- Institut für Planetenforschung

Noctis Labyrinthus
Uranius & Ceraunius Tholus
Nili Fossae
Kasei Valles
10 Jahre
HRSC auf
Mars Express
Melas Chasma
Tinto Vallis
Tractus Catena
Candor & Ophir Chasma
Promethei Planum
Sacra Fossae
Krater Hadley
Charitum Montes
Hebes Chasma
Claritas Fossae
Phlegeton Catena
DER Mars in 3D
Vulkane
Am 2. Juni 2003 startete vom Weltraumbahnhof Baikonur in Kasachstan die erste
europäische Mission zu einem anderen Planeten: Mars Express. Seit dem 25. Dezember 2003 umrundet die Sonde der europäischen Weltraumorganisation ESA
den äußeren Nachbarplaneten der Erde auf einer elliptischen Umlaufbahn. Der
Punkt der größten Annäherung an den Mars befindet sich etwa 250 Kilometer
über der Oberfläche des Planeten. Die Mission soll bis Ende 2016 dauern.
Seit die ersten Bilder von unbemannten Raumsonden in den 1970er Jahren zur Erde gefunkt wurden weiß
man, dass es auf dem Mars riesige
Vulkane gibt. Der Olympus Mons
hat einen Durchmesser von mehr als
500 Kilometern und überragt seine
Umgebung um 26 Kilometer. Damit
ist er der höchste Vulkan im Sonnensystem. Nicht weit von ihm entfernt
befinden sich drei weitere Vulkane
mit Höhen zwischen 15 und 21 Kilometern, die Tharsis-Vulkane Ascraeus Mons, Arsia Mons und Pavonis
Mons. Mit einem Durchmesser von
fast 1600 Kilometern ist auch der
flache, fünf Kilometer hohe Vulkan
Alba Patera ein gigantischer Vulkan.
An Bord befinden sich sieben wissenschaftliche Experimente, die der intensiven
Beobachtung und Erforschung des »Roten Planeten« dienen. Darunter auch die in
Deutschland entwickelte und gebaute »High Resolution Stereo Camera« (HRSC).
Es ist das erste Kamerasystem auf einer Planetenmission, das systematisch hochauflösende Stereo-Bilddaten in Farbe liefert.
Ziel des HRSC-Experiments ist eine globale
topographische Kartierung des Mars in einer
Auflösung von wenigstens 40 Metern pro
Bildpunkt. Große Flächen des Mars werden
aber auch in einer Detailgenauigkeit von 20
bis sogar nur zehn Meter pro Bildpunkt erfasst. Am Ende der Mission soll für den
gesamten Planeten ein topographisches Oberflächenmodell vorhanden sein.
Die dreidimensionalen Geländeaufnahmen der Marsoberfläche sind für die Wissenschaft von großem Nutzen. Die Höheninformationen in den hochauflösenden
Bilddaten erlauben deutlich verbesserte Aussagen zur geologischen Entwicklung
des Planeten im Verlauf seiner viereinhalb Milliarden Jahre alten Geschichte.
Möglich ist diese hochpräzise »3-D«-Kartierung durch ein in der Planetenforschung erstmals verwendetes Aufnahmeprinzip: Die HRSC nimmt die unter der
Sonde vorüberziehende Landschaft mit lichtempfindlichen Zeilensensoren auf,
die quer zur Flugrichtung angeordnet sind. So können gleichzeitig je vier Kanäle
– davon je zwei mit unterschiedlichen Farbfiltern – unter verschiedenen Aufnahmewinkeln in Flugrichtung schräg nach vorn und
schräg nach hinten blicken; die senkrecht nach
unten gerichtete Nadirzeile liefert die Aufnahmen
mit der höchsten Detailschärfe. In die Kamera integriert ist eine Teleskoplinse. Dieser »Super Resolution Channel« (SRC) liefert in der Aufnahmespur der
HRSC quadratische Bilder mit 2,5 Meter Auflösung
pro Bildpunkt.
Wasser
Eis
Die Frage, die in der Marsforschung am intensivsten diskutiert wird lautet: Zu welcher
Zeit ist auf dem Planeten Wasser geflossen? Und auch: Wie
viel Wasser war es, und wohin
ist es verschwunden?
