13. Januar 2020
Mission Mars Express

Be­ein­dru­cken­de Wol­ken­for­ma­tio­nen über Nord­po­leis­kap­pe des Mars

Blick auf einen Teil der Nordpol-Eiskappe
Blick auf ei­nen Teil der Nord­pol-Eis­kap­pe
Bild 1/3, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Blick auf einen Teil der Nordpol-Eiskappe

Zu den cha­rak­te­ris­ti­schen Merk­ma­len der Mars-Nord­pol­kap­pe ge­hö­ren dunk­le Fur­chen und Tä­ler, die sich spi­ral­för­mig ent­ge­gen des Uhr­zei­ger­sinns vom Pol­zen­trum nach au­ßen win­den. An den stei­len Ab­hän­gen sind Schich­tun­gen zu se­hen, die, ähn­lich Baum­rin­gen, den jah­res­zeit­li­chen Wech­sel von Eis­ab­la­ge­rung und Staub­be­de­ckung durch die Mar­s­stür­me wi­der­spie­geln. Von der Un­ter­su­chung die­ser Schicht­pro­fi­le er­hof­fen sich die Wis­sen­schaft­ler Auf­schlüs­se über die Ent­wick­lung des Mar­skli­mas. Die per­ma­nen­te Be­de­ckung des Nord­pols aus Was­se­reis ist stel­len­wei­se über zwei Ki­lo­me­ter mäch­tig, wäh­rend die sai­so­na­len Koh­len­di­oxid-Eis­schich­ten nur we­ni­ge Me­ter dick sind. An den bis zu zwei Ki­lo­me­ter ho­hen Ab­hän­gen ei­ni­ger Tal­ein­schnit­te er­kennt man Wol­ken­for­ma­tio­nen. Da­bei han­delt es sich um fall­wind­ar­ti­ge lo­ka­le Staub­stür­me.
3D-Ansicht eines Teils des Mars-Nordpols
3D-An­sicht ei­nes Teils des Mars-Nord­pols
Bild 2/3, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

3D-Ansicht eines Teils des Mars-Nordpols

Aus dem senk­recht auf die Mar­so­ber­flä­che ge­rich­te­ten Na­dir­ka­nal (des vom DLR be­trie­be­nen Ka­me­ra­sys­tems HR­SC auf der ESA-Son­de Mars Ex­press) und ei­nem der vier schräg bli­cken­den Ste­reo­kanä­le las­sen sich so­ge­nann­te Ana­gly­phen­bil­der er­zeu­gen. Sie er­mög­li­chen bei der Ver­wen­dung ei­ner Rot-Blau- oder Rot-Grün-Bril­le ei­nen drei­di­men­sio­na­len Blick auf die Land­schaft. Nor­den liegt im Bild rechts oben. Gut zu er­ken­nen sind in die­ser An­sicht die bis zu zwei­tau­send Me­ter be­tra­gen­den Hö­hen­un­ter­schie­de zwi­schen den dunk­len Ein­schnit­ten in die Pol­kap­pe, die meh­re­re hun­dert Me­ter tief sind, und den eis­be­deck­ten Hü­geln.
Topographische Übersicht über den Mars-Nordpol
To­po­gra­phi­sche Über­sicht über den Mars-Nord­pol
Bild 3/3, Credit: MOLA Science Team / FU Berlin

Topographische Übersicht über den Mars-Nordpol

Das vom DLR be­trie­be­ne Ka­me­ra­sys­tem HR­SC auf der ESA-Raum­son­de Mars Ex­press fo­to­gra­fier­te wäh­rend Or­bit 3670 den ein­ge­zeich­ne­ten Auf­nah­me­strei­fen. Die Land­schaft der in die­ser Bild­ver­öf­fent­li­chung ge­zeig­ten Bil­der be­fin­det sich in dem klei­ne­ren Recht­eck. Wie ei­ne Spi­ra­le win­det sich die nörd­li­che Eis­kap­pe des Mars, auch Pla­num Bo­rea­le ge­nannt, um den Nord­pol des Ro­ten Pla­ne­ten.
  • Bilder der Mars-Kamera HRSC zeigen Fahnen von Staubwolken über der Nordpoleiskappe. Solche Beobachtungen aktiver atmosphärischer Prozesse an den Polen sind selten und daher von großem Interesse für die Wissenschaft.
  • Zu den charakteristischen Merkmalen der Nordpolkappe gehören dunkle Furchen und Täler, die sich spiralförmig entgegen des Uhrzeigersinns vom Polzentrum nach außen winden.
  • An den steilen Abhängen sind Schichtungen zu sehen, die, ähnlich Baumringen, den jahreszeitlichen Wechsel von Eisablagerung und Staubbedeckung durch die Marsstürme widerspiegeln.
  • Schwerpunkte: Raumfahrt, Mars, Planetenforschung, Exploration

