InSpace Magazin #484 vom 25. Januar 2013

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #484
ISSN 1684-7407


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Intro von Simon Plasger

Sehr verehrte Leserinnen und Leser,

kaum jemand hätte es für möglich gehalten, aber heute ist es soweit: Opportunity, der kleine Marsrover, befindet sich seit 9 Jahren auf dem Mars. Obwohl ursprünglich nur für 3 Monate geplant, schlägt sich das Marsauto noch wacker und forscht, was das Zeug hält. Noch ist kein Ende in Sicht, so dass sich Opportunity ohne weiteres zu den erfolgreichsten Missionen zählen lässt.

Mehr zu 9 Jahren Opportunity finden Sie in der heutigen Ausgabe, bei deren Lektüre ich Ihnen viel Freude wünsche.

Simon Plasger

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Updates / Umfrage

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Unser Podcast erscheint mehrmals die Woche und behandelt tagesaktuelle Themen unserer Newsredaktion. Hören Sie doch mal rein.

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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

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• Bigelow baut entfaltbares Testmodul für die ISS «mehr» «online»
• Der Kugelsternhaufen 47 Tucanae «mehr» «online»
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» Kepler: 461 neue Planetenkandidaten
08.01.2013 - Wie Astronomen des Harvard Smithsonian Center for Astronomy gestern bekanntgaben, konnten Hunderte weiterer Planetenkandidaten festgestellt werden. Den größten Zuwachs gab es bei den kleineren Planeten.
Der NASA-Satellit Kepler ist ein Weltraumteleskop, welches seine Optik ständig auf eine bestimmte Region in den Sternbildern Schwan und Leier gerichtet hat und dort die Helligkeiten von mehr als 150.000 Sternen überwacht. Werden regelmäßige Schwankungen in der Helligkeit festgestellt, so werden diese darauf untersucht, ob sie durch einen vor dem Stern vorbeiziehenden Planeten verursacht werden können oder durch andere astronomische Ereignisse wie Doppelsterne, Sonnenflecken oder veränderliche Sterne hervorgerufen werden. Wurde ein nicht ausgesiebtes Signal mehrfach gemessen, so kommt ein Planet auf die Kandidatenliste. Die Stärke der Helligkeitsschwankung lässt Aussagen über die Größe des Planeten zu, die Zeit zwischen zwei Ereignissen ist die Umlaufzeit. Aus der recht gut zu berechnenden Masse des Sterns lässt sich dann der Bahnradius berechnen.

Die Messungen begannen im Mai 2009 und wurden seitdem kontinuierlich fortgeführt. Nach nur 43 Tagen hatte man bereits eine Liste von 706 Kandidaten. Im Februar vergangenen Jahres wurde die erste Langzeitauswertung veröffentlicht, in der 2.321 Planetenkandidaten enthalten waren. Die neue Zahl von insgesamt 2.740 Kandidaten bezieht sich auf einen Zeitraum von rund 22 Monaten vom Mai 2009 bis zum März 2011. Damit werden nur Planeten erfasst, derem Umlaufzeit unter 600 Tagen liegt, die also ihren Stern auf vergleichsweise engen Bahnen umlaufen.

Darunter finden sich nun 351 Kandidaten mit einer Größe, die der der Erde recht nahe kommt. Ihr Radius liegt zwischen 80 und 125% des Erdradius. Dies ist der insgesamt größte Zuwachs in den einzelnen Gruppen, nämlich um 43%. Die Anzahl der vermuteten sogenannten Supererden (bis 2-facher Erdradius) liegt nun bei 816 (21% Zuwachs), die der neptunähnlichen (bis 6-facher Erdradius) bildet mit 1.290 Kandidaten weiterhin die größte Gruppe. Jupiterähnliche Planeten (bis 15 Erdradien) vermutet man 202 und noch größere Gasriesen 81. Fast die Hälfte der Planeten umläuft ihren Stern gemeinsam mit einem oder mehreren weiteren Satelliten.

Man hat mittlerweile durch Vergleiche mit der vorherigen Studie sowie Computersimulationen auch weitere Erkenntnisse gewonnen. So entstanden offenbar sowohl um sonnenähnliche Sterne als auch um Zwergsterne kleinere und mittelgroße Planeten gleichermaßen. Lediglich die Entstehung von Gasriesen setzt offenbar auch einen großen Stern voraus. Erdähnliche Planeten sind nicht selten sondern existieren bei mindestens 17% der Sterne unserer Galaxie. Kepler erfasst ja nur die Planeten, welche die Sichtlinie von uns zu dem jeweiligen Stern kreuzen. Hochrechnungen ergeben damit eine weit höhere Zahl an Planetensystemen und Planeten in der beobachteten Region und im Rest unserer Milchstraße.

Mittlerweile wurden 105 Kandidaten durch unabhängige Messungen anderer Astronomen mit anderen Techniken bestätigt. Hier ist vor allem die Radialgeschwindigkeitsmethode zu nennen. Dabei zieht ein umlaufender Planet seinen Stern auch immer ein wenig in seine Richtung, so dass der Stern eine Schlingerbewegung ausführt, wie etwa ein Hammerwerfer beim Schwungholen. Dadurch kommt der Stern einmal auf uns zu und bewegt sich dann wieder von uns weg. Diese geringen Geschwindigkeitsunterschiede kann man durch Rot- oder Blauverschiebung von Spektrallinien heute bereits recht genau messen. Daraus lassen sich ebenfalls Umlaufzeit und Bahnradius berechnen. Zusätzlich bekommt man aber auch noch eine Vorstellung von der Masse des Planeten.

Schwierig wird es, wenn mehrere Planeten denselben Stern umlaufen, da sich dadurch mehrere Schlingerbewegungen überlagern. Durch Computeranalysen bekommt man aber auch dies heraus, so dass die Bestätigungen recht sicher sind.

In den kommenden Jahren wird Kepler auch Planetenkandidaten entdecken, derem Umlaufzeit über 600 Tagen liegt. In unserem Sonnensystem gibt es 8 Planeten, nur bei vier davon liegt die Umlaufzeit unter 600 Tagen. Man kann also noch auf eine Fülle von Neuentdeckungen gefasst sein.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: NASA, Harvard Smithsonian Center for Astrophysics)


» 100 Milliarden Planeten
08.01.2013 - Ein Team von Astronomen am California Institute of Technology ist nach einer Untersuchung eines Sternsystems um einen Zwergstern der Spektralklasse M zu dem Ergebnis gekommen, dass im Schnitt ein Planet pro Stern in unserer Galaxis existiert.
Die Wissenschaftler um Jonathan Swift vom Caltech bedienten sich bei ihrer Studie des Weltraumteleskops Kepler und des Keck-Observatoriums auf dem Mauna Kea auf Hawaii.

Das Team kam zu dieser Schlussfolgerung nach der genauen Untersuchung eines Sterns namens Kepler-32. In diesem System, welches durch das Weltraum-Teleskop Kepler entdeckt worden war, kreisen fünf Planeten um einen roten Zwergstern. Rote Zwerge des M- (bzw. K-) Typs gelten als die am häufigsten vorkommende Sternenklasse in der Milchstraße. Das besondere an Kepler-32 ist, dass die Umlaufbahnen der fünf Planeten von uns aus direkt von der Kante beobachtet werden können. Dadurch lassen sich mit Hilfe der Transitmethode genaue Rückschlüsse ziehen, was die Umlaufzeiten, die Massen der Planeten und andere Parameter betrifft. Bei der Transitmethode wird der Lichtabfall des Zentralsterns gemessen, wenn ein Planet zwischen ihm und einem Beobachter herzieht. Gerade die Orientierung des Systems Kepler-32 hat es den Astronomen ermöglicht, besonders detailreiche Untersuchungen vorzunehmen.

Als Basis der Annahme kalkulierten die Wissenschaftler die Wahrscheinlichkeit des Vorkommens solcher Sternsysteme mit Zwergen der M-Klasse, die wir von der Seite sehen. Dann kombinierten sie das Ergebnis mit der Anzahl der Systeme, die das Weltraumteleskop Kepler entdecken kann. So kamen sie zu dem Ergebnis, dass es im Durchschnitt einen Planeten pro Stern in unserer Milchstraße gibt. Allerdings halten sie ihre Schätzung selber für konservativ. Jonathan Swift sagt dazu, eine weitere Berechnung, für die man auch Ergebnisse anderer Analysen heranziehe, führe zu einer Schätzung von zwei Planeten pro Stern.

Planetensysteme wie Kepler-32 unterscheiden sich stark von unserem Sonnensystem: Die Sterne sind kleiner und kühler als die Sonne. Im Durchschnitt beträgt die Masse eines roten Zwergsternes etwa 10% der Masse unserer Sonne und seine Oberflächentemperatur liegt zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin (Sonne: 5.500 Kelvin). Das System Kepler-32 ist auch als Ganzes sehr klein: Es würde - auf unser Sonnensystem übertragen - noch in die Merkurbahn passen. Da, wie oben schon angeklungen, wahrscheinlich bis zu 70% aller Sterne in unserer Galaxis Rote Zwergsterne sind, kann man diesen Befund nach Aussagen des beteiligten Wissenschaftlers John Johnson als Hinweis darauf werten, dass unser Sonnensystem eine Ausnahme darstellt.

Die Planeten bei Kepler-32 liegen also sehr nah an ihrem Heimatstern. Trotzdem könnten sie Leben tragen. Denn wegen der viel niedrigeren Temperaturen liegen die sogenannten habitablen Zonen, also die Bereiche um die Sterne, in denen flüssiges Wasser vorkommen kann, bei Roten Zwergen viel weiter innen als in unserem Sonnensystem. Allerdings kommt dann ein weiteres Problem hinzu: Die erforderliche große Nähe zum Heimatstern würde dazu führen, dass ein umkreisender Planet gravitativ gebunden wäre, d.h. eine Seite des Planeten wäre immer dem Stern zu- und die andere immer abgewandt. Die daraus resultierenden extremen Temperaturunterschiede würden zu starken Turbulenzen und immensen Ausgleichsströmungen in einer evetuell vorkommenden Atmosphäre führen.

Weiterhin bleibt die Frage nach der Entstehung derartiger Planetensysteme. Laut den Analysen der Wissenschaftler am Caltech muss zum Zeitpunkt der Entstehung des Sterns die Masse der protoplanetaren Scheibe innerhalb eines kleinen Radius um den entstehenden Stern bei etwa drei Jupitermassen gelegen haben. Allerdings kann nach den Erkenntnissen der Astronomen eine solche Masse nicht in einen derartig kleinen Radius um einen Stern zusammengepresst werden. Daher gehen die Astronomen davon aus, dass die Planeten weiter außerhalb des Systems entstanden und dann nach innen gewandert sind.

