FASZINATION MARS BI LD E R E I N ER A N D ER EN WELT AUSSTE L LU NG S KATALOG
Titelbild Blick über einen Teil der Nordhemisphäre des Mars bis zum Äquator am Horizont. Im Zentrum ist der Vulkan Ascraeus Mons mit einem Durchmesser von über 400 Kilometern zu sehen. Eine Aufnahme der High Resolution Stereo Camera (HRSC) an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express vom 19. Juni 2017 (Orbit 17050). Die Auflösung im Bildzentrum beträgt ungefähr einen Kilometer pro Bildpunkt. (Bild: ESA/DLR/FU Berlin)
FASZINATION MARS B ILD E R E IN E R A N D E REN W ELT EINE AUSSTELLUNG DES PLANETARIUM HAMBURG IN ZUSAMMENARBEIT MIT DER FREIEN UNIVERSITÄT BERLIN
mit Unterstützung des
Größenvergleich Erde-Mars (NASA/JPL/MSSS)
„Der Tag bricht an und Mars regiert die Stunde“ - Friedrich Schiller, Wallensteins Tod
Vorwort von Dr. Stefanie Musiol (Projektmitarbeiterin Mars Express FU Berlin) Faszination Mars – mit der Ankunft diverser Orbiter und Landesonden am Mars innerhalb der letzten Jahrzehnte ist diese immer größer geworden. Eine detailgenaue Sicht auf die Oberfläche unseres Roten Nachbarplaneten zeigt unter anderem Vulkane, Schluchten und ausgetrocknete Flusstäler mit gigantischen Ausmaßen, welche vergleichbare Formen auf der Erde bei Weitem übertreffen. Den Blick in eine andere Welt eröffnet Ihnen das Planetarium Hamburg mit einer Ausstellung spektakulärer Bilder der Marsoberfläche. Aufnahmen der hochauflösenden Stereokamera HRSC, einer Entwicklung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt, zeigen Landschaften, die vor Milliarden Jahren durch Wasser, Wind und Eis geprägt wurden. Die HRSC befindet sich an Bord der Raumsonde Mars Express der europäischen Raumfahrtbehörde ESA, und umkreist bereits seit 2003 den Mars. Bei der Auswertung der Kameradaten und der Analyse von Oberflächenformen geht es darum zu verstehen, warum sich Erde und Mars unterschiedlich entwickelt haben, aber geologisch in vielen Aspekten doch so ähnlich sind. Der Mars rückt wieder mehr in den Fokus, besonders im Hinblick auf bemannte Missionen. Somit wird die Marsforschung auch in Zukunft spannend bleiben.
Ăœbersichtskarte Mars mit den Bildern der Ausstellung (NASA/FU Berlin)
Planet Mars Mars ist unser äußerer Nachbarplanet und der vierte von der Sonne aus gesehen. Der Planet ist ungefähr halb so groß wie unser Heimatplanet Erde und damit doppelt so groß wie unser Mond. Die Masse des Mars beträgt ungefähr ein Zehntel der Erdmasse, die Schwerkraft nur 38% der Erdschwerkraft. Mars hat kein durchgehendes Magnetfeld, lediglich an einigen Stellen Reste eines solchen. Seine dünne Atmosphäre besteht zu 95% aus Kohlendioxid. Die Temperaturen auf Mars schwanken zwischen -128°C und 27°C (Durchschnitt: -53°C). Ein Mars-Tag (Sol) ist fast 40 Minuten länger als ein Tag auf der Erde. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt der Mars 687 Erdentage. Auf seiner elliptischen Bahn schwankt seine Sonnendistanz zwischen 206,7 und 249,2 Millionen km. Mars besitzt zwei unregelmäßig geformte Monde, Phobos und Deimos, die beide nur einige Kilometer groß sind. Sie sind möglicherweise von der Schwerkraft des Planeten eingefangene Brocken.
