Gewaltige Wassermassen flossen durch die Täler Mangala und Minio auf dem Mars
15. Oktober 2015
Gewaltige Wassermassen flossen durch die Täler Mangala und Minio auf dem Mars
Echtfarbendraufsicht auf das Gebiet Mangala Valles und Minio Vallis
In dieser Echtfarbenansicht der Region Mangala Valles und Minio Vallis - etwa 200 Kilometer vor ihrem Mündungsgebiet an der Grenze zum nördlichen Marstiefland - lässt sich durch feine Nuancen der Farbtöne erkennen, wie zu unterschiedlichen Zeiten Wassermassen Sedimente in dieses Gebiet verfrachtet und dort abgelagert haben. Norden ist in dieser Darstellung rechts.
Perspektivische Ansicht eines mit Sedimenten verfüllten Kraters
Das Bild zeigt einen etwa 18 Kilometer großen Krater, der bis zum Niveau der ihn umgebenden Ebene von Sedimenten angefüllt wurde. Im Laufe der Zeit wurde sein einst darüber hinausragender Rand abgetragen, dessen einstige Existenz heute nur noch am kreisförmigen Umriss des Sedimentplateaus nachvollziehbar ist. Aus dem Untergrund abfließendes Wasser hinterließ Hohlräume, so dass die unmittelbare Kraterumgebung teilweise in sich zusammensackte und so genannte "chaotische" Gebiete entstehen ließ. Im Vordergrund sieht man, wie das mit offensichtlich hoher Energie abfließende Wasser mehrere kleine Terrassen und Inseln mit stromlinienförmigem Umriss geformt hat.
Regionale Übersichtskarte der Region Mangala Valles und Minio Vallis
Das dargestellte Gebiet befindet sich westlich der großen vulkanischen Aufwölbung Tharsis. Tektonische Spannungen infolge des Aufsteigens von Magma und die draus resultierenden Vulkanausbrüche über einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren ließen die Kruste an vielen Stellen aufbrechen und schufen so natürliche Abflusswege für Wasser, das möglicherweise durch Abtauende Eismassen entstanden ist und sich seinen Weg nach Norden in Richtung des Marstieflandes bahnte.
Im geologischen "Mittelalter" des Mars - der sogenannten Hesperischen Periode, die vor 3,7 Milliarden Jahren begann und bis vor etwa 3,1 Milliarden Jahren andauerte - gab es starke vulkanische Aktivität auf unserem Nachbarplaneten. Vulkane spien dünnflüssige Lava, die sich in Massen über die Oberfläche ergoss und weite Ebenen entstehen ließ. Aufsteigendes Magma wölbte die Kruste nach oben, so dass sich durch den Vulkanismus tektonische Spannungen entwickelten. Vielerorts brach die Marskruste auf und es bildeten sich Spalten oder Grabensysteme wie die Valles Marineris. In diesem Zeitraum entstand auch die Tharsis-Region: ein Gebiet so groß wie Europa, das zu einem mehrere Tausend Meter hohen Schild infolge vulkanischer Prozesse aufgewölbt wurde. Am Südwestrand der Tharsis-Region liegt das große Talsystem Mangala Valles (Valles, lat. für Täler) und das kleinere Minio Vallis. Die aktuellen Bilder der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen, hochauflösenden Stereokamera HRSC zeigen den zentralen Teil der Mangala Valles. Wahrscheinlich waren sie die Quelle riesiger Wassermassen, die von hier ausgehend über die Marsoberfläche strömten und dabei auch das Minio-Tal ausschürften.
