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Zusammenstellung ausgewählter Bilder zum Mars und seinen Monden, die um weiterführenden Links mit der Möglichkeit des Downloads ergänzt wurden.

  • Globale Ansicht des Mars mit Wolken über den Vulkanen der Tharsis-Region

    Globale Ansicht des Mars mit Wolken über den Vulkanen der Tharsis-Region

    Twelve orbits a day provide the Mars Global Surveyor MOC wide angle cameras a global "snapshot" of weather patterns across the planet. Here, bluish-white water ice clouds hang above the Tharsis volcanoes. This computer generated image was created by wrapping the global map found at PIA02066 onto a sphere. The center of this newly [sic] projected sphere is located at 15degrees North, 90 degrees West. This perspective rotates the south pole (which has no data coverage in the original map) away from our field of view.

    Bild: NASA/JPL/MSSS

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  • Junger kleiner Einschlagskrater auf dem Mars

    Junger kleiner Einschlagskrater auf dem Mars

    Repeat imaging of the same location on Mars allows us to detect changes, including new impacts. This recent crater is known to have formed between February 2005 and July 2005.

    Incoming impactors form new craters and deposit rock, in what is called an ejecta blanket that is outside the crater. The ejecta blanket resembles a splash pattern when seen from above. The dark colors in the image show a portion of the blanket, including far-flung small pieces of rock. The blue likely represents dark basaltic rocks, a volcanic rock commonly found in places like Hawaii, on top of the dust-covered surface.

    The radial features of the crater are comprised of ejecta and often termed “rays.” Rays are used to help identify more recent craters and find them in images. Older craters do not have rays as they have been eroded away. As is clear from an example like this, impact craters allow us to study the subsurface portions of planetary bodies.

    Bild: NASA/JPL/University of Arizona

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  • Mars, Staublawine an einem steilen Kliff am Nordpol

    Mars, Staublawine an einem steilen Kliff am Nordpol

    Since HiRISE first started finding avalanches on Mars, we have continued searching for them in the most likely places: steep cliffs at the edges of the layered deposits at the North Pole.

    These layers are exposed in the scarp face that cuts through them diagonally across this subimage. The bright smoother material at the lower left is at the top of the cliff, and here we have caught another avalanche as it falls down the steep slope towards the upper right of the image.

    A large (approximately 200 meters or 600 feet across) cloud of reddish dust has been kicked up at the base of the scarp. Fine tendrils of bright wisps are visible farther up the cliff face—these may be individual falls of material, before spreading out as the avalanche plummets downward.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Candor Chasma im Valles Marineris, perspektivische Darstellung aus südlicher Sicht

    Candor Chasma im Valles Marineris, perspektivische Darstellung aus südlicher Sicht

    An oblique, color image of central Valles Marineris, Mars showing relief of Ophir and Candor Chasmata; view toward north. The photograph is a composite of Viking high-resolution images in black and white and low-resolution images in color. Ophir Chasma on the north is approximately 300 km across and as deep as 10 km. The connected chasma or valleys of Valles Marineris may have formed from a combination of erosional collapse and structural activity. Tongues of interior layered deposits on the floor of the chasmata can be observed as well as young landslide material along the base of Ophir Chasma's north wall.

    Bild: NASA/JPL/USGS

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  • Teile der Täler Dao und Niger Vallis

    Teile der Täler Dao und Niger Vallis

    Teile der Mars-Täler Dao und Niger Vallis mit einer Auflösung von etwa 40 m pro Bildpunkt, aufgenommen im Orbit 528. Die Täler liegen im Randbereich des Vulkangebietes Hesperia Planum und des Hellas-Beckens bei 32° S und 93° O.

    Das als Outflow-Channel bezeichnete Talsystem ist an einigen Stellen bis zu 40 km breit. Die nordöstlichen Talköpfe liegen ca. 200 m tiefer als die hier abgebildeten Talausgänge. Während das nördliche Dao Vallis im Mittel 2.400 m tief ist, ist das südliche Niger Vallis knapp 1.000 m weniger eingetieft. Dafür weist dieses Tal eine deutlich chaotische Talbodenstruktur auf. Im wesentlichen ist das Niger Vallis von terrassierten Beckenstrukturen und Bruchstrukturen dominiert. Das Dao Vallis weist mit einen ebeneren Talboden mit zahlreichen, stark verwitterten "Restbergen" im Talinnern auf.

    Die Täler sind in einem Gebiet eingeschnitten, das noch zum Südhang des Vulkans Hadriaca Patera zählt. An der Oberfläche lassen sie Spuren zahlreicher Lavaströme und möglicherweise auch Oberflächenabflussrinnen erkennen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC By-SA 3.0 IGO

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  • Teil der Region Eos Chasma am östlichen Ende der Valles Marineris

    Teil der Region Eos Chasma am östlichen Ende der Valles Marineris

    Tal-Ebene Eos Chasma am östlichen Ende der Valles Marineris bei 11° S und 322° O in perspektivischer Ansicht. Dort verengen sich die Valles Marineris und sind nur durch zwei schmale Schluchten im Hochland mit den großen, nach Norden umbiegenden Ausflusstälern verbunden. Das Eos Chasma, ist der südliche der beiden Durchgänge, Capri Chasma der nördliche. Jenseits des Eos Chasma schließt sich chaotisches Terrain an. Dieser Ausschnitt des Eos Chasma zeigt, dass an dieser Engestelle die geologische Vergangenheit sehr komplex gewesen sein muss: Als schmales glattes Band erkennt man den Talgrund des Eos Chasma, flankiert im Süden von der 5000 m steil abbrechenden Hochlandebene, die wegen der häufig auftretenden großen Einschlagkrater sehr alt sein muß. In der Perspektive sind deutlich auch Massenbewegungen durch volumenreiche Hangrutsche an der Geländekante zu erkennen. Nordwestlich des Talgrunds sind Reste des nördlich angrenzenden Hochlandes als inselähnliche Oberflächenformen zu sehen. Zum Teil weist das Gelände markante terrassenartige Stufen auf, die möglicherweise auf unterschiedliche Wasserstände zu verschiedenen Zeiten hinweisen. Nach Osten hin häufen sich Regionen, die von rissigen, bruchartigen Strukturen überprägt sind. Sehr schroff und "kantig" zeigt sich hier das Gelände. "Kleine" Hügel ergeben sich hier mit einem durchschnittlichen Basisdurchmesser von 5 km immerhin 1000 und mehr m über die Umgebung. Vereinzelt sind auf der Hochlandfläche gewundene Strukturen zu erkennen, die an ausgetrocknete Flußläufe erinnern – möglicherweise Täler, in denen einst Wasser vom Hochland ins Eos Chasma floss. Keinesfalls könnten diese kleinen Zuflüsse aber die Mengen an Wasser geliefert haben, die notwentig waren, um das in seinen Dimensionen doch gewaltige Eos Chasma geschaffen zu haben

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Gesamte Gipfelregion des Vulkans Olympus Mons

    Gesamte Gipfelregion des Vulkans Olympus Mons

    Diese Vertikalansicht von Olympus Mons zeigt den eindrucksvollen und komplexen Gipfelkrater des höchsten Vulkans unseres Sonnensystems. Der Vulkan besitzt eine Höhe von 22 km, der kesselartige Krater, die so genannte Caldera, erreicht eine Tiefe von 3 Kilometer. Diese Aufnahme ist das erste hochauflösende Farbbild, das die gesamte Gipfelregion des Olympus Mons abdeckt.

    Das Farbbild wurde am 21. Januar 2004 in einer Orbithöhe von 273 Kilometer von der hochauflösenden Stereokamera HRSC auf Mars Express gemacht. Das Bildzentrum liegt bei 18.3 Grad Nord und 227 Grad Ost. Die Bildbreite beträgt 102 Kilometer bei einer Auflösung von 12 Meter pro Bildpunkt. Süden ist oben.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Candor Chasma und Ophir Chasma

    Candor Chasma und Ophir Chasma

    Perspektivischer Blick von einem imaginären Punkt über dem Marshochland nach Norden in die jeweils etwa 200 km breiten und von mächtigen Gebirgszügen getrennten Täler Candor Chasma (vorne) und Ophir Chasma (hinten). Die steilen Klippen im Hintergrund und in der Bildmitte sind etwa 5000 m hoch und zeigen Spuren intensiver Erosion. Am Fuß der Gebirgswand sind die Reste von mächtigen Hangrutschungen zu erkennen. Wie sich diese gewaltige Struktur auf dem Mars gebildet hat, ist noch unklar. Die Topographie ist gegenüber der Wirklichkeit zweifach überhöht.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Senken und Grabenbrüche in der Region Phlegeton Catena

    Senken und Grabenbrüche in der Region Phlegeton Catena

    Perspektivische Ansicht der Senken und Grabenbrüche in der Region Phlegethon Catena südöstlich des Vulkans Alba Patera bei 34° N und 253° O, aufgenommen im Orbit 1217 mit einer Auflösung von etwa 11,9 m pro Bildpunkt.

