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20.07.2022

Bis zu 7.000 Meter tief: Mars-Schluchten beeindrucken durch enorme Dimensionen

Zwei landschaftlich unterschiedliche tektonische Gräben bilden den westlichen Teil der großen Bruchstruktur der Valles Marineris. Auf dem Plateau der Sinai-Ebene fällt abrupt die bis zu 7000 Meter tiefe, von Ost nach West verlaufende Schlucht Tithonium Chasma ab. Parallel dazu verläuft weiter nördlich die ebenso tiefe Schlucht Ius Chasma mit Spuren zahlreicher Hangrutschungen.


Bild: ESA/DLR/ FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Als die NASA-Sonde Mariner 9 vor über 50 Jahren den Mars erreichte und Ende 1971 damit begann, den Planeten aus einer Umlaufbahn zu erkunden, war im Kontrollzentrum die Enttäuschung zunächst groß: Auf den zur Erde gefunkten Bildern war so gut wie nichts zu sehen. Zu jener Zeit tobte auf dem Mars ein globaler Staubsturm, der keinen Blick auf die Oberfläche ermöglichte. Nur die höchsten Vulkane ragten mit ihren Gipfeln aus dem monotonen Grau. Anfang 1972 wurde das Wetter besser, der Staub legte sich und die Mission begann, den Mars global zu erfassen. Eine der beeindruckendsten Strukturen war ein Grabenbruch von bis zu zehn Kilometern Tiefe und etwa 3800 Kilometern Länge, einer Strecke so lang wie von der amerikanischen Ost- zur Westküste oder vom Nordkap bis nach Sizilien. Zu Ehren der Mission wurde das weitläufige System dieser von tektonischen Kräften aufgerissenen Struktur Valles Marineris, „die Täler von Mariner“ getauft. Die hier gezeigten Aufnahmen der DLR-Stereokamera HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express zeigen Ausschnitte aus zwei langgestreckten Tälern im Westen der Valles Marineris: Ius Chasma und Tithonium Chasma.

Tithonium Chasma misst von Osten nach Westen etwa 800 Kilometer, Ius Chasma 840 Kilometer. Im Westen schließt die zerklüftete Region Noctis Labyrinthus an die beiden Täler an und im Osten die sich weiter nach Norden öffnenden, zentralen Senken von Melas und Candor Chasma. Der Begriff Chasma wurde von der Internationalen Astronomischen Union als Bezeichnung für eine langgestreckte Senke mit steilen Abhängen an den Seiten bezeichnet. Auf den hier vorgestellten Aufnahmen betragen die größten Höhenunterschiede vom Plateau bis in die tiefsten Regionen innerhalb der Schluchten mehr als 7000 Meter. Das Farbbild der Draufsicht zeigt Ius Chasma links (Süden) und Tithonium Chasma rechts (Norden). Die Plateauregionen um und zwischen den Chasmata zeigen deutlich die geradlinig verlaufenden großen Brüche, die ursächlich für die Entstehung der Valles Marineris waren.

Dünen und Ablagerungen aus schwarzem, vulkanischem Sand

Zwischen den beiden Tälern fallen deutliche Unterschiede auf. So ist der Grund von Tithonium Chasma sehr viel dunkler. Bei näherer Betrachtung sind am oberen Rand des Bildes (Nordwesten, etwa in der Mitte der Schlucht) dunkle Dünen zu erkennen und auch die umliegenden Gebiete sind von einer dünnen Schicht aus dunklen Sanden bedeckt (in diesen kontrastverstärkten Bildern bläulich dargestellt). Aufgrund der Nähe zur Vulkanregion Tharsis im Westen bestehen viele der in diesem Gebiet vorhandenen Gesteine aus Schichten von Lavaströmen und Vulkanasche, die möglicherweise die Quelle des dunkel gefärbten Sandes sind, aus denen die Dünen aufgebaut sind. Mineralogische Untersuchungen des Dünenmaterials bestätigten ihren vulkanischen Ursprung.

Ein weiteres sehr interessantes Merkmal sind die beiden hellen Berge – einer direkt gegenüber dem dunklen Dünenfeld und vom Bildrand angeschnitten und der andere in der Mitte dieses Teils von Tithonium Chasma. Sie sind über 3000 Meter hoch und weisen eine vom Wind stark erodierte Oberfläche auf. Diese „Erosionsgassen“ werden Jardangs genannt und weisen darauf hin, dass das Material, das diese kuppelförmigen Hügel bildet, im Vergleich zu den umgebenden Felsen weniger resistent gegen Erosion ist. So konnte der Wind durch mitgeführte Sand- und Staubpartikel diese Landschaftsformen aus dem Gestein schmirgeln. Man kann an diesen Furchen sogar ablesen, dass die Windrichtung dieses „Sandstrahlgebläses“ von Nordost nach Südwest verlief (rechtsunten nach mitteoben im Bild). Der Boden zwischen den beiden hell getönten Ablagerungen zeigt eigentümliche kleine Noppen, vermutlich aus dem gleichen Material wie die Hügel. Spektroskopische Untersuchungen weisen auf hohe Konzentrationen wasserhaltiger Sulfat-Minerale in diesen Schichten hin. Viele Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler glauben, dass diese Ablagerungen durch Verdunstung zu einer Zeit entstanden sind, als die Chasmata mit Wasser gefüllt waren. Dieses Entstehungsszenario wird jedoch in der Wissenschaftsgemeinde immer noch intensiv diskutiert.

Hangrutschungen von enormem Ausmaß

Im Nordosten dieses windzerfurchten, hellen Berges sind gewaltige Ablagerungen von Hangrutschungen zu sehen, die sich an den steilen Abhängen gelöst hatten. Der größere stammt vom Abbrechen der Schluchtwand im Nordosten (unterhalb des Hügels) und sieht relativ jung aus, da er an seinem Auslauf divergierende Streifen und schürzenartige Loben von Ablagerungen aufweist. Im unteren Teil des Bildes wird er zudem von kleineren Erdrutschen überlagert. Dies ist am besten im farbkodierten digitalen Geländemodell zu erkennen. Eine weitere große Rutschung befindet sich südlich (links) des zentralen Hügels. Diese sieht jedoch viel stärker erodiert aus und könnte deshalb älter sein. Die Erdrutsche treten auch in topographisch höher gelegenen Regionen auf, wie die „kleine“, 15 Kilometer breite Ablagerung nahe dem durchbrochenen Kraterrand im mittleren Teil des Bildes zeigt.

Kaum weniger spektakulär ist der Talgrund in Ius Chasma. In der hügeligen und zerfurchten Oberfläche scheinen riesige, nach hinten geneigte Felsblöcke die Bewegungsrichtung der Hangrutschungen von den Abhängen in Richtung Mitte des Grabenbruchs nachzuzeichnen. Interessanterweise zeigt die südliche (linke) Flanke von Ius Chasma mehrere parallele Steilhänge in einer ähnlichen Ost-West-Ausrichtung wie die Chasmata und Verwerfungen selbst. Damit ist die Nord-Süd-Orientierung der Dehnungstektonik, die den Graben aufbrechen ließ, in den Ablagerungen auf dem Chasma-Boden dokumentiert.

Das HRSC-Experiment auf Mars Express

Die High Resolution Stereo Camera 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) Dr. Thomas Roatsch vom DLR-Institut für Planetenforschung besteht aus 52 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben.

 

Quelle: https://www.dlr.de/content/de/artikel/news/2022/03/20220720_ungleiche-geschwister-auf-dem-mars.html