Erste Untersuchungen in der Nähe des Eagle- und Endurance-Kraters
Der Krater und der Kraterrand war mit Millionen von kleinen Kügelchen bedeckt, die man aufgrund ihrer bläulichen Färbung auf den Falschfarbaufnahmen des Rover „bluebarries“ nannte. Die begründete Vermutung, daß es sich dabei um Hämatit handelt, konnte schnell mit Hilfe des Infrarotspektrometers miniTES und dem Mösbauerspektrometer bestätigt werden. Die Hämatit-Kügelchen erreichten einen Durchmesser von bis zu 1.5 Zentimetern. Sie hatten sich insbesondere in großer Zahl zwischen den flachen Steinen der Marsoberfläche angesammelt.
Kugelförmige Hämatit-Kongregationen, angesammelt zwischen dem plattenförmigen hellen Gestein im Bereich des Eagle-Kraterrandes (Falschfarbaufnahme). Quelle NASA, JPL
Ansammlung von Hämatit-Kügelchen in einem Wüstengebiet im Süden Utah’s (USA). Quelle B.Bowen
Hämatit-Lagerstätten entstehen auf der Erde gewöhnlich bei der Ausscheidung von Eisen-III-Ionen im wäßrigen Milieu (z.B. in Form von gebändertem Roteisenstein aus dem Archaikum). Deshalb muß man die von Opportunity entdeckten Hämatit-Kügelchen als Beweis dafür ansehen, daß es auf dem Mars einmal eine „feuchte“ Phase gegeben haben muß. Dabei ist zu beachten, daß den Mineralogen verschiedene Wege der Hämatit-Bildung bekannt sind, die aber immer Wasser als begleitendes Medium benötigen. Die auf dem Mars festgestellten, von der Farbe her grauen Kongregationen könnten z.B. in den begleitenden, ehemals mit Feuchtigkeit durchsetzten Gesteinsschichten entstanden sein.
Weiterhin konnten Hinweise auf das Mineral Jarosit – ein gelbliches, hydratisiertes Eisen-Schwefel-Mineral mit trigonalen Kristallgitter – gefunden werden, welches auf der Erde nur unter Mitwirkung von Wasser gebildet wird. Die von Opportunity untersuchten Gesteine im benachbarten Endurance-Krater ließen sich eindeutig als klastisch identifizieren. Sie wiesen Merkmale auf, die darauf hindeuten, daß sie vor sehr langer Zeit einmal salzigem, fließendem Wasser ausgesetzt waren bzw. in einem stehenden Gewässer entstanden sind.
Opportunity konnte also bereits in den ersten Wochen seiner Tätigkeit auf dem Mars die Hypothese bestätigen, daß vor ca. 2 bis 3 Milliarden Jahren die Meridiani-Ebene einmal ein wasserreiches Gebiet mit Tümpeln und kleinen Seen war. Diese Seen, die sich z.B. in Kratergruben befanden, könnten im Laufe der Frühgeschichte des Mars zahlreiche Episoden von Füllung durch Überflutungen oder Niederschläge, Verdunstung und Austrocknung sowie Vereisung durchgemacht haben. Sie beweisen außerdem, daß der Mars nicht immer ein trockener, kalter Planet gewesen ist, wie er uns heute erscheint. Deshalb ist die Rekonstruktion der Klimageschichte des Roten Planeten auch ein Schlüssel für das Verständnis seiner heutigen reichhaltigen morphologischen Strukturen. Auf jeden Fall waren die Zeiten, wo Wasser im flüssigen Zustand präsent war, im Vergleich zum Alter des Planeten relativ kurz. Die meiste Zeit wird es wohl, so wie heute, als Eis vorgelegen haben, um nur gelegentlich unter besonders günstigen oder außergewöhnlichen Bedingungen als flüssiges Medium die Landschaften des Mars entscheidend zu formen.
