Mars – Oberfläche

Allgemeines

Wenn man den Mars am Himmel betrachtet, fällt schon mit bloßem Auge seine orange- bis blutrote Färbung auf, weswegen er auch den Namen des Kriegsgottes Mars (beziehungsweise Ares) erhielt. Die Ursache der Rotfärbung liegt in der chemischen Zusammensetzung seiner Oberfläche: Sie weist einen sehr hohen Anteil von Eisenoxiden auf, im Volksmund Rost genannt. Der feine Eisenoxid-Staub bedeckt den Boden und verteilt sich windbedingt zusätzlich in der dünnen Atmosphäre des Planeten.

360-Grad-Panoramaaufnahme der Marsoberfläche (Courtesy of NASA / JPL)
360-Grad-Panoramaaufnahme der Marsoberfläche (Courtesy of NASA / JPL)

Oben: Diese 360-Grad-Panoramaaufnahme wurde im Zeitraum von drei Marstagen von dem Lander der "Mars Pathfinder"-Mission angefertigt. Dabei fotografierte der Lander jeweils eine andere Richtung ungefähr immer zur selben Zeit. Die lange Zeitspanne war notwendig, um für jede fotografierte Region dieselben Lichtverhältnisse zu gewährleisten, etwa damit der Schattenwurf der Steine konstant ist. Es handelt sich dabei um eine optimierte Version, die perspektivische Verzerrungen nahezu ausgleicht. Das Bild zeigt die typische Marsoberfläche: Gekennzeichnet von intensiven Rottönen ist sie von kleineren und größeren Felsbrocken bedeckt.

Der Metallstab im linken Teil des Bildes gehört zu einer Antenne des Mars Pathfinder. Etwas weiter rechts sieht man am Horizont die "Twin Peaks" – Zwillingshügel, die ein bis zwei Kilometer entfernt sind. Fast direkt darunter kann man die Rampe erkennen, die der kleine Mars-Rover "Sojourner" benutzt hat, um von der Landeeinheit auf die Marsoberfläche zu fahren. Die Spuren des Fahrzeugs sind ebenfalls sichtbar und führen zu einem auffälligen Felsen, der den Namen "Yogi" bekam. Auf dem Bild analysiert Sojourner den Felsen gerade mit seinem Alpha-Protonen-Röntgen-Spektrometer. Weiter rechts auf dem Foto sieht man zwei weitere Landeklappen des Pathfinders, jeweils mit Resten der Airbags, welche die Landung abfederten.

Topografische Karte des Mars (Höhenrelief) (Courtesy of NASA / JPL / GSFC)
Topografische Karte des Mars (Höhenrelief) (Courtesy of NASA / JPL / GSFC)

Links: Eine topografische Karte des Mars. In dem Höhenrelief fallen sofort die zwei extrem verschiedenen Hemisphären des Planeten auf: Die nördliche Hemisphäre wird von Tiefebenen geprägt und liegt bis auf wenige Ausnahmen komplett unter dem Nullniveau. Die südliche Hemisphäre wird dagegen von Hochebenen beherrscht. Lediglich die großen Einschlagsbecken Hellas Planitia (die dunkelblaue Region rechts unten) und Argyre Planitia (das mintfarbene Gebiet westlich von Hellas Planitia) liegen deutlich unter dem Nullniveau. Hellas Planitia bildet mit über acht Kilometern Tiefe den tiefsten Punkt auf der Marsoberfläche. Den höchsten Punkt findet man in der Tharsis-Region. Der Vulkan Olympus Mons (bezeichnenderweise benannt nach dem Sitz der antiken griechischen Götter) erhebt sich mehr als 21 Kilometer über das Nullniveau. Allgemein ist der Mars ein Wüstenplanet, dennoch besitzt er sehr abwechslungsreiche Großlandschaften und Oberflächenformationen, was ihn für die Wissenschaft so interessant macht.

Illustration eines frühzeitlichen Ozeans auf dem Mars (ESA / C. Carreau)
Illustration eines frühzeitlichen Ozeans auf dem Mars (ESA / C. Carreau)

Links: Durch die genauere Erfassung und Beobachtung der Marsoberfläche mit Hilfe immer leistungsfähigerer Instrumente mehren sich in letzter Zeit auch die Hinweise darauf, dass es einst einen großen Ozean auf dem Mars gab. Die nebenstehende Illustration zeigt die mögliche Ausdehnung eines Ozeans, der vor drei bis vier Milliarden Jahren weite Gebiete der niedrig gelegenen Ebenen auf dem Mars bedeckt haben könnte. Sie basiert auf Daten des MARSIS-Radars an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express. Das Instrument kann mit seinen Radarwellen bis zu 80 Meter in den Marsboden eindringen und den Wissenschaftlern Informationen über die Boden-beschaffenheit und dessen Zusammensetzung liefern. Im Rahmen einer Studie hat man die Daten ausgewertet und kam zu dem Ergebnis, dass in bestimmten Regionen eishaltige Sediment-ablagerungen zu finden sind, die stark an einen ehemaligen Meeresboden erinnern. Diese Regionen liegen innerhalb von Gesteinsformationen, die man bereits vorher schon als frühzeitliche Küstenlinien identifiziert hat.

Diese Karte zeigt die Standorte von 226 potenziellen Seen in der Frühzeit des Mars. (Goudge, T.A., Head, J.W., Mustard, J.F. and Fassett, C.I. / MOLA / NASA)
Diese Karte zeigt die Standorte von 226 potenziellen Seen in der Frühzeit des Mars. (Goudge, T.A., Head, J.W., Mustard, J.F. and Fassett, C.I. / MOLA / NASA)

Oben: Ein anderes Forschungsteam ist noch einen Schritt weiter gegangen: Ausgehend von Konservierungsprozessen auf der Erde stellte es die These auf, dass man in bestimmten Gebieten auf der Marsoberfläche unter Umständen noch Fossilien nachweisen könnte, die von längst ausgestorbenen, primitiven Lebewesen stammen. Grundlage der Argumentation ist das Vorhandensein von lehm- und tonhaltigen Bodenschichten an Orten, von denen man annimmt, dass sie frühzeitliche Seebetten darstellen. Die Häufigkeit dieser speziellen Bodenzusammensetzungen ist zwar deutlich geringer als auf der Erde (nur 79 der 226 untersuchten ehemaligen Seebetten zeigten Anzeichen für lehm- oder tonhaltige Bodenschichten), dennoch könnte man zumindest an diesen 79 Orten möglicherweise auf fossile Überreste stoßen. Im Sommer 2012 ist der Mars-Rover Curiosity erfolgreich auf der Oberfläche des Roten Planeten gelandet und wird unter anderem nach Lehm- und Tonsedimenten im Gale-Kraters suchen.

