Nadir- und Farbkanal einer Aufnahme des Kamerasystems HRSC (High-Resolution Stereo Camera) der ESA-Raumsonde Mars Express während Orbit 11.467 am 4. Januar 2013 wurden kombiniert, um diese Farbansicht zweier Krater mit 50 Kilometer Durchmesser unmittelbar südlich des Vallis Marineris zu erzeugen. Die Daten wurden in der Region Thaumasia Planum bei etwa 17 Grad südlicher Breite und etwa 296 Grad östlicher Länge aufgenommen und weisen eine Bodenauflösung von etwa 25 Meter pro Bildpunkt (Pixel) auf. Der nördliche (rechte) Krater trägt den Namen Arima, der südliche (linke) Krater ist unbenannt. Beide großen Krater weisen eine zentrale Vertiefung auf, die vermutlich durch Dampfexplosionen beim Einschlag entstanden.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).
Diese perspektivische Ansicht zeigt einen Teil im Süden von Gordii Dorsum. Besonders auffällig sind zahlreiche schmale, parallele Grate und Furchen. Dabei handelt es sich um so genannte Yardangs, die von Staub- und Sandpartikeln entlang der Hauptwindrichtung durch Windschliff aus dem Gestein herauspräpariert werden. Man kann gut erkennen, dass Gordii Dorsum aus mehreren übereinander abgelagerten Schichten aufgebaut ist, die vor allem im Westen nach und nach von der Winderosion angegriffen werden.
Anhand von dunklem Material, das der Wind in einigen großen, alten Einschlagskratern abgelagert hat, lassen sich leicht die tiefsten Stellen im Nordosten von Hesperia Planum erkennen. Der in den Vertiefungen abgelagerte Staub und Sand stammt von verwitterten vulkanischen Gesteinen. Besonders gut lässt sich am unteren Bildrand der Verlauf von engen, tief eingeschnittenen Tälern erkennen, die durch austretendes Schmelzwasser entstanden sind und sich durch das Hochland winden.
Im oberen Talverlauf des Reull Vallis, einem an dieser Stelle etwa sieben Kilometer breiten und 300 Meter tiefen Tal in der Region Promethei Terra, haben Eisströme Schutt und Geröll abgelagert. Nach dem Abtauen der Eismassen blieb auf den Sedimenten ein Muster zurück, das dieses "Kriechen" des Gletschers mit seiner Gesteinsfracht deutlich sichtbar macht. In der Bildmitte mündet ein Seitental in das Haupttal.
Mit dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen des Kamerasystems HRSC auf der Raumsonde Mars Express wurde diese Farb-Draufsicht erzeugt. Die Bildauflösung beträgt 20 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Charitum-Berge verlaufen parallel zum südlichen Rand des Argyre-Einschlagsbeckens durch das Marshochland. Auf dem Bild fallen sofort die vielen Krater in allen unterschiedlichen Größen auf. Das ist ein untrügliches Zeichen dafür, dass die großen Strukturen der Landschaft schon sehr alt sind, wahrscheinlich mehr als drei Milliarden Jahre.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) .
Aus den schräg auf die Oberfläche gerichteten Stereo- und Farbkanälen des Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express können realistische, perspektivische Ansichten der Marsoberfläche erzeugt werden. Das Bild zeigt einen Blick auf einen Teil der Nereidum Montes. Die Nereidum Montes befinden sich unmittelbar innerhalb des Hauptrings von Argyre Planitia und sind ein Teil des nördlichen Randgebirges. Ähnlich der Alpen erstrecken sie sich in einem Bogen über 1100 Kilometer parallel dem Beckenrand, mit einzelnen Bergmassiven von drei- bis viertausend Meter Höhe.
Dieser bis zu elf Kilometer tiefe und bis zu 200 Kilometer breite Grabenbruch erstreckt sich über fast 4000 Kilometer in Ost-West-Richtung entlang des Äquators durch das Marshochland. Das Bild zeigt den zentralen Abschnitt und den östlichen Teil aus der Perspektive der Raumsonde Mars Express. Die einzelnen Bildstreifen der HRSC sind jeweils nur zwischen 50 und 200 Kilometer breit (abhängig von der Überflughöhe), so dass diese Ansicht der Valles Marineris erst mit einem Mosaik aus 20 Einzelaufnahmen der HRSC möglich wurde. Zur besseren Darstellung wurden hier die Höhen vierfach überhöht, das heißt, die Abhänge und Bergflanken erscheinen steiler als in Wirklichkeit. Auch die Farben in diesem Bild sind leicht verfälscht. Durch eine Steigerung des Kontrasts in den einzelnen Farbkanälen werden so manche eher unscheinbaren Geländemerkmale dieser geologisch äußerst komplexen Region oder Unterschiede in der Zusammensetzung der Oberfläche deutlicher sichtbar.
