Mit der vom DLR betriebenen Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express ist es möglich, aus mehreren der neun, unter verschiedenen Winkeln auf die Planetenoberfläche gerichteten Aufnahmekanälen so genannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Damit lässt sich die Topographie der Landschaft bildhaft darstellen und für topographische Kartenwerke nutzen. Im Bild ist Norden rechts. Die Höhenangaben (Farbskala am rechten oberen Bildrand) beziehen sich in Ermangelung eines Meeresspiegels auf das so genannte Areoid (nach Ares, griechisch für Mars), eine modellierte so genannte Äquipotentialfläche, auf der überall die gleiche Anziehungskraft in Richtung des Marsmittelpunkts wirkt. Aus der Farbkodierung geht hervor, dass der Boden von Schiaparelli etwa 2500 Meter tiefer liegt als der den Krater umgebende Rand. Für einen Krater der Größe Schiaparellis mit einem Durchmesser von 460 Kilometern – ein solcher Krater wird aufgrund seiner komplexen Struktur auch als Einschlagbecken bezeichnet – sind dies keine besonders extremen Höhenunterschiede: Das zeigt, dass der Rand von Schiaparelli in den letzten drei Milliarden Jahren durch Erosion bereits zum Teil wieder abgetragen wurde. Der tiefste Punkt im abgebildeten Gebiet befindet sich in einem etwa 42 Kilometer großen Krater, der durch einen späteren Asteroideneinschlag auf dem inneren Kraterrand des Schiaparelli-Einschlagbeckens entstand. Das Innere dieses fast 2000 Meter tiefen Kraters ist mit Sedimenten verfüllt, die eine zum Teil hügelige Topographie bilden.
© ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Mit der vom DLR betriebenen Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express ist es möglich, aus mehreren der neun, unter verschiedenen Winkeln auf die Planetenoberfläche gerichteten Aufnahmekanälen so genannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Damit lässt sich die Topographie der Landschaft bildhaft darstellen und für topographische Kartenwerke nutzen. Im Bild ist Norden rechts. Die Höhenangaben (Farbskala am rechten oberen Bildrand) beziehen sich in Ermangelung eines Meeresspiegels auf das so genannte Areoid (nach Ares, griechisch für Mars), eine modellierte so genannte Äquipotentialfläche, auf der überall die gleiche Anziehungskraft in Richtung des Marsmittelpunkts wirkt. Aus der Farbkodierung geht hervor, dass der Boden von Schiaparelli etwa 2500 Meter tiefer liegt als der den Krater umgebende Rand. Für einen Krater der Größe Schiaparellis mit einem Durchmesser von 460 Kilometern – ein solcher Krater wird aufgrund seiner komplexen Struktur auch als Einschlagbecken bezeichnet – sind dies keine besonders extremen Höhenunterschiede: Das zeigt, dass der Rand von Schiaparelli in den letzten drei Milliarden Jahren durch Erosion bereits zum Teil wieder abgetragen wurde. Der tiefste Punkt im abgebildeten Gebiet befindet sich in einem etwa 42 Kilometer großen Krater, der durch einen späteren Asteroideneinschlag auf dem inneren Kraterrand des Schiaparelli-Einschlagbeckens entstand. Das Innere dieses fast 2000 Meter tiefen Kraters ist mit Sedimenten verfüllt, die eine zum Teil hügelige Topographie bilden.
© ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Mit der vom DLR betriebenen Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express ist es möglich, aus mehreren der neun, unter verschiedenen Winkeln auf die Planetenoberfläche gerichteten Aufnahmekanälen so genannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Damit lässt sich die Topographie der Landschaft bildhaft darstellen und für topographische Kartenwerke nutzen. Im Bild ist Norden rechts. Die Höhenangaben (Farbskala am rechten oberen Bildrand) beziehen sich in Ermangelung eines Meeresspiegels auf das so genannte Areoid (nach Ares, griechisch für Mars), eine modellierte so genannte Äquipotentialfläche, auf der überall die gleiche Anziehungskraft in Richtung des Marsmittelpunkts wirkt. Aus der Farbkodierung geht hervor, dass der Boden von Schiaparelli etwa 2500 Meter tiefer liegt als der den Krater umgebende Rand. Für einen Krater der Größe Schiaparellis mit einem Durchmesser von 460 Kilometern – ein solcher Krater wird aufgrund seiner komplexen Struktur auch als Einschlagbecken bezeichnet – sind dies keine besonders extremen Höhenunterschiede: Das zeigt, dass der Rand von Schiaparelli in den letzten drei Milliarden Jahren durch Erosion bereits zum Teil wieder abgetragen wurde. Der tiefste Punkt im abgebildeten Gebiet befindet sich in einem etwa 42 Kilometer großen Krater, der durch einen späteren Asteroideneinschlag auf dem inneren Kraterrand des Schiaparelli-Einschlagbeckens entstand. Das Innere dieses fast 2000 Meter tiefen Kraters ist mit Sedimenten verfüllt, die eine zum Teil hügelige Topographie bilden.
© ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Mit der vom DLR betriebenen Stereokamera HRSC auf der ESA-Raumsonde Mars Express ist es möglich, aus mehreren der neun, unter verschiedenen Winkeln auf die Planetenoberfläche gerichteten Aufnahmekanälen so genannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Damit lässt sich die Topographie der Landschaft bildhaft darstellen und für topographische Kartenwerke nutzen. Im Bild ist Norden rechts. Die Höhenangaben (Farbskala am rechten oberen Bildrand) beziehen sich in Ermangelung eines Meeresspiegels auf das so genannte Areoid (nach Ares, griechisch für Mars), eine modellierte so genannte Äquipotentialfläche, auf der überall die gleiche Anziehungskraft in Richtung des Marsmittelpunkts wirkt. Aus der Farbkodierung geht hervor, dass der Boden von Schiaparelli etwa 2500 Meter tiefer liegt als der den Krater umgebende Rand. Für einen Krater der Größe Schiaparellis mit einem Durchmesser von 460 Kilometern – ein solcher Krater wird aufgrund seiner komplexen Struktur auch als Einschlagbecken bezeichnet – sind dies keine besonders extremen Höhenunterschiede: Das zeigt, dass der Rand von Schiaparelli in den letzten drei Milliarden Jahren durch Erosion bereits zum Teil wieder abgetragen wurde. Der tiefste Punkt im abgebildeten Gebiet befindet sich in einem etwa 42 Kilometer großen Krater, der durch einen späteren Asteroideneinschlag auf dem inneren Kraterrand des Schiaparelli-Einschlagbeckens entstand. Das Innere dieses fast 2000 Meter tiefen Kraters ist mit Sedimenten verfüllt, die eine zum Teil hügelige Topographie bilden.

Suchen
Die neue Redshift-Generation

Solar Eclipse by Redshift

Sonnenfinsternis by Redshift für iOS

Die Sonnenfinsternis am 21. August 2017 beobachten, verstehen und bestaunen! » mehr

Solar Eclipse by Redshift

Sonnenfinsternis by Redshift für Android

Die Sonnenfinsternis am 21. August 2017 beobachten, verstehen und bestaunen! » mehr