InSpace Magazin #452 vom 19. Oktober 2011

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #452
ISSN 1684-7407


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Updates / Umfrage

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Neuer Atlas des Mondes Dione veröffentlicht

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Intro von Axel Orth

Liebe Leserinnen und Leser,

derzeit findet bei der ING-Diba ein Vereinswettbewerb statt, an dem wir als Verein auch teilnehmen. Falls Sie uns unterstützen möchten: Hier steht der Verein Raumfahrer.net e.V. zur Abstimmung. Sie haben (mit jeder verwendeten E-Mail-Adresse) drei Stimmen, die Sie zum Beispiel alle an uns geben könnten. Vielen Dank. :-)

Und nun wünsche ich Ihnen viel Spaß mit den Raumfahrtnews der vergangenen Woche.

Axel Orth

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Updates / Umfrage

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» Extrasolare Planeten
Extrasolare Planeten wurden das erste Mal 1995 entdeckt, ihre Erforschung ist eng mit der Frage verknüpft, ob es erdähnliche Planeten oder sogar extraterrestrisches Leben gibt.

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News

• Astrium baut Eutelsat 9B «mehr» «online»
• Zenit-3SLB transportiert Intelsat 18 ins All «mehr» «online»
• Auch die Venus hat eine Ozonschicht «mehr» «online»
• ALMA: Erste Radiobilder der Antennengalaxie «mehr» «online»
• X-37: Boeing denkt über Weiterentwicklung nach «mehr» «online»
• ULC: Eine Rampe für alle Träger? «mehr» «online»
• Telesats Anik F2 mit Softwareproblemen «mehr» «online»
• Sternschnuppenabend nur im Norden? «mehr» «online»
• Eutelsat W3C auf chinesischer Rakete gestartet «mehr» «online»
• Rus-M wird nicht gebaut «mehr» «online»
• Herschel: Kometen als Wasserversorger? «mehr» «online»
• Kommt das Orion-SM aus Europa? «mehr» «online»
• PSLV startet 4 Satelliten «mehr» «online»
• Megha-Tropiques springt in die Bresche «mehr» «online»
• Tiangong 1 planmäßig aktiviert «mehr» «online»
• Eris-Größe genauer bestimmt «mehr» «online»
• Pläne für (ein) russisches Labormodul NEM «mehr» «online»


» Astrium baut Eutelsat 9B
06.10.2011 - Der Satellitenhersteller Astrium wurde ausgewählt, den Kommunikationssatelliten Eutelsat 9B für den Betreiber Eutelsat Communications mit Sitz in Paris zu bauen.
Den neuen auf Astriums Plattform Eurostar E3000 basierenden Satelliten will Eutelsat bei 9 Grad Ost im Geostationären Orbit zur Versorgung von Kunden in ganz Europa insbesondere mit Videodiensten einsetzen. Den derzeitigen Planungen zufolge soll Eutelsat 9B Ende 2014 in den Weltraum transportiert werden.

Eutelsat 9B mit einer Startmasse von voraussichtlich rund 5,3 Tonnen ist das 21. von Eutelsat bei Astrium bestellte Raumfahrzeug. Ausgerüstet wird es mit 66 Transpondern, die im Ku-Band arbeiten, sowie einer separat zu betreibenden Kommunikationsnutzlast für des Europäische Datenrelaissystem (EDRS), welche sehr leistungsfähige bidirektionale Datenübermitlungen zwischen Erdbeobachtungssatelliten auf niedrigen Erdumlaufbahnen, dem Datenrelaissystem an Bord von Eutelsat 9B und entsprechend ausgerüsteten Bodenstationen ermöglichen soll. Mindestens 15 Jahre lang möchte man Eutelsat 9B im All betreiben.


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Astrium, Eutelsat)


» Zenit-3SLB transportiert Intelsat 18 ins All
06.10.2011 - Am 5. Oktober 2011 brachte eine dreistufige Rakete vom Typ Zenit-3SLB den Kommunikationssatelliten Intelsat 18 ins All. Der Start erfolgte um 23:00 Uhr MESZ von der Startanlage 45/1 des Kosmodroms Baikonur in Kasachstan.
Intelsat 18 mit einer Startmasse von rund 3.200 Kilogramm wurde von einer Zenit-3SLB mit einer auf einer Entwicklung im Rahmen des sowjetischen Mondprogramms aufbauenden Oberstufe vom Typ Block-DM-SLB in den Weltraum gebracht. Die erste Stufe mit RD-171-Triebwerk der von Juschnoje in der Ukraine gebauten und aus einem Flüssigkeitsbooster für die sowjetische Schwerlastrakete Energia entwickelten Trägerrakete wurde kurz vor dem Abheben gezündet und brannte nach rund zweieinhalb Minuten aus. Anschließend trug die zweite Stufe mit einem RD-120-Triebwerk und einer Lenktriebwerkseinheit vom Typ RD-8 den Block-DM-SLB und die Nutzlast weiter in die Höhe. Während des Betriebs der zweiten Stufe wurde die 10,4 Meter hohe Nutzlastverkleidung mit einem Durchmesser von 4,1 Metern abgeworfen. Rund achteinhalb Minuten nach dem Start war auch die zweite Stufe ausgebrannt und abgetrennt, anschließend war es Aufgabe des Block-DM-SLB, mit drei Brennphasen seines RD-58M-Triebwerks die Nutzlast in den vorgesehenen Zielorbit zu bringen.

Der neue Erdtrabant für den Kommunikationssatellitenbetreiber Intelsat ist nach Informationen der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos im richtigen Orbit angekommen, nachdem er sich von der Raketenoberstufe um 5:34 Uhr MESZ am 6. Oktober 2011 getrennt hatte. Roskosmos nennt als exakten Zeitpunkt der Abtrennung 07:34 Uhr und 29 Sekunden Moskauer Zeit. Laut Intelsat gelang es, direkt nach dem Aussetzen des Raumfahrzeugs erste Daten von ihm zu empfangen.

Die Orbitzirkularisierung wird Intelsat 18 mit einem eigenen Triebwerk vornehmen. Der von Orbital Sciences Corporation (OSC) aus Dulles in den USA basierend auf der Plattform Star 2.4E gebaute, dreiachsstabilisierte Satellit soll im Geostationären Orbit bei 108 Grad Ost positioniert werden. Dort wird er nach Angaben von Intelsat im November 2011 Nachfolger des von Space Systems/Loral (SS/L) aus Palo Alto (USA) hergestellten und am 22. Oktober 1993 gestarteten Intelsat 701. Intelsat will den neuen Satelliten verwenden, um mit seinen 24 C-Band- und 12 Ku-Band-Transpondern Nordamerika, Französisch Polynesien, die Cook Inseln, Australien, Neuseeland, Neukaledonien, Vanatu, Fidschi, Tonga, Samoa und weitere Inseln im Pazifik sowie Ostasien mit Bild- und Datendiensten zu versorgen. Die Lebenserwartung von Intelsat 18 liegt bei mindestens 17 Jahren.

Der fünfte Start einer Zenit-3SLB-Rakete für SEA LAUNCH unter dem Label Land Launch in Baikonur war gleichzeitig der zweite derartige für den in Luxemburg ansässigen Kommunikationssatellitenbetreiber nach dem mit Intelsat 15 am 30. November 2009.

Intelsat 18 alias IS-18 ist katalogisiert als COSPAR-Objekt 2011-056A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Intelsat, Roskosmos, Sealaunch)


» Auch die Venus hat eine Ozonschicht
06.10.2011 - Die ESA-Sonde Venus Express hat bei ihren Untersuchungen festgestellt, dass sich hoch in der Atmosphäre unseres inneren Nachbarplaneten eine Ozonschicht befindet.
Wissenschaftliche Untersuchungen der europäischen Sonde Venus Express haben ergeben, dass sich in einer Höhe von etwa 100 km über der Venusoberfläche eine dünne Ozonschicht befindet. Ozon (O3) ist ein Molekül, das aus drei Sauerstoffatomen besteht. Die Ozonschicht der Erdatmosphäre befindet sich in einer Höhe von 15-50 km und spielt eine wichtige Rolle im Klimahaushalt des blauen Planeten.

In der Erdatmosphäre entsteht Ozon, wenn Sauerstoff-Moleküle (O2) durch starke Sonneneinstrahlung in einzelne Atome zerfallen. Diese können nun mit anderen Sauerstoff-Molekülen reagieren, wodurch dann Ozon entsteht. Diese Reaktionen finden auch in den Atmosphären anderer Planeten statt. So wurden vor 40 Jahren erste Spuren von Ozon in der Marsatmosphäre gefunden. Bislang gab es bei der Venus keine Hinweise darauf, obwohl das Vorhandensein immer wieder vorhergesagt wurde.

Nun nutzte die Sonde Venus Express das Instrument SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus), um die Atmosphäre des Planeten zu untersuchen. Dazu wurde das Licht eines entfernten Sternes beobachtet, nachdem es die Lufthülle der Venus durchquert hatte. Indem gemessen wurde, wie stark es dabei verändert wurde, konnten Astronomen indirekt Rückschlüsse auf die Zusammensetzung der Atmosphäre ziehen.

Die Ozonschicht der Venus ist extrem dünn, ihre Dicke beträgt nur etwa ein Tausendstel der irdischen Ozonschicht. Trotzdem wird die Erkenntnis, dass sie vorhanden ist, die Suche nach Leben auf anderen Planeten verbessern.

Venus Express wurde am 9. Oktober 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus gestartet und befindet sich seit dem 11. April 2006 in einem Orbit um die Venus. Als derzeit einziges Raumschiff untersucht sie die Eigenschaften des erdnächsten Planeten.

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(Autor: Simon Plasger - Quelle: ESA)


» ALMA: Erste Radiobilder der Antennengalaxie
07.10.2011 - Das Atacama Large Millimeter Array (ALMA) auf einem Hochplateau der chilenischen Atacama-Wüste verfügt mittlerweile über 12 einsatzbereite große Radioantennen und hat in dieser Konfiguration erste wissenschaftliche Messungen vorgenommen.
Jede der 12 Meter durchmessenden Radioantennen ist mit dem kompletten Unterbau, in dem sich die Ausrichtmotoren sowie die gesamte Messelektronik befindet, transportabel. Auf diese Weise kann man die Abstände der einzelnen Antennen zwischen 15 Metern und mehreren Kilometern variieren. Das Messfeld kann dabei eine Ausdehung von 150 Metern bis zu 16 Kilometern erreichen. Damit kann man sowohl weitflächige Radioquellen im Universum beobachten, als auch eine Stelle des Himmels besonders in den Fokus nehmen.

Der Messbereich der Anlage liegt zwischen 0,3 und 96 Millimetern Wellenlänge. Damit kann man Vorgänge beobachten, die im Inneren von Gas- und Staubwolken ablaufen. Dazu gehören Entstehung und Entwicklung von Sternen, Bewegungen innerhalb von Akkretionsscheiben sowie die Geburt von Planeten. Erstes Beobachtungsziel im Testbetrieb mit nur 3 Antennen war 2010 der weit entfernte Quasar B1921-293.

Mittlerweile hat man mit einem Dutzend Antennen erste reguläre Untersuchungen vorgenommen. Veröffentlicht wurde am Montag ein Bild der sogenannten Antennengalaxie, welche eigentlich aus zwei Galaxien besteht, die gerade dabei sind, miteinander zu verschmelzen. Ein passenderes Ziel hätte man wohl kaum auswählen können, da doch auch die Antennenkonstellation ALMA gegenwärtig dabei ist, zu einer großen Messeinheit zu verschmelzen.

NGC 4038 und 4039, die beiden Teile der Antennengalaxie, sind von uns mehr als 88 Millionen Lichtjahre entfernt. Der Prozess der Vereinigung beider Galaxien im Sternbild Rabe dauert noch einige Millionen Jahre an. Dabei wird das interstellare Gas an einigen Stellen so komprimiert, dass haufenweise neue Sterne entstehen. Dies kann man über die Radiowellen im Millimeterbereich besonders gut auch durch den Staub der optisch verdeckenden Wolken beobachten.

Auf die Fertigstellung der Gesamtanlage ALMA werden wir indes nicht mehr so lange warten müssen, 2013 sollen alle Antennen vor Ort und in das Netz eingebunden sein. Dann sollen insgesamt 54 Antennen mit 12 Metern sowie 12 Antennen mit 7 Metern Durchmesser zum Komplex gehören. Diese lassen sich sowohl gemeinsam auf ein Ziel ausrichten, als auch in mehreren Gruppen zur Beobachtung verschiedener Ziele verwenden. Die Verwendung einer so großen Antennenanordnung kann einerseits die gemessenen Signale verstärken, es aber andererseits ermöglichen, Störungen und andere unerwünschte Nebeneffekte herauszurechnen.

Nebenbei: Die Transporter zur Verlegung einzelner Antennen haben selbst eine Fahrzeugmasse von 140 Tonnen und können rund 100 Tonnen aufnehmen und auf dem gesamten Plateau operieren. Die Positionierungsgenauigkeit einer Antenne liegt bei 5 Millibogensekunden, das ist der 1,4-millionste Teil eines Grades.

ALMA ist ein Gemeinschaftprojekt der Europäischen Südsternwarte ESO mit astronomischen Einrichtungen in Nordamerika und Südasien sowie mit Chile.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: ESO)


» X-37: Boeing denkt über Weiterentwicklung nach
08.10.2011 - Der Hersteller des unbemannten, militärischen Raumgleiters X-37B bringt eine Weiterentwicklung des Raumfahrzeugs in die öffentliche Diskussion.
Dabei handelt es sich zunächst um eine interne Studie, die vorsieht, eine auf etwa 165% vergrößerte Version für den Transport größeren Frachtguts zur Internationalen Raumstation und zurück zu entwickeln. Später wäre ein Umbau zu einem bemannten Raumgleiter mit einer Besatzung von 5 bis 7 Astronauten denkbar.

Dass das Konzept prinzipiell funktioniert, beweist gegenwärtig der zweite Flug des Orbital Test Vehicle (OTV), dessen Start am 5. März erfolgte. Der Test des OTV-1 hingegen wurde bereits im Dezember vergangenen Jahres nach 224 Tagen im All und mehreren Bahnmanövern erfolgreich abgeschlossen.

OTV ist 8,90 m lang, 4,50 m breit, 2,90 m hoch und besitzt eine Startmasse von knapp 5 Tonnen. Die aufklappbare Nutzlastbucht hat eine Länge von 2,10 m und einen Durchmesser von nur 1,20 m. Darin findet eine Fracht mit einer Masse deutlich unter 1 Tonne Platz. Außerdem beherbergt die Bucht einen ausklappbaren Solarzellenträger, mit dessen Energie eine lange Aufenthaltsdauer im All möglich wird. Der am Ende befindliche Triebwerksteil ist vergleichsweise überdimensioniert und ermöglicht dem Raumfahrzeug mehrfache und deutliche Bahnänderungen. Die X-37B kann in Höhen bis etwa 900 Kilometer operieren und soll 270 Tage einsetzbar sein. Dies wurde beim ersten Testflug bereits annähernd erreicht. Am Ende landet der Raumgleiter auf einer Rollbahn und soll nach 15 Tagen bereits für den nächsten Einsatz bereitstehen können.

Beim Start an der Spitze einer Atlas-5-Trägerrakete ist der kleine Raumgleiter allerdings von einer Nutzlastverkleidung umhüllt, so dass die Flügel keine aerodynamischen Auftriebe beitragen können. Bei einer vergrößerten Version wäre dies unwahrscheinlich, weswegen zusätzliche Entwicklungsarbeiten an der Steuerung der Atlas 5 notwendig würden.

Wie Art Grantz, Boeings Projektleiter bei der X-37B, angab, könnte die weitere Entwicklung der X-37B in drei Phasen erfolgen. Zunächst würde man mit der existierenden Version die ISS probeweise anfliegen. Anschließend könnte die vergrößerte Version entwickelt und getestet werden, der eine bemannte Version folgen könne. Die Entwicklung der Boeing-Kapsel CST-100 soll davon unberührt bleiben.

Inwieweit dieses Konzept realisiert wird, ist hingegen vollkommen unklar; es ist - wie so vieles in diesen Tagen - eher als interessante Diskussionsgrundlage anzusehen.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Boeing)


» ULC: Eine Rampe für alle Träger?
08.10.2011 - Die United Space Alliance (USA) arbeitet zurzeit an einem Konzept, mit dem alle wichtigen US-Träger von einer Startrampe starten können: dem Universal Launch Complex.
Zur Zeit werden die alten Hilfsstrukturen der beiden Startrampen 39 A und B für das Space Shuttle abgerissen und sollen dem mobilen Startturm für das neue Space Launch System, dem neuen Schwerlastträger der USA, weichen. Dass aber beide Rampen des Startkomplexes 39 durch das Space Launch System nur etwa einmal in zwei Jahren genutzt werden sollen, ist ein großer Nachteil, da die Rampen sowie das Vehicle Assembly Building (VAB) leer stehen werden. Dies würde vor allem eins bedeuten: Hohe Fixkosten für den Start des SLS.

