Mond

Während ihres Fluges lieferte die Sonde Galileo Bilder des Mondes. Galileo nahm diese Bilder am 7. Dezember 1992 auf ihrem Weg zur Erkundung des Jupitersystems in den Jahren 1995-97 auf. Der ausgeprägte helle Strahlenkrater am unteren Rand des Bildes ist das Tycho-Einschlagbecken. Die dunklen Bereiche sind mit Lavagestein gefüllte Einschlagbecken: Oceanus Procellarum (links), Mare Imbrium (Mitte links), Mare Serenitatis und Mare Tranquillitatis (Mitte), und Mare Crisium (nahe dem rechten Rand). Dieses Bild besteht aus Aufnahmen durch die Filter Violett, 756 nm und 968 nm. Die Farbe ist in dem Sinne 'verstärkt', dass die CCD-Kamera für die Wellenlängen des Lichts im nahen Infrarot empfindlich ist, die für den Menschen nicht sichtbar sind. Das Galileo-Projekt wird für das Office of Space Science der NASA vom Jet Propulsion Laboratory geleitet.

Bild: NASA/JPL/USGS

Diese Bilder des Mondes wurden von der Raumsonde Galileo am 8. Dezember 1990 um 18:47 Uhr PST (rechtes Foto) aus einer Entfernung von fast 220.000 Meilen und am 9. Dezember 1990 um 9:35 Uhr PST (linkes Foto) aus einer Entfernung von mehr als 350.000 Meilen aufgenommen. Das Bild rechts zeigt das dunkle Oceanus Procellarum in der oberen Mitte, mit dem Mare Imbrium darüber und dem kleineren kreisförmigen Mare Humorum darunter. Das Orientale-Becken mit einem kleinen Mare in der Mitte befindet sich unten links in der Nähe des Randes. Dazwischen erstreckt sich das zerkraterte Hochland mit verstreuten hellen, jungen Kratern sowohl auf dem Hochland als auch auf den Maria. Das Bild links zeigt den Globus des Mondes gedreht, so dass das Mare Imbrium auf dem östlichen Rand liegt und das Orientale-Becken fast in die Mitte gerückt ist. Die Ausdehnung des kraterreichen Hochlands auf der anderen Seite ist deutlich zu erkennen. Unten links, in der Nähe des Randes, befindet sich das Südpol-Aitken-Becken, das dem Orientale-Becken ähnelt, aber sehr viel älter ist und einen Durchmesser von etwa 1.200 Meilen hat. Diese Erscheinung war früher als große Depression auf der südlichen Rückseite bekannt. Dieses Bild zeigt die Orientale-ähnliche Struktur und die Dunkelheit im Vergleich zum umgebenden Hochland.

Bild: NASA/JPL

Das Hubble-Weltraumteleskop der NASA hat nicht nur das ferne Universum, sondern auch den Mond, den nächsten Nachbarn der Erde im All, ins Visier genommen. Hubble war auf eines der dramatischsten und fotogensten Ziele auf dem Mond gerichtet, den 93 km durchmessenden Einschlagskrater Copernicus.

oben links: Der Mond ist so nah an der Erde, dass Hubble ein Mosaik aus 130 Bildern aufnehmen müsste, um die gesamte Scheibe abzudecken. Dieses bodengestützte Bild vom Lick Observatory zeigt den Bereich, der von Hubbles Fotomosaik mit der Wide Field Planetary Camera 2 erfasst wurde.

Mitte: Die Vogelperspektive von Hubble zeigt deutlich das Strahlenmuster des hellen Staubs, der vor über einer Milliarde Jahren aus dem Krater geschleudert wurde, als ein Asteroid mit einem Durchmesser von mehr als einer Meile auf den Mond prallte. Hubble kann in den terrassenförmig angelegten Wänden des Kraters Merkmale mit einem Durchmesser von bis zu 600 Fuß erkennen sowie die hügelige Decke aus Material, das durch den Meteoriteneinschlag herausgeschleudert wurde.

Unten rechts: Eine Nahaufnahme der terrassenförmigen Wände von Copernicus. Hubble kann Merkmale mit einem Durchmesser von bis zu 280 Fuß auflösen.

Bild: John Caldwell (York University, Ontario), Alex Storrs (STScI), and NASA

Nach Norden gerichtete Schrägaufnahme der Metric Camera vom östlichen Mare Imbrium mit Mons La Hire und den Runzelrücken Dorsum Zirkel und Dorsum Heim.