Quelle: ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum).
Mit dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen des Kamerasystems HRSC auf der Raumsonde Mars Express wurde diese Farb-Draufsicht erzeugt (Norden ist rechts im Bild). Die Bildauflösung beträgt 22 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Der Hooke-Krater befindet sich in der Region Argyre Planitia - einer ausgedehnten, kreisförmigen Tiefebene auf der südlichen Mars-Halbkugel.
Aus dem senkrecht auf den Mars blickenden Nadirkanal des Kamerasystems HRSC und einem der vier schräg auf die Marsoberfläche gerichteten Stereokanäle lassen sich so genannte Anaglyphenbilder erzeugen, die bei Verwendung einer Rot-Blau-(Cyan)- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermitteln (Norden ist rechts im Bild). Der Hadley-Krater bietet einen etwa 2600 Meter tiefen Einblick in die Marskruste, ermöglicht durch drei große ineinander liegende Krater (Impaktstrukturen). Bei genauerer Betrachtung ist sogar noch ein vierter im tiefsten Bereich zu erkennen. Der Hadley-Krater liegt westlich des Al-Qahira-Tals an der Übergangszone vom alten, südlichen Hochland zur jüngeren Tiefebene.
Mit dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen des Kamerasystems HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express wurde diese Farb-Draufsicht erzeugt; Norden ist im Bild rechts. Der gezeigte Bildausschnitt umfasst eine Fläche von etwa 22.500 Quadratkilometern, was etwa der Fläche Hessens entspricht. In diesem Gebiet hat Wasser zahlreiche Spuren in der Landschaft hinterlassen, wie zum Beispiel Sedimentschichten (links unten) oder über die Tiefebene vereinzelt auftretende helle, fast weiße Ablagerungen von Mineralen, die sich im Wasser gebildet haben.
Mit der Stereokamera HRSC lassen sich digitale Geländemodelle ableiten, die mit Falschfarben bildhaft die Topographie der Region erkennen lassen. Die Zuordnung der Höhen kann man an der Farbskala ablesen. Die Höhenangaben beziehen sich in Ermangelung eines Meeresspiegels auf das so genannte Areoid, eine modellierte Äquipotentialfläche, auf der überall die gleiche Anziehungskraft in Richtung des Marsmittelpunktes wirkt. Gut zu erkennen sind die so genannten Runzelrücken (engl. "wrinkle ridges") und der 16 Kilometer große Krater, dessen Auswurfdecke die Form eines Schmetterlings hat.
Aus den schräg auf die Oberfläche gerichteten Stereo- und Farbkanälen des Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express können realistische, perspektivische Ansichten der Marsoberfläche erzeugt werden. Das Bild zeigt einen Blick in den Danielson-Krater in der Region Arabia Terra mit seinen charakteristischen Yardangs. Yardangs sind mehr oder weniger stromlinienförmige Gesteinsrücken, die als Restberge von dieser Form der Erosion noch nicht gänzlich abgetragen wurden. Durch ihre meist parallele Anordnung lässt sich die Windrichtung erkennen, die während der Erosion vorgeherrscht hat.
Aus den schräg auf die Oberfläche gerichteten Stereo- und Farbkanälen des Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express können realistische, perspektivische Ansichten der Marsoberfläche erzeugt werden. Das Bild zeigt einen Blick aus Südosten über die Ebene Acidalia Planitia nach Nordwesten in Richtung des Marshochlands von Tempe Terra. Im Vordergrund und in der Bildmitte bis zum oberen Bildrand sind vier Krater zu erkennen, deren Umrisse markant und scharf sind; sie sind vermutlich erst entstanden, als es in diesem Gebiet keine Aktivität von Wasser mehr gab, denn in ihrem Inneren wurden keine Sedimente abgelagert. Bei einem größeren und älteren Krater oben links der Bildmitte ist dies anders, sein Inneres ist fast vollständig von Sedimenten verfüllt, die in der Frühzeit des Mars von Flüssen dorthin verfrachtet wurden.