    Die Region von Phlegethon Catena weist eine Vielzahl tektonischer Gräben auf, bei denen es sich um Blöcke handelt, die als Folge einer Dehnung, also durch tektonische Spannungen in der Kruste relativ zur Umgebung in die entstandenen Zwischenräume abgesunken sind. Diese Gräben mit einer Breite von 500 m bis 10 km verlaufen von Nordosten nach Südwesten. Die Reihen dicht beieinander liegender Senken, die in der derselben Richtung wie diese Gräben angeordnet sind, wird nach dem lateinischen Wort für Kette als "Catena" bezeichnet. Sie Senken besitzen keinen erhöhten Rand, sind kreisförmig bis elliptisch geformt und haben Durchmesser zwischen 0,3 und 2,3 km.

    Die Gräben entstanden sehr wahrscheinlich durch Spannungen in der Marskruste, die mit der Entstehung des Vulkans Alba Patera in Verbindung stehen, der nordwestlich davon drei bis vier km über die Umgebung aufragt.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Teil des Talsystems Nanedi Valles in Xanthe Terra

    Teil des Talsystems Nanedi Valles in Xanthe Terra

    Teil des 800 km langen Talsystems Nanedi Valles bei 6° N und 312° O, das sich in nordöstlicher Richtung durch Xanthe Terra erstreckt, aufgenommen im Orbit 905, Auflösung: 18 m pro Pixel.

    Die Talbreite auf diesem Bild schwankt zwischen 800 m und 5 km, die Tiefe beträgt bis zu 500 m. Die Täler besitzen einen relativ flachen Boden und werden an den Seiten durch steile Hänge begrenzt, von denen an manchen Stellen Material abgerutscht und im Talgrund fächerartig abgelagert wurde. Auffallend sind die markanten Windungen der Täler, die, so genannten "Mäander". Ganz rechts am Bildrand vereinigen sich zwei Aste des Talsystems. Auffallend ist auch das Fehlen ausgeprägter Seitenzuflüsse.

    Noch nicht geklärt ist, ob das Talsystem durch eine rückschreitende Erosion infolge von Grundwasseraustritt entstand oder ob die Kanäle durch fließendes Wasser erodiert wurden, das unterhalb einer früheren Eisdecke geflossen sein könnte. Mit großer Wahrscheinlichkeit jedoch wurden die Täler durch einen kontinuierlich fließenden Strom geschaffen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Ssüdlicher Arm der Kasei Valles und nördlich angrenzende Hochebene Sacra Mensa

    Ssüdlicher Arm der Kasei Valles und nördlich angrenzende Hochebene Sacra Mensa

    Südlicher Arm der Kasei Valles und nördlich angrenzende Hochebene Sacra Mensa bei 28° N und 294° O, aufgenommen im Orbit 1429 mit einer Auflösung von 29 m pro Bildpunkt.

    Die Kasei Valles erstrecken sich von der Hochlandregion Lunae Planum bis in die Chryse-Tiefebene. Geformt wurde dieses riesige Talsystem wahrscheinlich durch gigantische Flutereignisse und Gletscher. Auffallend ist der glatte ebene Talboden in den Talarmen, die durch die "Insel" Sacra Mensa von einander getrennt sind. Dieser stromlinienförmige 100 km lange Tafelberg widerstand der Abtragung durch die Fluten. Deutlich erkennbar sind hier die ein bis zwei km tiefen Furchen des Grabensystems Sacra Fossae. An beiden Seitenhängen des Talarms bilden sich bis zu 30 km breite Terrassen. Einige gewundene Täler haben sich in die Terrasse am südlichen Talrand eingeschnitten. Das Talsystem bildet die Verbindung zwischen der südlich gelegenen Talenge Echus Chasma und der Tiefebene Chryse Planitia im Nordosten.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • "Marsgesicht" und unmittelbare Umgebung bei 41° N und 350° O

    Das "Marsgesicht" und die direkte Umgebung in der Cydonia-Region bei 41° N und 350° O, aufgenommen im Orbit 3253 mit einer Auflösung von 13,7 m pro Bildpunkt.

    Cydonia liegt in der Region Arabia Terra und gehört zur Übergangszone zwischen den südlichen Hochländern und den nördlichen Tiefländern. Diese Übergangszone, auch Dichotomie-Grenze genannt, ist gekennzeichnet durch breite schuttgefüllte Täler und Einzelberge unterschiedlicher Größe und Form.

    Die Marsgesicht-Formation weist einen charakteristischen Bergrutsch und ein frühes Stadium einer Schutthalde auf. Frühere größere Rutschungen könnten durch spätere Lava-Überflutungen überdeckt worden sein. Die westliche Wand des "Marsgesichts" ist als zusammenhängende Masse hangabwärts gerutscht. Die Abbruchzone ist deutlich als große von Norden nach Süden verlaufende Abrisskante zu erkennen. Auch an der Basis der pyramidenähnlichen Formationen sind die Ergebnisse von Hangrutschungsprozessen erkennbar.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Mit Wassereis gefüllter Krater und Frost in der Umgebung

    Mit Wassereis gefüllter Krater und Frost in der Umgebung

    In der Nähe des Nordpols des Mars befindet sich ein etwa 30 Kilometer großer Einschlagkrater, dessen Inneres von blankem Wassereis bedeckt ist. Auch östlich des Kraters ist der Marsboden von einer dünnen Frostschicht überdeckt. Um den Krater befinden sich ausgedehnte dunkle Dünenfelder.

    Die High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf der ESA-Raumsonde Mars Express nahm diese Szene bei 78 Grad nördlicher Breite und 89 Grad östlicher Länge aus einer Höhe von etwa 450 Kilometern in einer Bildauflösung von 21 Metern pro Bildpunkt (Pixel) auf. Die Bilddaten wurden am 23. November 2006 während des 3695. Orbits von Mars Express aufgezeichnet.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Blick gegen den gekrümmten Horizont mit erkennbarem Profil der Atmosphäre

    Blick gegen den gekrümmten Horizont mit erkennbarem Profil der Atmosphäre

    Blick gegen den gekrümmten Marshorizont mit erkennbarem Profil der Atmosphäre, aufgenommen mit der HRSC während des Orbits 1176 am 18. Dezember 2004.

    Derartige unter verschiedenen Winkeln gewonnenen Profile der Atmosphäre lassen Rückschlüsse auf das Streuverhalten der Aerosole in der Atmosphäre zu. Diese Aufnahme zeigt die vertikale Struktur der Atmosphäre, die eine tiefer liegende, dichtere Schicht von etwa 16,4 km Mächtigkeit erkennen lässt, die von hauchdünnen Dunstschichten überlagert ist, die bis in etwa 25 km Höhe reichen.

    Der Horizont befindet sich bei 66° S nahe der südpolaren Nachtgrenze und ist 2.535 km entfernt. Norden ist oben im Bild. Die Bildauflösung beträgt dort etwa 100 m pro Bildpunkt. In der oberne Hälfte ist das flache Innere des Argyre-Einschlagbeckens zu erkennen, das darunter (südlich) von den Charitum Montes begrenzt wird. Rechts oben am Ostrand von Argyre ist zur Hälfte der 230 km große Einschlagskrater Galle zu erkennen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Perspektivischer Blick über ein ausgedehntes Eisfeld südlich von Promethei Planum

    Perspektivischer Blick über ein ausgedehntes Eisfeld südlich von Promethei Planum

    Das Bild zeigt einen Blick von West nach Ost über ein ausgedehntes Eisfeld südlich von Promethei Planum – der "Ebene des Prometheus". Der Südpol befindet sich links außerhalb des Bildes in etwa 750 Kilometern Entfernung.

    Das Gebiet befindet sich bei 80° S und 105° O. Die HRSC nahm die Region Promethei Planum während des 2169. Orbits von Mars Express auf. Die Bildauflösung betrug etwa 40 Meter pro Bildpunkt.

    Die dunklen Flächen sind Dünen, die vermutlich aus dem verwehten Staub von verwitterten vulkanischen Ablagerungen gebildet wurden. Zwischen den einzelnen hellweißen Eisschichten können dünne Lagen von Staub, die vom Wind auf das Eis getragen wurden, ausgemacht werden. Die Eiskappe erreicht hier eine Dicke (Mächtigkeit) zwischen 900 und 1100 Metern und erstreckt sich von hier durchgehend bis zum Südpol.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC By-SA 3.0 IGO

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  • Teil des Hebes Chasma

    Teil des Hebes Chasma

    Perspektivische Ansicht eines Teils des Hebes Chasma bei 1° S und 282° O, aufgenommen von der HRSC im Orbit 2149 aus einer Höhe von 300 km mit einer Auflösung von 15 m pro Bildpunkt.

