20. Juli 2022
Die Täler Ius und Tithonium Chasma am westlichen Anfang des Riesencanyons Valles Marineris

Un­glei­che Ge­schwis­ter auf dem Mars – Ius und Ti­tho­ni­um Chas­ma

Perspektivischer Blick von Nordwesten auf Tithonium und Ius Chasma
Per­spek­ti­vi­scher Blick von Nord­wes­ten auf Ti­tho­ni­um und Ius Chas­ma
Bild 1/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Perspektivischer Blick von Nordwesten auf Tithonium und Ius Chasma

Deh­nungs­tek­to­nik er­zeug­te die bei­den Gra­ben­brü­che von Ti­tho­ni­um Chas­ma (links) und Ius Chas­ma (rechts). Durch den sich bei der Aus­wei­tung der Krus­te nach Nor­den (links) bzw. Sü­den öff­nen­den Raum sack­ten Krus­ten­blö­cke in der Hoch­ebe­ne Si­nai Pla­num ein. Die ur­sprüng­li­che Ober­flä­che der Hoch­ebe­ne ist in der Bild­mit­te zu se­hen. Ge­rad­li­nig dar­auf ver­lau­fen­de Ver­tie­fun­gen zei­gen an, dass der tek­to­ni­sche Stress, un­ter der die Re­gi­on stand, auch in der noch fast in­tak­ten Hoch­ebe­ne sei­ne Spu­ren hin­ter­las­sen hat.
Senkrechte Draufsicht auf Ius und Tithonium Chasma
Senk­rech­te Drauf­sicht auf Ius und Ti­tho­ni­um Chas­ma
Bild 2/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Senkrechte Draufsicht auf Ius und Tithonium Chasma

Die bei­den bis zu 7000 Me­ter tie­fen Gra­ben­brü­che von Ius und Ti­tho­ni­um Chas­ma bil­den den west­li­chen Teil des ins­ge­samt 3800 Ki­lo­me­ter lan­gen, von Ost nach West ver­lau­fen­den Teils der Val­les Ma­ri­ne­ris, dem größ­ten Gra­ben­bruch im Son­nen­sys­tem. Die bei­den Chas­ma­ta er­stre­cken sich ins­ge­samt über 800 bzw. 840 Ki­lo­me­ter; Nor­den ist im Bild rechts. Der Bild­aus­schnitt ist et­wa 300 mal 110 Ki­lo­me­ter groß, was et­wa der Grö­ße des Bun­des­lan­des Bran­den­burg ent­spricht. Auf­fal­lend sind mar­kan­te Un­ter­schie­de zwi­schen den bei­den Struk­tu­ren: Be­deckt in Ius Chas­ma (links) vor al­lem Ma­te­ri­al von Hangrut­schun­gen den Bo­den des Gra­ben­bruchs, sind es in Ti­tho­ni­um Chas­ma dunk­le, vom Wind dort­hin ver­frach­te­te San­de vul­ka­ni­schen Ur­sprungs, wel­che die die Land­schaft prä­gen.
Lokalisierungshilfe für die im Text beschriebenen Landschaften
Lo­ka­li­sie­rungs­hil­fe für die im Text be­schrie­be­nen Land­schaf­ten
Bild 3/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Lokalisierungshilfe für die im Text beschriebenen Landschaften

Die drei Pfei­le am mitt­le­ren obe­ren Bild­rand ge­ben die Blick­rich­tun­gen der per­spek­ti­vi­schen An­sich­ten von Ius und Ti­tho­ni­um Chas­ma an; Nor­den ist im Bild rechts.V.l.n.r.: par­al­lel scarps = par­al­le­le Steil­hän­ge; mass was­ting = Hangrut­schun­gen mit großen Mas­sen­be­we­gun­gen; small lands­li­de = klei­ner Berg­rutsch; dark du­nes = dunk­le Dü­nen; ero­ded lands­li­de = ero­dier­ter Berg­rutsch; mound 1 bzw. mound 2 = Hü­gel 1 bzw. 2; lands­li­de = Hangrutsch; smal­ler lands­li­des = klei­ne­re Hangrut­schun­gen.
Ein etwa 3000 Meter hoher Hügel in Tithonium Chasma
Ein et­wa 3000 Me­ter ho­her Hü­gel in Ti­tho­ni­um Chas­ma
Bild 4/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Ein etwa 3000 Meter hoher Hügel in Tithonium Chasma

