Kategorie: Mars

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für das Mars Science Laboratory

Aus bislang vier finalen Primärzielen für das Mars Science Laboratory (MSL) „Curiosity“ hat die NASA nun den Gale-Krater ausgewählt. Die anderen bis zuletzt im Auswahlverfahren verbliebenen Kandidaten waren der Eberswalde-Krater, der Holden-Krater und Mawrth Vallis.
Der Gale-Krater zeichnet sich durch einen zentralen Kegelberg aus, von dem sich ein Canyon in Richtung des nordwestlichen Bereiches des Kraters erstreckt. In diesem Canyon wurde Material aus dem zentralen Kegelberg in den Nordbereich des Kraters transportiert und hier in Form eines breiten, fächerförmigen Deltas abgelagert. Die Schicht aus abgelagertem Material im Delta ist ca. 5 km dick und höher als der Nordrand sowie etwa gleich hoch wie der Südrand des Kraters. Die Schichtung ist nahezu horizontal, das Material besteht aus der ehemals vertikalen Schichtung des höchstwahrscheinlich durch Wasser ausgewaschenen Querschnittes des Canyons. Daten der Marsorbiter zeigen, dass in diesem Gebiet abwechselnd lehmartige und sulfatreiche Schichten vorkommen.
„Curiosity“ wird auf dem fächerförmigen Delta landen. Nach eingehender Untersuchung der Schichtstruktur und des Materials in diesem Bereich könnte der Rover dann in Richtung Süden aufbrechen und möglicherweise auch in die Ausläufer des Canyons hineinfahren.
Der Start des neuen Marsrovers der NASA ist für den 25. November dieses Jahres vorgesehen, die Landung im Gale-Krater für den 06. August 2012.

Mars Exploration Program: NASA’s Next Mars Rover to Land at Gale Crater

NASA – NASA’s Next Mars Rover to Land at Gale Crater

Die hochauflösende Stereokamera HRSC
an Bord der europäischen Raumsonde Mars Express
machte während der Orbits 1096, 1107 und 3144
diese Aufnahme der Vulkane Ceraunius und Uranius Tholi.
Die Auflösung beträgt ca. 13 Meter pro Pixel.
(ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Zum Vergrößern das Bild anklicken (3410x2045 Pixel; 3.0 MB).

Ceraunius Tholus und Uranius Tholus sind zwei Vulkane in der nordöstlichen Tharsis-Region auf dem Mars. Ceraunius Tholus erhebt sich 5,5 km über seine Umgebung und hat einen Durchmesser von etwa 130 km. Seine Caldera misst etwa 25 km im Durchmesser.
Ungefähr 60 km weiter nördlich erhebt sich der ca. 62 km durchmessende Vulkan Uranius Tholus auf 4,5 km Höhe. Uranius Tholus zeigt eine ähnliche Morphologie wie Ceraunius Tholus: bei beiden Vulkanen handelt es sich um basaltische Schildvulkane, deren untere Flanken von externen Lavaströmen überdeckt wurden. Dies bedeutet, dass wir heute nur den oberen Teil der Vulkangebäude sehen.
Mit einer Neigung von durchschnittlich etwa 8° sind die Flanken von Ceraunius Tholus relativ steil. Hier sind zahlreiche, zum Teil tief eingeschnittene Täler zu erkennen. Am nördlichen Abhang von Ceraunius Tholus sieht man deutlich einen etwa 3,5 km breiten und 300 m tiefen Lavatunnel, der im nördlich gelegenen Rahe-Krater endet. Dieser Krater entstand durch den schrägen Einschlag eines Meteoriten.
Derart große Meteoriteneinschläge erfolgten lange nach dem Ende der vulkanischen Aktivität in der Tharsis-Region. Sowohl der Rahe-Krater als auch der ca. 13 km große Krater westlich von Uranius Tholus bildeten sich, nachdem die Lava Teile der Vulkane verdeckt hatte. Bei beiden Kratern sieht man sehr schön, wie infolge des Einschlags Teile des ausgeworfenen Materials auf der unteren Vulkanflanke abgelagert wurden.