    Hebes Chasma ist ein rundum abgeschlossener und bis zu acht Kilometer tiefer Kessel ohne Abfluss im nördlichsten Teil der Valles Marineris, einem mehr als 3000 Kilometer langen Grabenbruch am Marsäquator. Im Zentrum von Hebes Chasma befindet sich ein mehr als 7000 m hoher Berg, der aus übereinander liegenden Gesteinsschichten aufgebaut ist. Durch Erosion an den Flanken des Berges sind diese Schichten deutlich zu erkennen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Seitenarm im Gebiet Echus Chasma

    Seitenarm im Gebiet Echus Chasma

    Farbverstärkte perspektivische Ansicht eines Seitenarm im Gebiets Echus Chasma, der Quellregion des Kasei Valles, bei 1° N und 278° O, aufgenommen von der HRSC am 25. September 2005 im Orbit 2204. Echus Chasma ist ein etwa 100 km langer und 10 km breiter Einschnitt in das Hochplateau Lunae Planum nördlich der Valles Marineris. Im Westen wird das Tal vom Echus Chasma Plateau begrenzt, das sich 4 km über den Grund des Chasmas erhebt. Auf dem Plateau finden sich tief eingeschnittene Täler, die mit Echus Chasma verbunden sind.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Teil des Gebiets Eumenides Dorsum

    Teil des Gebiets Eumenides Dorsum

    Perspektivische Ansicht einer ungewöhnlichen Struktur im Gebiet Eumenides Dorsum bei 2° S und 206° O, aufgenommen von der HRSC am 26. Dezember 2007 im Orbit 5114. Eumenides Dorsum ist ein in Nord-Südrichtung verlaufender Höhenzug westlich der Vulkanregion Tharsis und Teil der Region Medusa Fossae. Das Gebiet bildet die Grenze zwischen dem südlichen Marshochland und dem nördlichen Tiefland. Eumenidum Dorsum ist von markanten Winderosionsformen geprägt, so genannten Windhöckern oder "Yardangs": schmale, viele Kilometer lange Grate, die von den vom Wind mitgeführten Partikeln aus den weichen Sedimenten herauspräpariert werden. Die Yardangs zeigen die während der Erosion vorherrschende Windrichtung an. Auffällig ist die runde Struktur, in der mehrere bogenförmige Gratsegmente konzentrisch und quer zur vorherrschenden, parallel ausgerichteten Nord-Südorientierung der Windhöcker angeordnet sind, deren Ursprung noch unklar ist.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Rampart-Krater in Hephaestus Fossae, Utopia Planitia

    Rampart-Krater in Hephaestus Fossae, Utopia Planitia

    Rampart-Krater in der Region Hephaestus Fossae in Utopia Planitia bei 21° N und 126° O, aufgenommen mit der HRSC im Orbit 5122.

    In Hephaestus Fossae befinden sich zahlreiche Kanalsysteme, bei deren Entstehung der heute trockenen Kanäle mit großer Wahrscheinlichkeit Eis in Hohlräumen unter der Oberfläche ein Rolle spielte. Der Rampart-Krater mit 20 km Durchmesser entstand durch einen Meteoriteneinschlag genau in der Mitte eines verzweigten Systems von Abflusskanälen, durch die in früherer Zeit Wasser sein muss. Dies und die ungewöhnliche Form der Auswurfdecken des Einschlagskraters deuten darauf hin, dass in Hohlräumen unter der Oberfläche einst Wasser, wahrscheinlich als Eis, gespeichert gewesen sein musste.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Mosaik von Dao und Niger Valles aus acht einzelnen Orbits, höhenkodierte topographische Bildkarte

    Mosaik von Dao und Niger Valles aus acht einzelnen Orbits, höhenkodierte topographische Bildkarte

    Höhenkodierte topographische Bildkarte von Dao und Niger Valles, erstellt aus acht einzelnen Orbits, aufgenommen mit der HRSC auf Mars Express zwischen 2004 und 2006. Das Mosaik erstreckt sich über 775 Kilometer in Nord-Süd-Richtung und 770 Kilometer in Ost-West-Richtung und deckt insgesamt eine Fläche von 581.350 Quadratkilometer ab. Die Auflösung beträgt 125 Meter pro Bildpunkt.

  • Vulkane Uranius und Ceraunius Tholi

    Vulkane Uranius und Ceraunius Tholi

    Vulkane Uranius und Ceraunius Tholi bei 25° N und 263° O, aufgenommen von der HRSC auf Mars Express in den Orbits, 1096, 1107_1 und 3144, zwischen Nov. 2004 und Juni 2006. Ceraunius Tholus und Uranius Tholus sind zwei Vulkane in der Tharsis Region des Mars. Ceraunius Tholus erhebt sich 5,5 km über der Umgebung und hat einen Durchmesser von etwa 130 km. Die Caldera des Vulkans misst etwa 25 km im Durchmesser. Ungefähr 60 km weiter nördlich befindet sich der 4,5 km hohe Vulkan Uranius Tholus mit einem Durchmesser von ca. 62 km. Bei beiden Vulkanen handelt es sich um basaltische Schildvulkanem deren untere Flanken von externen Lavaströmen überdeckt wurden. Dies bedeutet, dass wir heute nur den oberen Teil der Vulkangebäude sehen. Beide Vulkane weisen auf dem Gipfel große Calderen, sogenannte Einsturzkessel, auf. Mit durchschnittlich etwa 8° sind die Flanken von Ceraunius Tholus relativ steil. An seinen Hängen sind zahlreiche, zum Teil tief eingeschnittene Täler zu erkennen. Dies kann ein Hinweis auf relativ weiche Ascheablagerungen sein, die während der explosiven Vulkantätigkeit entstanden. Das größte und tiefste Tal (etwa 2,5 km breit und 300 m tief) endet nördlich im Krater Rahe mit einem Ablagerungsfächer. Zwischen den beiden Vulkanen befindet sich der Krater Rahe. Hierbei handelt es sich um einen schrägen Einschlag eines Meteoriten. Zusammen mit Uranius Patera, einem großen Vulkan 120 km nach Nordosten gelegen, bilden die drei Vulkane die Uranius Gruppe. Sie befinden sich in direkter Verlängerung der drei Tharsis Mondes Ascraeus, Pavonis und Arsia.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Zentrale Region des Tiu Vallis, topographische Bildkarte mit farbkodierter Höhe der zentralen Region des Tiu Vallis

    Zentrale Region des Tiu Vallis, topographische Bildkarte mit farbkodierter Höhe der zentralen Region des Tiu Vallis

    Topographische Bildkarte mit farbkodierter Höhe des Tiu Vallis bei 12° N und 325° O. Das Mosaik besteht aus 10 einzelnen HRSC-Orbits und erstreckt sich über 379 km in Nord-Süd-Richtung und 298 km in Ost-West-Richtung. Insgesamt deckt es eine Fläche von 113.000 Quadratkilometer ab.

    Die Quellregion des Talsystems Tiu Vallis befindet sich in Äquatornähe am östlichen Ausgang der Valles Mariners, in den so genannten "chaotischen Gebieten". Von dort erstreckt sich Tiu Vallis nordwärts über eine Länge von 1500 Kilometern bis zu seiner Mündung in der Tiefebene Chryse Planitia. Tiu Vallis ist neben den Kasei Valles und Ares Vallis eines der größten Ausflusstäler aus dem Marshochland in die Chryse-Ebene.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Teil der Region Ulyxis Rupes im Südpolgebiet

    Teil der Region Ulyxis Rupes im Südpolgebiet

    Teil der Region Ulyxis Rupes bei 72° S und 162° O, aufgenommen von der HRSC im Orbit 8995.

    Ulyxis Rupes befindet sich in den hohen Breiten des südlichen Hochlandes und erstreckt sich über eine Länge von etwa 390 km. In dieser Region ebenfalls zu sehen sind Eisablagerungen. Etwa zwei Drittel der gezeigten Szene ist vom Südpol-Eispanzer und vorgelagerten Eisablagerungen geprägt. An nach Norden gewandten Steilhängen sind sehr gut Wechsellagerungen aus Eis und dunklen Sedimentschichten zu erkennen, die auch als "polar layered deposits" bekannt sind. Die Steilhänge bewirken außerdem eine Terrassierung, die von Süden nach Norden abnimmt.

    Dem Eisschild sind isolierte, teilweise große zusammenhängende Eisablagerungen vorgelagert. Diese sind mitunter stark mit dunklem Material bedeckt. Aufgrund der Windaktivität findet eine stetige Umlagerung statt und es bilden sich oft longitudinale Dünen. Anhand der Ausrichtung der Dünen kann eine vorherrschende Windrichtung in nordwestlicher Richtung abgeleitet werden. Mit zunehmender Entfernung vom Südpol sind größere Eisvorkommen nur noch im Inneren von Einschlagkratern erhalten.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Vulkankomplex Tharsis Tholus

    Vulkankomplex Tharsis Tholus

    Vulkankomplex Tharsis Tholus bei 13° N und 168° O, Mosaik aus Aufnahmen der HRSC an Bord von Mars Express in den Orbits 0997, 1019, 1041 und 1052.