Ein anderes Problem besteht für die EELVs, die Delta IV und die Atlas V. Beide sind zurzeit für den Start von verschiedenen kommerziellen Kapseln im Gespräch, wobei schon fest steht, dass die Atlas V Boeings CST-100 und den Dream Chaser der Sierra Nevada Corporation starten sollen. Um diese bemannt zu starten, müssen nicht nur die Raketen sondern auch die Startrampen umgerüstet werden. So fehlen auf den Startanlagen 41 und 37B Zugangsarme für die Besatzung sowie Notevakuierung bei einem Unfall auf der Rampe. Das Gleiche gilt auch für die Falcon 9 von SpaceX, welche im Rahmen des CCDev-Programms (Commercial Crew Development) eine bemannte Version der Dragon-Kapsel starten soll. Auch dem Startkomplex 40 fehlen die gleichen Systeme und Bauten wie LC 41 und LC 37B. Entsprechende Umbauten könnten pro Rampe Kosten in dreistelliger Millionenhöhe verursachen.

Die United Space Alliance, das Joint Venture aus Lockheed Martin und Boeing, welches die Startaktivitäten der NASA, vor allem die Vorbereitungen der Space Shuttles durchführte, hat nun einen revolutionären Vorschlag, um diesen Missstand zu beheben: Eine Rampe für all diese Träger soll nicht nur die Startrate auf dem LC 39 steigern, sondern auch die Probleme mit den Umbauten der Rampen der Trägerraketen Atlas V, Delta IV (sowohl in den Medium-Versionen mit einer Erststufe, als auch in der Heavy-Version mit drei gebündelten Erststufen) und Falcon 9 obsolet machen. Diese Rampe nennt die USA Universal Launch Complex (ULC, engl. universeller Startkomplex).

Das ULC basiert dabei im Design auf der schon für die gestrichene Ares I gebauten mobilen Startplattform (Mobile Launch Pad, MLP). Die endgültige Höhe ist zwar zurzeit nicht bekannt, doch die Dimensionen des Starttisches entsprechen denen, die schon für die Programme Saturn, Space Shuttle und Constellation gebaut wurden. An der Basis gibt es eine große Öffnung für den Flammenschacht, wobei über diesem die Basisstrukturen für die verschiedenen Träger SLS, Atlas V, Delta IV und Falcon 9 befestigt werden sollen. Am Turm befindet sich eine Reihe von verstellbaren Versorgungs- und Wartungsplattformen, die individuell für den Träger in der Höhe angepasst werden sollen. Die Versorgungsplattformen (auch Adjustable Umbilical Carrier (AUC) genannt) dienen dabei zur Versorgung der Rakete mit Daten, Strom und Treibstoff, solange die Rakete noch auf der Rampe steht. Die Wartungsplattformen (Adjustable Access Platform (AAP)) dagegen sollen den Arbeitern an der Startrampe einen einfachen Zugang zu wichtigen Systemen der Rakete bieten. Im Inneren des Turms gibt es darüber hinaus eine Reihe von Aufzügen, die sowohl die Arbeiter als auch eine eventuelle Besatzung zur Rakete bringen.

Für den Start einer bemannten Rakete gibt es zwei weiteren Systeme: Der Adjustable Crew Access Arm (ACAA) ist ein in der Höhe verschiebbarer Zugangsarm, mit dem die Besatzung ihre Raumkapsel betreten soll. Das zweite System ist das Emergency Escape System (EES), welches der Besatzung im Notfall einen schnellen Fluchtweg von der Rampe weg bieten soll. Dabei handelt es sich um eine Seilbahn, ähnlich wie sie schon während des Apollo-Programms genutzt wurde, über welche die Besatzung schnell von der Rakete wegkommen soll. Der Einstiegspunkt wird abhängig von der Höhe der Rakete sein und damit auch von der Höhe, wo der ACAA-Besatzungszugangsarm sich befindet.

Zusammengebaut werden soll die Rakete, wie die Träger der Saturn-Reihe und das Space Shuttle zuvor, im Vehicle Assembly Building (VAB) etwa 8 km entfernt von den beiden Startrampen. Wie das genau ablaufen soll, ist zurzeit nicht bekannt. Es ist aber davon auszugehen, dass man Equipment benutzen wird, mit dem schon die Saturn-Raketen und das Space Shuttle zusammengebaut wurden.

Bisher ist das ULC nur ein Gedankenspiel der United Space Alliance, doch wäre es eine Lösung zum einem für das Dilemma, dass LC 39 nur noch eine geringe Zahl von Starts durchführen würde, aber auch für das Problem der Umbauten der Startkomplexe 37B, 40 und 41 für einen bemannten Start. Somit können Beträge in Milliardenhöhe gespart werden, die dafür in anderer Stelle angegeben werden könnten.

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(Autor: Daniel Maurat - Quelle: United Space Alliance)


» Telesats Anik F2 mit Softwareproblemen
08.10.2011 - Nach einem vor kurzem durchgeführten Softwareupdate trat während der Ausführung eines Routinemanövers an Bord des Kommunikationssatelliten Anik F2 eine Anomalie auf, in deren Folge sich der Satellit in einen Sicherheitsmodus versetzte, bei dem seine Kommunikationsnutzlast abgeschaltet ist.
Der am 18. Juli 2004 auf einer Ariane-5-Rakete von Kourou in Französisch-Guayana aus in den Weltraum transportierte Kommunikationssatellit Anik F2 mit einer Startmasse von rund 5.950 Kilogramm dient seinem Betreiber Telesat aus dem kanadischen Ottawa insbesondere zur Versorgung von Kunden in bestimmten Gebieten Kanadas und der Vereinigten Staaten von Amerika mit einer großen Bandbreite von Kommunikationsdiensten wie Internet und Mobiltelefonie. Der mit 24 C-Band-, 32 Ku-Band-, 38 Ka-Band- und einer Reihe von Reserve-Transpondern ausgerüstete, von Boeing basierend auf der Plattform BSS-702 gebaute Satellit ist im Geostationären Orbit bei 111,1 Grad West positioniert. Dort führte am 6. Oktober 2011 gegen 12:36 Uhr MESZ ein Softwarefehler beim Ausführen eines Routinemanövers zur Abschaltung der Kommunikationsnutzlast und einer geänderten Ausrichtung des Satelliten. Der Satellit richtete sich so Richtung Sonne aus, dass auf jeden Fall eine sichere Stromversorgung durch die beiden Solarzellenausleger des Satelliten ermöglicht wurde und die Ladung der Akkumulatoren an Bord sichergestellt war, und wartete auf Kommandos von einer Bodenstation.

Für die Nutzer bedeutete die Abschaltung der Kommunikationsnutzlast eine mehrstündige Unterbrechung einer Reihe unterschiedlicher Kommunikationsverbindungen. Einige ländliche Regionen im Norden Kanadas verloren so gut wie jede Kommunikationsmöglichkeit. Laut Northwestel, einem kanadischen Telekommunikationsprovider, waren insgesamt 39 via Satellit versorgte Gemeinden in den nordwestlichen Gebieten und in Nunavut betroffen. In Iqaluit, der Hauptstadt des kanadischen Territoriums Nunavut, war das DSL-Netzwerk von der Außenwelt abgeschnitten. Rund 7.800 Kunden von Bell Aliant, einem anderen kanadischen Telekommunikationsprovider, waren im Norden Ontarios und im Norden Quebecs mit Unterbrechungen von Telefonfernverbindungen und Fernsehprogrammen konfrontiert. Zahlreiche Flüge wurden wegen fehlender Kommunikationsverbindungen zur Betriebsorganisation gestrichen. So musste beispielsweise die kanadische Fluggesellschaft First Air 48 Flüge absagen. Canadian Business berichtete, dass Kommunikationskanäle zu Bohrplattformen auf See ausfielen, und durch bereitgehaltene Technik zur Notfallkommunikation ersetzt werden mussten.

Telesat teilte am 7. Oktober 2011 mit, dass man im Verlauf des Abends des 6. Oktober und in der darauf folgenden Nacht die auf Anik F2 etablierten Dienste wieder aktivieren konnte. Bei Telesat führt man die Probleme des Satelliten auf Code in einem Softwareupdate zurück, das der Hersteller des Satelliten vor Kurzem bereitgestellt habe. Die Software aus diesem speziellen Update kommt laut Telesat aktuell nicht zum Einsatz.

Der Vorfall könnte Anlass bieten, die Kommunikationseinrichtungen im Norden Kanadas mit ausreichenden Redundanzen zu versehen. Einzelne wichtige Verbindungen sollten nicht vom unterbrechungsfreien Funktionieren eines einzelnen Satelliten abhängig sein. In einem aktuellen kanadischen Regierungsgutachten werden die Kommunikationsverbindungen im Norden des Landes laut Canadian Business als zerbrechlich bezeichnet.

Anik F2 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 28.378 bzw. als COSPAR-Objekt 2004-027A. Anik ist ein Inuktitut-Wort, also eines in der Sprache der Inuit in Nordostkanada, und steht für "kleiner Bruder".

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Boeing, Canadian Business, Northwestel, Telesat)


» Sternschnuppenabend nur im Norden?
08.10.2011 - Heute erreicht der Strom der Draconiden sein Maximum, das in diesem Jahr vergleichsweise stark ausfallen soll. Allerdings sind die meteorologischen Bedingungen nicht ideal.
Vor allem im Süden Deutschlands und in der Schweiz ist eher selten mit Wolkenlücken zu rechnen. Im Norden hingegen sieht die Vorhersage erheblich günstiger aus. Ab 20 Uhr soll der Himmel aufklaren.

Dann sollte man um 22 Uhr herum mit Dutzenden Ereignissen überrascht werden. Die Draconiden oder Giacobiniden haben ihren Ursprung scheinbar im Sternbild des Drachen (Draco), werden aber verursacht vom Kometen 21P/Giacobini-Zinner. Dieser verliert wie jeder Komet im Laufe der Zeit hauptsächlich Eispartikel, die sich über seine gesamte Bahn verteilen. Da die Erdbahn die des Kometen jeweils Anfang Oktober kreuzt, treten die Partikel mit hoher Geschwindigkeit in die Erdatmosphäre ein, erhitzen sich dabei stark und verglühen. Das dabei auftretende Licht hinterlässt eine geradlinige Spur am Himmel.

An einigen Stellen der Bahn befinden sich Anhäufungen von Eispartikeln, andere sind dagegen relativ leer. Daher ist der Draconidenstrom in manchen Jahren stärker, in anderen schwächer. In diesem Jahr erwartet man eine höhere Zahl an Sternschnuppen. Mit einem Maximum wie 1933 oder 1948, als teilweise mehr als 10.000 Sternschnuppen pro Stunde auftraten, rechnet man hingegen nicht. Die Angaben schwanken zwischen 1 und 10 Meteoriten pro Minute.

Anfang Oktober treten weitere Meteoritenströme auf: die Orioniden und die Tauriden. Beide Ströme sind allerdings relativ schwach. Die Partikel der Orioniden stammen vom Halleyschen Kometen. Vielleicht lohnt es sich später dennoch, nicht nur in nördliche Richtung zu schauen. Stier (Taurus) und Orion gehen vor Mitternacht im Osten auf.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: International Meteor Organization, Astronomie.de, MSN-Wetter, sat24)


» Eutelsat W3C auf chinesischer Rakete gestartet
08.10.2011 - Am 7. Oktober 2011 wurde der europäische Kommunikationssatellit Eutelsat W3C in den Weltraum transportiert. Sein Ziel ist eine Position im Geostationären Orbit rund 35.786 Kilometer über der Erde.
Der Start der Rakete mit Eutelsat W3C an Bord erfolgte um 10:21 Uhr MESZ von der Rampe LA-2 des Startgeländes Xichang (Xichang Satellite Launch Center, XSLC) in der südwestchinesischen Provinz Sichuan. Transportiert wurde der Satellit von einer dreistufigen, mit vier seitlichen Flüssigkeitsboostern ausgerüsteten Rakete des Typs Langer Marsch 3BE (Chang Zheng-3BE, CZ-3BE). Sie flog die 146. Weltraummission einer Rakete aus der Serie Langer Marsch. Das von ihr ins All gebrachte Raumfahrzeug gelangte auf eine Transferbahn mit einem Apogäum, dem von der Erde am weitesten entfernten Bahnpunkt, im Bereich von 35.973 Kilometern über der Erdoberfläche. Das Perigäum, der der Erde nächste Bahnpunkt, lag im Bereich von 206 Kilometern über der Erde, die Inklination, also die Neigung der Bahn gegen den Erdäquator, bei 26,1 Grad.

Geplant ist, den neuen Erdtrabanten nach einigen Brennphasen seines Apogäumsmotors und dem Test seiner Systeme im Weltall an einer Position bei 16 Grad Ost im Geostationären Orbit einzusetzen. Eutelsat W3C basiert auf dem Satellitenbus 4000 C3 von Thales Alenia Space, hatte eine Startmasse von rund 5.400 Kilogramm und ist auf 15 Jahre Einsatz ausgelegt. Die beiden Solarzellenausleger des Satelliten können rund 12 Kilowatt elektrische Leistung zum Betrieb der Kommunikationsnutzlast bereitstellen. Letztere ist mit 53 Ku- und 3 Ka-Band-Transpondern ausgerüstet, mit denen der europäische, in Paris ansässige Kommunikationssatellitenbetreiber Eutelsat die Versorgung von Kunden in Europa, am Indischen Ozean und in Teilen Afrikas mit Daten- und Videodiensten ermöglichen will.

Nach Abschluss einer intensiven Testphase soll Eutelsat W3C die derzeit bei 16 Grad Ost im Geostationären Orbit aktiven Satelliten EUROBIRD 16, Eutelsat W2M und SESAT 1 ablösen. Ursprünglich war Eutelsat W3B als Ersatz vorgesehen. Dieser Satellit war jedoch nach dem Aussetzen nach seinem Start am 28. Oktober 2010 wegen eines katastrophalen Lecks in einer Treibstoffleitung in seinem Antriebssystem nicht in der Lage, eine Position im Geostationären Orbit einzunehmen. Er kreist nun nutzlos und inaktiv auf einer stark elliptischen, rund 2,6 Grad gegen den Äquator geneigten Bahn um die Erde. Das Apogäum dieser Bahn erreicht rund 35.385 Kilometer über der Erde, das Perigäum liegt bei etwas über 280 Kilometern.

Eutelsat W3C hat den Transport ins All offenbar gut überstanden. Nach Angaben von Eutelsat erfolgte innerhalb der ersten drei Stunden nach dem Aussetzen des Satelliten das teilweise Entfalten der Solarzellenausleger wie geplant. In den kommenden neun Tagen soll die Umlaufbahn des Satelliten in eine annähernd kreisförmige umgewandelt und seine Antennen entfaltet werden.

Nach einer 12 Jahre langen Pause flog mit Eutelsat W3C jetzt wieder ein westlicher Kommunikationssatellit auf einer chinesischen Trägerrakete. Damit bei den Startvorbereitungen in China und der Startabwicklung nicht gegen die US-amerikanischen Rüstungsgüterhandelsbestimmungen (International Traffic of Arms Regulation, ITAR) verstoßen wird, waren von Thales Alenia Space nur nicht von diesen Regularien betroffene Komponenten für den Bau von Eutelsat W3C verwendet worden.

Eutelsat W3C ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 37.836 bzw. als COSPAR-Objekt 2011-057A.

Raumcon:

Startvideo beim chinesischen staatlichen Fernsehen:

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: CCTV, CGWIC, China.org.cn, Eutelsat, NSF, Thales Alenia Space, Xinhua)


» Rus-M wird nicht gebaut
08.10.2011 - Dies gab der neue Roskosmos-Chef Wladimir Popowkin gestern vor der russischen Staatsduma im Rahmen einer aktuellen Stunde der Regierung bekannt.
Entwicklung, Bau und Erprobung der Rus-M, die als Trägerrakete für ein neues russisches Raumschiff dienen sollte, würden 37 Prozent der gesamten Roskosmos-Mittel bis zum Jahre 2015 binden. Dabei gäbe es allerdings große Ähnlichkeiten zur Angara-Rakete. Diese wird bereits seit den 1990er Jahren entwickelt und liegt weit hinter dem ursprünglichen Zeitplan. Sie deckt aber ein ähnliches Nutzlastspektrum ab, wie die geplante Rus-M. Eine solche doppelte Entwicklung soll nun vermieden werden.

Ein weiterer Grund für die Kritik an der Rus-M war, dass diese bis zum Jahre 2015 nicht zur Verfügung stehen würde. Der Zeitplan ist angesichts der zur Verfügung stehenden Mittel offenbar zu knapp bemessen. Bisher wurden knapp 800 Millionen Rubel (ca. 18,5 Mio Euro) für das Projekt ausgegeben.

Nun beginnen Diskussionen, mit welchem Träger das russische Raumschiff der Zukunft starten wird. Chrunitschew, Hersteller der Angara, hat vorsorglich bereits eine Version seiner Rakete für bemannte Einsätze entworfen (ganz rechts im Bild unten). Diese käme dafür infrage. Dafür müsste man allerdings das Haupttriebwerk RD-191 noch für bemannte Flüge zertifizieren. Dies ist dem RD-180, dass für die Rus-M geplant war aber so ähnlich, dass diese Arbeiten eventuell unterbrechungsfrei weitergeführt werden können. Da die Sojus 2 derzeit für bemannte Flüge zertifiziert wird, wird auch das Triebwerk RD-0124 (das Drittstufentriebwerk der Sojus 2.1b) der Angara-Oberstufe bereits für bemannte Flüge zugelassen.