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(Autor: Hans Lammersen - Quelle: California Institute of Technology)


» Bigelow baut entfaltbares Testmodul für die ISS
09.01.2013 - Bigelow Aerospace und die NASA haben einen Vertrag unterzeichnet, der vorsieht, dass Bigelow ein entfaltbares Testmodul für die Internationale Raumstation entwickelt und baut. Der Vertrag hat einen Kostenrahmen von 17,8 Millionen US-Dollar.
Bigelow hat bereits zuvor geäußert, dass man aufbauend auf bisherigen Erfahrungen in der Lage sei, ein solches Modul innerhalb von zwei Jahren zu fertigen. Bereits seit 2011 existiert eine vertragliche Vereinbarung, in deren Rahmen Bigelow ohne finanzielle Unterstützung an diesem Projekt gearbeitet hat. Zuvor diskutierten beide Seiten bereits eine Erweiterung der ISS durch ein entfaltbares Modul.

Bigelow hatte die Technologie im Jahr 2000 von der NASA übernommen und in der Folgezeit weiter entwickelt. 2006 und 2007 wurden zwei Testmodule namens Genesis I und II gestartet. Seitdem strebt die Firma die Installation einer kommerziellen Raumstation mit mehreren großen entfaltbaren Modulen an und ist dazu einige Allianzen eingegangen.

Die Zusammenarbeit mit der NASA geschieht in beiderseitigem Nutzen. Zum einen könnte Bigelow vor Installation der eigenen Raumstation die Technologie im Einsatz erproben. Die NASA hingegen könnte mit einem oder gar mehreren entfaltbaren Modulen deren Eignung als Lebensraum bei längeren Flügen untersuchen und dabei auch noch Geld sparen.

2010 wurden verschiedene Konzepte im Rahmen einer Technologieinitiative vorgestellt. So sollte vor 2015 ein kleines Testmodul an der ISS angekoppelt werden, welches im Rahmen des CRS-Vertrages von einem der anderen kommerziellen Partner der NASA, SpaceX oder Orbital, zur Station transportiert würde. Hier böte es vor allem zusätzlichen Stauraum, könnte aber vollständig in den Betrieb der Station eingebunden werden.

Hauptuntersuchungsgegenstand wäre auf jeden Fall die neuartige Außenwand, die gänzlich ohne feste Bestandteile oder Metall auskommen soll. Dazu wurde ein Mehrlagenkonzept entwickelt, das bis zu 20 verschiedene Schichten umfasst, von denen etwa die Hälfte als Schild gegen Mikrometeoriten dient. Das Testmodul könnte etwa 20 m³ Raum umfassen und an Tranquility angedockt werden. Es würde in gefaltetem Zustand zur ISS transportiert, anschließend umgedockt und aufgeblasen.

Das eigentliche Ziel ist aber ein größeres Modul mit einem Rauminhalt bis zu 200 m³, einer Länge von rund siebeneinhalb Metern und einem ebenso großen Durchmesser in entfaltetem Zustand. Im Inneren verliefe eine feste Röhre, die möglicherweise aus Kohlefaserverbundstoff gefertigt wäre. Um diese herum wäre beim Start die zusammengefaltete Außenhülle gruppiert, so dass beides unter eine gewöhnliche Nutzlastverkleidung passt. Der Innenraum der Röhre ist in drei Sektionen eingeteilt, eine Schleuse, einen zentralen Raum und ein Abteil für die Druckgastanks des Entfaltungssystems. Dem Modul vorangesetzt wäre ein Antriebs- und Steuerungsmodul, das noch zu entwickeln wäre.

Die Planungen von 2010 sahen vor, dass das große Modul bis 2015 an einem dritten Knotenmodul angekoppelt wird, welches zuvor aus einem ISS-Reservemodul entwickelt und gestartet werden sollte. Alternativ wurde die Kopplung an Tranquility-Nadir vorgesehen, wobei die Cupola zuvor nach Unity-Nadir verlegt werden könnte. Nun könnte zumindest dieser Plan mit zwei Jahren Verzögerung verwirklicht werden.

Das kleinere BEAM (Bigelow Expandable Activity Module) soll nun aber realisiert werden und könnte bis 2015 ins All gelangen. Dabei wäre ein Transport im Rumpfteil eines Dragon-Raumschiffes denkbar. Einzelheiten sind derzeit noch nicht offiziell bei NASA oder Bigelow einsehbar.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: NewSpaceWatch, NASA, Bigelow, Raumcon)


» Der Kugelsternhaufen 47 Tucanae
10.01.2013 - Eine am heutigen Tag veröffentlichte Aufnahme des VISTA-Teleskops der Europäischen Südsternwarte zeigt den Kugelsternhaufen 47 Tucanae in einer beeindruckenden Detailfülle.
Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternansammlungen verfügen typischerweise über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei wiederum gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie mehr als 150 solcher Kugelsternhaufen entdecken, welche viele der ältesten bekannten Sterne unserer Galaxie beherbergen. Die meisten dieser die Milchstraße umkreisenden Kugelsternhaufen befinden sich von unserem Sonnensystem aus gesehen in Richtung der zentralen Verdickung der Milchstraßenscheibe.

Größere und entsprechend massereichere Galaxien können allerdings von noch deutlich mehr Kugelsternhaufen umkreist werden. Aus der Umgebung der Andromedagalaxie - auch bekannt unter der Bezeichnung Messier 31 - sind so zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name "Virgo") gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 solcher Kugelsternhaufen umkreist.

Die Beobachtungen der Astronomen zeigen, dass sich die in einem Kugelsternhaufen konzentrierten Sterne alle zur gleichen Zeit und aus der gleichen Ansammlung von interstellaren Materiewolken gebildet haben. Allgemein geschah dies bereits vor üblicherweise etwa 12 bis 13 Milliarden Jahren. Dies datiert die Entstehungsphase dieser Sternhaufen in ein kosmisches Zeitalter, in dem seit dem Urknall, welcher sich vor etwa 13,7 Milliarden Jahren ereignete, erst wenige hundert Millionen Jahre vergangen waren.

Auffällig ist bei Kugelsternhaufen, dass diese nur relativ wenig Gas und Staub enthalten. Allgemein wird davon ausgegangen, dass alles nicht bei der Sternentstehung verbrauchte Material in der Folgezeit entweder durch starke Sternwinde und durch Supernovaexplosionen aus dem Haufen herausgeblasen oder durch gravitative Wechselwirkungen des Sternhaufens mit interstellarer Materie aus diesem herausgerissen wurde. Aus diesem Grund stellen Kugelsternhaufen für Astronomen besonders interessante Beobachtungsobjekte dar.

Der Kugelsternhaufen 47 Tucanae


Ein besonders beeindruckendes Exemplar eines Kugelsternhaufens ist der Haufen 47 Tucanae. Bei diesem Sternhaufen, welcher auch unter der Bezeichnung NGC 104 bekannt ist, handelt es sich um einen besonders großer und alter Kugelsternhaufen, welcher sich in einer Entfernung von rund 15.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem in dem südlichen Sternbild Tucana (zu deutsch "Tukan") befindet.

47 Tucanae verfügt über einen Durchmesser von rund 120 Lichtjahren und ist deshalb trotz seiner großen Entfernung bereits mit dem bloßem Auge am Himmel sichtbar, wobei er sich dem irdischen Betrachter mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,9 mag präsentiert und in etwa die gleiche Fläche wie der Vollmond einnimmt. Nach dem Haufen Omega Centauri handelt es sich bei 47 Tucanae um den zweitmassereichsten Kugelsternhaufen im Halo unserer Heimatgalaxie. Er setzt sich aus mehreren Millionen Sternen zusammen und ist einer der hellsten und zugleich massereichsten Kugelsternhaufen überhaupt.

In seinem Zentrum befinden sich viele ungewöhnliche und somit für Astronomen und Astrophysiker besonders interessante Sternsysteme. Bei einigen dieser Sterne handelt es sich um starke Röntgenquellen, aber auch Rote Riesen, diverse veränderliche Sterne und sogenannte "Vampirsterne", welche Material aus ihrer Umgebung abziehen oder Blaue Nachzügler sind dort vertreten.

Hierzu gesellen sich des weiteren noch diverse Millisekundenpulsare. Hierbei handelt es sich um eine besonders schnell rotierende Version der "normalen" Pulsare, welche wiederum die Überreste längst vergangener Sterne darstellen. Sie verfügen über ein starkes Magnetfeld und senden während ihrer Rotation eine starke Strahlung aus, welche unseren Heimatplaneten in Form von Pulsen erreicht. Derzeit sind den Astronomen 23 Millisekundenpulsare bekannt, die sich innerhalb von in 47 Tucanae befinden.

Im Rahmen einer Studie, mit welcher kürzlich die Umgebung der Magellanschen Wolken - zweier Zwerggalaxien in unmittelbarer Nähe zu unserer Heimatgalaxie - untersucht wurde, gelangte auch der Kugelsternhaufen 47 Tucanae in den Aufnahmebereich des VISTA-Teleskops der Europäischen Südsternwarte (ESO).

VISTA - dieses Acronym steht für "Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy" - ist das derzeit größte Teleskop auf unserem Heimatplaneten, welches sich ausschließlich der systematischen Durchmusterung des Nachthimmels widmet. Das Infrarotteleskop befindet sich am Paranal-Observatorium der ESO in Chile und zeigt den südlichen Sternhimmel dank seines großen Hauptspiegels (Durchmesser 4,1 Meter), einem großem Gesichtsfeld und einer hochempfindlichen Kamera mit hohem Lichtsammelvermögen in einem völlig neuen Licht.

Die Aufnahme des Kugelsternhaufens ist besonders scharf und zeigt auch sehr lichtschwache Sterne. Rote Riesensterne, welche den für die Kernfusion zur Verfügung stehenden Brennstoff bereits verbraucht haben und sich daraufhin stark ausgedehnt haben, sind über die gesamte VISTA-Aufnahme verteilt und anhand ihrer tieforangen Farbe, welche sich deutlich von dem hellen weißgelben Leuchten der Hintergrundsterne unterschiedet, leicht auszumachen. Der dichte Kernbereich des Kugelsternhaufens steht in einem starken Kontrast zu seinen dünn besiedelten Außenbereichen. Im Hintergrund sind außerdem die unzähligen Sterne der Kleinen Magellanschen Wolke erkennbar.