Bild: NASA/ASU

Am 10. Juni 2011 schwenkte die Raumsonde Lunar Reconnaissance Orbiter um 65° nach Westen und ermöglichte es den LROC NACs, diesen dramatischen Blick auf den Tycho-Krater bei Sonnenaufgang einzufangen. Tycho ist ein sehr beliebtes Ziel bei Amateurastronomen. Er befindet sich auf 43,37°S, 348,68°E und hat einen Durchmesser von ~82 km.

Der Gipfel des Zentralberges liegt 2 km über dem Kraterboden und der Kraterboden befindet sich etwa 4700 m unterhalb des Randes. An den Hängen des Zentralgipfels sind viele "Klasten" mit einer Größe von 10 Metern bis zu mehreren 100 Metern freigelegt. Die schräge NAC-Ansicht des Kraters Tycho hebt den Gipfelbereich dieses spektakulären Bildes hervor. Der zentrale Gipfelkomplex ist etwa 15 km breit, von Südosten nach Nordwesten (in dieser Ansicht von links nach rechts).

Die Merkmale von Tycho sind so steil und scharf, weil der Krater nach lunaren Maßstäben jung ist, nur etwa 110 Millionen Jahre alt. Im Laufe der Zeit werden Mikrometeoritn und nicht so kleine Meteorite diese steilen Hänge zu glatten Bergen abschleifen und erodieren.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Der Zentralberg des Kraters Copernicuss wirft einen langen Schatten nach Westen über einen Kraterboden, der mit Einschlagschmelze geflutet wurde, die abkühlte und sich verhärtete, um diese spektakuläre Landschaft zu bilden.

Am 5. Mai 2012 schwenkte der Lunar Reconnaissance Orbiter um 63°, um dieses LROC-Bild des Inneren des Kraters Copernicus (9,62°N, 339,92°O, 93 km Durchmesser) aufzunehmen. Die zentralen Gipfel fallen sofort ins Auge. Der höchste Gipfel ragt einen Kilometer über den Boden des Kraters hinaus. Zum Vergleich: der Grand Canyon hat eine durchschnittliche Tiefe von 1,6 km. Während des Einschlags, bei dem der Copernicus-Krater entstand, wurde eine unvorstellbare Menge an kinetischer Energie sofort auf die Oberfläche übertragen. Nach der Ausgrabungsphase des Einschlags brach der anfängliche Übergangskrater unter der Schwerkraft zusammen, so dass sich der Kraterrand nach innen bewegte und die zentrale Region sich aufrichtete und die zentralen Gipfel bildete! Zentralberge bilden sich nur in Kratern mit einem Durchmesser von mehr als 15-20 km auf dem Mond. Das Gestein, das den zentralen Berg bildet, stammt aus der größten Tiefe des gesamten vom Krater ausgehobenen Materials. Aus diesem Grund sind Wissenschaftler sehr an der Zusammensetzung der Zentralberge interessiert, da das Material Aufschluss darüber gibt, was tief unter der Oberfläche der Mondkruste liegt. Die Untersuchung der Zentralberge großer Krater ist daher eine der besten Möglichkeiten, die Zusammensetzung des Mondinneren zu erforschen, wenn keine Proben zurückgegeben werden. Jüngste Fernerkundungsstudien unter Verwendung von Spektren des Moon Mineralogy Mapper bestätigten das Vorhandensein von relativ ungewöhnlichem olivinreichn Material in den zentralen Bergen des Kraters Copernicus. Erfassen wir die oberen Teile des Mantels oder Magma? Der Krater Copernicus spielt auch eine wichtige Rolle für unser Verständnis der geologischen Zeitskala des Mondes.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Krater Copernicus ist 93 km breit und befindet sich im Mare Imbrium auf der nördlichen Seite des Mondes (10 Grad N., 20 Grad W.). Das Bild zeigt den Kraterboden, die zentralen Erhebungen, den Rand und die strahlenförmige Auswurfmasse. Die Strahlen der Ejekta überlagern alle anderen umgebenden Terrains, was den Krater in seine namensgebende Altersgruppe einordnet: das kopernikanische System, das als die jüngste Gesteinsgruppe auf dem Mond gilt. (Shoemaker and Hackman, 1962, The Moon: London, Academic Press, p.289- 300)