Mars-Missionen Anfang der 1960er-Jahre begannen in der Sowjetunion und kurz danach in den USA die Versuche, Mars zu erreichen. Viele dieser mittlerweile über 40 Missionen scheiterten oder brachten nur Teilerfolge. Als erste erfolgreiche Mission gilt der Vorbeiflug von Mariner 4 im Jahre 1965, der uns die ersten 22 Nahaufnahmen des roten Planeten lieferte. Einige weitere wichtige seien hier kurz erwähnt: Die Sonde Mars Express der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) kreist seit 2003 um den Mars mit dem Ziel, diesen vollständig zu kartographieren. Dabei kommt eine hochauflösende Stereokamera (High Resolution Stereo Camera – kurz: HRSC) zum Einsatz, die am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt wurde. Bei mittlerweile über 18.000 Umrundungen (Orbits) hat die Mission Mars Express viele spektakuläre Bilder aufgenommen, von denen Sie einige in dieser Ausstellung sehen können. Ergänzt werden diese Bilder aus dem Orbit von Bildern der Mission Mars Science Laboratory (MSL), die seit 2012 mit dem Rover Curiosity (häufig wird die ganze Mission so genannt) die Oberfläche des Mars erkundet. Die aktuellste Mission namens InSight wurde am 05. Mai 2018 gestartet und soll am 26. November 2018 auf Mars landen, um dort das Innere des Planeten zu erforschen.
Suche nach Wasser und Leben Allen Mars-Missionen ist gemeinsam, dass sie der Frage nachgehen, wie lebenswert dieser Planet tatsächlich war bzw. sein könnte. Diese Frage ist eng damit verknüpft, ob es flüssiges Wasser auf dem Mars gab. Denn nur unter dieser Voraussetzung wäre Leben – in welcher Form auch immer – überhaupt möglich.
EINSCHLAGKRATER MIT WASSEREIS Im Zentrum des etwa 35 Kilometer großen und bisher unbenannten Kraters sticht farblich das bläulich-weiße Wassereis deutlich hervor. Aufgrund der Temperaturen und des atmosphärischen Drucks kann sich Wassereis ganzjährig dort halten, ohne vollständig zu sublimieren (vom festen in den gasförmigen Zustand überzugehen). Die Höhendifferenz zwischen der Oberfläche des Wassereises und dem Kraterboden beträgt etwa 200 Meter und wird vermutlich durch ein großes unter dem Eis liegendes Dünenfeld verursacht, von dem am östlichen Eisrand noch einige Bereiche sichtbar sind. Die Dicke des Eises selbst liegt vermutlich nur im Dezimeterbereich.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Am 2. Februar 2005 nahm die hochauflösende Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express im Orbit 1343 diesen Bereich der Oberfläche in der nördlichen Tiefebene Vastitas Borealis mit einer Auflösung von etwa 15 Metern pro Bildpunkt auf. Der Einschlagkrater befindet sich bei 70,5° nördlicher Breite und 103° östlicher Länge.
ISMENIA PATERA – EINSCHLAGKRATER ODER SUPERVULKAN? Im Inneren des 75 Kilometer breiten Kraters Ismenia Patera (Latein: patera – flache Schale) ist der Boden bedeckt von Ablagerungen, deren Oberflächen Spuren von ehemals „fließendem“ Eis zeigen. Wahrscheinlich wurden diese Muster durch Blockgletscher erzeugt. Das sind Eisströme, auf deren Oberfläche viel Schutt und Geröll transportiert wird. Auf der Erde gibt es in alpinen und polaren Regionen vergleichbare Phänomene: Das Eis eines Gletschers ist dabei vollständig von Geröll bedeckt, diese Eis-Geröllmasse bewegt sich langsam hangabwärts und hinterlässt dabei Fließstrukturen. Zur Entstehung des Kraters gibt es unterschiedliche Ansichten: Nach einer Hypothese wurde er durch einen Meteoriteneinschlag gebildet und später mit Ablagerungen und Eis gefüllt. Schließlich kollabierte die Krateroberfläche unter dem Einfluss von fließendem und verdampfendem Wasser, und hinterließ eine zerklüftete, hügelige Landschaft. Eine andere Hypothese vermutet, dass Ismenia Patera eine vulkanische Caldera ist (Spanisch: caldera – Kessel), ein Vulkankrater, der nach einem großen Ausbruch über einer entleerten Magmakammer entstand.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Die Aufnahme mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstand am 1. Januar 2018 während Orbit 17723 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt 17 Meter pro Bildpunkt. Die Bildmitte liegt bei etwa 2° östlicher Länge und 39° nördlicher Breite.