Die Untersuchung der im Kugelsternhaufen 47 Tucanae befindlichen kosmischen Objekte könnte den Astronomen dabei helfen zu verstehen, wie sich diese bilden und wie sie miteinander interagieren.

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


» Apophis ist größer als bisher angenommen
10.01.2013 - Dies ergaben Messungen, die mit dem im Infrarot arbeitenden Weltraumteleskop Herschel vorgenommen wurden. Gestern passierte der Asteroid (99942) Apophis die Erde in einer Distanz von etwa 14,4 Millionen Kilometern.
Die Bahn, auf der Apophis die Sonne umläuft liegt in der Nähe der Erdbahn und kreuzt diese zweimal pro Umlauf. Zu bestimmten Zeitpunkten kommt er dabei der Erde relativ nahe. Daher besteht die reale Gefahr, dass der Asteroid irgendwann mit der Erde kollidiert. Die Messungen von Herschel ergaben, dass Apophis einen Durchmesser von etwa 325 Metern besitzt, mit einer Ungenauigkeit von 15 Metern. Zuvor hatten Radarmessungen einen Durchmesser von 270 Metern vermuten lassen.

Im Bereich infraroter Strahlung sind die Messungen allerdings im Allgemeinen genauer. Herschel hat erst zum zweiten Mal einen Asteroiden auf’s Korn genommen. Dabei musste das Teleskop aufgrund der geringen Distanz und der hohen Geschwindigkeit von Apophis mit 3,42 Grad pro Minute nachgeführt werden. Im Verlaufe der Messungen konnte ein Temperaturmodell des Asteroiden aufgestellt werden. Daraus ergab sich ein Rückstrahlwert von 0,23 statt der bisher angenommenen 0,33.

Herschel wurde gemeinsam mit einem weiteren Weltraumteleskop der Europäischen Weltraumagentur ESA am 14. Mai 2009 von Kourou aus gestartet und gelangte innerhalb weniger Tage zum Lagrangepunkt L2 des Sonne-Erde-Systems. Hier heben sich Gravitationskräfte und Fliehkräfte gegenseitig auf, so dass man die Position mit geringem Treibstoffaufwand halten kann. Herschel verfügt über einen 3,5 Meter durchmessenden Hauptspiegel, der größte, der bisher in einem Weltraumteleskop zum Einsatz kam. Um auch kalte Körper im All anhand ihrer Wärmestrahlung vermessen zu können, wurden die Messinstrumente mit flüssigem Helium auf 0,3 K (-272,85 °C) gekühlt.

Im Rahmen des nahen Vorbeiflugs wird Apophis auch per Radar von der Erde aus vermessen. So gelangen Aufnahmen mit Hilfe der 70 Meter durchmessenden Radioantenne im kalifornischen Goldstone (USA), wobei u.a. die Rotation des Asteroiden beobachtet wurde. Die Messungen werden auch in den kommenden Wochen fortgeführt. Dazu soll auch die noch erheblich größere Parabolantenne in Arecibo (Puerto Rico) zum Einsatz kommen.

Alle gemessenen Daten geben Entwarnung für mögliche Kollisionen 2029 bzw. 2036. Für die noch fernere Zukunft ist eine Kollision aber nicht ganz auszuschließen. Nahe Vorbeiflüge an anderen Himmelskörpern können die Bahn beeinflussen. Gegenwärtig gibt es mehrere Kampagnen und Initiativen, erdnahe Asteroiden genauer zu erfassen, um im Ernstfalle rechtzeitig gewarnt zu sein.

Am 15. Februar 2013 wird der etwa 50 Meter durchmessende Asteroid 2012 DA14 die Erde in einem Abstand von weniger als 30.000 km passieren.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: ESA, NASA, Raumcon, RN)


» CoRoT weiter ohne Teleskop
13.01.2013 - Der CoRoT genannte Satellit mit einem Teleskop zur Planetensuche an Bord sendet seit dem 2. November 2012 keine wissenschaftlichen Daten mehr. Es scheint sicher, dass es ein Problem mit der Elektronik des Teleskops gibt, welches einen neuerlichen Einsatz des Teleskops vermutlich ausschließt.
Ohne aktives Hauptinstrument bleibt nach aktuellem Stand nur die Option, die Mission des Forschungssatelliten, der unter der Ägide der französischen Raumfahrtagentur (CNES) und in Zusammenarbeit mit einer Reihe von wissenschaftlichen Institutionen sowie der Europäischen Raumfahrtorganisation (ESA) entstand, zu beenden.

Die Aufgabe des Raumfahrzeugs war es entsprechend seines Namens, der für "Convection, Rotation and Planetary Transits" steht, mit der Transitmethode nach Planeten zu suchen. Dafür hatte man es mit einem Teleskop ausgerüstet, das Helligkeitsveränderung von Sternen aufspüren kann, wenn ein Planet durch die Sichtlinie zwischen dem Teleskop und dem Stern im Hintergrund wandert. Das Teleskop weist eine Fokuslänge von rund 110 Zentimetern auf, sein Hauptspiegel besitzt einen Durchmesser von rund 27 Zentimetern.

Nach dem Ausfall des Teleskops im November 2012 hatte man mehrfach versucht, es wieder in Betrieb zu setzen und ging von einer strahlungsinduzierten Unterbrechung zwischen dem Instrument und dem Hauptcomputer des Satelliten aus.

Der Hauptcomputer von CoRoT und die übrigen Systeme des Raumfahrzeugs funktionieren weiter wie vorgesehen, allein das Teleskop selbst liefert keine Beobachtungsdaten. Ein Backup für ausgefallene Komponenten im Instrument steht nicht zu Verfügung, da eine der beiden Datenverarbeitungseinheiten des Instruments bereits im Februar 2009 versagte.

Die Fehler im Februar 2009 und im November 2012 traten jeweils auf, nachdem CoRoT einen strahlungsintensiven Bereich über der Erde, südatlantische Anomalie genannt, passiert hatte. In dieser Region, auch als SAA für "South atlantic anomaly" bezeichnet, kommt der Van-Allen-Strahlungsgürtel der Erde deutlich näher als an anderen Stellen über der Erde. Satelliten, die die Anomalie durchqueren, sind ungewöhnlich starker Teilchenstrahlung ausgesetzt.

Spezialisten der CNES versuchten im Dezember 2012, das Teleskop von CoRoT wiederzubeleben, in dem sie die elektrischen Systeme des auf dem Satellitenbus Proteus basierenden Erdtrabanten neu starteten und seinen Reservedatenbus in Betrieb nahmen. Die Bemühungen waren nicht von Erfolg gekrönt.

Es ist aufgrund der feststellbaren Erwärmung einer Elektronikbox im Teleskop wahrscheinlich, dass diese auf Einschaltversuche reagiert, selber Daten liefern konnte sie jedoch nicht mehr.

Ingenieure der CNES untersuchen zwischenzeitlich, ob es alternative Wege gibt, das Teleskop von CoRoT wieder zu aktivieren. Auf Seiten der Wissenschaftler ist man besonders enttäuscht, dass der Ausfall des Teleskops stattfand, nachdem drei Tage vorher die zweite Missionsverlängerung für CoRoT beschlossen worden war.

Mittlerweile befindet sich CoRoT über sechs Jahre im Weltraum. Am 27. Dezember 2006 hatte eine Rakete des Typs Sojus 2.1b mit einer Fregat-Oberstufe den Forschungssatelliten von Baikonur in Kasachstan aus ins All befördert. Die ursprüngliche Auslegungsbetriebsdauer von CoRoT betrug zweieinhalb Jahre.

Seit des Beginns des wissenschaftlichen Einsatzes des Teleskops konnten Wissenschaftler mit seiner Hilfe die Existenz von 34 sogenannten Exoplaneten, also von Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, nachweisen. Bei fünf weiteren Exoplaneten stehen die Untersuchungen zu ihrem Nachweis kurz vor dem Abschluss. Die Veröffentlichung der Beobachtungsdaten von CoRoTs Teleskop der letzten 18 Monate steht noch aus. Deshalb ist es möglich, dass die Entdeckung einer zusätzlichen Zahl an Exoplaneten auf CoRoT zurückgeführt können wird.

CoRoT ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 29.678 und als COSPAR-Objekt 2006-063A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: astronomynow.com, flightglobal.com, Raumfahrer.net)


» Exoplanet Fomalhaut b - Ein ungewöhnlicher Orbit
13.01.2013 - Neue Beobachtungsdaten des Weltraumteleskops Hubble zeigen, dass der Exoplanet Fomalhaut b einer ungewöhnlich langgestreckten Umlaufbahn folgt. Zudem verfügt die Staubscheibe, welche den Zentralstern umgibt, über eine größere Ausdehnung als bisher angenommen.
Bei dem in einer Entfernung von rund 25 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild "Südlicher Fisch" (lateinischer Name "Piscis Austrinus") befindlichen Stern Fomalhaut handelt es sich um einen etwa 100 bis 300 Millionen Jahre alten Stern der Spektralklasse A3 V, welcher in etwa über die doppelte Masse unserer Sonne verfügt. Bereits in den 1980er Jahren entdeckte Astronomen mittels des Infrarot-Weltraumteleskops IRAS, dass Fomalhaut von einem rund 250 Astronomische Einheiten durchmessenden Staubring umgeben ist, welcher in der Folgezeit durch das Hubble Space Telescope (HST) auch im sichtbaren Licht abgebildet werden konnte.

Die asymmetrische Form des Ringes und dessen anscheinend enge räumliche Begrenzung wurde von den Astronomen auf einen Planeten zurückgeführt, welcher Fomalhaut umkreist. Und tatsächlich gelang es, diesen Exoplaneten mit dem Hubble-Weltraumteleskop in den Jahren 2004 und 2006 direkt abzubilden. Entsprechende wissenschaftliche Publikationen wurden im Jahr 2008 veröffentlicht. Bei späteren Beobachtungen mit verschiedenen Infrarotteleskopen war es den Wissenschaftlern allerdings nicht gelungen, den Exoplaneten erneut eindeutig nachzuweisen, was zwischenzeitlich zu ernsthaften Zweifeln an der Existenz von "Fomalhaut b" - so seine offizielle Bezeichnung - führte.

