Geologie und Topographie der Randgebiete der Vastitas Borealis Formation: Implikationen für einen Hesperischen Ozean auf dem Mars
Zusammenfassung der Projektergebnisse
Während seines Aufenthalts am Institut für Planetologie der Westfälischen Wilhelms-Universität Münster im Herbst 2014 war das wissenschaftliche Hauptziel der Forschung Dr. M. A. Ivanovs die photogeologische Untersuchung des Kontaktes der Vastitas Borealis Formation entlang der gesamten nördlichen Ebenen des Mars. Das Bildmaterial für die Untersuchung, welches die gesamte nördliche Hemisphäre des Mars umfasste, wurde von Dennis Reiss, dem GIS-Spezialisten des Instituts für Planetologie zusammen- und bereitgestellt. Die Vastitas Borealis Formation (VBF) ist eine der ausgedehntesten Oberflächeneinheiten auf dem Mars und bedeckt den Großteil der nördlichen Ebenen. Eine morphologisch und stratigraphisch ähnliche Einheit bedeckt den Boden von Isidis Planitia. Die Ablagerungsweise der VBF ist umstritten. Im Rahmen der Nördlichen-Ozean-Hypothese wird die VBF als Rückstand eines ausgedehnten stehenden Gewässers angesehen. Alternativ könnte es sich bei der VBF auch um Sedimentablagerungen handeln, welche unabhängig voneinander in verschiedenen Regionen des Mars gebildet wurde. Eine der wichtigsten und testbaren Vorhersagen der Ozeanhypothese ist die Konfiguration des Randes der VBF: Wenn die Einheit tatsächlich auf die Existenz eines Ozeans zurückzuführen ist, sollte ihr Rand entlang eines spezifischen topographischen Niveaus verlaufen, dass der einstigen Äquipotentialfläche entspricht. Um diese Vorhersage zu testen bedarf es der Kenntnis der (1) großräumigen Topographie des Mars und (2) exakten Lage des Randes der VBF. Die topographischen Eigenschaften des Mars sind seit dem MOLA Experiment genau bekannt, wohingegen die Unsicherheiten bezüglich der Lage des Randes andauern. Die Karte des Deuteroniluskontaktes, welcher zunächst als mögliche Küstenlinie des vermeintlichen Ozeans vorgeschlagen wurde und zumeist mit dem zuvor kartierten Rand der VBF übereinstimmt, basiert auf relativ niedrig aufgelösten Bildern. Folglich stellt sie den Kontakt als kurze und diskontinuierliche Abschnitte dar. Die geologische Karte der nördlichen Ebenen zeigt die Ausdehnung der VBF in Form einer inneren, sowie einer äußeren Einheit. Obwohl die Außenränder dieser Einheiten zumeist nahe an den in gezeigten Abschnitten des Deuteroniluskontaktes sind, so unterscheiden sich ihre Verläufe in zahlreichen Regionen deutlich. Diese Unsicherheiten schränken die Möglichkeit zur Bewertung der topographischen Eigenschatten der Außenränder der VBF stark ein. In der von Herrn Ivanov in Zusammenarbeit mit Mitarbeitern des Instituts für Planetologie durchgeführten Studie, hielt sich unsere Gruppe exakt an die ursprüngliche Definition des Deuteroniluskontaktes und kartierte ihn sowohl um die nördlichen Ebenen als auch in Isidis Planitia mittels des lückenlosen THEMIS-IR day- und nighttime Mosaiks (Version 12.0). An Orten an denen die Lage des Kontaktes unklar war, verwendeten wir hochauflösende Bilder (CTX) für die Kartierung des Randes. Die Ziele unserer Studie waren wie folgt: (1) Eine möglichst kontinuierliche Nachzeichnung des Kontaktes, (2) die Bewertung der Arten seiner Anordnungsbeziehungen zur Umgebung, (3) die Abschätzung von absoluten Modellaltern der VBF-Oberfläche in Nachbarschaft zum Kontakt in unterschiedlichen Regionen und (4) das Zusammentragen der topographischen Daten entlang des kartierten Randes.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
- „Landscape Formation at the Deuteronilus Contact is Southern Isidis Planitia, Mars: Implications for an Isidis Sea?" Icarus, 242, 329-351, 2014
G. Erkeling, D. Reiss, H. Hiesinger, M. A. Ivanov, E. Hauber und H. Bernhardt
(Siehe online unter https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.08.015) - "Evidence for large reservoirs of water/mud in Utopia and Acidalia Planitiae on Mars". Icarus, 248, 2015, 383-391
Ivanov, M. A., Hiesinger, H., Erkeling, G. und Reiss, D.
(Siehe online unter https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.11.013)