KASEI VALLES – GIGANTISCHE FLUTMASSEN AUF DEM MARS Kasei Valles (Latein: valles – Täler) ist eines der größten Ausflusstalsysteme auf dem Mars und wurde durch mehrere gigantische Flutereignisse geformt. Die Kasei Täler entspringen im Echus Chasma und laufen in der Tiefebene Chryse Planitia aus. Die Gesamtausdehnung von der Quelle bis zur Senke beträgt etwa 3000 Kilometer. Der hier abgebildete Oberlauf des Ausflusstals nimmt davon etwa die Hälfte der Gesamtlänge ein. Flussstrukturen wie Täler, Terrassen und tropfenförmige Inseln sind gut erhalten geblieben und über weite Abschnitte der Kasei Valles zu finden. Durch die Kraft des Wassers und durch die unterschiedliche Beschaffenheit des Untergrundes wurden mehrere Täler geformt, dazwischen befinden sich plateauförmige, umflossene Gebiete. Nach dem Rückgang des Wassers waren die Talränder instabil und sind durch Rutschungen weiter eingebrochen. Dadurch wurden die Täler mit der Zeit immer breiter. Am Talboden sammelten sich im Laufe von Millionen von Jahren sowohl durch Wasser und Wind transportierte als auch vulkanische Ablagerungen aus der nahen Vulkanprovinz Tharsis.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Dieses High Resolution Stereo Camera (HRSC) Mosaik besteht aus Bilddaten von 67 einzelnen Orbits und erstreckt sich von 280°O bis 310°O und von 19°N bis 36°N, über 987 Kilometer (Nord-Süd-Ausdehnung) und etwa 1550 Kilometer (Ost-West-Ausdehnung). Es wurde 2013 angefertigt.
DER BESONDERE EINSCHLAGKRATER NEUKUM Am 29. September 2017 wurde von der International Astronomical Union (IAU) ein Einschlagkrater im südlichen Hochland des Mars nach dem 2014 verstorbenen deutschen Physiker und Planetenforscher Gerhard Neukum benannt. Gerhard Neukum entwickelte die High Resolution Stereo Camera (HRSC) und war bis 2013 Principal Investigator (PI) des Kameraexperiments, welches sich heute noch an Bord der Raumsonde Mars Express im Orbit um den Mars befindet. Neukum war außerdem von 2003 bis 2013 Professor an der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin. Das Besondere am Einschlagkrater Neukum ist seine komplexe innere Struktur: Ins Auge fallen sofort ein großes dunkles Dünenfeld sowie zwei flache Gruben im Kraterboden. Trotz seines Durchmessers von etwas mehr als 100 Kilometern ist der Krater nur eineinhalb Kilometer tief. Der flache Boden ist ein Hinweis darauf, dass der Krater nach seiner Entstehung vor etwa vier Milliarden Jahren mehrfach von sedimentären Ablagerungen überdeckt und verfüllt wurde. Der Rand und die Auswurfdecke des Kraters Neukum sind stark verwittert, da sie über Millionen von Jahren von unzähligen Meteoriten getroffen und von Wasser und Wind überprägt wurden. Anders als auf der Erde sind die meisten Dünenfelder des Mars dunkel, weil sie aus vulkanischem, meist aus Asche gebildetem Material bestehen. Die Dünen haben eine längliche Form und sind senkrecht zur vorherrschenden Windrichtung orientiert. Innerhalb des Dünenfeldes zeigen die steil abfallenden Seiten der Dünen meist nach Westen, was eine vorherrschende Windrichtung aus Osten anzeigt. Zusätzlich haben Winde den feinen dunklen Sand ausgeblasen, der sich anschließend in Form von dünnen Sanddecken nördlich und westlich des Dünenfeldes wieder ablagerte.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Das High Resolution Stereo Camera (HRSC) Bildmosaik von 2018 wurde aus den Orbitstreifen 2529, 4346 und 4357 zusammengesetzt. Der Bildausschnitt liegt etwa bei 26°-31° östlicher Länge und 42°-47° südlicher Breite.
