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22. Jul 2019

Lavaströme am Fuß des Mistretta-Kraters auf dem Mars

Diese Bilder der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebenen hochauflösenden Stereokamera HRSC auf der europäischen Mars Express-Sonde lassen erkennen, wie stark der Vulkanismus die Oberfläche des Mars geprägt hat. Der Krater Mistretta und die ihn umgebende Hochlandebene Daedalia Planum wurden von Lavaströmen überflutet, die vom Vulkan Arsia Mons stammen. Er ist fast 18 Kilometer hoch und liegt 900 Kilometer im Nordwesten.

Bei den gut erkennbaren Lavaströmen handelt es sich um so genannte Flutbasalte, einem sehr dünnflüssigen vulkanischen Gestein, das sich über weite Strecken ergießen kann. In den Bildern der HRSC-Kamera sind Flutbasalte zu sehen, die während zwei unterschiedlicher Eruptionsphasen bis in das Gebiet des Mistretta-Kraters vorgedrungen sind: Zunächst bildeten sie im linken Teil der Bilder 1,3,4 eine sehr glatte Oberfläche. Die Erosion und die Ablagerung von Sand und Staub durch Wind haben die meisten Unebenheiten geglättet. Später auftretende tektonische Spannungen ließen zahlreiche Grabenbrüche entstehen.

Farbdraufsicht auf die Lava-Ebenen am Krater Mistretta. Image credit: DLR

Farbdraufsicht auf die Lava-Ebenen am Krater Mistretta. Image credit: DLR

Sich überlagernde Lavaströme am Mistretta-Krater. Image credit: DLR

Sich überlagernde Lavaströme am Mistretta-Krater. Image credit: DLR

Im rechten Bildteil ist ein ausgedehnter jüngerer Basaltstrom zu sehen, der erst nach der Phase der tektonischen Veränderungen in das Gebiet vorgedrungen ist. Die Oberfläche dieses erstarrten Lavastroms hat eine etwas plattere Struktur und ist von einem rauen, runzeligen Muster überzogen. Besonders markant ist die Fließfront des Lavastroms ausgeprägt, was besonders gut in der topographischen Falschfarben-Bildkarte (Bild 3) zu erkennen ist.

Parallel zu den Rändern des Lavastroms sind einige “Runzelrücken” zu sehen. Solche Strukturen entstehen durch unterschiedlich schnelles Fließen der Lava, weil sie beispielsweise an den Rändern schon stärker abgekühlt ist und dort schon deutlich langsamer fließt, als in der Mitte des Lavastroms. Auch bildet der Hochlandsockel um den Krater Mistretta ein natürliches Hindernis, das die Lava umströmt oder an manchen Stellen auch “anbrandet” und dadurch aufgetürmt wurde. das erkennt man sehr gut in der Bildmitte am westlichen Rand und im Norden des Mistretta-Gebiets.

Topographische Bildkarte des Mistretta-Kraters auf der Hochlandebene Daedalia Planum. Image credit: DLR

Topographische Bildkarte des Mistretta-Kraters auf der Hochlandebene Daedalia Planum. Image credit: DLR

Bildverarbeitung

Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 28. November 2013 während Orbit 12.593 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 14 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Abbildungen zeigen einen Bereich um den Mistretta-Krater, der sich im Grenzgebiet von Claritas Fossae und Daedalia Planum befindet. 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 4), 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 3) beruht auf einem digitalen Geländemodell der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt.

*Source: Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

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