Bilder der Stereokamera HRSC zeigen Staubwolken über der Nordpoleiskappe des Mars. Die Kamera betreibt das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Sie umkreist unseren Nachbarplanten an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express seit 2004. Beobachtungen aktiver atmosphärischer Prozesse an den Polen des Mars gelingen nur selten und sind daher von großem Interesse für die Wissenschaft.

Auch auf dem Mars gibt es Jahreszeiten. Die Polachse des Planeten ist mit rund 25 Grad etwa so stark geneigt wie diejenige der Erde. Folglich gibt es wie bei uns Polarnächte ohne Sonnenlicht im Winter und einen arktischen beziehungsweise antarktischen Sommer, in dem die Sonne monatelang nicht untergeht. Entsprechend stark variieren die Tages- und Nachttemperaturen – mit Konsequenzen für die Eisbedeckung.

Innerhalb eines Jahres verändert die Mars-Nordpoleiskappe ständig ihr Aussehen: Im Sommerhalbjahr beobachtet man eine permanente Eiskappe, wie sie auf diesen Bildern ausschnittsweise zu sehen ist. Sie besteht im Wesentlichen aus Wassereis und hat einen Durchmesser von etwa 1100 Kilometern. Ihr Volumen wird auf 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt. Dies entspricht etwas mehr als der Hälfte des Grönland-Eisschilds. Stellenweise ist sie über zwei Kilometer dick. Auf dem Eis sind fast keine Einschlagskrater zu finden – ein Indiz, dass die Polkappe in dieser Ausprägung noch nicht sehr alt ist.

Trockeneis lässt die Nordpolkappe im Winter stark anwachsen

Während des Winterhalbjahres fallen die Temperaturen am Mars-Nordpol auf unter minus 125 Grad Celsius. Auch in den gemäßigten Breiten der jeweiligen Winterhemisphäre fallen die Temperaturen selbst tagsüber auf Werte von minus 40 Grad Celsius und weniger. Näher an den Polen kondensiert bei diesen Temperaturen ein beträchtlicher Teil des Kohlendioxids aus der dünnen Marsatmosphäre zu Trockeneis (Kohlendioxideis) und rieselt auf die Oberfläche. Dadurch vergrößert sich die Eiskappe und bildet mit einer ein bis zwei Meter dicken Schicht aus Kohlendioxideis die sogenannte saisonale Eiskappe. Sie reicht bis zum 70. nördlichen Breitengrad. Daher ist die Polkappe zu dieser Jahreszeit auch oft von dichten Kohlendioxidwolken eingehüllt und aus dem Orbit mit Kameras schwer zu beobachten. Beim Einsetzen des Frühlings sublimiert die saisonale Eisschicht aus Kohlendioxideis rasch wieder – geht also vom festen direkt in den gasförmigen Zustand über.

Die dunklen Furchen zwischen den weißglänzenden Wassereis-Ablagerungen sind Teil eines beeindruckenden Systems von Tälern, die sich vom Polzentrum entgegen des Uhrzeigersinns spiralförmig nach außen winden. Stellenweise sind sie bis zu zwei Kilometer tief, haben somit Dimensionen wie der Grand Canyon auf der Erde, und durchschneiden die geschichteten Ablagerungen der Polkappe, die aus Eis vermischt mit Staub bestehen. Der Wechsel von Eis- und Staubschichten dokumentiert wie bei den Jahresringen von Bäumen so die Entwicklung des Marsklimas über die letzten Millionen Jahre.

