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
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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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