Die Großlandschaften auf dem Mars (Anklicken zum Vergrößern - Courtesy of NASA)
Die Großlandschaften auf dem Mars (Anklicken zum Vergrößern – Courtesy of NASA)

Oben: Auf dieser Marskarte sind sämtliche Großlandschaften und einige interessante Oberflächenstrukturen, wie etwa Vulkane, Gebirgsketten oder große Einschlagkrater eingetragen. Außerdem wurden die Landestellen der beiden Viking-Lander und der Pathfinder-Mission markiert. Auch die ungefähre Position des berühmt-berüchtigten Marsgesichts ist eingezeichnet – es liegt in der Cydonia-Region. Im Folgenden werden die wichtigsten Großlandschaften und deren Eigenarten vorgestellt.

 

Tharsis Regio

Tharsis Regio (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Tharsis Regio (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)

Die Tharsis-Region gehört zu den ausgedehntesten Großlandschaften auf dem Roten Planeten. Man kann sie sogar aus dem Orbit erkennen, sofern keine Sand- und Staubstürme die Sicht erschweren. Wie bereits erwähnt, handelt es sich hier um eine vulkanisch geprägte Hochebene, deren Gesamtfläche rund vier Millionen Quadratkilometer umfasst. Sie liegt in der Nähe des Marsäquators, wobei sich der größte Teil in die südliche Hemisphäre erstreckt. Das obige Bild wurde im April 1999 von der NASA-Sonde "Mars Global Surveyor" gemacht und zeigt das Zentralgebiet von Tharsis Regio mit den vier mächtigen Schildvulkanen und dem Grabensystem Valles Marineris. Oben links liegt Olympus Mons, etwas rechts davon die diagonal von unten links nach oben rechts verlaufenden Tharsis Montes, bestehend aus den Schildvulkanen Arsia Mons (unten), Pavonis Mons (Mitte) und Ascraeus Mons (oben). Die Gipfel der Schildvulkane sind von bläulich-weißen Wassereis-Wolken umgeben. Im östlichen Teil von Tharsis befindet sich das größte Canyonsystem des Sonnensystems, Valles Marineris.

Olympus Mons (Courtesy of NASA / USGS)
Olympus Mons (Courtesy of NASA / USGS)

Oben: Der Basisdurchmesser des riesigen Vulkans Olympus Mons beträgt an der breitesten Stelle über 600 Kilometer, damit entspricht seine Fläche ungefähr den Ausmaßen des US-Bundesstaates Arizona. Die Basis wird von einem Graben umgeben, der sich am Fuß der Abhänge befindet und hauptsächlich mit erstarrter Lava gefüllt ist.

3D-Modell von Olympus Mons (Courtesy of NASA)
3D-Modell von Olympus Mons (Courtesy of NASA)

Oben: In dem dreidimensionalen Modell des riesigen Vulkans ist der bis zu sechs Kilometer hohe Abhang am Beginn seiner Basis besonders gut zu sehen.

Steilhang am Olympus Mons (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Steilhang am Olympus Mons (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Steilhang am Olympus Mons (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Steilhang am Olympus Mons (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Steilhang am Olympus Mons (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Steilhang am Olympus Mons (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))

Oben und links: Der Orbiter "Mars Express" besitzt eine äußerst empfindliche Stereo-Kamera an Bord, mit der hochauflösende Aufnahmen der Marsoberfläche angefertigt werden können. Mit Hilfe dieses HRSC (High Resolution Stereo Camera) genannten Instrumentes konnte man auch die obigen drei Bilder eines Steilhangs am Fuß der Basis von Olympus Mons erstellen. Während der hier gezeigte Abhang relativ steil ist, sind andere Abhänge an seiner Basis eher flach, was auf austretende Lavaströme zurückzuführen ist.

Die Caldera auf seinem Gipfel hat einen maximalen Durchmesser von über 90 Kilometern. Ihre Ränder erheben sich bis zu drei Kilometer über ihre Bodenfläche. Die schiere Größe von Olympus Mons und der anderen Schildvulkane liegt zum einen in den geologischen Eigenschaften des Mars, als auch an seiner geringeren Schwerkraft. Offenbar konnte sich das flüssige Gestein aus dem Mantel in seiner Frühzeit nur an wenigen Stellen einen Weg durch die Kruste hindurch bahnen. An diesen Punkten entstanden die Schildvulkane, die aufgrund der geringeren Schwerkraft zu gigantischen Ausmaßen heranwuchsen. Auf der Erde sind solche Dimensionen bei Vulkanen oder Bergen nicht möglich – sie würden vorher von ihrem eigenen Gewicht erdrückt und teilweise in sich zusammenfallen. Ob Olympus Mons und die anderen Vulkane derzeit nur eine Ruhephase durchlaufen, oder vollkommen erloschen sind, ist unklar. Die Untersuchung bestimmter Lavaströme lässt darauf schließen, dass zumindest Olympus Mons vor rund zwei Millionen Jahren noch aktiv war.

