Mars Express - der Klimageschichte des Mars auf der Spur
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Mission Mars Express

Aurorae Chaos - kollabierte Landschaft als Folge von Wasserabfluss?

Donnerstag, 27. Juni 2019

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  • Blick auf Aurorae Chaos in Farbe
    Blick auf Aurorae Chaos in Farbe

    Die Übergangszone zwischen den Plateaus des Marshochlandes in Margaritifer Terra und den chaotischen Gebieten in der Senke von Aurorae Chaos ist von intensiven geologischen Vorgängen geprägt. In Hohlräumen unter der Oberfläche als Grundeis gespeichertes Wasser taute durch Wärmeeinwirkung auf und trat an die Oberfläche aus. Die dadurch entstandenen Hohlräume stürzten in sich zusammen und ein beträchtlicher Teil des Gesteinsschutts wurde vom Wasser als Sedimentfracht abtransportiert. In der Gegend verblieben einzelne Tafel- oder Zeugenberge als Überbleibsel der ehemaligen Hochfläche und bildeten die heute sichtbare Landschaft von Aurorae Chaos. Die Übergangszone zum Hochland zeigt Brüche und Gräben, die durch tektonische Spannungen in der Marskruste entstanden sind. Außerdem sind kleinere Chaosgebiete südlich des Steilhangs zu erkennen (links im Bild).

  • Perspektivischer Blick auf die Übergangszone von Margaritifer Terra in Aurorae Chaos
    Perspektivischer Blick auf die Übergangszone von Margaritifer Terra in Aurorae Chaos

    Am Übergang von der Hochlandregion Margaritifer Terra in die Senke von Aurorae Chaos ist die Ebene des südlichen Hochlands stark zerfurcht und von Gräben, Tälern, Senken und zerrütteter Landschaft geprägt. Zum einen wurde die Kruste durch tektonische Dehnungskräfte auseinandergerissen. Zum anderen dürfte in Hohlräumen direkt unter der Oberfläche Grundeis gespeichert gewesen sein, das unter dem Einfluss einer Wärmequelle – aufsteigendes Magma eines vulkanisches Herdes oder durch die Wärmeentwicklung bei einem nahe gelegenen Einschlag eines Asteroiden - auftaute und dann nach Norden abfloss. Die Decken der dabei entstandenen Hohlräume stürzten ein und hinterließen eine Landschaft, die von Planetengeologen als "chaotisches Terrain" bezeichnet wird.

  • Topographische Karte von Margaritifer Terra und Aurorae Chaos
    Topographische Karte von Margaritifer Terra und Aurorae Chaos

    Das Marshochland östlich und nordöstlich des Grabenbruchs Valles Marineris ist geprägt von großen Ausflusstälern, durch die zumindest sporadisch in der Frühzeit des Mars große Mengen an Wasser in Richtung der nördlichen Tiefebenen strömte. Zu einem beträchtlichen Teil dürfte das abfließende Wasser aus Grundeis (Bodeneis) stammen, das in großen Mengen in Hohlräumen unter der Oberfläche gespeichert war. Wärme schmolz dieses Eis, das dann als Wasser zutage trat und nach Norden abfloss. Die dabei entleerten Hohlräume stürzten in sich zusammen und hinterließen in der Landschaft ein wirres Muster von isolierten Tafelbergen, das Geologen als "chaotisches Terrain" bezeichnen. Dazwischen gelegene Furchen und Täler zeigen, dass auch tektonische Prozesse die Landschaft gestalteten. Die ESA-Raumsonde Mars Express überflog das Gebiet am 31. Oktober 2018 während Orbit 18.765 und fotografierte den Übergang von der Hochlandregion Margaritifer Terra zu Aurorae Chaos mit der DLR-Kamera HRSC. Die hier gezeigten Szenen sind dem kleinen Rechteck aus dem Bildstreifen entnommen.

  • 3D%2dAnsicht des Übergangs von Margaritifer Terra in Aurorae Chaos
    3D-Ansicht des Übergangs von Margaritifer Terra in Aurorae Chaos

    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 realistischen, dreidimensionalen Blick auf die Landschaft; Norden ist im Bild rechts. In der 3D-Darstellung tritt die von tektonischen Prozessen und von Erosion durch abfließendes Wasser in sich zusammengefallene, stark zerklüftete und zerfurchte Landschaft besonders deutlich hervor. Die Höhenunterschiede zwischen dem markanten Geländesporn, der von Osten nach Westen durch die Bildmitte verläuft, und den tiefsten Stellen im Norden der Szene (rechts im Bild) betragen mehr als viertausend Meter: Das ist in etwa so viel wie zwischen dem Gipfel des Mont Blanc (4808 Meter über dem Meeresspiegel) und der sich östlich durch Norditalien erstreckenden Po-Ebene (Turin: 239 Meter über dem Meeresspiegel).