Neighbouring volcanoes on Mars

Senkrechte Draufsicht auf den Nordwestrand des Kraters Schiaparelli.
Norden ist rechts im Bild.
(ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))

Der Krater Schiaparelli ist ein großes Einschlagbecken im zentralen Marshochland mit einem Durchmesser von etwa 460 Kilometern. Er befindet sich in Äquatornähe im östlichen Teil der Region Terra Meridiani.
Die an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express befindliche hochauflösende Stereokamera HRSC hat am 15. Juli 2010 den Westteil des Schiaparelli-Kraters mit einer Auflösung von etwa 19 Metern pro Bildpunkt aufgenommen. Die hier vorgestellte Szene zeigt den nordwestlichen Teil des Schiaparelli-Kraters mit dem Kraterrand, einem Teil des Kraterbodens und das umgebende Hochland. Das gezeigte Gebiet hat eine Größe von 190 Kilometern in Nord-Süd-Richtung und 90 Kilometern in Ost-West-Richtung und ist mit einer Fläche von etwa 17.000 Quadratkilometern nur wenig größer als das Bundesland Thüringen.
Das Innere des Kraters ist durch mehrere geologische Prozesse stark verändert worden. Die Entstehung der auffallend ebenen Fläche wird durch eine Abfolge von erstarrter, dünnflüssiger Lava und sog. lakustrinen Sedimenten interpretiert, also Ablagerungen, die sich auf dem Grund eines Sees gebildet haben. Spuren von Winderosion sind hier ebenfalls zu erkennen.

Wind and water have shaped Schiaparelli on Mars

Perspektivischer Blick von Nordwesten
auf eine mehr als 3.000 Meter tiefe Kollapsstruktur
in Phoenicis Lacus.
(ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))

Eine der markantesten geologischen Strukturen des Mars ist die Tharsis-Provinz, eine mehrere Kilometer hohe Aufwölbung der Marskruste mit einem Durchmesser von fast 4.000 Kilometern. Durch lang anhaltende vulkanische Aktivität entstanden hier gewaltige, zum Teil mehr als 20 Kilometer hohe Vulkane. Mit dem Vulkanismus gingen massive Spannungen in der Marskruste einher, die ein komplexes System aus Dehnungsbrüchen erzeugten.
Phoenicis Lacus ist mit seinen zahlreichen Störungen und Kollapsstrukturen der südwestliche Ausläufer des großen, bogenförmigen Bruchsystems Noctis Labyrinthus in der Tharsis-Region.
Die hochauflösende Stereokamera HRSC an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express nahm am 31. Juli 2010 neue Bilder von Phoenicis Lacus auf. Das von der Sonde fotografierte Gebiet grenzt die Hochlandebenen Syria Planum im Osten und Daedalia Planum im Westen voneinander ab und hat eine Fläche von etwa 8.100 Quadratkilometern, was ungefähr der Größe der Mittelmeerinsel Korsika entspricht.
Phoenicis Lacus – der „See des Phönix“ – ist nach dem mythischen Vogel Phönix benannt, der vor allem durch die Redewendung „auferstanden wie Phönix aus der Asche“ ein Begriff ist. Der Hinweis auf einen See im Namen ist allerdings missverständlich, denn auf den Satellitenbildern der Marssonden finden sich keine Anzeichen dafür, dass sich hier ein stehendes Gewässer befand oder gar heute noch eines existiert. Die Bezeichnung „Lacus“ hat vielmehr historische Gründe: bei den ersten Beobachtungen mit Teleskopen zeigte diese Gegend des Mars eine auffallende Albedo (Maß für das Rückstrahlvermögen von Oberflächen) ähnlich den Albedowerten von Seen oder Meeren, und wurde entsprechend benannt.
Die Entstehung der heute sichtbaren Strukturen in Phoenicis Lacus wird in Zusammenhang mit der Aufwölbung der Tharsis-Vulkanprovinz vermutet. Phoenicis Lacus liegt in einer Zone des Störungssystems, in der die tektonischen Kräfte vorwiegend in west-östlicher Richtung ihre Wirkung entfalteten. Dadurch bildete sich eine typische, in der Geologie als „Horst- und Graben-Struktur“ bezeichnete Abfolge von stehen gebliebenen Geländeblöcken und entlang der Bruchflächen in die sich öffnenden Spalten nach unten gerutschten Krustenpaketen.