Aus den schräg auf die Oberfläche gerichteten Stereo- und Farbkanälen der hochauflösenden Stereokamera HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express können realistische, perspektivische Ansichten der Marsoberfläche erzeugt werden. In diesem Bild geht der Blick aus Nordosten über die Bruchstrukturen von Tractus Catena im nördlichen Teil der Tharsis-Aufwölbung. Gut zu erkennen ist, wie sich entlang der Hauptstörungsrichtungen mehrere Ketten von trichterförmigen Vertiefungen gebildet haben, die bis zu 1500 Meter tief sind. Die Entstehung der in der englischen Terminologie als "pit chains" bezeichneten, meist entlang von Dehnungsbrüchen zu beobachtenden Trichterketten ist nicht abschließend geklärt. Vulkanische Prozesse könnten eine Ursache sein, aber auch Wasser in Hohlräumen im Untergrund könnte eine Rolle spielen.
Mit der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen Stereokamera HRSC lassen sich digitale Geländemodelle ableiten, die mit Falschfarben bildhaft die Topographie der Region erkennen lassen. Die Zuordnung der Höhen ist an einer Farbskala rechts unten abzulesen; Norden ist im Bild rechts. Die Höhenangaben beziehen sich in Ermangelung eines Meeresspiegels auf das so genannte Areoid, eine modellierte Äquipotentialfläche, auf der überall die gleiche Anziehungskraft in Richtung des Marsmittelpunktes wirkt. Während sich der Talgrund von Ius Chasma 4000 Meter unterhalb des Areoids befindet, liegt die Ebene des angrenzenden Marshochlands mehr als 4000 Meter über dieser Referenzfläche – auf einer horizontalen Strecke von nicht einmal 20 Kilometern bedeutet dies einen Höhenunterschied von mehr als acht Kilometern.
Perspektivische Ansicht des Ophir Chasma (ein nördliches Paralleltal der Valles Marineris). Der nördliche Steilabbruch des Ophir Chasma erreicht eine Höhe von etwa 5000 Meter. Auf den Bildern deutlich zu erkennen sind nach Süden vordringende Massenbewegungen: Bergrutsche, die durch eine Instabilität am Hang verursacht wurden. Diese Hangrutschmassen schoben sich im südlichen Talgrund bis zu 70 Kilometer in das Ophir Chasma hinein.Bemerkenswert sind die schollenartigen Bruchstrukturen am Südausgang des zentralen Tales, das so genannte Candor Chaos - derartige "Chaosgebiete" auf dem Mars sind fast ausschließlich mit den Quellregionen großer Ausflusstäler verknüpft.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin (G.Neukum).
Perspektivische Farbansicht von Coprates Chasma und der "Grabenkette" Coprates Catena. Coprates Chasma wird der über eintausend Kilometer lange östliche Abschnitt des zentralen Haupttales der Valles Marineris genannt, des größten Canyonsytems auf dem Mars. Parallel zu Coprates Chasma ist die Coprates Catena zu sehen: Wie in einer Kette sind zahlreiche kesselartige Gruben von bis zu 22 Kilometer Durchmesser aneinandergereiht, deren Boden bis zu 5000 Meter unter der Hochlandebene liegt und die mehrere parallel zu Coprates Chasma verlaufende Gräben bilden. Die Oberfläche brach wahrscheinlich zunächst an einzelnen Punkten parallel zu Coprates Chasma ein, ehe die Verwitterung dafür sorgte, dass die einzelnen Gruben zu einem tiefen Tal verbunden wurden.
Krater und Dünenfeld im Argyre Planitia Einschlagbecken in perspektivischer Ansicht. Der Krater besitzt einen Durchmesser von ungefähr 45 Kilometer und ist bis zu zwei Kilometer tief. Das Dünenfeld besteht aus dunklem, wahrscheinlich basaltischem (d.h. von Vulkanausbrüchen stammenden) Sand und umfasst eine Fläche von ca. sieben mal zwölf Kilometer. Der Dünenkörper in diesem Bild weist eine deutliche Übersteilung im westlichen Bereich auf. Wenn erdähnliche Prozesse angenommen werden können, würde das auf eine östliche Windströmung hinweisen. Die Herkunft des Dünenmaterials ist unklar.
