik entstanden sein. Sind „exogene“ Kräfte (von außen) die Ursache, kommen beispielsweise ein oder mehrere große Asteroideneinschläge in Frage.

Die intensiv zerklüftete Landschaft an der Dichotomiegrenze wurde über Millionen Jahre durch die Kräfte der Erosion stark abgetragen und ist durch zahlreiche tektonische Brüche, Tafelberge und Flusstäler charakterisiert. Beobachtungen zeigen, dass fluviale, äolische und insbesondere auch glaziale Prozesse die Übergangszone verändert haben. Die Auswertung von Bilddaten weist darauf hin, dass es im Verlauf der Entwicklungsgeschichte des Mars möglicherweise mehrere Episoden der Gletscheraktivität gab.

Der Wind als dynamischer Gestalter der Marsoberfläche

Bis auf die Aktivität des Windes sind die geologischen Prozesse (Vulkanismus, Tektonik, Aktivität von Wasser und Eis) auf dem Mars zum Erliegen gekommen. Veränderungen der Oberfläche lassen sich heute hauptsächlich anhand der Verlagerung der dunklen Sande durch Wind beobachten. Während diese vulkanisch entstandenen Sande in Senken, wie beispielsweise Einschlagskratern, mächtige Dünenfelder bilden, sind sie auf größeren Flächen oft als ausgedehnte Sandlagen abgelagert, die große Teile des Planeten dunkel erscheinen lassen. Verlagerung von Dünen kann man schon in Zeitskalen von ein bis zwei Jahren mit hochauflösenden Bilddaten beobachten.

Im Gegensatz dazu dauert die Verlagerung einer solch ausgedehnten Sandlage deutlich länger. Als beispielsweise 1877 der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli (1835 -1910) bei besonders guten Sichtbedingungen der Mars erstmals mit dem Teleskop detailliert kartiert und in der Zeit danach Veränderungen der Verteilung von hellen und dunklen Flächen auf dem Mars beobachtet wurden, glaubte man in der Verlagerung der dunklen Flächen auf dem Mars den jahreszeitlichen Wechsel einer Vegetationsbedeckung zu erkennen. Nicht zuletzt dies trug damals zu der Vermutung bei, dass auf dem Mars Leben existiere.

Weitere Bilder der HRSC finden Sie in der Mars Express-Bildergalerie auf flickr.

Zur Mars Express-Missionsseite.

  • Bildverarbeitung
    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 17. Juni 2019 während Orbit 19.550 von Mars Express. Die Auflösung im Bildzentrum beträgt ungefähr einen Kilometer pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 44 Grad östlicher Länge und 26 Grad nördlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt. Die Umgebungskarten basieren auf Daten der Viking-Mission und des Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA)-Experiments an Bord der Mars Global Surveyor (MGS)-Mission der NASA.
  • Das HRSC-Experiment auf Mars Express
    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 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.
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    Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

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  • Prof. Dr. Ralf Jaumann
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    Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)
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  • Ulrich Köhler
    Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)
    Institut für Planetenforschung
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