DÜNENFELD IN DER NÄHE DES NORDPOLS In dieser HRSC-Aufnahme aus der Nordpol-Region vom 15. Januar 2012 sind drei morphologisch unterschiedliche Gebiete zu sehen. Im Süden sind Ablagerungen des nördlichen Tieflands, teilweise mit Sockel-Kratern, sichtbar. Nach Norden (Bildmitte) schließt sich ein breites Dünenfeld an, das hier in Schwarz-Blau erkennbar ist. Die gesamte nördliche Hälfte zeigt den Randbereich der Nordpoleiskappe. Einschlagkrater sind hier teilweise oder vollständig mit Eis und Staub bedeckt. Frühere vulkanische Aktivität auf dem Mars erzeugte große Mengen feinkörniger Asche, die in mächtigen Lagen abgelagert worden ist. Fünf große Vulkanprovinzen, unter ihnen die riesige Tharsisregion, und unzählige kleine, vereinzelte Vulkane haben für eine annähernd globale Verteilung der Aschelagen gesorgt, weshalb man Felder dunkler Dünen auch beinahe überall auf dem Mars finden kann. Rund um die Nordpoleiskappe sind zahlreiche dunkle Dünenfelder verteilt. Vermutlich befindet sich an der Basis der Eiskappe eine Schicht aus dunklem vulkanischem Sand, der zu einer Zeit abgelagert wurde, als der Nordpol eisfrei war. Die sich nach einem globalen Klimawandel aufbauende Eiskappe überlagerte schließlich die dunkle Schicht, so dass heute nur noch an ihren Rändern die Reste davon erkennbar sind.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Das Bild entstand im Orbit 10247 am 15. Januar 2012, es hat eine Auflösung von 94 Metern pro Bildpunkt. Die Bildmitte befindet sich bei ca. 76° östlicher Länge und 79° nördlicher Breite.
FREIER BLICK AUF DIE NORDPOLEISKAPPE DES MARS Die abgebildete weiße permanente Nordpolkappe hat einen Durchmesser von etwa 1100 Kilometern und ragt bis zu drei Kilometer über die umliegende Ebene auf. Das Volumen der Nordpoleiskappe beträgt ungefähr die Hälfte des Volumens der Grönlandeiskappe der Erde. Im Marswinter, der wegen der fast zweijährigen Umlaufzeit des Planeten doppelt so lange dauert wie auf der Erde, fallen die Temperaturen am Mars Nordpol auf Werte von unter minus 125 Grad Celsius. Dann kann sich Kohlendioxid aus der Atmosphäre als zusätzliche Wintereiskappe über der permanenten Nordpolkappe ablagern. Zu den charakteristischen Merkmalen der aus Wassereis und Staub bestehenden permanenten Nordpolkappe gehören dunkle Furchen, die sich spiralförmig entgegengesetzt dem Uhrzeigersinn vom Polzentrum nach außen winden. Chasma Boreale ist ein besonders auffälliger Graben, der sich bis zu zwei Kilometer tief in die Eiskappe einschneidet. Diese bis zu 100 Kilometer breite und 500 Kilometer lange Schlucht lässt am Boden dunkle Ablagerungen erkennen. Dabei handelt es sich um Dünen aus schwarzem Sand, der durch Wind transportiert wurde. Radaruntersuchungen der Nordpoleiskappe haben gezeigt, dass sie aus vielen einzelnen Schichten aufgebaut ist. Die geschichteten Nordpolablagerungen bilden ein wertvolles Archiv für das Marsklima der letzten Millionen Jahre.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Das 2017 erstellte Farbmosaik wurde aus 32 einzelnen Orbitstreifen der High Resolution Stereo Camera (HRSC) zusammengesetzt. Die Aufnahmen stammen zum größten Teil aus den Sommerhalbjahren. Der Bildausschnitt liegt bei 0°-360° östlicher Länge und etwa 78° bis 90° nördlicher Breite.
OLYMPUS MONS – LAVASTRÖME AM FUSS DES VULKANGIGANTEN Das Bild zeigt den Südostrand des gigantischen Schildvulkans Olympus Mons (Latein: mons – Berg). Mit einem Durchmesser von ca. 600 Kilometern und einer Höhe von 22 Kilometern ist er der größte Vulkan im Sonnensystem. Olympus Mons besitzt eine umlaufende Abbruchkante, die wahrscheinlich der Ursprung weitausgedehnter Ablagerungen am Fuß des Vulkans ist. Die Abbruchkante ist bis zu 9 Kilometer hoch und hat einen Anstieg von durchschnittlich 30°. Lavaströme überdecken die Steilkante an einigen Stellen. Auf dem Schild und dem Steilhang des Vulkans sind unzählige einzelner erstarrter Lavaströme zu sehen. Die schmaleren Ströme weisen die für sie charakteristischen Ränder, Dämme und Kanäle auf. Dort, wo die Lavaströme den Steilhang hinunterflossen, formten sie breite Lavafächer. Am Fuß des Vulkans wurden diese Lavafächer von Lavaströmen anderen Ursprungs in der Ebene überdeckt. Demnach sind die Lavaströme der Ebene jünger als die am Vulkanabhang. Auffallend sind vereinzelte Felsmassive, die aus den Lavaströmen herausstechen. Sie wurden verkippt oder angehoben, als die äußeren Abhänge des Vulkans in sich zusammenstürzten und so den Steilhang formten.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Die Aufnahme mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstand während Orbit 11524 von Mars Express am 21. Januar 2013. Die Bildauflösung beträgt etwa 17 Meter pro Bildpunkt. Die Abbildung zeigt einen Ausschnitt bei etwa 17° nördlicher Breite und 229° östlicher Länge.