Ein hel­ler Berg in der Mit­te von Ti­tho­ni­um Chas­ma von mehr als 3000 Me­tern Hö­he hat ei­ne vom Wind stark ero­dier­te Ober­flä­che. Es han­delt sich da­bei um „Ero­si­ons­gas­sen“, in der Fach­spra­che als Jar­dangs be­zeich­net. Das Ma­te­ri­al, das die­se kup­pel­för­mi­gen Hü­gel bil­det, ist im Ver­gleich zu den um­ge­ben­den Fel­sen we­ni­ger re­sis­tent ge­gen Ero­si­on. So konn­te der Wind durch mit­ge­führ­te Sand- und Staub­par­ti­kel ähn­lich wie mit ei­nem Sand­strahl­ge­blä­se die­se Fur­chen aus dem Ge­stein schmir­geln.
Ablagerungen von vulkanischen Sanden
Ab­la­ge­run­gen von vul­ka­ni­schen San­den
Bild 5/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Ablagerungen von vulkanischen Sanden

Auf die­sem per­spek­ti­vi­schen Blick in Ti­tho­ni­um Chas­ma sind die um­lie­gen­den Ge­bie­te von ei­ner dün­nen Schicht aus dunk­len San­den be­deckt (in die­sen kon­trast­ver­stärk­ten Bil­dern bläu­lich dar­ge­stellt), die im zen­tra­len Teil von Ti­tho­ni­um Chas­ma (zu se­hen in der Drauf­sicht) auch im­po­san­te dunk­le Dü­nen bil­den. Auf­grund der Nä­he zur Vul­k­an­re­gi­on Thar­sis im Wes­ten be­ste­hen vie­le der in die­sem Ge­biet vor­han­de­nen Ge­stei­ne aus Schich­ten von La­va­strö­men und Vul­ka­na­sche, die ero­diert wur­den und die Quel­le der schwarz-grau­en San­de sind, aus de­nen die Dü­nen auf­ge­baut sind. Mi­ne­ra­lo­gi­sche Un­ter­su­chun­gen des Dü­nen­ma­te­ri­als be­stä­tig­ten ih­ren vul­ka­ni­schen Ur­sprung.
Regionaler Überblick des Westens der Valles Marineris
Re­gio­na­ler Über­blick des Wes­tens der Val­les Ma­ri­ne­ris
Bild 6/8, Credit: NASA/JPL-Caltech/MOLA; FU Berlin

Regionaler Überblick des Westens der Valles Marineris

Die hier ge­zeig­ten Sze­nen wur­den am 21. April 2022 wäh­rend Or­bit 23.123 mit der DLR-Ste­reo­ka­me­ra HR­SC auf der ESA-Son­de Mars Ex­press auf­ge­nom­men. Das lang­ge­streck­te Recht­eck zeigt den ge­sam­ten Bild­strei­fen, aus dem klei­nen Recht­eck stam­men die hier ge­zeig­ten Auf­nah­men. Die Bild­auf­lö­sung be­trägt 25 Me­ter pro Bild­punkt (Pi­xel). Die Bild­mit­te liegt bei et­wa 272 Grad öst­li­cher Län­ge und 6 Grad süd­li­cher Brei­te. Ius und Ti­tho­ni­um Chas­ma bil­den den west­li­chen Teil des ins­ge­samt 3800 Ki­lo­me­ter lan­gen Gra­ben­bruchs der Val­les Ma­ri­ne­ris.
Anaglyphenbild von Tithonium und Ius Chasma
Ana­gly­phen­bild von Ti­tho­ni­um und Ius Chas­ma
Bild 7/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Anaglyphenbild von Tithonium und Ius Chasma

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 Ste­reo­kanä­len las­sen sich so­ge­nann­te Ana­gly­phen­bil­der er­zeu­gen. Sie er­mög­li­chen bei der Ver­wen­dung ei­ner Rot-Blau- oder Rot-Grün-Bril­le ei­ne drei­di­men­sio­na­le An­sicht der Land­schaft. Nor­den liegt im Bild rechts. Da­bei tritt die To­po­gra­phie, al­so die Hö­hen­un­ter­schie­de der Ober­flä­chen­for­men, deut­lich her­vor. Zwi­schen der Hoch­ebe­ne in der Bild­mit­te und den bei­den Gra­ben­brü­chen nörd­lich und süd­lich da­von (Nor­den ist im Bild rechts) be­steht ein Hö­hen­un­ter­schied von et­wa 7000 Me­tern.
Topographische Bildkarte von Ius und Tithonium Chasma
To­po­gra­phi­sche Bild­kar­te von Ius und Ti­tho­ni­um Chas­ma
Bild 8/8, Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Topographische Bildkarte von Ius und Tithonium Chasma