Auf der anderen Seite werden aber auch Weiterentwicklungen der Sojus-Trägerrakete als Kandidaten gesehen. Allerdings wäre selbst die Sojus 3 nur in der Lage, die kleinste Version des neuen Raumschiffes in eine erdnahe Umlaufbahn zu befördern. Also könnte auch die Entwicklung des Raumschiffes erneut in der Schwebe sein. Gleiches gilt möglicherweise für das neue russische Kosmodrom Wostotschni. Hier sollen nun Startanlagen für Sojus und Angara entstehen. Diese hat man aber sowohl für Plesezk als auch für Baikonur in Benutzung, im Bau oder geplant. Auf der anderen Seite gilt Wostotschni allerdings als bedeutendes wirtschaftliches Erschließungs- und Entwicklungsprogramm für den fernen Osten Russlands und genießt auf Seiten der russischen Regierung eine hohe Priorität.

Alles in allem aber scheinen die Zukunftspläne in der russischen Raumfahrt keineswegs mehr so klar vorgezeichnet zu sein, wie noch vor Wochen angenommen. Zumindest wird nicht an eine Einstellung der Sojus-Flüge gedacht, bevor ein Nachfolgesystem zur Verfügung steht. Popowkin gestern: "Новая ракета нам не нужна, мы будет летать на тех, что есть", "Die neue Rakete ist nicht erforderlich, wir werden mit denen starten, die bereits existieren." Sein Stellvertreter Dawidow gestern gegenüber ITAR-TASS: "Пилотируемую систему запустят на базе модернизированной «Союз-2»", "Das bemannte System startet auf der Basis der modernisierten Sojus 2".

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Roskosmos, Nowosti Kosmonawtiki)


» Herschel: Kometen als Wasserversorger?
09.10.2011 - Mit Hilfe des im Infraroten arbeitenden Weltraumteleskops Herschel der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) fand man heraus, dass es auf einem Kometen Wasser mit ziemlich genau der selben Isotopenzusammensetzung wie auf der Erde gibt. Die Entdeckung beflügelt Überlegungen, nach denen Kometen aus Wassereis für die Wasservorkommen auf der Erde verantwortlich sind.
Die eigentliche Quelle für die großen Wasservorkommen auf unserem Heimatplaneten wird heiß diskutiert. Während der Entstehung der Erde waren die Temperaturen derartig hoch, dass jedwedes eventuell vorhandenes Wasser auf jeden Fall verdampft wurde. Heute sind zwei Drittel der Oberfläche jedoch von Wasser bedeckt. Die für das Leben wie wir es kennen so wichtige Substanz muss nach dem Erkalten des jungen Planeten auf ihn gelangt sein.

Kometen könnten möglicherweise die natürliche Ursache sein: Sie sind letztlich nichts anderes als gigantische Eisberge, die auf Bahnen durch den Weltraum treiben, welche die der Planeten kreuzen können, weshalb Zusammenstöße nicht unwahrscheinlich sind. Mit genau solch einer Kollision endete die Existenz des Kometen Shoemaker-Levy 9 (offizielle Bezeichnung D/1993F2), als er dem Jupiter 1994 zu nahe kam. Als unser Sonnensystem jünger war, gab es mehr Kometen, die sicher in deutlich größerer Zahl auf die um die Sonne kreisenden Planeten stürzten.

Bis vor kurzem gab es keine astronomischen Beobachtungen, die die Idee, dass Kometen Wasser auf die Erde brachten, unterstützen konnten. Jetzt ist man einen Schritt weiter. Dabei liegt der Schlüssel in der Bestimmung des Gehaltes von Deuterium, einer schwereren Form von Wasserstoff, im Wasser.

Sämtliches Deuterium und und sämtlicher Wasserstoff im Universum entstanden nach aktuell gängiger Ansicht von heute aus betrachtet unmittelbar nach dem Urknall vor rund 13,7 Milliarden Jahren in einem ganz bestimmten Mengenverhältnis. In Wasser kann dieses Verhältnis je nach Ort des Wasservorkommens unterschiedlich sein. Beim Prozess der Bildung von Wassereis im Weltall können mehr oder weniger Deuteriumatome den Platz eines oder beider Wasserstoffatome im Wasser einnehmen, je nachdem, wie es gerade um die Umgebungsbedingungen bestellt ist.

Im Vergleich der Verhältnisse von Deuterium und Wasserstoff in Wasser unterschiedlicher Herkunft sehen Wissenschaftler eine Möglichkeit, Aussagen über die Herkunft des Wassers machen zu können.

Bei sämtlichen Kometen, deren Wasserzusammensetzung bislang untersucht worden war, lag der Anteil von Deuterium im Wasser bei ungefähr dem Doppelten desjenigen in den Ozeanen der Erde. Wenn solche Kometen mit der Erde kollidierten, haben sie allenfalls einige wenige Prozent Wasser mitgebracht. Deswegen begannen Astronomen bereits darüber nachzudenken, ob nicht Meteoriten als kosmische Wasserquelle in Frage kämen, obwohl deren Wassergehalt deutlich geringer als der von Kometen ist.

Mit dem bisher empfindlichsten Instrument zur Untersuchung von Wasser im All gelangen nun Beobachtungen, die Kometen als Quelle irdischen Wasser wahrscheinlicher erscheinen lassen. Mit einem HIFI genannten Meßkomplex an Bord von Herschel bestimmte man die Zusammensetzung von Wasser auf dem Kometen Hartley 2, welche dem des Wassers in den Weltmeeren ähnelt.

Das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff im Wasser von Hartley 2 ist fast exakt das gleiche wie das im Wasser auf der Erde. Dass Hartley 2 alias 103P/Hartley im Hinblick auf seine Wasserzusammensetzung anders ist als andere Kometen, könnte an seinem Entstehungsgebiet liegen. Hartley 2 entstand vermutlich weit jenseits der Umlaufbahn des Neptun im Elgeworth-Kuiper-Gürtel.

Zuvor bezüglich ihrer Wasserzusammensetzung untersuchte Kometen entstanden vermutlich im Bereich von Jupiter und Saturn, und wurden wahrscheinlich durch Einwirkung der großen Gravitation der beiden größten Planten im Sonnensystem auf ihre Kometenbahnen bis an den äußeren Rand des Sonnensystems gesandt, von wo aus sie letztlich auch zurückkehren.

Die neuen Beobachtungen legen nahe, dass es durchaus Kometen gewesen sein könnten, die Wasser auf die Erde brachten. Bei ihnen handelt sich eben möglicherweise um eine spezielle Familie, deren Mitglieder in den äußeren Regionen des Sonnensystem entstanden. Dort im Elgeworth-Kuiper-Gürtel in weiter Entfernung von der Sonne und in großer Kälte konnte Wasser mit einer anderen Zusammensetzung entstehen als in der vergleichsweise nahe der Sonne liegenden Region der Bahnen mit Jupiter und Saturn.

Herschel sucht nun nach weiteren Kometen, deren Untersuchung es ermöglichen soll, die durch die Beobachtung von Hartley 2 bekräftigte Theorie von Kometen als Quelle des irdischen Wassers zu bestätigen.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: ESA)


» Kommt das Orion-SM aus Europa?
11.10.2011 - Zurzeit denkt man bei der NASA darüber nach, als Versorgungsmodul für das neue bemannte Raumschiff Orion ein modifiziertes Versorgungsmodul des europäischen ATV zu nutzen.
Amerika will zum Mars. Das steht schon seit Jahren sowohl bei der NASA als auch in der US-Regierung fest. Dazu begann man die Entwicklung des neuen bemannten Raumschiffes Orion, auch bekannt als Multi Purpose Crew Vehicle (MPCV). Dabei wurde in den vergangenen Jahren die neue Kapsel entwickelt und soll vielleicht schon 2013 einen ersten Testflug machen (Raumfahrer.net berichtete). Doch ist Amerika beim Versorgungsmodul, welches sowohl die Steuerung als auch die Energieversorgung des Raumschiffes übernehmen soll, noch nicht weit gediehen.

Aber es gibt zurzeit ein erfolgreiches Versorgungsmodul, dass auch im Einsatz ist und für die Orion-Kapsel genutzt werden könnte: das Versorgungsmodul des europäischen ATV war bei seinen bisher zwei Einsätzen der ATV-Missionen 1 und 2 sehr erfolgreich und ist ausbaubar. Das ATV (Automated Transfer Vehicle für Automatisches Transportvehikel) ist dabei ein unbemanntes europäisches Versorgungsraumschiff, welches für die Versorgung der Internationalen Raumstation ISS genutzt wird. Die ESA hatte verschiedene Pläne, auf Basis dieses Raumschiffes ein eigenes bemanntes Raumfahrzeug zu entwickeln. Doch sieht es bisher nicht danach aus. So laufen schon seit einiger Zeit Gespräche zwischen Vertretern der NASA und der ESA zu diesem Thema und auch die Projektleiter des Orion-Programms haben ein immer weiter steigendes Interesse, dass Europa am bemannten amerikanischen Weltraumprogramm auch aktiv teilnimmt.

Das ATV kann aber in seiner jetzigen Konfiguration nicht 1:1 für Orion genutzt werden. Das wohl größte Problem besteht darin, dass das ATV zurzeit noch etwas "untermotorisiert" ist. Seine vier Haupttriebwerke vom Typ Aerojet R-4D-11 (die als Lageregelungstriebwerke im Apollo-Raumschiff genutzt wurden) haben je einen Schub von gerade einmal 490 N. Das reicht aus, um die ISS langsam anzuheben. Eine bemannte Version bräuchte dagegen ein stärkeres Triebwerk, mit dem große Bahnmanöver durchgeführt werden können, etwa das Einbremsen in den Mondorbit. Als solches sind in Fachkreisen zwei Triebwerke im Gespräch: das von der amerikanischen Firma Aerojet gebaute AJ-10, welches noch auf die Vanguard und Thor-Able zurückgeht und in anderen Versionen (noch heute) in der Delta II Verwendung findet und sowohl als Haupttriebwerk des Apollo-Raumschiffes als auch als OMS-Triebwerk des Space Shuttles diente.

Das andere Triebwerk ist das von EADS Astrium entwickelte und gebaute Aestus-Triebwerk, welches in der EPS-Oberstufe der Ariane 5 Verwendung findet und gegenwärtig das ATV ins Weltall bringt. Auch dieses wurde oft genutzt und hat bisher nur ein einziges Mal versagt.

Auch müssen Energieversorgung und Interface zwischen Versorgungsmodul und Raumschiff umgebaut werden. So müssen die Solarpaneele vergrößert werden, um für die Crew mehr Energie bereitzustellen. Dies wird vor allem bei längeren Flügen von großer Bedeutung sein. Die Verbindungen zwischen Raumschiff und Versorgungsmodul müssen so gebaut werden, dass beide Teile voneinander getrennt werden können, damit eine sichere Rückkehr zur Erde gewährleistet ist.

Noch ist nichts entschieden, doch werden die Chancen für einen europäischen Beitrag für das Orion-Raumschiff immer größer. Bei einem Start wären dann auch europäische Astronauten an Bord, die Hand in Hand mit ihren amerikanischen Kollegen das Sonnensystem erforschen würden. Gestartet werden soll dann das Gespann auf der neuen amerikanischen Schwerlastrakete SLS, welche sich zurzeit in Entwicklung befindet. Zwar sehr unwahrscheinlich aber dennoch möglich ist es, dass dieses Raumschiff auch auf der europäischen Ariane 5 starten könnte. Dafür müsste man aber zunächst die Startanlage in Französisch-Guyana umbauen, was vor allem sehr viel Geld kosten würde. Die Zukunft wird zeigen, ob sich daraus etwas entwickelt.

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(Autor: Daniel Maurat - Quelle: NSF, ESA, BBC)


» PSLV startet 4 Satelliten
13.10.2011 - Gestern morgen startete eine vierstufige Trägerrakete vom Typ Polar Space Launch Vehicle (PSLV) vier kleinere Satelliten auf niedrige Erdumlaufbahnen.
Der Start erfolgte am 12. Oktober 2011 gegen 7:31 Uhr MESZ, 11:01 Uhr Ortszeit, vom indischen Startgelände bei Sriharikota aus. Rund 22 Minuten später wurde die etwa 1.000 kg schwere Hauptnutzlast, der indisch-französische Atmosphärenforschungssatellit Megha-Tropiques, ausgesetzt. Wenig später folgten ihm die Kleinsatelliten VesselSat 1, SRMSAT und Jugnu.

Megha-Tropiques soll tropische Stürme, den Monsun und andere Sturmsysteme über einen Zeitraum von wenigstens 3 Jahren verfolgen und Daten über deren Entstehung und Entwicklung sammeln. Dazu werden der Wasserdampfgehalt, Wolken, darin enthaltenes Wasser, Niederschläge und Verdunstung gemessen. Ebenso sollen Aufnahme und Abgabe von Strahlung in der oberen Atmosphäre bestimmt werden, um die Zyklen des konvektiven Systems besser verstehen und modellieren zu können.

Dazu stehen mehrere Messgeräte zur Verfügung: ein abbildendes Mikrowellenradar (MADRAS), ein 6-Kanal-Mikrowellen-Radiometer (SAPHIR) und ein weiteres Radiometer zur Ermittlung der aus der oberen Atmosphäre ins All abgegebenen Strahlung (SCARAB).

Die weiteren Nutzlasten sind ein erster von Luxspace in Luxemburg hergestellter Satellit zur Identifikation und Verfolgung von Schiffen auf den Weltmeeren mittels des internationalen Automatic Identification System, VesselSat 1, der an der Sri Ramaswamy Memorial University entwickelten und gebauten Kleinstsatelliten SRMSAT zur Technologieerprobung und Überwachung von Treibhausgasen in der Atmosphäre sowie der am Indian Institute of Technology in Kanpur bereitgestellten Jugnu, der Daten für die Landwirtschaft und Katastrophenmanagement liefern soll. Dazu verfügt er unter anderem über eine miniaturisierte Infrarotkamera.

Der Start war der zwanzigste seit dem Jungfernflug der PSLV im Jahre 1993.

Raumcon:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: SpaceFlightNow, Skyrocket)


» Megha-Tropiques springt in die Bresche
16.10.2011 - Am 12. Oktober 2011 beförderte die indische Rakete PSLV-C18 erfolgreich vier Satelliten auf Umlaufbahnen um die Erde. Hauptnutzlast war ein indisch-französischer Klimaforschungssatellit, der Lücken bei der weltweiten Beobachtung des Wettergeschehens aus dem All schließen soll.
Der PSLV-Flug mit dem Klimaforschungssatelliten Megha-Tropiques an Bord war der einundzwanzigste einer PSLV-Rakete, einer dieser Flüge - der Jungfernflug des Raketentyps - endete in einem vollständigen Misserfolg. Im Augenblick stellt die PSLV-Rakete Indiens einzigen betriebssicheren Weltraumträger dar, dem zuletzt auf Grund der mangelnden Zuverlässigkeit der GSLV wieder ein Mal die Aufgabe zugefallen war, einen Satelliten in einen Geotransferorbit zu schicken, aus welchem der Satellit selbständig eine Position im Geostationären Orbit erreichen kann. Die von der PSLV-C18 transportierten Satelliten dagegen, neben Megha-Tropiques außerdem VesselSat 1 für das automatische Schiffsidentifikationssystem AIS sowie Jugnu und SRMSat, zwei von indischen Studierenden gebaute Satelliten, wurden auf Umlaufbahnen im Bereich zwischen 850 und 870 Kilometern über der Erde gebracht.

Für Indien bedeutet die geglückte Mission der PSLV-C18 gleich einen mehrfachen Erfolg:
Zunächst wurde mit dem Erreichen einer Erdumlaufbahn durch Megha-Tropiques ein neues Kapitel der indischen Möglichkeiten zur Atmosphärenforschung aufgeschlagen. Weiterhin ist Megha-Tropiques das erste große Raumfahrtprojekt, das indische und französische Institutionen gemeinsam abwickeln. Außerdem kann Indien jetzt einen bedeutenden Beitrag zur Deckung des globalen Bedarfs an Klimadaten liefern. Indischerseits ist geplant, die Daten von Megha-Tropiques weltweit kostenfrei zur Verfügung zu stellen. Und schließlich erfährt die Luft- und Raumfahrtforschung an indischen Universitäten weiteren Aufwind.

Unterbrechungsfreie und zuverlässige Wetterbeobachtungen aus dem Weltraum sind für die Vorhersage unterschiedlicher Wettergeschehnisse und für Prognosen zur Klimaentwicklung unverzichtbar. Daten zu den äquatorialen Regionen rund um den Globus waren bisher knapp. In diesem Bereich gibt es nur wenig Landmasse, er ist größtenteils von Ozeanen bedeckt, weshalb dort irdische Wetterstationen in nur geringer Zahl existieren. Das Verständnis für die Physik der Atmosphäre in den äquatorialen Regionen ist beschränkt und beeinträchtigt kurz- und langfristige Wetterprognosen. Vom auf dem indischen Satellitenbus IRS aufgebauten, beim Start rund 1.000 Kilogramm schweren Megha-Tropiques erwartet man Abhilfe.

Indien, das hauptsächlich die Auswirkungen tropischen Klimas spürt, kann wahrscheinlich besonders von verbesserten Erkenntnissen zu den Prozessen in der Atmosphäre profitieren. Wohl erst recht gilt das für Staaten in Afrika, Ozeanien und Südamerika. Megha-Tropiques soll passend zu seiner Namensgebung (Megha -Sanskrit- bedeutet Wolken, Tropiques -Französisch- steht für Tropen) beispielsweise Daten liefern zur Reflexion von Sonneneinstrahlung durch Wolken, zum Feuchtigkeitsgehalt und der Temperatur in unterschiedlichen Höhen, zur Wasserverdunstung, zu Eigenschaften der Wolkenbedeckung und der Verteilung von Niederschlägen.

In den äquatorialen Regionen sind Quellwolken, also solche mit dynamischen inneren Konvektionsprozessen, vorherrschend. Eine detaillierte Untersuchung derartiger Wolken ist für die Vorhersage von Monsun und Wirbelstürmen wichtig. Sie wird auch bei der Beurteilung der Bedeutung dieser Wolken für die Feuchtigkeits- und Energiebudgets in der Atmosphäre eine entscheidende Rolle spielen. Man hofft, dass es auf Basis neuer Daten und neu erkannter Zusammenhänge möglich wird, die Natur des Klimawandels, der sich über den äquatorialen Regionen vollzieht, zu verstehen.

Es ist geplant, Megha-Tropiques auch als Teil einer internationalen, Global Precipitation Constellation Mission (GPCM oder GPM) genannten, maßgeblich von den Vereinigten Staaten und Japan unterstützten Satellitenkonstellation einzusetzen, deren Aufgabe es ist, Daten zu weltweit auftretenden Niederschlägen zu sammeln.

Die Kontrolle des raumflugtechnischen Teils von Megha-Tropiques erfolgt von einem Kontrollzentrum der indischen Raumfahrtforschungsorganisation (ISRO) in Bangalore, das über das indische Bahnverfolgungs-, Telemetrie- und Kommandonetzwerk (ISTARC) mit dem Satelliten kommuniziert. Wissenschaftliche Daten erhält das indische Zentrum für wissenschaftliche Satellitendaten (ISSDC) via ISTRAC, die französischen Raumfahrtagentur (CNES) empfängt sie mit eigenen Bodenstationen in Kourou, Französisch Guayana und Hartebeesthoek, Südafrika. Zur Zwischenspeicherung von 16 Gigabyte Daten befindet sich an Bord von Megha-Tropiques mit Halbleiterspeichern ausgestattetes redundantes Aufzeichnungsgerät.

Mindestens 3 Jahre lang wollen ISRO und CNES Megha-Tropiques betreiben. Die Treibstoffmenge an Bord sollte für einen mindestens fünfjährigen Einsatz des dreiachsstabilisierten Satelliten reichen.

Megha-Tropiques ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 37.838 bzw. als COSPAR-Objekt 2011-058A.

Raumcon:

Bewegte Bilder von Tests und Arbeiten am Satelliten:

Film über den Satelliten und seine Mission:

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: CNES, ISRO)


» Tiangong 1 planmäßig aktiviert
19.10.2011 - Wie die chinesische Nachrichtenagentur meldet, verläuft die Aktivierung und Überprüfung der Systeme der Mini-Raumstation Tiangong 1 positiv.
So wurden u.a. die Fernsteuerungssysteme überprüft, das Video- und Audio-Equipment getestet, die Temperatur- und Luftfeuchtigkeitssensoren kalibriert und die Einrichtungen des Kopplungssystems aktiviert. Darüber hinaus wurden weitere, nicht näher genannte Systeme einbezogen.

Tiangong 1 (sprich Tjen-gung) startete am 29. September 2011 an der Spitze einer Rakete des Typs Langer Marsch 2E/G und umläuft die Erde gegenwärtig in einer Höhe von etwa 337 Kilometern bei einer Bahnneigung von 42,8 Grad gegen den Äquator. Tiangong 1 ist das erste von drei Testmodulen, die in den nächsten Jahren den Aufbau einer größeren chinesischen Raumstation vorbereiten sollen.

Am 1. November (31. Oktober nach unserer Zeit) will China das unbemannte Raumschiff Shenzhou 8 (sprich Schin-dschou) starten, welches innerhalb von 2 Tagen mit Tiangong 1 koppeln soll. Beide Raumfahrzeuge sollen dann etwa 12 Tage lang gemeinsam fliegen. Danach koppelt Shenzhou 8 ab und soll ein weiteres Rendezvousmanöver fliegen. Gelingt das Unternehmen, so sollen im nächsten Jahr zwei bemannte Raumschiffe die Raumstation anfliegen und ihre Besatzungen einige Wochen lang erste Erfahrungen sammeln.

An Bord von Shenzhou 8 werden sich auch deutsche Raumfahrttechnik und deutsche Experimente befinden. Dabei handelt es sich um SIMBOX, einen Inkubator mit Zentrifuge, in dem das Verhalten verschiedener biologischer Proben in der Schwerelosigkeit bzw. unter kontrollierten Schwerkraftbedingungen untersucht werden kann.

Die Raumstation Tiangong 1 ist 10,4 Meter lang, hat einen maximalen Durchmesser von 3,35 m und eine Masse von etwa 8,5 Tonnen. Das Modul besteht aus einer begehbaren Drucksektion von etwa 6 Metern Länge und einem Serviceteil. Dieser übernimmt die Energieversorgung über 2 Solarzellenpaneele sowie Lageregelung, Steuerung und Antrieb.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Xinhua)


» Eris-Größe genauer bestimmt
19.10.2011 - Aus Daten einer kurzzeitigen Bedeckung eines Sterns im November letzten Jahres konnte die Größe des Zwergplaneten Eris genauer berechnet werden.
Anfang Oktober präsentierte Bruno Sicardy auf einem Treffen von Planetenwissenschaftlern die Ergebnisse von Messungen, die am 6. November 2010 mittels zweier Teleskope in Chile vorgenommen wurden. Damals zog der Zwergplanet Eris an einem dahinterliegenden Stern vorbei und bedeckte ihn zeitweise. Aus der Dauer der Bedeckung konnte man die Größe von Eris auf 2.326 km berechnen, bei einem Restfehler von nur 12 Kilometern. Eris sollte aufgrund seiner Größe eine kugelförmige Gestalt haben.

Aus der Umlaufzeit des 2005 entdeckten, etwa 250 Kilometer durchmessenden Mondes Dysnomia konnte bereits zuvor seine Masse berechnet werden. Demnach hat Eris eine Dichte von etwa 2,3 g/cm³, was einen höheren Gesteinsanteil als beim vermeintlichen Zwillingsbruder Pluto bedeutet. Die Bahn von Eris ist relativ exzentrisch mit einem sonnennächsten Punkt von 37,8 Astronomischen Einheiten (AE) und einer Bahnferne von 97,5 AE bei einem Neigungswinkel von 44,2 Grad gegen die Ekliptik, der Bahnebene der Erde.

Als die zwei Jahre zuvor erfolgte Entdeckung des Asteroiden 2003 UB313 im Sommer 2005 bekanntgegeben wurde, begann eine Diskussion darüber, ob man ihn angesichts seiner Größe als 10. Planeten einordnen sollte. Aufgrund seiner Exzentrizität sowie weiterer Entdeckungen in derselben Größenordnung entschied man allerdings 2006, für Eris, Pluto und weitere Himmelskörper die Klasse der Zwergplaneten neu einzuführen.

Aufgrund des von Eris reflektierten Sonnenlichtes und der dazu vergleichsweise geringen Größe, muss man annehmen, dass die Oberfläche des Zwergplaneten praktisch das gesamte einfallende Licht in den Weltraum zurückwirft. Er ist damit der weißeste bekannte Himmelskörper in unserem Sonnensystem. Aufgrund seiner gegenwärtig großen Entfernung zur Sonne von etwa 95 AE nimmt man an, dass seine ohnehin äußerst dünne Atmosphäre in Sonnennähe mit einem geschätzten Druck von einem Nanobar (0,000 000 001 Bar = 0,1 mPa) in Sonneferne ausfriert und einen zarten aber hervorragend spiegelnden Überzug bildet. Die Richtiggkeit dieser Annahme ließe sich von der Erde aus überprüfen, wenn Eris das nächste Mal in Sonnennähe weilt, in etwa 250 Jahren.

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Raumcon:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: The Planetary Society)


» Pläne für (ein) russisches Labormodul NEM
19.10.2011 - Eines der beiden für 2015 geplanten russischen Energie- und Wissenschaftsmodule der Internationalen Raumstation soll vorwiegend für biomedizinische Probleme ausgerüstet werden.
Dies sagte Igor Uschakow, Direktor des Instituts für Biomedizinische Probleme (IBMP). Damit sollten Verfahren und Technologien entwickelt werden, die dem Menschen das sichere Überleben auf einer Mondbasis oder im tiefen Weltraum ermöglichen können.

Dazu gehörten die Auswirkungen von Schwerelosigkeit und harter Strahlung ebenso, wie die Reaktion in Notfallsituationen oder bei Infektionen während längerer Raumflüge ohne direkte Rückkehrmöglichkeit auf die Erde. Ebenso sollen die psychologischen Auswirkungen längerer Raumflüge untersucht werden.

Die neuen Module haben ebenso Prototypcharakter für künftige Module, die auf dem Mond installiert werden könnten oder solche, die als Lebensraum bei Flügen weit über die Erdumlaufbahn hinaus zum Einsatz kämen. Erneut in die Diskussion kam auch die Verlängerung der Nutzungsdauer der ISS über 2020 hinaus sowie erstmals die Nutzung von Höhlen auf dem Mond als natürlicher Schutz von Mondstationen vor Strahlung und Kälte.


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Nowosti Kosmonawtiki)



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Mars Aktuell: GEMS - Per Maulwurf in das Innere des Mars von Redaktion



• GEMS - Per Maulwurf in das Innere des Mars «mehr» «online»
• Wasserdampfüberschuss in der Marsatmosphäre «mehr» «online»
• Mars Express: Aufnahmen vom Ares Vallis auf dem Mars «mehr» «online»


» GEMS - Per Maulwurf in das Innere des Mars
05.10.2011 - Im Jahr 2016 will die NASA ihre nächste Planetenerkundungsmission im Rahmen des Discovery-Programms starten. Über einen der drei noch in der näheren Auswahl verbliebenen Kandidaten, die Mission GEMS, wurde jetzt auf dem derzeit in Frankreich stattfindenden EPSC-DPS Joint Meeting 2011 berichtet.
Nach der Auswertung von 28 seit dem Juni 2010 eingereichten Vorschlägen für eine zukünftige Tiefraummission der amerikanischen Weltraumbehörde NASA im Rahmen ihres Discovery-Programms befinden sich seit dem Mai 2011 noch drei Missionen in der näheren Auswahl. Neben einem Lander für den Saturnmond Titan und einer Kometenmission handelt es sich dabei um die GEophysical Monitoring Station-Mission, kurz GEMS (Raumfahrer.net berichtete). Das Ziel der GEMS-Mission besteht darin, zum ersten Mal überhaupt durch direkte Messungen einen Einblick in das Innere des Planeten Mars zu gewinnen. Der Mars dient hierbei allerdings lediglich als ein Vertreter der Klasse der terrestrischen Planeten. Durch das Studium der Struktur und der Zusammensetzung des Planeteninneren erhoffen sich die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die Prozesse, welche bei der Entstehung und Entwicklung eines erdähnlichen Planeten ablaufen. Zu diesem Zweck würde die Mission GEMS, sollte sie denn für das Discovery-Programm ausgewählt werden, mit drei Experimenten ausgerüstet werden.

Ein Seismometer zum Nachweis von "Marsbeben", welches derzeit unter der Leitung des französischen Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP) entwickelt wird, soll die bei einem Beben auftretenden seismischen Wellen registrieren. Durch die Aufzeichnung und Auswertung der Stärke, des Verlaufs, der Amplitude und der Laufzeiten der Bebenwellen, welche sich vom Epizentrum eines Bebens ausgehend durch das gesamte Innere des Planeten fortpflanzen, würden neue Erkenntnisse über die Zusammensetzung, die Beschaffenheit und die Ausdehnung der Planetenkruste, des Mantels und des Planetenkerns gewonnen.

Auf der Erde werden Erdbeben im Normalfall durch dynamische Prozesse im Erdinneren ausgelöst. Diese Prozesse verursachen eine Plattentektonik, also die Bewegungen der Lithosphärenplatten. Die gut ein Dutzend Lithosphärenplatten, aus denen sich die Erdkruste zusammensetzt, verschieben sich pro Jahr um mehrere Zentimeter. Dabei bewegen sich die einzelnen Platten aufeinander zu oder voneinander fort. An manchen Stellen schieben sie sich auch übereinander oder "verhaken" sich. Sobald durch diese Bewegungen zwischen zwei Platten Spannungen auftreten, werden diese tektonischen Spannungen in Form eines Erdbebens abgebaut.

Eine vergleichbare Plattentektonik ist auf dem Mars in der Gegenwart jedoch nicht vorhanden. Sollte auf dem Mars, wie verschiedene Messungen vermuten lassen (Raumfahrer.net berichtete), in der Vergangenheit wirklich einmal eine Plattentektonik aufgetreten sein, so ist diese wahrscheinlich bereits vor mehreren Milliarden Jahren zum Erliegen gekommen. Trotzdem verfügt der Mars über drei potentielle Quellen für Erdbeben. Zum einen könnte der Mars immer noch über aktive, aber zur Zeit ruhende Vulkane verfügen. Diese könnten dann durch Lavabewegungen in ihren Magmakammern sogenannte vulkanische Beben verursachen. Die zweite, ebenfalls "mars-interne", Quelle ist das langsame Erkalten von tieferen Schichten in der Marskruste. Diese würden sich im Rahmen des Erstarrungsprozesses langsam zusammenziehen, dabei in die Tiefe absinken und im Rahmen dieser Bewegung seismische Wellen auslösen.

Die dritte Quelle stellen die Meteoriten dar, welche auf der Marsoberfläche aufschlagen und bei diesen Impakten ebenfalls seismische Wellen erzeugen, die mit den bei Erdbeben auftretenden Wellen vergleichbar sind. Diese Quelle von seismischen Erschütterungen sollte nicht unterschätzt werden, denn pro Jahr entdeckt zum Beispiel die HiRISE-Kamera an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter etwa 50 neu entstandene Impaktkrater. Da die Kamera nicht die gesamte Oberfläche in regelmäßigen Abständen abbilden kann, dürfte die reale Impaktrate noch höher liegen.

Verschiedene theoretische Modelle besagen, dass Marsbeben etwa 100-mal öfter auftreten sollten, als die Beben, welche im Rahmen der Apollo-Missionen auf dem Mond nachgewiesen werden konnten. Damit würden pro (Erd-) Jahr etwa 50 Beben ausgelöst werden, welche stark genug ausfallen, um auf der gesamten Planetenoberfläche nachgewiesen werden zu können.

Bei dem zweiten Experiment handelt es sich um das "Rotation and Interior Structure Experiment" (kurz RISE) zur Erforschung des Planetenaufbaus und der inneren Struktur des Mars. Hierbei soll das X-Band-Kommunikationssystem von GEMS dazu genutzt werden, um eine durch gravitative Einflüsse verursachte Dopplerverschiebung in den Radiosignalen von GEMS zu ermitteln. Durch eine äußerst präzise Messung der Doppler-Signatur der von dem Lander ausgestrahlten Funksignale lassen sich minimale Veränderungen in der Achsenausrichtung des Planeten registrieren. Diese Veränderungen ermöglichen den Wissenschaftlern wiederum Rückschlüsse über die innere Struktur des Planetenmantels und des Kerns sowie über die dortigen Masseverteilungen. Für die Entwicklung des RISE-Experiments ist die US-amerikanische Firma Lockheed Martin zuständig.

Das dritte Instrument trägt die Bezeichnung "Heat Flow and Physical Properties Package" oder kurz "HP3". Hierbei handelt es sich um einen mit verschiedenen Messinstrumenten ausgerüsteten elektromechanischen "Maulwurf", welcher vollautomatisch bis zu fünf Meter tief in den Marsboden vordringen soll. Mit seinen Sensoren soll HP3 den Wärmefluss, die elektrische Leitfähigkeit, die Temperaturverteilung, die physikalischen Eigenschaften und den Wassergehalt in diesem Bereich des Untergrundes bestimmen. Aus den so zu gewinnenden Daten erhoffen sich die Wissenschaftler neue Erkenntnisse über die thermische Entwicklung des gesamten Planeten, denn aus der Vermessung des Wärmeflusses direkt unter der Oberfläche lässt sich auch auf die gegenwärtig stattfindende thermale Aktivität im Marskern schließen. Diese wiederum liefert Hinweise über die fortwährend erfolgende Abkühlung des Kerns und dessen Zusammensetzung.

Das Verständnis der Abläufe dieser Abkühlung ist jedoch eine Voraussetzung für das Verständnis anderer geologischer und geomagnetischer Aktivitäten auf dem Mars. Speziell gilt dies zum Beispiel für das Fehlen einer Plattentektonik und eines den Planeten umspannenden Magnetfeldes oder das im Verlauf der Jahrmilliarden erfolgte Nachlassen der vulkanischen Aktivität.

Nach dem Erreichen seiner Endtiefe kann HP3 mit seinen Sensoren zu diesem Zweck über mehrere Monate hinweg die Temperaturentwicklung entlang des Bohrtunnels überwachen. Zusammen mit den Ergebnissen über die physikalischen Bodeneigenschaften kann so der erfolgende Wärmestrom aus dem Inneren des Mars bestimmt werden. Außerdem wird es möglich sein, durch die Vermessung der geoelektrischen Eigenschaften des Marsbodens die dortigen geologischen Schichtungen zu ermitteln. Hiermit ließen sich speziell Wassereisvorkommen nachweisen, welche sich eventuell in dem untersuchten Bereich befinden.

HP3 soll seinen Instrumentencontainer durch einen internen elektromechanischen Schlagmechanismus selbstständig in den Marsuntergrund befördern. Das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) ist an der Entwicklung dieses Gerätes maßgeblich beteiligt. Die für die Messungen nötigen Sensoren wurden vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof in Zusammenarbeit mit dem Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften in Graz entwickelt. Die Tests für den elektromechanischen Schlagmechanismus werden dagegen in Bremen am dortigen DLR-Institut für Raumfahrtsysteme durchgeführt.

Das HP3-Instruments setzt sich aus vier Baugruppen zusammen: dem Maulwurf, dem Instrumentencontainer, einem Verbindungskabel und einem "Support System". Der Maulwurf basiert auf dem vom DLR für die Marslandemission Beagle-2 entwickelten "PLUTO"-Instrument (PLanetary Underground TOol) und ermöglicht durch einen internen Schlagmechanismus die Vorwärtsbewegung des Gesamtsystems Maulwurf, Instrumentencontainer und Verbindungskabel in den Marsboden. Der kegelförmig zulaufende Maulwurf wird dabei mittels eines internen, von einem Elektromotor angetriebenen Schlagmechanismus in den Boden getrieben, wobei die Erde verdrängt wird. Beim Vordringen in den Boden wird der mechanisch mit dem Maulwurf verbundene Instrumentencontainer hinter dem Maulwurf hergezogen. Im Inneren des Containers befinden sich drei Sensorenpakete und die für deren Betrieb benötigte Elektronik.

Bei dem "Thermal Measurement Suite" (kurz TEM) handelt es sich um die Sensoren, welche die Wärmeleitfähigkeit des Bodens ermitteln sollen. Die "Permittivity Probe" (kurz PP) soll die dielektrische Leitfähigkeit des Untergrundes, also dessen Durchlässigkeit für elektrische Felder bestimmen. Bei dem "ACTL" (Accelerometer and Tiltmeter) handelt es sich dagegen um mehrere Sensoren welche die Geschwindigkeit und den Winkel bestimmen, mit der sich HP3 bis zu welcher Tiefe in den Untergrund vorgearbeitet hat.

Das an der Oberfläche verbleibende Support System besteht aus einer Führungsstruktur für den Maulwurf und den Instrumentencontainer sowie einem Behältnis für das mindestens fünf Meter lange Verbindungskabel zum Maulwurf. Dieses Verbindungskabel ist mit mehreren Temperatursensoren ausgestattet. Somit sind Messungen der Temperatur in unterschiedlichen Tiefen möglich. Zusätzlich erfolgt über dieses Kabel die Energieversorgung von Schlagmechanismus und Sensoren sowie der Transfer der gesammelten Daten.

Zusätzlich wird GEMS mit einem Roboterarm und einer Kamera ausgestattet sein. Der Roboterarm, welcher über eine Reichweite von 2,4 Metern verfügen soll, wird das Seismometer und HP3 auf die Oberfläche befördern, während die Kamera diese Aktionen überwacht. Des Weiteren werden verschiedene Temperatursensoren und Geräte zum Messen der jeweiligen Windgeschwindigkeiten zum Einsatz kommen. Besonders letztere sind wichtig, da nur mit exakten Daten über die vorherrschenden Windgeschwindigkeiten zu einem bestimmten Zeitpunkt eventuell durch Winde verursachte Erschütterungen des Marslanders zuverlässig von seismischen Aktivitäten unterschieden werden können.

Nachdem der Roboterarm das HP3-Instrument auf der Oberfläche abgesetzt hat, beginnt der Maulwurf mit dem Eindringen in den Boden. Nach dem Erreichen einer Tiefe von 50 Zentimetern erfolgt eine erste, über einen Zeitraum von 24 Stunden andauernde Messung der Bodentemperatur. Dieser Zyklus soll anschließend bis zum Erreichen der Endtiefe wiederholt werden. Die vorgesehene Tiefe von fünf Metern soll innerhalb von 30 Tagen erreicht werden. Anschließend werden die Messungen bis zum Ende der Mission fortgesetzt.

Das Design von GEMS beruht auf dem Aufbau der Marslander-Mission Phoenix, welche im Jahr 2008 fünf Monate auf unserem Nachbarplaneten aktiv war. Allerdings soll GEMS nach den bisherigen Planungen über einen Zeitraum von 24 Monaten Daten sammeln. Die endgültige Entscheidung darüber, welche der drei noch zur Auswahl stehenden Discovery-Missionen im Jahr 2016 starten soll, wird von der NASA im Laufe des Sommers 2012 getroffen werden. Sollte die GEMS-Mission ausgewählt werden, so würde der Lander in der Äquatorregion des Mars zwischen einem Grad nördlicher und 14 Grad südlicher Breite landen. Das Landegebiet müsste dabei mindestens 2,5 Kilometer unter dem durchschnittlichen Höhenniveau des Mars liegen.

Unabhängig vom Ausgang dieser Entscheidung wird das HP3-Instrument jedoch sehr wahrscheinlich bei zukünftigen Mars-Missionen eine wichtige Rolle spielen. So ist zum Beispiel damit zu rechnen, dass ab dem Jahr 2020 mit dem Aufbau eines den gesamten Mars umfassenden Netzwerkes von kleineren Landeeinheiten begonnen werden wird, welche dann die meteorologischen und geophysikalischen Eigenschaften des Planeten näher untersuchen sollen. Darüber hinaus ergeben sich auch auf dem Mond noch weitere Einsatzmöglichkeiten, wo zum Beispiel immer noch der Aufbau eines "International Lunar Networks" im Gespräch ist. Auch hier würde die Analyse geophysikalischer Eigenschaften im Vordergrund stehen.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC-DPS 2011, DLR)


» Wasserdampfüberschuss in der Marsatmosphäre
05.10.2011 - Eine Analyse der von der Raumsonde Mars Express gesammelten Daten hat ergeben, dass die obere Atmosphäre des Mars mit Wasserdampf übersättigt ist. Über diese für das Verständnis des dortigen Wasserkreislaufes wichtige Entdeckung wurde heute auf dem derzeit in Frankreich stattfindenden EPSC-DPS Joint Meeting 2011 berichtet.
Seitdem im Jahr 1963 erstmals Spuren von Wasserdampf in der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten nachgewiesen werden konnten, war dessen nähere Untersuchung immer eines der Ziele der in den letzten Jahrzehnten zum Mars entsandten Forschungsmissionen. Dabei zeigte sich, dass der Wasserkreislauf des Mars von der im Wechsel erfolgenden Sublimation und Resublimation von Wassereis angetrieben wird, welches an den beiden Marspolen abgelagert ist. Allerdings waren die meisten der bisherigen Marssonden darauf ausgelegt, die Oberfläche unseres Nachbarplaneten zu erforschen. Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express hat dagegen gleich drei Instrumente an Bord, welche sich zur Beobachtung der Marsatmosphäre eignen. Mit diesen Instrumenten - es handelt sich um die Spektrometer OMEGA, SPICAM und PFS - konnten bisher über einen Zeitraum von mehr als sieben Jahren Daten gesammelt werden.

SPICAM kann bei seinem Messungen die Absorptionslinien von verschiedenen in der Marsatmosphäre vertretenen Gasen im UV- und im Infrarotbereich erfassen. Im sogenannten Okkultationsmodus kann dabei auch deren vertikale Verteilung ermittelt werden. Ein Okkultationsmodus ist dann möglich, wenn der Mars von der Raumsonde aus gesehen dicht an der Sonne vorbeizieht. Bei so einer Okkultation passiert das Sonnenlicht bevor es die Instrumentenöffnung erreicht die Marsatmosphäre. Dabei werden je nach den darin enthaltenen Gasen bestimmte Wellenlängen des Lichtes absorbiert. Durch die Analyse der im Okkultationsmodus empfangenen Lichtspektren können somit vertikale Atmosphärenprofile erstellt werden. Auf diese Weise sind Aussagen über die in der Atmosphäre befindlichen Gase und deren jeweiligen Mengenanteile in unterschiedlichen Höhen möglich.

Dabei zeigte sich, dass die vertikale Verteilung des Wasserdampfes während des Frühlings und Sommers auf der nördlichen Hemisphäre deutlich von den zuvor erstellten theoretischen Modellen abweicht. Laut der SPICAM-Messungen ist die Marsatmosphäre in Höhen zwischen 25 und 50 Kilometern stark mit Wasserdampf übersättigt. Sie enthält in diesen Höhen mehr als zehnmal so viel Wasserdampf, wie sie eigentlich unter den dort vorherrschenden Bedingungen aufnehmen kann.

Wie kommt es zu dieser Übersättigung?

Wasserdampf ist ein sehr dynamisches Spurengas, dessen Anteil in der Marsatmosphäre bei durchschnittlich lediglich etwa 210
ppm liegt. Die Marsatmosphäre enthält somit etwa 10.000-mal weniger Wasserdampf als die Erdatmosphäre. Trotz dieser geringen Menge ist der Wasserdampf einer der Atmosphärenbestandteile, welcher auf dem Mars den größten jahreszeitlich bedingten Schwankungen unterliegt. Während des Frühlings und Sommers auf der nördlichen Hemisphäre wird aufgrund der dabei auftretenden Temperaturveränderungen und des durch eine Sublimation der nordpolaren Wassereisvorräte ausgelösten Anstieges des Luftdrucks eine globale Luftzirkulation in Gang gesetzt. Diese hat zur Folge, dass in den äquatorialen Breiten Luft in die Höhe steigt und dabei auch den darin enthaltenen Wasserdampf in die Höhe befördert.

Unter irdischen Bedingungen kondensiert Wasserdampf an den in der Luft schwebenden Staubpartikeln oder Aerosolen. Sobald die Lufttemperaturen und der Druck einen gewissen Wert unterschreiten bilden sich zudem Wassereiskristalle und der Anteil des Wasserdampfes nimmt dabei schnell ab. Gleiches sollte auch in der dünnen Marsatmosphäre geschehen. Als ein Indiz hierfür wurden bisher immer die Wolkengürtel aus Wassereiskristallen angesehen, welche sich speziell in den äquatorialen Breiten des Mars ausdehnen.

Deshalb waren die Wissenschaftler davon ausgegangen, dass der Wasserdampfgehalt in der Marsatmosphäre durch diesen Kondensationsprozess begrenzt und dabei zudem stark temperaturabhängig ist. Je kälter die Atmosphäre des Mars in einer bestimmten Höhe ist, desto weniger Wasserdampf sollte sich dort konzentrieren. Die Auswertungen der SPICAM-Daten zeigen jetzt jedoch, dass der Kondensationsprozess in Höhen zwischen 25 und 50 Kilometern offensichtlich nicht effizient genug ist, um den Wasserdampf in dem erwarteten Umfang zu binden. Vielmehr ist die dortige Atmosphäre mit Wasserdampf übersättigt.

Als Ursache hierfür kommt nach Ansicht der Marsforscher zum Beispiel ein Mangel an Aerosolen in diesen Höhen in Frage, welche den Dampf an sich binden können. Ein weiterer Grund könnte der in diesen Höhen herrschende geringe Luftdruck der Marsatmosphäre sein, welcher den Kondensationsprozess und die Bildung von Eiskristallen behindert. Auf jeden Fall hat die Wasserdampfübersättigung nach Meinung der Wissenschaftler grundlegende Auswirkungen auf die Mechanismen, welche den Wasserkreislauf und das Wettergeschehen in der Atmosphäre unseres Nachbarplaneten kontrollieren. So wurde der äquatoriale Gürtel aus Wassereiswolken bisher immer als eine Art Barriere angesehen, welche den Austausch von Wasser zwischen der nördlichen und der südlichen Planetenhemisphäre effizient unterbindet und so auch über einen prägenden Einfluss auf das globale Klima verfügt. Aufgrund der in einem unzureichenden Umfang erfolgenden Kondensation und der dadurch bedingten Übersättigung der Hochatmosphäre mit Wasserdampf verfügt dieser Gürtel aber anscheinend über eine geringere Bedeutung als bislang angenommen.

Zudem ergibt sich noch ein weiterer möglicher Effekt. Da sich aufgrund der Übersättigung wesentlich mehr Wasserdampf in der Hochatmosphäre des Mars befindet als bisher erwartet, ist es möglich, dass eventuell deutlich mehr Wasser in den Weltraum entweicht als bisher angenommen. Die in der oberen Atmosphäre befindlichen Wassermoleküle würden dabei zuerst durch die einfallende Sonnenstrahlung in ihre einzelnen Bestandteile - zwei Wasserstoffatome und ein Sauerstoffatom - aufgespalten werden. Diese einzelnen Atome würden sich anschließend aufgrund ihres gegenüber den Wassermolekülen geringeren Gewichtes deutlich schneller in das den Mars umgebende Weltall verflüchtigen.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Analysen von L. Maltagliati et al. wurden bereits am 30. September 2011 in der Fachzeitschrift Science publiziert und heute auf dem EPSC-DPS Joint Meeting 2011, einem gerade in Nantes/Frankreich stattfindenden Wissenschaftskongress, präsentiert.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC-DPS 2011, ESA, Science)


» Mars Express: Aufnahmen vom Ares Vallis auf dem Mars
09.10.2011 - Am Freitag veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen das Mündungsgebiet des Ares Vallis in der Äquatorregion des Mars. Bei den erkennbaren Oberflächenformationen handelt es sich um inselartige Strömungsstrukturen, welche vor mehreren Milliarden Jahren durch die Einwirkung von Wasser auf die Planetenoberfläche entstanden sind.
Am 11. Mai 2011 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Orbits Nummer 9.393 das in der Äquatorregion des Mars gelegene Ares Vallis und bildete dabei mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) das bei 16 Grad nördlicher Breite und 327 Grad östlicher Länge befindliche Mündungsgebiet dieses Ausflusstals ab. Aus einer Höhe von rund 300 Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 15 Metern pro Pixel. Die HRSC wird vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betrieben und ist eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord der Raumsonde Mars Express.

Benannt wurde das im Jahr 1976 auf den Aufnahmen der amerikanischen Viking-Orbiter entdeckte Tal nach Ares, dem Kriegsgott der griechischen Mythologie. Bei dem Ares Vallis handelt es sich um eines der großen Ausflusstäler auf dem Mars, welche sich vom südlichen Hochland in die nördlichen Tiefebenen erstrecken. Ares Vallis zieht sich über eine Länge von rund 1.700 Kilometern durch das südliche Mars-Hochland und endet in einer über 100 Kilometer breiten Mündung in der Tiefebene Chryse Planitia.

In der Frühzeit des Mars strömten hier vor mehreren Milliarden Jahren große Mengen Wasser über die Oberfläche unseres Nachbarplaneten, welche ihre deutlich sichtbaren Spuren in der Landschaft hinterlassen haben. Um diese Spuren näher zu untersuchen, landete die amerikanische Weltraumbehörde NASA am 4. Juli 1997 die Mission Pathfinder in dieser Region. In den folgenden 3 Monaten wurde die Umgebung der Landestelle mit dem Marsrover Sojourner näher erkundet.

Die vor fünf Monaten erstellten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen großen, zum Teil bereits abgetragenen Krater, stromlinienförmige Inseln und terrassenartig erscheinende Uferbänke an den Talrändern. Hierbei handelt es sich um Erosionsspuren, welche von dem Wasser, das einstmals im Ares Vallis geflossen ist, in der Landschaft hinterlassen wurde. Bei dem Krater handelt es sich um den etwas über 32 Kilometer durchmessenden Oraibi-Krater, welcher sich lediglich rund 100 Kilometer südlich der Landestelle von Pathfinder befindet.

An diesem Krater sind die Erosionsspuren besonders deutlich zu erkennen. Die Landschaftsformen zeigen, dass er von dem Wasser stark umspült wurde und die Kraft der Wassermassen dabei anscheinend so stark war, dass der südliche Rand des Kraters durchbrochen und das Kraterinnere überflutet wurde. Durch das Wasser mitgeführte Sedimente haben den Oraibi-Krater dabei teilweise verfüllt (zu erkennen im Bildausschnitt 1 in der weiter unten zu sehenden Nadiraufnahme).

Die Wassermassen scheinen einstmals mit erheblicher Energie durch das Tal geflossen zu sein. Dabei konnten sie mit dem dadurch erzeugten Druck große Mengen an Material erodieren. So zeigen zum Beispiel die am Rand des Ares Vallis befindlichen "Uferbänke" eine an Stufen erinnernde terrassenförmige Morphologie. Diverse parallel verlaufende Rillen und Rinnen, welche längs der Fließrichtung des Wassers verlaufen, deuten ebenfalls auf eine starke Erosion des Untergrundes hin (Bildausschnitt 2). Auf dem Grund des Ares Vallis sind weitere Erosionsformen anhand von stromlinienförmigen "Inseln" erkennbar (Bildausschnitt 3). All diese Strukturen zeigen die einstige Fließrichtung des Wassers an.

Auffällig sind auch verschiedene Krater, deren Umrisse nur noch sehr schwach erkennbar sind. Diese sogenannten "Geisterkrater" sind hier in der linken Hälfte der Nadiraufnahme zu sehen. Die Geisterkrater befinden sich sowohl auf dem Grund des Ares Valles als auch auf dem daneben liegenden Plateau. Dies legt den Schluss nahe, dass auch Teile des Plateaus, welches sich etwa 1.000 Meter über das Ares Vallis erhebt, zumindestens teilweise überflutet wurden. Auf dem Plateau sind zudem viele einzelne Restberge zu erkennen (Bildausschnitt 4). Hierbei scheint es sich um die Überreste einer früheren durchgehenden Bedeckung zu handeln, welche im Laufe der Zeit allerdings durch verschiedene erosive Einflüsse abgetragen wurde.

Außerdem ist auf dem Plateau am linken Bildrand auch noch der Teil einer Ejektadecke zu erkennen. Hierbei handelt es sich um Bodenmaterial, welches bei dem Einschlag eines größeren Asteroiden auf die Marsoberfläche in die Höhe geschleudert wurde und sich anschließend und den dabei entstandenen Krater herum auf der Oberfläche abgelagert hat. Der dabei entstandene Krater ist auf der topografischen Karte am unteren Rand des von der HRSC-Kamera abgebildeten Geländeabschnitts erkennbar.

Ein weiteres interessantes Detail ist eine Hangrutschung, welche am oberen linken Bildrand im Bildausschnitt 5 zu erkennen ist. Die Rutschung weist eine Breite von etwa vier Kilometern auf. Der Hangrutsch könnte durch den Impakt verursacht worden sein, dessen Auswurfmasse im Bildausschnitt 4 zu erkennen ist. Einzelne Strahlen dieser Ejektadecke können bis zum Ausgangspunkt dieser Rutschung verfolgt werden.

Charakteristisch für den hier abgebildeten Bereich des Ares Vallis ist zudem auch die ungewöhnlich starke Häufung von kleineren Impaktkratern auf einem räumlich eng begrenzten Geländeabschnitt (Bildausschnitt 3). Für das Auftreten solcher Kratergruppen können zwei Prozesse verantwortlich sein. Zum einen bilden sie sich, wenn ein Asteroid oder Komet beim Eindringen in die Atmosphäre in viele kleine einzelne Bestandteile zerbricht und diese dann in enger zeitlicher Abfolge und auf einem eng begrenzten Gebiet auf der Oberfläche einschlagen. Dabei können sich dann Kraterketten bilden, wie sie hier teilweise zu sehen sind. Zum anderen sind solche Kratergruppen aber auch charakteristisch für sogenannte Sekundärkrater. Diese entstehen, wenn durch den Einschlag eines großen Asteroiden in dem von diesem Impakt betroffenen Gebiet viele Gesteinsbrocken in die Luft geschleudert werden. Diese fallen danach in mehreren Kilometern Entfernung wieder zu Boden, wobei sich dann wiederum eine Vielzahl weiterer kleinerer Krater bilden kann.

Die hier gezeigten Farbansichten des Ares Vallis wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

Weitere während des Orbits Nummer 9.393 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Ares Vallis finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukuren der Marsoberfläche besonders zur Geltung.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: ESA, DLR, FU Berlin)



 

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Saturn Aktuell: Neuer Atlas des Mondes Dione veröffentlicht von Redaktion



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• Schneefall auf dem Saturnmond Enceladus «mehr» «online»
• Cassini: Sonnenkonjunktion und Enceladus-Vorbeiflug «mehr» «online»


» Neuer Atlas des Mondes Dione veröffentlicht
07.10.2011 - Vor wenigen Tagen wurde ein von Wissenschaftlern des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt überarbeiteter Atlas des Saturnmond Dione veröffentlicht. Die für diesen Atlas verwendeten Aufnahmen erlauben Aufschlüsse über die geologische Entwicklungsgeschichte und die Oberflächenbeschaffenheit des Mondes Dione.
Am 1. September 1979 passierte die Sonde Pioneer 11 als erste Raumsonde den Saturn und nahm dabei rund 400 Bilder von diesem Planeten und seinem Ringsystem auf. Vor über 30 Jahren, am 12. November 1980 und am 25. August 1981, folgten die beiden Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2. Deren Bilder und Messdaten ermöglichten den Wissenschaftlern die ersten wirklich umfassenden Einblicke in den Aufbau und die Struktur des Saturn, seines komplexen Ringsystems und seiner zahlreichen Monde und revolutionierten damit das Bild der Menschheit von diesem faszinierenden Planeten im äußeren Bereich unseres Sonnensystems.

Dies trifft jedoch ohne Zweifel in einem noch viel stärkeren Maß auf die Mission der Raumsonde Cassini zu, welche sich seit dem 30. Juni 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn befindet. Eines der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde, das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, liefert seitdem regelmäßig hochaufgelöste Bilder von der Planetenatmosphäre, dem Ringsystem und den vielfältigen Monden des Saturn.

Das ISS-Kameraexperiment wird von Dr. Carolyn Porco von der University of Colorado in Boulder im US-Bundesstaat Colorado geleitet. Eines der wissenschaftlichen Ziele des ISS-Kameraprojektes besteht darin, die Oberflächenaufnahmen der größeren Monde zusammenzufügen und so globale Oberflächgenkarten dieser Monde zu erstellen. Entsprechende Karten der Monde Phoebe, Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Iapetus und Rhea wurden im Verlauf der letzten Jahre veröffentlicht und sind zum Beispiel auf der Internetseite des Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) abrufbar.

Allerdings ist die Erforschung eines Saturnmondes nach einer erfolgreichen Kartierung keineswegs abgeschlossen. Im Verlauf der Cassini-Mission werden die einzelnen Monde permanent mit den Instrumenten untersucht und dabei auch bei sich bietenden Gelegenheiten aus verschiedenen Distanzen und unter unterschiedlichen Beleuchtungsverhältnissen mit der ISS-Kamera abgebildet. Sobald dabei Aufnahmen angefertigt werden, welche die zuvor gewonnenen Bilder an Qualität übertreffen, werden diese genutzt, um das bisher vorliegende Kartenmaterial zu überarbeiten.

Die erste Version eines globalen Kartenwerkes vom Mond Dione wurde im Jahr 2008 veröffentlicht. Für seine Erstellung wurden Aufnahmen verwendet, welche in den Jahren 2004 bis 2007 angefertigt wurden. In den Jahren 2008 bis 2010 hat sich Cassini dem Mond allerdings weitere 11 Mal so weit genähert, dass die bei diesen Gelegenheiten angefertigten Bilder qualitativ hochwertig genug waren, um bei der Erstellung neuer Oberflächenkarten berücksichtigt zu werden. Die größte Annäherung an Dione erreichte Cassini dabei am 7. April 2010. An diesem Tag näherte sich die Raumsonde dem Nordpol des Mondes im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges bis auf 503 Kilometer.

Unter Einbeziehung der bei diesen Gelegenheiten gewonnenen Aufnahmen konnte ein Team um Dr. Thomas Roatsch vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof einen überarbeiteten Atlas von Dione erstellen. In den 15 Kartenblättern wird die Oberfläche von Dione in einem Maßstab von 1:1.000.000 wiedergegeben. Das nebenstehende Exemplar zeigt die Lagus-Region im Bereich des Äquators von Dione. Die restlichen Kartenblätter stehen der interessierten Öffentlichkeit auf den Internetseiten von CICLOPS oder vom Photojournal des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in hohen Auflösungen zum Download zur Verfügung. Die in dem Atlas verwendete Nomenklatur für die Bezeichnung von Oberflächenstrukturen wurde vom CICLOPS-Team vorgeschlagen und anschließend von der für die Namensvergabe von Oberflächenstrukturen auf extraterrestrischen Objekten zuständigen Internationalen Astronomischen Union (IAU) übernommen.

Der am 21. März 1684 von dem italienischen Astronomen Giovanni Cassini entdeckte Mond Dione verfügt über einen mittleren Durchmesser von rund 1.123 Kilometern. Im Durchschnitt verläuft die Bahn von Dione in einer Entfernung von 377.000 Kilometern zum Saturn. Für einen Umlauf um den Planeten benötigt der Mond etwa 2,7 Tage. Dione besteht größtenteils aus Eis, dürfte allerdings über einen Kern aus Silikatgesteinen verfügen, welcher etwa ein Drittel der Gesamtmasse des Mondes ausmacht.

Die neuen Aufnahmen und Karten werden den Planetologen dabei behilflich sein, die Oberfläche dieses Mondes noch besser zu beschreiben und dadurch Erkenntnisse über die Prozesse zu gewinnen, welche zur Bildung dieser vielfältig gestalteten Oberfläche geführt haben. Auf Diones Oberfläche sind sowohl stark verkraterte Regionen als auch ausgedehnte, flache Ebenen mit nur wenigen Kratern vertreten. Die verkraterten Regionen weisen zahlreiche Impaktkrater mit Durchmessern von teilweise mehr als 100 Kilometern auf. In den Ebenen erreichen die Krater dagegen nur selten Durchmesser von mehr als 30 Kilometern.

Diese unterschiedliche Kraterverteilung weist auf ein unterschiedliches Alter der Oberfläche von Dione hin. Mit den neuen Bildern kann diese Vermutung jetzt weiter überprüft werden. Die neu verfügbaren Aufnahmen können dazu genutzt werden, gezielt einzelne Krater für nähere Untersuchungen und Vermessungen auszusuchen.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission für das Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Die hier kurz angerissenen Arbeiten wurden heute auf dem EPSC-DPS Joint Meeting 2011, einem gerade in Nantes/Frankreich stattfindenden Wissenschaftskongress, im Rahmen mehrerer Präsentationen vorgestellt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC-DPS 2011)


» Schneefall auf dem Saturnmond Enceladus
09.10.2011 - Aufnahmen Raumsonde Cassini zeigen, dass die Oberfläche des Saturnmondes Enceladus mit einer bis zu hundert Meter dicken Schicht aus Pulverschnee bedeckt ist. Da aber nach den Berechnungen der Wissenschaftler pro Jahr weniger als ein tausendstel Millimeter Schnee auf dessen Oberfläche fällt, muss der Schneefall schon seit Jahrmillionen anhalten.
Seit dem 30. Juni 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn, den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems. Die 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde liefern seitdem regelmäßig Daten und hochaufgelöste Bilder von der Planetenatmosphäre, dem Ringsystem und den vielfältigen Monden des Saturn, welche sowohl die interessierte Öffentlichkeit als auch die Fachwelt begeistern.

Die Ziele dieser Mission sind vielschichtig und oftmals miteinander verknüpft. Neben der Erforschung der atmosphärischen Bedingungen auf dem Saturn und seinem größten Mond, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan werden auch das Ringsystem des Planeten, die Magnetosphäre und die weiteren Monde des Saturn regelmäßig von den verschiedenen Instrumenten abgebildet und analysiert. Eines dieser Untersuchungsobjekte ist der Mond Enceladus. Im Rahmen eines nahen Vorbeifluges an dem Mond konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler am 14. Juli 2005 die Existenz einer extrem dünnen Atmosphäre um diesen Himmelskörper nachweisen. Mit einem mittleren Durchmesser von lediglich 504 Kilometern verfügt der sechstgrößte Mond des Saturn aber über eine viel zu geringe Masse, um die Gaspartikel über einen längeren Zeitraum in seinem Gravitationsfeld festzuhalten. Die Gashülle müsste eigentlich bereits nach einer relativ kurzen Zeit in den Weltraum entweichen.

Die Tatsache, dass die Dichte der beobachteten Atmosphäre mit zunehmender Höhe stark abnimmt, wurde als ein Indiz dafür interpretiert, dass eine Quelle direkt auf der Oberfläche des Eismondes für deren Existenz verantwortlich sein muss. Hierfür, so die Wissenschaftler im Jahr 2005, käme unter anderem ein geothermaler Hotspot in Frage, welcher durch vulkanische Aktivität gespeist wird. Aufgrund von Messdaten, welche mit verschiedenen Magnetometern, Spektrometern und einem Gerät zur Staubanalyse gewonnen werden konnten, wurde dieser Hotspot im Bereich der Südpolregion von Enceladus vermutet.

Am 27. November 2005 gelang den Wissenschaftlern der Cassini-Mission dann schließlich auch tatsächlich dessen direkter Nachweis. Auf den an diesem Tag im Gegenlicht angefertigten Enceladus-Aufnahmen der ISS-Kamera, einem der Instrumente an Bord von Cassini, waren eine Vielzahl von feinen Jets erkennbar, welche von der Südpolregion ausgingen und sich bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstreckten. Als Ausgangspunkt für diese feinen Strahlen aus Wasserdampf und Eispartikeln konnten bei späteren dichten Vorbeiflügen an Enceladus vier nahezu parallel verlaufende Einschnitte in der Mondoberfläche ausgemacht werden, welche sich direkt über dem Südpol befinden (Raumfahrer.net berichtete). Die "Tigerstreifen", so die Bezeichnung dieser Formationen, erstrecken sich über eine Länge von jeweils 130 Kilometern und erreichen eine Breite von bis zu zwei Kilometern. Die von der Mondoberfläche ausgehende Jets sind die hauptsächlichen Materiallieferanten für den E-Ring des Saturn und werden durch einen Salzwasserozean gespeist, welcher sich unter der Oberfläche des Mondes befindet (Raumfahrer.net berichtete).

"Als wir mit den Instrumenten von Cassini entdeckten, dass Enceladus gegenwärtig Wolken aus Eispartikeln und Wasserdampf ausstößt, hat dies die Planetenforschung revolutioniert", so Dr. Paul Schenk vom Lunar and Planetary Institute in Houston/USA, einer der an der aktuellen Studie beteiligten Wissenschaftler. "Anfang dieses Jahres konnten wir darüber berichten, dass sich ein Teil des ausgestoßenen Materials auf den Oberflächen anderer Saturnmonde niederschlägt. Und jetzt haben wir zwei Beweisketten aufgedeckt, welche belegen, dass die ausgestoßenen Eispartikel sich auch in einer dicken Schicht auf der Oberfläche von Enceladus selbst ablagern."

Bereits seit der Entdeckung der Eisgeysire wurde spekuliert, dass ein Teil der Eispartikel wieder auf die Oberfläche von Enceladus zurückfallen könnte. Anschließend erstellte Modelle der Flugbahnen des von den Geysiren ausgestoßene Materials zeigten, dass die Eispartikel hauptsächlich in zwei Gebieten niedergehen müssten, welche sich auf entgegengesetzten Seiten des Mondes befinden. Hierdurch sollten bestimmte, unverwechselbare Muster auf der Oberfläche des Mondes entstehen. In den anderen Bereichen sollte sich dagegen deutlich weniger Eisschnee ablagern. Bei der Erstellung der Modelle wurden sowohl die Gravitation des Mondes als auch die Anziehungskraft des ungleich massereicheren Saturns berücksichtigt.

Diese theoretischen Modelle konnten jetzt durch Aufnahmen bestätigt werden, welche die Oberfläche des Mondes in Farbe wiedergeben. Auf den Farbbildern sind Regionen erkennbar, welche sich durch ihre leicht bläuliche Farbe deutlich von der eher grau erscheinenden Umgebung abheben. Die fast perfekte Übereinstimmung der berechneten Ablagerungsorte mit den farblich auffälligen Regionen wird als ein Beweis dafür interpretiert, dass sich in diesen Gebieten die von den Geysiren ausgestoßenen Wassereispartikel als eine Art Pulverschnee abgelagert haben.

Durch diesen Erfolg ermuntert suchten die Forscher nach weiteren Hinweisen. Dazu wurden die Bilder analysiert, welche eines der farblich veränderten Gebiete in der höchsten zur Verfügung stehenden Auflösung wiedergeben. Bei diesen Aufnahmen wurden Auflösungen von 12 Metern pro Pixel erreicht.

Auf den Bildern zeigten sich ungewöhnlich ebene Gebiete, welche von wellenförmigen Strukturen durchzogen sind und geologisch ältere Geländeabschnitte und Krater überdecken. An den Hängen von verschiedenen in diesen Regionen gelegenen Canyons zeigen sich zudem auffällige topologische Formationen, sogenannte Abbruchkanten, in der Geländestruktur. Entsprechende Strukturen bilden sich, wenn sehr feines Material auf einen Hang niedergeht.

Diese wellenförmigen Gebiete und die Veränderungen an den Canyons werden als Ablagerungen von extrem feinen Eispartikeln interpretiert, welche sich auf einer soliden Eisschicht abgesetzt haben. Als Quelle für die feinen Eispartikel, so die Wissenschaftler, kommen lediglich die Geysire der Südpolregion von Enceladus in Frage. Die Schicht aus Eispartikeln erreicht dabei in der untersuchten Region eine mittlere Stärke von etwa 100 Metern. Die Dicke der Schicht aus Eispartikeln lässt sich hierbei durch die Bedeckung der Krater errechnen, von denen teilweise nur noch die oberen Ränder sichtbar sind. Durch Kratermodelle lässt sich die ursprüngliche Tiefe dieser Impaktstrukturen berechnen.

Auch in drei weiteren Regionen konnten Strukturen ausgemacht werden, welche ebenfalls Hinweise auf vergleichbare Ablagerungen zeigen. Allerdings haben die von diesen Gebieten verfügbaren Bilder eine geringere Auflösung, so dass noch keine Aussagen über die Dicke der dortigen Ablagerungen möglich sind. Trotzdem lassen sich aus den bisher gewonnenen Erkenntnissen erste Rückschlüsse ziehen, welche unter anderen auch einen Einfluss auf die Kenntnis über die Aktivitätsdauer der Südpolgeysire haben könnten.

Laut den Messungen mit verschiedenen Instrumenten der Raumsonde Cassini liegt der gegenwärtige Wasserausstoß der Geysire bei etwa 200 Kilogramm pro Sekunde. Abzüglich der Wassereiskristalle, welche nicht wieder auf die Oberfläche von Enceladus zurückfallen, ergibt sich daraus, dass die Schicht aus Eispartikeln pro Jahr im Bereich der beobachteten 100-Meter-Ablagerung um weniger als ein tausendstel Millimeter anwächst. Daraus ergibt sich wiederum, dass der "Schneefall" bereits seit mehreren zehn Millionen Jahren, eventuell sogar seit 100 Millionen Jahren andauern muss. Die Beobachtung legt somit nahe, dass Enceladus über eine langlebige Wärmequelle verfügt, welche das Wasser unter seiner Eiskruste flüssig hält und die Eisvulkane antreibt, so die Ansicht des Wissenschaftler-Teams.

Allerdings ergeben sich dabei verschiedene Unsicherheitsfaktoren. Zum einen ist die Bestimmung der Stärken der Eisablagerungen an den unterschiedlichen Ablagerungsorten noch nicht vollständig abgeschlossen. Hierfür sind weitere hochauflösende Bilder der betreffenden Oberflächenbereiche erforderlich. Zum anderen - und dies ist die entscheidende Frage im Bezug auf die Dauer der Aktivität der Plumes und damit der Existenz eines Reservoirs an flüssigem Wasser unter der Oberfläche von Enceladus - trifft dieses Modell einer unter Umständen seit 100 Millionen Jahren anhaltenden Aktivität der Plumes nur dann zu, wenn sich die Aktivitätsrate - sprich die Menge der ausgestoßenen Wassereiskristalle - in diesem Zeitraum nicht signifikant verändert hat.

Für die Bestimmung der Aktivitätsrate der Plumes während der letzten Jahrmillionen und der daraus resultierenden Dicke der abgelagerten Eisschichten auf der Oberfläche von Enceladus sind weitere möglichst hoch aufgelöste Aufnahmen der betreffenden Bereiche erforderlich. Auf diesen Aufnahmen ließen sich eventuell einzelne Sichten der Ablagerungen erkennen, die bei der Bestimmung der jährlichen Schneefallrate hilfreich wären.

Gelegenheiten für entsprechende Aufnahmen ergeben sich bei den noch anstehenden Vorbeiflügen der Raumsonde Cassini an Enceladus. Bisher wurden aufgrund der gegebenen Beleuchtungsverhältnisse fast ausschließlich die Bereiche um den Südpol abgebildet. Diese Region wird allerdings gegenwärtig nicht mehr vom Sonnenlicht erreicht, so dass sich die Wissenschaftler auf die fotografische Dokumentation der restlichen Oberfläche konzentrieren können.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Analysen von Dr. Paul Schenk und seinen Kollegen wurden in dieser Woche auf dem EPSC-DPS Joint Meeting 2011, einem in Nantes/Frankreich abgehaltenen Wissenschaftskongress, präsentiert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der Europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/ Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission für das Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

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Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC-DPS 2011)


» Cassini: Sonnenkonjunktion und Enceladus-Vorbeiflug
13.10.2011 - Bereits am 10. Oktober 2011 begann der 156. Orbit der Raumsonde Cassini um den Saturn. Den Höhepunkt dieses 18 Tage dauernden Umlaufs bildet ein am 19. Oktober erfolgender Überflug des Mondes Enceladus.
Bereits am 10. Oktober 2011 erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum Saturn. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 2,37 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 156. Umlauf um den Ringplaneten. Die Raumsonde wird sich auch in den kommenden sieben Monaten weiterhin auf einer Orbitbahn bewegen, welche fast genau auf einer Ebene mit der Ringebene des Saturn sowie den Umlaufbahnen mehrerer größerer Saturnmonde verläuft.

Diese gegenwärtige äquatoriale Flugbahn der Raumsonde ermöglicht es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem, die Kanten der Saturnringe abzubilden. Durch die Auswertung dieser Bilder ist es somit zum Beispiel möglich, deren vertikale Ausdehnung zu bestimmen. Zudem ist aus dieser Perspektive ein Blick auf die Wolkenschichten in der Saturnatmosphäre gegeben, welcher nur minimal durch das Ringsystem des Planeten oder einen von den Ringen auf den Saturn geworfenen Schatten beeinträchtigt ist. Außerdem ergibt sich bei dieser Bahn die Möglichkeit, sich im Rahmen eines einzigen Orbits mehreren Monden zu nähern, deren Bahnen ebenfalls in der Äquatorebene liegen.

Wie bereits die vorherigen Umläufe wird auch der vor wenigen Tagen begonnene Orbit, er trägt die Bezeichnung "Rev 155", von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern dazu genutzt werden, den Ringplaneten und den größten seiner 62 bisher bekannten Monde, den etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, mit verschiedenen Instrumenten zu untersuchen und aus unterschiedlichen Entfernungen mit der ISS-Kamera der Raumsonde abzubilden. Den Höhepunkt des gegenwärtigen Orbits bildet allerdings ein am 19. Oktober erfolgender dichter Vorbeiflug am Saturnmond Enceladus.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, eines von insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 18 Tage dauernden Orbits insgesamt 26 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Der überwiegende Teil dieser Beobachtungen wird dabei erneut das gewaltige Sturmgebiet zum Ziel haben, welches sich seit dem Dezember 2010 über der nördliche Hemisphäre des Saturn ausdehnt (Raumfahrer.net berichtete).

Die ISS-Kamera nahm ihre Arbeit während des jetzigen Orbits bereits etwa vier Stunden nach dem Erreichen der Apoapsis auf und bildete dabei im Rahmen einer "Sturmüberwachungssequenz" die nördliche Hemisphäre des Saturn mit verschiedenen Filtern ab. Die dabei gewonnenen Aufnahmen sollen dazu dienen, den Verlauf des dort aktiven Sturmgebietes zu dokumentieren. Dadurch sollen neue Erkenntnisse über aktuelle Veränderungen in der Ausdehnung und über die vorherrschenden Windgeschwindigkeiten und Windrichtungen gewonnen werden. Zwischen dem 17. und dem 23. Oktober sind weitere 11 vergleichbare Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Zuvor wird die Kommunikation mit der Raumsonde allerdings erst einmal nur sehr stark eingeschränkt möglich sein. Der Grund hierfür ist die derzeitige "Sonnenkonjunktion". Hierbei handelt es sich um eine Himmelskonstellation, bei der sich der Saturn von der Erde aus gesehen in einem Abstand von nur wenigen Grad zu der Sonne befindet. Aufgrund dieser Planetenkonstellation ist die Datenübertragung zwischen der Erde und der in einer Umlaufbahn um den Saturn befindlichen Raumsonde im Zeitraum zwischen dem 11. und dem 16. Oktober stark beeinträchtigt, da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen den beiden Planeten hin und her gesandt werden, zu sehr stört.

Augrund der dadurch bedingten Begrenzung der Datenübertragungsraten wird Cassini in diesem Zeitraum keine wissenschaftlichen Untersuchungen des Saturn oder dessen Monden vornehmen. Allerdings wollen die Wissenschaftler diese Zeit dazu nutzen, um mit dem Radio Science Subsystem (RSS), also dem Kommunikationssystem der Raumsonde, den Einfluss zu studieren, welchen die Sonnenstrahlung auf die in mehreren Wellenbereichen ausgesandten Radiosignale von Cassini ausübt. Durch die Verzerrungen der Radiosignale sollen so zum Beispiel Erkenntnisse über den aktuellen Elektronengehalt in der Sonnenkorona gewonnen werden.

Nach dem Ende der Sonnenkonjunktion steht am 18. Oktober zunächst eine Studie des Mondes Titan auf dem Programm der Raumsonde. Dabei soll aus Entfernungen von 1,33 beziehungsweise 1,17 Millionen Kilometern die Atmosphäre des Mondes abgebildet werden. Das Ziel dieser Aufnahmen besteht darin, die dort befindlichen Wolkenstrukturen näher zu dokumentieren. Wie bei den vergleichbaren Abbildungen der Saturnatmosphäre sollen durch die dabei erkennbaren Positionsveränderungen der Wolkenstrukturen unter anderem die vorherrschenden Windgeschwindigkeiten und Windrichtungen ermittelt werden.

Am 19. Oktober wird die Raumsonde schließlich um 14:23 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn, während ihres 156. Orbits erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich Cassini 136.330 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Bereits drei Stunden vorher wird die Raumsonde um 11:22 MESZ einen gesteuerten Vorbeiflug an dem 504 Kilometer durchmessenden Mond Enceladus durchführen. Cassini wird sich der Mondoberfläche dabei mit einer Geschwindigkeit von 7,5 Kilometern pro Sekunde bis auf eine Entfernung von 1.231 Kilometern nähern. Bei diesem auch als "E-15" bezeichneten Vorbeiflug handelt es sich um den zweiten von insgesamt drei Enceladus-Vorbeiflügen, welche im Oktober und November 2011 vorgesehen sind.

Insgesamt sind für diesen Vorbeiflug vier Beobachtungskampagnen der ISS-Kamera geplant. In der ersten Bildsequenz, welche noch während der Anflugsphase der Raumsonde an den Mond angefertigt werden soll, wird sich Enceladus lediglich als eine schmale Sichel präsentieren. Die ISS-Kamera soll diese günstige Perspektive dazu nutzen, um speziell die von der Südpolregion ausgehenden Fontänen aus Gas und feinen Wassereiskristallen abzubilden. Neben der Suche nach weiteren Plumes soll dabei eine eventuell veränderte Aktivität der bisher bekannten Auswurfzonen untersucht werden. Diese Beobachtungskampagne endet um 08:40 MESZ.

Anschließend wird eines der Spektrometer der Raumsonde, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), die zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchteten Bereiche der Mondoberfläche abtasten. Zeitgleich soll die ISS-Kamera die schmale Mondsichel abbilden. Während der dichtesten Annäherung der Raumsonde an Enceladus soll schließlich das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS) dazu genutzt werden, um die Dichte der Plumes zu bestimmen.

Zu diesem Zeitpunkt wird sich der Stern Epsilon Orionis, der mittlere Gürtelstern im Sternbild Orion, aus der Sicht der Raumsonde direkt hinter diesen Plumes befinden. Durch die Partikel aus Staub und Wassereiskristallen, welche sich von der Südpolregion des Mondes ins Weltall erstrecken, wird das von dem Stern ausgehende Licht leicht abgeschwächt. Durch die Messung der sich daraus ergebenden Helligkeitsveränderung können Rückschlüsse über die Ausdehnung und Dichte der Partikelwolken gezogen werden. Die ISS-Kamera wird die verschiedenen Phasen dieser Sternokkultation ebenfalls abbilden. Diese Kontextaufnahmen dienen der Auswertung der von dem UVIS-Spektrometer gesammelten Messdaten.

Im Rahmen der vierten Beobachtungskampagne wird die ISS-Kamera erneut zusammen mit CIRS eingesetzt. Das Spektrometer soll dabei die Temperatur in der Äquatorregion von Enceladus bestimmen, während sich der Mond im Schatten des Saturn befindet. Die Kamera soll dagegen den Austritt des Mondes aus dem Planetenschatten dokumentieren.

Für den 20. Oktober ist schließlich eine Beobachtung des Ringsystems von Saturn vorgesehen. Die ISS-Kamera wird sich dabei auf den G-Ring konzentrieren.

Am darauf folgenden Tag erfolgt eine 15stündige Beobachtung des kleinen, äußeren Saturnmondes Loge. Über diesen erst im Jahr 2006 entdeckten und etwa sechs Kilometer durchmessenden Mond ist bisher außer den Daten seiner Umlaufbahn nur sehr wenig bekannt. Aus den Variationen in der sich bei der Beobachtung ergebenden Lichtkurve soll dessen Rotationsperiode näher bestimmt werden. Diese Beobachtung ist Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf mehrere der kleinen, äußeren Saturnmonde unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen aus mehreren Millionen Kilometern Entfernung abgebildet werden.

Trotz der großen Distanz zwischen den Monden und der Raumsonde kann Cassini bei derartigen Beobachtungen neben der Rotationsgeschwindigkeit wertvolle Daten über deren Ausdehnung, die sich daraus ergebende Gestalt und die Neigung der Rotationsachsen gewinnen. Entsprechende Ergebnisse wurden erst vor wenigen Tagen auf dem EPSC-DPS Joint Meeting 2011, einem internationalen Kongress über Planetenforschung, im französischen Nantes präsentiert.

Am 22. Oktober steht erneut der Mond Titan im Fokus der an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler. Aus einer Entfernung von rund 2,41 Millionen Kilometern soll der Mond mit der ISS-Kamera unter der Verwendung verschiedener Filter abgebildet werden. Das Ziel dieser Beobachtung besteht darin, eventuell gerade über der am Titan-Äquator gelegenen Fenzal-Aztlan-Region sichtbare Wolken abzubilden und deren Bewegungsrichtung zu dokumentieren. Entsprechende Beobachtungen werden am 24. und am 26. Oktober aus Entfernungen von 2,28 und 1,59 Millionen Kilometern wiederholt.

Am 28. Oktober wird Cassini schließlich in einer Entfernung von rund 2,4 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und den 156. Orbit um den Ringplaneten beenden. Während des damit beginnenden Orbits Nummer 157 wird am 6. November ein erneuter zielgerichteter Vorbeiflug an dem Mond Enceladus erfolgen. Cassini wird diesen geologisch aktiven Mond dabei in einer Höhe von 496 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 7,4 Kilometern pro Sekunde passieren.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission für das Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

Verwandte Meldungen:

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: CICLOPS, JPL, Planetary Society, EPSC-DPS 2011)



 

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ISS Aktuell: ISSLive! lässt die Öffentlichkeit näher an die ISS von Redaktion



• ISSLive! lässt die Öffentlichkeit näher an die ISS «mehr» «online»
• Forschung, Gesundheit und Wartung im ISS-Alltag «mehr» «online»
• Robonaut 2 erneut aktiv «mehr» «online»


» ISSLive! lässt die Öffentlichkeit näher an die ISS
05.10.2011 - Schlüpfen Sie jetzt in die Rolle des Flugdirektors der größten Raumstation in der Menschheitsgeschichte. Sehen Sie Echtzeitdaten über den Zustand der Lebenserhaltungssysteme. Verfolgen Sie Außenbordeinsätze oder überprüfen Sie, welche Experimente gerade durchgeführt werden.
Heute Morgen ging ISSLive! online, nachdem einige Exportembargos von technischen Daten zwischenzeitlich für Verzögerungen gesorgt haben. Zwar sind noch nicht alle Features freigeschaltet, zu erkennen an einigen ausgegrauten Schaltflächen, aber auch jetzt schon lässt ISSLive! das Herz jedes Raumfahrtfans höher schlagen. Wie sind die Temperaturen im Destiny-Labor? Was macht das Kühlsystem? Was wird im Funkverkehr besprochen?

Verfügbar ist die Seite zunächst nur für den PC auf http://spacestationlive.jsc.nasa.gov/. Zwei kleine Symbole deuten es aber schon an: Auch für das iPhone, iPad und die Android-Plattform werden in Kürze entsprechende Applikationen verfügbar gemacht. Wenn über die nächsten Wochen noch fehlende Funktionen nachgereicht werden, hat die NASA das ISS-Programm damit so nah an die interessierte Öffentlichkeit gebracht, wie nur irgend möglich.

Die Informationen auf ISSLive! sind bisher nur auf Englisch verfügbar. Allerdings deutet schon jetzt eine Unterseite auf eine künftige API hin, mit der sich die Daten auch von anderen Applikationen auslesen lassen. Sobald diese online ist, wird auch Raumfahrer.net die Daten aufbereiten und auf Deutsch präsentieren können.