Diese perspektivische Ansicht zeigt den eindrucksvollen Vulkankrater, die so genannte Caldera, des Olympus Mons. Olympus Mons ist 22 Kilometer hoch und der größte Vulkan unseres Sonnensystems.
Blick von einem imaginären Punkt oberhalb des angrenzenden Hochlands über die mittleren Valles Marineris von Süden nach Norden. Zu sehen sind die drei parallel verlaufenden Zentraltäler Melas Chasma, Candor Chasma und Ophir Chasma, die jeweils etwa 200 Kilometer breit sind. Candor Chasma ist vorne im Bild zu sehen, Ophir Chasma hinten. Die steilen Klippen im Hintergrund und in der Bildmitte sind etwa fünftausend Meter hoch und zeigen Spuren intensiver Erosion: Am Fuß der Gebirgswand sind die Reste von mächtigen Hangrutschungen zu erkennen. Wie sich diese gewaltige Struktur auf dem Mars gebildet hat, ist noch unklar. Die Topographie ist gegenüber der Wirklichkeit zweifach überhöht. Perspektivische Farbansicht.
Perspektivische Farbansicht von Aureum Chaos. Aureum Chaos ist ein Teilgebiet der östlichen Ausläufer der Valles Marineris, des größten Canyonsystems auf dem Mars, und liegt im Südwesten des 280 Kilometer großen Einschlagkraters Aram Chaos. Beide Gebiete sind Beispiele für ein besonders auffälliges Oberflächenrelief, das in der englischen Fachsprache als "Chaotic Terrain" bezeichnet wird. Solche "chaotischen Gebiete" sind charakteristisch für die östlichen Ausläufer der Valles Marineris.
"Zerbrochener" Krater nördlich des Valles Marineris, perspektivische Farbansicht. In der Auflösung von 12,5 Meter pro Bildpunkt zeigt sich, dass der südliche Krater eines Doppelkratersystems am Boden eine polygonale (vieleckige) Plattenstruktur besitzt. Der Krater hat einen Durchmesser von 27,5 Kilometer und ist ca. 800 Meter tief.
Die Mars-Täler Dao- und Niger Vallis in einer perspektivischen Farbansicht. Die Täler liegen im Randbereich des Vulkangebietes Hesperia Planum und des Hellas-Beckens.
Wassereis am Boden eines Kraters in der Nähe des Mars-Nordpols. Im Zentrum des etwa 35 Kilometer durchmessenden Kraters sticht das weiße Wassereis deutlich hervor. Der Einschlagkrater liegt in der nördlichen Tiefebene Vastitas Borealis. Wassereis kann sich im Zentrum des Kraters ganzjährig halten, da die Temperaturen und der atmosphärische Druck nicht für eine Sublimation (Übergang vom festen in den gasförmigen Zustand) ausreichen. Kohlendioxideis ist zur Zeit der Bildaufnahme (später Mars-Sommer) auch bereits von der gesamten Nordpolkappe verschwunden, so dass nur noch Wassereis vorhanden ist. Die Mächtigkeit des Eises liegt vermutlich nur im Dezimeterbereich. Das belegen einige frühere Messungen.
Die von der Caldera ausgehenden radialen Senken und die konzentrischen Strukturen sind wahrscheinlich auf Spannungen zurückzuführen, die sich während der Entstehung des Vulkans aufgebaut haben. Perspektivische Farbansicht, nordöstliche Blickrichtung.
Perspektivische Farbansicht von Coprates Catena. Coprates Catena besteht aus vielen einzelnen zu einer Kette aufgereihten kleinen Einbruchtälern, die in Form mehrerer schmaler Talbänder parallel zum Haupttal Coprates Chasma verlaufen. Die auf dem Bild gezeigten Senken sind zwischen 2.500 und 3.000 Meter tief. An den Talwänden sind einige große Hangrutschungen zu erkennen. Die Coprates-Talketten haben - im Gegensatz zu den Valles Marineris - keinen Ausgang zur nördlichen Tiefebene, so dass sie wohl ausschließlich durch eine Dehnung bzw. einen Einbruch der Oberfläche über Hohlräumen entstanden sein müssen.