Der Endurance-Krater, den Opportunity Ende April 2004 erreichte und der ~750 m vom Landeort entfernt liegt, bot auch einige Überraschungen. Um einen detaillierten Blick in das Kraterinnere werfen zu können und um eine eventuelle Einstiegsstelle zu entdecken, mußte der Rover zuerst ein Stück direkt am Kraterrand entlang fahren. Dabei zeigte sich, daß die Kraterränder die typischen Anzeichen einer Schichtenfolge aufwiesen. Der Boden des 130 m messenden und ca. 20 m tiefen Impaktes selbst war mit Sanddünen bedeckt. Für die eingehende Erkundung dieses Kraters nahmen sich die Wissenschaftler viel Zeit (15. Juni 2004 (Sol 135) bis zum 14. Dezember 2004 (Sol 315)), da er in geologischer Hinsicht einen idealen Aufschluß darstellte. Am 8. Juni 2004 fuhr er an einer zuvor ausgekundschafteten Stelle eine Böschung mit ~ 30° Neigung hinab in das Kraterinnere. Die chemische Analyse des Bodens ergab einen erhöhten Gehalt an Chloriden, was als Hinweis darauf gewertet wird, daß dieser Krater in der Frühzeit des Mars einmal mit salzhaltigem Wasser gefüllt war und schließlich austrocknete.
Ansicht von „Burns Cliff“. Deutlich sind voneinander abgesetzte Sedimentschichten unterschiedlichen Erosionsgrades zu erkennen. Quelle NASA, JPL
Besondere Aufmerksamkeit wurde einer geologischen Formation gewidmet, die man nach dem Geologen Roger Burns (er sagte voraus, daß man Jarosit auf dem Mars finden wird) als „Burns Cliff“ bezeichnet hat.
Es konnte aufgrund seiner Schräglage vom Rover nicht befahren werden. Aber die Bilder, die mit den verschiedenen Kameras und Filterkombinationen aufgenommen wurden, erlaubten eine durchaus de-taillierte Analyse der einzelnen Schichtfolgen. Sie stellen eine Art Sandstein mit unterschiedlicher Körnigkeit dar, der hauptsächlich aus zerkleinertem vulkanischem Gestein basaltischer Zusammensetzung, zusammengekittet durch Evaporite, besteht. Der u.a. mit Hilfe des Mösbauer- und APX-Spektrometers ermittelte chemische Aufbau kann am besten durch ein Gestein mit folgender Zusammensetzung reproduziert werden: (Clark et.al. 2005)
40% Salze, hauptsächlich Sulfate mit eingelagerten Chloriden und Phosphaten
30% hydratisierte silikatische Verwitterungsprodukte
20% basaltisches Trümmergestein
10% Oxide
Die Evaporite, welche das Gestein zusammenkitten, unterscheiden sich offensichtlich stark von irdischen Evaporiten, hauptsächlich aus Karbonaten und Chloriden bestehen. Auch ist der Gehalt an Sulfaten bei irdischen Gesteinen dieser Art gewöhnlich geringer (das Burns-Cliff als oberste Schicht der sogenannten „Burns-Formation“ besteht im Gegensatz dazu zu einem großen Teil aus Sulfaten).
Die vertikale Schichtung an Burns Cliff läßt sich in drei gut unterscheidbare Hauptschichtfolgen (units) einteilen (Groetzinger et.al. 2005). Die unterste Schicht mit einer Mächtigkeit von ~2.5 Meter besteht aus einem Sandstein mit Hämatit-Einlagerungen in Schrägschichtung. Eine derartige Sedimentation findet man gewöhnlich an der Leeseite von Dünen sowie an den Kanten von sogenannten Wellenrippeln.
Vertikaler Anschnitt von Burns Cliff (Falschfarbenaufnahme). Deutlich ist zu erkennen, daß an dessen strukturellen Aufbau unterschiedliche Schichten beteiligt sind. Quelle NASA, JPL
Es gibt Hinweise darauf, daß diese Schicht von äolischen Prozessen geformt wurde und das abgelagerte feinkörnige Material aus einem ausgetrockneten See stammt. Die feine Laminierung gilt als Hinweis für die Ablagerung von feinem Sand und Schluff auf der windzugewandten Seite (Luv) einer ehemaligen Düne, die gröberen Schichten dagegen werden als das Resultat von Hangrutschungen auf dessen Lee-Seite interpretiert.