Links zu Webseiten:

Raumcon Forum:


(Autor: Klaus Donath - Quelle: NASA)


» Forschung, Gesundheit und Wartung im ISS-Alltag
09.10.2011 - Die ISS-Besatzung hatte auch in dieser Woche eine reichliche Anzahl an Arbeiten auf ihrem Plan. Die zeitweise Reduzierung der Mannschaft auf drei Crew-Mitglieder stellt diese vor vielfältige Aufgaben in den Bereichen Forschung und Gesundheit, Betrieb der Station und bei Transporttätigkeiten. (Newsbild: Michael Fossum arbeitet mit den SPHERES-Experimentalsatelliten)
Nach einer Einweisung durch die Spezialisten am Boden hatte Satoshi Furukawa am Anfang dieser Woche die Aufgabe, den ISL-Netzwerkrouter (Integrated Station LAN) im Hamony-Modul zu tauschen. Dafür löste er die Verbindungen und Befestigungen von dem Router und ersetzte ihn durch ein entsprechendes Ersatzteil. Nach dem Tausch verband er den neuen ISL-Netzwerkrouter mit zwei aus anderen Modulen stammenden Drahtlos-Laptops (SSC-9 & SSC-11). Diese verwendeten die Fachleute des Kontrollzentrums dann, um den Router neu zu konfigurieren. Satoshi Furukawa brachte die beiden Laptops anschließend zu ihrer ursprünglichen Position. Der Test des Routers einen Tag später verlief erfolgreich, so dass ISS-LAN (Local Area Network) und das CSL- Netzwerk (Crew Support LAN) in ihre nominelle Arbeitskonfiguration zurück versetzt werden konnten.

ISS-Kommandant Michael Fossum nahm in dieser Woche an einer neuen Studie mit der Bezeichnung SPRINT teil. Hierbei werden beim intensiveren Fitness- und Ausdauertraining am Universal-Trainingsgerät ARED (Advanced Resistive Exercise Device) Ultraschallaufnahmen des Beines angefertigt. Die Studie SPRINT erforscht die Wirkung von sehr intensiven aber kurzen Übungen zur Verminderung des Muskel- und Knochenabbaus und der Schwächung des Herzkreislaufsystems der Besatzungsmitglieder in der Schwerelosigkeit. Michael Fossum nahm als erster Raumfahrer an dieser Untersuchung mit neuen Übungen teil. Sergej Wolkow führte eine weitere Sitzung der russischen Verhaltensbewertung mit dem Namen Tipologija (Typologie) durch. Dabei sollen die körperlichen und geistigen Fähigkeiten von Personen getestet werden, unter Stress zu arbeiten und zu kommunizieren. Ein Elektroenzephalogramm misst und registriert die elektrische Tätigkeit des Gehirns des Besatzungsmitgliedes.

Weiterhin hat Michael Fossum die Batterien des Experimentes Binary Colloidal Alloy Test 5 (BCAT 5) getauscht und einen Test dieser Wissenschaftsnutzlast im Kibo-Modul durchgeführt. Bei diesem Wissenschaftsexperiment werden von der Besatzung Fotos angefertigt, die den Übergang der polymeren und kolloiden Stoffe vom flüssigen in den gasförmigen Zustand dokumentieren. Die Nachbildung dieses Phasenübergangs soll Wissenschaftlern helfen, grundlegende physikalische Konzepte zu entwerfen, die unter Schwerkraftbedingungen nicht möglich sind. Satoshi Furukawa und Sergej Wolkow führten eine 10-minütige Session zum periodischen medizinischen Test HEMATOKRIT durch. Die Blutproben wurden hier am Finger genommen, zentrifugiert und die Dichte der roten Blutkörperchen unter einem Vergrößerungsglas bestimmt. Üblicherweise verringert sich dieser Wert bei Menschen in der Schwerelosigkeit, daher die ständige Kontrolle. Die ermittelten Werte wurden in dem medizinischen Laptop MEC (Medical Equipment Computer) zur Bewertung dokumentiert.

Zur Mitte dieser Woche bereitete die Besatzung den Raumtransporter Progress-M 10M auf seinen Abflug am 29. Oktober vor. Dafür wurden unbrauchbare Flüssigkeiten in die leeren Tanks des Raumschiffes gepumpt und nicht mehr benötigtes Material sowie Müll verladen. Satoshi Furukawa verbrachte rund 2,5 Stunden mit der Zusammenstellung von US-Abfall und dessen Verladung. Insgesamt können in Progress 57 Taschen, sogenannte CTBEs (Cargo Transfer Bag Equivalents), verladen werden. Michael Fossum erledigte im US-besierten Segment turnusmäßige Messungen des Luftdrucks und der Luftumwälzung. Zum Einsatz kam hier ein empfindliches Luftprobengerät mit der Bezeichnung VELOCICALC. Die ermittelten Ergebnisse dienen den Kontrolleuren am Boden zur Bestimmung, ob und wie häufig die Wartung und Reinigung der Lüftungsanlage zur Temperatur- und Feuchtigkeitskontrolle erfolgen muss. Sergej Wolkow arbeitet im russischen Segment an einer neue Serie des Coloumb-Crystal-Experimentes im Miniforschungsmodul Poisk. Ziel dieses Experimentes ist die Erforschung von Stoffen, die sich nicht mischen lassen, nicht miteinander reagieren und in einem Magnetfeld gefangen sind. Diese Erkenntnisse könnten in neuartigen Solarbatterien, den Reinigungsverfahren für Mikrochips und der Erzeugung von Nanokristallen zum Einsatz kommen.

Zum Ende der Woche betreute Michael Fossum das Capillary Flow Experiment (CFE). Durch seine Ergebnisse sollen Computermodelle verbessert werden, um das kapillare Verhalten von Flüssigkeiten in der Mikroschwerkraft zu verstehen und einen besseren Flüssigkeitstransport bei zukünftigen Raumfahrzeugen zu entwickeln. Als Teil der Erforschung von Langzeitaufenthalten im All führten Michael Fossum und Satoshi Furukawa eine Messung an den Augen durch. Neben den Untersuchungen an der Netzhaut, erfolgte vor einigen Tagen bereits medizinische Messungen mit Ultraschall am Auge und die Ermittlungen des Augeninnendrucks. Zur späteren Analyse durch Ärzte am Boden erfolgte bei allen drei Besatzungsmitgliedern eine Blutabnahme und eine Körpermassenmessung. Die Blutproben wurden sofort in einen der MELFI-Gefrierschränke verstaut. Die Körpermassenmessung wurde mit dem Gerät SLAMMD (Space Linear Acceleration Mass Measurement Device) durchgeführt. Es arbeitet nach dem zweiten Newtonschen Gesetz, wobei hier mit dieser Apparatur die Masse durch lineare Beschleunigung ermittelt wird. Zwei Federn wirken dabei mit einer definierten Kraft per Hebel auf einen Menschen, die daraus resultierende Beschleunigung wird ermittelt und damit die Masse der Person bestimmt. Dadurch können Rückschlüsse auf das Gewicht von Personen während eines Langzeitaufenthaltes im All gezogen werden.

Zum Wochenende verfasste Sergej Wolkow einige Berichte für die Website der russischen Raumfahrtagentur Roskosmos. Diese sollen der Förderung der russischen bemannten Raumfahrt auf der Erde dienen und wurden in Schriftform, als Video und mit Bildern zur Bodenstation in Moskau gesendet. Weiterhin hatte er die Aufgabe, nicht registrierte Frachtartikel im russischen Segment zu sammeln, zu verstauen und im stationseigenen Inventar-Management-System (IMS) zu registrieren. Eine 30-minütige Foto-Sitzung führte er für die russische Umweltagentur EKON durch. Dabei werden Umwelteinflüsse durch Luftaufnahmen der Erde mit einer NIKON D3X dokumentiert. Den gestrigen und heutigen Tag verbringen die Raumfahrer mit leichteren Arbeiten. Lediglich die Durchführung des täglichen Fitnessprogrammes, Privatkonferenzen mit der Familie, einige kleinere Wartungstätigkeiten und die regelmäßige Stationsreinigung standen auf dem Aufgabenzettel. Ebenfalls wurde die wöchentliche Planungskonferenz WPC (Weekly Planning Conference) mit den Bodenstationen in Houston und Moskau durchgeführt.

Mittlere Bahnhöhe der ISS am 08.10.2011:
386,4 km bei einem Höhenverlust von rund 26 Metern in den letzten 24 Stunden

Zukünftige Ereignisse:

  • 19. Oktober, Bahnanhebung durch die Triebwerke von Swesda
  • 26. Oktober, Bahnanhebung durch die Triebwerke von Swesda
  • 29. Oktober, Progress-M 10M verlässt die ISS
  • 02. November, Progress-M 13M erreicht die ISS
  • 16. November, Sojus-TMA 22 erreicht die ISS

Verwandte Meldungen:

Raumcon:


(Autor: Ralf Möllenbeck - Quelle: NASA, Raumfahrer.net)


» Robonaut 2 erneut aktiv
15.10.2011 - Die Besatzung der ISS erfuhr in dieser Woche, dass nicht nur die russische Raumfahrtagentur Roskosmos, sondern auch die NASA die Rückkehr zum normalen Flugbetrieb am 14. November zur ISS plant. Man ist sich sicher, dass auf russischer Seite alle Maßnahmen erfolgreich waren, die ein Versagen der dritten Stufe der Sojus-Trägerrakete, wie das am 24. August bei einem Progress Start, verhindern. (Newsbild: Mike Fossum und Robonaut 2)
An Anfang dieser Woche starteten Mike Fossum und Satoshi Furukawa die regelmäßige Wartung des Wasserwiederaufbereitungssystems UPA WRS (Urine Processor Assembly/Water Recovery System). Dazu wurde ein zusätzliches Bauteil, das ARFTA (Advanced Recycle Filter Tank Assembly), an das WRS angeschlossen, um den Schmutzwassertank entleeren zu können. Weiterhin konnten so die Filter der Anlage trockengelegt werden, um diese anschließend auszubauen und zu reinigen. Im Columbus Labormodul fand zu diesem Zeitpunkt ein Ventilationstest statt. Initiiert von Columbus-Kontrollzentrum COL-CC, erfolgte eine Reihe von abgestuften Luftumwälzungen des CFA-1 (Cabin Fan Assembly 1), um deren Wirksamkeit zu prüfen. Ebenso wurden zwei Konfigurationen mit drei Lüftern in dem europäischen Labormodul geprüft, die bei einem unbemannten Flug der ISS nötig wären. Die Besatzung hatte während dieser rund achtstündigen Maßnahme Zutrittsverbot zum Modul, um die Testergebnisse nicht zu beeinflussen.

Im japanischen Forschungsmodul Kibo wurde erneut das Marangoni-Experiment gestartet. Es ist der 11. von insgesamt 24 Läufen in der Missionszeit der Langzeitbesatzung 29/30. Die hierbei erzeugte Flüssigkeitsbrücke ist trotz der Oberflächenspannung so empfindlich, dass dieses Experiment während der Schlafperiode der Raumfahrer laufen muss, um Schwingungen in den Modulen weitgehend zu vermeiden. Die Besatzung wurde vor dem Start der Experiment-Reihe entsprechend benachrichtigt und eingewiesen. Mike Fossum widmete etwas Zeit der Technologiedemonstration PACE (Preliminary Advanced Colloids Experiment). PACE bereitet das weiterführende Experiment ACE ( Advanced Colloid Experiment) im LMM (Light Microscopy Module) des Destiny-Moduls vor. Mit PACE wird bestimmt, inwieweit Vibrationen im Modul Einfluss auf die Vergrößerungsfähigkeit von hochauflösenden Fotos des LMM’s haben und damit die zu verwendende Partikelgröße beim ACE festzulegen ist.

In dieser Woche erfolgte die zweite Aktivierung von Robonaut 2, nachdem diese im September abgesagt werden musste. Mike Fossum und Satoshi Furukawa befreiten den menschenähnliche Roboter, in Kurzform auch R2 genannt, aus seiner Stauposition im Destiny-Modul, befestigten ihn an seiner Halterung und stellten Strom und Datenverbindungen her. Jetzt konnte die Bodenmannschaft übernehmen. Sie starteten ein Programm zur Bewegung beider Arme und zur Aktivierung/Fokussierung der „Augen“, gemeint sind hier hochauflösende Kameras. Das Bewegen der Arme stand im Hauptinteresse der Programmierer, da hier eine Kalibrierung der Gelenksensoren in der Mikrogravitation erfolgen muss. Zum Einstellen dieser Gelenksensoren wurden mehrfach gleichbleibende Bewegungen durchgeführt, welche von Mike Fossum kontrolliert wurden. Zum Abschluss erfolgte der Befehl an die Arme die Stauposition einzunehmen. Die nachfolgende Demontage und Lagerung von R2 erfolgte durch zwei Besatzungsmitglieder.

Satoshi Furukawa führte im japanischen Forschungsmodul Kibo eine Inspektion des Experiment-Racks KOBAIRO durch. Hier sollte er den Ingenieuren am Boden helfen, die Ursache eines Kurzschlusses vom April in dem Heizelement des Brennofens zu bestimmen. Dafür öffnete er die Frontabdeckung des Experimentalschrankes und fertigte Videoaufnahmen des Innenraums an. Weiterhin schoss er Fotos der Verbindungen am Heizelement. Es besteht die Vermutung, dass zwischen einem Heizungsflansch und einem Sicherungsdraht eine unbeabsichtigter Kontakt besteht. Zur Forschung enthält KOBAIRO einen Vakuumbrennofen mit drei Heizungsblöcken, deren Positionen und Temperaturen unabhängig voneinander gesteuert werden können. Verschiedene Temperaturprofile sollen zur Herstellung und Erforschung von qualitativ hochwertigen Kristallen genutzt werden. Zur Sicherstellung der geplanten Bahnanhebungen am 19. und 26. Oktober wurde zusätzlicher Treibstoff von Sarja-Modul (FGB=Functional Cargo Block) zum Swesda-Modul (SM=Service Module) transferiert.

Im russischen Stationsteil hatte Sergej Wolkow, zeitweise unterstützt von Satoshi Furukawa, alle Hände voll zu tun. Alleine musste er hier die Systeme und Experimente betreuen. Er aktivierte den Sauerstoffgenerator Elektron-VM, zuerst die Speichervolumen-Kompression durchführend und anschließend die Außentemperatur der Reinigungseinheit für 10 Minuten überwachend. Weiter führte er etliche Wartungsarbeiten im russischen Segment, wie zum Beispiel die des SOZh-Systems (Lebenserhaltung und Umweltkontrolle), durch. Kurz vor der Nachtruhe, verbrachte Sergej Wolkow etwas Zeit mit dem russischen SONOCARD-Experiment, dass physiologische Funktionen eines Besatzungsmitgliedes während des Schlafes ohne direkten Kontakt auf der Haut registriert. Für seine 5. Experiment-Sitzung legte er ein Sporthemd mit entsprechenden Sensoren und eine Gerätetasche zur Erfassung der Daten an. Diese werden auf der Erde ausgewertet und könnten als Basis dienen, die Anpassungsfähigkeit des menschlichen Körpers bei Langzeitflügen zu bewerten und vorauszusagen.

Zum Ende dieser Woche verwendete ISS-Kommandant Mike Fossum einen Teil seiner Zeit zur Behebung eines Problems mit dem Satellitenkommunikationssystem. Dafür installierte er für die japanischen Kontrolleure im Missionszentrum am Tsukuba Space Center in Japan ein Überbrückungskabel im Kibo-Labormodul. Damit wurde wieder die vollständige Verbindung zu den System-, Wissenschafts- und Videodaten im Modul hergestellt. Erneut ersetzte und konfigurierte er Ausrüstung im Experimentalschrank für Verbrennungsexperimente (CIR = Combustion Integrated Rack), einer Vorrichtung zur Erforschung von Verbrennungsvorgängen in der Schwerelosigkeit. Es ist damit möglich, flüssige, tröpfchen- oder gasförmige Kraftstoffe zu verbrennen und die Abgase wissenschaftlich auszuwerten. Zusätzlich kann in der Verbrennungskammer ein fast vollständiges Vakuum oder ein Überdruck für den Versuchsablauf erzeugt werden. Der Nutzen dieses Experimentes soll der Feuersicherheit in Raumfahrzeugen und der Optimierung von Kraftstoffen auf der Erde zu Gute kommen.

Mittlere Bahnhöhe der ISS am 12.10.2011:
385,9 km bei einem Höhenverlust von rund 127 Metern in den letzten 24 Stunden

Zukünftige Ereignisse:

  • 19. Oktober, Bahnanhebung durch die Triebwerke von Swesda
  • 26. Oktober, Bahnanhebung durch die Triebwerke von Swesda
  • 29. Oktober, Progress-M 10M verlässt die ISS
  • 02. November, Progress-M 13M erreicht die ISS
  • 16. November, Sojus-TMA 22 erreicht die ISS

Verwandte Meldungen:

Raumcon:


(Autor: Ralf Möllenbeck - Quelle: NASA, Raumfahrer.net, SFN)



 

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"InSpace" Magazin #452
ISSN 1684-7407


Erscheinungsdatum:
19. Oktober 2011
Auflage: 4541 Exemplare


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