Ende Mai 1999 veröffentlichte die NASA das erste 3D Höhenprofil des Mars. Publiziert wurden die mit dem an Bord von Mars Global Surveyor befindlichen MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) gemessenen Höhen der Marsoberfläche. Das MOLA schießt Infrarot-Laserblitze auf die Marsoberfläche. Aus den Laufzeiten der von der Marsoberfläche reflektierten Strahlen und der genauen Kenntnis der Orbitalposition des Raumschiffes lassen sich so detaillierte Höhenprofile gewinnen.

Das Meßgerät ist so genau, daß alle Höhen auf etwa 13 m genau gemessen werden können. Die nachfolgenden Bilder sind die Ergebnisse aus insgesamt 27 Millionen Meßpunkten. Die Flächenauflösung ist dabei etwa 60 km pro Punkt. Blaue und grüne Farben bedeuten Senken, gelbe, rote und weiße Farben Höhen. Durch Klicken auf die jeweiligen Bilder erhält man vergrößerte Ansichten.

Charakteristisch und auch schon aus früheren Messungen bekannt ist die generelle Zweiteilung der Höhenprofile des Mars. Hohe und relativ zerklüftete Regionen sind auf der Südhalbkugel konzentriert, die Nordhalbkugel besteht aus weiten, relativ niedrigen und relativ glatten Ebenen. Die Südhemisphäre liegt insgesamt gesehen etwa 5 km höher als die Nordhalbkugel. Die maximale Differenz zwischen der höchsten und niedrigsten Stelle ist etwa 30 km, anderthalb mal soviel wie auf der Erde.

Ein weiteres beeindruckendes Gebiet ist das etwa 9 km tiefe Hellas-Einschlagbecken, die tiefblaue Region auf dem Bild oben links. Es mißt etwa 2100 km im Durchmesser und die Ränder erheben sich etwa 2 km über die Umgebung. Das Auswurfgebiet erstreckt sich bis etwa 4000 km Entfernung vom Beckenzentrum. Der von einem Asteroiden hervorgerufene Krater hat Auswurfmaterial beim Einschlag in die Umgebung transportiert, mit dessen Volumen der komplette nordamerikanische Kontinent etwa 3.5 km hoch bedeckt werden könnte.

Der Höhenunterschied vom Süd- zum Nordpol ist einer der Hauptursachen für den Fluß von Wasser in früheren Zeiten auf dem Mars. Man erkennt es besonders deutlich am Aussehen und der Lage des Valles Marineris, dem Grabenbruch am Marsäquator auf dem Bild unten links. Hier ist aus der Tharsis-Vulkanregion ehemals Wasser nach Osten geflossen und hat dieses gewaltige Grabensystem geschaffen. Am östlichen Ausgang dieses Grabenbruches liegen die Landeplätze von Mars Pathfinder und Viking Lander I, also quasi im ehemaligen Flußbett der Wassermassen, die das Valles Marineris erst geschaffen haben.

Die gegenwärtigen Forschungsergebnisse gehen davon aus, daß heutzutage noch etwa 3.2 bis 4.7 Kubikkilometer Wasser auf dem Mars vorhanden sind, das meiste gebunden in der Nord- und der Südpolarkappe sowie in der Atmosphäre. Dies entspräche etwa dem 1.5-fachen der im Eis von Grönland gebundenen Wassermenge. Wäre dieses flüssig, so würde es ausreichen, den gesamten Mars mit einem Ozean von etwa 22-30 m Tiefe zu bedecken. Dies entspräche noch etwa 1/3 des im marsianischen Urozean ursprünglich befindlichen Wassers.

Die Originalveröffentlichung im amerikanischen Original ist hier mit Verweisen auf weitere, tiefer ins Detail gehende Links für Interessierte.

Weiter mit: Umlaufbahn: Kartierung II mit MGS ...

Letzte Änderung: 05.08.99