Die mittlere Unit besteht hauptsächlich aus feingekörnten, in dünnen Schichten abgelagerten Sandschichten mit eingelagerten Hämatit-Kongregationen. Sie liegt uneben auf der untersten Unit auf und besitzt eine Mächtigkeit von ~2.5 Meter. Die Schichtfolge ist weitgehend horizontal bzw. erscheint nur schwach geneigt und ist das Resultat einer leicht gewellten Sandüberdeckung.
Danach folgt eine eigenartig rekristallisierte Schicht mit knollenartigem Gefüge, durchsetzt mit kleinen Hohlräumen, die durch eine teilweise Auflösung der die Schicht bildenden Evaporite in wäßrigem Milieu verursacht sind. Man findet ähnliche Strukturen auf der Erde z.B. bei ausgetrockneten Salzseen.
Die oberste Schicht besitzt schließlich eine Mächtigkeit von ~1.5 Meter. Ihre untere Grenze hat sich durch fortschreitende Verwitterung gebildet. Sie ist anscheinend keine Grenze, die durch Überschichtung entstanden ist. Darauf weisen verschiedene morphologische Merkmale hin. Von der Struktur her über-wiegen sehr feinkörnige Sandsteine in einer feinen Kreuzschichtung, wobei die erkennbaren Schichtfolgen jeweils eine Stärke im Bereich zwischen einem halben und ungefähr 2 cm aufweisen. Auf der Erde würde man derartige Formationen als „Muldenschichtungen“ bezeichnen. Ihre Bildung erfolgt gewöhnlich in Flachwassergebieten (erkennbar an den typischen Rippelmarken). Man hat sehr detailliert untersucht, ob sich die morphologischen Merkmale der obersten Schichten der Burn-Formation auch durch äolische Ablagerungen erklären lassen. Es scheint aber doch so zu sein, daß ehemalige Sanddünen durch ein gelegentliches Flutereignis in einer ansonsten recht trockenen Klimaperiode beeinflußt worden sind. Insbesondere wird dabei auf die Rekristallisationszone der ehemals gelösten Salze im Übergangsbereich zur mittleren Schicht hingewiesen.
Blick über den Rand des Victoria-Kraters in sein mit Sanddünen bedecktes Inneres im Bereich der „Duck Bay“ . Quelle NASA
Zusammenfassend ergaben die Untersuchungen am Endurance-Krater, daß die Landeregion des Rovers in ferner Vergangenheit nicht nur einmal mit stark salzhaltigem Wasser bedeckt gewesen sein muß. Später sind dann die flachen Seen ausgetrocknet und haben letztendlich die eben beschriebenen Schichtfolgen hinterlassen. Um diesen Befund weiter zu untermauern, wurde als nächstes „Fernziel“ der knapp 6 km entfernte Victoria-Krater gewählt. Auf dem Weg dahin gab es kleinere Zwischenstops bei den Kratern Erebus und dem 35 m –Krater Beagle. Am 29. September 2006 konnten die Kameras des Rovers erstmalig in den 750 m großen und rund 70 m tiefen Einschlagkraters blicken.
Aufnahme des Randes des Victoria-Kraters mit der hochauflösenden Kamera des Mars Reconaissance Orbiters (MRO). Deutlich sind die Fahrspuren und sogar Einzelheiten des Orbiters selbst auszumachen. Quelle HiRISE, NASA, JPL
Gesamtansicht des Victoria-Kraters. Quelle HiRISE, MRO, NASA, JPL
Der Victoria-Krater ist der erste „größere“ Krater auf dem Mars, der sowohl vor Ort durch einen Rover als auch sehr detailliert aus der Umlaufbahn heraus untersucht wurde. „Victoria“ hieß übrigens eines der fünf Schiffe des Ferdinand Magellan (1480-1521), und zwar dasjenige, mit dem er die erste Weltumseglung unternahm.
Die Untersuchung des Victoria-Kraters durch Opportunity begann zu Sol 952 (27.9.2006) und endete Sol 1634 (29.8.2008). Während dieser Zeit konnten ins-besondere die am Endurance-Krater begonnenen stratigraphischen Untersuchungen entlang einer größeren Schichtfolge fortgesetzt und ergänzt werden. Sie ermöglichen den Mars-Geologen nun einen recht detaillierten Einblick in die Sedimentationsgeschichte der Meridiani-Ebene.