Wind und Staubstürme 'graben' tiefe Täler in die Polkappe

Die Auswertung von Radardaten legt nahe, dass Winderosion die treibende Kraft für die Bildung der spiralförmigen Vertiefungen ist. Nach einer Theorie wurden die Taleinschnitte mit ihren zyklisch gebildeten Stufen durch den Einfluss katabatischer Winde im Eis gebildet. Als katabatische Winde (vom Griechischen katabatikos für herabfließend) werden hangabwärts gerichtete Strömungen kalter, dichter Luftmassen bezeichnet. Sie werden durch Dichteunterschiede verursacht und bilden sich zum Beispiel, wenn kalte und trockene Luft von höherliegenden Eis- oder Schneeflächen zu tieferliegenden Gebieten mit warmer Luft von geringerer Dichte strömt. Landläufig werden sie auch als Fallwinde bezeichnet, wie sie auf der Erde oft nachmittags – wenn die Temperaturunterschiede am größten sind – unterhalb von Gletscherzungen auftreten.

Im Fall der Mars-Polkappe ist die Luftbewegung radial vom Polzentrum nach außen gerichtet und wird zusätzlich durch Corioliskräfte kontrolliert. Die auf die Gasmassen der Atmosphäre wirkende Corioliskraft, benannt nach dem französischen Mathematiker und Ingenieur Gaspar de Coriolis (1792 bis 1843), entsteht durch die Drehung des Planeten, bei dem die Drehgeschwindigkeit eines Punktes auf der Oberfläche vom Äquator (maximal) zum Pol (null) hin ständig abnimmt. Fließen Luftmassen von gemäßigten Breiten zu den Polen, nehmen sie den Schwung der Planetenrotation mit und werden nach Osten abgelenkt. Und auch wenn 'langsamere' Luftmassen vom Pol abfließen, werden sie von der 'schnelleren' Erdoberfläche 'überholt' und ebenfalls abgelenkt. So ergeben sich spiralförmige Muster in den atmosphärischen Strömungen. Die Winde treten in Wechselwirkung mit der Marsoberfläche und erzeugen so das markante topographische Spiralmuster von Tälern und Bergrücken.

Bei den spektakulären Wolkenformationen in diesem HRSC-Bild handelt es sich um senkrecht zu den Furchen orientierte, kleine, lokale Staubstürme, die insbesondere an den zum Äquator ausgerichteten Hängen der Taleinschnitte auftreten. Diese Art der Staubmobilisierung verstärkt die Erosion und das Rückschreiten der Steilhänge. Sowohl Sublimation als auch Erosion durch die katabatischen Winde scheinen aktive äolische Prozesse zu sein, die für die langfristige Veränderung der Taleinschnitte eine wichtige Rolle spielen.

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

Zur Mars Express-Missionsseite.

  • Bildverarbeitung

Die systematische Prozessierung der HRSC-Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.
Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 16. November 2006 während Orbit 3670 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 15 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 244 Grad östlicher Länge und 85 Grad nördlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt. Das Anaglyphenbild, das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und den Stereokanälen abgeleitet.

  • Das HRSC-Experiment auf Mars Express

Die High Resolution Stereo Camera, kurz HRSC, 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 35 Institutionen in 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Seit 2004 liefert die Kamera hochauflösende Bilder vom Roten Planeten.

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

    Po­li­tik­be­zie­hun­gen und Kom­mu­ni­ka­ti­on
    Telefon: +49 2203 601-2867
    Fax: +49 2203 601-3249
    Linder Höhe
    51147 Köln
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  • Prof. Dr. Ralf Jaumann
    Freie Uni­ver­si­tät Ber­lin
    In­sti­tut für Geo­lo­gi­sche Wis­sen­schaf­ten
    Pla­ne­to­lo­gie und Fer­ner­kun­dung
    Telefon: +49-172-2355864
    Malteserstr. 74-100
    12249 Berlin
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  • Ulrich Köhler
    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
    In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung
    Telefon: +49 30 67055-215
    Fax: +49 30 67055-303
    Rutherfordstraße 2
    12489 Berlin
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