MARS EXPRESS
Eis unter der Oberfläche der Utopia-Ebene?
Redaktion / Pressemitteilung des DLR
astronews.com
5. Juni 2009

Neue jetzt vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt veröffentlichte Bilder der hochauflösenden Stereokamera HRSC an Bord der ESA-Sonde Mars Express zeigen die Region Hephaestus Fossae im Südosten der Utopia-Ebene. Hier entdeckten die Wissenschaftler Indizien dafür, dass einmal Eis unter der Oberfläche vorhanden gewesen sein muss. Ob das heute noch der Fall ist, kann man auf den Bildern allerdings nicht ausmachen.

Diese senkrechte Farb-Draufsicht auf das Gebiet Hephaestus Fossae wurde aus dem senkrecht blickenden Nadirkanal und den schräg auf die Oberfläche gerichteten Farbkanälen des Kamerasystems HRSC erstellt; Norden ist rechts im Bild. Bild: ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum) [Gesamtansicht]

Westlich des Marsvulkans Elysium Mons erstreckt sich die Utopia-Ebene. Die jetzt vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) veröffentlichten Bilder zeigen einen Ausschnitt aus der Region Hephaestus Fossae, einem Gebiet von etwa 600 Kilometern Durchmesser im Südosten von Utopia Planitia. In Hephaestus Fossae, benannt nach dem griechischen Gott des Feuers, finden sich zahlreiche Kanalsysteme, deren Entstehung noch nicht endgültig geklärt ist. Mit großer Wahrscheinlichkeit spielt Eis, das in Hohlräumen unter der Oberfläche gespeichert war, bei der Bildung der heute trockenen Kanäle eine bedeutende Rolle. Die Bilddaten wurden mit der vom DLR betriebenen hochauflösenden Stereokamera HRSC während Orbit 5122 von der Sonde Mars Express der europäischen Weltraumorganisation ESA aufgenommen.

Die Bilder zeigen einen etwa 170 mal 80 Kilometer großen Ausschnitt von Hephaestus Fossae bei 21 Grad nördlicher Breite und 126 Grad östlicher Länge. Die Bildauflösung beträgt zirka 16 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Mit einer Fläche von 13.600 Quadratkilometern ist das abgebildete Gebiet damit ein wenig kleiner als Schleswig-Holstein. Das vor allem im unteren Bildteil überwiegend ebene Gebiet zeigt zahlreiche kleinere Einschlagkrater mit Durchmessern von etwa 800 bis 2.800 Metern (in der Gesamtansicht in der Mitte unten). Fast über die gesamte Region finden sich auch Anhäufungen von kleinen Kratern, bei denen es sich höchstwahrscheinlich um so genannte Sekundärkrater handelt. Solche Krater entstehen beim Auftreffen von Gesteinsfragmenten, die bei größeren Einschlägen in der Umgebung ausgeworfen wurden.

In der linken Bildhälfte ist ein deutlich größerer Einschlagkrater zu sehen. Mit einem Durchmesser von über 20 Kilometern bedeckt er eine Fläche von zirka 150 Quadratkilometern. In einen Krater dieser Größe würden Städte wie Bonn oder Kiel passen. Im Gegensatz zu den kleineren Kratern zeigt dieser Krater eine deutlich erkennbare Auswurfdecke mit Fliessformen, die sich von den steilen Flanken des Kraters in die Umgebung erstrecken. Bei den kleineren Einschlägen wurde das feste Gesteinsmaterial ballistisch ausgeworfen und schlug in unterschiedlicher Entfernung vom Einschlagort wieder auf der Oberfläche auf. Bei dem großen Einschlagkrater wurde jedoch deutlich weicheres, weniger verfestigtes Material ausgeworfen, das rund um den Kraterrand eine solche Auswurfdecke gebildet hat.

Solche Krater werden nach dem englischen Wort für Wall auch Rampart-Krater genannt. Rampart-Krater unterscheiden sich von "gewöhnlichen" Einschlagkratern, deren Auswurf strahlenförmig um das Zentrum des kosmischen Treffers in die Umgebung verteilt wurde, durch ihre charakteristischen, sich überlagernden Auswurfdecken. Auf dem Mars befindet sich der größte Teil des gefrorenen Wassereises in Hohlräumen unter der Oberfläche. Möglicherweise wurde bei dem Einschlag ein solches Eisreservoir getroffen. Die Ausbildung der Ejektadecke sowie die schon vor dem größeren Einschlag in diesem Gebiet vorhandenen, durch Oberflächenabfluss entstandenen verzweigten Kanäle (Bildmitte) zu beiden Seiten des Einschlagkraters stützen eine solche Vermutung.

Da die kleinen Einschlagkrater keine solche Auswurfdecke zeigen, ist davon auszugehen, dass ihre Tiefe nicht ausreicht, um das Eis in der Tiefe zu erreichen. Es ist also möglich, aus den verschiedenen Tiefen der Einschlagkrater in Verbindung mit der Ausbildung einer Ejektadecke zu berechnen, in welcher Tiefe sich ein mögliches Reservoir gefrorenen Wassers befinden könnte. Ob auch heute noch Eis unter der Oberfläche von Hephaestus Fossae vorhanden ist, kann man anhand der Bilder nicht feststellen; der Einschlag der Meteoritenkraters erfolgte vermutlich vor vielen Millionen Jahren.

Die HRSC-Aufnahmen stammen vom 28. Dezember 2007. Mars Express startete vor fast genau sechs Jahren am 2. Juni 2003 vom russischen Weltraumbahnhof Baikonur in Kasachstan und befindet sich seit dem 25. Dezember desselben Jahres im Marsorbit – bis heute hat die ESA-Sonde fast 7.000 Mal den Mars umrundet. Sämtliche sieben Experimente sind noch voll funktionsfähig. Die HRSC (High Resolution Stereo Camera) ist das erste Kameraexperiment in der Planetenforschung, das eine Oberfläche gleichzeitig in hoher Auflösung, in Farbe und in "3D" aufnehmen kann. Das Aufnahmesystem kann bei der geringsten Flughöhe über der Marsoberfläche Bilder von bis zu 10 Metern pro Pixel aufzeichnen.

Die Hälfte der insgesamt knapp 150 Millionen Quadratkilometer der Marsoberfläche wurden bereits von der HRSC in einer Auflösung von 20 Metern pro Pixel und besser aufgenommen. Ziel ist es, im Missionsverlauf die gesamte Oberfläche des Mars in diesen für geologische Fragestellungen und die Auswahl zukünftiger Landestellen erforderlichen Auflösungen von 10 bis 20 Metern pro Pixel zu erfassen und aus den Bilddaten so genannte digitale Geländemodelle mit vergleichbaren Höhenauflösungen zu erzeugen. Die ESA entscheidet gegen Ende des Jahres über eine Verlängerung ihrer ersten, wissenschaftlich ausgesprochen erfolgreichen Planetenmission bis zum Jahr 2012.

Das Kameraexperiment HRSC auf der Mission Mars Express der Europäischen Weltraumorganisation ESA wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum (Freie Universität Berlin), der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hatte, geleitet. Das Wissenschaftsteam besteht aus 45 Co-Investigatoren aus 32 Institutionen und zehn Nationen. Die Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.