Ganz offensichtlich war der Mars in seiner Frühzeit ein vulkanisch sehr aktiver
Planet, wovon nicht nur Vulkankegel und -schilde Zeugnis ablegen, sondern
auch große Gebiete, die von Strömen einst dünnflüssiger und heute erkalteter
Lava bedeckt sind.
Die Auswertung von Mars Express-Daten zeigte aber auch, dass manche der
großen Schildvulkane in der großen Vulkanprovinz Tharsis noch vor wenigen
Millionen Jahren aktiv waren – geologisch betrachtet ein Wimpernschlag. Dies
bedeutet, dass die Vulkane auf dem Mars
auch heute noch einen
Rest an Aktivität haben
könnten.
Oben: Olympus Mons, farbkodiertes Höhenmodell
Unten: Uranius Tholus und Ceraunius Tholus (im Vordergrund)
Unstrittig ist, dass in der Frühzeit des Mars Wasser in größeren Mengen über die Oberfläche geströmt sein muss. Wie
anders könnten sich viele hundert Kilometer lange Täler erklären lassen, die große Ähnlichkeit mit Flussläufen auf der Erde haben? Neben verzweigten Talsystemen erstrecken sich zahlreiche Ausflusstäler aus dem Marshochland bis in die
nördlichen Tiefebenen. Minerale, die nur
in wässriger Umgebung entstehen können, zeugen davon, dass Wasser in Krater und Senken floss und dort zumindest
zeitweise stehende Gewässer bildete. Zunächst bildeten sich Tonminerale, später
Mineralsalze, was auf einen dramatischen
Klimawandel auf dem Mars hindeutet.
Ungeklärt ist, ob das Wasser, das diese
Abflusstäler erodierte, in den Niederungen der nördlichen Ebenen versickerte
und dort möglicherweise noch heute als
Eis gefroren in Hohlräumen unter der
Oberfläche vorhanden ist – oder ob es
ins Weltall entwich. Schließlich schwingt
bei der Suche nach Wasser immer die
Frage mit: Beherbergte dieser Planet vielleicht auch einmal Leben?
Die Temperaturen auf dem Mars
sind viel niedriger als auf der Erde.
Wasser würde sofort zu Eis gefrieren. Astronomen entdeckten schon
im 17. und 18. Jahrhundert, dass
die Pole des Mars von Eis bedeckt
sind. Raumsonden zeigten, dass
sich im Winter die Eiskappen an
Nord- und Südpol bei Temperaturen
von unter minus 130 Grad Celsius
durch Kohlendioxideis beträchtlich
ausdehnen. Im Frühjahr verdampft ein Großteil dieses Eises wieder. Zurück bleibt
am Nordpol ein Schild aus Wassereis, am Südpol ist es Gemisch aus Wasser- und
Kohlendioxideis.
Radarmessungen zeigen, dass in den nördlichen Tiefebenen große Mengen an Eis
auch unter der Marsoberfläche vorhanden sind. Es könnte aus dem Wasser entstanden sein, das einst durch die großen Täler aus dem Hochland nach Norden
strömte, versickerte und gefror.
Auf den Bildern der HRSC sind auch deutliche Hinweise auf Eis in den gemäßigten Breiten zu sehen. In einem dichten Gemisch aus Felsgeröll, Sand und Staub
schoben sich so genannte »Blockgletscher« die Abhänge hinunter. Ungeklärt ist,
wie viel Eis sich noch heute unter der schützenden Staubschicht dieser Blockgletscher befindet. Auch hatte die sich ständig ändernde Neigung der Polachse erheblichen Einfluss darauf, wo und wann es zu Vereisungen auf dem Mars gekommen ist.
Oben: Promethei Planum am Südpol
Unten: Chasma Boreale am Nordpol
Oben: Dao und Niger Valles
Unten: Quellregion von Ares Vallis
10 Jahre High Resolution STereo Camera auf Mars Express
Tektonik
Atmosphäre und Wind
Suche nach leben
Auf der Oberfläche des Mars zeugen Störungen von den Prozessen in seinem
Inneren. Spannungen in der Kruste können durch verschiedenartige Kräfte verursacht werden. Sie können beispielsweise das Ergebnis der Bewegung zähplastischer Gesteinsmassen im Mantel des Mars sein: Wenn heißes Material aus der
Tiefe langsam emporsteigt und von unten Druck auf die äußere Gesteinshülle (die
sogenannte »Lithosphäre«) ausübt, führt
dies zu großen regionalen Aufwölbungen.