Neue Beobachtungen, welche im Jahr 2012 ebenfalls mit dem Hubble Space Telescope erfolgten, haben nun jedoch gezeigt, dass sich Fomalhaut b auf einem hochgradig elliptischen Orbit um seinen Zentralstern bewegt und der von dem Staubring ausgefüllte Bereich zudem deutlich umfangreicher ausfällt, als bislang angenommen wurde. Dieser Staubring erstreckt sich demzufolge in einer Entfernung von etwa 22 Milliarden bis zu fast 32 Milliarden Kilometern vom Stern.

Der Exoplanet Fomalhaut b verfügt laut den durch die Beobachtungen gewonnenen Daten über einen sehr elliptischen Orbit, wobei er sich seinem Zentralstern auf eine Entfernung von bis zu rund 7,4 Milliarden Kilometern nähert. Beim Passieren der Apoapsis, den Punkt der größten Entfernung zum Zentralstern, befindet sich der Planet dagegen in einer Entfernung von mehr als 43 Milliarden Kilometern zum Stern Fomalhaut. Für eine vollständige Umrundung seines Stern benötigt Fomalhaut b etwa 2.000 Jahre.

Zum Vergleich: Der Neptun, der äußerste Planet unseres Sonnensystems, ist im Mittel lediglich 4.495 Milliarden Kilometer von der Sonne entfernt. Der Unterschied zwischen der kleinsten und der größten Entfernung zur Sonne während eines knapp 165 Jahre dauernden kompletten Neptun-Umlaufes beträgt dabei nur etwa 103 Millionen Kilometer.

"Wir waren geschockt. Damit hatten wir nicht gerechnet", so Paul Kalas von der University of California in Berkeley/USA und vom SETI-Institute in Mountain View/Kalifornien, der Leiter des Astronomenteams, welches die Hubble-Daten auswertete und vergangene Woche auf einem Treffen der American Astronomical Society (AAS) in Long Beach/USA präsentierte.

Paul Kalas und sein Team vermuten, dass sich Fomalhaut b nicht immer auf seiner jetzt zu beobachtenden Umlaufbahn bewegt hat, sondern dass der ursprüngliche Orbit dieses Planeten in einem deutlich geringeren Abstand zu seinem Zentralstern verlief. Demnach könnte es sich bei Fomalhaut b um einen ehemaligen "Hot Jupiter" handeln, einen Exoplaneten, welcher in etwa die Masse des Jupiters erreicht und seinen Zentralstern zudem auf einer sehr engen Bahn umkreist.

Wie gelangte Fomalhaut b jedoch auf seine jetzige Umlaufbahn?

Hierfür könnte zum Beispiel ein weiterer, bisher allerdings noch unentdeckter Planet in diesem Sternsystem verantwortlich sein, welcher sich im inneren Bereich des Systems von Fomalhaut befindet. Durch die in der Vergangenheit erfolgten nahen Begegnungen dieser beiden Planeten wurde Fomalhaut b schließlich infolge der gravitativen Wechselwirkungen zwischen den beiden Planeten auf seine jetzige, ungewöhnlich langgestreckte Umlaufbahn befördert, welche ihn weit über den äußeren Rand der die den Zentralstern umgebenden Staubscheibe hinaus führt.

"Hot Jupiters werden manchmal durch dichte Begegnungen mit einem anderen Planeten auf andere Umlaufbahnen gelenkt", so Mark Clampin vom Goddard Space Flight Center der NASA. "Dabei verbleibt einer der Planeten im Inneren des Systems und der andere wird nach außen befördert. Fomalhaut b könnte der Planet sein, der dabei nach außen befördert wurde."

Die Beobachtungen des Hubble Space Telescope haben zudem gezeigt, dass sich in dem Staubgürtel, welcher den Stern Fomalhaut umgibt, eine deutlich erkennbare Lücke erstreckt. Diese Lücke, so die Astronomen, könnte durch einen weiteren, bislang ebenfalls unentdeckten Planeten entstanden sein, welcher genau in diesem Bereich seinen Zentralstern umrundet und dabei im Laufe der Zeit die Umgebung seiner Umlaufbahn von Staub und Trümmerteilen "gereinigt" hat (Raumfahrer.net berichtete über vergleichbare Forschungsergebnisse aus dem Jahr 2012). Eine Fortsetzung der Suche nach weiteren Exoplaneten im Sternsystem Fomalhaut erscheint laut der Überzeugung der Astronomen deshalb als erfolgversprechend.

Ein kosmisches Feuerwerk?

Sollte die Orbitebene des Exoplaneten Fomalhaut b identisch sein mit der Ebene, auf der sich auch der den Zentralstern umgebende Staubring erstreckt, so würde Fomalhaut b auf seiner Umlaufbahn in etwa 20 Jahren den inneren Rand des äußeren Staubgürtels erreichen. Falls dies zutrifft, so dürfte der Planet aller Wahrscheinlichkeit nach während des anschließenden Passierens dieses Gürtels in den folgenden Jahren mit zahlreichen größeren Trümmerstücken kollidieren. Diese Zusammenstöße könnten dann zu einem ähnlichen "kosmischen Feuerwerk" führen wie die im Sommer 1994 erfolgte Kollision des Kometen Shoemaker-Levy 9 mit dem Jupiter.

Diese Kollisionen, so die Astronomen, sollten sich bei Beobachtungen im Infrarotbereich bemerkbar machen und sich mit entsprechenden Instrumenten registrieren lassen. Verläuft der Orbit von Fomalhaut b dagegen nicht auf der gleichen Ebene, welche der Staubring einnimmt, so wird in den kommenden Jahren lediglich eine allmählich erfolgende Helligkeitsabnahme des Planeten zu beobachten sein, da sich Fomalhaut b gegenwärtig immer weiter von seinem Zentralgestirn entfernt.

Der Stern Fomalhaut, der ihn umgebende Ring aus Staub und Trümmerteilen und die dort befindlichen Exoplaneten sind für die Astronomen deshalb von besonderem Interesse, weil es sich hierbei um ein noch verhältnismäßig junges Sternsystem handelt, welches unserem Sonnensystem zudem sehr nahe gelegen und somit relativ gut zu beobachten ist.

Die dort gegenwärtig ablaufenden Prozesse weisen vermutlich große Ähnlichkeiten mit den Abläufen auf, welche sich in dessen frühen Entwicklungsstadium auch einstmals in unserem heimischen Sonnensystem abspielten. Die Studie von Fomalhaut liefert somit Erkenntnisse darüber, wie sich unser Sonnensystem vor mehr als vier Milliarden Jahren entwickelt hat.

Dank Fomalhaut b können die Astronomen hier in einige Jahren zudem vielleicht auch beobachten, was passiert, wenn ein Planet eine Region aus relativ dicht gepackten Trümmerteilen durchläuft, welche gewisse Ähnlichkeiten mit dem Kuipergürtel unseres Sonnensystems aufweist.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Hubble Space Telescope)


» NASA fördert Langzeitentwicklung des SLS
15.01.2013 - Die US-amerikanische Raumfahrtbehörde NASA hat, wie gestern bekanntgegeben, insgesamt 2,25 Millionen Dollar Fördergelder an neun heimische Universitäten vergeben. Sie sollen Forschung und Technologieentwicklung für zukünftige Ausbaustufen des Space Launch System (SLS) vorantreiben.
Das SLS stellt das momentane Planungsdesign der NASA für einen zukünftigen, bemannt oder unbemannt verwendbaren, Schwerlastträger dar. Primäres Ziel ist es, nach dem Ende des Shuttle-Programms 2011, langfristig wieder Menschen zu variablen Zielen ins All befördern zu können. Insbesondere sollen Raumfahrer und schweres Material über den Low Earth Orbit (LEO) hinaus transportiert werden können, um etwa bemannte Mond- und Mars-Missionen möglich zu machen.

Nach der endgültigen Einstellung des Constellation-Programms im Jahr 2010, hat das SLS in der Konzeption dessen Aufgaben teilweise übernommen. Statt einer umfangreichen Neuentwicklung geeigneter Trägersysteme soll das SLS jedoch auf bewährte Technologien des Shuttles sowie der Saturn-, Delta- und Altas-Raketenfamilien zurückgreifen. Bisher ist nur eine erste Variante des Trägers im Entwicklungsprozess weiter fortgeschritten. Mit ihr soll bei einer unbemannten Auftakt-Mission noch 2017 der Mondorbit erreicht werden. Vier Jahre später ist, im Zuge des zweiten Starts, ein bemannter Mondorbit mit der Orion-Kapsel als Ziel ausgegeben.

Die neueste Forschungs- und Entwicklungskooperation der NASA soll offenbar Konzepte und Technologien für eine leistungsgesteigerte Weiterentwicklung des SLS fördern. Mit einem solchen, weiter ausgebauten, Trägersystem wären beispielsweise auch umfangreichere, bemannte Missionen zum Mars oder zur Erkundung erdnaher Asteroiden möglich. Die nun bereitgestellten Mittel der NASA sind breit gestreut auf verschiedenste Bereiche und umfassen unter anderem:

  • Werkstoffeigenschaften von Triebwerksmaterialien
  • verbesserte Schweißverfahren
  • zerstörungsfreie Bauteilprüfung
  • Simulation von Verbrennungsvorgängen im Triebwerk
  • Weiterentwicklung von Turbopumpen
  • Hochleistungs-Energiespeicher
  • elektronische Datenbanksysteme

Zunächst ist die finanzielle Kooperation mit den beteiligten Universitäten auf ein Jahr befristet. Die NASA behält sich jedoch zum jetzigen Stand spätere Verlängerungen der Zusammenarbeit vor.

Für den weiteren Weg des SLS-Projekts insgesamt lassen sich aus dieser neuen Entwicklung noch keine direkten Schlüsse ziehen. Über das Jahr 2021 hinaus bleiben die Perspektiven für den neuen Schwerlast-Träger weiterhin eher ungewiss. Noch steht kein konkretes Programm in den Startlöchern, das einen weiter ausgebauten, für die bemannte Raumfahrt qualifizierten, Schwerlastträger in den nächsten Jahrzehnten notwendig macht. Solange der US-amerikanische Haushalt, und damit das NASA-Budget, strikten Sparmaßnahmen unterworfen ist, rückt der menschliche Mars-Flug potentiell in weite Ferne.