Der Umfang des ungefähr kreisförmigen Kraters er-scheint sehr ausgefranzt – ein Ergebnis langandauernder Winderosion, die den Kraterdurchmesser im Laufe der Zeit um ungefähr ¼ vergrößert hat. Der Kraterrand, der sich ca. 4 bis 5 m über die Umgebung erhebt, zeichnet bis in eine Entfernung von 120 bis 220 m den mittlerweile weitgehend eingeebneten Kraterwall nach, der während des Impaktes aufgetürmt wurde. Ursprünglich war der Krater ca. 125 m tief und hatte einen Durchmesser von ~600 m (J.A.Grant et.al. 2008). Etwas asymmetrisch zu dessen Zentrum befindet sich heute ein ca. 240 x 320 m großes auffälliges Dünenfeld, welches sehr eindrucksvoll auf der Aufnahme des MRO zu erkennen ist.
Als Erstes wurden mit den wissenschaftlichen Instrumenten des Rovers die Zusammensetzung und die Texttur von anliegendem Gestein im Bereich der Bucht, die „Duck Bay“ genannt wurde, eingehend untersucht, nachdem die Panoramakamera ein beeindruckendes hochauflösendes Foto vom gesamten Krater geschossen hatte. Dabei konnten Teile des ehemaligen Meteoriten, welcher den Krater geschlagen hat, identifiziert werden. Weiter waren Felsen auszumachen, die aus tieferen, durch den Impakt freigelegten Gesteinsschichten stammten und reich an Hämatitkugeln („Blueberries“) waren. Auffällig war dabei, daß der mittlere Durchmesser dieser Hämatit-Aggregationen quasi von „unten“ nach „oben“ abnimmt, was sich damit begründen läßt, daß das ehemals vorhandene Grundwasser in den tieferen Schichten länger und intensiver wirken konnte.
Auch in chemischer Hinsicht war ein Tiefengradient über die Schichtfolge festzustellen. So nimmt mit der Tiefe der Gehalt an Eisen und Schwefel ab, während der Gehalt an Silizium und Aluminium zunimmt. Dieser Befund stimmt mit ähnlichen Untersuchungen überein, die zuvor am Endurance-Krater gemacht wurden und beweist einen relativ gleichmäßigen Schichtaufbau der Meridiani-Ebene (was ja auch zu erwarten war). Der Bereich eines näher untersuchten Gesteinskomplexes, der den Namen „Steno“ erhalten hat, zeigte die höchste Schwefelkonzentration, die bis dahin im Grundgestein der Meridiani-Ebene gemessen wurde (Squyres et.al. 2011). Dieses Ergebnis wurde im Zusammenspiel mit dem „abrasion tool“, dem Mößbauer-Spektrometer und dem Alphateilchen-Spektrometer gewonnen.
Beim Einfahren in den Victoria-Krater über die „Duck Bay“ konnte der Rover die am Kraterrand freiliegenden und durch äolische Prozesse stark „abgeriebenen“ Grundgesteine näher untersuchen. Dabei wurde festgestellt, daß die Gesteinsschichten, welche die Namen „Steno“, „Smith“ und „Lyell“ erhalten haben, in ihrer Struktur und ihrem spektralphotometrischen Verhalten ziemlich genau mit analogen Gesteinsschichten im Endurance-Krater übereinstimmen, so daß man sie zum stratigraphischen Anschluß beider „Aufschlüsse“ nutzen konnte. Weiterhin konnte eine starke Diskontinuität zwischen „Smith“ und „Lyell“ in Bezug auf die chemische Zusammensetzung (genauer im Gehalt an Chlor) festgestellt werden.
