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Rinnenartige Landformen wie die hier gezeigten finden sich in vielen Kratern in den mittleren Breitengraden des Mars. Veränderungen in den Rinnen wurden zuerst in den Bildern der Mars Orbiter Kamera (MOC) von 2006 gesehen, daraufhin hatte das Studium dieser Aktivitäten mit HiRISE Vorrang. Bis jetzt sind viele Beispiele von neuen Ablagerungen in den Rinnen bekannt geworden.
Dieses Bild zeigt eine neue Ablagerung im Gasa Krater, in den mittleren südlichen Breitengraden. Die Ablagerung ist deutlich blau in der falschfarben Aufnahme. Das Bild wurde im südlichen Frühling aufgenommen, allerdings wurden die Ablagerungen bereits im vorhergehenden Winter eingespült.
Neuere Rinnenbildungen scheinen auf den Winter und Vorfrühling konzentriert zu sein und könnten vom jahreszeitlichen Kohlensäureschnee verursacht werden, der in den Nischen der Rinnen im Winter sichtbar ist.
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Kleiner blütenförmiger Vulkan in Cerberus Fossae
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Es handelt sich hier um einen kleinen Vulkan auf einer Flanke eines Grösseren der Cerberus Tholi Gruppe.
Diese kleinere Struktur besitzt einen einzelnen Schlot, ausgerichtet entlang einer Spalte der Cerberus Fossae, mit strahlenförmigen Lavaflüssen die von dem Schlot in alle Richtungen ausgehen und wie eine Blüte aussehen.
Die Lavaflüsse erscheinen etwas dunkler als die Umgebung zu sein, allerdings könnte dies sowohl durch Rauigkeit als auch durch die relativ jüngere Entstehung hervorgerufen sein. Interessant ist, dass bereits mit der Auflösung der Context Camera (CTX) einige kleinere Einschlagskrater auf der Struktur erkennbar sind, die darauf hindeuten, dass sie nicht sehr jung ist.
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Krater in Kratern
Einschlagskrater auf dem Mars, die nur einige Kilometer groß sind, haben in der Regel ein einfaches schüsselförmiges Inneres, wobei Krater in weichem Material größer sind als solche in hartem Material.
Mitunter aber ist die Natur komplizierter und diese einfachen Regeln gelten nicht mehr. Ein solcher Fall wird hier gezeigt, wo es so aussieht, als ob Krater ineinander verschachtelt sind. Diese verschachtelten Krater werden vermutlich durch Veränderungen der Festigkeit des Bodenmaterials verursacht. Dies passiert für gewöhnlich wenn ein weicheres Material ein härteres Material überlagert.
Wir können Krater wie diesen nutzen, um etwas darüber zu erfahren, was unter der Oberfläche liegt. Was könnte die Veränderung der Festigkeit im Untergrund verursachen? Der Mars hat sehr viel Eis im oberflächennahen Boden. Diese eisreiche Schicht könnte das weichere Material sein, wohingegen die tieferen eisfreien Schichten das härtere Material ausmachen könnten.
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Topographie sich bewegender Dünen in Nili Patera
Viele HiRISE Ziele werden zweimal in kurzen Zeitabständen abgebildet, wobei jedes einzelne Bild einen unterschiedlichen Aufnahmewinkel hat. Aus diesen Bildern können wir Digitale Höhenmodelle (engl. DEM, digital elevation model) erstellen mit Genauigkeiten im Dezimeterbereich. Dies für Dünen zu machen kann wegen der Dünenwanderung sehr schwierig sein.
Liegen diese Bilder jedoch zeitlich nicht weit auseinander, oder verändern sich nur leicht, kann ein sehr gutes Modell erstellt werden.
Diese Dünen hier sind aktiv und durch Berechnung der Höhe der sich bewegenden Dünen aus dem DEM konnten Forscher den Sandfluss (Sandvolumen pro Länge und Zeit) bestimmen und herausfinden, dass dieser ähnlich dem Sandfluss ist, den man bei Dünen in der Antarktis sieht.
Die Forschung hat zudem herausgefunden, dass die Dünen sich als eine zusammenhängende Masse aus beweglichem Sand fortbewegen. Diese Arbeit hat wichtige Implikationen, da sie zeigt, dass Windprozesse auf dem Mars erhebliche Mengen an Sand transportieren können; dies trägt nicht nur zur Dünenwanderung, sondern auch zur Abrasion (oder Sandstrahlung) auf der Oberfläche bei.
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Quelle: NASA/JPL/University of Arizona
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