Die DLR-Ste­reo­ka­me­ra HR­SC auf der ESA-Missi­on Mars Ex­press nimmt mit ih­ren neun quer zur Flug­rich­tung an­ge­ord­ne­ten Sen­so­ren den Pla­ne­ten un­ter ver­schie­de­nen Blick­win­keln und in Far­be auf. Aus den schräg auf die Ober­flä­che bli­cken­den Ste­reo­kanä­len und dem senk­recht auf den Mars ge­rich­te­ten Na­dir­ka­nal be­rech­nen Wis­sen­schaft­ler­teams am DLR-In­sti­tut für Pla­ne­ten­for­schung und der Frei­en Uni­ver­si­tät Ber­lin di­gi­ta­le Ge­län­de­mo­del­le, die je­dem Bild­punkt ei­ne Hö­hen­in­for­ma­ti­on zu­ord­nen. An der Farbs­ka­la rechts oben im Bild las­sen sich die Hö­hen­un­ter­schie­de ab­le­sen. Zwi­schen den höchst­ge­le­ge­nen Re­gio­nen (hell­ro­sa) und den tiefs­ten Punk­ten in den bei­den Chas­ma­ta (tief­blau) lie­gen mehr als 7000 Me­ter Hö­hen­un­ter­schied – al­le Ber­ge der süd­ame­ri­ka­ni­schen An­den ein­schließ­lich des 6961 Me­ter ho­hen Acon­ca­gua könn­ten un­ter­halb der Ge­län­deo­ber­kan­te dar­in „ver­steckt“ wer­den.
  • Zwei landschaftlich unterschiedliche tektonische Gräben bilden den westlichen Teil der großen Bruchstruktur der Valles Marineris
  • Auf dem Plateau der Sinai-Ebene fällt abrupt die bis zu 7000 Meter tiefe, von Ost nach West verlaufende Schlucht Tithonium Chasma ab
  • Parallel dazu verläuft weiter nördlich die ebenso tiefe Schlucht Ius Chasma mit Spuren zahlreicher Hangrutschungen
  • Schwerpunkte: Raumfahrt, Exploration des Sonnensystems, Mars, DLR-Stereokamera

Als die NASA-Sonde Mariner 9 vor über 50 Jahren den Mars erreichte und Ende 1971 damit begann, den Planeten aus einer Umlaufbahn zu erkunden, war im Kontrollzentrum die Enttäuschung zunächst groß: Auf den zur Erde gefunkten Bildern war so gut wie nichts zu sehen. Zu jener Zeit tobte auf dem Mars ein globaler Staubsturm, der keinen Blick auf die Oberfläche ermöglichte. Nur die höchsten Vulkane ragten mit ihren Gipfeln aus dem monotonen Grau. Anfang 1972 wurde das Wetter besser, der Staub legte sich und die Mission begann, den Mars global zu erfassen. Eine der beeindruckendsten Strukturen war ein Grabenbruch von bis zu zehn Kilometern Tiefe und etwa 3800 Kilometern Länge, einer Strecke so lang wie von der amerikanischen Ost- zur Westküste oder vom Nordkap bis nach Sizilien. Zu Ehren der Mission wurde das weitläufige System dieser von tektonischen Kräften aufgerissenen Struktur Valles Marineris, „die Täler von Mariner“ getauft. Die hier gezeigten Aufnahmen der DLR-Stereokamera HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express zeigen Ausschnitte aus zwei langgestreckten Tälern im Westen der Valles Marineris: Ius Chasma und Tithonium Chasma.

Tithonium Chasma misst von Osten nach Westen etwa 800 Kilometer, Ius Chasma 840 Kilometer. Im Westen schließt die zerklüftete Region Noctis Labyrinthus an die beiden Täler an und im Osten die sich weiter nach Norden öffnenden, zentralen Senken von Melas und Candor Chasma. Der Begriff Chasma wurde von der Internationalen Astronomischen Union als Bezeichnung für eine langgestreckte Senke mit steilen Abhängen an den Seiten bezeichnet. Auf den hier vorgestellten Aufnahmen betragen die größten Höhenunterschiede vom Plateau bis in die tiefsten Regionen innerhalb der Schluchten mehr als 7000 Meter. Das Farbbild der Draufsicht zeigt Ius Chasma links (Süden) und Tithonium Chasma rechts (Norden). Die Plateauregionen um und zwischen den Chasmata zeigen deutlich die geradlinig verlaufenden großen Brüche, die ursächlich für die Entstehung der Valles Marineris waren.