Arsia Mons (Courtesy of NASA / JPL / ASU)
Arsia Mons (Courtesy of NASA / JPL / ASU)

Oben: Arsia Mons ist der südlichste der vier großen Vulkane der Tharsis-Region. Mit einem Basisdurchmesser von etwa 430 Kilometern ist er deutlich kleiner als Olympus Mons, jedoch besitzt er eine größere Caldera, die an ihrer breitesten Stelle 110 Kilometer durchmisst. Der Vulkan ist rund 17 Kilometer hoch, also immer noch wesentlich höher als irdische Vulkane und Berge. Das hier gezeigte Bild ist ein Mosaik aus einzelnen Infrarot-Aufnahmen, welche mit dem Thermal Emission Imaging System (THEMIS) an Bord des Orbiters Mars Odyssey gemacht wurden. Die auffälligen Vertiefungen in der südwestlichen und der nordöstlichen Flanke liegen auf einer Linie mit den anderen beiden Vulkanen der Tharsis Montes. Das legt den Schluss nahe, dass die Ursache für die Entstehung der Vulkankette ein gigantischer Bruch in der Marskruste gewesen sein könnte, der in Richtung Südwest-Nordost verläuft. Möglicherweise wurde der Bruch durch ein Einschlagsereigniss von katastrophalen Ausmaßen verursacht. Ein Kandidat dafür wäre der Einschlag, der das Hellas-Einschlagbecken formte.

Die "Sieben Schwestern" (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / ASU / USGS)
Die "Sieben Schwestern" (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / ASU / USGS)

Oben rechts: Der Orbiter "Mars Odyssey" hat an den Hängen von Arsia Mons mehrere Strukturen fotografiert, welche Eingänge zu Höhlen oder tiefen Schächten darstellen. Infrarotmessungen zufolge ist die Temperaturspanne an den Eingängen nur ein Drittel so groß, wie in der Umgebung, was darauf hindeutet, dass es tatsächlich Eingänge zu verzweigten Höhlensystemen sind. Die Durchmesser der meist kreisrunden Löcher liegen zwischen 100 und 250 Metern. Insgesamt wurden sieben Eingänge entdeckt, weshalb man ihnen die Bezeichnung "Sieben Schwestern" (Seven Sisters) gab. Wegen des extremen Höhenklimas ist es allerdings unwahrscheinlich, dass sich in den Höhlensystemen ein primitives Ökosystem entwickelt hat. Dennoch sind diese Strukturen sehr interessant, denn nachdem ihre Existenz bestätigt ist, kann man in anderen Marsregionen nach ähnlichen Eingängen und Schächten suchen. Wenn eines Tages eine bemannte Marsmission aufbricht, könnten die Astronauten nach ihrer Landung solche Höhlen als Unterschlupf benutzen und gleichzeitig Untersuchungen vornehmen.

Pavonis Mons (Courtesy of NASA / JPL / Malin Space Science Systems)
Pavonis Mons (Courtesy of NASA / JPL / Malin Space Science Systems)

Oben: Pavonis Mons, der mittlere der drei Tharsis Montes, liegt nordöstlich von Arsia Mons. Dieses Bild machte der Mars Global Surveyor im Dezember 2003 mit seiner Mars Orbiter Camera (MOC). Der Vulkan ist mit etwas mehr als 300 Kilometern Durchmesser nicht so mächtig wie Olympus Mons und Arsia Mons. Seine Caldera (45 Kilometer Durchmesser und 4,5 Kilometer tief) ist weniger als halb so groß, wie die Calderen der beiden oben beschriebenen Vulkane. Der Gipfel des Pavonis Mons erhebt sich rund 14 Kilometer über das Nullniveau des Planeten.

Lavakanäle am Pavonis Mons (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum))
Lavakanäle am Pavonis Mons (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum))

Oben: Dieses Bild ist der Stereokamera an Bord der Mars Express zu verdanken. Man sieht einen Teil der südwestlichen Flanke des Vulkans in hoher Auflösung. Die langgezogenen Strukturen sind Lavakanäle, die höchstwahrscheinlich wie folgt entstanden sind: Zunächst fließt relativ dünnflüssige Lava den Abhang hinunter, wobei die oberste Schicht aufgrund der Umweltbedingungen schnell erstarrt. Darunter fließt die Lava jedoch weiter, bis der Nachschub versiegt. Die oberste Schicht bricht früher oder später in die entstandenen Hohlräume ein, wodurch die beobachteten Lavakanäle zurückbleiben. Der längste Kanal auf dem Foto ist knapp 60 Kilometer lang und bis zu 1,5 Kilometer breit. Die Menge des geschmolzenen Gesteins, das diese Kanäle schuf, muss also immens gewesen sein.

Ascraeus Mons (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Ascraeus Mons (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)

Oben: Der nordöstlich von Pavonis Mons liegende Vulkan Ascraeus Mons ist der nördlichste der drei Tharsis Montes. Seine Höhe beträgt etwa 18 Kilometer über dem Nullniveau, was ihn zum zweithöchsten Vulkan des Planeten (und des bekannten Sonnensystems) macht. Die 450 Kilometer breite Basis wird vor allem im südwestlichen, aber auch im nordöstlichen Bereich von Verwerfungen geprägt, ähnlich wie bei Arsia Mons.

Lavakanäle am Ascraeus Mons (Courtesy of NASA / JPL / ASU)
Lavakanäle am Ascraeus Mons (Courtesy of NASA / JPL / ASU)

Diese Aufnahme des THEMIS-Instrumentes an Bord der Mars Odyssey zeigt Lavakanäle und eingebrochene Strukturen an der südwestlichen Flanke des Vulkans. Der dargestellte Bildausschnitt umfasst eine Fläche von 18 mal 65 Kilometern.

Alba Mons (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Alba Mons (Courtesy of NASA / JPL / USGS)

Links: Was den Basisdurchmesser angeht, ist Alba Mons mit Abstand der größte Vulkan des Sonnensystems. Er beträgt über 1.200 Kilometer und übertrifft damit die Basis von Olympus Mons um mehr als das Doppelte. Der Vulkan ist allerdings sehr flach – er erhebt sich nur knapp sechs Kilometer über das Nullniveau. Sein Gipfelbereich wird von einer 100 Kilometer durchmessenden Caldera bestimmt, die seit 2007 als "Alba Patera" bezeichnet wird. Davor galt dieser Name für den gesamten Vulkan. Die Lava von Alba Mons muss im Vergleich zur Lava der anderen Schildvulkanen sehr dünnflüssig gewesen sein, weshalb der Berg zwar recht flach, aber dafür extrem ausgedehnt ist. Das Bild stammt von den Viking-Orbitern. Auf neueren Fotos verschiedener Raumsonden konnten Lavaströme mit Längen von über 300 Kilometern nachgewiesen werden. Im Osten von Alba Mons schließt sich das Grabensystem "Tantalus Fossae" an.