OYLMPUS MONS CALDERA Die Vertikalansicht zeigt den eindrucksvollen und komplexen Gipfelkrater des höchsten Vulkans unseres Sonnensystems, Olympus Mons. Der Vulkan besitzt eine Höhe von 22 Kilometern und einen Durchmesser von ca. 600 Kilometern. Er entstand vor ca. 3,8 Milliarden Jahren und besteht aus einer großen Anzahl übereinanderliegender Lavaschichten. Aufgrund seiner geringen Hangneigung von durchschnittlich nur 5° wird Olympus Mons als Schildvulkan bezeichnet. Schildvulkane bestehen aus Basalt und kommen auf der Erde vor allem am Ozeanboden vor, beispielsweise die Hawaii-Inseln. Der Gipfelkrater von Olympus Mons, die Caldera (Spanisch: caldera – Kessel), erreicht eine Tiefe von 3 Kilometern. Die komplexe Caldera ist aus sechs kleineren, ineinander verschachtelten Calderen aufgebaut. Am Boden der Caldera kann man radiale und ringsumlaufende Rücken und Furchen ausmachen, tektonische Strukturen, die bei der Abkühlung der Lava innerhalb der Caldera entstanden.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Das Farbbild wurde am 21. Januar 2004 in Orbit 0037 von der hochauflösenden Stereokamera (HRSC) auf Mars Express aufgenommen. Das Bildzentrum liegt bei 18° nördlicher Breite und 227° östlicher Länge. Die Bildauflösung beträgt 12 Meter pro Bildpunkt.
EIN ACHTTAUSENDER IM TALKESSEL VON HEBES CHASMA Stünde ein Astronaut im Talkessel von Hebes Chasma (Griechisch: chasma – Erdspalte, Abgrund), würde sich ihm ein beeindruckender Anblick bieten: Die Steilwände des Talkessels ragen fast achttausend Meter auf und in seiner Mitte befindet sich ein zentrales Bergmassiv, das ähnliche Ausmaße wie der Mount Everest hat. Die Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express fotografierte Hebes Chasma bei mehreren Überflügen. Aus acht dieser Aufnahmen wurde ein Bildmosaik erstellt, das die gesamten Ausmaße dieser beeindruckenden Landschaftsformation zeigt. Der abflusslose Talkessel von Hebes Chasma hat eine Ausdehnung von 315 Kilometern in West-Ost-Richtung und 125 Kilometern in Nord-Süd-Richtung. Seine Ränder sind stark zerfurcht. Die Talhänge haben einen Anstieg von 20-30° und sind durch eine Vielzahl von Rinnen und schroffe Felsvorsprünge gekennzeichnet. Am Fuß der Talhänge sind vielerorts Reste von Hangrutschungen zu sehen, die sich an den Flanken gelöst haben. Im Zentrum von Hebes Chasma befindet sich ein Gebirgsmassiv, welches fast genauso hoch ist wie die umliegende Ebene. Es erstreckt sich über ca. 100 Kilometer und ist zwischen 10 und 20 Kilometer breit. Das Gebirgsmassiv ist durch flache, abgerundete Formen und einen Anstieg unter 20° gekennzeichnet. Es ist aus hellen und dunklen geschichteten Ablagerungen aufgebaut, wobei die hellen Ablagerungen zum Teil aus wasserhaltigen Sulfatgesteinen wie Gips und Kieserit bestehen. Geschichtete Ablagerungen bilden sich auf der Erde in fließenden oder stehenden Gewässern, weswegen man annimmt, dass Hebes Chasma früher als großer See mit Wasser gefüllt war. Im Gegensatz dazu sind dunkel gefärbte Ablagerungen am Boden von Hebes Chasma wahrscheinlich vulkanischen Ursprungs. Basalt, das häufigste Vulkangestein auf dem Mars, wurde durch Erosion zu winzigen Körnchen, die vom Wind in die Täler getragen wurden. Sowohl Wind als auch Wasser legten die verfestigten Gesteinsschichten dann später wieder frei.
