In warmen Bronze- und Goldtönen präsentiert sich ein Teil des Hellas Planitia-Einschlagsbeckens auf diesen Bildern, die von der HRSC-Kamera an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express aufgenommen wurden. Betrieben wir diese Kamera vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Mit ihr wird zum ersten Mal auf einer Weltraummission eine Planetenoberfläche systematisch in 3D und in Farbe abgebildet. Nach mittlerweile zehn Jahren in der Marsumlaufbahn wurden mit der HRSC-Kamera mehr als 90 Prozent der Oberfläche erfasst.
Im Hellas-Einschlagsbecken, das mit einer Größe von 2200 Kilometern mal 1600 Kilometern und stellenweise mehr als acht Kilometern Tiefe die größte Einschlagsstruktur auf dem Mars ist, findet man eine Vielzahl sogenannter periglazialer Geländeformen: Gebiete, die durch Frost geprägt sind. Die Oberfläche im rechten Bildteil (Bilder 1, 3 und 4) ist wie mit Raureif von einer dünnen Schicht Kohlendioxid-Frost überzogen. Sie zeigt ein vieleckiges Muster und weist Trichter auf, die durch das jahreszeitlich bedingte Tauen und Frieren von wasserhaltigen Schichten im Untergrund entstanden sind.
Die nach Norden weisenden Abhänge rechts im Bild (Bilder 1, 3 und 4) schimmern in einem Goldton – vermutlich verursacht durch die tiefstehende Sonne, die zum Zeitpunkt der Aufnahme nur ungefähr 25 Grad über dem Horizont stand. Generell fällt bei Betrachtung der Bilder auf, dass das Gebiet zweigeteilt ist. Der linke Teil erscheint viel glatter als der rechte.
Die senkrechte Draufsicht auf den Süden von Hellas Planitia zeigt an vielen Stellen die Spuren des Winterhalbjahres auf der Südhalbkugel des Mars. Raureif-“Frost” aus Kohlendioxid-Eis findet sich in vielen Niederungen und Senken, in die weniger Sonnenlicht dringt. Die tief stehende Sonne gibt der Szenerie einen goldorangenen Anstrich. Image credit: ESA/DLR/FU Berlin
Lavaströme und Wassermassen
Im südlichen Bereich (links in den Bildern 1, 3 und 4) dieses Teils des Hellas-Einschlagsbeckens befindet sich das sogenannte chaotische Gebiet Hellas Chaos. Solche Regionen werden deshalb als chaotisch bezeichnet, weil sie extrem zerklüftete, von der Erosion geprägte Oberflächen aufweisen, in denen einzelne Tafelberge, Felsblöcke und Hügel eine wirre Struktur von Restbergen in chaotischer Anordnung bilden. Hellas Chaos erstreckt sich etwa 200 Kilometer in nordsüdlicher und 500 Kilometer in ostwestlicher Richtung. Die Entstehung dieser Geländeform ist noch unklar.
Es gibt Vermutungen, dass eine große Menge Sedimente im Hellas-Einschlagsbecken abgelagert wurde, die dann durch Wasser, das einst durch die von Nordosten in Hellas Planitia mündenden Täler Dao und Harmakhis geflossen ist, sowie durch Winderosion teilweise wieder abgetragen wurden. Jedoch zeigt ein Blick auf die topographische Übersichtskarte (Bild 5), dass sich um das chaotische Gebiet riesige und großflächig erstarrte Lavaströme befinden. Sie könnten nach dem Einschlag entstanden sein oder von einem Ausbruch des Vulkans Amphitrites Patera stammen, der sich am Südrand des Hellas-Einschlagbeckens befindet.
Endlich bis auf den Grund geschaut
Seit der Ankunft der Mars Express-Raumsonde am Mars im Jahr 2004 verhinderte immer wieder Straub in der Atmosphäre die freie Sicht auf den Boden des riesigen Hellas Planitia-Einschlagsbeckens, wenn der Orbit der Sonde über das Becken führte. Die Bedingungen haben sich Anfang des Jahres verbessert. Die langanhaltende, gute Sichtverhältnisse hat das Missionsteam genutzt, um so viele Aufnahmen dieses Gebiets wie möglich zu machen.
*Source: Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)