Falschfarbaufnahme des mittleren Bereichs der Duck Bay, aufgenommen mit der Panoramakamera von Opportunity. Gekennzeichnet sind die drei spektralphotometrisch unterscheidbaren Gesteinsformationen Lyell, Smith und Steno, die sich in ähnlicher Form auch im Endurance-Krater finden. Quelle NASA, JPL
Während Opportunities Reise über die Meridiani-Ebene, konnten die Wissenschaftler mit dessen Bordinstrumenten eine Vielzahl einzelner, dort herumliegender Gesteinsbrocken näher untersuchen. Dabei konnten im Einzelnen Erkenntnisse über deren ele-mentaren chemischen Aufbau (APXS, MiniTES), über Oxidationszustände (Mößbauer-Spektrometer) sowie deren Textur / Feinstruktur (Microscopic Imager) gewonnen werden. Weitere Informationen ließen sich aus Aufnahmen mit der Panoramakamera in 13, durch spezielle „geologische“ Filter festgelegten Spektralbereichen gewinnen (sie überdecken den Wellenlängenbereich zwischen 434 nm und 1009 nm), einer Technik, die als „Multispektralfotografie“ bekannt und seit Jahrzehnten in der geologischen Forschung etabliert ist.
Falschfarbaufnahme des „Bounce Rock“ mit den Spuren des „Abrasion Tools“, mit dessen Hilfe die auf dem Felsbrocken aufliegende Staubschicht entfernt und „frisches“ Gestein freigelegt wurde. An dieser Stelle konnten dann die einzelnen Spektrometer zur Detailuntersuchung angelegt werden. Quelle NASA, JPL
Einer der ersten größeren Felsbrocken (sogenannte „boulder“), der vom Rover untersucht wurde (April 2004), erhielt den Namen „Bounce Rock“. Es handelt sich dabei mineralogisch um einen Pyroxen mit einer starken Ähnlichkeit mit den sogenannten Shergottiten, einer speziellen Gruppe von basaltischen Marsmeteoriten, die man auf der Erde gefunden hat. Man vermutet, daß er aus einem ca. 50 km vom Landeort entfernten Impakt stammt, also ein Teil von dessen Ejekta darstellt.
Ein weiterer bemerkenswerter Felsbrocken ist „Marquette Island“ und wurde bei Sol 2058 (November 2009) auf dem langen Weg zum Endeavour-Krater entdeckt und eingehend untersucht. Die APXS-Daten zeigten, daß es sich um ein mafisches Gestein handelt, der aus dem Marsinneren stammen muß (W.Squyres et.al. 2010). Insbesondere der geringe Nickelanteil hat die zuerst geäußerte, hauptsächlich am Aussehen und an der Form festgemachte Vermutung, daß es sich um einen Meteoriten handelt, zunichte gemacht. An Mineralen konnten Olivine und Pyroxene sowie Feldspat festgestellt werden. Was die Mengenverhältnisse betrifft, stellt „Marquette Island“ in Bezug auf bekannte Basalte (sowohl Mars als auch Erde) eine Besonderheit dar, vielleicht noch am ähnlichsten mit einem Basalt (Adirondack), den zuvor der Rover Spirit im Gusev-Krater untersucht hat.
Neben den wenigen „großen“ Gesteinsbrocken, die Opportunity auf seinem Weg begegnete, wurde eine Vielzahl kleinerer Steine (im engl. „cobbles“ genannt) näher untersucht. Darunter verstand man Einzelsteine, die größer als der Spektrometerkopf des Rovers, aber kleiner als ~30 cm im Durchmesser waren. Man findet sie vereinzelt in der Meridiani-Ebene. Aber da es sich häufig um Auswurfmaterial (soweit es keine Meteoriten sind) handelt, sind sie für den Geologen in mehrfacher Hinsicht interessant. Denn sie können durchaus von weit entfernten Impaktkratern stammen und damit Repräsentanten von geologischen Formationen sein, die der Rover selbst nie erreichen kann. Die während der Reise von Opportunity aufgefundenen und näher untersuchten cobbles konnten im Wesentlichen in drei große Gruppen eingeteilt werden, die jeweils nach dem Namen des ersten „Funds“ benannt wurden.