Großaufnahme des Valles Marineris (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Großaufnahme der Valles Marineris (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Valles Marineris (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Valles Marineris (Courtesy of NASA / JPL / USGS)

Links und oben: Das Valles Marineris ist das größte Canyonsystem auf dem Mars (und im gesamten bekannten Sonnensystem). Es beginnt östlich der drei Tharsis Montes und erstreckt sich über rund 4.000 Kilometer in Richtung Osten. Die maximale Breite des vor allem im westlichen Bereich stark verwinkelten Systems beträgt etwa 600 Kilometer. Mit bis zu acht Kilometer tiefen Schluchten stellt es den Grand Canyon in den Vereinigten Staaten (800 Kilometer lang, 30 Kilometer breit und 1,5 Kilometer tief) deutlich in den Schatten. In den Valles Marineris liegt auch der berühmte Mythos über die so genannten "Marskanäle" begründet. Im 18. und 19. Jahrhundert waren die Fernrohre nicht leistungsfähig genug, um aus den Beobachtungen auf den natürlichen Charakter dieser Oberflächenformation schließen zu können.

Damals konnte man nur einige schwache gerade Linien erkennen, weshalb die Theorie aufkam, dass diese Kanäle möglicherweise künstlich geschaffene Strukturen darstellen, zum Beispiel Bewässerungskanäle. Im Laufe der Zeit wurden die Teleskope immer leistungsfähiger und so wurde die Theorie der künstlichen Marskanäle wieder verworfen. Aktuell geht man davon aus, dass die Valles Marineris sich gemeinsam mit der Tharsis Region bildeten. Demnach entstanden sie, als die Marskruste hier durch enorme isostatische Hebungen und vulkanische Aktivitäten im Marsmantel emporgedrückt wurde und irgendwann aufgrund des eigenen Gewichts in sich zusammenfiel. Als Narbe dieser Entwicklung blieb das gigantische Bruchsystem zurück.

Das zentrale Segment von Valles Marineris auf dem Mars, wo ein alter, runder Einschlagkrater durch die Verwerfung um 150 Kilometer gegeneinander verschoben wurde. (Image from Google Mars created by MOLA Science Team)
Das zentrale Segment von Valles Marineris auf dem Mars, wo ein alter, runder Einschlagkrater durch die Verwerfung um 150 Kilometer gegeneinander verschoben wurde. (Image from Google Mars created by MOLA Science Team)

Oben: Einer neuen Studie von Wissenschaftlern der University of California in Los Angeles (UCLA) zufolge zeigt das Grabenbruchsystem Valles Marineris deutliche Anzeichen für plattentektonische Aktivitäten. Demnach bewegen sich in diesem Gebiet zwei Platten (Valles Marineris North und Valles Marineris South) in entgegengesetzte Richtungen aneinander vorbei. Auf diese Weise wurden Teile eines schon bestehenden Einschlagkraters um etwa 150 Kilometer gegeneinander verschoben (siehe das Falschfarbenbild). Im Gegensatz zu der irdischen Plattentektonik scheinen die plattentektonischen Prozesse auf dem Mars aber nicht ständig aktiv zu sein, sondern nach relativ langen Ruhephasen kurzzeitig aktiv zu werden. Weitere Informationen über diese Studie gibt es in der betreffenden News in der Newssektion von astropage.eu: Deutliche Belege für Plattentektonik auf dem Mars entdeckt

Melas Chasma (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Melas Chasma (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))

Links: Melas Chasma ist ein ausgedehnter Graben im Zentralteil der Valles Marineris. Die Raumsonde Mars Express hat das gesamte Canyonsystem bereits mehrmals überflogen und mit der hochauflösenden Stereokamera (HRSC) fotografiert. Mit den zur Erde übermittelten Daten lassen sich realistische dreidimensionale Oberflächenmodelle der fotografierten Regionen erstellen. Das nebenstehende Bild ist ein gutes Beispiel für die technischen Möglichkeiten des Instrumentes, wenn die Daten in den Rechenzentren des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt DLR entsprechend weiterverarbeitet wurden. Der steil abfallende Abhang im Hintergrund erhebt sich rund fünf Kilometer über den Boden der Senke. Die Grenze der Senke wird von wallartigen Erhebungen gebildet, an deren Hängen zahlreiche verschiedene Gesteinsschichten sichtbar sind.

Blick in die Gräben von Noctis Labyrinthus (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Blick in die Gräben von Noctis Labyrinthus (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Ausschnitt von Noctis Labyrinthus (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Ausschnitt von Noctis Labyrinthus (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Oben: Auch diese beiden Bilder basieren auf Daten des Orbiters Mars Express. Oben links ist eine perspektivische Ansicht eines Grabens vom "Labyrinth der Nacht" (Noctis Labyrinthus) zu sehen, in welcher der Blick von Osten in Richtung Westen geht. Das dargestellte Gebiet befindet sich im äußersten Westen der Valles Marineris, beziehungsweise schließt sich im Westen an das Canyonsystem an. Die hohe Auflösung gibt viele Details preis: An den oberen Kanten der Abhänge kann man etwa relativ frische Abrutschungen sehen, während andere Stellen sehr stark erodiert sind. Ohne Bezugspunkte sind die Größenverhältnisse ziemlich schwer abzuschätzen. Die Talsohle links im Vordergrund ist rund 25 Kilometer breit, was die Ausmaße dieser zerklüfteten Region eindrucksvoll hervorhebt. Die Abbildung oben rechts zeigt dasselbe Gebiet, allerdings in einer orbitalen Draufsicht. Der Bildausschnitt misst 85 mal 80 Kilometer.
Topologische Karte von Phoenicis Lakus (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Topologische Karte von Phoenicis Lakus (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Perspektivische Sicht über Phoenicis Lakus aus Richtung Nordwest (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))
Perspektivische Sicht über Phoenicis Lakus aus Richtung Nordwest (Courtesy of ESA / DLR / FU Berlin (G.Neukum))

Oben und links: Phoenicis Lakus ("See des Phoenix") bildet den südwestlichen Teil des Noctus Labyrinthus. Das farbcodierte Höhenrelief (oben) verdeutlicht die zahlreichen Brüche und Gräben, die sich in dieser Region häufen. Es handelt sich dabei um klassische Dehnungsbrüche, die von großen Spannungen aufgrund plattentektonischer Verschiebungsprozesse verursacht wurden. Der gezeigte Bildausschnitt ist etwa 136 mal 60 Kilometer groß, was ungefähr der Fläche von Korsika entspricht. Links ist eine perspektivische 3D-Ansicht der Region zu sehen. Der Blick geht in Richtung Südosten. Die eingebrochene Formation in der Bildmitte ist rund drei Kilometer tief.