Dünen und Ablagerungen aus schwarzem, vulkanischem Sand

Zwischen den beiden Tälern fallen deutliche Unterschiede auf. So ist der Grund von Tithonium Chasma sehr viel dunkler. Bei näherer Betrachtung sind am oberen Rand des Bildes (Nordwesten, etwa in der Mitte der Schlucht) dunkle Dünen zu erkennen und auch die umliegenden Gebiete sind von einer dünnen Schicht aus dunklen Sanden bedeckt (in diesen kontrastverstärkten Bildern bläulich dargestellt). Aufgrund der Nähe zur Vulkanregion Tharsis im Westen bestehen viele der in diesem Gebiet vorhandenen Gesteine aus Schichten von Lavaströmen und Vulkanasche, die möglicherweise die Quelle des dunkel gefärbten Sandes sind, aus denen die Dünen aufgebaut sind. Mineralogische Untersuchungen des Dünenmaterials bestätigten ihren vulkanischen Ursprung.

Zentraler Teil der Valles Marineris
Valles Marineris – der größte Canyon im Sonnensystem
Das Bild zeigt die Valles Marineris genau östlich von Tithonium und Ius Chasma, die sich links anschließen würden
Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO
Ein weiteres sehr interessantes Merkmal sind die beiden hellen Berge – einer direkt gegenüber dem dunklen Dünenfeld und vom Bildrand angeschnitten und der andere in der Mitte dieses Teils von Tithonium Chasma. Sie sind über 3000 Meter hoch und weisen eine vom Wind stark erodierte Oberfläche auf. Diese „Erosionsgassen“ werden Jardangs genannt und weisen darauf hin, dass das Material, das diese kuppelförmigen Hügel bildet, im Vergleich zu den umgebenden Felsen weniger resistent gegen Erosion ist. So konnte der Wind durch mitgeführte Sand- und Staubpartikel diese Landschaftsformen aus dem Gestein schmirgeln. Man kann an diesen Furchen sogar ablesen, dass die Windrichtung dieses „Sandstrahlgebläses“ von Nordost nach Südwest verlief (rechtsunten nach mitteoben im Bild). Der Boden zwischen den beiden hell getönten Ablagerungen zeigt eigentümliche kleine Noppen, vermutlich aus dem gleichen Material wie die Hügel. Spektroskopische Untersuchungen weisen auf hohe Konzentrationen wasserhaltiger Sulfat-Minerale in diesen Schichten hin. Viele Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler glauben, dass diese Ablagerungen durch Verdunstung zu einer Zeit entstanden sind, als die Chasmata mit Wasser gefüllt waren. Dieses Entstehungsszenario wird jedoch in der Wissenschaftsgemeinde immer noch intensiv diskutiert.

Hangrutschungen von enormem Ausmaß

Im Nordosten dieses windzerfurchten, hellen Berges sind gewaltige Ablagerungen von Hangrutschungen zu sehen, die sich an den steilen Abhängen gelöst hatten. Der größere stammt vom Abbrechen der Schluchtwand im Nordosten (unterhalb des Hügels) und sieht relativ jung aus, da er an seinem Auslauf divergierende Streifen und schürzenartige Loben von Ablagerungen aufweist. Im unteren Teil des Bildes wird er zudem von kleineren Erdrutschen überlagert. Dies ist am besten im farbkodierten digitalen Geländemodell zu erkennen. Eine weitere große Rutschung befindet sich südlich (links) des zentralen Hügels. Diese sieht jedoch viel stärker erodiert aus und könnte deshalb älter sein. Die Erdrutsche treten auch in topographisch höher gelegenen Regionen auf, wie die „kleine“, 15 Kilometer breite Ablagerung nahe dem durchbrochenen Kraterrand im mittleren Teil des Bildes zeigt.

Kaum weniger spektakulär ist der Talgrund in Ius Chasma. In der hügeligen und zerfurchten Oberfläche scheinen riesige, nach hinten geneigte Felsblöcke die Bewegungsrichtung der Hangrutschungen von den Abhängen in Richtung Mitte des Grabenbruchs nachzuzeichnen. Interessanterweise zeigt die südliche (linke) Flanke von Ius Chasma mehrere parallele Steilhänge in einer ähnlichen Ost-West-Ausrichtung wie die Chasmata und Verwerfungen selbst. Damit ist die Nord-Süd-Orientierung der Dehnungstektonik, die den Graben aufbrechen ließ, in den Ablagerungen auf dem Chasma-Boden dokumentiert.

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) Dr. Thomas Roatsch vom DLR-Institut für Planetenforschung 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.

Diese Bilder in hoher Auflösung und weitere Bilder der HRSC finden Sie in der Mars Express-Bildergalerie auf flickr.

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    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)

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    Deut­sches Zen­trum für Luft- und Raum­fahrt (DLR)
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