Objekt des Monats
April 2014
Die Oberfläche von Mars

 
 

Am 8. April 2014 steht Mars in Opposition zur Sonne. Er ist dann 92 Millionen km von der Erde entfernt. Seine Planetenscheibe ist mit 14 Bogensekunden während dieser Opposition am größten. So lassen sich jetzt die Einzelheiten auf seiner Oberfläche am besten erkennen.

Im Fernrohr fallen dunkle und helle Gebiete und die Polkappen auf.
Zeitweise verschleiern Sandstürme Einzelheiten auf der Oberfläche und dann sind kaum Strukturen zu erkennen.

Der Mars rotiert in 24 Stunden und 37 Minuten einmal um seine Achse. Deswegen wandern die Oberflächenstrukturen von einem Beobachtungsabend zum nächsten nur wenig. Dabei fallen einige Gebiete und Strukturen auf. Sie sollen im Weiteren beschrieben werden.

 
 

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Die Karte zeigt Mars wie er im Fernrohr zu sehen ist, also Süden oben.

 
 

Dunkle Gebiete

 
 

A Syrtis Major

Syrtis Major weist eine dreieckige Form auf. Die rund 1.300 km breite Basis liegt nordwestlich des Hochlandes Thyrrhena Terra in Äquatornähe. Von dort aus erstreckt sich das Plateau etwa 1.500 km in nördliche Richtung.
Syrtis Major ist von der Erde aus gesehen die auffälligste und dunkelste Struktur des Mars und kann bereits in kleineren Teleskopen wahrgenommen werden. Die dunkle Färbung kommt dadurch zustande, dass auf dem Plateau nur geringe Ablagerungen von hellerem Marsstaub vorhanden sind. Der Staub wird offensichtlich von Winden "weggefegt" und setzt sich in anderen Regionen ab (wie dem östlichen Isidis Planitia oder dem südlichen Hellas).

B Mare Acidalium

Es erstreckt sich über ein Gebiet von 3000 mal 1500 Kilometer auf der Nordhalbkugel von 30 bis 60 Grad nördliche Breite und 0 bis 60 Grad wesentliche Länge.
 
 

Bild B1

  Perspektivischer Blick von Südosten nach Nordwesten über Acidalia Planitia.
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. 
 
     
     
 

C Mare Cimmerium

Dieses dunkle Gebiet liegt ebenfalls auf der südlichen Hemisphäre zwischen 15 und 75 Grad süd und bei 145 Grad Ost. Es misst 5400 km an seiner längsten Stelle.

D Mare Sirenum

E Sinus Meridiani

Es hat einen Durchmesser von 1600 km und ist bekannt durch den Nullmeridian des Mars, der hier durchgeht. Er wurde an dieser Stellefestgelegt, da sie durch die Doppelstruktur eindeutig definiert ist.

F Utopia

Das Zentrum der Utopia-Tiefebene liegt bei 49,7° nördlicher Breite und 118° östlicher Länge. Sie erstreckt sich größtenteils nach Osten und Westen; ihr größter Durchmesser beträgt 3200 Kilometer.
Es wird als recht wahrscheinlich angenommen, dass die Tiefebene Utopia Planitia ein Einschlagkrater ist. Vor etwa 4,2 Mrd. Jahren wurde der Mars von einer Reihe großer Asteroiden getroffen, mit Durchmessern zwischen 180 km und 460 km (zum Vergleich: Der vermutlich für das Aussterben der Dinosaurier vor 65 Mio. Jahren verantwortliche Asteroid hatte einen Durchmesser von nur etwa 10 km).

 
 

 

  
 

Helle Gebiete

 
 

G Hellas

Das Hellas-Einschlagbecken, ist der größte Einschlagskrater des Mars. Er hat eine elliptische Form mit einer Größe von etwa 2200 km x 1600 km und stellt mit einer Tiefe von bis zu 9 km die tiefste Region auf dem Mars dar. Um den Krater verläuft ein Ring aus aufgeworfenem Material von etwa 2 km Höhe.
Nordöstlich von Hellas Planitia liegt der Vulkan Hadriacus Mons. Hadriaca Patera hat eine 66 km große Caldera. Am südlichen Hang des Vulkans beginnt das 794 km lange Stromtal des Dao Vallis. Das Dao Vallis wird durch das 360 km lange Niger Vallis verlängert.

 

 

Bei Planeten mit fester Oberfläche gilt als Nullniveau die Oberfläche des volumengleichen Rotationsellipsoides.
 
 

 

  
 

Bild 1

  Die Täler liegen im Randbereich des Vulkangebietes Hesperia Planum und des Hellas-Beckens, bei 32 Grad südlicher Breite und 93 Grad östlicher Länge.
Das als Outflow Channel bezeichnete Talsystem ist an einigen Stellen bis zu 40 Kilometer breit. Die nordöstlichen Talköpfe liegen ca. 200 Meter tiefer als die hier abgebildeten Talausgänge. Während das nördlichere Dao Vallis im Mittel 2.400 Meter tief ist, ist das südlichere Niger Vallis knapp 1.000 Meter weniger eingetieft. Dafür weist das Niger Vallis eine deutlich chaotische Talbodenstruktur auf. Im Wesentlichen ist das Niger Vallis von terrassierten Beckenstrukturen und Bruchstrukturen dominiert. Das Dao Vallis weist einen ebeneren Talboden mit zahlreichen, stark verwitterten "Restbergen" im Talinnern auf.
Die Täler sind in einem Gebiet eingeschnitten, das noch zum Südhang des Vulkans Hadriaca Patera zählt. An der Oberfläche lassen sich Spuren zahlreicher Lavaströme und möglicherweise auch Oberflächenabflussrinnen erkennen.

Bild 2

  
  Stundenglaskrater
Blockgletscher im Doppelkrater
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.

Bild 3

  Reull Vallis
Schutt- und Geröllablagerungen in Reull Vallis
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. 
 
 

H Chryse

 
 

Das Zentrum des Gebietes, welches einen Durchmesser von 1.600 km hat und bis zu 2,5 km tief ist, befindet sich bei 27° nördlicher Breite und 37° westlicher Länge. Das Gebiet hat eine Ausdehnung von etwa 500.000 km2.
Chryse Planitia stellt eine riesige Senke dar, die 2 bis 4 km unter der topographischen Nulllinie des Planeten liegt. Sie ist wahrscheinlich durch den Einschlag eines größeren Meteoriten entstanden.

 
 

I Polkappen

 
 
 

Das Zentrum des Gebietes, welches einen Durchmesser von 1.600 km hat und bis zu 2,5 km tief ist, befindet sich bei 27° nördlicher Breite und 37° westlicher Länge. Das Gebiet hat eine Ausdehnung von etwa 500.000 km2.
Chryse Planitia stellt eine riesige Senke dar, die 2 bis 4 km unter der topographischen Nulllinie des Planeten liegt. Sie ist wahrscheinlich durch den Einschlag eines größeren Meteoriten entstanden.

 
 

Bild 1
  Krater mit Wassereis
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.
 
  letztes Update 19/2/17  
  Bilder ESA