 

 

Arabia Terra

Arabia Terra (Courtesy of NASA)
Arabia Terra (Courtesy of NASA)

Links: Arabia Terra ist eine ausgedehnte Hochebene, die der Tharsis-Region auf der anderen Seite des Planeten direkt gegenüber liegt. Auf dem nebenstehenden Foto des Mars Global Surveyor ist Arabia Terra als große helle Fläche auf dem Marsglobus zu sehen. Die maximale Ausdehnung der Hochebene beträgt etwa 5.000 Kilometer, wobei die südlichen und östlichen Bereiche rund vier Kilometer höher liegen, als die Gebiete im Norden und Westen. Arabia Terra entstand vor mindestens 3,9 Milliarden Jahren und gilt damit als eine der ältesten Großlandschaften auf dem Mars. Aufgrund des hohen Alters finden sich auf der Hochebene viele Krater in allen Größenordnungen, die gemeinsam mit anderen Oberflächenstrukturen über lange Zeiträume starken Erosionsvorgängen ausgesetzt waren. Eine Ausnahme davon bilden die Krustengesteine, die von dem Auswurfmaterial der Krater bedeckt sind und dadurch vor Erosion geschützt werden. Arabia Terra erregte im Jahr 2004 große Aufmerksamkeit, als die Sonde Mars Express einen erhöhten Wasserdampfgehalt in der Atmosphäre über dem Areal registrierte. Die dunkle Region, die im Südosten etwas in Arabia Terra hineinragt, ist Syrtis Major.

Geschichtete Hügel in Arabia Terra (Courtesy of MSSS / JPL / NASA)
Geschichtete Hügel in Arabia Terra (Courtesy of MSSS / JPL / NASA)

Links: Ein Merkmal von Arabia Terra sind abgestufte Hügel und Tafelberge, hier fotografiert vom Mars Global Surveyor im Jahr 2003. Die dargestellte Fläche ist etwa drei mal 2,3 Kilometer groß und zeigt einige Hügel, deren abgestufte Schichten deutlich hervortreten. Wie diese Formationen entstehen, ist noch nicht vollständig verstanden. Derzeit nimmt man an, dass die Hügel und Tafelberge einst keine Stufen besaßen. Die Stufen entstanden vermutlich durch Winderosion in Kombination mit dem feinen, dunklen Sand. Im Laufe der Zeit wurden so helle Gesteinsschichten an den Rändern freigelegt, die sich von dunkleren Gesteinsschichten und Sand abheben. Die einzelnen Stufen sind zwischen drei und zehn Meter breit. Am Fuß der Tafelberge befinden sich weitläufige Dünenfelder, deren Richtung von den dort herrschenden Windverhältnissen – und natürlich den Hügeln selbst – beeinflusst wird.

Krater in Arabia Terra (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / University of Arizona)
Krater in Arabia Terra (Courtesy of NASA / JPL-Caltech / University of Arizona)

Links: Dieses Bild wurde am 29. Januar 2010 mit dem High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter aufgenommen. Der Bildausschnitt der Marsoberfläche ist etwa 600 mal 600 Meter groß und zeigt im Zentrum einen ungewöhnlichen Krater von rund 250 Metern Durchmesser. Ungewöhnlich ist er wegen seiner Topografie: Es handelt sich um einen so genannten "inverted crater" (umgekehrter Krater), der oberhalb des umgebenden Höhenniveaus liegt. Normalerweise liegen Einschlagskrater (oder -becken) bedingt durch den Aufprall unter dem Umgebungsniveau. In diesem Fall wurde der Kraterboden mit Sedimenten bedeckt, während Erosionsprozesse die an den Krater grenzenden Gesteinsschichten abgetragen haben. So entstand schließlich diese Formation, die über dem Umfeld liegt. Die dunklen Dünen im Umkreis des Kraters bestehen zum Teil aus Sand, der von dem basaltischen Gestein des Kraters abgerieben wurde.

Komplexer Krater in Arabia Terra (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Komplexer Krater in Arabia Terra (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Großaufnahme des Kraters (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Großaufnahme des Kraters (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)

Links und oben: Das linke Foto stammt ebenfalls von dem HiRISE-Projekt. Die Topologie des hier zu sehenden Kraters ist sehr komplex, mit zwei verschiedenen Bodenebenen und einigen Bruchzonen. Der Krater ist ungefähr 13 Kilometer groß und dient als interessantes Studienobjekt im Hinblick auf wasserbedingte Erosionsvorgänge. Er liegt am nördlichen Rand von Arabia Terra und wird von einer potenziellen Küstenlinie des frühzeitlichen nördlichen Ozeans durchschnitten. Auch aus diesem Grund wird der Krater genaustens untersucht, wobei die Leistungsfähigkeit der HiRISE-Kamera zum Tragen kommt. In den südlichen Randgebieten gibt es mehrere Ablaufrinnen, die darauf hindeuten, dass flüssiges Wasser an der nachträglichen Formung des Einschlagkraters beteiligt war. Die hochaufgelöste Aufnahme oben zeigt einen Ausschnitt der Bruchzonen im südwestlichen Teil des Kraters. Der Kraterboden ist mit Sedimenten aufgefüllt, die möglicherweise von Flüssen angeschwemmt wurden oder sich in einem stehenden Gewässer abgesetzt haben. Die gewellten Randzonen sprechen dafür, dass die Erosionsprozesse vor nicht all zu langer Zeit stattfanden und eventuell auch nach wie vor noch andauern.

