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Wenn Sie eines der folgenden Bilder anklicken, können Sie es in höherer Auflösung betrachten.
Sehr hoch aufgelöste Aufnahmen finden Sie über den Link "mehr Info" bei jedem Bild.

 
 

Blick auf einen Teil der Nordpol-Eiskappe (MEX-H20-001)

Zu den charakteristischen Merkmalen der Mars-Nordpolkappe gehören dunkle Furchen und Täler, die sich spiralförmig entgegen des Uhrzeigersinns vom Polzentrum nach außen winden. An den steilen Abhängen sind Schichtungen zu sehen, die, ähnlich Baumringen, den jahreszeitlichen Wechsel von Eisablagerung und Staubbedeckung durch die Marsstürme widerspiegeln. Von der Untersuchung dieser Schichtprofile erhoffen sich die Wissenschaftler Aufschlüsse über die Entwicklung des Marsklimas. Die permanente Bedeckung des Nordpols aus Wassereis ist stellenweise über zwei Kilometer mächtig, während die saisonalen Kohlendioxid-Eisschichten nur wenige Meter dick sind. An den bis zu zwei Kilometer hohen Abhängen einiger Taleinschnitte erkennt man Wolkenformationen. Dabei handelt es sich um fallwindartige lokale Staubstürme.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

3D-Ansicht eines Teils des Mars-Nordpols (MEX-H20-002)

Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal (des vom DLR betriebenen Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express) und einem der vier schräg blickenden Stereokanäle lassen sich sogenannte Anaglyphenbilder erzeugen. Sie ermöglichen bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Blick auf die Landschaft. Norden liegt im Bild rechts oben. Gut zu erkennen sind in dieser Ansicht die bis zu zweitausend Meter betragenden Höhenunterschiede zwischen den dunklen Einschnitten in die Polkappe, die mehrere hundert Meter tief sind, und den eisbedeckten Hügeln.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Topographische Übersicht über den Mars-Nordpol (MEX-H20-003)

Das vom DLR betriebene Kamerasystem HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express fotografierte während Orbit 3670 den eingezeichneten Aufnahmestreifen. Die Landschaft der in dieser Bildveröffentlichung gezeigten Bilder befindet sich in dem kleineren Rechteck. Wie eine Spirale windet sich die nördliche Eiskappe des Mars, auch Planum Boreale genannt, um den Nordpol des Roten Planeten.
Quelle: NASA/JPL (MOLA), FU Berlin. Mehr Info
 

Blick auf einen Teil der Region Nilosyrtis Mensae (MEX-H20-004)

Diese Aufnahme mit der HRSC (High Resolution Stereo Camera) entstand am 29. September 2019. Die Kamera befindet sich an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express. Zu sehen ist ein Teil der Region Nilosyrtis Mensae. Wasser, Wind und Eis haben die Landschaft stark verändert und hinterließen weiche Geländeformen, abgerundete Bergkuppen sowie hochgradig erodierte Krater und Flusstäler.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

3D-Ansicht eines Teils der Region Nilosyrtis Mensae (MEX-H20-005)

Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal (des vom DLR betriebenen Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express) und einem der vier schräg blickenden Stereokanälen lassen sich sogenannte Anaglyphenbilder erzeugen. Sie ermöglichen bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Blick auf die Landschaft. Norden liegt im Bild rechts. Gut zu erkennen sind in dieser Ansicht die Höhenunterschiede zwischen den Talböden und der sie umgebenden Landschaft.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Topographische Karte der zerklüfteten Region Nilosyrtis Mensae (MEX-H20-006)

Aus den Bildstreifen, die das Kamerasystem HRSC auf Mars Express aus verschiedenen Winkeln aufgenommen hat, berechnen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des DLR und der Freien Universität Berlin digitale Geländemodelle der Marsoberfläche. Dabei birgt jeder Bildpunkt eine Höheninformation in sich. Die Farbkodierung des digitalen Geländemodells (Legende oben rechts) gibt Auskunft über die Höhenunterschiede in der Region Nilosyrtis Mensae.
Quelle: NASA/JPL (MOLA), FU Berlin. Mehr Info
 

Perspektivischer Blick auf einen stark verwitterten Krater in Nilosyrtis Mensae (MEX-H20-007)

Die Abtragung durch Wasser und Eis hinterließ in der Region Nilosyrtis Mensae auf dem Mars abgerundete Bergkuppen und Tafelberge. Dieser ehemalige Einschlagskrater wurde aufgrund der Abtragung durch Wasser beziehungsweise Eis und aufgrund von Sedimentablagerungen mit der Zeit immer flacher, sodass das Kraterrelief nahezu verschwand.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Topographische Übersicht über die Hochland-/Tiefland-Grenze bei Nilosyrtis Mensae (MEX-H20-008)

Das vom DLR betriebene Kamerasystem HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express fotografierte während Orbit 19.908 den eingezeichneten Aufnahmestreifen. Die Landschaft der in dieser Bildveröffentlichung gezeigten Bilder befindet sich in dem kleineren Rechteck. Mithilfe der Legende kann man ablesen, dass der Höhenunterschied zwischen Hochland und Tiefland in der Region etwa drei Kilometer beträgt.
Quelle: NASA/JPL (MOLA), FU Berlin. Mehr Info
 

Blick auf den Einschlagskrater Moreux auf dem Mars (MEX-H20-009)