Vulkanismus und seine Folgen
Doch wie konnten diese Wassermassen entstehen? Mangala Valles befindet sich in einer mehrere hundert Kilometer langen, ost-westlich verlaufenden Störungszone. Tektonische Kräfte haben aufgrund der vulkanischen Aktivität in der sich unmittelbar im Osten aufragenden Tharsis-Region ihre Wirkung entfaltet und ließen die unter Dehnungsspannung stehende Oberfläche aufreißen. Vermutlich stieg dort Lava an die Oberfläche und brachte Eis, das sich darauf befand, zum Schmelzen. Die so freigesetzten Wassermassen strömten dann von den Mangala-Tälern ausgehend mehrere hundert Kilometer in nördliche Richtung und formten so die Ausflusstäler Mangala und Minio. Mangala ist das Wort für den Mars im altindischen Sanskrit; der Namen wurde vom berühmten Astrophysiker Carl Sagan vorgeschlagen, und auch die indische Marssonde Mangalayaan ("der Marsreisende"), die seit dem 24. September 2014 den Mars aus einer Umlaufbahn beobachtet, ist danach benannt.
Die Wassermassen strömten auch über mehrere Einschlagsbecken und Krater hinweg, die bereits vorher von Ablagerungen teilweise oder ganz verfüllt wurden, und flossen durch viele Rillen in nördliche Richtung in die Ebene Amazonis Planitia. Solch ein Einschlagsbecken mit Nebenwasserläufen befindet sich in der oberen rechten Bildecke in den Draufsichten (Norden ist in diesen Ansichten rechts). Dieser Krater hat einen Durchmesser von 28 Kilometern.
In der Bildmitte ist ein etwas kleinerer und älterer Einschlagskrater zu erkennen - er wurde einst angefüllt mit Material, das später wieder abgetragen wurde. An seinen Rändern entstand ein sogenanntes "chaotisches Gebiet". Auf dem Mars gibt es zahlreiche solcher Gebiete. Sie zeichnen sich durch die regellose Häufung von Gesteinsblöcken unterschiedlichster Größe und tafelbergähnlichen Erhebungen aus. Chaotische Gebiete entstehen durch die Freisetzung von Untergrundwasser und das nachfolgende Einbrechen der Oberfläche, bei dem ganze Geländeblöcke in sich zusammensacken und das "chaotische" Muster entstehen lassen. Dass es an dieser Stelle ein solches Gebiet gibt, lässt stark vermuten, dass es hier große Mengen an Eis im Untergrund und unterschiedliche Stadien von Überflutungen gegeben hat.
Sporadische Aktivität von Wasser bis in die jüngere Marsvergangenheit
In der unteren (östlichen) Hälfte der Bilder 1, 3 und 4 ist ein tief eingeschnittenes Tal zu sehen, das sich durch die Landschaft schlängelt. Diese Landschaft weist viele verschiedene Formen auf: abgeflachte Hänge mit Terrassen an den Seiten der Täler und stromlinienförmige Inseln. Hier tauchen ebenfalls chaotische Gebiete auf - sie befinden sich entlang der Fließrichtung der Wassermassen durch das Tal. Die Größen- und Häufigkeitsverteilung der Einschlagskrater deuten darauf hin, dass das Mangala-Tal im Hesperischen Zeitalter entstanden ist und die Wasseraktivitäten sporadisch noch bis zur Amazonischen Periode andauerten, dem jüngsten geologischen Zeitalter auf dem Mars, das vor etwa 3,1 Milliarden Jahren begann.
Bildverarbeitung
Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 12. Juli 2015 während Orbit 14.622 von Mars Express bei 208 Grad östlicher Länge und 7 Grad südlicher Breite. Die Bildauflösung beträgt etwa 16 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Farbdraufsicht (Bild 1) wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt; die perspektivische Schrägansicht (Bild 2) wurde aus den Stereokanälen der HRSC berechnet. Das Anaglyphenbild (Bild 3), das bei Betrachtung mit einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Die in Regenbogenfarben kodierte Draufsicht (Bild 5) beruht auf einem digitalen Geländemodell der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt.
Das HRSC-Experiment
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 elf Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die hier gezeigten Darstellungen wurden von der Planetary Sciences Group an der Freien Universität Berlin erstellt.