 

Elysium Planitia

Elysium Planitia ist nach der östlich gelegenen Tharsis-Region die zweitgrößte vulkanisch geprägte Landschaft auf dem Mars und gehört zu den nördlichen Tiefebenen des Planeten. In der Frühzeit des Mars wurde die Region mehrfach von ausgedehnten Lavaströmen überspült. Dabei wurden auch zahlreiche Einschlagskrater von Lava überflutet, so dass oft nur noch die Kraterränder sichtbar sind, weil sie sich etwas über die Umgebung erheben.

Lavagefüllter Krater in Elysium Planitia (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Lavagefüllter Krater in Elysium Planitia (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Großaufnahme des Kraterrandes (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Großaufnahme des Kraterrandes (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)

Links und oben: Die HiRISE-Kamera hat diese Bilder eines mit Lava gefüllten Einschlagkraters im Juli 2008 zur Erde übertragen. Es handelt sich um einen alten Krater, der von einem der jüngsten Lavaströme überflutet wurde. Im Gesamtbild ist zu sehen, dass der Kraterboden – bedingt durch die erstarrte Lava – relativ glatt und eben ist. Die Lava im Kraterbecken scheint auf der kompletten Fläche abgesackt zu sein. Die logischste Erklärung dafür ist, dass die obere Lavaschicht zunächst erstarrte und die darunter noch flüssige Lava durch eine nicht mehr sichtbare Lücke im Kraterrand abfließen konnte. Danach sackte die oberste Schicht in den entstandenen Hohlraum. Im Kraterzentrum sind einige winzige kreisförmige Kegel auszumachen, die auf explosiv ausgetretenen Wasserdampf zurückgeführt werden können. Wahrscheinlich wurde vorhandenes Grundwasser schlagartig von der Lava erhitzt und durchbrach als Gas mit hohem Druck die Oberfläche. Im westlichen Bereich des Kraters wird der Boden von auffallenden Rissen durchzogen, die durch das Erstarren und das damit einhergehende Zusammenziehen der Lava erzeugt wurden. Die Risse wurden ihrerseits teilweise wiederum von noch weitgehend flüssiger Lava aufgefüllt, welche von unten hochgedrückt wurde. Ähnliche Vorgänge finden auch auf der Erde statt, beispielsweise auf Island.

Ein Ausschnitt von Elysium Planitia (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Ein Ausschnitt von Elysium Planitia (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)

Links: Neben den oben erwähnten fünf Vulkanriesen gibt es auf dem Mars noch einige weitere Vulkane, von denen die meisten ebenfalls in der Tharsis-Region liegen. Die hier gezeigte Aufnahme basiert auf Daten, die der Mars Global Surveyor Anfang Juli 1998 zur Erde funkte und zeigt den westlichen Teil der Großlandschaft Elysium Planitia. Dort befinden sich drei große Schildvulkane: Hecates Tholus (oben), Elysium Mons (Mitte) und Albor Tholus (unten). Der größte von ihnen, Elysium Mons, erhebt sich rund 16 Kilometer über das Nullniveau des roten Planeten und besitzt eine beeindruckende Basis von 500 mal 700 Kilometern. Ungewöhnlich an Elysium Mons ist die Tatsache, dass sich weder an seinen Flanken, noch in seiner Umgebung Lavatröme nachweisen ließen. Die hochauflösenden Fotos der aktuellen Marssonden bestätigen damit den Eindruck der alten Bilder von Mariner 7 und den beiden Viking Orbitern. Elysium Mons hat eine verhältnis- mäßig kleine Caldera von circa 14 Kilometern Durchmesser. In ihrer Nähe befinden sich allerdings noch weitere Krater, die vulkanischen Ursprungs sein müssen. Im Gegensatz zu klassischen Einschlagkratern ist bei ihnen kein ausgeworfenes Material erkennbar.

Ausschnitt von Cerberus Fossae (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)
Ausschnitt von Cerberus Fossae (Courtesy of NASA / JPL / University of Arizona)

Links: In der Tiefebene Elysium Planitia befinden sich mehrere ausgeprägte Riss- und Grabensysteme, deren Ursprung in Fließprozessen von Wasser und / oder Lava liegt. Das nebenstehende Bild der HiRISE-Kamera zeigt einen Ausschnitt eines solchen Systems, das als Cerberus Fossae bezeichnet wird. Blaue Gebiete auf der Falschfarbenaufnahme lassen auf basaltisches Gestein schließen. Bei den wellenartigen Strukturen handelt es sich um Sanddünen, die von feinen Basaltfragmenten umschlossen werden. Die hochgelegenen Bereiche sind etwas blasser, vermutlich aufgrund einer dünnen Staubschicht, die darüber liegt. An der nördlichen Wand kann man einen kleinen Felsüberhang erkennen, was bedeutet, dass diese Felsgesteine widerstandsfähiger gegen Erosion sein müssen, als das darunter liegende Basaltgestein.

 

Hellas Planitia

Topografische Karte von Hellas Planitia (Courtesy of NASA / JPL / GSFC)
Topografische Karte von Hellas Planitia (Courtesy of NASA / JPL / GSFC)

Hellas Planitia ist das Relikt eines katastrophalen Asteroideneinschlags. Das Einschlagbecken hat einen Durchmesser von über 1.800 Kilometern und ist damit nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem Erdmond der zweitgrößte Einschlagkrater im Sonnensystem. In seinem Zentrum finden sich auch die tiefsten Stellen der Marsoberfläche, ausgehend vom Nullniveau liegen sie bis zu sieben Kilometer darunter. Der Randwälle des Beckens hingegen erheben sich rund zwei Kilometer über das Nullniveau. Der im Vergleich zum Nullniveau sehr tief gelegene Kraterboden bedingt eine interessante Eigenschaft: Der atmosphärische Druck ist dort viel größer als auf der durchschnittlichen Höhe, was dazu führt, dass Wasser unter bestimmten Bedingungen in seinem flüssigen Aggregatzustand existieren kann – zumindest für kurze Zeit, wenn die Temperaturen Null Grad Celsius übersteigen. Hellas Planitia liegt in der südlichen Hemisphäre des Planeten und sticht besonders auf topografischen Karten heraus, weil es wesentlich tiefer liegt als die umgebenden Hochländer, die für die Südhalbkugel charakteristisch sind (siehe auch die topografische Marskarte ganz oben). Die linke Abbildung wurde aus Daten des Mars Global Surveyor angefertigt und zeigt das Hellas-Einschlagbecken und dessen Umgebung. Die schwarze Linie kennzeichnet den Verlauf des Nullniveaus um das Becken herum.