Diese Aufnahme von „Marquette Island“ zeigt, daß er nur ein Bruchstück eines ehemals vielleicht doppelt so großen Felsbrockens ist. Seine Zusammensetzung verrät, daß er aus dem Marsinneren stammen muß und bei einem Meteoriteneinschlag auf die Marsoberfläche gelangte. Quelle NASA, JPL
Zur Klassifikation dienten sowohl spektralphotometrische Untersuchungen („Farbe“) mittels der Panorama-Kamera als auch chemische und mineralogische Daten, die in erster Linie vom APXS und vom Mößbauer-Spektrometer stammten (Fleischer et.al., 2010).
Helle Fragmente des sulfatreichen Grundgebirges (Outcrop Fragments)
Ein typisches Beispiel für diese Gruppe ist der „Lion Stone“, der auf dem Rand des Endurance-Kraters gefunden wurde. Das Hauptmerkmal der Mitglieder dieser Gruppe ist neben ihrer hellen, ins rötliche gehenden Farbe ihr vergleichsweise hoher Gehalt an Schwefel.
Barberton-Gruppe
Die „Nominalform“ dieser Gruppe ist der kleine, gerade einmal 4 cm große Stein „Barberton“ auf dem südlichen Rand des Endurance-Kraters. Es handelt sich um dunkle Gesteine mit z.T. Brekkzie-artiger Textur. In ihrer chemischen und mineralogischen Zusammensetzung liegen sie in etwa in der Mitte zwischen dem typischen Meridiani-Planum-Material und dem der SNC-Meteorite (das sind auf der Erde gefundene Meteorite, von denen man ausgeht, daß sie vom Mars stammen). Der Chlor- und Schwefelgehalt ist geringer als im outcrop-Material, aber signifikant höher als der der SNC-Meteorite. Ihre mineralogische Zusammensetzung, wie sie mit dem Mößbauer-Spektrometer bestimmt wurden, läßt sich am besten aus einer Mischung von Olivinen, Pyroxenen sowie Kamacit (Eisen-Nickel) und Troilit („Eisenkies“) modellieren (Morris et. al., 2006). Kamacit und Troilit sind typische Bestandteile von Eisen- und Eisen-Stein-Me-teorite. Summarisch ähneln die cobbles der Barberton-Gruppe sogenannten Mesosideriten, einer auf der Erde nur sehr selten gefundenen Meteoritenklasse. Das ist ein deutlicher Hinweis darauf, daß die Barberton-cobbles auch Meteorite sind.
Arkansas-Gruppe
Der Prototyp dieser Gruppe wurde in unmittelbarer Nähe des Erebus-Kraters gefunden, der sich zwischen dem Endurance-Krater und dem Victoria-Krater befindet und ungefähr bei Sol 552 näher untersucht wurde. „Arkansas“ ist ein dunkler, 5 cm großer, unregelmäßig geformter Stein. Aufnahmen mit der Mikroskopkamera zeigen eine weitgehend heterogene Texttur aus helleren und dunkleren Flecken. Chemische Untersuchungen ergaben deutliche Unterschiede in der stofflichen Zusammensetzung zu den äußerlich ähnlichen cobbles der Barberton-Gruppe. Weiterhin kann man ausschließen, daß es sich um Meteorite handelt. Dafür ähneln die chemischen Signaturen viel zu stark dem gewöhnlichen Bodenmaterial der Meridiani-Ebene. Am Wahrscheinlichsten ist es, daß es sich bei der Arkansas-Gruppe um durch Impakte modifiziertes Bodenmaterial (welches u.a. Basalte einschließt) handelt, also impaktmetamorphes Material, welches sowohl Anteile des erzeugenden Meteoriten als auch des Untergrundes enthält (man nennt solche Gesteine gewöhnlich Impaktbrekkzien).
Mit der Methode des Decorrelation Stretching farbverstärkte Pancam Multispektralaufnahmen von jeweils einem Exemplar eines Vertreters der drei im Text behandelten Gesteinsgruppen.