    Tharsis Tholus befindet sich auf der Tharsis-Aufwölbung und eine Grundfläche von 155 mal 125 Kilometern bei einer Höhe von 8000 Metern. Von den anderen Vulkanen auf Mars unterscheidet sich Tharsis Tholus dadurch, dass das so genannte Vulkangebäude stark in Mitleidenschaft gezogen worden ist. Der Vulkankomplex ist nicht wie sonst üblich ebenmäßig kegel- oder schildförmig über einem Förderzentrum gewachsen. Er weist stattdessen erhebliche Deformationsspuren auf. Mindestens zwei große Kollapse an der West- und Ostflanke ereigneten sich in seiner vier Milliarden Jahre langen Entwicklung. Zeugen dieser Ereignisse sind die noch sichtbaren, teilweise mehrere Kilometer hohen Steilkanten, aber auch ringförmige Störungsstrukturen. Das Hauptmerkmal von Tharsis Tholus ist allerdings die Dimension seiner zentralen Caldera. Dieser leicht elliptische Einsturzkessel am Gipfel des Vulkans ist mit einer Ausdehnung von 32 mal 34 km fast so groß wie Berlin. Der Boden der Caldera befindet sich bis zu 2,7 km unterhalb der Abbruchkante. Die wahre Größe von Tharsis Tholus ist allerdings verdeckt. Der Vulkan ist von zahlreichen erstarrten Lavaflüssen umflossen. Das hat zur Folge, dass der ursprüngliche Fuß des Vulkans nicht mehr erkennbar ist.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Teil der Tractus Catena

    Teil der Tractus Catena

    Teil der Trichterketten von Tractus Catena in der Tharsis-Region bei 23° N und 257° O, aufgenommen mit der HRSC am 22. Juni 2011 im Orbit 9538.

    Tractus Catena besteht aus einer Reihe geradliniger Bruchstrukturen, entlang deren Verlauf sich Ketten von bis 1500 m tiefen Trichtern gebildet haben, deren Entstehung noch nicht völlig geklärt ist. Solche Aneinanderreihungen einzelner rundlicher Senken bildeten sich stets entlang von Störungen in der spröden Marskruste. Die Prozesse, die zu solchen Trichterketten geführt haben, können ganz unterschiedlicher Natur sein: Zum einen treten diese Ketten häufig an Flanken von flachen Schildvulkanen auf, die einen großen Basisdurchmesser haben. Wenn ein Lavafluss an seiner Oberfläche abkühlt und erstarrt, im Inneren jedoch flüssig bleibt und wie in einer Röhre weiterfließt, kann ein Tunnel bzw. eine entleerte Lavaröhre zurückbleiben. Im Laufe der Zeit brechen dann entlang des Dachs der Röhre einzelne Abschnitte ein und hinterlassen an der Oberfläche rundliche Senken. Eine weitere Möglicheit sind rein mechanische Vorgänge ohne den Einfluss vulkanischer Prozesse: Durch eine Dehnung der Marskruste kommt es zu Dehnungsbrüchen, so genannten Extensionsklüften, entlang deren Verlauf sich rundliche Senken bilden. An diesen Senken "sackt" das Material an der Oberfläche nach unten. Dass in dieser Region die Marskruste gedehnt wurde, wird durch die geradlinig verlaufenden Bruchstrukturen bekräftigt, einzelne Geländeblöcke sind infolge der Dehnung in die dadurch entstandene "Lücke" abgesackt und bilden nun markante Geländestufen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Krater Hadley bei 19° S und 157° O

    Krater Hadley bei 19° S und 157° O

    Krater Hadley an der Übergangszone vom alten, südlichen Hochland zur jüngeren Tiefebene bei 19° S und 157° O, aufgenommen mit der HRSC am 9. April 2012 im Orbit 10.572.

    Gleich mehrmals wurde der Hadley-Krater im Laufe seiner Geschichte von großen Asteroiden getroffen. Die so entstandenen Krater im Krater ermöglichen einen über zwei Kilometer tiefen Einblick in die Marskruste. Besonders interessant sind die Auswurfdecken von kleineren Kratern im Inneren von Hadley. Zwei von ihnen (am oberen Rand) und der mittlere tiefe sind von Auswurfdecken umgeben, die einen unregelmäßig verlaufenden, lobenförmigen Rand haben. Das spricht dafür, dass zum Zeitpunkt des Einschlags Eis oder Wasser unter der Oberfläche vorhanden war. Durch die große Energie während des Einschlags wurden diese flüchtigen, volatilen Stoffe mobilisiert, was zu bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des Marsbodens führte. Das ausgeworfene, teilverflüssigte Material wurde dann um den Einschlagskrater abgelagert und bildet zur Umgebung eine deutliche Geländestufe. Unter Berücksichtigung der Topographie der beiden Krater könnte bis in eine Tiefe von etwa 1800 Metern Eis im Untergrund vorhanden gewesen sein.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Nereidum Montes bei 40° S und 310° O

    Nereidum Montes bei 40° S und 310° O

    Nereidum Montes bei 40° S und 310°O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express im Orbit 10.736 am 6. Juni 2012.

    Die Bergkette Nereidum Montes ist mit über tausend Kilometern Länge Teil des Randgebirges von Argyre Planitia, dem zweitgrößten und komplexen Einschlagsbecken auf dem Mars. Die Nereidum Montes befinden sich unmittelbar innerhalb des Hauptrings von Argyre und sind Teil des nördlichen Randgebirges. Eine Vielzahl von Landschaftsformen unterschiedlichen Ursprungsfinden sich hier. Einige sind durch Winderosion entstanden, andere durch Bewegungen von Gletschern auf der Oberfläche. Ein markantes Netz von kleinen, verästelten Tälern zeugt von Wasser, das vom Rand Argyres über die Oberfläche ins Innere des Beckens geflossen ist. Es stammt entweder von Regenfällen in der Frühzeit des Mars oder von geschmolzenem Gletschereis. Die meisten Krater in diesem Bild sind mit einem Material angefüllt das ein auffälliges, konzentrisches Muster auf ihrer Oberfläche aufweist Derartige Strukturen deuten auf Gletscher hin, die von Gesteinsschutt bedeckt sind. Diese Krater sind bis hoch an den Rand angefüllt. Unter dieser trockenen Schutt- und Gerölldecke könnte heute noch Wassereis vorhanden sein. Von einigen Kratern gehen Gletscherzungen aus. Später bildeten sich in trockeneren Zeiten die glatten Ebenen, auf denen heute die Spuren von Winderosion zu sehen sind. Diese Ebenen gehören zu den jüngsten Oberflächen dieser Region. Der Wind hat dort Staub und Sand abgelagert und ausgedehnte Dünenfelder entstehen lassen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Region Sulci Gordii östlich des Olympus Mons

    Region Sulci Gordii östlich des Olympus Mons

    Region Sulci Gordii östlich des Olympus Mons bei 17° N und 234° O, aufgenommen mit der HRSC auf Mars Express am 23.01.2013 im Orbit 11531.

    Die Region Sulci Gordii befindet sich etwa 200 km östlich des Olympus Mons und wurde von gewaltigen Erdrutschen, Lavaströmen und tektonischen Kräften geformt, die mit der einstigen vulkanischen Aktivität des Vulkans zusammenhängen. Sulci Gordii ist eine als "Aureole" bezeichnete Sedimentablagerung. Aureolen zeugen vom Kollaps der unteren Abhänge des Olympus Mons in seiner fernen Vergangenheit. Heute bilden mehrere Kilometer hohe Steilkanten den Rand des Vulkans. Der Einsturz der unteren Abhänge wurde durch eine Schwächung des Gesteinssockels unterhalb des Vulkans verursacht, vermutlich durch Eindringen von unterirdischem Wasser. Beim Einsturz rutschte felsiges Geröll ab und verteilte sich über Hunderte von km auf die angrenzenden Vulkanebenen, was schließlich zur Ausprägung der heute sichtbaren, rauen Oberfläche führte.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Teil der Claritas Rupes bei 27° S und 254° O

    Teil der Claritas Rupes bei 27° S und 254° O

    Teil der Abbruchkante Claritas Rupes bei 27° S und 254° O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express am 30.11.2013 im Orbit 12.600.