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(Autor: Michael Clormann - Quelle: NASA, nasaspaceflight.com, Raumcon)


» Erster Start 2013 erfolgreich
16.01.2013 - Der erste Raumfahrtstart des Jahres 2013 erfolgte gestern nachmittag vom Kosmodrom Plesezk aus. An Bord waren drei militärische Kommunikationssatelliten.
Die Rokot-Trägerrakete mit Bris-KM-Oberstufe startete gegen 17.25 Uhr MEZ vom Startplatz 133/3 aus. Wenige Minuten später wurden die drei Satelliten auf ihren Zielbahnen ausgesetzt. Dabei handelt es sich um Strela-3M 4, 5 und 6.

Die Satelliten sind für den Datenaustausch zwischen einzelnen Einheiten des russischen Militärs vorgesehen. Typischerweise werden sie von mobilen Endgeräten angefunkt und leiten ihre Nachrichten beim Überflug einer Bodenstelle weiter. Die Masse eines Satelliten liegt bei etwa 225 kg, die Lageregelung erfolgt passiv durch ein Stabilisationsgewicht. Dieses befindet sich an einem langen Ausleger. Die Schwerkraft der Erde sorgt nun dafür, dass der Satellit die korrekte Lage einnimmt, ohne dass aktive Lageregelungskomponenten benötigt werden.

Die drei Satelliten gelangten auf Bahnen mit Höhen zwischen 1.477 und 1.504 km bei Bahnneigungen um 82,5 Grad. Sie sollen etwa 5 Jahre lang in Funktion bleiben. Die offizielle Bezeichnung der Satelliten lautet Kosmos 2.482 bis 2.484.

Die Rokot ist ein aus der militärischen Langstreckenrakete UR-100N abgeleiteter Träger für kleinere Nutzlasten. Sie verfügt zusätzlich über eine Oberstufe der Typen Bris-K oder Bris-KM. Damit kommt sie auf eine Nutzlast von maximal 1,8 t in einen erdnahen Orbit.

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


» Licht und Dunkelheit bei der Sternentstehung
17.01.2013 - Eine am gestrigen Tag veröffentlichte Aufnahme der Europäischen Südsternwarte zeigt eine Dunkelwolke, in der sich gerade neue Sterne bilden. Gleichzeitig ist auf dem Bild eine Ansammlung junger, heller Sterne erkennbar, deren Licht die in diesem Sternentstehungsgebiet konzentrierten Staubmassen bereits durchdringt.
Im Inneren der Galaxien unseres Universums konnten die Astronomen in der Vergangenheit eine Vielzahl von Sternentstehungsgebieten entdecken. Einige dieser Geburtsregionen von neuen Sternen erreichen dabei gigantische Abmessungen und in ihrem Inneren können sich hunderte von massereichen Sternen bilden. Ein Beispiel hierfür ist der in der Großen Magellanschen Wolke gelegene Emissionsnebel 30 Doradus, welcher auch unter der Bezeichnung "Tarantelnebel" bekannt ist.

Die Mehrzahl der Sterne, welche heute in der Milchstraße und in anderen Galaxien zu beobachten sind, haben sich aber vermutlich in deutlich kleineren Entstehungsgebieten gebildet. Ein Beispiel für einen solches Sternentstehungsgebiet ist die in unserer Heimatgalaxie gelegene Dunkelwolke "Lupus 3". Diese Dunkelwolke befindet sich in einer Entfernung von etwa 600 Lichtjahren von der Erde im Bereich des Sternbildes Skorpion (lat. Scorpius). Somit handelt es sich bei Lupus 3 um eines der unserem Sonnensystem am nächsten gelegenen Sternentstehungsgebiete.

Die hier gezeigte Aufnahme dieser Dunkelwolke wurde mit dem MPG/ESO 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile angefertigt. Es handelt sich dabei um die bis dato beste Abbildung dieses kosmischen Objektes im sichtbaren Wellenlängenbereich des Lichts. Der abgebildete Ausschnitt verfügt über einen Durchmesser von ungefähr fünf Lichtjahren.

Während auf der linken Seite der Aufnahme eine dunkle, langgezogene Struktur erkennbar ist, welche über eine gewisse Ähnlichkeit mit einer Rauchwolke verfügt, erleuchtet auf der rechten Bildhälfte eine kleine Gruppe heller Sterne die Szenerie. Auf den ersten Blick könnten die beiden Teile des Bildes wohl nicht gegensätzlicher ausfallen. In Wirklichkeit sind sie jedoch eng miteinander verknüpft.

Die dichteren Regionen solcher aus großen Mengen kosmischen Staubes bestehenden Dunkelwolken ziehen sich durch den Einfluss ihre eigene Schwerkraft immer weiter zusammen, heizen sich dabei langsam auf und beginnen schließlich zu leuchten. Da das sichtbare Licht in den frühen Phasen dieses gravitativen Kollapses noch vom Staub der Dunkelwolke absorbiert wird, kann dieser Prozess zu diesem Zeitpunkt nur bei größeren Wellenlängen, zum Beispiel im Infrarotbereich, beobachtet werden.

Sobald die in diesen Regionen neu entstandenen Sterne jedoch heißer und heller werden, führen die von ihnen ausgehende intensive Strahlung und die starken Sternwinde dazu, dass sich die Staubwolken, welche die Sterne anfangs noch einhüllen, langsam auflösen.

Die hellen Sterne rechts vom Zentrum des weiter oben gezeigten Bildes sind ein perfektes Beispiel für eine Gruppe von solchen heißen, jungen Sonnen. Ein Teil des von ihnen ausgesandten intensiven blauen Lichts wird an dem in der Umgebung verbliebenen Staub gestreut. Die beiden hellsten Sterne sind bereits mit einem kleinen Teleskop oder sogar einem größeren Fernglas zu erkennen.

Beide Sterne sind vermutlich weniger als eine Million Jahre alt. Verschiedene astronomische Durchmusterungen der Sternentstehungsregion Lupus 3 haben noch diverse weitere, ebenfalls sehr junge stellare Objekte zum Vorschein gebracht, welche sich allerdings deutlich weniger auffällig präsentieren als diese hellen Sterne.

Mit sehr großer Wahrscheinlichkeit hat sich das Zentralgestirn unseres Sonnensystems vor etwa 4,6 Milliarden Jahren in einer ganz ähnlichen Sternentstehungsregion gebildet. Die Region von Lupus 3 stellt damit sowohl ein faszinierendes Studienobjekt für die Astronomen als zugleich auch ein atemberaubend schönes Beispiel für die ersten Lebensphasen der Sterne im Universum dar.

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


» Mondsonde soll 2015 zuerst von Wostotschny starten
19.01.2013 - Wie in dieser Woche bekannt wurde, soll die Mondsonde Luna-Glob den Reigen der Starts vom derzeit im Bau befindlichen russischen Kosmodrom Wostotschny eröffnen.
Dies soll nach gegenwärtiger Planung im Jahre 2015 geschehen, Trägerrakete soll eine Sojus 2 sein. Die erste Startrampe dafür ist seit Mai 2012 im Bau. Insgesamt sind gegenwärtig für Wostotschny Startrampen für die Träger Sojus 2 und Angara geplant. Später sollen weitere für Schwerlastraketen folgen.

Um die Startplätze mit allen notwendigen Bodeneinrichtungen wie Montagehallen, Reinraum, Tankanlagen oder Bahnverfolgungsstationen herum entstehen aber auch eine neue Stadt für etwa 35.000 Einwohner, ein Flughafen, eine Bahnstation, eine Treibstofffabrik, Ausbildungs- und Forschungsstätten sowie Touristenhotels. Für eine gute Verkehrsanbindung werden zudem 200 km Bahngleise gelegt und neue Straßen gebaut. Insgesamt soll Wostotschny nicht nur als Kosmodrom fungieren sondern auch Zentrum einer sich neu entwickelnden Industrie im fernen Osten Russlands werden.

Gegenwärtig arbeiten etwa 2.500 Menschen unmittelbar auf dem 552 km² großen Gelände. Bis zur Jahresmitte soll deren Anzahl verdoppelt werden. Die Finanzierung ist offenbar gesichert, da Wostotschny höchste Priorität genießt. Allerdings sollen auch schon Mittel in dunklen Kanälen versickert sein.

Das Budget der russischen Raumfahrtagentur Roskosmos wurde in den vergangenen Jahren deutlich gesteigert, was für die vielen anlaufenden Vorhaben auch notwendig ist. Für 2013 stehen knapp 170 Milliarden Rubel (etwa 4,2 Mrd. Euro) zur Verfügung, bis 2015 soll der Betrag auf knapp 200 Mrd. Rubel (knapp 5 Mrd. Euro) wachsen.

Roskosmos-Leiter Wladimir Popowkin kündigte an, dass 2018 von Wostotschny aus auch der erste Einsatz des neuen Raumschiffes absolviert werden soll. Zu Luna-Glob (2015/2017) sei mittlerweile entschieden worden, als Ziel der unbemannten Landung(en) die Südpolregion des Mondes auszuwählen. Der erste Mondlander soll unter anderem mit einer Bohrvorrichtung und einem Seismometer ausgestattet sein und nach Wassereis suchen. Die Mondsonde soll eine Gesamtmasse von 1,4 t aufweisen, wobei 500 kg auf den Lander entfallen. Dieser soll mit Solarzellen und zusätzlich mit einem Radionuklidgenerator ausgerüstet sein, um längere Phasen in der Dunkelheit überbrücken zu können. Der Orbiter soll zudem über ein Radarsystem zur Abtastung der Mondoberfläche verfügen.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Roskosmos, Wsgljad, Raumcon)


» ESA und NASA einigen sich auf Orion-SM
19.01.2013 - Am letzten Mittwoch sprachen Vertreter von ESA und NASA bei einer Pressekonferenz über erste Details zu der gegenseitigen Kooperation in Sachen Exploration. Dabei wurden auch Spezifikationen für das europäische Service-Modul bekannt gegeben.
Diese Pressekonferenz fand am Mittwoch statt, wobei vonseiten der NASA William Gerstenmaier, Associate Administrator für bemannte Erforschung und Operationen und Orion-Programmmanager Mark Geyer erschienen. Von der ESA waren Bernardo Patti, ESA-Manager für Operationen auf der ISS sowie der Direktor für bemannte Raumfahrt und Operationen, Ex-Astronaut Thomas Reiter anwesend. Dabei ging es vor allem um die geplante Kooperation im Orion-Programm, wobei die ESA ein auf dem ISS-Zubringer ATV basierendes Servicemodul für die ersten beiden Flüge EM-1 und EM-2 entwickeln und bauen soll.