Light and dark in the Phoenix Lake

Perspektivischer Blick von Süd nach Nord auf eine riesige Hangrutschung in Melas Chasma.
(ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))

An keiner anderen Stelle des Sonnensystems sind auf so kurzer Distanz derart große Höhenunterschiede zu beobachten, wie an den Gräben der Valles Marineris, einem System von Tälern, das sich über fast viertausend Kilometer entlang des Marsäquators erstreckt. Im Gebiet von Melas Chasma bricht dort die Ebene des Marshochlandes jäh um mehr als neuntausend Meter ab.
Neue Bilder der hochauflösenden Stereokamera HRSC an Bord der europäischen Raumsonde Mars Express zeigen riesige Hangrutschungen, Fließstrukturen und Ablagerungen von Sulfaten in Melas Chasma.
Im westlichen Teil der Schlucht sind stellenweise Fließstrukturen und auf dem umgebenden Hochplateau alte Talsysteme zu erkennen. Im Südwesten der Szenerie sind helle, geschichtete Ablagerungen zu sehen: dort hat sich vermutlich einmal ein stehendes Gewässer befunden. Das Spektrometer OMEGA auf Mars Express identifizierte die hellen Ablagerungen jedenfalls als Sulfate wie Gips oder Kieserit. Diese wasserhaltigen Minerale sind ein deutlicher Anzeiger für Wasser, das demnach früher einmal in dieser Gegend des Mars vorhanden gewesen sein muss.
An der nördlichen, oberen Kante der Schlucht ist eine riesige Hangrutschung zu sehen. Hier brachen einige Kubikkilometer Gesteinsmaterial aus dem Hang und wurden in den Talgrund von Melas Chasma geschoben, wo die Gesteinstrümmer als Schuttfächer zu erkennen sind. Die Oberflächenstruktur des rauen Fächermaterials unterscheidet sich von der eher glatten Oberfläche des weiter südlich in der Schlucht abgelagerten Materials. Möglicherweise wirkte in den abgerutschten Gesteinsmassen Wasser als eine Art „Schmiermittel“, wie es die Fließstrukturen auf der Oberfläche des weit in die Talmitte geschobenen Materials andeuten.
Die Bilder wurden von Mars Express aus einer Höhe von etwa 470 Kilometern über der Marsoberfläche gemacht. Die Auflösung beträgt etwa 23 Meter pro Bildpunkt.

Mars: how low can you go?

Die vom mittlerweile funktionsunfähigen Marslander „Phoenix“ gesammelten Daten lieferten aktuellen Studien zufolge neue Erkenntnisse über die Geschichte des Roten Planeten. Bei der Auswertung der Daten ging es insbesondere um vulkanische Aktivitäten und das Vorhandensein größerer Wassermengen auf der Oberfläche.
Die Wissenschaftler analysierten dafür hauptsächlich Daten über die chemische Zusammensetzung der dünnen Marsatmosphäre, die zu fast 98% aus Kohlendioxid besteht. Mit dem an Bord von „Phoenix“ befindlichen Evolved Gas Analyzer konnten die Anteile verschiedener Kohlenstoff- und Sauerstoff-Isotope im atmosphärischen Kohlendioxid gemessen werden. Das Verhältnis dieser Isotopenanteile zueinander deutet auf vulkanische Aktivitäten in der jüngeren geologischen Entwicklungsgeschichte des Mars hin. Ebenso muss es in jüngster Vergangenheit noch erhebliche Mengen flüssigen Wassers auf der Oberfläche gegeben haben, das mit der Atmosphäre interagieren konnte und sie so messbar veränderte.