  • Topographische Bildkarte des südlichen Teils von Aurorae Chaos
    Topographische Bildkarte des südlichen Teils von Aurorae Chaos

    Aus den unter verschiedenen Winkeln aufgenommenen Bildstreifen des Kamerasystems HRSC auf Mars Express werden digitale Geländemodelle der Marsoberfläche berechnet, die für jeden aufgenommenen Bildpunkt eine Höheninformation beinhalten. Das Referenzniveau, auf das sich die Höhenangaben beziehen, ist eine gedachte Fläche gleicher Anziehungskraft, wie es auf der Erde der Meeresspiegel darstellt. Diese sogenannte Äquipotentialfläche hat die Form eines zweiachsigen Ellipsoids und wird in Anlehnung an das griechische Wort für Mars, Ares, Areoid genannt. Norden ist in der Darstellung rechts. Aus der Farbkodierung des digitalen Geländemodells (Legende oben rechts) lassen sich die Höhenunterschiede gut erfassen: Der Boden der Senke von Aurorae Chaos (blaue Gebiete rechts im Bild) befindet sich etwa 4000 Meter unterhalb der Hochlandebene (rote Gebiete links im Bild). Durch die Farbgebung treten auch tektonische Bruchstrukturen und ihre Richtung deutlich hervor. Von Nordosten nach Südwesten verläuft durch die Bildmitte ein markanter Steilhang und stellt die Verbindung zwischen dem Hochplateau im Süden und den Tausende von Metern tiefer gelegenen Gebieten von Aurorae Chaos im Norden her.

  • Die Bilder der HRSC-Kamera auf Mars Express zeigen den südlichen Teil von Aurorae Chaos - ein Gebiet, dessen Oberfläche nach dem Schmelzen großer Mengen Bodeneises in sich zusammengebrochen ist.
  • Es gibt zahlreiche mineralogische Hinweise auf das frühe Vorhandensein von Wasser in und um die zahlreichen Chaosgebiete auf dem Mars.
  • Die Aufnahmen entstanden am 31. Oktober 2018 während Orbit 18.765 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 14 Meter pro Bildpunkt (Pixel).
  • Schwerpunkt(e): Raumfahrt, Planetenforschung

Auf den ersten Blick sieht es aus wie eine aus nächster Nähe fotografierte braune Krokodilhaut - aber auf diesen Bildern ist das raue und zerfurchte Gelände von Aurorae Chaos zu sehen. Aufgenommen wurden sie von der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen High Resolution Stereo Camera (HRSC): einem Kamerasystem, das sich an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express befindet. Diese umkreist den Mars seit 2003.

Aurorae Chaos ist eines von zahlreichen sogenannten chaotischen Gebieten auf dem Mars. Charakteristisch für diese Geländeform ist eine regellose, eben "chaotische" Anordnung von Tafelbergen und isolierten Gesteinsblöcken unterschiedlichster Größe. Aurorae Chaos befindet sich in der Hochlandregion Margaritifer Terra, wenige hundert Kilometer von der östlichen Öffnung des Grabenbruchsystems der Valles Marineris entfernt. Hier, in Äquatornähe und am Übergang des südlichen Hochlandes zum nördlichen Tiefland, entstanden zahlreiche dieser chaotischen Gebiete, für die auf der Erde keine vergleichbaren Geländeformen existieren.

Auf dem Merkur gibt es ein morphologisch vergleichbares Gebiet, und auch auf dem Jupitermond Europa hat man einige chaotische Gebiete identifiziert, die allerdings in beiden Fällen einen ganz anderen geologischen Ursprung als die chaotischen Gebiete auf dem Mars haben. Bei Europa wird die Kruste aufgrund von Gezeitenkräften auseinandergezogen und wieder zusammengepresst, wodurch komplexe Anordnungen von zerbrochenen Schollen, Rissen und Bergrücken entstanden. Bei Merkur sind die chaotischen Gebiete durch seismische Bewegungen in der Planetenkruste nach einem riesigen Asteroideneinschlag entstanden.