Hellas Planitia in Echtfarben (Courtesy of NASA / JPL / USGS)
Hellas Planitia in natürlichen Farben (Courtesy of NASA / JPL / USGS)

Links: Hellas Planitia in natürlichen Farben, aufgenommen von den Viking-Orbitern. Der exakte Durchmesser des Beckens ist schwer zu messen, weil vor allem im Nordosten und Südwesten Teile des Grenzwalls fehlen. Im Umfeld des ungefähren Grenzverlaufs befinden sich einige kleinere Vulkane, deren Lavaströme den Rand des Einschlagbeckens teilweise begraben haben. Außerhalb des Randes sind auf hochaufgelösten Bildern verschiedene Böschungen zu sehen, die in Richtung Kraterzentrum weisen und Überreste von multiplen Kraterringen sein könnten. Der Boden des Einschlagbeckens selbst weist vielfältige Strukturen auf und ist daher recht komplex. Man konnte mehrere Kanäle nachweisen, die wahrscheinlich durch fließendes Wasser und die dadurch erzeugten Erosionsvorgänge entstanden sind. Das gesamte Areal besitzt Merkmale von Gletschertätigkeit und vulkanischer Aktivität – letztere allerdings wesentlich geringer als es beispielsweise in der Tharsis-Region der Fall war.

Chaotische Strukturen in Hellas Planitia (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Chaotische Strukturen in Hellas Planitia (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Bodenerosion im Hellas-Becken (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Bodenerosion im Hellas-Becken (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Gesteinsschichten und Muster im Hellas-Becken (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Gesteinsschichten und Muster im Hellas-Becken (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)

Oben und links: Die drei Detailaufnahmen wurden mit Hilfe der Mars Orbiter Camera an Bord des Mars Global Surveyor gemacht. Die dargestellte Fläche ist bei allen drei Bildern etwa gleich groß: rund drei mal vier Kilometer. Sie belegen eindrucksvoll, wie vielfältig die Oberflächenstrukturen im Hellas-Einschlagbecken sind. Die Anfertigung solcher hochaufgelösten Detailaufnahmen ist im Fall von Hellas Planitia bisweilen ziemlich schwierig, weil Wolken den Blick auf die Oberfläche oft verdecken. Die besten Bedingungen für Nahaufnahmen ergeben sich, wenn auf der südlichen Halbkugel der Herbst einkehrt. Folglich stammen die Fotos aus solchen Perioden mit guten Beobachtungsbedingungen.

Das Bild oben links zeigt ein kleines Gebiet im nordwestlichen Teil von Hellas Planitia. Das Aussehen der Formationen erinnert an ähnliche Strukturen auf der Erde. Man kann also bis zu einem gewissen Grad die Geologie von Erde und Mars direkt miteinander vergleichen, etwa Permafrostboden, der einem saisonalen Wandel unterliegt und vieles mehr. Trotzdem gibt es viele Strukturen, deren Entstehung nicht so ohne Weiteres vollständig erklärt werden kann. Dazu gehören auch das hier zu sehende chaotische "Durcheinander" von Platten und Schichten, die von einer dünnen Schicht bedeckt zu sein scheinen. Auf dem mittleren Foto ist erodierter Boden des Hellas-Beckens zu erkennen. Die rechte Aufnahme ist wieder ein Beispiel für geologische Strukturen, deren genauer Entstehungsprozess derzeit untersucht wird.

 

Utopia Planitia

Landestelle vom Viking Lander 2 (Courtesy of NASA / JPL)
Landestelle vom Viking Lander 2 (Courtesy of NASA / JPL)

Eine Erwähnung wert ist auch Utopia Planitia, eine ausgedehnte Tiefebene in der nördlichen Hemisphäre des Roten Planeten. Science-Fiction-Fans werden den Namen vielleicht aus dem Star-Trek-Universum kennen – dort befinden sich Flottenwerften und Wartungsanlagen der Sternenflotte, aber das nur nebenbei (manchmal gewinnt der SciFi-Freak in mir die Oberhand). Das Foto links wurde am 18. Mai 1979 von der Kamera des Viking Landers 2 gemacht, der kurz zuvor sicher auf der Marsoberfläche gelandet war. Man erkennt eine dünne Schicht aus Wassereis, die sich über den Boden und die herumliegenden Felsen gelegt hat. Der Zeitpunkt der Eisbildung stimmt mit jahreszeitlich bedingten Entstehung von Frost auf dem Mars überein. Die Frostschicht verblieb etwa 100 Tage auf dem kalten Boden, bevor die Temperaturen wieder begannen anzusteigen. Entgegen dem ersten Eindruck ist sie extrem dünn, ihre Dicke beträgt nicht einmal einen Millimeter. Nach Meinung der Wissenschaftler heften sich Staubpartikel an Wassereiskristalle, deren Gesamtmasse aber nicht ausreicht, um zu Boden zu sinken. Erst wenn sich Kohlendioxid aus der Marsatmosphäre an die Staub-Wassereis-Partikel angliedert, werden sie schwer genug, um zu Boden zu fallen und eine Eisschicht zu bilden.

Einschlagkrater in Utopia Planitia (Courtesy of NASA / JPL / Univ. of Arizona)
Einschlagkrater in Utopia Planitia (Courtesy of NASA / JPL / Univ. of Arizona)

Oben: Utopia Planitia kann mit einigen gut ausgeprägten Einschlagkratern aufwarten. Einer davon ist das hier gezeigte Exemplar, das jedoch keinen bestimmten Namen hat. Der Krater misst über zehn Kilometer im Durchmesser und ist rund 700 Meter tief. Verschiedene Strukturen auf dem Kraterboden und vor allem an den Innenseiten seiner Randwälle deuten auf das zumindest temporäre Vorhandensein von flüssigem Wasser hin. Im Nordosten und Südosten sind schwache "Speichen" zu sehen, die von dem Krater ausgehen und durch die abrupte Bewegung von ausgeworfenem Gestein bei dem Einschlag entstanden sind. Da das ausgeworfene Material aus tiefen Gesteinsschichten stammt, kann dessen Analyse neue Erkenntnisse über Aufbau und Zusammensetzung der Marskruste bringen.