Oben: „Russett“ (outcrop-Fragment, 13x15 cm Größe)
Mitte: „Antistasi“ (Arkansas-Gruppe, 6 cm Durchmesser)
Unten: „Santa Catarina“ (Barberton-Gruppe, 12 cm Durchmesser)
Quelle Fleischer et.al. 2010
Gegen Ende des Jahres 2008 waren die Untersuchungen am Rand des Victoria-Kraters abgeschlossen und der nicht mehr ganz frische Rover machte sich auf den Weg zum 12 km entfernten Endeavour-Krater. Diese Entfernung scheint nicht allzugroß zu sein, wenn nicht ein ausgedehntes Dünenfeld einen fast 20 km langen Umweg erzwingen würde. Jedenfalls konnten seine Kameras am Horizont schon dessen Kraterwall erspähen. Wenn er ihn erreichen wird, hängt entscheidend von der noch verbleibenden Fitneß des Gefährts ab, aber man kann (2011) noch frohen Mutes sein.
Blick in den kleinen Concepcion-Krater. Man beachte die vielen einzelnen Gesteinsbrocken, die besonders über den Kraterrand verstreut liegen. Sie weisen keine Sandablagerungen auf der windabgewandten Seite auf was zeigt, daß sie dort noch nicht lange liegen können. Quelle NASA, JPL
Ein kleiner Höhepunkt bei seiner Fahrt zum Endeavour-Krater war die Inspektion eines außergewöhnlich jungen Einschlagkraters, der den Namen Concepcion (nach dem Namen eines der Schiffe des Weltumseglers Ferdinand Magellan (1480-1521) welches er auf der Insel Bohol zurücklassen mußte) erhalten hat.
Man schätzt sein Alter auf ungefähr 1000 Jahre. Dieses Ergebnis stammt weniger aus den Ergebnissen der Untersuchungen vor Ort als vielmehr aus der Analyse von Aufnahmen, die vom Mars Reconnaissance Orbiter mit dessen HiRISE – Kamera aus der Umlaufbahn aufgenommen wurden (M.Golombek et. al., 2010). Indikatoren sind die kleinen Sandrippel, welche die Meridiani-Ebene stückweise überziehen und die man vielleicht mit kleinen Wanderdünen vergleichen kann. Sie bilden in der Ebene eine Art von Wellenmuster und sind vom Orbit aus gut auszumachen. Wenn eine solche „Düne“ wandert, wird sie ab und zu auch einmal auf einen Impaktkrater treffen, ihn ausfüllen und dann wieder freigeben. Krater wiederum verraten ihr relatives Alter anhand ihres Erhaltungszustandes, d.h. man kann im Prinzip augenscheinlich jüngere Impakte (scharfe Ränder, größere Tiefen in Bezug auf ihren Durchmesser) von älteren Impakten, die durch Erosion und äolische Prozesse modifiziert sind, unterscheiden. Unter Ausnutzung solcher Beobachtungen in Verbindung mit Kraterzählungen lassen sich Datierungsmethoden entwickeln, die ein ungefähres Alter individueller Impaktkrater zu ermitteln gestatten. Als ein Glücksfall hat es sich dabei erwiesen, daß Opportunity nach Verlassen des Victoria-Kraters auf eine Kraterstreuellipse sehr junger Krater gestoßen ist, die man als „Resolution crater cluster“ bezeichnet hat („Resolution“ war einer der ersten Krater, der von Opportunity angefahren wurde). Diese „Streuellipse“ besteht aus ca. 50 Einzelkratern, die eine Fläche von 140 x 100 m überdecken und deren größten Mitglieder gerade einmal einen Durchmesser von 5 m erreichen. Auf hochauflösenden Aufnahmen des Mars Reconnaissance Orbiters erkennt man (und die Untersuchungen vor Ort bestätigen es), daß die Krater die Dünen zerstört haben und das Auswurfmaterial auf den angrenzenden Dünenkämmen abgelagert wurde. Bei offensichtlich älteren Kratern in der unmittelbaren Umgebung bedecken dagegen die Sandrippel deren Ejekta bzw. die Sandrippel überlagern den Krater selbst. Zur Datierung verwendet man wieder die mittlerweile sehr gut ausgearbeitete Methode der Impaktkraterstatistik, wobei man bei den Kraterzählungen mit erfaßt, ob die Impakte die Sandrippel