MADRID, 14 (EUROPA PRESS)
Bilder der hochauflösenden Stereokamera (HRSC) an Bord der Mars Express-Sonde der ESA zeigen den westlichen Teil des riesigen Grabensystems Acheron Fossae auf dem Mars.
Die Region im Blickfeld der Kamera liegt etwa 1.200 Kilometer nördlich des Olympus Mons, dem höchsten Vulkan unseres Sonnensystems. Die sichelförmige Bergkette erstreckt sich über etwa 800 Kilometer und geht im Norden und Westen in die arkadischen und amazonischen Ebenen über. Im Süden trifft das System auf die Erdrutschmasse am Fuße der Flanken des Olympus Mons.
Charakteristisch für Acheron Fossae sind große, tiefe Brüche (Verwerfungen) in der Marsoberfläche. Diese linearen Brüche sind ein klassisches Beispiel für das, was Geologen eine Graben- und Plateaulandschaft nennen: ein Muster aus parallel zueinander verlaufenden, angehobenen und abgesenkten Krustenblöcken. Diese tektonischen Strukturen entstehen durch die inneren geologischen Aktivitäten eines Planeten, bei denen heißes, formbares Gestein oder auch geschmolzenes Magma aus dem Planetenmantel (der dicken Gesteinsschicht zwischen Kruste und metallischem Kern) an die Oberfläche steigt. Dieser Prozess wird auch als Mantelkonvektion bezeichnet, heißt es in einer Erklärung des DLR, der deutschen Raumfahrtagentur, die die HRSC betreibt.
Druck von unten dehnt die Oberfläche, die wiederum entlang von Verwerfungen Risse bekommt, wodurch Krustenblöcke absinken, während benachbarte, angehobene Blöcke an Ort und Stelle bleiben. Die Acheron Fossae entstanden wahrscheinlich vor etwa 3,7 bis 3,9 Milliarden Jahren, während des Noachiums, als der Mars seine höchste geologische Aktivität erreichte. Im Laufe der Zeit wurden viele der Vertiefungen mit unterschiedlichem Material gefüllt, wahrscheinlich Ablagerungen, die von Gletschern mit ihrem Eis transportiert wurden.
Auf den HRSC-Bildern sind mehrere tiefe Vertiefungen unterschiedlicher Tiefe im nördlichen rechten Bildbereich zu sehen. Bei näherer Betrachtung erkennt man am Boden dieser Vertiefungen glattes Material mit einem stromlinienförmigen Muster. Diese als lineare Talfüllungen (LVFs) bezeichneten Strukturen entstehen typischerweise durch den langsamen Fluss von Geröll, das in Gletschereis eingebettet ist. Man geht davon aus, dass die Ablagerungen hauptsächlich aus Eis bestehen, das von einer Schuttschicht bedeckt ist, ähnlich wie Blockgletscher auf der Erde.
Solche Ablagerungen finden sich häufig in periglazialen Landschaften, die fast das ganze Jahr über gefroren sind. Dies ist sowohl auf dem Mars als auch auf der Erde der Fall. Ihr Vorkommen deutet darauf hin, dass die Region abwechselnde Kalt- und Warmzeiten erlebte, die durch wiederkehrende Zyklen von Gefrieren und Auftauen bedingt waren. Diese Klimaschwankungen sind auf Veränderungen der Umlaufbahn des Mars zurückzuführen, insbesondere auf die veränderte Neigung seiner Rotationsachse.
Im Gegensatz zur Neigung der Rotationsachse der Erde, die relativ konstant bei etwa 23,5 Grad liegt und dank unseres Mondes seit Milliarden von Jahren stabil geblieben ist, schwankt die Achsneigung des Mars aufgrund des Gravitationseinflusses anderer Planeten stärker und häufiger.
Diese Schwankungen treten in einem Zeitraum von nur fünf Millionen Jahren auf und sind daher häufig und relativ schnell. Infolgedessen variiert die Menge der vom Mars empfangenen Sonnenstrahlung in verschiedenen Breitengraden, was zu Veränderungen des Marsklimas und einer Umverteilung des Eises auf der Oberfläche führt. Bei starker Neigung dehnt sich das Eis von den Polen in Richtung der mittleren Breiten aus. Bei geringerer Neigung, wie derzeit, zieht sich das Eis in Richtung der Pole zurück, hinterlässt aber noch immer sichtbare Spuren in der Landschaft.