Nahaufnahme vom Kraterrand (Courtesy of NASA / JPL / Univ. of Arizona)
Nahaufnahme des Kraterrandes (Courtesy of NASA / JPL / Univ. of Arizona)

Links: Die Nahaufnahme vom Kraterrand gibt den Verlauf von Kanälen preis, welche bis zu sechs Meter breit sind. Es ist aber noch unklar, ob diese Kanäle durch Erdrutsche oder durch das Einwirken von flüssigem Wasser erzeugt wurden.

Kegelförmige Hügel in Utopia Planitia (Courtesy of NASA / JPL / Univ. of Arizona)
Kegelförmige Hügel in Utopia Planitia (Courtesy of NASA / JPL / Univ. of Arizona)

Links: Kegelförmige Hügel mit kleinen Vertiefungen auf ihrem Gipfel sind typisch für die nördlichen mittleren Breiten des Mars, zu denen auch Utopia Planitia gehört. Sie sind vergleichbar mit explosiv entstandenen Kegeln in vulkanisch aktiven Regionen auf der Erde. Allerdings sind die Kegel auf dem Mars stark verwittert und erodiert, weshalb auch ein anderer Ursprung in Betracht gezogen werden muss. Sie könnten sich auch auf eine nicht-vulkanische Weise gebildet haben, ähnlich wie Eishügel in den irdischen Polargebieten. Die geriffelten Strukturen sind auf Erosion zurückzuführen, womöglich spielte fließendes Wasser hier eine Rolle. Der hochaufgelöste Bildausschnitt ist etwa 148 mal 98 Meter groß und wurde aus Daten der HiRISE-Kamera erstellt.

 

Cydonia Mensa

Das "Marsgesicht", aufgenommen 1976 von Viking 1 (Courtesy of The Viking Project / NASA)
Das "Marsgesicht", aufgenommen 1976 von Viking 1 (Courtesy of The Viking Project / NASA)

Wenn man über die Beschaffenheit der Marsoberfläche berichtet, ist die Erwähnung von Cydonia Mensa eigentlich Pflicht. Dieses zwischen Arabia Terra und Acidalia Planitia gelegene Hochland heizt die Mythen- und Legendenbildung um den Roten Planeten an, wie kaum eine andere Region – und das schon seit über 30 Jahren. Der Hauptgrund dafür sind zwei unscheinbare Aufnahmen, die von den beiden Viking-Orbitern im Jahr 1976 gemacht wurden. Zunächst kaum beachtet, zeigten sie bei genauerer Betrachtung eine Struktur, die verblüffende Änlichkeit mit einem menschlichen Antlitz aufweist (siehe Bild links, etwas oberhalb der Bildmitte). Auf anderen Bildern der Serie fand man mehrere pyramidenartige Formationen, die seit ihrer Entdeckung als "Inkastadt" bezeichnet werden. Diese Fotografien wurden zu den Geburtshelfern des Mythos, wonach der Mars vor sehr langer Zeit die Heimat einer intelligenten Hochkultur war, die dann aber von einer Katastrophe, vielleicht einem Asteroideneinschlag, völlig vernichtet wurde. In einer Version dieser Legende überlebten einige der Wesen, die schon vor vielen Millionen Jahren der Hochtechnologie, also auch der Raumfahrt mächtig waren, und konnten sich auf die Erde flüchten. Dort errichteten mit Hilfe ihrer technischen Fähigkeiten schnell einen Stützpunkt, der seinerseits die Brücke zu einer anderen Legende schägt: Atlantis.

Das "Marsgesicht", aufgenommen 2001 vom Mars Global Surveyor (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
Das "Marsgesicht", aufgenommen 2001 vom Mars Global Surveyor (Courtesy of NASA / JPL / MSSS)
3D-Modell des"Marsgesichts" (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin / G.Neukum)
3D-Modell des"Marsgesichts" (Courtesy of ESA/DLR/FU Berlin / G.Neukum)

Oben links: Dieses hochaufgelöste Bild des Marsgesichts stammt von der Mars Orbiter Camera an Bord des Mars Global Surveyor. Die Kantenlänge des Ausschnitts beträgt 3,6 Kilometer, bei einer Auflösung von zwei Metern pro Pixel. Es zeigt sich, dass das vermeintlich menschliche Gesicht ein Zusammenspiel von Licht, Schatten und stark verwittertem Felsgestein ist. Der Tafelberg ist rund drei Kilometer lang und 1,5 Kilometer breit, wobei seine erstaunliche Achsensymmetrie bei entsprechendem Lichteinfall für die Illusion eines menschlichen Gesichts sorgt.

Oben rechts: Die Fähigkeit zur dreidimensionalen Aufnahme der Oberfläche macht die High Resolution Stereo Camera zu einem der wichtigsten Instrumente der ESA-Raumsonde Mars Express. An dem hier errechneten 3D-Modell des Marsgesichts lässt sich die verwitterte und stark erodierte Oberfläche des Tafelbergs gut beobachten. Man schaut von Nordwesten auf die Formation. Als Orientierungsmerkmal beim Vergleich mit dem nebenstehenden Bild kann die markante "Narbe" im Vordergrund dienen.

Befürworter der Mars-Hochkultur-These sehen darin allerdings keinen Gegenbeweis. Ihrer Meinung nach könnte die Felsformation vor einigen Millionen Jahren durchaus ein Gesicht dargestellt haben – auch ohne Licht- und Schattenspiele. Die relevanten Konturen seien aber dann im Laufe der Zeit durch Wind und andere Einflüsse abgetragen worden, so dass jetzt nur noch unter bestimmten Bedingungen und mit Wohlwollen ein menschliches Antlitz erkannt werden kann.