Bild: ESA/DLR/FU Berlin
Für das hier gezeigte Mosaik von 2013 wurden HRSC-Aufnahmen verwendet, die während der Überflüge in den Orbits 7237, 2149, 5178, 5160, 5142, 6241, 3217 und 0360 entstanden sind. Die Abbildungen zeigen hiervon einen Ausschnitt bei etwa 1° südlicher Breite und 284° östlicher Länge.
AUF DEN SPUREN VON CURIOSITY Im Rahmen der NASA-Mission „Mars Science Laboratory“ (MSL) ist der Rover Curiosity am 06. August 2012 im Krater Gale auf Mars gelandet und erkundet seither die Oberfläche des roten Planeten. Das Ziel von Curiosity ist es, Hinweise dafür zu finden, ob die Bedingungen auf dem Mars jemals dafür geeignet waren, (mikrobielles) Leben zu ermöglichen. Zu diesem Zweck untersucht der Rover Boden- und Gesteinsproben, nimmt Bohrungen vor und fotografiert. Dabei kommt die modernste Technik zum Einsatz, die jemals auf der Marsoberfläche verwendet wurde. Die Gesteins- und Bodenproben, die von den Armen des Rovers aufgenommen werden, können gemeinsam mit den Gasproben der Atmosphäre mithilfe von Massenspektrometer, Gaschromatograph, Röntgen- und Fluoreszenzgeräten analysiert werden, um nur einige der vielen Instrumente zu nennen. Mehrere Kameras ermöglichen Detailaufnahmen von Gestein bis hin zu hochauflösenden Stereo-Farbbildern, für die die sogenannte Mast Camera zum Einsatz kommt, die auf einer Stange in Augenhöhe eines Menschen montiert ist. Mit einem Gewicht von 900kg und Maßen von 3,1 × 2,7 × 2,1 Metern ist Curiosity der bisher schwerste Rover auf dem Mars und zweimal so groß und fünfmal so schwer wie die bauähnlichen Rover Spirit und Opportunity, die beide Anfang 2004 auf Mars gelandet sind. Curiosity kann sich mit seinen sechs getrennt voneinander ansteuerbaren Rädern mit einer Geschwindigkeit von bis zu 4cm pro Sekunde (0,144 km/h) fortbewegen und so bis zu 200 Meter am Tag zurücklegen, wobei er über Hindernisse von bis zu 65cm hinwegklettern kann. Statt wie bisher üblich mit Solarzellen wird Curiosity mit einem Plutonium-Generator betrieben, was ihn wetterunabhängig macht.
Der dargestellte Bildausschnitt wurde am 09. Februar 2014, dem 538. Sol (Mars-Tag) der Arbeit des Mars-Rovers aufgenommen. Der Bildausschnitt blickt Richtung Osten und zeigt eine ein Meter hohe Düne, die von Curiosity drei Tage zuvor bezwungen wurde. Der Abstand zwischen den Reifenspuren beträgt 2,7 Meter. Das Bild wurde einem Weißabgleich unterzogen, um zeigen zu können, wie die Landschaft unter Tageslichtbedingungen auf der Erde aussehen würde. Aufgrund der anderen atmosphärischen Bedingungen auf Mars ist das Originalbild viel dunkler. An den schwarzen Rändern wird zudem deutlich, dass das Gesamtbild aus mehreren Teilbildern zusammengesetzt wurde, um eine höhere Auflösung zu erzielen.
Bild: NASA/JPL-Caltech/MSSS
Der Hauptkommunikationskanal zwischen Curiosity und der Erde verläuft über Mars-Orbiter. Aufgrund der Distanz zur Erde benötigen Signale vom Mars mit Lichtgeschwindigkeit knappe 14 Minuten, um uns zu erreichen. Bereits in den ersten beiden Jahren der Mission wurden 48 Gigabyte Daten von Curiosity zur Erde übertragen.
