In ei­nem See aus La­va - der Mars­vul­kan Jo­vis Tho­lus

DLR-Stereokamera HRSC an Bord der ESA-Mission Mars Express liefert seit 18 Jahren hochaufgelöste Bilder vom Mars

„Jupiters Kuppel” in 3D. Credit: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Diese Bilder der Marskamera HRSC zeigen den Vulkan Jovis Tholus und vielfältige andere Landschaftsformen, wie tektonische Gräben, Einschlagskrater und erstarrte Lavaströme in der Marsregion Tharsis. Die mehrere Kilometer hohe Tharsis-Aufwölbung ist eine der ehemals aktivsten Vulkanregionen am Marsäquator. Mit einem Durchmesser von fast viertausend Kilometern ist sie beinahe so groß wie Europa. Dort befinden sich auch die meisten der Marsvulkane, vor allem vier der zwischen 14 und 24 Kilometer hohen Vulkangiganten.

Die High Resolution Stereo Camera (HRSC) wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und wird am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Seit 2004 kartiert sie an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express den Mars in hoher Auflösung, dreidimensional und in Farbe. Ihre Daten sind eine wichtige Ressource für die gegenwärtige und zukünftige Marsforschung. Die bereits im Missionsverlauf gewonnenen Erkenntnisse haben unser Bild von der geologischen Entwicklung des Roten Planeten massiv verändert.

Jovis Tholus (lat.: „die Kuppel des Jupiters“) ist ein sogenannter Schildvulkan. Dieser Vulkantyp entsteht durch dünnflüssige, aus dem Vulkanschlot schnell abfließende Lavaströme, die einen ausgedehnten und mit geringer Hangneigung abfallenden Kegel entstehen lassen, der an einen flachen Schild erinnert. Die Lava ist vergleichbar mit jener, die 2021 vom Vulkan Cumbre Vieja auf der Kanareninsel La Palma ausgestoßen wurde. Der größte Schildvulkan auf der Erde ist mit 17 Kilometern (von seinem unterseeischen Fuß bis zum Gipfel gerechnet) der Mauna Loa auf Hawaii. Sein Pendant auf dem Mars ist der 24 Kilometer aus der Tharsis-Aufwölbung herausragende Olympus Mons, der höchste Vulkan im Sonnensystem.

Lange vulkanische Aktivität
Der vergleichsweise kleine, 1500 Meter hohe Schildvulkan Jovis Tholus liegt gewissermaßen im ‚Nachmittagsschatten‘ des Olympus Mons, auf halber Strecke zwischen dessen fünf- bis sechstausend Meter hohen östlichen Steilabbrüchen und dem 18 Kilometer hohen Vulkan Ascreus Mons, dem nördlichen der drei Tharsis-Vulkane.

Jovis Tholus befindet sich am nördlichen Rand einer weitreichenden Lava-Ebene, südöstlich des Grabensystems Ceraunius Fossae und nordöstlich der Grabenbrüche Ulysses Fossae. Die markante Aufwölbung des Jovis Tholus hat einen Durchmesser von 58 Kilometern, vergleichbar mit der Insel Gran Canaria. Seine mit 28 Kilometern vergleichsweise große Caldera besteht aus insgesamt fünf Kratern, was auf eine lange vulkanische Aktivität schließen lässt. Die einzelnen Calderen sind miteinander verbunden, die jeweils jüngeren haben einen etwas tiefer gelegenen Grund, was zeigt, dass die Decken der ehemals darunter befindlichen Magmakammern immer tiefer eingebrochen sind.

Wie die meisten Schildvulkane ist „Jupiters Kuppel“ von jüngeren Lavaströmen umgeben. Sie lassen von der ursprünglichen Landschaft nicht mehr viel erkennen – noch nicht einmal einen Kraterrand - und dürften deshalb, einem „steinerner See“ gleich, mehrere hundert Meter mächtig sein. Sie überdecken ebenfalls eine Reihe von Gräben in der unmittelbaren Umgebung des Vulkans. Seine östliche Vulkanflanke bildet die steile Felswand eines Grabens, der von dort weiter Richtung Norden verläuft. Einige Teile dieses Grabens sind auch noch viele Kilometer weiter nördlich in den Ebenen zu erkennen. Bei näherem Hinsehen kann man auf den Lava-Flächen die Umrisse vieler einzelner Lavaströme erkennen. Sie bestehen aus erstarrter Basaltlava, die einen sehr niedrigen Gehalt an Silikatmineralen und Wasser hat. Deshalb ist sie sehr dünnflüssig, nicht explosiv und kann auch bei ganz geringem Gefälle durch den „Lava-Nachschub“ sehr weit in die Ebene fließen beziehungsweise geschoben werden, ehe der Lavastrom erstarrt.