Das von der ESA gebaute Service-Modul wird dabei eine Länge von 2,7 m bei einem Durchmesser von 4,5 m haben, es wird also nur halb so lang sein wie das des ATV. Darüber hinaus soll der Antrieb verändert werden. Als Haupttriebwerk wird man entweder das europäische Aestus, welches in der EPS-Oberstufe der Ariane 5 genutzt wird und heutzutage das ATV in den Erdorbit bringt, oder das AJ-10, welches sowohl in der Delta-Oberstufe, dem Service-Modul der Apollo-Raumschiffe als auch im Space Shuttle im Orbital Maneuvering System (OMS) genutzt wurde. Darüber hinaus gibt es acht kleinere Triebwerke mit einem Schub von etwa 490 Newton, welche für feinere Bahnmanöver sowie als Backup für das Haupttriebwerk genutzt werden sollen. Auch soll die Energieversorgung des Raumschiffes im Gegensatz zum ATV verbessert werden. So sind neue Galliumarsenid-Solarzellen geplant, welche über eine Effizienz von 30% verfügen sollen. Die derzeitigen Solarzellen des ATV wandeln nur 17% der einfallenden Lichtenergie in elektrische Energie um.

Diese Kooperation zwischen NASA und ESA ist Teil eines Tauschgeschäfts zwischen beiden Organisationen. Für das ATV-SM darf die ESA auch über 2015 hinaus die ISS nutzen und Raumfahrer zur Station hinschicken. Dabei setzt man auf Sachwerte wie eben das Service-Modul oder davor das ATV anstatt auf Geldzahlungen, um so auch die europäische Industrie zu stärken. Im Rahmen dieser Kooperation wird die ESA nun vier Service-Module an die USA liefern. Zwei dieser Module dienen nur zu Testzwecken, während die anderen zwei auch tatsächlich in den Weltraum fliegen. Dies wird während den Missionen EM-1 im Jahr 2017 und mit EM-2, welche zwischen 2019 und 2021 stattfinden soll, geschehen.

Dabei finden beide Starts mit der in den USA gerade in Entwicklung befindlichen neuen Schwerlastrakete SLS statt und die Raumschiffe werden dabei in eine Umlaufbahn um den Mond geschickt, ähnlich dem Missionsprofil von Apollo 8 im Dezember 1968. Während EM-1 noch unbemannt fliegen soll, werden mit EM-2 erstmals seit Dezember 1972 Menschen aus dem Gravitationsfeld der Erde hinausfliegen und sich im Einflussgebiet eines anderen Himmelskörpers, namentlich des Mondes, befinden. Für EM-2 besteht zudem die Möglichkeit, dass eines der Besatzungsmitglieder auch ein ESA-Astronaut sein könnte. Damit könnte mit dieser Mission auch erstmals ein Nicht-Amerikaner aus dem Erdorbit hinaus und zum Mond fliegen.

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(Autor: Daniel Maurat - Quelle: NASA, ESA)


» Kleine GPS-Satelliten sollen Signalempfang verbessern
19.01.2013 - In den USA denkt man gegenwärtig darüber nach, kleine GPS-Satelliten zu entwickeln und zusätzlich in die Konstellation zu bringen, um schwierige Empfangsgebiete besser abdecken zu können.
Diese Satelliten hätten dann nur die Navigationsnutzlasten an Bord, keine Zusätze. So tragen die großen GPS-Satelliten auch Sensoren, um Atomexplosion zu erfassen.

Surrey Satellite Technology-US LLC hat nun offenbar einen Studienauftrag der US Air Force erhalten, eine derartige Konstellation zu untersuchen. Herausgefunden werden soll dabei die Machbarkeit, Kosten und der Nutzen eines solchen Systems. Wenn man es realisiert, sollte ein Start in 3 bis 4 Jahren möglich sein. Die aktuelle Budgetlage ist aber schwierig. Falls die Studie aber positive Ergebnisse erbringt, könnte man sie anschließend zügig umsetzen.

Das Global Positioning System GPS wurde seit den 1970er Jahren entwickelt und im folgenden Jahrzehnt verwirklicht. Seitdem wurden verschiedene Evolutionsstufen durchlaufen und das System kontinuierlich ausgebaut. Im Mai 2000 wurde ein Störsignal abgeschaltet, was bis dahin nur durch spezielle Algorithmen herausgerechnet werden konnte und die Genauigkeit des Systems künstlich verschlechterte, so dass es für zivile Nutzungen nicht geeignet war. In der Folgezeit konnte GPS weltweit auch von Privatpersonen genutzt werden und seine Signale bilden auch heute noch die wichtigste Grundlage für Navigationsgeräte im Straßen-, Luft- und Schiffsverkehr.

Mittlerweile sind mit GloNaSS, Beidou und Galileo mehrere Konkurrenzsysteme im Einsatz bzw. Aufbau. Zudem hat Japan im September 2010 den geosynchronen Satelliten Michibiki gestartet, der für die Region zusätzliche GPS-kompatible Signale ausstrahlt. Indien plant beginnend mit diesem Jahr ebenfalls einen oder mehrere deratige Satelliten. Zur US-amerikanischen GPS-Konstellation gehören derzeit 33 aktive Satelliten.

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(Autor: Daniel Schiller - Quelle: SpaceNews, Wikipedia, RN)


» Klare Kante
20.01.2013 - Über 800 Exoplaneten hat man bisher entdeckt, bei den allermeisten davon handelt es sich um Gasriesen. Nun haben zwei Astronomen genauer untersucht, inwiefern Monde, die um solche Planeten kreisen, Möglichkeiten für Leben bieten können.
Wenn es um Leben in anderen Sonnensystemen geht, standen bisher die Exoplaneten im Zentrum des Interesses. Dagegen hat man der Bewohnbarkeit von Monden derartiger Planeten kaum Aufmerksamkeit geschenkt. Durch eine Veröffentlichung in der amerikanischen Fachzeitschrift „Astrobiology“ haben zwei Wissenschaftler, Rene Heller vom Leibniz-Institut für Astrophysik in Potsdam und Rory Barnes von der Universität Washington in den USA, nun den Fokus auf potenzielle Monde solcher Planeten, so genannte Exomonde, gelenkt.

Beispiele für Monde, die um Gasriesen kreisen und ein Potential für Leben haben, findet man schon in unserem Sonnensystem: Die Jupitermonde Ganymed, Europa, Kallisto, die Saturnmonde Titan und insbesondere Enceladus könnten flüssiges Wasser als unabdingbare Voraussetzung für Leben aufweisen.

Die beiden Forscher haben ihre Berechnungen für zwei erst vor kurzem entdeckte Exoplaneten angestellt: Kepler-22b und KOI211.01. Zwar ist nicht bekannt, ob diese Planeten Monde besitzen, aber die Berechnungen wurden auf diese Planeten bezogen.

Exomonde sind weitergehenden astrophysikalischen Einwirkungen unterworfen als Exoplaneten, weil sie nicht nur um einen Stern kreisen, sondern auch noch um einen Planeten, also quasi von zwei Seiten Einflüssen ausgesetzt sind. Die wichtigsten sind:

  • Die hochenergetische Strahlung des Mutterplaneten, die insbesondere die oberen Atmosphärenschichten beeinflusst und dafür sorgen kann, dass sich die Atmosphäre schon früh verflüchtigt.
  • Die Auswirkungen der so genannten gebundenen Rotation, die dazu führt, dass der Mond seinem Mutterplaneten immer die gleiche Seite zuwendet, was starke Auswirkungen auf die klimatischen Bedingungen auf dem Mond haben kann.
  • Die Tatsache, dass der Mond von zwei Körpern Strahlung erhält: Von seinem Stern und von seinem Planeten.
  • Die so genannte Gezeitenheizung: Damit sind die starken Auswirkungen der Gravitationskräfte des Mutterplaneten auf die Monde gemeint, die z.B. beim Jupitermond Io das Gestein bis zu 300 Meter hoch auftürmen können. Gezeitenkräfte sorgen für eine Aufheizung der Monde.

Die beiden Forscher schlagen in ihrer Studie in Analogie zum Konzept der habitablen Zone von Exoplaneten (also der Zone um einen Stern, innerhalb derer auf einem Planeten Wasser im flüssigen Zustand existieren kann) eine so genannte „habitable Kante“ vor. Um bewohnbar zu sein, muss sich die Umlaufbahn eines Exomondes um seinen Planeten außerhalb dieser habitablen Kante befinden. Damit ist also der innerste mögliche Orbit gemeint, den ein Exomond noch einnehmen kann, damit auf ihm potenziell Leben existieren könnte. Nimmt man für den oben genannten Planeten Kepler-22b eine Masse von 10 Erdmassen an, dann bedeutet dies für einen eventuellen Exomond, dass dieser dann bewohnbar ist, wenn

  • die große Halbachse des Mondes mindestens 10 Planetenradien beträgt,
  • seine Bahnexzentrizität kleiner ist als 0,01. Zum Vergleich: Die Bahnexzentrizität der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne liegt bei 0,017. Wäre die Exzentrizität zu hoch, dann würde der Mond durch die Gezeitenkräfte so durchgeknetet, dass er durch übermäßige vulkanische Aktivitäten unbewohnbar würde. Andererseits sind auch Szenarien denkbar, in denen ein Exomond gerade erst durch die Gezeitenkräfte bewohnbar würde (genau das vermutet man auch bei Monden im Sonnensystem, z.B. bei Enceladus oder auch bei Europa),
  • die Masse des Exomondes innerhalb bestimmter Grenzen liegt: Sie dürfte nicht weniger als ein Viertel der Erdmasse betragen (damit der Mond ein eigenes Magnetfeld besitzt, welches die gefährliche Strahlung des Mutterplaneten abschirmt und er eine tektonische Aktivität aufwiese) andererseits aber zwei Erdmassen nicht überschreiten (dann würde der Druck im Inneren zu groß und der Hitzetransport käme zum Erliegen).

Weist der Planet eine größere Masse auf, muss der Mond weiter außerhalb seine Bahn ziehen, um noch bewohnbar sein zu können. Kreist ein Mond innerhalb der habitablen Kante um seinen Mutterplaneten, dann kommt es aufgrund der dann zu stark werdenden Gezeitenkräfte zu einer Überhitzung und damit zu einem galoppierenden Treibhauseffekt, der die Atmosphäre zerstören würde. Natürlich muss auch die Umlaufbahn des Planeten innerhalb der habitablen Zone liegen.