Ein gewaltiges Chaos

Aurorae Chaos ist Teil eines ausgedehnten Systems von Furchen, Gräben und Hügeln nordöstlich des gewaltigen Canyons Valles Marineris. Die bis zu 600 Kilometer breite unregelmäßig geformte Senke hat eine Tiefe von ungefähr vier Kilometern in Bezug auf die umliegenden Ebenen. Die Ausdehnung der gesamten Chaosregion in Margaritifer Terra umfasst etwa 1,6 Millionen Quadratkilometer, was sie zu einer überaus imposanten Landschaftsform macht. Anderenorts auf dem Mars gibt es sonst nur deutlich kleinere chaotische Gebiete, die kaum über die Größe eines Einschlagskraters hinausgehen.

Ein markanter Steilhang verläuft von Nordosten nach Südwesten durch die Mitte (Bilder 1, 4 und 5) und verbindet das südlich gelegene Hochplateau mit den tiefer gelegenen Gebieten von Aurorae Chaos im Norden. Die Übergangszone zeigt Brüche und Gräben, die parallel oder schräg zum Steilhang verlaufen. Sie wurden durch tektonische Kräfte erzeugt, die die spröde Marskruste in dieser Region gedehnt und aufgerissen haben. Außerdem sind kleinere Chaosgebiete südlich des Steilhangs zu erkennen (links in den Bildern 1,4 und 5).

Zeugen einer komplexen Geschichte des Wassers auf dem Mars

Solche chaotischen Gebiete sind Zeugen einer komplexen Geschichte von Transport, Speicherung und Freisetzung großer Mengen von Wassereis und flüssigem Wasser in der Vergangenheit des Mars.

Die unter Wissenschaftlern am meisten geteilte Theorie geht davon aus, dass chaotische Gebiete entstehen, wenn unterirdische Eisreservoirs durch Wärme schmelzen und plötzlich große Mengen Wasser freigesetzt werden. Die Wärme könnte von Vulkanen in der Nähe abgestrahlt oder durch große Asteroideneinschläge entstanden sein. Ist das Wasser abgeflossen, kollabiert die Oberfläche über den neu entstandenen Hohlräumen und die Landschaft stürzt in sich zusammen.

Für Aurorae Chaos wurde mittels Kratergrößen-Häufigkeitsmessungen ein Modellalter von 3,5 Milliarden Jahren für den Boden der riesigen Senke abgeleitet. Die Kollapsprozesse spielten sich also bereits vor sehr langer Zeit ab. Während des Einsturzes hier traten möglicherweise auch Grundwasser und Magma zusätzlich zum Schmelzwasser aus.

Es gibt zahlreiche mineralogische Hinweise auf das frühe Vorhandensein von Wasser, das in den Chaosgebieten und in ihrer Umgebung auf dem Mars geflossen ist. Sulfathaltige Sedimentschichten, die in einigen der Becken mit chaotischen Strukturen identifiziert wurden, weisen auf Bildung und Anreicherung dieser Minerale infolge der Verdunstung relativ sauren Wassers hin. Tonmineralhaltige Ablagerungen auf den Plateaueinheiten von Margaritifer Terra, die den sulfathaltigen Ablagerungen zeitlich vorausgehen, stehen möglicherweise im Zusammenhang mit Brüchen und abfließendem Grundwasser. Die Tonmineralbildung erforderte sogar das Vorhandensein von stehenden, pH-neutralen Gewässern.

  • Bildverarbeitung

    Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 31. Oktober 2018 während Orbit 18.765 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 14 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 327 Grad östlicher Länge und 11 Grad südlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt, die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Geländemodell-Daten, den Nadir- und Farbkanälen der HRSC berechnet. 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. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das HRSC-DTM ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid). Die systematische Prozessierung der 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.

  • 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.

Zuletzt geändert am:
27.06.2019 10:58:01 Uhr

Kontakte

 

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

Politikbeziehungen und Kommunikation

Tel.: +49 2203 601-2867

Fax: +49 2203 601-3249
Prof. Dr. Ralf Jaumann
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung, Planetengeologie

Tel.: +49 30 67055-400

Fax: +49 30 67055-402
Ulrich Köhler
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-215

Fax: +49 30 67055-402
Dr. Daniela Tirsch
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

DLR-Institut für Planetenforschung

Tel.: +49 30 67055-488

Fax: +49 30 67055-402