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, Credit: 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, Credit: 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, Credit: 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, Credit: 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, Credit: 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, Credit: 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, Credit: 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.
Credit: 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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