    Claritas Rupes umgibt das Grabensystem Claritas Fossae und bildet die östliche Grenze der riesigen Vulkanregion Tharsis, in sich die meisten großen Marsvulkane befinden. Die vielen Brüche sind durch Spannungen in der Marskruste bei der Bildung der bis zu 10 km hohen Tharsis-Aufwölbung entstanden. Das Aufbrechen der Oberfläche bewirkte, dass ganze Blöcke der Kruste in die entstandenen Zwischenräume abglitten und so das charakteristische Landschaftsbild mit auffallenden Geländestufen erzeugten. Rechts im Bild im Bild erkennt man einen helleren Hügel, der aus relativ weichem und leicht erodierbarem Material zu bestehen scheint. Dieses Material befindet sich auch an der Abbruchkante in der rechten unteren Bildhälfte und könnte sogenannte Phyllosilikate enthalten. Hierbei handelt es sich um Tonminerale, die reich an Eisen und Aluminium sind und nur unter längerer Einwirkung von Wasser auf vulkanischem Gestein entstehen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Hydraotes Chaos bei 323° O und 2° N

    Hydraotes Chaos bei 323° O und 2° N

    Hydraotes Chaos bei 323° O und 2° N, Mosaik aus Aufnahmen der HRSC auf Mars Express aus den Orbits 0018, 2035, 2057 und 2180. Hydratoes Chaos ist ein großes Becken mit mit unzähligen freistehenden und bis zu 2000 m hohen Bergen nahe des Äquators im Marshochland. Man nimmt an, dass in der Frühzeit des Mars Wasser in Form von Eis in Hohlräumen unter der Oberfläche des Hochlands gespeichert war, das erwärmt wurde und taute. Anschließend stand es so unter Druck, dass es mit großer Energie entlang von Spalten und Störungszonen an der Oberfläche austrat und das Deckgebirge in großen Schollen zusammenstürzte. Beim Abfließen erodierte das die Landschaft und hinterließ nach und nach die heute sichtbaren markanten Spuren. Dafür spricht auch, dass sich viele der chaotischen Gebiete am Anfang von großen Ausflusstälern befinden, durch die ganz offensichtlich enorme Mengen an Wasser mit großer Energie aus dem Hochland in Richtung der nördlichen Tiefebenen strömten. Die Wassermengen die durch Hydraotes Chaos zunächst gespeichert waren und dann durch das Simud Vallis nach Norden strömten, müssen gigantisch gewesen sein. In ihrer Gesamtheit flossen sie aus einem Einzugsgebiet von etwa 1500 km Durchmesser ab. Das Hydraotes Becken hat einen Durchmesser von 420 km, man nimmt an, dass es sich schon vor sehr langer Zeit, vor mehr als dreieinhalb Millionen Jahren, gebildet hat.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Süden der Phlegra Montes

    Süden der Phlegra Montes

    Der Süden der Phlegra Montes bei 160° O und 31° N, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express am 8.10.2014 im Orbit 13.670.

    Wie ein langer, leicht gekrümmter Sporn ragt das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes in die nördlichen Tiefebenen des Mars hinein. Die mehrere hundert km lange Aneinanderreihung zahlreicher Berge, Grate und Hügel liegt östlich des Vulkans Hecates Tholus in der Vulkanregion Elysium. Durch Schwankungen der Rotationsachse des Mars in der Vergangenheit vor hunderten von Millionen Jahren muss es in den Phlegra Montes zeitweise zu massiven Vergletscherungen gekommen sein.

    Der Westen (obere Bildhälfte) wird von einer Ebene dominiert, deren glattes Material bis an die Berge heranreicht und deren Basis überdeckt. Auf der Ebene kann man Runzelrücken erkennen, die beim Erkalten von dünnflüssiger, basaltischer Lava entstehen. Möglicherweise haben diese Laven ihren Ursprung am Vulkan Hecates Tholus in 450 km Entfernung. An den Flanken einer Gruppe größerer Hügel befinden sich mehrere von West nach Ost verlaufende kleine Täler, die in eine beckenartige Struktur münden. Das dort abgelagerte Material unterscheidet sich von dem an den Berghängen, es scheint stärker erodiert zu sein.An den am weitesten östlich gelegenen Hügeln wölbt sich dieses Material am Fuß dieser Berge stellenweise auf. Das deutet darauf hin, dass es an den westlich davon gelegenen Bergflanken zu Hangrutschungen ganzer Gesteinsdecken gekommen sein muss.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Ausschnitt aus dem Bildkartenmosaik MC-11 Ost mit farbkodierter Höhe

    Ausschnitt aus dem Bildkartenmosaik MC-11 Ost mit farbkodierter Höhe

    Die vom DLR betriebene Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express bildet seit Januar 2004 etwa bei jeder dritten bis vierten Marsumrundung einen Teil der Marsoberfläche ab. In elf Jahren entstanden dabei über 4000 Bildstreifen von 50 bis 100 Kilometer Breite und mehreren hundert Kilometern Länge in Nord-Südrichtung. Die mit neun Sensoren gewonnenen Stereo-Bilddaten zeigen den Mars nicht nur in Farbe und hoher Auflösung, sondern gestatten es, für jeden Bildpunkt auch die dritte Dimension, die Höhe, zu berechnen. Die Arbeitsgruppe für 3D-Kartierung im HRSC-Team hat nun für die östliche Hälfte des Kartenblatts „MC-11“ in der Nähe des Marsäquators ein Bildmosaik berechnet, das eine Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern umfasst, eine Fläche etwa sechsmal größer als Deutschland. Die Abbildung zeigt einen Ausschnitt der farbkodierten Reliefkarte mit hoch gelegenen Gebieten in rot und orange und tiefer gelegenen Gebieten in Gelb-, Grün- und Blautönen. Die Spannweite der Höhenunterschiede beträgt etwa 5000 Meter.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Siloe Patera in Arabia Terra

    Siloe Patera in Arabia Terra

    Siloe Patera in Arabia Terra bei 36° N und 6° O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express im Orbit 13.837 am 26.11.2014.

    Die direkte Drauf­sicht auf Siloe Patera zeigt einige der landschaftlichen Besonderheiten, die eine amerikanische Gruppe von Wissenschaftlern als Ergebnis des Ausbruchs eines Supervulkans interpretiert. Die Morphologie der Struktur deute auf eine entleerte, riesige Magmakammer unter diesem Krater, in die der Krusten-"Deckel" hineinsackte und so eine Caldera, ein Vulkankrater, entstand. Auch gibt es weder einen Zentralberg im Zentrum des Kraters, noch einen markanten Wall von Auswurfmaterial. Andererseits gibt es auch mehrere landschaftliche Merkmale, die mit einem "gewöhnlichen" Einschlagskrater erklärt werden könnten.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Mit Sedimenten verfüllter Krater

    Mit Sedimenten verfüllter Krater

    Mit Sedimenten verfüllter Krater bei 19° S und 327° O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express am 20.7.2015 im Orbit 14.649.

    Die konkave Vertiefung dieses Kraters mit einem Durchmesser von etwa 25 km ist mit Sedimenten angefüllt, die von einem weiter westlich gelegenen Bergmassiv in den Krater transportiert wurden. Die ursprünglich glatte Oberfläche hat infolge von Setzungsbewegungen tiefe Risse bekommen, so dass sich dadurch ein so genanntes „chaotisches Gebiet“ gebildet hat. An den inneren Abhängen des Kraters fallen zahlreiche „Knubbel“ auf anstelle der an Kratern dieser Größe auftretenden, eher terrassenartigen und bogenförmigen Geländemerkmale. Dieses Strukturen deuten möglicherweise das ursprüngliche Höhenniveau der Sedimentschichten im Kraterinneren an.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Mosaik der Nordpoleiskappe von 0 bis 260° O und von 78 bis 90° N

    Mosaik der Nordpoleiskappe von 0 bis 260° O und von 78 bis 90° N

    Farbmosaik des gesamten Nordpols von 0 bis 360° O und von 78 bis 90° N, erstellt aus 32 Aufnahmen der HRSC an Bord von Mars Express.

    Die Nordpoleiskappe hat einen Durchmesser von 1100 km, ist stellenweise über 2 km dick und weist ein ungewöhnliches, fast perfekt symmetrisches Muster auf. Sie bedeckt eine Fläche von etwa 1 Mio. km2 und dehnt sich vom Nordpol nach Süden bis zum 80. Breitengrad aus. Sie besteht aus einem Gemisch aus Wassereis und Kohlendioxideis. In das Kohlendioxideis wurde durch die Marswinde auch Staub eingebraucht, wodurch die spektakulären Farbwechsel zu erklären sind. Das Volumen der Eiskappe wird auf 1,2 Mio km3 geschätzt, das ist ungefähr die Hälfte der Grönlandeiskappe auf der Erde. Im Marswinter kondensiert ein beträchtlicher Teil des Kohlendioxids aus der Atmosphäre und rieselt dann auf die Oberfläche. Dadurch wächst die Wintereiskappe bis zum 68. Breitengrad an. Die zusätzliche Eisdecke ist allerdings nur einen bis zwei Meter dick. Im Frühjahr sublimiert sie rasch, geht also vom festen direkt in den gasförmigen Zustand über.