Am Schluss geben die beiden Forscher ihrer Hoffnung Ausdruck, dass die bevorstehende ESA-Mission JUICE (Jupiter Icy Moon Orbiter) neue Erkenntnisse erbringen wird, die sich dann auch auf Exomonde übertragen lassen. Dies betrifft insbesondere die Stärke und Auswirkungen der Gezeitenkräfte, die Oberflächenchemie und den Aufbau des Gesteinsmantels, der Eisoberflächen und der Kerne.


Die Studie von Heller/Barnes in arXiv.org:



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(Autor: Hans Lammersen - Quelle: Leibniz-Institut für Astrophysik, weltderphysik.de)


» Arabsat 6B fliegt 2015 auf Ariane 5
20.01.2013 - Am 19. Januar 2013 gab Arianespace bekannt, dass man vom saudiarabischen Kommunikationssatellitenbetreiber Arabsat mit Sitz in Riad beauftragt wurde, den Kommunikationssatelliten Arabsat 6B in den Weltraum zu transportieren.
Arabsat 6B wird von einem Konsortium aus Astrium und Thales Alenia Space (TAS) gebaut. Das im Entstehen befindliche Raumfahrzeug mit einer voraussichtlichen Startmasse von rund 6.100 Kilogramm erhält eine Ausstattung mit einer Kommunikationsnutzlast von TAS. Die Kommunikationsnutzlast umfasst laut TAS 24 gleichzeitig einsetzbare Ku-Band-Transponder, Transponder für 24 Ausleuchtzonen im Ka-Band sowie 3 zusätzliche Ka-Band-Transponder für weitere Verbindungen.

Die Versorgung der Kommunikationsnutzlast und der übrigen Satellitensysteme mit elektrischer Energie erfolgt durch zwei Solarzellenausleger. Am Ende des Einsatzes des Satelliten sollen die Solarzellenausleger laut TAS zusammen noch eine elektrische Leistung von 12 kW liefern können. Als zugrunde liegender Satellitenbus kommt der dreiachsstabilisierte Eurostar E3000 von Astrium zum Einsatz.

Starten soll Arianespace Arabsat 6B, der auch als Badr 7 bezeichnet wird, Ende 2015 auf einer Ariane-5-Rakete von Kourou in Französisch-Guayana aus. Im All will Arabsat den Satelliten mit einer Auslegungsbetriebsdauer von 15 Jahren, der nach der ursprünglichen Planung von Arabsat in einer leichteren Variante bereits 2012 ins All gelangen sollte, bei 26 Grad Ost im Geostationären Orbit stationieren.

Von der Position im Geostationären Orbit aus möchte der Betreiber via Arabsat 6B Nutzer in Afrika, Asien, dem Mittleren Osten und Teilen Europas bedienen. Geplant ist, dass der Satellit Fernsehprogramme und Signale für eine Reihe von Kommunikationsdiensten ausstrahlt. Bau und Start des Satelliten lässt sich Arabsat nach eigenen Angaben über 400 Millionen US-Dollar kosten.


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Arabsat, Arianespace, Thales Alenia Space)


» Planetenjäger Kepler ist angeschlagen
21.01.2013 - Das zur Suche nach erdähnlichen Planeten eingesetzte Weltraumteleskop der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA muss eine Pause einlegen, da es Probleme mit einem weiteren seiner Reaktionsräder zur Lageregelung gibt.
Das System zur Bestimmung und Steuerung der Lage des Weltraumteleskops im All von Kepler namens ADCS für Attitude and Determination Control Subsystem besitzt eine als RWA für reaction wheel assembly bezeichnete Baugruppe mit vier aktiv redundanten Reaktionsrädern. Drei aktive Reaktionsräder werden wegen der erforderlichen exakten Ausrichtung für den Regelbetrieb des Teleskops im Beobachtungseinsatz benötigt.

Im vergangenen Jahr begann ein erstes der vier Reaktionsräder, das Rad mit der Nummer zwei, ein auffälliges Verhalten zu zeigen. Nachdem es nicht mehr auf Steuereingaben reagierte, wurde es schließlich stillgelegt (Raumfahrer.net berichtete). Nach der Isolation des defekten Reaktionsrades konnte Kepler den Beobachtungsbetrieb wieder aufnehmen.

Versagt ein weiteres Reaktionsrad, müsste man den Betrieb von Kepler einstellen, da dann kein sinnvoller Beobachtungseinsatz des Teleskops mehr möglich ist. Als am 7. Januar 2013 eines der verbliebenen drei Reaktionsräder erhöhte Reibungswerte entwickelte und eine absichtlich herbeigeführte Rotation des Raumfahrzeugs keine positive Wirkung erzielte, ging man auf Nummer Sicher und versetze Kepler in einen speziellen Sicherheitsmodus, bei dem die Lageregelung ausschließlich durch kleine Lageregelungstriebwerke erfolgt. Der Beobachtungseinsatz ist deshalb vorerst unterbrochen.

Die Hoffnung ist, dass sich die Verfassung des betroffenen Reaktionsrades mit der Nummer vier innerhalb eines Zeitraums von zehn Tagen, beginnend mit dem 17. Januar 2013, normalisiert. Man geht davon aus, dass sich das Schmiermittel für die Lagerkugeln während der Ruheperiode neuerlich gleichmäßig verteilen kann. Am 27. Januar 2013 will man den Zustand des betroffenen Reaktionsrades erneut intensiv begutachten.

Sofern sich das möglicherweise vorliegende Schmierproblem lösen lässt, könnte Kepler die ausgefallenen Beobachtungstage problemlos nachholen. Die beschlossene Missionserweiterung des Weltraumteleskops reicht bis ins Jahr 2016. Der Zeitaufwand für die Wiederaufnahme des Beobachtungsbetriebs beträgt voraussichtlich drei Tage.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: NASA)


» Ein BEAM kommt selten allein
21.01.2013 - Bigelow hat angekündigt, neben dem für die NASA bestimmten entfaltbaren Testmodul für die Internationale Raumstation ein zweites derartiges Modul für eine eigene Raumstation bauen zu wollen.
Dieses soll dann an der Bigelows-Station als Ausstiegsschleuse fungieren und es wegen des größeren Volumens mindestens 3 Personen ermöglichen, gemeinsam einen Außenbordaufenthalt durchführen zu können. Das zweite Modul soll an ein 330 m³ großes, ebenfalls entfaltbares Modul angekoppelt werden, welches den Grundstock einer privaten Raumstation bilden und mit Solarzellenpaneelen ausgerüstet werden soll. Es könnte bereits 2016 ins All transportiert werden. Dies hängt vor allem davon ab, ob es bis dahin Raumschiffe gibt, mit denen man die Station auch erreichen kann. Hier sind wohl SpaceX Dragon und Boeing CST-100 die größte Hoffnung für Bigelow.

Zunächst soll aber BEAM, Bigelow Expandable Activity Module, bis 2015 gebaut und dann für 2 Jahre am Knotenmodul Tranquility angekoppelt werden. Die Hülle des etwa 4 Meter langen und 3,20 m durchmessenden Moduls verfügt über etwa 20 Schichten, die eine mit starren Konstruktionen vergleichbare Sicherheit vor Mikrometeoriten bieten soll. Die dünne, metallarme Hülle wird zudem von den meisten energiereichen Teilchen einfach durchdrungen, so dass kein Schauer von Sekundärpartikeln erzeugt wird, die für das Leben in der Station sogar gefährlicher sind als das Primärpartikel selbst.

Während der Testphase an der ISS soll das Modul die meiste Zeit geschlossen bleiben. Im Inneren überwachen allerdings Sensoren Atmosphäre, Dichtheit und Strahlungsumfeld. 2017 soll BEAM dann abgekoppelt werden und in den dichten Atmosphärenschichten der Erde verglühen. Nach oben soll es im Rumpf eines Dragon-Raumschiffs gelangen, da es im zusammengelegten Zustand sowohl kürzer als auch bedeutend schlanker sein wird.

Falls die Tests erfolgreich verlaufen, könnte der Weg für eine breite Nutzung entfaltbarer Stationsmodule frei sein. Ob eines davon noch an der Internationalen Raumstation zum Einsatz kommen soll, bleibt abzuwarten.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: GizMag)


» Mona Lisa zum Mond ’gebeamt’
23.01.2013 - Wie die NASA bereits in der zurückliegenden Woche meldete, wurde ein Bild der Mona Lisa experimentell via Laserstrahl von der Erde zum Lunar Reconnaissance Orbiter übertragen.
Als Sender diente die Next Generation Satellite Laser Ranging Station im Goddard Space Flight Center in Greenbelt (USA), eine Einrichtung zur Messung der Distanz von Satelliten bis zur Bodenstation mittels Laser-Impulsen. Empfänger war der Laser-Höhenmesser an Bord der NASA-Mondsonde Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).

Die Daten wurden als Zeitverzögerungen im Rahmen einer normalen Abstandsmessung übertragen. Kleine Abweichungen zwischen dem erwarteten Zeitpunkt für den nächsten Impuls und dem tatsächlichen Moment gaben die Helligkeitswerte des Schwarzweiß-Bildes an. Dazu war ein Ausschnitt des berühmten Gemäldes von Leonardo da Vinci in ein Raster von 152 x 200 Pixeln aufgeteilt und in 4.096 Helligkeitstsufen (12 Bit) codiert worden.

Da die Atmosphäre der Erde das Licht selbst bei klarem Himmel stört, wurde auch eine Fehlerkorrektur erforderlich, die man ähnlich der bei CDs gestaltete (Reed-Solomon-Code). Anschließend wurde das Bild zur Kontrolle auf konventionellem Wege per Funk zurück zur Erde geschickt. Mit einer Distanz von etwa 390.000 km war dies die bisher weiteste gelungene Datenübertragung per Laserlicht durch den Weltraum.

"Weil LRO bereits in der Lage ist, mit seinem Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) derartige Signale zu empfangen, hatten wir die einmalige Gelegenheit, Einweg-Laser-Kommunikation mit einem weit entfernten Satelliten zu demonstrieren", sagte Xiaoli Sun vom Goddard-Raumfahrtzentrum der NASA und Hauptautor des Optics-Express-Papiers, das am 17. Januar online veröffentlicht wurde und die Arbeit genauer beschrieb. Die Datenrate lag bei 300 Bit/s, worauf es aber nicht ankam. Weder das Lasermesssystem auf der Erde noch der Höhenmesser an Bord der Mondsonde waren ursprünglich für Kommunikationszwecke geschaffen worden. Dass es trotzdem klappt, hat man nun bewiesen.