Bild: NASA/JPL/USGS

Während seines Fluges lieferte die Sonde Galileo Bilder des Mondes. Galileo untersuchte den Mond am 7. Dezember 1992 auf ihrem Weg zur Erforschung des Jupitersystems in den Jahren 1995-1997. Der linke Teil dieser Ansicht des Nordpols ist von der Erde aus sichtbar. Dieses Farbbild ist ein Mosaik, das aus 18 Bildern zusammengesetzt wurde, die das Galileo-Kamerasystem durch einen Grünfilter aufgenommen hat. Der linke Teil dieses Bildes zeigt das dunkle, mit Lava gefüllte Mare Imbrium (oben links); Mare Serenitatis (Mitte links), Mare Tranquillitatis (unten links) und Mare Crisium, das dunkle kreisförmige Gebilde am unteren Rand des Mosaiks. In dieser Ansicht sind auch die dunklen Lavaebenen des Marginis- und Smythii-Beckens unten rechts zu sehen. Das Humboldtianum-Becken, eine 650 Kilometer lange Einschlagstruktur, die teilweise mit dunklen vulkanischen Ablagerungen gefüllt ist, befindet sich in der Mitte des Bildes. Der Nordpol des Mondes befindet sich genau innerhalb der Schattenzone, etwa ein Drittel des Weges von der oberen linken Seite der beleuchteten Region.

Bild: NASA/JPL/USGS

Dieses von Cassinis Kamerasystem aufgenommene Bild des Mondes ist eine der besten Aufnahmen aus einer Reihe von Teleaufnahmen, die gemacht wurden, als die Raumsonde auf dem Weg zu ihrer nächsten Annäherung an die Erde am 17. August 1999 am Mond vorbeiflog. Die 80-Millisekunden-Belichtung wurde durch einen Spektralfilter aufgenommen, der bei 0,33 Mikrometer zentriert war. Der räumliche Maßstab des Bildes liegt bei etwa 2,3 Kilometern pro Pixel. Die Bilddaten wurden vom Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) im Lunar and Planetary Laboratory der University of Arizona, Tucson, AZ, verarbeitet und freigegeben.

Bild: NASA/JPL/Space Science Institute

Ranger 7 nahm dieses Bild, das erste Bild des Mondes durch eine amerikanische Sonde, am 31. Juli 1964 um 13:09 UT (9:09 AM EDT) auf, etwa 17 Minuten vor dem Einschlag auf der Mondoberfläche. Das fotografierte Gebiet befindet sich bei 13° S, 10° W und umfasst von oben nach unten etwa 360 km. Der große Krater in der Mitte rechts ist der 108 km durchmessende Krater Alphonsus. Darüber befindet sich Ptolemaeus und darunter Arzachel. Der Terminator befindet sich in der unteren rechten Ecke. Das Mare Nubium befindet sich in der Mitte und links. Die Einschlagsstelle von Ranger 7 liegt außerhalb des Bildes, links von der oberen linken Ecke.

Bild: NASA/JPL

Die meisten Berge auf der Erde entstehen, wenn Platten zusammenstoßen und die Kruste gestaucht wird. Nicht so auf dem Mond, wo sich die Berge durch Einschläge bilden. Bilder, die nicht direkt von oben, sondern schräg aufgenommen werden, bringen die Topographie besonders gut zur Geltung und helfen uns, die Mondlandschaft zu visualisieren. Allerdings können solche Bilder nur aufgenommen werden, wenn sich die Raumsonde zur Seite dreht, in diesem Fall um etwa 70°, so dass die Möglichkeiten begrenzt sind. Der Vordergrund ist etwa 15 km breit, der Blick geht nach Nordosten über den Nordrand des Kraters Cabeus.

Der Krater Cabeus ist relativ alt, hat einen Durchmesser von 100 km und enthält bedeutende Gebiete mit permanentem Schatten. Solche Regionen sind von großem Interesse, da sie möglicherweise bedeutende Eisvorkommen (Wasser, Methan usw.) beherbergen.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

320 Meter großer Block von Auswurfmaterial im Krater Tycho, der von einer Schicht aus Einschlagschmelze bedeckt ist. Das Bild ist 370 Meter breit, LROC NAC 142334392RE.