    Zu den charakteristischen Merkmalen der Nordpoleiskappe gehören dunkle Furchen, die sich spiralförmig entgegen des Uhrzeigersinns vom Polzentrum nach außen winden. Durch welchen Prozess es zwischen den spiralförmig angeordneten Eisflächen zu den mehrere hundert Meter tiefen Taleinkerbungen kommt, ist noch nicht geklärt. Möglicherweise hat es mit den in dieser Gegend vorherrschenden Windrichtungen zu tun.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, NASA MGS MOLA Science Team

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  • Mosaik des Kraters Korolev

    Mosaik des Kraters Korolev

    Krater Korolev bei 71,5 bis 73,8 N und 161,8 bis 168,0° O, Bildmosaik aus fünf Orbitstreifen der HRSC an Bord von Mars Express.

    Krater Korolev ist ein gut erhaltener Einschlagskrater mit 82 km Durchmesser und einer dauerhaft stabilen Wassereiskuppe. Er befindet sich im nördlichen Tiefland des Mars unweit des Dünenfeldes Olympia Undae, das einen Teil der Nordpoleiskappe umgibt. Die gewölbte Eiskuppe im Inneren bildet einen etwa 2200 Kubikkilometer umfassenden Gletscher aus nicht-polarem Eis auf dem Mars. Das ist in etwa ein Zehntel des Volumens der Ostsee. Man kann jedoch davon ausgehen, dass dieser Eismenge einige Anteile Staub beigemischt sind. Kleinere Mengen Wassereis sind in Form von dünnen Frostlagen auf und um den Kraterrand verteilt.

    Wassereis ist im Krater Korolev dauerhaft stabil, weil die Vertiefung eine natürliche Kältefalle darstellt. Die über dem Eis liegende Luft kühlt ab und ist dadurch schwerer als die Außenluft. Da Luft ein schlechter Wärmeleiter ist, schirmt sie das Eis von der Umgebung ab. Wenn sie unbeweglich über dem Eis liegt, findet nur eine geringe Erwärmung des Eises durch Wärmeaustausch statt, un die kalte Luft schützt die Eisablagerung vor der Erwärmung und dem Verdampfen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Der Mars vom Nordpol bis zum Hellas-Becken

    Der Mars vom Nordpol bis zum Hellas-Becken

    Dieses außergewöhnliche Bild zeigt den Mars im Frühling auf der Nordhalbkugel mit seiner Polkappe aus Wassereis und der bis etwa 70 Grad nördlicher Breite ausgedehnten Bedeckung durch Kohlendioxideis. Darunter schließen sich die ausgedehnten Ebenen von Vastitas Borealis („Nordliche Einöde“) an, über die sich ein Wolkenschleier nach Süden über mit dunklem Sand bedeckte Gebiete erstreckt. Im Anschluss daran, bei 50 Grad nördlicher Breite, sieht man den Krater Lyot mit seinen auffälligen Doppelringen. In der Bildmitte ist anhand einer deutlichen Geländekante der Übergang von den tiefer liegenden und geologisch jüngeren Ebenen des nördlichen Tieflandes zum Marshochland zu erkennen. Die deutlich höhere Anzahl von Kratern zeigt, dass das südliche Hochland wesentlich älter ist als das Tiefland im Norden. Durch die Bildmitte verläuft von Nord nach Süd der 40. östliche Längengrad. Links der Bildmitte ist in der Region Arabia Terra als markante Struktur der 415 Kilometer große Krater Cassini zu sehen, benannt nach dem bedeutenden italienisch-französischen Astronomen Giovani Domenico (Jean Dominique) Cassini (1625-1712). Südlich des Äquators (er markiert etwa das untere Bildviertel) ist das Hochland von Terra Sabaea nochmals von ausgedehnten dunklen Sandlagen und Dünenfeldern bedeckt. Auch hier ist ein großer Doppelringkrater, der Krater Huygens, zu erkennen. Im Südosten (rechts unten) ist das größte Einschlagsbecken des Mars, die über 2000 Kilometer große Hellas Planitia, von Wolken bedeckt. Die Aufnahme entstand im Juni 2019 mit der vom DLR betriebenen High Resolution Stereo Camera (HRSC) auf der ESA-Raumsonde Mars Express.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Nördlicher Teil der Deuteronilus Mensae

    Nördlicher Teil der Deuteronilus Mensae

    Norden der Region Deuteronilus Mensae bei 44° N und 25,5° O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express am 25.2.2018 im Orbit 17.913.

    Die Region Deuteronilus Mensae ist etwa so groß wie Deutschland und bildet den markanten Übergang vom südlichen Hochland zu den Tiefbenen der nördlichen Hemisphäre. Dieser ist durch zahlreiche freistehende Tafelberge, auch „Zeugenberge“ genannt, charakterisiert, die bei der von Norden nach Süden vordringenden Erosion übriggeblieben sind Die Täler zwischen diesen Zeugenbergen entstanden zum einen durch die erodierende Wirkung von fließenden Gewässern. Häufig finden sich aber auch Spuren, dass Gletscher die Landschaft stark geprägt haben. Wie auf der Erde entwickelt das unter dem Eigengewicht ganz langsam fließende Eis von Gletschern eine starke Erosionskraft. Das am Grund der Gletscher abgehobelte Material und das von den steilen Berghängen an den Gletscherseiten auf das Eis fallende Gestein wurde mit den nach Norden kriechenden Gletscherzungen abtransportiert und durch die intensive Reibung zerkleinert. Die Abtragung des alten Hochlandgebiets hinterließ verschieden große Zeugenberge. Ihre plateauartigen Oberflächen repräsentieren die Überreste einer einstmals viel weiter nach Norden ausgedehnten Landoberfläche und bezeugen somit die Höhe des ehemaligen Geländeniveaus. Die Geländeformen machen deutlich, dass es mehrere Vergletscherungsphasen gegeben haben muss. Viele Krater haben stark erodierte Ränder und wurden von verfrachtetem und abgelagertem Material fast komplett verfüllt. Stellenweise sind sie gerade noch als kreisrunde Strukturen mit flachem Boden zu erkennen, manchmal ragt nur noch teilweise der Zentralberg aus den Sedimenten.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 2.0 IGO

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  • "Horst-und-Gra­ben-Land­schaft" in As­cu­ris Pla­num

    Wie im geologischen Lehrbuch sind in diesem etwa 200 mal 80 Kilometer großen Ausschnitt von Ascuris Planum parallel verlaufende Spuren tektonischer Dehnungskräfte zu sehen, die als "Horst-und-Graben-Struktur" bezeichnet werden. Wird eine starre, spröde Gesteinskruste gedehnt, beispielsweise weil der Untergrund angehoben wird, gerät die darüber liegende Oberfläche unter Spannung. Steigt die Dehnungsspannung über einen Grenzwert, kommt es zu einem Aufbrechen der Kruste entlang mehr oder weniger steil einfallender Bruchflächen: Das Ergebnis ist eine "Störungszone". Dehnt sich die Kruste weiter, rutschen große Gesteinsblöcke entlang der Bruchflächen mehrere hundert Meter, manchmal auch ein- bis zweitausend Meter in die Tiefe: Ein tektonischer Graben entsteht. Die zu beiden Seiten stehen gebliebenen Blöcke überragen nun die Landschaft und bilden die dazugehörigen Horste.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Drillingskrater in der Region Noachis Terra

    Drillingskrater in der Region Noachis Terra

    Drillingskrater in der Region Noachis Terra bei 37° S und 19° O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express im Orbit 20.982 an 6.8.2020.

    Dieser seltene Drillingskrater in Noachis Terra im südlichen Marshochland besteht aus drei sich überlagernden Einschlagskratern. Der größte von ihnen misst 45, der mittlere etwa 34 und der kleinste 28 Kilometer im Durchmesser. Entweder ist ein in drei Teile zerbrochener Meteoroid verantwortlich dafür oder es war Zufall, dass drei Projektile unabhängig voneinander an nahezu derselben Stelle und in zeitlichem Abstand auf dem Mars einschlug. Aufgrund der Tatsache, dass um den kleinsten Krater noch Teile der Auswurfdecke zu erkennen sind, liegt es nahe, dass zumindest dieser kleinere Krater deutlich nach den beiden größeren entstanden sein muss. Deren Auswurfdecken sind längst erodiert und verwischt. Am nördlichen Rand des Krater-Drillings ist noch eine weitere kleine, kreisförmige Struktur zu erkennen, die möglicherweise einen vierten, nun verfüllten Einschlagskrater darstellt.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Dunkle Sandablagerungen in Südpolnähe

    Dunkle Sandablagerungen in Südpolnähe

    Dunkle Sandablagerungen in der Nähe des Mars-Südpols bei 78° S und 148° O, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express am 8. November 2020 im Orbit 21.305.

    Die Aufnahme zeigt ein Dünenfeld und mehrere periglaziale Landschaftsformen in der südlichen Polarregion des Mars, die einem Engel und einem großen Herz ähneln, die aus dunklen Sanden geformt sind. Zum Zeitpunkt der Aufnahme herrscht dort Sommer und die Oberfläche wurde freigelegt. Im Winter ist diese Region unter einen Kohlendioxideisschicht verborgen.

    In der oberen Bildmitte ist ein etwa 15 Kilometer großer Einschlagskrater zu sehen, in dem dunkle Sande den „Kopf des Engels“ bilden. Der Rand des Kraters ist fast 1000 Meter hoch. An mehreren Stellen werden die geschichteten Ablagerungen aus mit Staub vermischten Eis an den oberen Hängen gut sichtbar. Auch in der ovalen Mulde, die die „Hand des Engels“ bildet, ist die Sicht auf die geschichteten polaren Ablagerungen frei. In der Mitte der Bilder liegt eine große herzförmige Vertiefung, die durch einen Steilhang zu einem weiteren großen dunklen Dünenfeld begrenzt wird. Das dunkle Material, das aus Olivin- und Pyroxenmineralen besteht, könnte aus tiefer liegenden Schichten abgelagerten vulkanischen Eruptionsmaterials stammen oder in die Vertiefungen hinein geweht worden sein. In letzteren Fall hätten die Geländekanten wie Windbrecher fungiert, wodurch die Sande dort ‚abgebremst’ und abgelagert wurden. Dieses dunkle Material ist global auf dem Mars verteilt und bildet in unzähligen Einschlagskratern imposante Dünenfelder.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-Sa 3.0 IGO

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  • Eiskappe des Südpols im Frühling

    Eiskappe des Südpols im Frühling

    Eiskappe des Südpols im Frühling, aufgenommen mit der HRSC an Bord von Mars Express im Orbit 11.404 am 17. Dezember 2012.

    Nach ei­ner 343 Ta­ge lan­gen Po­lar­nacht scheint der Süd­pol wie­der im Licht der Früh­lings­son­ne, stei­gen­de Tem­pe­ra­tu­ren wer­den die hier noch et­wa 600 Ki­lo­me­ter durch­mes­sen­de Eis­be­de­ckung wei­ter schrump­fen las­sen. Im süd­li­chen Mars­som­mer hat die Eis­be­de­ckung ei­nen Durch­mes­ser von nur 400 Ki­lo­me­tern. Die Drauf­sicht auf den Süd­pol wur­de aus Or­bi­tal­hö­hen zwi­schen 1330 und 1700 Ki­lo­me­tern auf­ge­nom­men, die Bild­auf­lö­sung be­trägt et­wa 200 Me­tern pro Bild­punkt (Pi­xel). Das Bild ist aus Bild­da­ten der drei Sen­so­ren Blau, Grün und na­hes In­fra­rot zu­sam­men­ge­setzt und ent­spricht an­nä­hernd ei­nem ech­ten Far­bein­druck. Die Far­bun­ter­schie­de in der Eis­be­de­ckung rüh­ren von ei­ner Wech­sel­la­ge­rung von Eis- und Staub­schich­ten her. Die Süd­pol­kap­pe ist bis zu 1500 Me­ter mäch­tig. Wäh­rend der Po­lar­nacht im Win­ter­halb­jahr fal­len die Tem­pe­ra­tu­ren am Süd­pol auf un­ter mi­nus 130 Grad Cel­si­us. Da­bei schneit Koh­len­di­oxi­deis auf die Mar­so­ber­flä­che und lässt die Pol­kap­pe wach­sen.

    Bild: ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

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  • Nordpolkappe des Mars im Sommer

    Nordpolkappe des Mars im Sommer

    This is a wide angle view of the martian north polar cap as it appeared to the Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) in early northern summer. The picture was acquired on March 13, 1999, near the start of the Mapping Phase of the MGS mission. The light-toned surfaces are residual water ice that remains through the summer season. The nearly circular band of dark material surrounding the cap consists mainly of sand dunes formed and shaped by wind. The north polar cap is roughly 1100 kilometers (680 miles) across.

    Bild: NASA/JPL/MSSS

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  • Vollständige Ansicht des Vulkans Olympus Mons

    Vollständige Ansicht des Vulkans Olympus Mons

    Color mosaic of Olympus Mons volcano on Mars from the Viking 1 Orbiter. The mosaic was created using images from orbit 735 taken 22 June 1978. Olympus Mons is about 600 km in diameter and the summit caldera is 24 km above the surrounding plains. The complex aureole terrain is visible at the top of the frame. North is up.

    Bild: NASA/JPL

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  • Mars, Wasserrinnen an einem Kraterrand in den südlichen mittleren Breiten

    Mars, Wasserrinnen an einem Kraterrand in den südlichen mittleren Breiten

    This Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) image shows a suite of south mid-latitude gullies on a crater wall. Gullies such as these may have formed by runoff of liquid water.

    Bild: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

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  • Altes Delta im Krater Eberswalde nordöstlich des Kraters Holden

    Altes Delta im Krater Eberswalde nordöstlich des Kraters Holden

    Scientifically, perhaps the most important result from use of the Mars Orbiter Camera on NASA's Mars Global Surveyor during that spacecraft's extended mission has been the discovery and documentation of a fossil delta. The feature is located in Eberswalde crater northeast of Holden Crater, near 24.0 degrees south latitude, 33.7 degrees west longitude. This image offers a higher-resolution view of a portion of the fossil delta than any seen earlier. North is up. At the bottom of the frame, the image includes the north end of a looping, inverted, meandering channel. The image covers an area of about 3 by 3 kilometers (1.9 x 1.9 miles). It was produced using a technique called "compensated pitch and roll targeted observation," in which the rotation rate of the spacecraft is adjusted to match the ground speed under the camera. At full resolution, this map-projected image is at 50 centimeters (20 inches) per pixel.

    Bild: NASA/JPL/MSSS

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  • Mars, Teil der Südpolkappe im Sommer

    Mars, Teil der Südpolkappe im Sommer

    This Mars Global Surveyor (MGS) Mars Orbiter Camera (MOC) image shows a mid-summer view of a portion of the south polar residual cap of Mars. The large, relatively flat-lying, puzzle-like pieces in this scene are mesas composed largely of solid carbon dioxide.

    Bild: NASA/JPL/Malin Space Science Systems

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  • Helle Ablagerungen im Inneren des Kraters Pollack

    Helle Ablagerungen im Inneren des Kraters Pollack

    This image shows the bright deposit remaining on the floor of Pollack Crater.

    This color treatment is the result of a collaboration between THEMIS team members at Cornell University and space artist Don Davis, who is an expert on true-color renderings of planetary and astronomical objects. Davis began with calibrated and co-registered THEMIS VIS multi-band radiance files produced by the Cornell group. Using as a guide true-color imaging from spacecraft and his own personal experience at Mt. Wilson and other observatories, he performed a manual color balance to display the spectral capabilities of the THEMIS imager within the context of other Mars observations. He also did some manual smoothing along with other image processing to minimize the effects of residual scattered light in the images.

    Bild: NASA/JPL/ASU

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  • Austritt von Gas aus einer Trockeneisschicht in der Südpolregion im Frühjahr

    Austritt von Gas aus einer Trockeneisschicht in der Südpolregion im Frühjahr

    A layer of dry ice covers the South Polar layered deposits every winter. In the spring, gas created from heating of the dry ice escapes through ruptures in the overlying seasonal ice, entraining material from the ground below. The gas erodes channels in the surface, shown in this image, generally exploiting weaker material.

    The ground likely started as polygonal patterned ground (common in water-ice-rich surfaces), and then escaping gas widened the channels. Fans of dark material are bits of the surface carried onto the top of the seasonal ice layer and deposited in a direction determined by local winds.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Helle kleine Sandrippeln und und dunkle Dünen im Krater Proctor

    Helle kleine Sandrippeln und und dunkle Dünen im Krater Proctor

    This view from the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter shows two classes of aeolian bedforms within Proctor Crater. The relatively bright, small ridges are ripples. From their study on Earth, and close-up examination by the MER rovers (roving elsewhere on Mars), we know that ripples are composed of fine sand (less than 200 microns in diameter) or fine sand coated with coarser sand and granules.

    The larger, darker bedforms are dunes composed of sand, most likely of fine size. Ripples tend to move slower than dunes. Because of this, over time, ripples get covered with dust, possibly explaining the bright tone visible here. The dunes are dark probably because they are composed of basaltic sand (derived from dark, volcanic rock) that is blown by the wind enough that dust does not sufficiently accumulate to change their color.