Der 135 Kilometer große Krater wurde durch glaziale Prozesse stark erodiert und überprägt, was vor allem an seinem Rand und dem Zentralberg sichtbar ist. Sein Boden ist so sehr verfüllt, dass der Krater „nur noch“ eine Tiefe von etwa dreieinhalb Kilometern besitzt. Ein Gürtel aus dunklen Dünen legt sich kreisförmig um den Zentralberg. In diesen kontrastverstärkten Farbbildern erscheinen die Dünensande bläulich.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

3D-Ansicht des Einschlagskraters Moreux in Protonilus Mensae (MEX-H20-010)

Aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche gerichteten Nadirkanal des vom DLR betriebenen Kamerasystems HRSC auf der ESA-Sonde Mars Express und einem der vier schräg blickenden Stereokanäle lassen sich sogenannte Anaglyphenbilder erzeugen. Sie ermöglichen bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen realitätsnahen, dreidimensionalen Blick auf die Landschaft. Norden liegt rechts im Bild. Der 135 Kilometer durchmessende Einschlagskrater hat eine Tiefe von bis zu 3500 Metern. Der Zentralberg in der Mitte des Kraterbodens ist etwa 2000 Meter hoch.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Topographische Bildkarte des Einschlagskraters Moreux (MEX-H20-011)

Aus den unter verschiedenen Winkeln aufgenommenen Bildstreifen des Kamerasystems HRSC auf Mars Express werden von Wissenschaftlern des DLR und der Freien Universität Berlin digitale Geländemodelle der Marsoberfläche berechnet, die für jeden aufgenommenen Bildpunkt eine Höheninformation beinhalten. Die Farbkodierung des digitalen Geländemodells (Legende oben rechts) gibt Auskunft über die Höhenunterschiede: Der Kraterboden liegt auf einer Höhe von etwa minus 4000 Metern, die den Krater umgebenden Flächen liegen auf etwa minus 2000 Meter Höhe. Die Region Protonilus Mensae, in der sich der Krater befindet, liegt etwa auf der Höhe des Areoiden (von Ares, der griechischen Entsprechung des römischen Kriegsgottes Mars), also bei plus/minus Null Metern. Das Areoid ist eine berechnete Fläche gleicher Anziehungskraft, eine ‚Äquipotentialfläche‘. Auf der Erde ist diese Bezugsfläche der Meeresspiegel.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Perspektivische Ansicht des Zentralberges im Einschlagskraters Moreux (MEX-H20-012)

Ein stark von Gletschern veränderter Zentralberg erhebt sich zwei Kilometer über den Boden des Kraters Moreux. Zentralberge in Einschlagskratern entstehen in Abhängigkeit der Gravitation, der Einschlagsgeschwindigkeit und – ab einer bestimmten Größe – des Projektils. Sie sind vor allem bei Kratern ab einer Größe von etwa hundert Kilometern Durchmesser zu finden. Im Nordwesten des Berges (im Hintergrund rechts) ist das große Dünenfeld aus barchanoiden Rücken zu sehen. Zahlreiche einzelne Sicheldünen (Barchane) verteilen sich ringförmig auf dem Kraterboden. In diesem kontrastverstärken Farbbild erscheinen die eigentlich schwarz-gräulichen Dünensande bläulich.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Perspektivische Ansicht eines Teils des südlichen Kraterrands (MEX-H20-013)

Ein bis zu vier Kilometer breites Tal durchschneidet den Rand des Kraters Moreux. Die parallel zu den Talhängen verlaufenden Fließstrukturen sind Überreste alter Gletscher. Diese „krochen“ die Talhänge hinab, trafen sich in der Mitte des Talbodens und drangen weiter talabwärts in das Kraterinnere vor. Die dort am Hang abgelagerten Gesteinsmassen zerbrachen, vermutlich aufgrund des Gefälles, und hinterließen die im Vordergrund des Bildes zu sehenden Bruchstrukturen. Eine dünne Schicht vulkanischer Sande (hier bläulich dargestellt) bedeckt weite Teile des Kraterbodens.
Quelle: ESA/DLR/FU Berlin – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 

Protonilus Mensae, Mars: Übergangszone zwischen Hoch- und Tiefland (MEX-H20-014)

Diese farbkodierte topographische Karte zeigt die Lage des 135 Kilometer großen Kraters Moreux in der Übergangszone zwischen dem stark mit Kratern übersäten südlichen Hochland und dem ausgedehnten Tiefland der Nordhemisphäre des Mars. Die DLR-Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express nahm am 30. Oktober 2019 während ihres 20.014. Orbits das Gebiet mit ihren neun quer zur Flugrichtung angeordneten Sensoren auf. Der große, weiß umrandete Bereich markiert die Ausdehnung des gesamten HRSC-Aufnahmestreifens. Die hier gezeigten Landschaften befinden sich in dem kleineren, inneren Rechteck.
Quelle: NASA/JPL (MOLA), FU Berlin. – CC BY-SA 3.0 IGO. Mehr Info
 
 
© DLR, Regional Planetary Image Facility, Rutherfordstr. 2, D-12489 Berlin 
Redaktion: Susanne Pieth 
WWW-Bearbeiter: Susanne Pieth, Carsten Keller, Susann Lier 
Erstellt: 01.09.1998
Letzte Änderung:26.03.2020
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