InSpace Magazin #481 vom 10. Dezember 2012

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #481
ISSN 1684-7407


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Curiosity: Die ersten Bodenproben sind analysiert

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Saturns mysteriöses Nordpol-Hexagon

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Auftrag für weiteres ISS-Modul vergeben

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Intro von Axel Orth

Liebe Leserinnen und Leser,

für mich ist die erstaunlichste Meldung in dieser InSpace-Ausgabe, dass die russische Weltraumbehörde Roskosmos ein neues Modul für die ISS bestellt hat. War ich doch derr Ansicht, dass mit dem Ende der Shuttles keine weiteren derart großen Teile mehr an der ISS angeliefert werden können. Schöner Irrtum! Zu dieser und den anderen Meldungen in dieser Ausgabe wünsche ich Ihnen nun viel Spaß beim Schmökern.

Axel Orth

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Updates / Umfrage

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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

• Sojus startet französischen Erderkundungssatelliten «mehr» «online»
• Messenger entdeckt Wassereis auf dem Merkur «mehr» «online»
• Vulkane auf der Venus: Auf frischer Tat ertappt? «mehr» «online»
• EUTELSAT 70B vom Pazifik aus gestartet «mehr» «online»
• Galileo IOV FM3 sendet erste Navigationssignale «mehr» «online»
• Einweihungsbild des VST: Der Carina-Nebel «mehr» «online»
• Kleine Galaxie landet Volltreffer «mehr» «online»
• Armadillos STIG-B kehrt zum Startpunkt zurück «mehr» «online»
• Yamal 402: Proton-M funktioniert, Breeze-M nicht «mehr» «online»
• Reschetnjow baut weiteren GEO-IK-2 «mehr» «online»
• Astronomen entdecken eine neue Klasse von Galaxien «mehr» «online»
• Stärkster Materiefluss eines Schwarzen Lochs entdeckt «mehr» «online»
• Grace-FO: Astrium baut neue Satelliten für die NASA «mehr» «online»
• Besitzen auch Braune Zwerge erdähnliche Planeten? «mehr» «online»


» Sojus startet französischen Erderkundungssatelliten
02.12.2012 - Eine Trägerrakete des Typs Sojus 2.1A startete heute morgen einen neuen Erdbeobachtungssatelliten, der in der Tradition der SPOT-Vorgänger eine umfangreiche Mission zu erfüllen hat.
Der Start erfolgte gegen 3.03 Uhr MEZ vom Startgelände in französisch Guayana aus. Oberstufe war eine Fregat, die den 980 kg schweren Satelliten bereits nach knapp einer Stunde im geplanten sonnensysnchronen Orbit in etwa 700 Kilometern Höhe bei einer Bahnneigung von reichlich 98 Grad aussetzte. Damit ist auch der vierte Start einer Sojus-Trägerrakete vom Startplatz bei Kourou erfolgreich abgelaufen.

Pléiades-HR 1B soll Erderkundung im Bereich sichtbaren Lichts durchführen und ist dazu mit einem hochauflösenden Kamerasystem ausgestattet, welches bei 20 Kilometern Ablastbreite eine Auflösung von 70 cm erreichen soll. Der AstroSat-1000-Bus stammt vom Hauptauftragnehmer Astrium, Unterauftragnehmer Alcatel ist hingegen für die optischen Komponenten und die Datenübertragung verantwortlich. Pléiades-HR 1B kann Datenmengen bis zu 600 GBit speichern und erreicht im Downlink eine Datenrate von bis zu 450 MBit pro Sekunde. Elektrische Energie liefern drei Solarzellenpaneele mit einer Gesamtleistung von etwa 1 kW.

Der Satellit soll wenigstens 5 Jahre lang hochauflösende Bilddaten liefern und umläuft die Erde im selben Orbit wie SPOT 6 und 7. Pléiades-HR 1A war vor knapp einem Jahr, am 17. Dezember 2011, ebenfalls an der Spitze einer Sojus-ST in einen Erdorbit gelangt.

Die Daten, welche die Pléiades-Satelliten sammeln, dienen sowohl zivilen als auch militärischen Zwecken. Exemplarisch werden Anwendungen bei der Erschließung von Lagerstätten verschiedener Bodenschätze, die Kartografie, Verhütung und Erfassung von Waldbränden sowie Umwelt- und Artenschutz genannt.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: CNES, Arianespace, Astrium, Raumcon)


» Messenger entdeckt Wassereis auf dem Merkur
03.12.2012 - Bereits seit mehreren Jahrzehnten vermuteten Planetenforscher, dass sich in den Polarregionen des Merkurs trotz der dortigen allgemein extrem hohen Oberflächentemperaturen Ablagerungen von Wassereis befinden könnten. Aktuelle Messungen der Merkursonde Messenger scheinen diese Vermutung jetzt mit neu gewonnenen Daten zu belegen.
Der lediglich 4879 Kilometer durchmessende Merkur, der innerste und kleinste Planet unseres Sonnensystems, umrundet die Sonne innerhalb von etwa 88 Tagen auf einer stark elliptischen Umlaufbahn in einer mittleren Entfernung von lediglich 57,9 Millionen Kilometern. Während der Nacht liegen die Oberflächentemperaturen bei etwa -170 Grad Celsius. Während des Tages werden dagegen Temperaturwerte von bis zu 430 Grad Celsius erreicht.

Trotz dieser extremen Temperaturen, bei denen sogar Blei schmelzen würde, vermuteten Planetenforscher bereits seit längerem, dass sich speziell in den Polarregionen des Merkur Wassereisablagerungen befinden könnten. Der Grund für diese Annahme liegt in der Ausrichtung der Rotationsachse des Planeten, welche lediglich um 0,01 Grad gegen die Bahnebene geneigt ist.

Dies hat zur Folge, dass auf dem Merkur während eines Planetenjahres praktisch keine Jahreszeiten auftreten, so dass das Innere von einigen der in den Polregionen gelegenen Impaktkrater niemals vom Sonnenlicht erreicht werden kann. In diesen "Kältefallen", so die Wissenschaftler, könnte sich Wassereis ablagern, welches zuvor durch die Einschläge von Kometen und Asteroiden in diese Regionen verfrachtet wurde.

Diese Vermutung wurde erstmals im Jahr 1991 durch Radarbeobachtungen mit dem Arecibo-Teleskop erhärtet. Bei Radarbeobachtungen verrät sich Wassereis durch das typische Reflexionsverhalten seiner Oberfläche, welche im Vergleich zu normalem Oberflächengestein oder einer Schicht aus Regolith deutlich mehr Radarstrahlung reflektiert. In der Umgebung der Merkurpole wurden die von dem Arecibo-Teleskop ausgesandten Radarwellen stellenweise dermaßen stark reflektiert, dass sich die beteiligten Wissenschaftler fast sicher waren, dass hierfür nur Wassereisablagerungen verantwortlich sein können.

Diese Schlussfolgerung ließ sich allerdings derzeit nicht wissenschaftlich zuverlässig überprüfen, da die bis zu diesem Zeitpunkt einzige Raumsonde, welche den Merkur untersuchte, lediglich etwa 50 Prozent der Planetenoberfläche kartiert hatte. Speziell die Polarregionen konnten dabei von der Raumsonde Mariner 10 nur unzureichend erfasst werden.

Seit dem März 2011 befindet sich mit dem Merkurorbiter Messenger jedoch erstmals eine Raumsonde in einer Umlaufbahn um den innersten Planeten des Sonnensystems, welcher dabei mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten eingehend untersucht wird. Eines der Hauptziele der Mission besteht in einer vollständigen Kartierung der Planetenoberfläche.

Die dabei gewonnenen topografischen Daten zeigten, dass die vom Arecibo-Teleskop beobachteten starken Radarreflexionen durchweg mit verschiedenen in den Polarregionen gelegenen Impaktkratern identisch sind, deren tiefsten Punkte zudem dauerhaft im Schattenbereich liegen und nicht vom Sonnenlicht erreicht werden können.

Zusätzlich erfolgende Untersuchungen des Reflexionsverhaltens der Merkuroberfläche im nahen Infrarotbereich bei Wellenlängen von 1,064 Mikrometern zeigten dabei Reflexionswerte, wie sie für das Reflexionsverhalten von Wassereis typisch sind. Vergleiche mit den von Messenger angefertigten Temperaturkarten der Merkuroberfläche zeigten zudem, dass die dort vorherrschenden Temperaturen permanent niedrig genug ausfallen, um das dauerhafte Vorhandensein von Wassereisablagerungen zu gestatten.

Mit einem an Bord von Messenger befindlichen Neutronen-Spektrometer konnte zudem auch die Konzentration von Wasserstoff auf und unmittelbar unterhalb der Planetenoberfläche bestimmt werden. Die Oberfläche des Merkurs wird permanent von einer hochenergetischen kosmischen Strahlung getroffen, wobei Gammastrahlen und Neutronen freigesetzt werden.

Treffen diese Neutronen auf Wasserstoffatome, so werden sie von diesen auf eine signifikante Art und Weise abgebremst. Der jetzt durch das Neutronen-Spektrometer von Messenger erbrachte Nachweis von sich relativ langsam bewegenden Neutronen im Bereich des Nordpols von Merkur wird als ein sicherer Hinweis dafür interpretiert, dass die dort befindlichen stark reflektierenden Materialien innerhalb der dortigen Impaktkrater einen relativ hohen Anteil an Wasserstoff enthalten, welcher ein Bestandteil von dort abgelagerten Wassereis darstellt.

"Unsere Daten deuten darauf hin, dass das in den Polarregionen befindliche Wassereis eine Dicke von drei Kilometern aufweisen würde, wenn man es auf die Fläche von Washington D.C. konzentrieren könnte", so David J. Lawrence vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University in Baltimore/USA (JHUAPL).

Laut den an den Messungen beteiligten Wissenschaftlern könnte das Wassereis einen wesentlichen Bestandteil der Ablagerungen rund um den Nordpol des Merkurs darstellen. Stellenweise erreicht die Eisschicht eine Stärke von mehreren Dezimetern, wobei es in größeren Tiefen anscheinend in fast reiner Form vorliegt. Näher an der Oberfläche ist es dagegen mit anderen Bestandteilen vermischt.

Nur in den kältesten, permanent im Schatten liegenden Bereichen der Merkuroberfläche ist das Eis direkt an der Oberfläche abgelagert. In wärmeren Regionen ist es dagegen von einer Schicht aus Lockermaterial bedeckt, durch welches das Eis gegen die direkt auf der Merkuroberfläche vorherrschende Wärme isoliert ist. Durch diese thermale Isolation wird das Eis vor einem Verdampfen geschützt.

"Überall dort, wo es laut unseren Berechnungen kalt genug ist, um Wassereisablagerungen zu ermöglichen, konnte Messenger entsprechende Ablagerungen nachweisen", so Matthew Siegler vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/USA. "In den etwas wärmeren Regionen, wo Eis nur im Untergrund stabil sein kann, fanden wir eine Schicht aus dunklem Material - dunkler als alles andere, was wir auf dem Merkur beobachten konnten."

Diese Schicht, so die Annahme der Wissenschaftler, setzt sich vermutlich aus Ablagerungen zusammen, welche in der Vergangenheit durch eingeschlagene Kometen und Asteroiden auf der Merkuroberfläche verteilt wurden. Das dunkle Material enthält aller Wahrscheinlichkeit nach verschiedene komplexe organische Verbindungen, die von diesen Impaktoren zusammen mit dem Wasser eingebracht wurden.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse der Messenger-Mission wurden am vergangenen Donnerstag im Rahmen einer Pressekonferenz des JPL vorgestellt und zudem in drei Artikeln in der Fachzeitschrift Science publiziert.

"Durch diese Beobachtungen ergeben sich allerdings auch neue Fragen", so Sean Solomon, der hauptverantwortliche Wissenschaftler der Messenger-Mission von der Columbia University/USA. "Bestehen diese dunklen Ablagerungen in den Polarregionen hauptsächlich aus organischen Verbindungen? Welchen chemischen Reaktionen war dieses Material ausgesetzt? Gibt es auf oder unter der Oberfläche des Merkurs vielleicht Regionen, in denen sowohl flüssiges Wasser als auch organische Verbindungen auftreten? Nur durch eine kontinuierlich erfolgende weitere Erforschung des Merkurs können wir hierauf Antworten erhalten."

Nach dem jetzigen Planungsstand soll die Raumsonde Messenger die Erkundung des Merkur im März 2013 beenden und kontrolliert auf der Planetenoberfläche zum Absturz gebracht werden. Für den August 2015 ist der Start einer weiteren, diesmal aus gleich zwei Orbitern bestehenden Merkur-Mission vorgesehen. Die von der europäischen Weltraumagentur ESA und der japanischen Raumfahrtagentur JAXA betriebene Mission BepiColombo soll im Januar 2022 in einen Merkurorbit eintreten.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, JHUAPL, The Planetary Society, Science)


» Vulkane auf der Venus: Auf frischer Tat ertappt?
03.12.2012 - Innerhalb eines Beobachtungszeitraums von sechs Jahren hat sich der Schwefeldioxidgehalt in der Hochatmosphäre der Venus deutlich verändert. Eine Erklärung für die vom europäischen Venusorbiter Venus Express zur Erde übertragenen Daten könnte der Vulkanismus auf dem Planeten sein.
Die dichte Atmosphäre der Venus enthält über eine Millionen mal mehr Schwefeldioxid als die der Erde, auf welcher der Großteil des giftigen, stechend riechenden Gases aus vulkanischer Aktivität stammt.

Auf der Venus findet sich das Schwefeldioxid (SO2) fast vollständig unterhalb der sehr dichten oberen Wolkendecke, was dadurch erklärbar ist, dass das Gas unter der Einwirkung von Sonnenlicht innerhalb weniger Tage gespalten wird.

Alle Spuren von Schwefeldioxid, die in höher gelegen Atmosphärenschichten beobachtet werden können, müssen ihre Quelle unterhalb der Wolkendecke haben.

Die Venusoberfläche ist bedeckt von hunderten Vulkanen. Wie es um ihre Aktivität bestellt ist, wird in der Wissenschaftsgemeinschaft intensiv diskutiert, es herauszufinden, gehört zu den wissenschaftlichen Aufgaben der seit dem 11. April 2006 um den Planeten kreisenden Sonde Venus Express der Europäischen Raumfahrtorganisation (ESA).

Im Rahmen des Betriebs von Venus Express wurden bereits zahlreiche Hinweise vulkanischer Aktivität auf der Venus in vergangenen geologischen Zeitaltern - innerhalb eines Zeitraums zwischen mehreren hunderttausend und Millionen von Jahren - gefunden.

Zusätzlich sprach eine vor einiger Zeit vorgenommene Analyse von Infrarotstrahlung von der Venusoberfläche bereits für das Vorhandensein von Lavaströmen an den Flanken eines Vulkans, und dafür, dass dieser Vulkan in der jüngsten Vergangenheit ausgebrochen sein muss.

Jetzt lieferte die Untersuchung der Schwefeldioxid-Konzentration in höheren Atmosphärenschichten der Venus mit Daten für einen Zeitraum von rund sechs Jahren weitere Hinweise auf vulkanische Aktivität an der Oberfläche der Venus.

Unmittelbar nach der Ankunft an der Venus begann Venus Express einen signifikanten Anstieg des durchschnittlichen Gehalts von Schwefeldioxid in den oberen Atmosphärenschichten aufzuzeichnen. Anschließend lieferte die Sonde Daten zu einem erheblichen Abfall des Schwefeldioxidvorkommens, das zuletzt bei einem etwa um den Faktor 10 geringeren Wert lag.

Eine ähnliche Dynamik in den Werten zum Gehalt von Schwefeldioxid fanden Wissenschaftler in den Daten der US-amerikanischen Sonde Pioneer Venus 1. Die US-amerikanische Raumfahrtagentur hatte die Sonde am 20. Mai 1978 gestartet, sie umkreiste unseren Nachbarplaneten bis zum 8. Oktober 1992.

Als Pioneer Venus 1 ihre Messungen durch führte, tat sie das, nachdem das Schwefeldioxid in hohe Atmosphärenschichten eingebracht worden war, und konnte mittelbar die zu erwartende Aufspaltung des Schwefeldioxid beobachten.

Hinsichtlich der Injektion des Schwefeldioxids in die hohen Atmosphärenschichten ging man bereits damals davon aus, dass sie Ergebnis des Ausbruchs eines oder mehrerer Vulkane sei.

Vulkanexplosionen können Gasmoleküle bis in höchste Atmosphärenschichten schleudern, versiegt der Nachschub, schrumpft das Vorkommen dort unter der Einwirkung des Sonnenlichts zusammen.

Weil das Wettergeschehen auf der Venus ausgesprochen dynamisch ist, und man die Eigentümlichkeiten der Strömungen um den Planeten noch nicht vollständig versteht, ist nicht auszuschließen, dass das sich verändernde Schwefeldioxidvorkommen in den oberen Atmosphärenschichten seine Ursache in einer wetterbedingt wechselnden Gasdurchmischung hat.

Die Hochatmosphäre der Venus umrundet den Planeten in rund vier Erdtagen, der Planet selbst benötigt rund 243 Tage für eine einzige Drehung um sich selbst. Bezogen auf die Atmosphäre spricht man diesbezüglich vom Phänomen der Superrotation.

Weil Schwefeldioxid in den oberen Atmosphärenschichten auf Grund der Superrotation schnell großräumig verteilt wird, ist es schwer, konkreten Quellen des Gases zu ermitteln.

Sofern das Gas durch Vulkaneruptionen in die Atmosphäre eingebracht wurde, sollten eher mehre kleinere Ausbrüche einer Anzahl aktiver Vulkane statt eines großen gewaltsamen Ausbruchs eines einzelnen Vulkans dafür verantwortlich sein, glaubt eine Wissenschaftlergruppe um Emmanuel Marcq vom französischen Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observation Spatiales (LATMOS).

Alternativ, und unter Berücksichtigung der Messungen von Pioneer Venus 1, könnte es laut Marcq jedoch auch möglich sein, dass es Zyklen in der Hochatmosphäre im Bereich von Dekaden gibt, was für eine Komplexität im Rotationsgeschehen der Venusatmosphäre spräche, die man sich bisher nicht vorstellen konnte.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: ESA)


» EUTELSAT 70B vom Pazifik aus gestartet
04.12.2012 - Von der wieder einmal am Äquator positionierten schwimmenden Startplattform Odyssey hat SEA LAUNCH erneut einen Kommunikationssatelliten für Eutelsat gestartet. Am gestrigen 3. Dezember 2012 gelangte EUTELSAT 70B an Bord einer Zenit-3SL-Rakete in den Weltraum.
Das dreistufige Projektil mit EUTELSAT 70B an der Spitze hob am 3. Dezember 2012 um 21:43:59 Uhr MEZ am Anfang des 54 Minuten breiten Startfensters von der bei 154 Grad westlicher Länge in internationalen Gewässern im Pazifik stationierten Startplattform ab. Nachdem die ersten beiden Stufen der in der Ukraine von Juschnoje gebauten Trägerrakete ihre Arbeit getan hatten, kam die Block DM-SL genannte Oberstufe zum Einsatz, deren Aufgabe es war, EUTELSAT 70B mit zwei, von einer längeren Freiflugphase unterbrochenen Brennphasen in einen geosynchronen Transferorbit zu bringen. Rund eine Stunde und sechs Minuten nach dem Start setzte die Oberstufe den Kommunikationssatelliten mit einer Startmasse von rund 5.250 Kilogramm um 22:50:01 Uhr MEZ wie vorgesehen aus. SEA LAUNCH nennt als Masse des ausgesetzten Satelliten 5.210 kg.

Kurz nach dem Aussetzen von EUTELSAT 70B empfing eine Bodenstation im südafrikanischen Hartebeesthoek in der Nähe von Pretoria zum ersten Mal Signale von dem neuen Erdtrabanten, die dafür sprechen, dass er seine Reise ins All gut überstanden hat. Innerhalb von zwei Stunden nach dem Start erfolgte auf ein Kommando von einer Eutelsat-Bodenstation im französischen Rambouillet hin die zunächst teilweise Entfaltung der beiden Solarzellenausleger des Satelliten.

Der von EADS Astrium gebaute Satellit hat nun die Möglichkeit, unter Einsatz eigener Triebwerke in den Geostationären Orbit zu gelangen. Geplant ist, dass er dort zunächst intensiv getestet wird. Mit Januar 2013 soll der Satellit dann an seiner endgültigen Position den kommerziellen Betrieb aufnehmen.

Mit EUTELSAT 70B, der auf Astriums Satellitenplattform Eurostar E3000 basiert, möchte sein in Paris ansässiger Betreiber Eutelsat den seit 2002 bei 70,5 Grad Ost eingesetzten Eutelsat 70A, früher bekannt als EUTELSAT W5, ablösen. Die 48 Ku-Band-Transponder des neuen Satelliten will Eutelsat künftig zur Versorgung von Empfängern in Afrika, Asien, Australien, Europa mit Datenübertragungs- und Behördendiensten, Breitband- und GSM-Verbindungen sowie Transportkanälen für professionelle Video-Anwendungen verwenden.

Die Auslegungsbetriebsdauer von EUTELSAT 70B beträgt mindestens fünfzehn Jahre. Am Ende seines Einsatzes werden die beiden Solarzellenausleger des Satelliten laut Plan noch etwa 12 Kilowatt elektrische Leistung bereitstellen können.

EUTELSAT 70B, den Eutelsat als EUTELSAT W5A bestellt hatte, ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 39.020 bzw. als COSPAR-Objekt 2012-069A.

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


» Galileo IOV FM3 sendet erste Navigationssignale
05.12.2012 - Der dritte europäische Navigationssatellit aus der IOV-Reihe hat erste Navigationssignale zur Erde übertragen. Er und sein mit ihm gestarteter Schwestersatellit befinden sich mittlerweile auf ihren endgültigen Erdumlaufbahnen.
Am 12. Oktober 2012 hatte eine Sojus-Rakete von Kourou in Französisch-Guayana aus das zweite Satellitenpaar für die Galileo-Testkonstellation (IOV) ins All gebracht. Zusammen mit den beiden rund ein Jahr zuvor gestarteten Navigationssatelliten komplettieren die im Oktober in den Weltraum beförderten Satelliten die IOV für In-Orbit Validation genannte Galileo-Testkonstellation, die später im aktiven Betriebsnetz von Galileo aufgehen soll. Die zwei zuletzt gestarteten Satelliten, welche als Flight Models FM3 und FM4 bezeichnet werden, kreisen mittlerweile auf den vorgesehenen Bahnen um die Erde, und die Tests der beiden Raumfahrzeuge schreiten voran.

Das dritte Flugmodell namens FM3 übertrug sein erstes Navigationssignal am 1. Dezember 2012. Das Signal wurde im E1-Band ausgesendet, das künftig zur freien Nutzung im zum US-amerikanischen Satellitennavigationssystem GPS kompatiblen offenen Dienst verwendet werden soll. Ab dem Morgen des 4. Dezember 2012 strahlte FM3 zusätzlich auch Signale auf den Bändern E5 und E6 ab.

Das Satellitennavigationssystem Galileo wurde entworfen und entwickelt, um Nutzer rund um den Globus mit extrem genauen Navigationsdaten zu versorgen und ihnen eine hoch akkurate Zeitbasis zur Verfügung zu stellen. Neben den standardisierten, für gerade in den Weltraum transportierte Anwendungssatelliten üblichen Testprozeduren werden deshalb zusätzliche Testprozeduren abgewickelt, um festzustellen, ob wesentliche Bestandteile der Navigationsnutzlast an Bord eines Satelliten nicht vielleicht Schaden durch die Belastung bei Start und Transport auf der Rakete genommen haben.

Der raumflugtechnische Teil der Galileo-IOV-Satelliten, also beispielsweise Antriebe und Energieversorgungssysteme, wird vom Galileo-Kontrollzentrum in Oberpfaffenhofen in der Nähe von München überwacht und gesteuert. Die Kontrolle der Navigationsnutzlasten obliegt dem Galileo-Missionskontrollzentrum im italienischen Fucino. Um die Tests der jüngst ins All transportierten Satelliten kümmert sich zusätzlich die in den belgischen Ardennen gelegene Kontrollstation Redu, welche über eine S-Band-Antenne mit einem Schüsseldurchmesser von 15 Metern Kommandos an Satelliten übertragen kann. Für Empfang und Beurteilung der Navigationssignale von den Satelliten existiert in Redu eine L-Band-Antenne mit einem Schüsseldurchmesser von 20 Metern.

FM3 ist der Satellit, bei dem die Navigationsnutzlast zum ersten Mal von Redu aus aktiviert wurde. Dort hat man sich zwischenzeitlich in die Lage versetzt, in Fucino vorbereitete Kommandos selber zu einem Satelliten zu senden, wenn dieser die Station überfliegt, und unmittelbar anschließend das resultierende Navigationssignal zu empfangen. Von dieser Verfahrensweise versprach man sich deutlich effektivere Abläufe. Nach Angaben von Marco Falcone, der die Testkampagne in Redu als System Manager betreut, konnte die benötigte Zeit für die Tests einer frisch ins All gebrachten Navigationsnutzlast erfolgreich reduziert werden.

Die Galileo-IOV-Satelliten bewegen sich in rund 23.222 Kilometern über der Erdoberfläche. Für einen Erdumlauf benötigen sie rund 14 Stunden. Im Sichtbarkeitsbereich der Station Redu ist jeder Satellit zwischen drei und neun Stunden pro Tag. Die zusammen gestarteten Satelliten FM3 und FM4 sind in gleicher Flughöhe, aber in einer anderen Bahnebene wie die beiden ersten, 2011 gestarteten Galileo-IOV-Satelliten unterwegs. Letztere haben die erforderlichen Test im Orbit bereits überstanden. Später im Monat Dezember 2012 will man FM4 erste Testsignale zur Erde schicken lassen, nachdem die Navigationsnutzlast des FM3 jetzt aktiviert ist.

Ab Ende 2014 sollen mit Hilfe von dann 18 in der Galileo-Konstellation eingebundenen Satelliten erste Navigationsdienste für die Allgemeinheit verfügbar werden. Die Vervollständigung des Weltraumsegments von Galileo erwartete die ESA zuletzt für das Jahr 2018. Dann wäre die volle Einsatzkapazität (Full Operational Capability, FOC) von Galileo erreicht.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: ESA)


» Einweihungsbild des VST: Der Carina-Nebel
06.12.2012 - Anlässlich der offiziellen Einweihung des VLT Survey Telescope hat die ESO eine der spektakulärsten bisherigen Aufnahmen dieses Teleskops veröffenticht. Das VST ist das weltweit größte optische Durchmusterungsteleskop und ermöglicht damit beeindruckende Bilder.
Das VST ist das neuste System auf dem Cerro Paranal in Chile. Es verfügt über einen 2,6 m durchmessenden Hauptspiegel und ist damit das größte optische Durchmusterungsteleskop. Sein Hauptinstrument ist die OmegaCAM, die Bilder mit einer Auflösung von 268 Megapixeln erstellen kann. Um diese Auflösung zu erreichen, wurde der Bildsensor der OmegaCAM aus 32 CCD-Chips zusammengesetzt. Allein diese Kamera besitzt eine Masse von 770 kg. Die ersten Aufnahmen lieferte das VST bereits Mitte 2011, doch jetzt erst fand die offizielle Einweihung statt.

Als Durchmusterungsteleskop verfügt es über ein vergleichsweise großes Blickfeld und kann daher relativ große Himmelsbereiche auf einmal aufnehmen. Während normale Großteleskope vom ausgedehnten Carina-Nebel nur kleine Ausschnitte auf einmal fotografieren können, kann das VST nahezu den gesamten Nebel mit nur einer Aufnahme auf ein einziges Bild bringen.

Der Carina-Nebel ist eine Sternentstehungsregion am Südhimmel und aufgrund seiner Farbenpracht wohl eines der meistfotografierten Objekte dieser Himmelshemisphäre. Diese Region ist rund 7.500 Lichtjahre von der Erde entfernt und liegt im namensgebenden Sternbild Carina (Schiffskiel). Dieser Nebel ist eine farbenfroh leuchtende Gas- und Staubwolke, in der sich einige der massereichsten und leuchtstärksten bekannten Sterne befinden.

Einer dieser Sterne ist etwas oberhalb der Bildmitte zu sehen: Eta Carinae wiegt etwa 100- bis 120-mal so viel wie die Sonne und leuchtet vier bis fünf Millionen mal stärker als sie. Eta Carinae wird aufgrund seiner enormen Masse nur eine kurze Lebensdauer besitzen und ist damit ein guter Kandidat für eine in kurzer Zeit erfolgende Supernova-Explosion, wobei kurz nach astronomischen Maßstäben immer noch Jahrtausende bedeuten kann.

Die vorherrschende rote Färbung des Nebels entsteht durch Wasserstoffgas, dass durch das UV-Licht der nahen Sterne zum Leuchten angeregt wird. Andere Gase sorgen für weitere Farbtöne, während der davor liegende Staub das Licht blockiert und somit als Schatten sichtbar wird.

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(Autor: Stefan Heykes - Quelle: ESO)


» Kleine Galaxie landet Volltreffer
06.12.2012 - Das Hubble-Weltraumteleskop konnte beobachten, wie eine kleine Galaxie mitten durch das Innere von NGC 922 flog. Dadurch veränderte sich die Struktur des Sternenhaufens.
Auf einem aktuellen Bild von Hubble lässt sich erkennen, dass NGC 922 keine normale Spiralgalaxie ist: Die Arme sind zerissen, ein Strahl aus Sternen verschwindet aus dem Bildbereich und um den Galaxienkern herum gibt es viel Nebel. Auf Aufnahmen des Chandra-Röntgenteleskops lässt sich außerdem erkennen, dass es im Nachbarbereich der Galaxie viele Röntgenquellen gibt.

Die Ursache für diese Unförmigkeit ist bei einem kosmischen Volltreffer einer kleinen Galaxie zu suchen, welche unter 2MASXI J0224301-244443 katalogisiert ist. Sie flog auf der einen Seite mitten in das Herz von NGC 922 und verließ sie wieder auf der gegenüberliegenden Seite. Auf einigen Aufnahmen ist sogar zu erkennen, wie der Störenfried wieder davon fliegt.

Der Durchflug des kleinen Sternenhaufens verursachte Wellen, welche Gaswolken zerrissen und die Entstehung von neuen Sternen verursachte. Die Strahlung dieser wiederum beleuchtete das Gas. Die Pinkfärbung des Gases entsteht dadurch, dass Wasserstoff angeregt wird und die ihm zugeführte Energie in Form von Licht wieder abgibt. Ein ähnlicher Prozess findet zum Beispiel auch im Inneren von Leuchtstoffröhren statt.

In der Theorie würde bei solch einem Galaxienzusammenstoß der Nebelring einen perfekten Kreis bilden, sofern die beiden Kollisionspartner genau aufeinander gerichtet wären. Jedoch ist dies in der Praxis nie der Fall, so dass, wie in diesem Fall, eher ovale Form entsteht.

Solche Ringgalaxien sind in unserer kosmischen Nachbarschaft eher selten. Zwar gibt es oft genug Zusammenstöße, jedoch haben diese selten einen so passenden Winkel wie dieser. Zusätzlich ist der Ring relativ kurzlebig, was zu einer noch selteneren Sichtung führt. Beobachtungen des weiter entfernten Universums haben jedoch ergeben, dass es Ringgalaxien früher wesentlich öfters gab.

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(Autor: Simon Plasger - Quelle: ESO)


» Armadillos STIG-B kehrt zum Startpunkt zurück
08.12.2012 - Vor ein paar Tagen fand ein weiterer Testflug einer kleinen, STIG-B genannten Rakete statt, wobei ein neues Rückführungssystem dafür sorgte, dass die Landung unmittelbar in der Nähe des Startorts erfolgte.
Das dafür einesetzte System besteht aus einem Fallschirm und einem speziellen Lenksystem der US-amerikanischen Firma Wamore Inc. aus Phoenix, Arizona. Wamore entwickelt und stellt Frachtfallschirmsysteme zum präzisen Absetzen großer Lasten einschließlich der Leittechnik her. Weitgehend werden diese Systeme im militärischen Bereich verwendet.

Armadillo Aerospace hat nun ein derartiges System in den Rückführungsmechanismus seines zweiten Suborbital Transport Inertially Guided-Systems (STIG) integriert und erfolgreich getestet. Entwickelt wurde der Komplex, um eine Landegenauigkeit von 80 Metern einzuhalten. Die aktuelle Landung erfolgte nur 55 Meter vom geplanten Punkt entfernt. Dies ermöglichte es, den Vorgang von Start und Landung mit einer einzigen Kameraeinstellung festzuhalten.

Armadillo und andere Firmen entwickeln im Auftrag der NASA aber auch für kommerzielle Nutzer zumindest teilweise wiederverwendbare und kostengünstige ballistische Raketen, in deren Nutzlastraum Experimente unter kurzzeitiger Mikrogravitation durchgeführt werden können. Dabei will man deutlich unter den Kosten bleiben, die eine ähnliche Mission auf der ISS oder einem anderen Raumfahrzeug hätten.

Der 40 cm durchmessende und 9 Meter lange STIG-B arbeitet mit der Treibstoffkombination Alkohol/Sauerstoff und ist für eine Gipfelhöhe von etwa 100 Kilometern und eine Schwerelosigkeit von 2 bis 3 Minuten konzipiert. Geplant sind aber auch Cluster von STIGs, die aus 3, 6 oder 7 gebündelten Stufen bestehen und mit denen wahlweise die Nutzlast auf bis zu 250 kg oder die Gipfelhöhe auf 450 km und damit die Dauer der Schwerelosigkeit auf bis zu 10 Minuten gesteigert werden kann.

Armadillo entwickelt mit Sub-Orbital Space Transport (SOST) für Space Adventures auch eine größere, vollständig wiederverwendbare Nutzlastkapsel mit einem Durchmesser von 2,50 m und einer Höhe von 6 Metern, die auf größeren Raketen zum Einsatz kommen soll.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: The Rocketry Block, Wamore Inc.)


» Yamal 402: Proton-M funktioniert, Breeze-M nicht
09.12.2012 - Am 8. Dezember 2012 hob pünktlich um 14.13 Uhr MEZ eine Proton-M-Rakete vom Startplatz 200/39 im kasachischen Baikonur ab, um den Kommunikationssatelliten Yamal 402 für den russischen Kommunikationssatellitenbetreiber Gazprom Space Systems (GSS) ins All zu befördern.
Der Start um 17.13 Uhr Moskauer Zeit wurde im Namen des Unternehmens International Launch Services, abgekürzt ILS, durchgeführt, das sich um die Vermarktung von kommerziellen Starts mit Proton-Raketen kümmert. Der von Chrunitschew in Russland gebaute Proton-M-Träger besaß drei Raketenstufen, mit denen er die Orbitaleinheit, bestehend aus der Oberstufe Breeze-M und dem Satelliten Yamal 402 unter einer gemeinsamen Verkleidung, auf den Weg brachte.

Nach etwas über 9 Minuten und 15 Sekunden Flugzeit wurde die Orbitaleinheit von der dritten Stufe der Proton abgetrennt. Eine erste Zündung der wie die Proton von Chrunitschew hergestellten Breeze-M-Oberstufe brachte die Orbitaleinheit in einen Parkorbit. Nach weiteren Brennphasen, von denen die vierte und letzte von der Breeze-M-Oberstufe 240 Sekunden zu früh beendet wurde, kam es zum Aussetzen von Yamal 402 rund 9 Stunden nach dem Abheben, laut Angaben der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos rund vier Minuten vor dem geplanten Zeitpunkt. Der Hersteller des Satelliten untersucht, ob es möglich ist, das Raumfahrzeug mittels eines geänderten Ablaufs GSS trotz allem an der ursprünglich vorgesehenen Postion bereitstellen zu können.

Der mit insgesamt 46 gleichzeitig zu betreibenden Ku-Band-Transpondern ausgerüstete Satellit sollte eine Position bei 55 Grad Ost im Geostationären Orbit einnehmen, die er möglicherweise noch unter Nutzung seiner eigenen Triebwerke (ein von EADS Astrium hergestelltes Zweistofftriebwerk vom Typ S400 als Apogäumsmotor, vier elektrische Treibwerke des Typs SPT-100 zur Lageregelung) erreichen kann. Geplant war, dass Yamal 402 von dort aus Kunden in Teilen Afrikas, in Europa, Teilen des mittleren Ostens und Russland mit einer großen Bandbreite von Kommunikationsdiensten versorgt. Yamal 402 war außerdem dazu gedacht, künftig bisher via ASTRA 1F verbreitete Dienste auszustrahlen.

Die erwartete Lebensdauer des Thales Alenia Space (TAS) für GSS gebauten und auf dem Satellitenbus Spacebus 4000C3 basierenden neuen Erdtrabanten liegt bei 15 Jahren (laut TAS bei mehr als 15 Jahren). Den dreiachsstabilisierten Satelliten hatte sein künftiger Betreiber am 28. Mai 2010 bei TAS in Auftrag gegeben. Beim Start betrug seine Masse betankt rund 4.500 Kilogramm laut TAS (laut ILS 4.463 Kilogramm). Zur Versorgung der Satellitensysteme und der Kommunikationsnutzlast ist das Raumfahrzeug mit zwei Solarzellenauslegern ausgestattet. Für die Nutzlast können sie nach Angaben von TAS rund 10,8 Kilowatt elektrische Leistung bereitstellen.

Der Flug von Yamal 402 in den Weltraum erfolgte beim 8. Flug einer Proton-Rakete für ILS im Jahr 2012, dem 77. Flug einer durch ILS vermarkteten Proton und dem seit 1965 383. Flug einer Proton-Rakete insgesamt. Mit Yamal 402 befinden sich jetzt acht von TAS gebaute auf einer von ILS vermarkteten Proton-Rakete ins All beförderte Satelliten im All.

Mit Datum vom 9. Dezember 2012 berichtete Roskosmos, dass die Systeme von Yamal 402 funktionieren wie geplant, und man vorhabe, den Satelliten zwei zusätzliche Brennphasen seines Apogäumsmotors durchführen zu lassen, um eine annähernd kreisförmige Bahn um die Erde zu erreichen. Das erste dieser Manöver werde man bereits in der Nacht vom 9. auf den 10. Dezember 2012 abwickeln. Wenn die Manöver gelingen, werde GSS den Satelliten wie beabsichtigt einsetzen können.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: GSS, ILS, Roskosmos, TAS)


» Reschetnjow baut weiteren GEO-IK-2
09.12.2012 - Der russische Raumfahrtkonzern Reschetnjow Informational Satellite Systems ist mit dem Bau eines weiteren militärischen Erdvermessungssatelliten des Typs GEO-IK-2 beauftragt worden.
Reschetnjow hatte am 7. Dezember 2012 von dem Auftrag berichtet. Der neue Satellit soll Daten zur Überarbeitung eines geodätischen Koordinatensystems liefern, die Drift der Kontinentalplatten beobachten sowie den Tidenhub und andere weltweite natürliche Phänomene untersuchen.

Wie bei bereits gebauten Satelliten des gleichen Typs wird auch das neue Raumfahrzeug wieder einen Radiohöhenmesser von Thales Alenia Space erhalten. Das SADKO-3 genannte Instrument bezeichnet Reschetnjow als Hauptinstrument des neuen Satelliten.

Die Vorgängersatelliten verfügen neben dem Radiohöhenmesser über ein Dopplersystem, einen Entfernungsmesser, einen optischer Reflektor für Laserlicht und ein System zur Bereitstellung einer synchronisierten Zeitbasis, sowie Empfänger für Navigationssignale der Systeme GloNaSS (Russland) und GPS (USA).

1982 hatte die Sowjetunion mit dem Aufbau eines militärischen geodätischen Systems begonnen. 1994 wurde der zunächst letzte Erdvermessungssatellit gestartet und ab 1999 blieben Aktualisierungen der Daten des geodätischen Systems aus.

GEO-IK-2 Nr. 11 sollte ab 2011 als erster eines neuen Satellitenpaares frische Messdaten sammeln, um Russlands militärisches geodätisches System auf einen aktuellen Stand zu bringen. Der etwa 1,4 Tonnen schwere Satellit gelangte nach seinem Start am 1. Februar 2011 wegen eines Fehlers in der Raketenoberstufe vom Typ Breeze-KM nicht auf die vorgesehene Umlaufbahn, weshalb er seinen Aufgaben nicht nachkommen konnte.

Reschetnjow hat nach eigenen Angaben einen bereits fertiggestellten Satelliten vom Typ GEO-IK-2 eingelagert. Der aktuell zusätzlich beauftragte Satellit soll laut Reschetnjow im Jahr 2015 von Plesetsk aus in den Weltraum transportiert werden. Wann der Start des eingelagerten Raumfahrzeugs zur Sammlung neuer Daten für Russlands militärisches geodätisches System aus rund 1.000 Kilometern über der Erde stattfinden werde, teilte Reschetnjow in der Meldung vom 7. Dezember 2012 nicht mit.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Reschetnjow Informational Satellite Systems, Raumfahrer.net)


» Astronomen entdecken eine neue Klasse von Galaxien
09.12.2012 - Einem internationalen Astronomenteam ist es gelungen, eine neue Galaxienklasse zu entdecken.
Durch Beobachtungen mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) am Paranal-Observatorium in den chilenischen Anden, dem ebenfalls in Chile befindlichen Gemini South-Teleskop und dem Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) auf Hawaii ist es einem internationalen Astronomenteam gelungen, eine neue Galaxienklasse zu identifizieren. Aufgrund ihres ungewöhnlichen Aussehens wurden diese Galaxien mit dem Spitznamen "Grüne-Bohnen-Galaxien" versehen.

Die von diesen Galaxien ausgehende Leuchtkraft wird durch eine intensive Strahlung verursacht, welche aus der Umgebung gigantischer Schwarzer Löcher in deren Zentren hervorgeht. Die von diesen Quasaren erzeugte große Helligkeit macht sie quasi zu "kosmischen Leuchtfeuern", deren nähere Untersuchung es den Astronomen und Astrophysikern ermöglicht, die Anfänge der Entstehungsgeschichte unseres Universums und die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien näher zu analysieren und zu interpretieren.

Der Astronom Dr. Mischa Schirmer untersuchte im Rahmen seiner Arbeit am Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn eine Vielzahl langbelichteter Aufnahmen des Universums auf der Suche nach Galaxienhaufen. Dabei erregte ein Objekt, welches er auf einer Aufnahme des Canada-France-Hawaii Telescope entdeckte, seine Aufmerksamkeit. Es sah zwar aus wie eine Galaxie, aber es erschien dabei in ungewöhnlich grünen Farbtönen.

"Es ähnelte keiner der Galaxien, die ich je zuvor gesehen hatte - ein komplett unerwarteter Fund", so Dr. Schirmer über seine Entdeckung. Er bewarb sich daraufhin umgehend um eine Beobachtungszeit am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO, um herauszufinden, woher dieses ungewöhnliche grüne Leuchten stammt und welche Prozesse es verursachen.

"Die ESO gewährte mir kurzfristig Sonder-Beobachtungszeit, und so wurde dieses bizarre Objekt bereits wenige Tage, nachdem ich den Antrag eingereicht hatte, mit dem VLT beobachtet", so Dr. Schirmer, der mittlerweile am Gemini South-Teleskop in Chile tätig ist. "Zehn Minuten, nachdem die Daten in Chile aufgenommen worden waren, hatte ich sie dann auch schon auf meinem Computer in Deutschland. Mir wurde sofort klar, dass ich etwas völlig neuartiges vor mir hatte, und sofort rückte dieses Objekt ins Zentrum meines wissenschaftlichen Interesses."

Für die Beobachtung wurde der leistungsstarke Spektrograf "X-Shooter" des VLT eingesetzt. Durch die Zerlegung des Lichts in seine einzelnen Farbbestandteile konnte die Zusammensetzung des leuchtenden Materials und den Grund für seine große Helligkeit ermittelt werden. Das neu entdeckte Objekt trägt die wissenschaftliche Bezeichnung J224024.1−092748 - oder kurz J2240. Es befindet sich im Sternbild Wassermann (lateinischer Name "Aquarius") und sein Licht hat rund 3,7 Milliarden Jahre benötigt, um die Erde zu erreichen.

Nach der Entdeckung der Galaxie J2240 durchforstete ein von Dr. Schirmer geleitetes Wissenschaftler-Team die Online-Datenbank des Sloan Digital Sky Surveys (SDSS), in der mittlerweile die Positionsdaten und Spektren von rund 930.000 Millionen Galaxien enthalten sind. Bei ihren Auswertungen stießen die Astronomen auf 16 weitere Objekte mit ähnlichen Eigenschaften, welche dann im Rahmen von anschließend erfolgenden Nachbeobachtungen mit dem Gemini South-Teleskop tatsächlich ebenfalls als "Grüne-Bohnen-Galaxien" bestätigt werden konnten. Diese Objekte treten in dem uns bekannten Universum so selten auf, dass durchschnittlich nur eines von ihnen in einem gedachten Würfel mit einer Kantenlänge von 1,3 Milliarden Lichtjahren existiert.

Der Spitzname "Grüne-Bohnen-Galaxien" wurde von ihrer Farbe und der Tatsache abgeleitet, dass diese kosmischen Objekte oberflächlich betrachtet den sogenannten "Grüne-Erbsen-Galaxien" ähneln. Hierbei handelt es sich um kleine, aber relativ leuchtkräftige Galaxien, in denen starke Sternentstehungsprozesse ablaufen. Sie wurden im Jahr 2007 von Teilnehmern des astronomischen Citizen Science-Projektes Galaxy Zoo entdeckt. Anders als die "Grüne-Bohnen-Galaxien" fallen sie allerdings sehr klein aus. Unsere Milchstraße enthält in etwa so viel Masse wie rund 200 durchschnittliche "Grüne-Erbsen-Galaxien" zusammen. Die Ähnlichkeiten zwischen ihnen und der nun neu entdeckten Galaxienklasse beschränken sich somit anscheinend lediglich auf das Aussehen.

Woher stammt jedoch die ungewöhnliche Farbe der jetzt neu entdeckten Galaxienklasse?

Viele der bisher von Astronomen untersuchten Galaxien verfügen in ihren Zentren über ein supermassereiches Schwarzes Loch. Die dadurch verursachten energiereichen Prozesse ionisieren das in der unmittelbaren Umgebung dieser Schwarzen Löcher befindliche interstellare Gas. Die im Rahmen dieses Ionisationsprozesses zum Leuchten angeregten Regionen fallen im Vergleich zum Rest der Galaxie typischerweise klein aus und nehmen selten mehr als 10 Prozent ihres Durchmessers ein.

Bei J2240 und den anderen "Grüne-Bohnen-Galaxien", welche das Team entdeckt hat, zeigten die Beobachtungen jedoch, dass der zum Leuchten angeregte Bereich geradezu gigantisch ausfällt und sich nicht nur über den jeweiligen Zentralbereich sondern quasi über die gesamte Galaxie erstreckt. Im Fall von J2240 handelt es sich um eine der größten und hellsten derartigen Regionen, die jemals entdeckt wurden. Das von J2240 ausgehende intensive "grüne Leuchten", welches die Aufmerksamkeit von Dr. Schirmer erweckt hat, stammt von ionisiertem Sauerstoff.

"Diese leuchtenden Regionen sind sehr gut dazu geeignet, um die Physik von Galaxien zu untersuchen. In gewisser Weise ist es so, als könne man ein Fieberthermometer in ein unfassbar weit entferntes Objekt stecken", so Dr. Schirmer weiter. "Normalerweise sind derartige Regionen weder sehr groß noch sehr hell, so dass wir sie nur bei relativ nahen Galaxien gut beobachten können. Bei den nun neu entdeckten Galaxien sind sie aber so ausgedehnt und leuchtkräftig, dass wir sie trotz ihrer großen Entfernung detailliert untersuchen können."

Das Schwarze Loch "schwächelt"

Weiterführende Auswertungen der Beobachtungsdaten zeigten, dass das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum von J2240 anscheinend viel weniger aktiv ist, als aufgrund der Größe und Helligkeit der leuchtenden Region eigentlich zu erwarten wäre. Das Astronomenteam von Dr. Schirmer geht deshalb davon aus, dass es sich bei dem erzeugten Leuchten um das "Echo" einer mittlerweile nachlassenden aktiveren Phase des Schwarzen Lochs handelt. In diesem Fall sollten die leuchtenden Regionen im Laufe der Zeit nach und nach an Intensität verlieren, während die Strahlung sie durchquert und die Galaxie schließlich verlässt.

Bei vielen aktiven Galaxien wird der Blick auf die darin befindlichen zentralen Schwarzen Löcher durch die sie umgebenden großen Staubmengen versperrt. Eine direkte Beobachtung der Aktivität dieser Schwarzen Löcher ist daher relativ schwierig. Um zu überprüfen, ob sich die "Grüne-Bohnen-Galaxien" wirklich von anderen Galaxien mit verdeckten Zentralbereichen unterscheiden, verwendeten die Astronomen Daten aus dem infraroten Spektralbereich, also von Licht mit einer größeren Wellenlänge, das selbst dichte Staubwolken durchdringen kann. Die Zentralbereiche von J2240 und den anderen Grüne-Bohnen-Galaxien stellten sich dabei als viel weniger leuchtkräftig heraus, als die Wissenschaftler erwartet hatten. Dies, so die Schlussfolgerung der Astronomen, bedeutet, dass die Aktivität des Galaxienkerns wirklich viel geringer ist, als man anhand der Helligkeit der großen leuchtenden Regionen vermuten würde.

Das Aussehen der "Grüne-Bohnen-Galaxien" ist somit das Resultat eines gerade verlöschenden aktiven Galaxienkerns und markiert damit eine lediglich sehr kurz andauernde Phase in der Entwicklungsgeschichte einer Galaxie. Im frühen Universum waren Galaxien allgemein viel aktiver als heute. Massereiche Schwarze Löcher bildeten sich in ihren Zentren und verschluckten Sterne und Gas aus der unmittelbaren Umgebung. Die dadurch erzeugte Leuchtkraft war oft mehr als hundertmal so groß wie die Helligkeit aller Sterne in der Galaxie zusammen. Lichtechos, wie sie jetzt bei J2240 entdeckt wurden, ermöglichen es den Astronomen, den "Abschaltprozess" der zuvor noch aktiven Galaxienzentren eingehender zu untersuchen.

Wie erlangten die in den Kernbereichen von Galaxien befindlichen supermassiven Schwarzen Löcher ihre jetzige Masse und wie schnell kam dieser Prozess zum Erliegen? Durch die Beantwortung dieser Fragestellung wird es im Rahmen zukünftiger Forschungsarbeiten vielleicht möglich sein herauszufinden wie, wann und warum die Aktivität eines Galaxienkerns aufhört und warum die Astronomen bei jüngeren Galaxien lediglich eine deutlich geringere Aktivität feststellen können.

Genau in dieser Richtung, so die Planungen des Teams um Dr. Schirmer, soll im Rahmen zukünftiger Untersuchungen mittels Beobachtungen im Röntgenbereich und durch zusätzliche spektrografische Analysen weiter geforscht werden.

"Für einen Astronomen wird mit der Entdeckung einer völlig neuen Objektklasse ein Traum wahr. So etwas passiert vielleicht einmal im Leben", so der abschließende Kommentar von Dr. Schirmer. "Das ist unglaublich inspirierend!"

Die hier lediglich kurz vorgestellten Forschungsergebnisse werden demnächst in der Fachzeitschrift "The Astrophysical Journal" unter dem Titel "A sample of Seyfert-2 galaxies with ultra-luminous galaxy-wide NLRs - Quasar light echos?" publiziert.

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Fachartikel von Schirmer et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: ESO, Gemini Observatory)


» Stärkster Materiefluss eines Schwarzen Lochs entdeckt
28.11.2012 - Mit einem Teleskop der Europäischen Südsternwarte entdeckten Astronomen den stärksten bisher nachgewiesenen Materiefluss, welcher von einem Quasar ausgeht.
Bei einem Quasar handelt es sich um den extrem intensiv leuchtenden Kernbereich einer entfernten Galaxie, welcher gewaltige Mengen an Energie abstrahlt. Für diese Leuchtkraft, so die gängige Theorie, ist ein im Zentrum dieser Galaxie gelegenes supermassereiches Schwarzes Loch verantwortlich. Obwohl Schwarze Löcher in erster Linie dafür bekannt sind, die sie umgebende Materie anzuziehen, stoßen die meisten Quasare einen Teil des Materials um sie herum auch wieder ab, wobei das Material auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt wird. Diese Materieflüsse nehmen eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung der jeweiligen Galaxien ein.

Die von ihnen erzeugte große Helligkeit macht Quasare quasi zu "kosmischen Leuchtfeuern", deren nähere Untersuchung es den Astronomen und Astrophysikern ermöglicht, die Anfänge der Entstehungsgeschichte unseres Universums und die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien näher zu analysieren und zu interpretieren.

Die in der Vergangenheit beobachteten Quasar-Materieflüsse fielen jedoch allesamt nicht so stark aus, wie von den Astrophysikern eigentlich erwartet wurde. Jetzt haben Astronomen mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) am Paranal-Observatorium in den chilenischen Anden allerdings einen Quasar mit einem deutlich höheren Materiefluss entdeckt.

Für ihre Beobachtungen setzten die Astronomen im April 2011 und im März 2012 den "X-Shooter-Spektrografen" des VLT ein. Indem man das von kosmischen Objekten ausgehende Licht in seine farblichen Bestandteile zerlegt und das dabei entstehende Spektrum näher untersucht, lassen sich die Geschwindigkeit und andere Eigenschaften der Materie in der Nähe einer Lichtquelle untersuchen. Bei SDSS J1106+1939, so der Name des mit dem VLT beobachteten Quasars, ist der Materieausfluss demzufolge mindestens fünfmal so stark wie bei allen anderen bisher bekannten Quasaren und stimmt dabei auch erstmals mit den theoretischen Vorhersagen überein.

"Wir haben den stärksten Quasar-Materiefluss aller Zeiten entdeckt. Von SDSS J1106+1939 wird das zweibillionenfache der Gesamtleistung der Sonne in Form von Materie bei hohen Geschwindigkeiten weggetragen. Das entspricht immerhin dem einhundertfachen der Abstrahlung der gesamten Milchstraße - ein wahrhaft gigantischer Energieausstoß", so Nahum Arav von der Virginia Tech/USA, welcher das für die Durchführung der Studie verantwortliche Astronomenteam geleitet hat. "Damit ist es erstmals gelungen, einen Quasar-Materiefluss zu messen, der so hohe Energiemengen zeigt, wie von der Theorie vorhergesagt."

In der Vergangenheit deuteten diverse Simulationsrechnungen darauf hin, dass der starke Einfluss dieser Materieflüsse auf die Galaxien, innerhalb derer sie sich bilden, mehrere Rätsel der modernen Kosmologie lösen könnte. Auf welche Weise steht die Masse einer Galaxie mit der Masse des darin befindlichen zentralen Schwarzen Lochs im Zusammenhang und warum existieren anscheinend nur vergleichsweise wenige große und entsprechend massereiche Galaxien im Universum? Bislang war jedoch unklar, ob Quasare überhaupt in der Lage sind, die für diese Phänomene notwendigen Energiemengen zu liefern. Der jetzt beobachtete Materiefluss von SDSS J1106+1939 transportiert so viel Energie, dass er eine wichtige Rolle bei den diversen Rückkopplungsprozessen spielen dürfte, welche in seiner Galaxie auftreten.

Dieser neu entdeckte Materiefluss befindet sich etwa 1.000 Lichtjahre von dem supermassereichen Schwarzen Loch im Zentrum des Quasars SDSS J1106+1939 entfernt. Die Analysen der Astronomen führten zu dem Schluss, dass von diesem Quasar pro Jahr etwa das vierhundertfache der Sonnenmasse ausgestoßen wird, wobei die Materie auf eine Geschwindigkeit von etwa 8.000 Kilometern pro Sekunde beschleunigt wird.

"Ohne den X-Shooter-Spectrografen am VLT hätten wir unsere Daten nicht mit der hohen Qualität aufnehmen können, wie sie diese Entdeckung erfordert hat", so der ergänzende Kommentar von Benoit Borguet, ebenfalls von der Virginia Tech und der Erstautor eines Fachartikels, in dem die Studie publiziert wird. "So waren wir in der Lage, die Region um den Quasar erstmals detailliert zu untersuchen."

Zusammen mit SDSS J1106+1939 untersuchten die beteiligten Astronomen noch einen weiteren Quasar. Auch dieses Objekt mit dem Namen SDSS J1512+1119 zeigt extrem starke, von seinem Zentrum ausgehende Materieflüsse auf. Beide Quasare gelten als typische Vertreter einer weit verbreiteten, aber bislang nur relativ selten untersuchten Klasse von Quasaren, den so genannten "Broad Absorption Line-Quasares" oder kurz BAL-Quasaren, und die beteiligten Wissenschaftler gehen davon aus, dass sich die jetzt gewonnenen Untersuchungsergebnisse auf leuchtkräftige Quasare im gesamten Universum übertragen lassen sollten. Die Astronomen untersuchen derzeit ein Dutzend ähnlicher Quasare, um sicherzugehen, dass dies auch tatsächlich der Fall ist.

"Nach etwas derartigem haben wir zehn Jahre lang gesucht", so der abschließende Kommentar von Nahum Arav. "Es ist unglaublich aufregend, einen dieser lange vorhergesagten Monster-Materieflüsse gefunden zu haben!"

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Fachartikel von Borguet et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: ESO)


» Grace-FO: Astrium baut neue Satelliten für die NASA
29.11.2012 - Für die Fortsetzung der Forschung mit den beiden Erdbeobachtungssatelliten mit der Bezeichnung Grace sind zwei zusätzliche, Grace-FO genannte Satelliten gedacht. Die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtagentur NASA hat letztere jetzt bei Astrium in Friedrichshafen in Auftrag gegeben.
In Grace-FO steht FO für Follow On, auf Deutsch Nachfolger. Der Namensbestandteil Grace ist die Abkürzung für Gravity Recovery and Climate Experiment und beschriebt die Aufgaben der Raumfahrzeuge. Sie dienen der Bestimmung der zeitlichen Veränderung des Schwerefeldes Erde, an Hand derer man Erkenntnisse über dynamische Vorgänge im Inneren der Erde, über Strömungen in den Tiefen der Ozeane und an ihren Oberflächen sowie die Veränderung der Eisbedeckung von Arktis und Antarktis und in Gebirgen gewinnen kann.

Mit dem ersten Satellitenpaar war es Wissenschaftlern zum ersten Mal überhaupt möglich, die Masse des Wassers, von Eis und von beweglichem soliden Material auf der Oberfläche der Erde zu bestimmen. Die beiden zu Grace gehörenden, auch bei Astrium gebauten Satelliten befinden sich seit dem 17. März 2002 im All. Sie haben ihre Auslegungsbetriebsdauer bereits deutlich überschritten. Die Raumfahrzeuge für Grace-FO sollen ab August 2017 im Weltraum arbeiten und ihren Aufgaben mindestens fünf Jahre lang nachkommen.

Die beiden neuen, voraussichtlich etwa 580 kg schweren Satelliten mit den Abmessungen von rund 3 x 2 x 0,8 m sollen auf polaren Umlaufbahnen in circa 500 km über der Erdoberfläche zum Einsatz kommen. Dort werden sie laut Plan in rund 220 km Abstand hintereinander her fliegen und dabei fortlaufend geringste Veränderungen der Entfernung zwischen ihnen aufzeichnen. Die Veränderungen sind Ergebnis des variierenden Schwerefeldes der Erde, dessen Schwankungen auf diese Weise kontinuierlich bestimmt werden können. Ein vollständiges Modell des Schwerefeldes für die gesamte Erdoberfläche wird nach jeweils 30 aufeinander folgenden Messtagen vorliegen.

Von Grace-FO erwartet man besonders genaue Daten. GPS-Empfänger an Bord der Satelliten können minütlich Updates der Positionsdaten besorgen, und eine Mikrowellenverbindung zwischen den beiden Satelliten erlaubt eine Bestimmung der Entfernung zwischen den Satelliten mit einer Genauigkeit von einigen tausendstel Millimetern.

Eine zusätzliche Neuigkeit stellt das dann zwischen Satelliten im Weltraum betriebene Laserinterferometer (Laser Ranging Instrument, LRI) dar. Im Gegensatz zu den Vorgängermodellen wird es bei Grace-FO möglich sein, den Abstand von Satellit zu Satellit zusätzlich mit Laserlicht zu bestimmen. Die dabei erzielbare Genauigkeit liegt voraussichtlich im Bereich einiger Nanometer. Den Bau des experimentellen Instruments zur Laserabstandsmessung übernimmt das Labor für Strahlantrieb (JPL, Jet Propulsion Lab) der NASA zusammen mit dem US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtkonzern Ball Aerospace. Entwicklungsarbeiten zum Entwurf des optischen Systems erledigen das Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut, AEI) und die SpaceTech GmbH, Immenstaad. Die eigentlichen Laser des deutschen Entwurfs steuert Tesat-Spacecom bei.

Neben den technischen Einrichtungen zur Gewinnung der Daten zum Schwerefeld der Erde will man Grace-FO auch mit Instrumenten zur Aufzeichnung von Temperaturprofilen und dem Gehalt an Wasserdampf in Atmosphäre und Ionosphäre ausstatten.

Die Vereinbarung mit NASAs JPL über den Bau von Grace-FO wurde nach Angaben von Astrium am 29. November 2012 in Friedrichshafen unterzeichnet.

Datenblatt der SpaceTech GmbH zum Laser Ranging Instrument:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Astrium, NASA, SpaceTech GmbH)


» Besitzen auch Braune Zwerge erdähnliche Planeten?
30.11.2012 - Bislang galt als sicher, dass sich in den Staubscheiben rund um gescheiterte Sterne - sogenannte Braune Zwerge - keine terrestrischen Planeten bilden können. Neue Beobachtungen mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array ALMA könnten diese Annahme widerlegen.
Allgemein wird angenommen, dass sich terrestrische Planeten durch zufällige Zusammenstöße und darauf folgendes Zusammenkleben von Staubteilchen bilden. Durch fortgesetztes Verschmelzen wachsen diese Teilchen immer weiter an, bis sie sich schließlich zu Felsplaneten zusammenfügen. Basis für diesen Prozess sind Staubscheiben um junge Sterne.

Braune Zwerge sind Objekte, die zu klein für einen Stern sind. Ihre Masse reicht nicht aus, um Wasserstoff zu fusionieren, allerdings können sie vorübergehend andere Fusionsreaktionen durchführen. Daher leuchten sie sehr schwach aus eigener Kraft. Wenn Braune Zwerge Staubscheiben besitzen, dann sollten diese theoretisch nur sehr dünn sein und aus feinem Staub bestehen. Somit würden sie keine relevante Körnchenbildung zeigen. Falls sich diese doch bilden sollten, würden größere Staubkörner nach klassischer Theorie schnell zum Braunen Zwerg hingezogen und von diesem verschluckt werden.

Mit ALMA wurde nun der Braune Zwerg ISO-Oph 102 ins Visier genommen. Dieser ist mit 6% der Sonnenmasse ein typischer Brauner Zwerg. Das immer noch in Bau befindliche ALMA bietet das höchste räumliche Auflösungsvermögen, das derzeit verfügbar ist. Die neuen Beobachtungen von ALMA passen jedoch nicht zur klassischen Theorie. ISO-Oph 102 besitzt eine relativ dichte Staubscheibe, die viel mehr der von normalen Sternen ähnelt, als der Staubscheibe eines normalen Braunen Zwergs. Unter Anderem konnte in der Staubscheibe auch Kohlenmonoxid nachgewiesen werden, das bislang nur von stellaren Staub- und Gasscheiben bekannt war.

Auch die Staubkörner selbst sind überraschend. Die Größe von Staubkörnern lässt sich relativ leicht bestimmen. Sie strahlen fast nur Licht mit Wellenlängen bis zu ihrem eigenen Durchmesser ab. Oberhalb ihres Durchmessers sind die Staubkörnchen also nicht mehr zu detektieren. Erwartet wurde daher, dass die Staubscheibe im Submillimeterbereich gut zu sehen ist, im Millimeterbereich aber fast verschwindet. Verwendet wurden dazu ALMAs Empfänger für Wellenlängen von 0,89mm und 3,2mm. Dieser Abfall war so allerdings nicht festzustellen. Es finden sich also auch deutlich größere Staubkörnchen als erwartet in der Scheibe. Somit laufen offensichtlich genau die Akkretionsprozesse ab, die in der Umgebung eines solch leichten Objekts nicht erwartet wurden.

Diese überraschenden Ergebnisse werfen neue Fragen auf. Kann sich sogar ein ganzer Planet in einer solchen Staubscheibe bilden? Hat sich in diesem Fall vielleicht sogar schon ein solcher Planet gebildet? Möglicherweise kann ALMA selbst diese Fragen beantworten, sobald es 2013 fertig gestellt wird.

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(Autor: Stefan Heykes - Quelle: ESO)



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Mars Aktuell: Curiosity: Die ersten Bodenproben sind analysiert von Redaktion



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» Curiosity: Die ersten Bodenproben sind analysiert
04.12.2012 - Auf einer Pressekonferenz wurden gestern die Ergebnisse der ersten durch die Instrumente des Marsrovers Curiosity vollständig analysierten Bodenproben vorgestellt. Zwar konnte eines der Analyseinstrumente dabei kohlenstoffhaltige Verbindungen nachweisen - derzeit ist aber noch unklar, ob diese auch wirklich vom Mars stammen.
Seit Anfang August 2012 untersucht der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity im Rahmen seiner wissenschaftlichen Zielsetzungen mit insgesamt zehn Instrumenten die Oberfläche und die Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten. Während der letzten Wochen wurden im Rahmen dieser Aktivitäten insgesamt fünf Bodenproben von der Marsoberfläche entnommen, von denen speziell die letzten beiden von zwei Analyseinstrumenten bezüglich ihrer mineralogischen und chemischen Zusammensetzung eingehend untersucht wurden.

Gestern Abend präsentierte die NASA die ersten der dabei gewonnenen Ergebnisse im Rahmen einer Pressekonferenz. Im Vorfeld dieser Veranstaltung gab es große Erwartungen, da Curiosity angeblich eine "historische Entdeckung" gelungen sei, welche einen "Einzug in die Geschichtsbücher" finden würde. Der Grund für diese Annahme war offenbar eine missverständliche Äußerung von John Grotzinger, dem für die Curiosity-Mission verantwortlichen Projektwissenschaftler der NASA, gegenüber einem US-amerikanischen Radiosender. Allerdings bezog sich John Grotzinger dabei laut eigenen Aussagen nicht etwa auf eine spezielle Entdeckung, sondern vielmehr auf den bisherigen Verlauf des Gesamtprojektes.

"Ich habe [aus der auf diese Aussagen erfolgenden Resonanz] gelernt, dass man sehr vorsichtig sein muss mit dem, was man sagt und noch vorsichtiger damit, wie man es sagt", so John Grotzinger im Rahmen der Pressekonferenz. "Es wird keinen einzelnen Moment geben, zu dem wir alle zusammen aufstehen und aufgrund einer einzelnen Messung in Jubel ausbrechen werden."

Tatsächlich gelang dem Rover bis zum jetzigen Zeitpunkt keine wirklich spektakuläre und zudem wissenschaftlich gesicherte Neuentdeckung. Allerdings zeigte sich im bisherigen Missionsverlauf, dass alle Instrumente voll funktionsfähig sind und in den kommenden Monaten wie vorgesehen eingesetzt werden können. Der Großteil der bisher gewonnenen Daten muss dagegen weiter ausgewertet und überprüft werden. Und auch für die Auswertung der zukünftig zu gewinnenden Messergebnisse werden die beteiligten Wissenschaftler viel Zeit aufwenden müssen. "Curiositys zweiter Name lautet "Geduld" - und davon benötigen wir eine ganze Menge ...", so John Grotzinger weiter.

Entnommen wurden die Proben im Bereich einer kleinen, aus Sand und Staubpartikeln bestehenden Düne mit dem formellen Namen "Rocknest". Die Analysen zeigen eine komplexe chemische Zusammensetzung der Bodenproben, welche neben anderen Materialien wasser-, schwefel- und chlorhaltige Substanzen beinhalten. Die Daten der beiden am Roboterarm des Rovers befestigten Instrumente APXS und MAHLI belegen, dass das Material von der Zusammensetzung und dem Aussehen her den Oberflächenmaterialien ähnelt, welche bereits zuvor von den früheren Marsrover Sojourner, Spirit und Opportunity an anderen Stellen des Mars untersucht wurde.

Dies ist nicht weiter verwunderlich, denn für die Entnahme der ersten Bodenproben entschieden sich die beteiligten Wissenschaftler ganz bewußt für eine Stelle, welche sich als ein typischer Vertreter der Marsoberfläche darstellte. Besonders eine möglichst geringe Größe der Sandpartikel war dabei gewünscht, da so sichergestellt war, dass die Probe ohne Probleme in das Innere der beiden Analyseinstrumente CheMin und SAM, befördert werden konnte.

Mit diesen beiden Instrumenten konnte letztendlich die mineralogische und chemische Zusammensetzung von zwei der entnommenen Bodenproben im Detail studiert werden. Die Analysen mit dem CheMin-Spektrometer ergaben, dass das untersuchte Material von seiner mineralogischen Zusammensetzung her etwa zur Hälfte aus vulkanischem Material besteht. Der Rest der Proben setzt sich dagegen aus nichtkristallinen Stoffen wie zum Beispiel Glas zusammen.

Mit dem SAM-Instrument entschlüsselten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler die chemische Zusammensetzung der zuletzt entnommenen Probe, welche hierfür auf Temperaturen von bis zu 1.100 Grad Celsius erhitzt wurde. Hierbei zeigte sich, dass die untersuchte Probe neben Wasser, Kohlenstoffdioxid, Sauerstoff und Schwefeldioxid anscheinend auch einen gewissen Anteil an Perchlorat-Salzen beherbergte, eine reaktionsfreudige chemische Verbindung, welche im Jahr 2008 bereits von dem Marslander Phoenix in der Nordpolregion des Mars nachgewiesen werden konnte.

Bei der Erhitzung der Bodenprobe bildete sich zudem Chlormethan.

Bei dieser Substanz handelt es sich um eine kohlenstoffhaltige chemische Verbindung. Kohlenstoffhaltige Verbindungen gelten als die Grundvoraussetzung für die Entstehung von Leben und die Suche nach entsprechenden Verbindungen ist eines der erklärten Hauptziele der Curiosity-Mission.

Die NASA-Wissenschaftler warnen in diesem Zusammenhang allerdings vor vorschnellen Schlussfolgerungen, da der Ursprung des Chlormethans derzeit noch völlig unklar ist. Das Chlor stammt zwar definitiv vom Mars, die Herkunft des Kohlenstoffes ist dagegen noch nicht gesichert. Es sei gut möglich, dass dieser von Molekülen stamme, welche von der Erde "eingeschleppt" wurden. Bei dem detektierten Chlormethan könnte es sich somit um das Resultat von chemischen Reaktionen handeln, welche während des Erhitzungsprozesses im Inneren des SAM entstanden und deren Ausgangssubstanzen nicht ausschließlich vom Mars stammen müssen.

Für die endgültige Klärung der Herkunft des Kohlenstoffes sind weitere Analysen nötig, wofür allerdings noch weitere Zeit benötigt wird. Neben den derzeit in verschiedenen Instituten auf der Erde erfolgenden vergleichenden Laboranalysen kann Curiosity zu diesem Zweck die zuvor bei Rocknest entnommene Bodenprobe zum Beispiel erneut durch das SAM-Instrument analysieren.

Bei der ersten Befüllung des SAM wurde nicht die gesamte Bodenprobe verbraucht. Die Reste der entnommenen Probe werden vielmehr im Inneren der Baggerschaufel, mit der sie gewonnen wurde, aufbewahrt und können dem SAM-Instrument bei Bedarf portionsweise für erneute Untersuchungen zugeführt werden. Eine entsprechende Vorgehensweise wurde bereits am letzten Wochenende praktiziert.

Durch das wiederholte Befüllen des SAM mit Marsmaterial, den anschließenden Analysen und dem darauf erfolgenden Ausstoßen der Proben sollten sich auch eventuell von der Erde mitgeführte, die Proben kontaminierende Materialien aus dem Inneren des SAM entfernen lassen. Dies würde sich dann durch veränderte Messwerte von ein und derselben Probe zeigen. Fallen die Messwerte dagegen auch bei wiederholt erfolgenden Untersuchungen der gleichen Materialprobe identisch aus, so wäre dies ein Indiz für die "Reinheit" einer zuvor analysierten Probe.

"Derzeit haben wir keine definitive Entdeckung von organischen Substanzen auf dem Mars", so Paul Mahaffy vom Goddard Spaceflight Center (GSFC) der NASA, der für das SAM-Instrument hauptverantwortliche Wissenschaftler. "Aber wir werden [unabhänig von den bisherigen Messungen] auch weiterhin in den unterschiedlichen Regionen des Gale-Kraters danach suchen."

Unterdessen bereiten sich die Ingenieure und Wissenschaftler auf den nächsten Schritt der Mission vor. Noch vor den Weihnachtsfeiertagen soll Curiosity erstmals seinen am Ende des Roboterarms befindlichen Gesteinsbohrer einsetzen und damit einen bisher noch nicht festgelegten Stein auf der Marsoberfläche "anbohren". Auch das dabei freigelegte Material soll anschließend duch die verschiedenen Instrumente des Rovers eingehend untersucht werden. Nach dem Abschluss dieser Untersuchungen wird sich Curiosity ab Anfang 2013 auf den Weg zu der Basis des im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Zentralberges Aeolis Mons begeben und die dort gelegenen geschichteten Gesteinsablagerungen ausführlich studieren.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 118 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von über 500 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile über 28.000 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Bilder sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL)


» Mars Express: Eine Winterlandschaft auf dem Mars
06.12.2012 - Passend zum Nikolaustag zeigen die heute veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express eine Winterlandschaft auf dem Mars. Auf den Aufnahmen sind Ablagerungen von Trockeneis zu erkennen, welche Teilbereiche der Marsregion Charitum Montes bedecken.
Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben.

Durch die gewonnenen Daten ist es aber auch möglich, das aktuelle Wettergeschehen auf unserem äußeren Nachbarplaneten zu verfolgen. Da die Rotationsachse des Mars mit einer Neigung von 25,19 Grad in etwa die gleiche Neigung aufweist wie die Rotationsachse der Erde (23,44 Grad), treten auch auf unserem Nachbarplaneten ausgeprägte Jahreszeiten auf, welche allerdings aufgrund der etwa zweijährigen Umlaufzeit des Mars um die Sonne in etwa doppelt so lange andauern. Frostablagerungen auf der Planetenoberfläche sind dabei während des Marswinters selbst in den gemäßigten Breiten keine Seltenheit.

Am 18. Juni 2012 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 10.778 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete dabei einen Teilbereich von dessen südöstlichen Randgebirges mit der High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC"), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei den Charitum Montes, so der Name der bei dieser Gelegenheit beobachteten Oberflächenformation, handelt es sich um eine bei 330 Grad östlicher Länge und 55 Grad südlicher Breite gelegene Gebirgskette, welche sich über eine Länge von etwa 930 Kilometern erstreckt. Sie verläuft dabei nahezu parallel zum südöstlichen Rand des Argyre Planitia.

Wie auch verschiedene weitere in der Umgebung des Argyre Planitia gelegene Oberflächenstrukturen wurden auch die Charitum Montes erstmals von dem griechischen Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944) in seinem im Jahr 1929 veröffentlichten Werk "Der Planet Mars" (Originaltitel "La Planète Mars") beschrieben. Die Gebirgskette war dem Astronomen bei seinen Teleskopbeobachtungen wegen ihres Helligkeitskontrasts zum umliegenden Gelände aufgefallen.

Bei den durch die HRSC-Kamera angefertigten Aufnahmen fallen speziell die vielen, in unterschiedlichen Größen vorhandenen Krater auf. Dies ist ein untrügliches Indiz dafür, dass zumindestens die größeren Geländestrukturen in der abgebildeten Landschaft sehr alt sind. Die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler gehen davon aus, dass das Alter dieser Strukturen wahrscheinlich mehr als drei Milliarden Jahre beträgt. Die höchsten Punkte in diesem Gebiet, die der nebenstehenden farbkodierten Höhenkarte ausgemacht werden können, bilden dabei die "Berge" der Charitum Montes.

Beim Betrachten der Farbbilder fällt zudem auf, dass Teilbereiche der Gewöhnlicherweise orange bis ockerfarben erscheinenden Marsoberfläche von einer weißen Substanz bedeckt sind. Hierbei handelt es sich um eine hauchdünne Schicht aus Trockeneis (gefrorenes Kohlendioxid), welche sich im Laufe des Winters wie Raureif über die Landschaft gelegt hat.

Mit einem Anteil von 95,32 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des "Marsfrühlings" und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über.

Lange Zeit gingen die Marsforscher davon aus, dass sich Kohlendioxideis auf dem Mars ausschließlich in Form von Frostablagerungen in Bodennähe bilden kann - so, wie es auch auf diesen Aufnahmen der Charitum Montes der Fall ist. Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter hat jedoch erst kürzlich in der Marsatmosphäre Wolkenstrukturen entdeckt, welche sich aus Kohlendioxidschnee zusammensetzen und die diesen im Rahmen eines "Schneefalls" auch auf der Oberfläche ablagern können. Bereits einige Jahre zuvor konnten zudem auch mit den Instrumenten an Bord von Mars Express Wolken aus Kohlendioxideis in der Atmosphäre unseres Nachbarplaneten nachgewiesen werden.

Unmittelbar links vom Zentrum der nebenstehenden Nadir-Farbansicht befindet sich ein etwa 50 Kilometer durchmessender Impaktkrater, dessen schüsselförmige Vertiefung zu einem erheblichen Teil von dicken Sedimentschichten angefüllt ist, welche dabei eine ebene Fläche gebildet haben. Diese Sedimente wurden durch Flüsse, welche in Breschen im Norden und Westen in den Krater mündeten, eingebracht und abgelagert. Die oberste und somit jüngste Schicht dieser Ablagerungen zeigt ein schlierenartiges Muster, was den Transport und die Ablagerung durch ein fließendes Gewässer untermauert.

Unterhalb des nordöstlichen Randes dieses Kraters sind in dessen Innerem einige ungewöhnliche, dreieckige schwarze Flecken zu sehen. Hierbei handelt es sich um ein ausgedehntes Feld von verstreut angeordneten Sanddünen, welche der Wind durch die Ablagerung von dunklem Material - vermutlich handelt es sich dabei um Asche oder Staub von ursprünglich vulkanischer Herkunft - vor dem Kraterrand abgelagert und angehäuft hat.

Ein weiteres interessantes Phänomen in der abgebildeten Szenerie sind zudem verschiedene Krater, die wie auf einem Sockel zu sitzen scheinen, welcher diese Impaktstrukturen umgibt. Ein gutes Beispiel für eine derartige, von den Marsgeologen als "Rampart-Krater" bezeichneten Struktur findet sich in dem großen Krater im Südosten der Szene (links unten in der Nadir-Farbansicht).

In Inneren der beiden Krater im Süden des abgebildeten Bereiches (am linken Bildrand der Nadir-Farbansicht) fallen weitere ungewöhnliche Strukturen auf. Die verschiedenen Schichten unterscheiden sich hier deutlich in ihrer Struktur und Farbe. Die zuoberst liegende Sedimentschicht erscheint deutlich heller und verfügt zudem über eine sehr glatte Oberfläche. Zusätzlich scheint sie nicht besonders dick auszufallen.

Dies ist daran zu erkennen, dass diese Schicht selbst relativ kleine Einschlagskrater kaum vollständig bedeckt, sondern dass sich deren Umrisse noch deutlich unter der Sedimentdecke abzeichnen. Die Umrisse dieser Schicht sind auffallend scharf, was vielleicht das Ergebnis eines jüngeren Erosionsprozesses ist. Die unter dieser Sedimentdecke liegende Schicht ist etwas dunkler und zeigt eine raue, texturierte Oberfläche. Zusätzlich hebt sich noch eine weitere Sedimentschicht deutlich von den anderen Ablagerungen ab, welche infolge der erfolgten Erosion Tafelbergen ähnelnde Strukturen bildet.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Nereidum Montes wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. 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 der Kamera 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 10.778 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen der Charitum Montes finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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


» Mars: Curiositys Cruise Stage wurde entdeckt
07.12.2012 - Auf kürzlich angefertigten Aufnahmen des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter konnten Wissenschaftler der NASA die Überreste der Cruise Stage identifizieren, mit deren Hilfe der Rover Curiosity zum Mars gelangte. Die Untersuchung der dabei entstandenen, lediglich wenige Meter durchmessenden Impaktstrukturen liefert neue Erkenntnisse über die Meteoriten, welche für die Entstehung neuer Krater auf dem Mars verantwortlich sind.
Auf seinem 567 Millionen Kilometer weiten Weg bis zum Erreichen unseres äußeren Nachbarplaneten wurde der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity durch ein etwa vier Meter durchmessendes Flugmodul (engl. "Cruise Stage") gesteuert. Exakt 10 Minuten vor dem Erreichen des Eintrittspunktes in die Marsatmosphäre - dieser ist allgemein an einer Position definiert, welche sich 3.522,2 Kilometer vom Zentrum des Marsinneren entfernt befindet - wurde die Cruise Stage durch die Zündung von 10 Pyroladungen von der eigentlichen Eintrittskapsel des Rovers abgetrennt. Nach weiteren rund fünf Minuten wurden zwecks Verlagerung und Stabilisierung des Schwerpunktes der Abstiegskapsel zwei aus Wolfram bestehende Gewichte mit einer Masse von jeweils 75 Kilogramm abgeworfen, welche den Schwerpunkt der Raumsonde während des bisherigen Flugverlaufes auf der Rotationsachse stabilisiert hatten (Raumfahrer.net berichtete über die Einzelheiten des Landemanövers).

In den Wochen nach der erfolgreichen Landung des Rovers auf dem Mars, welche in den frühen Morgenstunden des 6. August 2012 erfolgte, wurden zwei Kameras des ebenfalls von der NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz "MRO") dazu genutzt, um das vorausberechnete Einschlagsgebiet dieser beiden Wolframgewichte abzubilden.

Der Mars Reconnaissance Orbiter umkreist den Mars bereits seit dem März 2006 und liefert dabei fast täglich neue, faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung der Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, kürzlich erfolgte Veränderungen auf der Marsoberfläche zu beobachten und näher zu untersuchen.

Aufgrund ihrer hohen Auflösung kann die HiRISE-Kamera jedoch pro Bild immer nur einen relativ kleinen Ausschnitt der Marsoberfläche abbilden. Um diesen Nachteil auszugleichen, verfügt der Orbiter zusätzlich über eine weitere Kamera, welche die gleiche Region in einer niedrigeren Auflösung, dabei aber mit einem größeren Gesichtsfeld abbildet. Diese Context Camera (kurz "CTX") erreicht bei ihren Aufnahmen eine Auflösung von etwa sechs Metern pro Pixel. Aus einer Überflughöhe von 400 Kilometern deckt die CTX dabei ein Gebiet mit einer Ausdehnung von 30 Kilometern ab.

Auf den zuerst angefertigten Aufnahmen der CTX-Kamera konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler statt der eigentlich erwarteten zwei Einschlagsstellen allerdings gleich vier zuvor nicht auf der Marsoberfläche beobachtete Impaktformationen nachweisen. Auf den anschließend mit der HiRISE-Kamera angefertigten Aufnahmen, welche diese Region in einer nochmals besseren Auflösung darstellte, konnten zusätzlich noch weitere, allerdings kleiner ausfallende Einschlagsstellen entdeckt werden.

Der gesamte Einschlagsbereich verfügt über eine Ausdehnung von rund 12 Kilometern und befindet sich etwa 80 Kilometer westlich der Landestelle des Rovers Curiosity. Es wird als äußerst unwahrscheinlich angesehen, dass die beiden massiven Wolframgewichte während der Durchquerens der Marsatmosphäre in mehrere Teile zerbrochen sind. Die wahrscheinlichste Erklärung für dieses offensichtlich erst kürzlich entstandene Impaktfeld, so die Wissenschaftler, besteht darin, dass neben den Wolframgewichten auch die Überreste der Cruise Stage in diesem Bereich der Marsoberfläche aufschlugen.

Die beiden größeren Einschlagsstellen weisen Durchmesser von etwa drei bis fünf Metern auf. Dies entspricht den angenommenen Kraterabmessungen, welche beim Einschlag der Wolframgewichte entstehen sollten. Die beiden kleineren Krater zeigen im Gegensatz zu diesen größeren Kratern eine asymmetrische Verteilung der bei den Einschlägen gebildeten Ejektadecke. Hierbei handelt es sich aller Wahrscheinlichkeit nach um die Überreste der Cruise Stage, welche beim Durchdringen der Marsatmosphäre in zwei größere und mehrere kleine Teile zerbrochen ist.

Bei den zusätzlich durch die HiRISE-Kamera nachgewiesenen kleineren Einschlagsstellen dürfte es sich um Sekundärauswirkungen der vier größeren Krater handeln (bei den Impaktereignissen wurden kompaktere Brocken von Oberflächenmaterial in die Höhe geschleudert und gingen dann erneut in der unmittelbaren Umgebung auf der Marsoberfläche nieder). Alternativ wurden hier eventuell auch Stellen dokumentiert, an denen die kleineren Trümmerstücke der Cruise Stage die Planetenoberfläche erreichten.

Welcher Nutzen ergibt sich aus der Beobachtung?

Aufgrund seiner Nähe zum Hauptasteroidengürtel unseres Sonnensystems und seiner relativ dünnen Atmosphäre wird die Oberfläche des Mars permanent von Meteoriten getroffen. Pro Jahr entdeckt 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 auf unserem Nachbarplaneten jedoch noch höher ausfallen. Allerdings ist es den Marsforschern bisher noch nie gelungen, ein solches Impaktereignis erfolgreich vorherzusagen oder sogar direkt zu beobachten.

Obwohl somit in den vergangenen Jahren mehrere Hundert neue Einschlagsstellen auf dem Mars dokumentiert werden konnten, war es den Wissenschaftlern aufgrund der fehlenden Grunddaten nicht möglich, Aussagen über die Objekte zu tätigen, welche für die Entstehung der neuen Krater auf dem Mars verantwortlich sind. Welche Größe, welche Zusammensetzung und Geschwindigkeit muss ein Meteorit auf dem Mars aufweisen, um einen bestimmten Krater (Durchmesser, Tiefe, Form) zu erzeugen? Welche Bedingungen haben zur Folge, dass ein in die Marsatmosphäre eintretender Meteorit zerbricht und auf der Planetenoberfläche ein Krtaerfeld erzeugt?

Durch die kürzlich dokumentierten Einschlagsorte der Wolframgewichte und der Überreste der Cruise Stage stehen jetzt erstmals Daten zur Verfügung, mit denen diese Fragen beantwortet werden können, da sowohl das ursprüngliche Gewicht, die Zusammensetzung, die Eintrittsgeschwindigkeit und der Aufprallwinkel der verursachenden Komponenten ausreichend bekannt sind.

Durch einen Abgleich der jetzt neu entstandenen und sozusagen "künstlich erzeugten" Krater auf dem Mars mit den zuvor beobachteten natürlichen Impaktstrukturen lassen sich somit auch Aussagen über die Objekte tätigen, welche für deren Entstehung verantwortlich sind. Diese Daten können dann zum Beispiel mit den Untersuchungsergebnissen ergänzt werden, welche bisher durch die verschiedenen Rovermissionen auf der Marsoberfläche gewonnen werden konnten. Speziell der Marsrover Opportunity hat seit dem Jahr 2008 auf seinem Weg zum Endeavour-Krater diverse kleine, lediglich wenige Meter durchmessende Impaktstrukturen näher untersucht.

"Das Interessante an diesem "Krater-Hopping" ist, dass all diese kleinen Krater nicht zum selben Zeitpunkt entstanden sind", so Steve Squyres, der Chefwissenschaftler der Mars Exploration Rover-Mission von der Cornell University in Ithaca/USA. "Einige Krater sind jünger, andere wiederum deutlich älter. Wir wollen lernen und verstehen, wie schnell und auf welche Weise solche kleinen Krater erodieren und dabei wieder von der Marsoberfläche verschwinden. Das Anfertigen von Fotoaufnahmen von Kratern in einer vergleichbaren Größenordnung [durch die auf der Marsoberfläche operierenden Rover], welche sich allerdings in einem unterschiedlichen Stadium der Verwitterung befinden, stellt einen ersten Schritt zum Verständnis der zugrundeliegenden Prozesse bei deren Abbau dar."

Unbefristete Missionsverlängerung für Curiosity

Die Mission des Marsrovers Curiosity war ursprünglich für einen Zeitraum von einem Marsjahr - dies entspricht knapp zwei Jahren auf der Erde - ausgelegt. Am 4. Dezember gab die NASA jedoch im Rahmen der diesjährigen Herbsttagung der American Geophysical Union (AGU) in San Francisco/Kalifornien bekannt, dass die Mission des Rovers auf unbestimmte Zeit verlängert wird. "Wir haben uns dahingehend entschieden, dass wir den Betrieb von Curiosity so lange aufrecht erhalten werden, wie dies aus wissenschaftlicher Sicht sinnvoll erscheint", so John Grunsfeld vom Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA. "Und dies könnte eine lange Zeit sein."

Neben den hier gezeigten Aufnahmen der HiRISE-Kamera sind derzeit mehr als 27.000 weitere HiRISE-Aufnahmen auf der Internetseite der University of Arizona einsehbar.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 120 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von über 500 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile über 28.600 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Bilder sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: University of Arizona, JPL)


» Marsrover Opportunity setzt seine Untersuchungen fort
09.12.2012 - Der Marsrover Opportunity ist auch weiterhin damit beschäftigt, die mineralogische Zusammensetzung der Böden und Gesteine im Bereich der Region Matijevic Hill zu analysieren.
Seit dem letzten ausführlicheren Statusupdate vom 13. Oktober 2012 hat der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Opportunity seine Untersuchungen der auf dem Cape York gelegenen Region "Matijevic Hill" fortgesetzt. In diesem Bereich des westlichen Randes des Endeavour-Kraters konnten bereits vor einigen Jahren mit dem an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) befindlichen CRISM-Spektrometers die Signaturen von Phyllosilikaten und Tonmineralen, nachgewiesen werden.

Der Nachweis dieser Minerale wird von den Marsforschern als ein Hinweis darauf interpretiert, dass diese Region der Marsoberfläche in der Vergangenheit über einen längeren Zeitraum hinweg dem Einfluss vom flüssigem Wasser ausgesetzt war. Das Ziel des Rovers besteht derzeit darin, die Quellen der Signaturen aufzuspüren und diese anschließend eingehend zu analysieren.

"Ein [menschlicher] Geologe, der einen solchen Bereich untersuchen will, würde sich als erstes einen groben Überblick über die gesamte Region verschaffen, indem er sie zu Fuß abschreitet", so Dr. Steve Squyres von der Cornell University/USA, der wissenschaftliche Leiter der Opportunity-Mission. "Und genau dies haben wir während der letzten Wochen mit Opportunity getan."

Zu diesem Zweck hat der Rover seit Anfang Oktober 2012 den gesamten Bereich der Region abgefahren und im Rahmen des dabei absolvierten Rundkurses eine Distanz von rund 350 Metern überbrückt. Hierdurch erhielten die an der Mars Exploration Rover-Mission beteiligten Wissenschaftler die Gelegenheit, das Ausmaß der in dieser Region des Mars befindlichen Gesteinsaufschlüsse zu überblicken und die erfolgversprechendsten Orte für zukünftige Untersuchungen zu identifizieren.

Am Ende einer jeden Etappe dieser "Rundreise" wurden die verschiedenen Kamerasysteme des Rovers dazu eingesetzt, um ein 360-Grad-Panorama der Umgebung anzufertigen. Zusätzlich wurde das am Instrumentenarm des Rovers befindliche APX-Spektrometer dazu verwendet, um die chemische Zusammensetzung von ausgewählten Gesteinsformationen zu bestimmen. Unterstützt wurden diese Untersuchungen durch ergänzende Aufnahmen der Marsoberfläche, welche mit einer Mikroskopkamera angefertigt wurden.

"Im Rahmen unserer bisherigen Untersuchungen dieser Region stellten sich uns eine Reihe von Fragen. Wir absolvierten diese Rundreise, um die uns zur Verfügung stehende Zeit in Zukunft möglichst effizient für die Beantwortung dieser Fragen einsetzen zu können", so Steve Squyres. "Jetzt haben wir eine gute Vorstellung davon, was wir wo zu tun haben und wir sind bereit, um mit der detaillierten Arbeit zu beginnen."

Bei dem rund einen Kilometer langen, etwa 200 Meter breiten und lediglich wenige Meter hohem Cape York, auf dem sich die Region Matijevic Hill befindet, handelt es sich um einen Teilbereich des westlichen Kraterwalls, welcher den etwa 22 Kilometer durchmessenden Endeavour-Krater umgibt. Dieser Krater entstand vor mehr als drei Milliarden Jahren durch den Einschlag eines Asteroiden auf der Marsoberfläche. Durch die bei diesem Impakt freigesetzten gewaltigen Energien wurde Marsgestein aus größeren Tiefen an die Oberfläche befördert und dort unter anderem am Kraterrand abgelagert.

Seit der Entstehung des Kraters wurden die Gesteinsmassen durch die auf dem Mars herrschenden Umweltbedingungen verändert. Die Altersbestimmung der einzelnen lokalen Gesteinsaufschlüsse ist für die an den Forschungen beteiligten Geologen ein Schlüssel zum besseren Verständnis der einstmals in dieser Region vorherrschenden Umweltgeschichte.

Zwei Gesteinsaufschlüsse haben bisher das besondere Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler erweckt. In der Region "Kirkwood" stießen die Forscher auf eine Vielzahl von kleinen Kügelchen, welche an die bereits kurz nach der Landung des Rovers auf dem Mars entdeckten "Blueberries" erinnern. Eine vorläufige Analyse hat jedoch ergeben, dass die bei Kirkwood abgelagerten Kügelchen sich sowohl in ihrer chemischen Zusammensetzung als auch in ihrer Struktur und Verteilung deutlich von den zuvor beobachteten Blueberries unterscheiden und deshalb aller Wahrscheinlichkeit eine andere Entstehungsgeschichte aufweisen. Diese neu entdeckten Kügelchen werden mittlerweile inoffiziell als "Newberries" bezeichnet.

Die zweite als besonders interessant angesehene Region erhielt den formellen Namen "Whitewater Lake". Hierbei handelt es sich um eine flache, annähernd kreisförmige Gesteinsplatte, welche im Gegensatz zu der Umgebung über eine auffallend helle Färbung verfügt. Laut Ray Arvidson von der Washington University in St. Louis/USA, dem stellvertretenden wissenschaftlichen Leiter der Mission, könnte sich hier eine der Quellen der Signaturen von Tonmineralen und Phyllosilikaten befinden, welche zuvor durch den MRO in dieser Region entdeckt wurden. Hochaufgelöste Aufnahmen der Panoramakamera des Rovers führten zu dem vorläufigen Schluss, dass sich diese Gesteinsformation einstmals unter dem Einfluss von mineralhaltigem Wasser gebildet haben könnte.

"Wir wissen bisher noch nicht, ob sich Whitewater Lake und Kirkwood vor oder nach der Entstehung des Endeavour-Kraters gebildet haben", so Steve Squyres. "Eine unserer wichtigsten Aufgaben besteht derzeit darin, die Abfolge und die Position der einzelnen dort befindlichen Gesteinsschichtungen und somit auch deren relatives Alter zu bestimmen. Wir müssen auch mehr Zeit investieren und die Zusammensetzung von Whitewater Lake und des dortigen Marsbodens zu ermitteln und den Zusammenhang mit den aus dem Marsorbit ermittelten Spuren von Tonsignaturen zu verstehen. Auch die Zusammensetzung der "Newberries" muss weiter untersucht werden, um zu verstehen, wie sie sich einstmals geformt haben."

Derzeit befindet sich Opportunity etwa 15 Meter in südwestlicher Richtung von Whitewater Lake entfernt. Auch in diesem Bereich konnten verschiedene, mit Whitewater Lake vergleichbare Gesteinsaufschlüsse entdeckt werden, von denen einige im Verlauf der letzten Tage eingehend abgebildet, mit dem APX-Spektrometer untersucht und mit einem Gesteinsbohrer bearbeitet wurden. Die beteiligten Wissenschaftler vermuten, dass diese Gesteinsaufschlüsse zusammen mit Whitewater Lake eine ausgedehnte Schicht auf der Marsoberfläche bilden, von denen lediglich einige Teilbereiche direkt an der Oberfläche liegen. Durch die aktuell stattfindenden Untersuchungen soll die Ausdehnung dieser Gesteinsschicht näher eingegrenzt werden.

Für die jetzt anstehenden Analysen werden die an der Mission beteiligten Wissenschaftler noch einen geraumen Zeitraum benötigen. Erst nach weiteren Wochen, vielleicht sogar Monaten wird Opportunity die aus wissenschaftlicher Sicht äußerst interessante Region des Matijevic Hill verlassen und seine Fahrt in die südliche Richtung fortsetzen. Das dabei angepeilte Fern-Ziel ist ein weiterer Teilbereich des westlichen Kraterrandes des Endeavour-Kraters - das noch mehrere Kilometer entfernt liegende "Cape Tribulation".

Neben dem technischen Zustand muss dabei jedoch immer auch ein Auge auf die aktuelle Energiesituation des ausschließlich mittels Sonnenergie betriebenen Rovers geworfen werden.

Während der letzten Wochen haben sich auf dem Mars verschiedene Staubstürme entwickelt, welche Opportunity jedoch nicht direkt getroffen haben. Trotzdem führte der dabei in Marsatmosphäre beförderte Staub zu einer deutlich erkennbaren Eintrübung der Luft und einer daraus resultierenden leichten Abnahme der zur Verfügung stehenden Energiemenge. Dies hat sich jedoch nicht negativ auf den operativen Betrieb des Rovers ausgewirkt.

"Durch den [im November 2012 aufgetretenen] Sturm [Raumfahrer.net berichtete] hat sich die atmosphärische Trübung erhöht und die Umgebung sieht jetzt ein wenig staubiger aus", so John Callas, der Projekt-Manager der Rover-Mission. "Wir sehen jetzt etwas mehr Staub, welcher sich auf den Solarpaneelen abgelagert hat. Das gefällt mir zwar nicht, aber dies ist nun einmal die Realität, wenn man einen Rover auf dem Mars betreibt."

Hier ein Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten Wochen. Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Wassereiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele des Rovers trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser ist dies für den Energiehaushalt des ausschließlich mittels Sonnenenergie betriebenen Rovers.

  • 04.12.2012: 0,536 kWh/Tag , Tau-Wert 0,866 , Lichtdurchlässigkeit 59,90 Prozent
  • 28.11.2012: 0,559 kWh/Tag , Tau-Wert 0,793 , Lichtdurchlässigkeit 60,80 Prozent
  • 19.11.2012: 0,539 kWh/Tag , Tau-Wert 0,897 , Lichtdurchlässigkeit 61,20 Prozent
  • 13.11.2012: 0,596 kWh/Tag , Tau-Wert 0,589 , Lichtdurchlässigkeit 60,60 Prozent
  • 06.11.2012: 0,586 kWh/Tag , Tau-Wert 0,605 , Lichtdurchlässigkeit 60,40 Prozent
  • 29.10.2012: 0,549 kWh/Tag , Tau-Wert 0,649 , Lichtdurchlässigkeit 60,10 Prozent
  • 23.10.2012: 0,575 kWh/Tag , Tau-Wert 0,654 , Lichtdurchlässigkeit 61,90 Prozent
  • 17.10.2012: 0,579 kWh/Tag , Tau-Wert 0,604 , Lichtdurchlässigkeit 62,40 Prozent
  • 09.10.2012: 0,531 kWh/Tag , Tau-Wert 0,722 , Lichtdurchlässigkeit 62,90 Prozent

Das bereits zuvor erwähnte lokale Staubsturmgebiet, welches die Energiesituation des Rovers ab Mitte November 2012 leicht beeinträchtigte, hat sich in den vergangenen Wochen wieder fast vollständig aufgelöst. Trotzdem ist die Atmosphäre des Mars auch weiterhin noch über weiten Bereichen der Äquatorregion und der mittleren Breiten mit einer dünnen Staubschicht durchsetzt. Während des vergangenen Wochenendes konnten zudem mehrere kleine und regional begrenzte Sturmgebiete über der in der nördlichen Tiefebene des Mars gelegenen Region Acidalia Planitia beobachtet werden, welche sich teilweise überlagerten.

Laut dem für den Betrieb des Rovers verantwortlichen Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien befindet sich Opportunity nach wie vor in einem für sein Alter erstaunlich guten technischen Zustand. Bis zum heutigen Tag, dem Sol 3156 der Mission, hat Opportunity insgesamt rund 35.435 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei über 174.800 Bilder von der Oberfläche und der Atmosphäre des Roten Planeten aufgenommen und an sein Kontrollzentrum in Pasadena/Kalifornien übermittelt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, The Planetary Society, UMSF-Forum, Malin Space Science Systems)



 

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Saturn Aktuell: Saturns mysteriöses Nordpol-Hexagon von Redaktion



• Saturns mysteriöses Nordpol-Hexagon «mehr» «online»
• Cassini: Der Saturnorbit Nummer 177 hat begonnen «mehr» «online»


» Saturns mysteriöses Nordpol-Hexagon
28.11.2012 - Ein neues Bild der Nordpolregion des Gasplaneten Saturn zeigt deutlich die bereits von Voyager 2 abgelichtete sechseckige Wolkenstruktur, deren Ursprung bis heute nicht geklärt ist.
Die NASA-Sonde Cassini umläuft den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems auf wechselnden elliptischen Bahnen. Diese verläuft derzeit so, dass man auch die Polregionen des Ringplaneten vor die Linse bekommt. Gestern wurden nun einige Bilder unter Verwendung verschiedener Filter angefertigt, auf denen zum einen direkt am Nordpol ein gewaltiger Wirbelsturm zu sehen ist, zum anderen eine geheimnisvoll wirkende, seit Jahrzehnten stabile hexagonale Struktur mit einer Seitenlänge von etwa 13.800 km. Eine Seite des Sechsecks ist damit etwas größer als der Durchmesser der Erde.

Die Strukur wurde bereits beim Vorbeiflug von Voyager 1 im November 1980 aufgenommen. Am Südpol hingegen findet sich weder ein derart kompakter Polwirbel noch eine ähnliche Struktur in den Wolken. Das Nordpol-Hexagon rotiert in 10 Stunden, 39 Minuten und 24 Sekunden einmal um seine Symmetrieachse, der Planet selbst hat eine Rotationsdauer von 10 Stunden und 47 Minuten, ist also etwas langsamer. Über die Ursache des Phänomens gibt es hingegen nur Spekulationen. Eine geht davon aus, dass ein irgendwie beschaffener Kern im Inneren mit derselben Umlaufzeit rotiert und daher diese Wirkung auf die obere Atmosphäre hat. Die Wolkenstrukturen, aus denen das Hexagon besteht, reichen allerdings einige Hundert Kilometer in die Tiefe. Bekannt ist zudem, dass Saturn Radiostrahlung aussendet, die ebenfalls in 10 Stunden, 39 Minuten und 24 Sekunden einen Zyklus durchläuft.

Saturn ist der sechste Planet unseres Sonnensystems und gleichzeitig der zweitgrößte. Er ist im Mittel fast 10 Mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde. Sein Äquatordurchmesser ist etwa das Neunfache des Durchmessers der Erde. Aufgrund der hohen Rotationsgeschwindigkeit ist der Planet aber deutlich abgeflacht. Seine Atmosphäre besteht fast ausschließlich (96%) aus Wasserstoff. Außerdem gibt es noch etwa 3% Helium und geringere Mengen Methan und Ammoniak. Die mittlere Dichte des Planeten liegt bei 0,687 Gramm pro Kubikzentimeter und ist damit deutlich geringer als die von Wasser. Die Rotationsachse des Saturn ist gehenüber der Symmetrieachse der Bahnebene um fast 27 Grad geneigt, weshalb es auch auf Saturn Jahreszeiten gibt. Gegenwärtig herrscht auf der Nordhalbkugel Sommer.

Cassini ist eine Erkundungssonde der US-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA. Sie umläuft Saturn seit 2004 und befindet sich mittlerweile auf ihrer 176. Runde um den Ringplaneten. Aufgaben der Sonde sind die Erforschung der Ringe und Monde des Gasplaneten sowie dessen Atmosphäre. Geplant ist der wissenschaftliche Forschungsbetrieb bis zum September 2017.

Raumfahrer.net besitzt einen sehr umfangreichen Sonderbereich zur Mission von Cassini, die mit dem ESA-Titanlander Huygens gemeinsam zum Ringplaneten flog.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: NASA, JPL, SSI, Wikipedia)


» Cassini: Der Saturnorbit Nummer 177 hat begonnen
05.12.2012 - Bereits am vergangenen Montag hat die Raumsonde Cassini ihren mittlerweile 177. Umlauf um den Saturn begonnen.

Bereits am 3. Dezember erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 11:59 Uhr MEZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 1,65 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren 177. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Saturnumlaufbahn über eine Inklination von 53 Grad. Bis Mitte des Jahres 2013 soll die Neigung der Cassini-Umlaufbahn im Rahmen verschiedener Passagen an dem Saturnmond Titan in mehreren Schritten allerdings noch auf fast 62 Grad erhöht werden.

Dieser geplante Flugverlauf wird es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern letztendlich bis zum März 2015 ermöglichen, speziell die Polarregionen des Saturn und des größten Mondes innerhalb des Saturnsystems, des etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mondes Titan, im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich wird auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde während der kommenden Monate auch wieder in seiner "Gesamtheit" besser erfasst werden können.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 13 Tage andauernden Orbits Nummer 177 - dieser trägt die Bezeichnung "Rev 176" - insgesamt 24 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die erste dieser Beobachtungskampagnen erfolgte bereits am gestrigen Tag und hatte den Saturn zum Ziel. Durch die Abbildung der Saturnatmosphäre, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten "Sturmbeobachtungskampagne" sind, sollten neue Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden. Durch die Beobachtung von markanten Wolkenformationen in der Atmosphäre des Ringplaneten lassen sich so zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und -geschwindigkeiten tätigen.

Ebenfalls am 4. Dezember stand zudem der kleine, äußere Saturnmond Kiviuq auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn, seinem Durchmesser von rund 16 Kilometern und seiner Rotationsperiode von etwa 21,82 Stunden ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond bisher nur sehr wenig bekannt. Die ISS-Kamera hat den Mond am gestrigen Tag über einen Zeitraum von etwa 10 Stunden aus einer Distanz von mehreren Millionen Kilometern mehrfach abgebildet.

Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtung ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit vorherigen Beobachtungen sollen dessen Helligkeitsvariationen und die sich daraus ergebende Rotationsperiode noch näher bestimmt werden. Diese Beobachtungssequenz ist Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf mehrere der kleinen, äußeren Saturnmonde unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen aus jeweils mehreren Millionen Kilometern Entfernung abgebildet werden.

Für den morgigen 6. Dezember ist dagegen eine Beobachtung des F-Ringes des Saturn vorgesehen. Mittels der geplanten Aufnahmen sollen die diversen Wellen und Kanäle innerhalb der Ringstruktur abgebildet werden, welche durch eine gravitative Interaktion mit dem Saturnmond Prometheus verursacht werden.

Am 7. und 8. Dezember wird sich das Augenmerk der Raumsonde auf die Südpolregion des Saturn richten, wobei die ISS-Kamera in Zusammenarbeit mit einem der an Bord befindlichen Spektrometer, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), nach dort aktiven Polarlichten Ausschau halten soll. Neben der Abbildung der Polarlichter dienen diese Aufnahmen dazu, um die Rotationsdauer des Magnetfeldes des Saturn näher zu bestimmen.

Ebenfalls am 8. Dezember soll zudem der Saturnmond Titan aus einer Distanz von 1,36 Millionen Kilometern abgebildet werden. Diese Beobachtungssequenz dient der Suche nach Wolkenformationen über der südlichen Hemisphäre des Titan, deren Dokumentation ebenfalls Auskunft über das Wettergeschehen und die Windaktivitäten geben werden. Parallel dazu soll die Verteilung von Aerosolen in den oberen Atmosphärenschichten des Mondes untersucht werden.

Am 10. Dezember wird Cassini um 03:16 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während des Orbits Nummer 177, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 387.780 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Bereits einige Stunden zuvor soll die ISS-Kamera dazu eingesetzt werden, und die Atmosphäre des Planeten zu erkunden. Durch die dabei gegebenen Beleuchtungsverhältnisse - die Sonne befindet sich zu diesem Zeitpunkt von der Raumsonde aus gesehen direkt hinter dem Saturn - können speziell die verschiedenen Schichten der oberen Planetenatmosphäre im Detail abgebildet werden.

Während des Passierens der Periapsis soll die WAC-Kamera zusammen mit einem weiteren Spektrometer, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), die Nordpolregion des Saturn abbilden. Das besondere Interesse der Wissenschaftler richtet sich dabei auf das dort befindliche Nordpol-Hexagon - eine Wolkenstruktur, welche bereits seit dem November 1980 bekannt ist und deren Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte immer noch nicht vollständig verstanden wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Für den 12. Dezember ist eine Beobachtung des äußeren A-Ringes des Saturn vorgesehen. Mit den geplanten Aufnahmen sollen zum wiederholten Mal sogenannte "Propellerstrukturen" in diesem Ring dokumentiert werden. Bei diesen entfernt an Flugzeugpropeller erinnernden, lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine "Hohlräume" innerhalb des Ringes, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden - so genannter Moonlets - verursacht werden (Raumfahrer.net berichtete über den bei der Entstehung solcher "Propellerstrukturen" zugrunde liegenden Prozess). Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Weitere Beobachtungen werden in den folgenden Tagen die Monde Methone und Titan zum Ziel haben. Am 16. Dezember 2012 wird Cassini schließlich um 18:23 MEZ in einer Entfernung von rund 1,7 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und diesen 177. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 178 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphärenschichten des Saturn vorgesehen.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-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 im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann aufgebrachten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: CICLOPS, JPL, The Planetary Society)



 

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ISS Aktuell: Auftrag für weiteres ISS-Modul vergeben von Redaktion



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» Auftrag für weiteres ISS-Modul vergeben
08.12.2012 - Am 6. Dezember veröffentlichte RKK Energija in einer Meldung, dass Roskosmos die Firma beauftragt hat, Entwicklung und Bau eines weiteren russischen Moduls für die Internationale Raumstation zu beginnen.
Dabei handelt es sich um ein Modul, welches gleichermaßen der Wissenschaft und der Energieversorgung dient. Es besteht aus zwei deutlich unterschiedlichen Sektionen. Im druckbeaufschlagten zylindrischen Teil mit etwa 4,30 Metern Außendurchmesser und ca. 5,80 Metern Länge sollen verschiedene Einrichtungen die wissenschaftliche Ausbeute der Arbeit an Boder der Station deutlich erhöhen, aber auch Stauraum und Komfort für die Kosmonauten zur Verfügung stellen. Die erste Sektion verfügt zudem an einem Ende über einen kegelstumpfartigen Teil, der einen Kopplungsadapter besitzt, mit dem das Modul am gegenwärtig im Bau befindlichen Knotenmodul angedockt wird.

Die zweite Sektion steht nicht unter Druck, beherbergt aber Batterien, Regelungstechnik, Radiatoren und Solarzellenausleger. Diese sind um zwei Achsen drehbar, so dass die Solarzellenflächen immer optimal auf die Sonne ausgerichtet werden und eine Leistung von geplanten 18 kW liefern können.

Für Entwicklung und Bau des Moduls stehen Energija bis Ende 2015 etwas mehr als 15 Milliarden Rubel zur Verfügung. Man will dieses Geld nutzen, um ein zeitgemäßes Modul einer neuen Generation mit modernster Technik an Bord zu schaffen. Die Zeit ist dafür allerdings knapp bemessen. Der Start des Moduls mit der Bezeichnung NEM 1 (NEM für Nautschno-Energitscheski Modul = Wissenschafts- und Energiemodul) ist bereits für 2016 vorgesehen. Immerhin soll das Modul ja noch einige Jahre an der ISS genutzt werden.

Energija hatte die Ausschreibung gegen Chrunitschew gewonnen, obwohl letztere einen niedrigeren Preis angegeben hatten. Allerdings gab es bei Chrunitschew in der Vergangenheit erhebliche Probleme mit der Fertigstellung des Moduls Nauka (sprich: Na-u-ka). Dieses wurde nun für Endkontrolle und Startvorbereitung an Energija übergeben und soll im Dezember 2013 ins All transportiert werden. 2014 soll dann ein neuartiges, kugelförmiges Knotenmodul folgen, an dem insgesamt 6 Kopplungsaggregate für Raumschiffe und weitere Module, darunter das NEM, zur Verfügung stehen. Ende nächsten Jahres soll zudem ein Auftrag für die Fertigung eines zweiten NEM vergeben werden.

Gegenwärtig spricht man außerdem davon, dass die neuen Module auch bei einer künftigen russischen Raumstation noch eine Rolle spielen könnten, also von der ISS abgekoppelt würden. Genauer will man ab dem nächsten Jahr darüber diskutieren.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Energija, Roskosmos)



 

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