Schwarzweiß-Ansicht des Mars-Mondes Phobos. Auffallend ist das parallele Muster der Furchen auf Phobos. Es scheint die dem Mars zugewandte Seite zwischen Äquator und Nordpol vollständig zu überziehen, wobei die Abstände zwischen den Furchen sehr regelmäßig sind. Sie durchschneiden die meisten größeren Krater. Die Frage nach dem Ursprung der Furchen konnte noch nicht geklärt werden. Es könnte sich um "Schrammen" handeln, die durch Gesteinsbrocken, die den Mond getroffen haben, entstanden sind, oder sie sind das Ergebnis von starken Gezeiten-Wechselwirkungen mit dem Mars. Diese könnten tektonische Kräfte verursacht haben, die zu Spannungen im Inneren des Mondes führten.
Claritas Fossae liegt auf der Tharsis-Aufwölbung, südlich der drei als Tharsis Montes bekannten Vulkane. Die Region erstreckt sich in annähernd südlicher Richtung über etwa 1.800 Kilometer und verbreitert sich von ungefähr 150 Kilometer im Norden auf etwa 550 Kilometer im Süden. Claritas Fossae besteht aus einer Vielzahl von linearen Bruchstrukturen, die zumeist nur wenige Kilometern breit sind. Die Serie von Brüchen, die das Gebiet von Claritas Fossae durchziehen, verläuft radial zur Tharsis-Aufwölbung. Dies unterstützt die Annahme, dass die Bruchstrukturen durch Spannungen in der Marskruste bei der Bildung der bis zu 10 Kilometer hohen Tharsis-Aufwölbung entstanden sind.
Diese ungewöhnliche Struktur mit Spuren eines früheren Gletschers befindet sich am Ostrand der Hellas-Tiefebene. Aus einem 3500 Meter hohen Bergmassiv strömte ein so genannter Blockgletscher, ein Eisstrom mit einem hohen Anteil an Felsschutt, zunächst in einen neun Kilometer großen schüsselförmigen Einschlagkrater (links), der dadurch fast bis zum Rand aufgefüllt wurde. Wie ein zäher, schlieriger Brei schob sich der Blockgletscher, begünstigst durch das Gefälle, weiter in einen 500 Meter tiefer gelegenen, 17 Kilometer durchmessenden Krater. In Anlehnung an die ungewöhnliche Form und dem von oben nach unten durch den "Flaschenhals" verlaufenden Strömungsmuster wurde das bislang namenlose Kraterpaar von den Forschern "Stundenglaskrater" getauft. Perspektivische Farbansicht.
Der Nicholson Krater hat einen Durchmesser von etwa 100 Kilometern und liegt nordwestlich der Region Medusae Fossae. Im Zentrum des Kraters befindet sich eine etwa 55 Kilometer lange und 37 Kilometer breite Erhebung, die etwa dreieinhalb Kilometer über die Umgebung aufragt. Bis heute ist noch völlig unklar, worum es sich bei dieser Struktur im Innern des Einschlagskraters handelt und welcher geologische Vorgang zur Bildung dieser Form geführt hat. Es wird kontrovers diskutiert, ob das Material aus dem Untergrund kam, also vulkanischen Ursprungs ist, oder ob es von der Marsatmosphäre dorthin transportiert und abgelagert wurde.
Wassereis und Staub am Nordpol des Mars, perspektivische Farbansicht. Chasma Boreale ist tief in die Schichtabfolge eingeschnitten, die sich unter der Eiskappe des Pols befindet. Die geschichteten polaren Ablagerungen unterhalb der weißen Eiskappe bestehen aus einem Eis-Staub-Gemisch. Jüngere Untersuchungen lassen vermuten, dass einige dieser Schichten das Ausgangsmaterial für Staub und Sand sind, die vom Wind fortgetragen werden.
In der Talenge Eos Chasma verengt sich der große Mars-Canyon Valles Marineris an seinem östlichen Ende und ist nur durch zwei schmale Schluchten im Hochland mit den großen, nach Norden umbiegenden Ausflusstälern verbunden. Die hier zu sehende "Schlucht der Morgenröte", das Eos Chasma, ist der südliche der beiden Durchgänge, Capri Chasma der nördliche.
Perspektivische Farbansicht des südlichen Arms von Kasei Valles neben Sacra Mensa mit ihrem ein bis zwei Kilometer tiefen Grabensystem Sacra Fossae. An beiden Seitenhängen des Talarms sind bis zu 30 Kilometer breite Terrassen erkennbar.
Teil der Region Cydonia. Dieses Gebiet erlangte zweifelhafte Berühmtheit, da in den damals veröffentlichten Aufnahmen vom 25. Juli 1976 der amerikanischen Viking I-Sonde ein Bergmassiv zu erkennen ist, das von oben betrachtet einem Gesicht ähnelt. Das vermeintliche Gesicht auf dem Mars wurde von der HRSC am 22. Juli 2006 mit einer Auflösung von ca. 13,7 Metern pro Bildpunkt erneut aufgenommen. Auch auf diesen Bildern ist nichts anderes zu sehen, als ein in der Ebene von der Erosion geprägter Inselberg.
Der Olympus Mons ist mit über 24 Kilometern Höhe der höchste Vulkan im Sonnensystem. An seiner Basis hat der Vulkan einen Durchmesser von etwa 600 Kilometern. Das Bild ist ein Mosaik aus der Vogelperspektive mit überlagerten, farbkodierten Höheninformationen und zeigt die unterschiedlichen Höhenzonen des Olympus Mons. Die High Resolution Stereo Camera (HRSC) nahm den Olympus Mons während 18 Orbit-Überflügen von der Planetensonde Mars Express auf. Aus 16 dieser Aufnahmestreifen mit insgesamt etwa 35 Gigabyte an Bilddaten wurden für jeden einzelnen HRSC-Bildstreifen individuelle digitale Geländemodelle (DGMs) mit einer Kartenauflösung von 50 Metern erzeugt. Schließlich wurde aus diesen Einzelstreifen ein zusammenhängendes digitales Geländemodell mit einer reduzierten Kartenauflösung von 150 Metern pro Pixel und ein lückenloses Ortho-Bildmosaik (senkrechte Draufsicht) eines 650.000 Quadratkilometer großen Gebietes generiert. Diese Fläche ist fast doppelt so groß wie Deutschland. Die Auflösung der einzelnen kartenprojizierten Nadirbilder des senkrecht blickenden Kanal der HRSC beträgt zwischen 12 und 40 Meter pro Bildpunkt (Pixel).
Candor Chasma ist ein nördliches, parallel zu den Valles Marineris verlaufendes Seitental auf dem Mars. Die steilen Talhänge im Norden (links im Bild) erheben sich bis zu 8500 Meter über die tiefsten Stellen des Grabenbodens und sind durch Felsvorsprünge und verzweigte Einschnitte gekennzeichnet. Das HRSC-Bild zeigt einen Blick von West nach Ost entlang der Hauptachse von Candor Chasma. In tiefer gelegenen Gebieten, inmitten von Candor Chasma, fallen Tafelberge (vorn im Bild) auf, die etwa 1200 Meter hoch sind. Sie zeigen eine charakteristische Schichtung und sind in der Marsgeologie als innere geschichtete Ablagerungen (Interior Layered Deposits) bekannt, weil sie im Inneren der Valles Marineris und den Seitentälern häufiger anzutreffen sind. Das Spektrometer OMEGA von Mars Express hat in den Ablagerungen Sulfate wie Gips oder Kieserit identifiziert, also Minerale, die sich in Anwesenheit von Wasser bilden. Es ist deshalb wahrscheinlich, dass Wasser bei der Ausprägung der Ablagerungen eine Rolle gespielt hat. Dieses geologisch interessante Gebiet wurde deshalb auch als eine der möglichen Landestellen für das amerikanische Mars Science Laboratory (Start im Herbst 2009) in Erwägung gezogen.
Die am 2. Juni 2003 gestartete, europäische Mission Mars Express liefert wichtige neue Daten zur Geologie, Mineralogie und Atmosphäre des Mars. Mars Express wird Aufschluss über die Klimageschichte des Roten Planeten geben und die Rolle und den Verbleib von Wasser klären.
Die vielfältigen Informationen über den Mars, seine Oberfläche, seinen Untergrund und seine Atmosphäre haben zu einem ganz neuen Bild des Roten Planeten geführt.
Die hochauflösende Stereokamera HRSC ist Deutschlands wichtigster Beitrag zur Mission Mars Express. Nach der Ankunft am Roten Planeten Ende des Jahres 2003 besteht das Hauptziel dieser Mission in der Suche nach Spuren von Wasser sowie Anzeichen von Leben auf dem Mars.