Wenn die Spannungen die Belastungsgrenze überschreiten, können Gesteine spröde
zerbrechen. Ist die Deformation dagegen
plastisch, verformt sich das Gestein ohne
zu zerbrechen und es entstehen Falten.
Wie die Erde ist auch der
Mars von einer Gashülle
umgeben. Allerdings ist
die Marsatmosphäre sehr
viel dünner als die der
Erde, auch hat sie eine
andere Zusammensetzung:
Sie besteht zu 95 Prozent
aus Kohlendioxid, sowie
Stickstoff, Argon und Spuren anderer Gase. Da auch
die Rotationsachse des Mars schräg auf dessen Orbit um die Sonne steht, gibt es
auf dem Mars ausgeprägte Jahreszeiten, die wegen der zweijährigen Umlaufzeit
aber doppelt so lange wie auf der Erde dauern. Als Folge der im Jahreslauf unterschiedlich starken Sonneneinstrahlung am Äquator, den gemäßigten Breiten und
den Polen und dem daraus folgenden Energieaustausch zwischen äquatorialen
Breiten und den Polen ist das Wetter auf dem Mars ausgesprochen dynamisch.
Der Mars ist der Planet, der unserer Erde am ähnlichsten ist und der einzige Planet im Sonnensystem, auf dem die Existenz von Leben vorstellbar wäre. In der
Frühzeit des Planeten floss zumindest zeitweise Wasser über seine Oberfläche,
das sich stellenweise in stehenden Gewässern sammelte. Wasser gilt als unabdingbare Voraussetzung für Leben. Auch die für das Leben notwendigen chemischen Elemente finden wir auf dem Mars und in seiner Atmosphäre, wie zum
Beispiel Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Schwefel oder Phosphor.
Schließlich hat es mit der Sonne eine externe, und mit den von der Wärme im
Innern des Planeten gespeisten Vulkanen auch eine interne Energiequelle.
Das Studium dieser »tektonischen« Strukturen ermöglicht so einen begrenzten
»Blick« in das Innere und auf die Dynamik des Mars. Allerdings hat der Mars keine Plattentektonik wie die Erde, bei
der ganze Lithosphärenplatten verschoben werden. Die Lithosphäre ist bereits
hinreichend abgekühlt, um weitgehend elastisch verformt werden zu können.
Während die Lithosphäre der Erde aus etwa einem Dutzend einzelner Platten
besteht, hat der Mars nur eine einzige, globale Lithosphärenplatte.
Entlang von Dehnungszonen bildet sich ein Muster an Gräben und Spalten,
häufig entstehen dort auch Vulkane. Zwischen den auseinander gerissenen Blöcken sackten ganze Krustenpakete ab. In diesen »Riftzonen« entsteht ein Landschaftsmuster, das als »Horst- und Grabenstruktur« bezeichnet wird: Ähnliches
spielte sich auf der Erde entlang des Oberrheingrabens ab.
Wenn die Spannung kompressiv ist, also die Gesteine zusammenstaucht, entstehen sogenannte Auf- bzw. Überschiebungen, bei denen Gesteinspakete übereinander geschoben
werden können. Ein
konzentrischer Gürtel
derartiger Strukturen
zieht sich rund um die
Tharsis-Region.
Oben: Noctis Labyrinthus
Unten: Tractus Catena, farbkodiertes Höhenmodell
Das Wettergeschehen sorgt dafür, dass sich die Marsoberfläche langsam, aber
stetig verändert. Es ist von intensiven, lang anhaltenden Stürmen geprägt, die
Staub und kleinste Sandkörner vom Boden aufnehmen, um den ganzen Globus
transportieren und an anderer Stelle wieder ablagern. Dünen, ein Ergebnis dieses Prozesses, sind ein häufiges Phänomen auf dem Wüstenplaneten Mars. So ist
zum Beispiel der Nordpol von einem mehrere hundert Kilometer breiten Gürtel
von Sanddünen umgeben.