Bild: NASA/JPL-Caltech/MSSS
KIMBERLEY WAYPOINT – UNTERWEGS ZU AEOLIS MONS Das Mosaik-Bild auf der vorigen Doppelseite wurde von Curiosity am 4. April 2014, dem 590. Mars-Tag (Sol) seiner Arbeit am Kimberley Waypoint aufgenommen, als sich der Rover auf dem Weg zum Fuße des Aeolis Mons (von der NASA auch Mount Sharp genannt) befand. Dieser Haltepunkt, an dem der Rover Bohrungen durchgeführt hat, um die Gesteinsschichten genauer zu untersuchen, ist aufgrund der Ähnlichkeit der orange-roten Savannen-Landschaft nach der nördlichen Spitze von Westaustralien benannt. Die abgebildete Mars-Region ist mit einer Vielzahl von Felsen bedeckt und weist eine markante Oberfläche auf. Das Bild zeigt Sandsteinschichten, die alle nach Süden geneigt sind (links), was auf eine Ablagerung von Sedimenten in Richtung Aeolis Mons, der sich links des Bildes befindet, hindeutet. Diese geneigten Schichten werden im Hintergrund von horizontal gebetteten feinkörnigen Sandsteinen überlagert, die Flussablagerungen darstellen könnten. Diese möglicherweise angeschwemmten Sedimente könnten ein Hinweis dafür sein, dass es flüssiges Wasser auf dem Mars gegeben hat und sogar Seenlandschaften existiert haben könnten. Damit unterstützen die Forschungsergebnisse von Curiosity die Annahme, dass die klimatischen Bedingungen auf dem Mars früher günstig für flüssiges Wasser waren. Bei diesem Bild wurde ein Weißabgleich durchgeführt, um zu simulieren, wie die Landschaft unter Tageslichtbedingungen auf der Erde aussehen würde.
AEOLIS MONS – DER BERG IM GALE-KRATER Die folgende Doppelseite zeigt den Aeolis Mons (von der NASA auch Mount Sharp genannt), der mit einer Höhe von 5,5 Kilometern die höchste Erhebung im Gale-Krater ist. Der Gale-Krater wurde als Landepunkt für den Rover Curiosity ausgewählt, da er einige Anzeichen dafür aufweist, dass es Wasser auf dem Mars gegeben haben könnte. Der Krater ist vor ungefähr 3,5 Milliarden Jahren durch einen Meteoriteneinschlag entstanden und hat sich danach über rund 2 Milliarden Jahre nach und nach mit unzähligen unterschiedlichen Gesteinsschichten gefüllt und den Aeolis Mons geformt. Es gibt unterschiedliche Theorien darüber, wie diese Schichten entstanden sind, weswegen diese Region sich besonders dafür eignet, die Geschichte von Mars zu erforschen. Die Sedimente könnten durch Erosion entstanden, vom Wind herangetragen worden sein, aus vulkanischer Asche stammen oder durch Strömungen im Wasser angeschwemmt worden sein. Als Indiz für die letzte Variante können auch die tonhaltigen Gesteine in der Mitte des Bildes gesehen werden, da für die Bildung von Tonmineralen Wasser benötigt wird. Manche Theorien gehen davon aus, dass in dieser Mars-Region früher eine regelrechte Seenlandschaft bestanden hat und auch der Gale-Krater mit Wasser gefüllt war. Deshalb ist die Erforschung dieser Region besonders spannend, da bei Vorhandensein von Wasser hier eventuell auch Spuren von Leben gefunden werden könnten. Bis zum heutigen Tag konnte jedoch nicht eindeutig geklärt werden, über welche Zeiträume und in welcher Menge es flüssiges Wasser auf dem Mars gegeben hat, was eine zentrale Voraussetzung für die Entstehung von Leben darstellt. Dieses Bild wurde von Curiosity an Sol 1931 (10. Januar 2018) aufgenommen. Um zeigen zu können, wie das Gestein unter Tageslicht auf der Erde aussehen würde, wurde bei diesem Bild ein entsprechender Weißabgleich vorgenommen.
Bild: NASA/JPL-Caltech/MSSS
Selfie des Mars-Rovers Curiosity (NASA/JPL-Caltech/MSSS)
Herausgegeben von Planetarium Hamburg Linnering 1 (Stadtpark) 22299 Hamburg Juli 2018 Bilder: ESA/DLR/FU Berlin, NASA/JPL-Caltech/MSSS Texte: Dr. Stefanie Musiol, Christoph Hofbauer Gestaltung: Christoph Hofbauer
mit UnterstĂźtzung des