Der Krater Tycho ist ein Krater kopernikanischen Alters (85 Kilometer Durchmesser) und befindet sich bei 43,3°S, 11,2°W. Er ist nach dem dänischen Astronomen Tycho Brahe aus dem 16. Jahrhundert benannt und ist eines der sichtbarsten Merkmale auf der Vorderseite des Mondes. Sein Strahlensystem ist so offensichtlich und griß, dass die Astronauten der Apollo 17 seine Auswürfe über 2000 Kilometer vom Krater entfernt beprobten. Die Wissenschaftler datierten die Tycho-Proben auf etwa 110 Ma. Wir haben auch Oberflächenansichten von Tychos Auswurfdecke, die von der Landefähre Surveyor 7 aufgenommen wurden.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Porträt des Kraters Copernicus im sichtbarem bis ultraviolettem Licht, LROC Wide Angle Camera (WAC), Bildbreite 458 Kilometer.

Das Verständnis dafür, wie Wissenschaftler das relative Alter von geologischen Einheiten auf dem Mond bestimmen, ist in den meisten Fällen ganz einfach. Man folgt einfach dem Gesetz der Überlagerung: was oben liegt, ist jünger, was unten liegt, ist älter. In einigen Fällen sind die Überlagerungsbeziehungen nicht eindeutig, so dass die Wissenschaftler dann die Kraterdichten vergleichen. Das ist die Anzahl der Einschlagskrater auf einer gemeinsamen Bodenfläche. Da die Einschläge sowohl in der Zeit als auch auf der Mondoberfläche zufällig erfolgen, hat jedes Stück Boden die gleiche Chance, getroffen zu werden. Mit der Zeit nimmt die Anzahl der Krater in einem bestimmten Gebiet zu. Einfach ausgedrückt: Je älter ein Gebiet ist, desto mehr Krater sind zu finden.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Ein Ausschnitt einer gewundenen Steilwand im Inneren des Kraters Karrer. NAC Bild M145557281R, Einfallswinkel 71°, Bildgröße 0,64 m/px.

Der Krater Karrer (52,13°S, 142,31°W) ist ein mare-gefüllter Krater auf der Rückseite des Mondes mit einem Durchmesser von etwa 51 km. Karrer ist etwas Besonderes, weil es auf der Rückseite des Mondes weniger Basaltflächen gibt als auf der Vorderseite des Mondes. Innerhalb des mit Marebasalt bedeckten Bodens des Kraters Karrer befindet sich eine gewundene Steilstufe, die inoffiziell nach dem Krater, in dem sie sich befindet, als Karrer Steilstufe bezeichnet wird. Das heutige Bild zeigt einen Ausschnitt dieser Steilwand, wo die Verformung des Mare-Basalts fast die Form von zwei rechten Winkeln hat. Oberflächen aus Mare-Basalt weisen oft gewundene Steilhänge und Runzelrücken auf, zwei Arten von kontraktiven tektonischen Merkmalen.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

LROC WAC-Mosaik, zentriert auf das Orientale-Becken. Vom Zentrum des Mosaiks bis zu einer Ecke sind es etwa 2000 km.

Bei diesem Bild handelt es sich um eine orthografische Reprojektion des WAC-Gesamtmosaiks, das auf das jüngste große Becken des Mondes, Orientale, zentriert ist. Dieses Becken am westlichen Rand des Mondes ist von der Erde aus gesehen kaum sichtbar. Seine Existenz wurde erst bestätigt, als die Raumsonden vor 50 Jahren Bilder von der Rückseite des Mondes zurückschickten. Im Gegensatz zu anderen großen Becken ist das Innere von Orientale nur mit sehr wenig vulkanischem Material gefüllt, so dass die Struktur des Beckens gut zu erkennen ist. Die inneren und äußeren Ringe des Beckens sind besonders deutlich. Stellen Sie sich vor, der Mond wäre um 90° gedreht und das Orientale-Becken stünde der Erde gegenüber. Was für eine Mythologie hätte sich um den großen Augapfel am Himmel entwickelt?

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Spektakuläres Beispiel einer Schichtung in der Wand des Kraters Bessel (21,8°N, 17,9°E). Bildnummer M135073175R, Einfallswinkel 13°, Bild ist 500 Meter breit.