Eine sehr interessante Struktur befindet sich etwa 30 Kilometer östlich der Vulkanflanke. Hier erhebt sich ein zweiter, weniger entwickelter Vulkan. Ihn erkennt man am besten in der topographischen Farbdraufsicht in der rechten unteren Bildhälfte (Bild 4). Hier trat wahrscheinlich weniger dünnflüssige, zähere Lava aus einer Spalte aus. Solche Spaltenvulkane gibt es auf der Erde beispielsweise auf Island oder Hawaii.

Ein "matschiger" Einschlag
Aber es gibt auf diesen Bildern noch andere Phänomene als vulkanische Strukturen zu sehen. Etwa 60 Kilometer nördlich von Jovis Tholus liegt ein 30 Kilometer durchmessender Einschlagskrater, dessen Auswurfdecke eine besondere Form hat. Seine Morphologie lässt erkennen, dass der Auswurf eine eher flüssige Konsistenz hatte und um die Kratervertiefung wie Schlamm verteilt wurde, der beispielsweise bei einem Steinwurf in eine Pfütze „mobilisiert“ und in ähnlicher Form abgelagert wurde; in der englischen Fachsprache wird dies als ‚fluidized ejecta layer‘ bezeichnet. Um eine derartige Auswurfdecke zu bilden, muss im Untergrund Wasser oder Eis vorhanden gewesen sein, das beim Einschlag verflüssigt oder verdampft wurde.

Außerdem entspringen direkt am nordwestlichen Rand der scharfen Grabenverwerfung, die den Einschlagskrater begrenzt (und die obere linke Bildecke wie mit einem Messerschnitt durchzutrennen scheint), mehrere Ausflusskanäle, in denen einzelne, 0,5 bis 3,4 Kilometer breite Schichten von Sedimenten zurückblieben. Dort wurde offenbar Wasser in Schüben freigesetzt, das stromlinienförmige Inseln und terrassenförmige Rinnenwände bildete. Einige sehr viel kleinere Kanäle durchziehen die nördliche Auswurfdecke des großen Einschlagskraters. Es wird vermutet, dass diese gewaltigen Wassermengen durch einen unter Druck stehenden Grundwasserleiter freigesetzt wurden, während sich die Verwerfungen aufbauten, oder dass die vulkanische Erwärmung zum Schmelzen des Bodeneises führte und das Wasser dann den einfachsten Weg durch das Grabensystem an die Oberfläche nahm.

Diese eine HRSC-Aufnahme ermöglicht bereits viele Einblick in eine faszinierende aktive Planetengeschichte mit Einschlägen, Vulkanen, tektonischen Gräben und Flusskanälen.

Bildverarbeitung
Die Aufnahmen mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstanden am 13. Mai 2021 und 2. Juni 2021 während der Orbits 21.944 und 22.011 von Mars Express. Die Bildauflösung beträgt etwa 17 Meter pro Bildpunkt (Pixel). Die Bildmitte liegt bei etwa 242 Grad östlicher Länge und 19 Grad nördlicher Breite. Die Farbaufsicht wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal und den Farbkanälen der HRSC erstellt, die perspektivischen Schrägansichten wurden aus den Geländemodell-Daten, den Nadir- und Farbkanälen der HRSC berechnet. Die in Regenbogenfarben kodierte Aufsicht beruht auf einem digitalen Geländemodell (DTM) der Region, von dem sich die Topographie der Landschaft ableiten lässt. Der Referenzkörper für das HRSC-DTM ist eine Äquipotentialfläche des Mars (Areoid).

Die HRSC wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) gemeinsam mit der deutschen Industrie entwickelt und wird von dort betrieben. Die systematische Prozessierung der Kameradaten erfolgte am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. Mitarbeiter der Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin erstellten daraus die hier gezeigten Bildprodukte.

Das HRSC-Experiment auf Mars Express
Die High Resolution Stereo Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (Airbus, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Das Wissenschaftsteam unter Leitung des Principal Investigators (PI) Dr. Thomas Roatsch besteht aus 50 Co-Investigatoren, die aus 34 Institutionen und 11 Nationen stammen.

Kontakt: