Sonntag, 30. Oktober 2011

Planet Mars (19) - Polarkappen


Polarkappen
Eine der ersten Auffälligkeiten, welche Marsbeobachter in ihren Fernrohren bemerkt haben, waren die sich jahreszeitlich verändernden Polkappen. DIETRICH WATTENBERG (1909-1996)  schreibt in seinem 1956 erschienenen Buch „Mars – der Rote Planet“:  Erstmalig wurden die Polkappen von G.F.MARALDI um das Jahr 1672 erwähnt. Er weist aber darauf hin, daß sie schon früher von anderen Beobachtern (HUYGENS, CASSINI) gesehen worden seien, und vermutete, daß sie aus Schnee- und Eismassen bestehen, die den Polarzonen des Mars das Gepräge geben. Derselben Ansicht war auch W.HERSCHEL, der den Mars von 1781 an beobachtete und als erster darauf hinwies, daß sich die Polflecke auf beiden Halbkugeln nicht genau gegenüberstehen, ihre Mittelpunkte also offenbar nicht mit den Drehpunkten der Marskugel zusammenfallen. Des Weiteren bemerkte Herschel, daß die Ausdehnung der Polarflecke im Marswinter zunimmt und im Marssommer zusammenschmilzt, so daß auch diese Eigenschaften auf Schnee und Eis hinzudeuten schienen.


Gerade diese Beobachtungen haben dazu beigetragen, dem Mars ein erdähnliches Erscheinungsbild in der Öffentlichkeit zuzuschreiben, das ungefähr bis zu Beginn der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts Bestand hatte. Diese Bild hat sich seitdem natürlich in gravierender Weise geändert. Was die Polkappen betrifft, hatten die Astronomen vor der Ära der Weltraumfahrt durchaus in vielen Punkten recht, was deren Zusammensetzung (Wasser-eis) und Lage (asymmetrische Lage der Südpolkappe zur Rotationsachse) betrifft.


8.91. Die Polkappen sind mit die auffälligsten Strukturmerkmale des Mars, die man durch ein Amateurfernrohr erkennen und fotografieren kann. Die besten Bedingungen dafür bieten dazu Periheloppositionen, wo der scheinbare Durchmesser des Planetenscheibchens 20“ übersteigt.

Allgemeiner Überblick über die Polarkappen
Bei günstigen Oppositionen kann man bereits mit den Fernrohren, die Amateurastronomen gewöhnlich zur Verfügung stehen, den jahreszeitlichen Wechsel der Polkappen beobachten. Zwar wächst das Marsscheibchen nie über 25.8“. Das reicht aber aus, um auch im Polbereich Details wahrzunehmen.

Die Nordkappe (Planum Boreum) hat nach den Messungen der Marssonden die Gestalt eines breiten Doms, ist ungefähr 1 km dick und hat einen Durchmesser von rund 650 km. Ihr höchster Punkt fällt ziemlich genau mit dem Durchstoßungspunkt der Rotationsachse zusammen und überragt das umgebende Land um ca. 3000 m. Wie die Aufnahmen der Marssonden zeigen, ist sie in verschiedene Bereiche zerschnitten, die durch dunkle canyonartige Täler abgetrennt sind. Die auffällig weiße Farbe der Polkappen wird übrigens durch Ablagerungen und Überzügen aus gefrorenem Kohlendioxid – dem sogenannten Trockeneis - verursacht, während der Kern aus Wassereis bzw. aus einer Mischung von Wasser- und Trockeneis besteht. Der permanente Eiskern der Nordkappe enthält nach neuesten Berechnungen ca. 1200000 Kubikkilometer Wassereis.

Die Südkappe (Planum Australe) ist weniger auffällig, da sie kleiner (ca. 450 km Durchmesser, aber rund 3000 m dick). Ihr Zentrum fällt interessanterweise nicht mit dem wahren Südpol zusammen, was schon früher teleskopische Beobachter bemerkt haben. Ihr höchster Punkt ist ca. 250 km vom Rotationspol entfernt. Den Wassergehalt der Südpolkappe schätzt man auf ungefähr 200000 Kubikkilometer. 


Nordpolarkappe nahe seiner maximalen Ausdehnung, aufgenommen mit dem Hubble-Teleskop. Quelle NASA, HST

Warum die beiden Polkappen – was ihren Wassergehalt betrifft – nicht symmetrisch sind, war lange ein Rätsel. Erst anhand von Computersimulationen konnte man zeigen, daß der nicht uner-hebliche Höhenunterschied (der Bereich um den Südpol liegt im Mittel 6 km höher als der Nordpol) dafür verantwortlich ist. Er führt zu großräumigen Differenzen in der atmosphärischen Zirkulation, die sich im Endeffekt in einer Verstärkung der Wasserdampfkonzentration im Nordpolbereich äußern. Deshalb ist dort auch mehr Wassereis anzutreffen.

Polar Layered Deposits (PLD)
Das Material, aus dem die Polkappen des Mars bestehen, wird aufgrund seiner Struktur und seines Aufbaus als „Polare geschichtete Ablagerungen“ bezeichnet. Sie ist recht passend, weil dieser Begriff (im Folgenden mit PLD abgekürzt, dem ein „N“ für die Nordpolkappe und ein „S“ für die Südpolkappe vorangesetzt wird) sehr anschaulich sowohl die auf hochaufgelösten Aufnahmen sichtbaren Schichtungen als auch die Schichten, die Radaraufnahmen aus ihrem Inneren zeigen, beschreibt. Bei den Schichten handelt es sich um abwechselnde Sedimentationen von Wassereis, silikatischen Staub und Trockeneis bzw. Mischungen davon. 
Sie stellen im Sinne der klassischen Stratigraphie ein geologisches und klimatisches Archiv dar, über das sich Einiges über die nähere Vergangenheit (ungefähr die letzten 10 Millionen Jahre, HERKENHOFF, PLAUT, 2000) des Planeten in Erfahrung bringen läßt. Insbesondere ausgedehnte Klimazyklen können deutlich an der Abfolge der Schichtungen abgelesen werden.

Horizontale Strukturen
Aus hochauflösenden Stereoaufnahmen bzw. in Kombination mit einem Laser-Höhenmesser können – soweit sie freigelegt sind – einzelne Schichtdicken recht genau ermittelt werden. Danach variieren sie ungefähr zwischen maximal 300 m bis hinunter zur Auflösungsgrenze der verwendeten Kamera (~1.5 m unter der Verwendung der hochauflösenden Kamera des MGS. Der Mars Reconnaissance Orbiter konnte diese Auflösungsgrenze mit HIRES noch unterbieten).


Mars Reconnaissance Orbiter HIRISE-Aufnahme eines NPLD-Ausschnitts bei 82.9° nördlicher Breite und 40.9° östlicher Länge. Die einzelnen, durch Wind erodierten Schichten sind deutlich zu erkennen. Quelle NASA

Unterschieden werden die Schichten durch ihre Albedomerkmale, die mit ihrer Zusammensetzung (Verhältnis Staub zu Eis, Korngrößenvariationen in den Staubablagerungen, Staubzusammensetzung) koinzidieren. Viele Einlagerungen im Eis scheinen aus feinem Staub, andere dagegen wiederum aus mehr grobkörnigeren Partikeln zu bestehen. Auch unterschiedliche Verfestigungen sind anhand ihrer Erosionsgrade auszumachen. Diskordanzen im Zusammenhang mit Impaktstrukturen weisen auf lokale Setzungs- und Fließerscheinungen hin. Weiterhin lassen sich an den herausgearbeiteten Schichten vielfältige Erosionserscheinungen, verursacht durch Windabtragung, Sublimation von Eis, Kriechprozesse entlang des Untergrundes etc. nachweisen und im Detail untersuchen. Auch sind oft bogenförmige Strukturen auszumachen, die sich auf Fließbewegungen des Eise aufgrund steigender Auflast im Zentralteil der Polarkappe zurückführen lassen.

Vertikale Strukturen
Mit Hilfe des SHAllow RADar (SHARAD) Instruments des Mars Reconnaissance Orbiters konnte auch die Vertikale Struktur der PLD’s entlang ausgewählter Schnitte untersucht werden (HOLT, SAFAEINILI, 2009). Die räumliche Auflösung, die mit diesem Instrument (einem synthetischen Apertur-Radar) erreicht wird, beträgt vertikal 8 m in Wassereis und 0.3 bis 1 km in horizontaler Richtung, wobei eine Meßspur eine Breite von 3 bis 6 km in Abhängigkeit der Bahnlage des Satelliten besitzt. Gearbeitet wird bei einer Frequenz von 20 MHz und einer Pulsdauer von 85 μs. Aus Laufzeitverzögerungen, die sich durch unterschiedliche dielektrische Konstanten der jeweils homogen angenommenen Schichten ergeben, kann deren Mächtigkeit ermittelt werden. In dem man unterschiedliche „Schnitte“ über die Polkalotte legt, erhält man Informationen über die Zusammensetzung und Dicke der Polareisdepositionen über die ursprüngliche Oberfläche.  Im Folgenden soll kurz die Ergebnisse einer solchen Analyse entlang eines Schnittes über die NPLD vorgestellt werden.


Untergrund (BU), auf dem die NPLD aufliegt, ist deutlich zu erkennen. Ihre Mächtigkeit erreicht im Zentralteil ungefähr 2000 m.   Quelle Holt, Safaeinili, 2009

Die Radarsignale zeigen erst einmal eine weitgehend homogene Stratigraphie mit deutlich unterscheidbaren Schichten unterschiedlicher Dicke. Daraus ergibt sich schon einmal eine zeitliche Homogenität ihrer Entstehung. Abbrüche und Abrutschungen im Bereich von Chasmata sind auf dem Radarquerschnitt deutlich als Diskordanzen zu erkennen. So gesehen gibt es eine gewisse Ähnlichkeit mit dem Längsschnitt einer irdischen Inlandeismasse wie z.B. auf Grönland. 

Im Radarlängsschnitt sind deutlich 4 Schichten auszumachen, die in der Abbildung mit D, C, B und A bezeichnet werden. BU bildet den Untergrund, auf dem die PLD aufliegt. Die D-Schicht zeichnet sich (insbesondere ihre oberste Abdeckung) durch eine besonders hohe Radarreflektivität aus und besitzt eine Mächtigkeit von ungefähr 300 m. Daran schließt sich die C-Schicht an, die aus verschiedenen homogenen Lagen mehr oder weniger guter Radarreflektivität besteht. Sie bildet im Zentrum des Längsschnitts eine Einbuchtung in die darunter liegende B-Schicht, deren Unterseite wiederum konform auf der ca. 200 m mächtigen homogenen A-Schicht aufliegt, welche die Geometrie des Untergrundes BU abbildet. 


Radarschnitte B-B‘ und C-C‘ an zwei Stellen des Übergangsbereichs zwischen dem Chasma Boreale-Rand und Gemina Lingula. Hieraus läßt sich erkennen, daß die Deposition über eine existierende Oberfläche erfolgt ist, die aufgrund der Eisbewegung einer Abtragung unterzogen wurde – genauso, wie man es auch bei irdischen Gletschern beobachtet. Quelle  Holt, Safaeinili, 2009

Die Existenz der Schicht B wird als Rest eines alten Eisschildes interpretiert, welches durch den Druck der später entstandenen Eisauflage (Schicht C) nach außen gedrückt wurde. Sie bildet für die darüber liegenden Schichten quasi eine Anhöhe. Dahinter werden die darüber liegenden Schichten instabil und rutschen ab. Dadurch entstehen Risse, die nach neueren Untersuchungen über Jahrtausende hinweg durch vom Pol ausgehende Fallwinde herausgearbeitet und verbreitert wurden. Auf diese Weise zeichnet der bogenförmig zerklüftete Rand von Gemina Lingula die Reste eines Paläo-Eisschildes nach.

Die Radaruntersuchungen durch den Mars Reconnaissance Orbiter ergaben auch einige interessante Einblicke in die Entstehung der riesigen Grabenstruktur Chasma Boreale. Wie dieser 500 km lange, rund 100 km breite und 1.4 km tiefe Canyon innerhalb der NPLD entstanden ist, war lange rätselhaft. Aufgrund morphologischer Merkmale mußten die ursprünglichen Hypothesen, die meist von einem katastrophenartigen Wasser-ausbruch (z.B. Verflüssigung der Eissohle durch vulkanische Prozesse) ausgingen (Stichwort „Jökulhlaups“), revidiert werden. Ablagerungen entstehen ja Schicht auf Schicht über lange Zeiträume. Diese Schichtbildung kann aber während dieser Zeit lokal gestört werden, z.B. durch beständig wehende Winde. Das Chasma ist demnach genauso wie die anderen spiralförmigen Einschnitte nicht durch Herausarbeiten aus einer bestehenden Eisschicht, sondern durch die Verhinderung seiner Entstehung  über Hunderttausende von Jahren hinweg entstanden. Verantwortlich dafür waren sogenannte Fallwinde. Sie entstehen, wenn die relativ dichte und kalte Luft über den Polen in Richtung Äquator abfließen, wobei sie durch die Corioliskraft eine entsprechende Ablenkung erfahren. Durch diese Kraft werden die Winde zudem in verschiedene Luftströmungen geteilt und formen so über lange Zeiträume hinweg die verschiedenen spiralförmigen Einschnitte in den polaren Regionen des Mars, in dem sie eine wirksame Sedimentation verhindern.


Nächstes Mal: Nordpolarkappe im Detail

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Die Basilika Maria Heimsuchung in Haindorf in Böhmen


Über das wundertätige Marienbild von Haindorf (Hejnice) in Böhmen am Fuße des Isergebirges erzählt man sich folgende Sage:

In Wildeneichen lebte ein armer Bauer, der nährte sich vom Siebmachen und war ein frommer und gottesfürchtiger Mann. Dem wurden einmal seine Frau und sein einziges Kind sehr krank. Da kam der Bauer in schwere Sorgen. Einstmals träumte ihm, er solle ein Marienbild kaufen und dieses in eine Linde setzen, die ihm wohl bekannt war und auf einem schönen freien Plane stand. Nächsten Tag ging der Bauer nach Zittau, kaufte ein Marienbild und setzte es in die Linde und von Stund an wurden die Seinen gesund. Dieses Bild hat nachher viele und große Wunder verrichtet, daß es gar nicht auszusagen ist und die Leute sind so häufig zu ihm gekommen, daß man auch eine Kapelle, später aber ein Kloster an derselbigen Stelle gegründet und das ist das jetzige Kloster Haindorf in Böhmen.

Bei Görlitz lebte ein Eisenhammerknecht, das war ein gotteslästerlicher Gesell, zumal wenn er im Rausche war. Einstmals trank er's unter frevelhaften Reden einem Kruzifixe zu, sprach, der Heiland sollte ihm Bescheid thun; da ward ihm ein trefflicher Bescheid, denn von Stund an ward seine Zunge gelähmt, konnte nicht mehr sprechen und war ganz stumm. Da ging er in sich und that Buße. Sie brachten ihn aber zu einem Pfaffen, der „verlobte" ihn nach Kloster Haindorf an die heilige Maria und augenblicklich ward das Band feiner Zunge gelöst, ging hin und lobete Gott und die heilige Maria von Haindorf.

Von dem Hause in Zittau, wo einst der Bauer das Bild gekauft, geht eine gewisse Sage, daß es bei allen großen Bränden dieser Stadt auf wunderbare Weise sei erhalten worden. Aber es weiß heut zu Tage Niemand mehr, welches Haus es gewesen.

Angeblich soll sich dieses denkwürdige Ereignis 1211 zugetragen haben, als "Zittau" noch aus mehreren Dörfern um eine kleine Burg am Fluß Mandau bestanden hat. Deshalb feierte man dieses Jahr auch das 800 jährige Bestehen der Ortschaft Haindorf. Sicher ist jedoch nur, daß bereits 1472 an der Stelle der heutigen Basilika eine Kapelle, die der heiligen Maria, Mutter Gottes, geweiht war (und die genau an der Stelle der in der Sage erwähnten Linde erbaut wurde), bestanden hat. Um diese Kapelle entstand aus einem langgezogenen Waldhufendorf am Gebirgsfluß Wittig der Ort und später (seit 1917) die Stadt Haindorf. Haindorf entwickelte sich, nachdem an dieser Stelle im Jahre 1692 ein Franziskanerkloster errichtet wurde, zu einem der am stärksten frequentierten Wallfahrtsorte in Nordböhmen (was auch heute noch der Fall ist). Dem trug auch die Errichtung der zweitürmigen Basilika "Maria Heimsuchung" im Barockstil bei, die in den Jahren von 1722 bis 1729 unter Leitung des in Prag tätigen Tiroler Baumeisters Thomas Haffenecker (1669-1730) erschaffen wurde. Sie ist noch um einiges größer als die "Kleine Basilika" in Deutsch-Gabel und ersetzte die damals dort befindliche und baufällig gewordene gotische Klosterkirche. 

Die folgenden Fotos stammen von meinem kürzlichen Besuch der Haindorfer Basilika ...





Das Innere der Basilika beeindruckt neben der erhabenen Größe (sie fasst mehrere 1000 Personen) und neben dem Altar durch seine Deckenmalereien (sie entstanden zu Beginn des 19. Jahrhunderts und sind mittlerweile - wie die gesamte Kirche - aufwendig restauriert worden. Besonders sehenswert ist auch die gotischer Holzplastik der Schwarzen Madonna aus dem Jahr 1380 sowie der Feldaltar Albrecht von Waldsteins (Schillers "Wallenstein") aus dem Jahre 1637.

(abfotografiertes Bild von der Informationstafel, da ich kein Weitwinkel mit hatte)














Samstag, 29. Oktober 2011

Mittwoch, 26. Oktober 2011

Non scholae, sed vitae discimus


Die Schulordnung, so steht es im Schulgesetz, soll einen allgemeinen Verhaltenskodex für Lehrer und Schüler bilden. Sie hat natürlich nur dann Sinn, wenn er auch den Schülern (und Lehrern) bekannt ist. Deshalb wurde die "Schulgesetztafel" erfunden. Nachdem 1717 in Preußen und zuletzt 1835 in Sachsen die allgemeine Schulpflicht eingeführt wurde, gehörte sie zur Grundausstattung jeder Volksschule. Die Zeiten haben sich zwar seitdem geändert (wer wollte das bezweifeln?), aber einige Paragraphen erscheinen durchaus zeitlos. Würde man sie heute noch beachten und durchsetzen, sähe es mit unserem nicht gerade erfolgreichen Bildungssystem vielleicht etwas besser aus...

Das Original dieser Schulgesetztafel kann man z.Z. in der Preusker-Sonderaustellung des Stadtmuseums Löbau (Oberlausitz) besichtigen...




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Montag, 24. Oktober 2011

Raupe einer Großkopf-Rindeneule


Aus dieser großköpfigen Raupe, welche sich an der Reling eines halb abgesoffenen Blechkahns an den Ullersdorfer Teichen (bei Görlitz, Oberlausitz) entlang hangelt, entsteht einmal eine Großkopf-Rindeneule (Acronicta megacephala) - wenn sie nicht vorher von einer hungrigen Meise gefressen wird...






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Sonntag, 23. Oktober 2011

Pilze - Dickschaliger Kartoffelbovist


Ziemlich hart und leicht giftig - der Dickschalige Kartoffelbovist (Scleroderma citrinum)... Nichts für den Sammelkorb.



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Planet Mars (18) - Impaktbecken


Impaktbecken
In der Liste der Superlative des Mars stehen die riesigen Einschlagsbecken Hellas (Durchmesser ~1520 km), Isidis (Durch-messer ~1200 km), Argyre (Durchmesser ~1000 km) und vielleicht Vastitas Borealis, die „große nördliche Tiefebene“, zu Recht mit an der Spitze. Sie entstanden in der Frühzeit des Mars im Zeitalter des „Großen Bombardements“ jeweils beim Einschlag eines mehrere Hundert Kilometer großen Planetoiden.  Obwohl seitdem schon weit mehr als 3.5 Milliarden Jahre vergangen sind, stellen diese Becken noch heute eindrucksvolle morphologische Strukturen dar (auf der Erde wären sie dagegen schon längst spurlos verschwunden), die man selbst mit einem mittleren Amateurfernrohr bei einer günstigen Opposition auf der kleinen Planetenscheibe identifizieren kann. Den Planetenbeobachtern vor GIOVANNI SCHIAPARELLI (1835-1910) war z.B. „Hellas“ (der Name stammt von Schiaparelli) als „Lockyer Land“ bekannt, eine Bezeichnung (sie stammt von R.A.PROCTOR), die heute weitgehend vergessen ist.
Die drei größten (sicheren) Impaktbecken auf dem Mars


Große Impaktbecken sind bei den größeren Gesteinsplaneten des Sonnensystems eigentlich nichts Besonderes. Sie prägen als kreisförmige Maria bekanntlich die Mondvorderseite. Und auf dem Merkur ist das Caloris-Becken eine in diesem Zusammenhang durchaus erwähnenswerte Struktur.  Auch die Erde und die Venus sind sicherlich in ihrer Frühzeit von großen Impakten nicht verschont geblieben (man denke nur an den „Mondimpakt“). Nur daß ihre aktive Oberflächendynamik (bei der Erde die Plattentektonik, bei der Venus Resurfacingprozesse) diese Zeugen aus der Frühgeschichte des Sonnensystems vollständig zerstört und überformt haben.

Hellas-Planitia
Bei Hellas (der klassische Name für „Griechenland“) handelt es sich um ein Multiringbecken im südlichen Hochland, dessen Ringstruktur aber nicht mehr sonderlich deutlich zu erkennen ist. Der Durchmesser erreicht ungefähr 2000 km und die Tiefe ~ 9 km, d.h. in diesem Becken liegt der tiefste Punkt des Mars. 


Photomosaik von Hellas Planitia, zusammengesetzt aus Aufnahmen der Viking-Orbiter. Das innere des Beckens ist relativ flach, wüstenähnlich mit reichhaltigen, kleinskaligen Strukturen. Im Randbereich findet man lokal flußähnliche Strukturen sowie die Einmündungen der großen Ausflußtäler Dao und Harmakhis Vallis. Es scheint möglich, daß das Becken kurz nach seiner Entstehung einmal einen See beherbergt hat. Quelle  NASA

Aus der leichten Ausbuchtung in süd- und südöstlicher Richtung wird auf einen schrägen Einfall des wahrscheinlich rund 500 km großen Impaktors geschlossen (LEONARD, TANAKA, 1993).

Der Impakt selbst muß gegen Ende des „Großen Bombardements“ vor ~3.8 Ga stattgefunden haben, wie die deutlich geringere Kraterdichte im Bassin gegenüber dem umgebenden Hochländern anzeigt.  


Höhenreliefkarte des Hellas-Beckens (dunkelblau ~ -6 km, rot ~2.5 km), abgeleitet aus den MOLA-Daten des MGS. Im rechten Bereich des Beckens sind die großen Ausflußtäler Dao und Harmakhis Vallis deutlich zu erkennen. Man beachte auch, daß innerhalb des Beckens größere Einschlagskrater weitgehend fehlen. Quelle Google Maps,  Mars

Isidis Planitia
Am südöstlichen Rand der großen Elysium-Ebene oberhalb von Tyrrhena Terra und östlich von Syrtis Major befindet sich die über 1000 km große kreisförmige Struktur Isidis Planetia, in welcher im Jahre 2002 der europäische Beagle 2-Lander zerschellt ist.  Daß es sich um ein Impaktbecken handelt, sieht man erst deutlich auf einer Höhenreliefkarte. Im Fernrohr verschmilzt sie mit den helleren Teilen von Elysium und Utopia Planitia (Dichotomie-Grenze), die sich dadurch wiederum deutlich von der Großen Syrte abheben.


Isidis-Becken. Die Farben codieren die Höhe der Landschaft (hellblau -3.6 km, rot  ~3 km). Quelle Google Maps, Mars

Das Innere des Isidis-Beckens ist eben und, wie es scheint, mit Sedimenten (PARKER et.al. 1993) oder Flutbasalten (TANAKA et.al. 2000) verfüllt. Auch der Übergang zu Syrtis Major erfolgt äußerst moderat mit nur einem geringen Anstiegswinkel von höchsten 0.2°. Die Kraterwälle sind in diesem Bereich auch nicht mehr auszumachen (sie existieren in auffälliger Weise eigentlich nur noch in Form der Libya Montes im südlichen Anschluß des Beckens und erreichen dort eine Höhe von bis zu 3400 m), nur die jüngeren Lavaflüsse aus dem Syrtis Major Planum in das Becken hinein kann man anhand ihrer geringen Impaktkraterdichte recht gut erkennen. 

Vielfach wird vermutet, daß Isidis vielleicht einmal eine zeitlang mit flüssigem Wasser oder mit Eis bedeckt war, wodurch sich Sedimente bilden konnten. Deshalb wurde der nördliche Teil auch als Landestelle von Beagle 2 ausgewählt, deren Mission bekanntlich mißlungen ist.

Argyre Planitia
Die „Silberne Ebene“ befindet sich genauso wie Hellas auf der südlichen Hemisphäre des Mars. Sie wird durch die kraterreichen Hochlandregionen Aonia Terra und Noachis Terra begrenzt und enthält in ihrem Randbereich selbst einige größere Impaktkrater wie Hooke (Durchmesser 145 km) und Galle (Durchmesser 230 km). Ihr Alter wird auf 3.9 Ga geschätzt, was ungefähr dem letzten Drittel der Zeit des „Großen Bombardements“ entspricht. Argyre Planitia scheint damit etwas älter als das Hellas-Becken zu sein. 

Es gilt als ziemlich sicher, daß diese große Depression einmal mit Wasser gefüllt war. Eine ganze Anzahl von „Flußtälern“ verlaufen radial in das Argyre-Becken, z.B. der 570 km lange Surius Valles, der 325 km lange Dzugai Valles und der ungefähr genausolange Uzboi Valles. Bei Letzteren, der in nördlicher Richtung mehrere Krater durchschneidet,  sind die Wirkungen von fließendem und stehendem Wasser immer noch gut zu erkennen. Das betrifft insbesondere das Gebiet des ca. 140 km großen Kraters Holden, welcher von mehreren Forschergruppen näher untersucht wurde. In seinem Inneren findet man morphologische Strukturen, die als Ergebnis von Sedimentationen gedeutet werden und damit zeigen, daß es hier einmal einen ausgedehnten Kratersee gegeben haben muß. Am Kraterrand sind weiterhin fein strukturierte Talnetzwerke zu erkennen (NEUKUM et.al. 2007), die zumindest teilweise in den für schlammführende Flüsse typischen Schwemmfächern enden.


Argyre Planitia ist eine kreisförmige ausgedehnte Tiefebene auf der südlichen Hemisphäre des Mars. Quelle Google Maps Mars

Exkurs: Uraltes Flußdelta im Krater Eberswalde
Nördlich schließt sich, durch den Kraterwall getrennt, an Holden der bemerkenswerte Krater „Eberswalde“ an. Er ist durch das „Flußdelta“ bekanntgeworden, welches sich in sein Inneres erstreckt. Der Krater selbst ist wenig spektakulär. Er besitzt eine leicht elliptische Form und ist entlang seiner Längsachse ca. 65 km groß. Aber an seinem Westrand findet man die typischen Merkmale eines Deltas, d.h. mäandernde Fließstrukturen mit Schwemmfächern, stehen gebliebene und aufgeschwemmte Inseln sowie herausgearbeitete Sedimentflächen - heute natürlich völlig ausgetrocknet und teilweise mit Dünen bedeckt. Die Morphologie ähnelt dabei manchen irdischen Flußdeltas, z.B. daß des sibirischen Flusses Lena in das Polarmeer, frappierend. Das eigentlich Besondere ist, daß sich solch ein Delta nur bei einem über längere Zeiträume kontinuierlichen Fluß von Wasser ausbilden kann und nicht bei einem einzelnen, katastrophen-artigen Ereignis wie bei den großen Outflow Channels. Das macht diese Region besonders auch für den Astrobiologen interessant, da es hier vielleicht über viele Jahrtausende stehendes Wasser gegeben hat, also eine ideale Stelle, wo sich Leben ansiedeln konnte, wenn es zu jener Zeit welches gegeben haben sollte. 

Die Entdeckung dieses Deltas hat zu der Vermutung, oder besser Hypothese geführt (T.PARKER et.al. 2002), daß es einmal eine Flußverbindung zwischen dem Argyre-Becken entlang des Uzboi Valles über den riesigen Ares Valles in die nördliche polare Tiefebene gegeben haben könnte. Das wäre dann ein Flußsystem, welches länger gewesen ist, als der irdische Nil. Timothy Parker vermutet, daß vor mehr als 3 Milliarden Jahren das Argyre-Becken kilometertief mit Wasser angefüllt war und dann in nördlicher Richtung übergelaufen ist. Dabei soll sich zuerst der Holden-Krater mit Wasser gefüllt haben. Von ihm ist dann der See im Eberwalde-Krater gespeist worden bis auch er überlief und sich die Wassermassen schließlich in das Ares Valles ergossen. Diese Hypothese ist jedoch sehr umstritten und hat vielleicht mehr Anhänger unter den Wissenschaftsjournalisten als unter den Planetologen. Trotzdem ist sie nicht völlig aus der Luft gegriffen. Vielleicht ergeben sich neue Erkenntnisse bei der weiteren Erforschung dieser hoch interessanten Gegend. Immerhin ist der Eberswalde-Krater, der nach einer kleinen, durch seine Wurstfabrikation bekannten Stadt in der Mark Brandenburg benannt ist, als Ziel der Mars Science Laboratory –Mission (Rover Curiosity) im Jahre 2011 vorgesehen.


Schwemmfächer im Krater Eberswalde. Quelle NASA

Nächstes Mal: Polarkappen

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