Die Aufschlüsse an der Innenwand des Kraters Bessel (~16 km Durchmesser) sind bemerkenswert, da es sich höchstwahrscheinlich um eine erhaltene Schichtung von Mare-Basalt handelt. Das heutige Featured Image zeigt einen Teil der Nordwand, der mehrere Schichten enthält, die wahrscheinlich einzelne Lavastromablagerungen im Mare Serenitatis darstellen. Im Laufe der Zeit breiteten sich große, aber relativ dünne Lavaströme über die gesamte Ausdehnung des Mare Serenitatis aus. Die von LROC aufgenommenen Mondgruben geben uns ebenfalls einen guten Einblick in die Schichten der Basaltströme. Von den Mare-Schichten abgebrochene Gesteinsbrocken stürzen die Wand zum Boden des Kraters hinunter. Der Bessel-Krater ist nach Friedrich Bessel benannt, dem Entwickler der Bessel-Funktionen. Durch die Messung der Dicke der Schichten im Bessel-Krater und in anderen Kratern können Wissenschaftler die Dicke einzelner Lavaströme eingrenzen.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Eingebettetet in den RAnd des Kraters Eddingtons befindet sich eine ~1,5 km große Kuppel, die möglicherweise ein alter Vulkan mit einem Gipfelkrater ist. LROC NAC M148618400R, die Bildbreite beträgt 960 Meter.

Vulkanische Strukturen werden überall auf dem Mond beobachtet, aber manchmal ist es schwierig zu erkennen, ob eine beobachtete Struktur vulkanischen Ursprungs oder das Überbleibsel einer anderen geologischen Struktur ist (z.B. Auswurf eines Beckens oder vergrabenes Randmaterial). Das heutige Bild ist ein hervorragendes Beispiel für eine Kuppel, die möglicherweise vulkanischen Ursprungs ist oder auch nicht. Die Kuppel ist ~1,5 km breit und hat einen Gipfelkrater, aber ist der Krater von einem Einschlag oder vulkanischen Ursprungs? Die Kuppel ähnelt geomorphologisch zwei Vulkanen, die in Lacus Mortis gefunden wurden. Diese anderen Dome sind etwa gleich groß (~1,5 km breit) und haben ein ähnliches Aussehen, außer dass die heutige Struktur viel mehr kleine, übereinander liegende Einschläge aufweist, was darauf hindeutet, dass sie älter ist als die Lacus Mortis Vulkane. Bedeutet das, dass diese Struktur im westlichen Oceanus Procellarum ein Vulkan ist, nur weil sie wie ein solcher aussieht? Die einfache Antwort ist nein.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Wissenschaftler haben diese Runzelrücken in einer Region des Mondes namens Mare Frigoris entdeckt. Diese Rücken sind ein weiterer Beweis dafür, dass der Mond eine sich aktiv verändernde Oberfläche hat. Dieses Bild wurde von der NASA-Sonde Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) aufgenommen.

Bild: NASA

Diese Gräben – eine Art Graben, der entsteht, wenn sich die Oberfläche ausdehnt – wurden in der Nähe einer Region des Mondes namens Mare Frigoris vom Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) der NASA aufgenommen.

Bild: NASA

LROC WAC-Mosaik der Vorderseite des Mondes.

Mitte Dezember 2010 blieb die LRO-Raumsonde zwei Wochen lang auf dem Nadir (gerade nach unten), so dass die LROC Wide Angle Camera (WAC) ~1300 Bilder aufnehmen konnte, die es dem LROC-Team ermöglichten, dieses spektakuläre Mosaik zu erstellen. Während sich der Mond unter der Umlaufbahn von LRO drehte, verlief die Bodenspur von Osten nach Westen (in diesem Mosaik von rechts nach links), und der Einfallswinkel am Äquator vergrößerte sich von 69° auf 82° (zur Mittagszeit beträgt der Einfallswinkel 0°).

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

Die Mondrückseite wie nie zuvor gesehen! LROC WAC orthographische Projektion zentriert auf 180° Länge und 0° Breite.

Das Goddard Space Flight Center der NASA hat die Mission für das Exploration Systems Mission Directorate im NASA-Hauptquartier in Washington gebaut und verwaltet sie. Die Lunar Reconnaissance Orbiter Camera wurde entwickelt, um Daten für die Suche nach Landeplätzen zu sammeln und Studien zur polaren Beleuchtung und zur globalen Kartierung durchzuführen. Die von der Arizona State University betriebene LROC besteht aus einem Paar Telekameras (NAC) und einer einzigen Weitwinkelkamera (WAC). Die Mission wird voraussichtlich über 70 Terabyte an Bilddaten liefern.