NASA Data Shed New Light About Water and Volcanoes on Mars

Phoenix Mars Lander Finds Surprises About Planet’s Watery Past

Phoenix Lander Revealing a Younger, Livelier Mars

Stable Isotope Measurements of Martian Atmospheric CO2 at the Phoenix Landing Site

Die geologische Struktur Orcus Patera in Echtfarben,
aufgenommen von der Raumsonde Mars Express.
Norden ist rechts.
(ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))

Zwischen den gewaltigen Marsvulkanen Olympus Mons und Elysium Mons befindet sich die merkwürdige geologische Struktur Orcus Patera. Dabei handelt es sich um eine ellipsenförmige Vertiefung mit einer Ausdehnung von 380 Kilometern Länge und 140 Kilometern Breite, die sich etwa in Nord-Süd-Richtung erstreckt. Der Rand dieser sog. Depression erhebt sich bis zu 1.800 Meter über das nördliche Tiefland des Mars; der Boden von Orcus Patera liegt zwischen 400 und 600 Meter unterhalb der Umgebung.
Der Begriff Patera (Plural: Paterae) wird verwendet für komplexe oder irregulär geformte Krater mit einem geringen topographischen Relief. Die meisten dieser Paterae sind durch Vulkanismus entstanden, wie zum Beispiel Hadriaca Patera und Tyrrhena Patera am nordöstlichen Rand des großen Einschlagsbeckens Hellas auf der Südhalbkugel des Mars.
Die Entstehung von Orcus Patera ist jedoch noch unklar. Neben Vulkanismus gibt es zwei weitere Annahmen, wie diese Depression entstanden sein könnte. Zum einen ist Orcus Patera als ein großer, deformierter Impaktkrater betrachtet worden. Aber auch die Erosion von Kraterrändern zweier oder mehrerer eng aneinander grenzender oder sich überlappender Impaktkrater wird diskutiert. Zum anderen wird diese Depression auch auf Druckspannungen in der Marskruste zurückgeführt und als große tektonische Kompressionsstruktur interpretiert.
Dass tektonische Kräfte bei der heutigen Ausprägung von Orcus Patera eine bedeutende Rolle gespielt haben, kann man sehr gut an zahlreichen fast geradlinigen, bis zu zweieinhalb Kilometer breiten und mehrere hundert Meter tiefen Gräben erkennen, welche die Ränder der Struktur durchschneiden. Diese Gräben verlaufen nahezu in Ost-West-Richtung, was bedeutet, dass die Kruste in Nord-Süd-Richtung gedehnt wurde.

Mars’s mysterious elongated crater

Opportunity (siehe Pfeil) am Rand des Kraters "Concepción".
(NASA/JPL/University of Arizona)
Zum Vergrößern das Bild anklicken.

Der Marsrover „Opportunity“ hat zum jetzigen Zeitpunkt insgesamt 20.043 Meter auf der Oberfläche des Roten Planeten zurückgelegt. Derzeit befindet sich der Rover auf der Fahrt vom Krater „Concepción“ zu den etwa 800 Meter weiter südlich gelegenen „Twin Craters“.
Am 13. Februar 2010 nahm die HiRISE-Kamera an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) ein Bild auf, auf dem man „Opportunity“ am Rand des etwa 10 Meter durchmessenden Kraters „Concepción“ erkennen kann. Auf der Aufnahme sind auch die Spuren zu sehen, die der Rover während seiner Fahrt zu diesem Krater in den flachen Sanddünen hinterlassen hat.
Am 11. März 2010 konnte „Opportunity“ mit seiner Panoramakamera den Rand des etwa 65 Kilometer entfernten Bopolu-Kraters aufnehmen. Dieser Krater befindet sich östlich eines inzwischen aus der Liste gestrichenen potentiellen Landeplatzes für „Curiosity“, das Mars Science Laboratory (MSL).
Mittlerweile wurde auch die Bordsoftware von „Opportunity“ aktualisiert. Diese AEGIS (Autonomous Exploration for Gathering Increased Science System) genannte Software ermöglicht es dem Rover, die mit Hilfe seiner Panorama- oder Navigationskamera aufgenommenen Fotos während der Fahrt selbständig zu analysieren und anhand vorgegebener Kriterien autonom zu entscheiden, welche geologisch interessanten Objekte in höherer Auflösung fotografiert werden.
Als Langzeitziel hat „Opportunity“ den jetzt noch etwa 12 km entfernten Endeavour-Krater vor sich.

HiRISE – Opportunity at the Edge of Concepción Crater

PIA12980: Rim of Bopolu Crater Far to the Southwest of Opportunity

JPL Science and Technology: Under their own AEGIS