schneiden, ob deren Ejekta von den Sandrippeln überdeckt werden und ob die Sandrippel die Krater in unterschiedlichem Umfang überlagern. Das Ergebnis dieser Untersuchungen war, daß die „Wanderung“ dieser Sandrippel (oder kleinen Wanderdünen) im Untersuchungsgebiet vor ca. 100000 Jahren infolge eines Klimawechsels aufgehört haben muß (der eingrenzbare Zeitraum liegt „genauer“ zwischen 50000 und 200000 Jahren, siehe Golombek et.al., 2010). Daraus läßt sich ableiten, daß der Resolution crater cluster auf jeden Fall jünger als die besagten 100000 Jahre sein muß. Aus Erfahrung weiß man, daß die Ejekta von frisch entstandenen Impaktkrater um den Krater radiale Strukturen bilden, die man gewöhnlich als „Strahlen“ bezeichnet, also deutlich wahrnehmbare helle bzw. dunkle Albedostrukturen darstellen, die etwas mit der Art des Auswurfmaterials und ihrer „Körnigkeit“ zu tun haben. Im Laufe der Zeit verblassen diese Strukturen, d.h. sie altern. Die Krater des Resolution crater clusters besitzen im Gegensatz zu erwiesenermaßen jüngeren Impakten in der Meridiani-Ebene keine derartigen Albedostrukturen mehr, was darauf hinweist, daß ihre Entstehung offensichtlich näher an der -100000 Jahre- Zeitmarke liegen muß und weniger an der der „Gegenwart“.
Anders sieht es beim Concepcion-Krater aus. Hier sind auf den HiRISE-Aufnahmen deutlich dunkle Ablagerungen zu erkennen. Er muß also bedeutend jünger sein als die Krater des Resolution crater clusters. Und vergleicht man seine Morphologie noch mit weiteren Kratern mit gut sichtbaren Ejekta, dann kommt man zu dem Schluß, daß dieser ziemlich flache, gut 10 m im Durchmesser messende Krater ein Alter in der Größenordnung von ~1000 Jahren besitzen muß.
Einige Krater des Resolution Crater Clusters in der Meridiani-Ebene. Man beachte auch den größeren Impakt oben rechts, der teilweise von Sandrippeln ausgefüllt ist und der damit noch vor Beendigung der Dünen-Wanderung entstanden sein muß. Die kleinen Kratergruben des Clusters sind dagegen scharf begrenzt, zeigen aber nicht mehr den für sehr junge Impakte typischen „Strahlenkranz“ von hellen und dunklen Auswurfmaterial, weshalb man annimmt, daß ihre Entstehungszeit ungefähr mit der Beendigung der Dünenwanderungen in der Meridiani-Ebene zusammen fällt. Quelle NASA, JPL
Opportunity erreichte den Krater Concepcion am 26. Januar 2010 (Sol 2136). Während der Umrundung des Kraters konnten eine Vielzahl von Messungen an umliegenden Gesteinsbrocken gemacht werden. Insbesondere ein Felsblock, der den Namen „Chocolate Hills“ erhalten hat, wurde einer aufwendigen Analyse unterzogen, da er einige außergewöhnliche lithographische Merkmale aufwies (z.B. die Reste einer Schicht, die man „blueberry sandwich“ genannt hat). Quelle NASA, JPL
Bei der Umrundung des Kraters wurden die Wissenschaftler auf einen ziemlich ungewöhnlichen Fels-brocken aufmerksam, den sie „Chocolate Hills“ nach einer geologischen Sehenswürdigkeit auf der philippinischen Insel Bohol (wo Magellan seinerzeit das Schiff „Cencepcion“ zurücklassen mußte) benannten. Interessant macht ihn weniger das Material, aus dem er besteht (sulfatreicher Sandstein), sondern vielmehr eine teilweise erhaltene Schicht aus eng beieinanderliegenden, pfefferkorngroßen Hämatitkügelchen (blueberries), die z.T. sandwichartig zwischen zwei Lagen weicheren Materials eingebettet sind. Wie diese Schicht entstanden ist, wird gegenwärtig noch kontrovers diskutiert.
Nächstes Mal: Erkundungen des Rovers "Spirit"
Hinweis: Alle Postings finden Sie über die Randleiste des Blogs unter "Beliebte Reihen"
.jpg){kind=link}