Bild: NASA/GSFC/Arizona State University

LROC WAC Farbschattiertes Relief der Mondrückseite.

Diese erstaunliche Karte zeigt die Höhen und Tiefen fast des gesamten Mondes in einem Maßstab von 100 Metern über die Oberfläche und 20 Metern oder mehr vertikal. Trotz der winzigen Größe der WAC (sie passt in eine Handfläche), nimmt sie jeden Monat fast den gesamten Mond auf. Jeden Monat ändert sich die Beleuchtung des Mondes, so dass die WAC methodisch aufzeichnet, wie verschiedene Gesteine das Licht unter verschiedenen Bedingungen reflektieren, und die LROC-Bibliothek mit Stereo-Beobachtungen ergänzt.

Die WAC hat einen Pixel-Maßstab von etwa 75 Metern und bei einer durchschnittlichen Höhe von 50 km ist ein WAC-Bildstreifen am Boden 70 km breit. Da der äquatoriale Abstand zwischen den Umlaufbahnen ca. 30 km beträgt, gibt es jeden Monat eine fast vollständige Überlappung der Stereobilder von Umlaufbahn zu Umlaufbahn um den Mond. Mithilfe digitaler photogrammetrischer Verfahren wurde aus dieser Stereoüberlappung ein Geländemodell berechnet. Das neue topographische Modell wurde aus 69.000 WAC-Stereomodellen erstellt. Aufgrund der anhaltenden Schatten in der Nähe der Pole ist es nicht möglich, eine vollständige WAC-Stereokarte in den höchsten Breitengraden zu erstellen. Glücklicherweise eignet sich der LRO Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) hervorragend zur Charakterisierung der Topographie der Pole. Da die LRO-Umlaufbahnen an den Polen konvergieren und LOLA mit seinen eigenen Lasern bis zur Oberfläche reicht, liefert LOLA ein sehr hoch aufgelöstes topografisches Modell der Pole. Diese LOLA-Karte kann das WAC-"Loch am Pol" füllen.

Bild: NASA/GSFC/DLR/Arizona State University

LROC WAC Farbschattiertes Relief der Mondvorderseite.

Diese erstaunliche Karte zeigt die Höhen und Tiefen fast des gesamten Mondes in einem Maßstab von 100 Metern über die Oberfläche und 20 Metern oder mehr vertikal. Trotz der winzigen Größe der WAC (sie passt in eine Handfläche), nimmt sie jeden Monat fast den gesamten Mond auf. Jeden Monat ändert sich die Beleuchtung des Mondes, so dass die WAC methodisch aufzeichnet, wie verschiedene Gesteine das Licht unter verschiedenen Bedingungen reflektieren, und die LROC-Bibliothek mit Stereo-Beobachtungen ergänzt.

Die WAC hat einen Pixel-Maßstab von etwa 75 Metern und bei einer durchschnittlichen Höhe von 50 km ist ein WAC-Bildstreifen am Boden 70 km breit. Da der äquatoriale Abstand zwischen den Umlaufbahnen ca. 30 km beträgt, gibt es jeden Monat eine fast vollständige Überlappung der Stereobilder von Umlaufbahn zu Umlaufbahn um den Mond. Mithilfe digitaler photogrammetrischer Verfahren wurde aus dieser Stereoüberlappung ein Geländemodell berechnet. Das neue topographische Modell wurde aus 69.000 WAC-Stereomodellen erstellt. Aufgrund der anhaltenden Schatten in der Nähe der Pole ist es nicht möglich, eine vollständige WAC-Stereokarte in den höchsten Breitengraden zu erstellen. Glücklicherweise eignet sich der LRO Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) hervorragend zur Charakterisierung der Topographie der Pole. Da die LRO-Umlaufbahnen an den Polen konvergieren und LOLA mit seinen eigenen Lasern bis zur Oberfläche reicht, liefert LOLA ein sehr hoch aufgelöstes topografisches Modell der Pole. Diese LOLA-Karte kann das WAC-"Loch am Pol" füllen.

Bild: NASA/GSFC/DLR/Arizona State University