    This area in Proctor Crater, at 47.8 degrees south latitude and 30.7 degrees east longitude, is being monitored by HiRISE to document any changes over time.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

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  • Krater Victoria in Meridiani Planum

    Krater Victoria in Meridiani Planum

    This image of Victoria Crater in the Meridiani Planum region of Mars was taken by the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter at more of a sideways angle than earlier orbital images of this crater. The camera pointing was 22 degrees east of straight down, yielding a view comparable to looking at the landscape out an airplane window. East is at the top. The most interesting exposures of geological strata are in the steep walls of the crater, difficult to see from straight overhead. Especially prominent in this oblique view is a bright band near the top of the crater wall. Colors have been enhanced to make subtle differences more visible.

    Earlier HiRISE images of Victoria Crater supported the exploration of this crater by NASA's Opportunity roverand contributed to joint scientific studies. Opportunity explored the rim and interior of this 800-meter-wide (half-mile-wide) crater from September 2006 through August 2008. The rover's on-site investigations indicated that the bright band near the top of the crater wall was formed by diagenesis (chemical and physical changes in sediments after deposition). The bright band separates bedrock from the material displaced by the impact that dug the crater.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

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  • Staubteufel in Aktion mit Schattenwurf in Amazonis Planitia

    Staubteufel in Aktion mit Schattenwurf in Amazonis Planitia

    A towering dust devil casts a serpentine shadow over the Martian surface in this image acquired by the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter. The scene is a late-spring afternoon in the Amazonis Planitia region of northern Mars. The view covers an area about four-tenths of a mile (644 meters) across. North is toward the top. The length of the dusty whirlwind's shadow indicates that the dust plume reaches more than half a mile (800 meters) in height. The plume is about 30 yards or meters in diameter. A westerly breeze partway up the height of the dust devil produced a delicate arc in the plume. The image was taken during the time of Martian year when the planet is farthest from the sun. Just as on Earth, winds on Mars are powered by solar heating. Exposure to the sun's rays declines during this season, yet even now, dust devils act relentlessly to clean the surface of freshly deposited dust, a little at a time.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Mars, frischer Einschlagkater mit markanten Auswurfstrahlen

    Mars, frischer Einschlagkater mit markanten Auswurfstrahlen

    A dramatic, fresh impact crater dominates this image taken by the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter on Nov. 19, 2013. Researchers used HiRISE to examine this site because the orbiter's Context Camera had revealed a change in appearance here between observations in July 2010 and May 2012, bracketing the formation of the crater between those observations.

    The crater spans approximately 30 meters in diameter and is surrounded by a large, rayed blast zone. Because the terrain where the crater formed is dusty, the fresh crater appears blue in the enhanced color of the image, due to removal of the reddish dust in that area. Debris tossed outward during the formation of the crater is called ejecta. In examining ejecta's distribution, scientists can learn more about the impact event. The explosion that excavated this crater threw ejecta as far as 15 kilometers.

    The crater is at 3.7 degrees north latitude, 53.4 degrees east longitude on Mars. Before-and-after imaging that brackets appearance dates of fresh craters on Mars has indicated that impacts producing craters at least 3.9 meters in diameter occur at a rate exceeding 200 per year globally. Few of the scars are as dramatic in appearance as this one.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Tal mit linearen Dünen im Inneren

    Tal mit linearen Dünen im Inneren

    This HiRISE image shows a valley filled with an assortment of linear ridges. These ridges are often referred to as transverse aeolian ridges, or TAR, and they take a variety of forms. Here they sit at right angles to the direction of the valley, because the topography funnels the wind along the trough.

    At this location, some of the TAR have secondary structures, likely small ripples. It is common for sand dunes to be covered in small ripples, often with different orientations that may be shaped by winds redirected by the larger dunes. Here the secondary structures have an unusual radiating/converging pattern, giving the TAR here a feathery appearance.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Spuren von Staubteufeln in den hohen Breiten am Rand eines Dünenfeldes

    Spuren von Staubteufeln in den hohen Breiten am Rand eines Dünenfeldes

    Gully and defrosting activity have been visible here along the edge of a dune field, along with blocks of frost. Observations of the same area help us check for repeat activity, as well as measuring those meter-scale blocks that we've seen prior. In this case, we want to compare any possible changes with a previous observation, which we acquired in 2011. We've also seen images where carbon dioxide frost was the driving process in creating new gullies, so we know their formation is occurring to this day. Tracking for changes, especially when we look at the 1-kilometer enhanced color swath, can help us find more.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Yardangs und Dünen im Detail

    Yardangs und Dünen im Detail

    Wind is one of the most active forces shaping Mars' surface in today's climate. The wind has carved the features we call "yardangs," one of many in this scene, and deposited sand on the floor of shallow channels between them. On the sand, the wind forms ripples and small dunes. In Mars' thin atmosphere, light is not scattered much, so the shadows cast by the yardangs are sharp and dark. (Note: The cutout is not map-projected, so approximate north is down).

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Teil der Cerberus Fossae mit Dünen

    Teil der Cerberus Fossae mit Dünen

    A dominant driver of surface processes on Mars today is aeolian (wind) activity. In many cases, sediment from this activity is trapped in low-lying areas, such as craters. Aeolian features in the form of dunes and ripples can occur in many places on Mars depending upon regional wind regimes.

    The Cerberus Fossae are a series of discontinuous fissures along dusty plains in the southeastern region of Elysium Planitia. This rift zone is thought to be the result of combined volcano-tectonic processes. Dark sediment has accumulated in areas along the floor of these fissures as well as inactive ripple-like aeolian bedforms known as "transverse aeolian ridges" (TAR).

    Viewed through HiRISE infrared color, the basaltic sand lining the fissures' floor stands out as deep blue against the light-toned dust covering the region. This, along with the linearity of the fissures and the wave-like appearance of the TAR, give the viewer an impression of a river cutting through the Martian plains. However, this river of sand does not appear to be flowing. Analyses of annual monitoring images of this region have not detected aeolian activity in the form of ripple migration thus far.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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  • Versteinerte Dünen im südlichen Melas Chasma

    Versteinerte Dünen im südlichen Melas Chasma

    Sand dunes are found in many places on Mars. At most of these places the dunes are slowly moving, blown by the wind, just like on Earth. However, in this location in south Melas Chasma they appear to have turned to stone.

    The large dunes are slowly being eroded and disappearing, replaced by smaller structures of scalloped sand.

    The map is projected here at a scale of 25 centimeters per pixel. (The original image scale is 26.3 centimeters per pixel; objects on the order of 79 centimeters across are resolved.) North is up.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

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  • Teil von Ariadnes Colles in Terra Cimmeria

    Teil von Ariadnes Colles in Terra Cimmeria

    The THEMIS VIS camera contains 5 filters. The data from different filters can be combined in multiple ways to create a false color image. These false color images may reveal subtle variations of the surface not easily identified in a single band image. Today's false color image shows part of Ariadnes Colles. The term colles means hills or knobs. The hills appear brighter than the surrounding lowlands, likely due to relatively less dust cover. Ariadnes Colles is located in Terra Cimmeria.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/ASU

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  • PSP 001334 2645

    PSP 001334 2645

  • MEX H08 071

    MEX H08 071

  • Marsmond Phobos mit Krater Stickney aus 6.800 km Entfernung in Farbe

    Marsmond Phobos mit Krater Stickney aus 6.800 km Entfernung in Farbe

    The High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter took two images of the larger of Mars' two moons, Phobos, within 10 minutes of each other on March 23, 2008. This is the first, taken from a distance of about 6,800 kilometers. It is presented in color by combining data from the camera's blue-green, red, and near-infrared channels.

    The illuminated part of Phobos seen in the images is about 21 kilometers across. The most prominent feature in the images is the large crater Stickney in the lower right. With a diameter of 9 kilometers, it is the largest feature on Phobos.

    The color data accentuate details not apparent in black-and-white images. For example, materials near the rim of Stickney appear bluer than the rest of Phobos. Based on analogy with materials on our own moon, this could mean this surface is fresher, and therefore younger, than other parts of Phobos.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

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  • Marsmond Deimos, zwei farbverstärkte Ansichten

    Marsmond Deimos, zwei farbverstärkte Ansichten

    These color-enhanced views of Deimos, the smaller of the two moons of Mars, result from imaging on Feb. 21, 2009, by the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) camera on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter.

    Deimos has a smooth surface due to a blanket of fragmental rock or regolith, except for the most recent impact craters. It is a dark, reddish object, very similar to Mars' other moon, Phobos. For a comparison, see HiRISE images of Phobos taken March 23, 2008.

    These Deimos images combine HiRISE exposures in near-infrared, red and blue-green wavelengths. In the enhanced color, subtle color variations are visible—redder in the smoothest areas and less red near the fresh impact craters and over ridges of topographic highs (relative to Deimos' center of gravity). The color variations are probably caused by exposure of surface material to the space environment, which leads to darkening and reddening. Brighter and less-red surface materials have seen less exposure to space due to recent impacts or downslope movement of regolith.

    Deimos is about 12 kilometers in diameter. Its orbital period is 1 day, 6 hours, 17.9 minutes.

    Bild: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

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