Unmerklich, über hunderte Millionen von Jahren – also in einer um mehrere Größenordnungen langsameren Geschwindigkeit als auf der Erde – werden Felsen
und Steine durch die geringe,
aber permanente Erosionskraft
des Windes abgeschliffen. Dabei entstehen Windgassen, so
genannte Yardangs. Häufig lassen sich kleine Windhosen oder
»Staubteufel« beobachten.
Oben: Dünen, Krater Danielson
Unten: Yardangs in Gordii Dorsum
Die Frage, ob es auf dem Mars jemals Leben gab oder sogar noch heute geben könnte, ist noch nicht beantwortet. Unklar ist, ob die Zeiten, in denen es
Wasser gab, lange genug andauerten, damit sich Leben entwickeln konnte, und
ob die Temperaturen früher höher lagen. Bis heute wurde kein Leben auf dem
Mars entdeckt, weder fossil noch aktuell. Die Suche nach Leben auf dem Mars
bleibt jedoch eine der wichtigsten Aufgaben der Planetenforschung.
MARSMONDE
Phobos und Deimos, die beiden Monde des Mars, wurden 1877 entdeckt. Ihre Namen haben sie von den Begleitern des griechischen Kriegsgottes Ares, „Furcht“
und „Schrecken“. Phobos (Bild) ist ein unregelmäßig
geformter Körper mit Durchmessern zwischen 18,4 und
27,8 Kilometern. Für einen Umlauf um den Mars in einer Höhe von knapp 6000
Kilometern über dem Äquator benötigt Phobos 7,65 Stunden. Deimos, mit
Durchmessern zwischen 10,4 und 15,0 Kilometern, umkreist den Mars in einer
Entfernung von etwa 20.000 Kilometern. Er benötigt für einen Umlauf 1,26 Erdentage. Beide Monde haben eine an den Mars „gekoppelte“ Rotation, sie drehen sich also in der Zeit, die sie für einen Marsumlauf benötigen, einmal um die
eigene Achse. Deshalb ist immer dieselbe Seite dem Mars zugewandt.
Unklar ist der Ursprung der beiden Monde. Ihre Oberfläche ist dunkler als die des
Mars. Das führte zu der Annahme, dass Phobos und Deimos keine „Kinder“ des
Mars sind, sondern von der Schwerkraft des Planeten eingefangene Asteroiden.
Mars im Vergleich zur Erde
Durchmesser
Oberfläche
Masse
Gravitation
Orbit
Jahreslänge
Tageslänge
Achsenneigung
Topographie
Temperatur
Mittl. Luftdruck
Atmosphäre
Mars
6779 km
144 Mio. km2
0,642 x 1024 kg
3,69 m/s2
227.900.000 km
687 Tage
26,62 Stunden
25,2°
-8000 m bis 21.200 m
-60 °C (-133 °C bis 27 °C)
6,35 mbar
95% CO2, 3% N2, 2% Ar
Erde
12.742 km
510 Mio. km2
5,976 x 1024 kg
9,78 m/s2
149.600.000 km
365,24 Tage
23,93 Stunden
23,4393°
-11.000 m bis 8850 m
15 °C (-88 °C bis 58° C)
1013 mbar
78% N2, 21% O2, 1% Ar
Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) präsentiert Bilder, die mit der am DLR entwickelten und gebauten Hochleistungs.Kamera HRSC auf der aktuellen ESA-Mission Mars Express aufgenommen wurden. Für den Betrieb der High Resolution Stereo Camera ist das Experiment-Team am
DLR-Institut für Planetenforschung unter der Leitung von Prof. Dr. Ralf Jaumann verantwortlich. Die
gezeigten Bilder wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der Freien Universität Berlin in
Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung aus dem HRSC-Datensatz erstellt. DLRWissenschaftler stellen sechs Schwerpunkte der Marsforschung vor.
Weiterführende Links:www.dlr.de/mars-express
www.dlr.de/mex10
ww.esa.int/marsexpress
www.geoinf.fu-berlin.de/projekte/mars/
Kontakt:
Regional Planetary Image Facility
DLR Berlin
Rutherfordstr. 2, 12489 Berlin
E-Mail: [email protected]
www.dlr.de/rpif/
Gestaltung:
Susanne Pieth, Ulrich Köhler (DLR), HRSC-Experiment-Team, 2013
Bildnachweis:
alle Bilder Mars, Phobos: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
HRSC: EADS/Astrium
Grafik Funktionsweise HRSC: DLR