"Diese wegweisende Leistung bereitet die Bühne für die Lunar Laser Communications Demonstration (LLCD), ein Laserkommunikationsexperiment mit hoher Datenrate, eine zentrale Einrichtung der nächsten Mondmission der NASA, dem Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer (LADEE)", sagte Richard Vondrak, stellvertretender Projektwissenschafter beim Lunar Reconnaissance Orbiter. Der nächste Schritt danach heißt Laser Communications Relay Demonstration (LCRD) und wird die erste Langzeitmission mit optischer Kommunikation der NASA.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: NASA)


» Eine Igelgruppe für Phobos
23.01.2013 - Forscher und Techniker der Stanford University (USA) basteln bereits an der dritten Generation von Kleinrobotern, die sich ungewöhnlich fortbewegen und damit besonders für die Erkundung von Himmelskörpern mit geringer Schwerkraft geeignet sein sollen.
Zudem sollen sie als Gruppe eingesetzt werden und damit schnellere Fortschritte erwarten lassen, als ein konventioneller Lander oder Rover. Im Auftrag der NASA beschäftigt man sich bereits seit Jahren mit einem Projekt, welches mittels einer Muttersonde 5 oder 6 igelartige Bodensonden zum Marsmond Phobos bringen soll, Phobos Surveyor.

Die vergleichsweise kleine Sonde soll etwa ein Dreivierteljahr nach dem Start in eine Marsumlaufbahn eintreten und diese im Verlaufe eines Jahres der des Phobos annähern. Nach einer mehrmonatigen Fernerkundungsphase unter Einsatz von Kameras, Gammstrahlendetektoren und Neutronen-Sensorik sollen geeignete Absetzpunkte für die kleinen Sonden gesucht werden. Danach werden diese einzeln in verschiedenen Regionen abgesetzt und beginnen sofort mit der Arbeit. Sie könnten mit Mikroskopkameras ausgerüstet sein und so die Feinstruktur des Bodens erforschen.

Jede dieser "Igel" genannten Robotersonden soll einen Durchmesser von etwa 50 cm besitzen und an der Außenseite mit einer Vielzahl an nadelartigen Auswüchsen versehen sein. Dadurch werden kleine Steine und Geröll nicht zum Hindernis, gegen größere Brocken würden die Nadeln vorzeitig stoßen, so dass kaum die Gefahr eines Steckenbleibens besteht. Räder hätten insbesondere auf Himmelskörpern mit geringer Gravitation den Nachteil, dass die den Bodenkontakt oder einen gewissen Mindestandruck verlieren könnten.

Die Bewegung der Igel erfolgt nun sozusagen aus deren Innerem heraus. Hier sind 3 Schwungräder auf Achsen in drei verschiedenen Dimensionen angebracht. Motoren und Bremsen können die Drehungen jedes einzelnen Rades sehr rasch ändern, wodurch ein hoher Drehimpuls auf den Gesamtkörper übertragen werden kann, der den Igel rollen, hüpfen oder gar springen lassen kann.

Dies funktioniert offenbar bereits auf der Erde ganz gut. Im Sommer möchte das Team um Marco Pavone bereits Tests bei Parabelflügen durchführen. Hier kann man ein Umfeld mit geringem Bodenandruck für etwa 25 Sekunden am Stück schaffen. Die Fallbeschleunigung auf dem Marsmond Phobos liegt bei etwa 0,006 m/s², die Fluchtgeschwindigkeit vom größeren Marsmond liegt bei etwa 40 km/h (Phobos hat keine kugelähnliche Gestalt). Zum Vergleich: auf der Erde werden wir mit 9,81 m/s² "festgehalten" und müssten gut 40.000 km/h schnell "abspringen", um nicht wieder auf unseren Heimatplaneten zurück zu fallen.

Haupthindernis ist die Finanzierung des Projekts. In den letzten Wochen brachte man sich aber geschickt ins Gespräch und da man in die vom Präsidenten ausgerufene Marschroute passt, ist eine Realisierung in 10 bis 20 Jahren nicht unmöglich.


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Stanford University)


» Rätselhafte Umgebung von Beteigeuze
23.01.2013 - Mit einer Spezialkamera hat das Europäische Weltraumteleskop Herschel eine Aufnahme des hellsten Sterns im Sternbild Orion angefertigt, die merkwürdige Strukturen in seiner Nähe zeigt.
Das Bild zeigt den roten Überriesen Beteigeuze, aufgenommen mit Herschels Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS). Der rote Riese Beteigeuze ist in der unmittelbaren Umgebung von einer Hülle aus klumpigen Materalien umgeben. Die Bögen auf der linken Seite zeugen von einem turbulenten Masseverlust in den vergangenen Jahren. Die Bugwelle wurde in Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium geformt. Auf der linken Seite ist zudem ein schwacher linearer Staubbalken erkennbar. Er könnte ein staubiges Filament sein, das mit dem galaktischen Magnetfeld wechselwirkt, oder es stellt die Kante einer interstellaren Wolke dar, die durch Beteigeuze illuminiert wird.

Durch den Infrarot-Blick von Herschel konnte eine Geschwindigkeit der Bugwelle von etwa 30 Kilometern pro Sekunde ermittelt werden. Die Lichtbögen werden die Wand in etwa 5.000 Jahren treffen. Der Stern selber wird in etwa 12.500 Jahren mit der herannahenden Wand kollidieren.

Mit seinem etwa 1.000-fachen Durchmesser unserer Sonne und einer rund 120.000 Mal größeren Helligkeit ist Beteigeuze wahrscheinlich auf dem Wege zu einer spektakulären Supernova-Explosion in, astronomisch gesehen, kurzer Zeit.

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(Autor: Gertrud Felber - Quelle: ESA)


» Missionserweiterung für Tiangong 1 möglich
24.01.2013 - Bisher hat sich die kleine chinesische Raumstation offenbar bestens bewährt. Bahnmanöver hat sie korrekt ausgeführt, ihre Lage im Raum ist stabil, Kopplungen hat sie sowohl mit einem unbemannten als auch mit einem bemannten Raumschiff absolviert und drei Raumfahrern für eine reichliche Woche als Unterkunft und Laboratorium gedient.
Damit wäre ihre Mission eigentlich bereits erfolgreich abgeschlossen. Shenzhou 10 war wohl ursprünglich als Reservemission für 2012 geplant, falls mit Shenzhou 9 nicht alle Ziele erreicht würden. Jetzt aber scheint eine bloße Wiederholung der Mission als das Sammeln von Erfahrungspunkten. Daher hat man wohl eine Missionserweiterung ins Auge gefasst, und zwar sowohl für Shenzhou 10 als auch für Tiangong 1.

Für die erweiterten Vorbereitungen der Mission Shenzhou 10 nahm man sich ein halbes Jahr mehr Zeit und peilt nun einen Zeitpunkt in der Jahresmitte an. Auf jeden Fall sollen einige neue wissenschaftliche Experimente unternommen werden. Auch könnte die Mission ein paar Tage länger dauern und einen Rundumflug der Station mit dem Raumschiff einschließen. Der Treibstoffaufwand dafür wäre gar nicht so groß.

Internationale Beobachter glauben, dass man einerseits die noch funktionstüchtige Station so einfach nicht aufgeben möchte. Schließlich hat man auch die Mondsonde Chang’e 2 nach erfolgreicher Mission weiter genutzt und sie zunächst zum Lagrangepunkt L2 geschickt und anschließend noch einen Vorbeiflug an dem erdnahen Asteroiden Toutatis organisiert.

Da erscheint es im Bereich des Möglichen, dass man andererseits auch Tiangong 1 noch 2014 für eine erweiterte Mission mit einer Dauer von bis zu einem Monat nutzen könnte. Obendrein könnte der Start von Tiangong 2 entfallen und man 2015 gleich den deutlich größeren Nachfolger starten. Voraussetzung dafür ist allerdings die Fertigstellung der neuen, stärkeren Trägerrakete Chang Zheng 5, die ja eigentlich für 2015 avisiert ist. Die bereits fertige Technik von Tiangong 2 könnte man zu einem späteren Zeitpunkt für eine Frachtmission zu dieser Station nutzen. Immerhin sollen Raumschiffe vom Typ Tiangong 1 in den zwanziger Jahren als Frachter für die große Station dienen.

Bis zu offiziellen Mitteilungen der chinesischen Agentur für bemannte Raumfahrt (engl. Abkürzung: CMSA) bleiben derartige Überlegungen allerdings Spekulationen. Eine erweiterte Mission für Shenzhou 10 scheint indes sicher. Die Verzögerung um etwa ein halbes Jahr lässt sich angesichts der Erfolge der Vorgängermissionen nicht allein mit umfangreicher Datenauswertung begründen.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: SpaceDaily)



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Mars Aktuell: Curiosity hat die Weihnachtsferien beendet von Redaktion



• Curiosity hat die Weihnachtsferien beendet «mehr» «online»
• Marsrover Curiosity: Bereit für die erste Bohrung «mehr» «online»
• Mars Express: Neue Aufnahmen des Reull Vallis «mehr» «online»
• Curiosity: Erste Nachtaufnahmen der MAHLI-Kamera «mehr» «online»
• Opportunity: Neun Jahre Forschung auf dem Mars «mehr» «online»


» Curiosity hat die Weihnachtsferien beendet
07.01.2013 - Während der letzten Wochen waren die Aktivitäten des Marsrovers aufgrund der Weihnachtsfeiertage stark eingeschränkt. Mittlerweile hat der Rover seine Fahrt jedoch fortgesetzt und ist wieder im vollen Umfang mit der Untersuchung der Marsoberfläche beschäftigt.
Bereits wenige Stunden nach unserem bisher letzten Statusbericht vom 19. Dezember 2012 hat der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity seine Fahrt fortgesetzt. Am 20. Dezember, dem Sol 133 der Mission, überbrückte der Rover dabei eine Distanz von rund 22 Metern in die südwestliche Richtung. Der im Rahmen dieser Fahrt erreichte Bereich von "Yellowknife Bay", einer seichten Vertiefung innerhalb des Gale-Kraters, wurde während der folgenden zwei Wochen ausführlich mit den diversen Instrumenten des Rovers untersucht.

Die mit dem formellen Namen "Grandma’s House" belegte Region wurde dabei mehrfach mit den verschiedenen Kamerasystemen des Rovers abgebildet. Aufnahmen der Navigationskameras des Rovers hatten dabei speziell den Horizont zum Ziel. Die so gewonnenen Bilder wurden von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern dazu genutzt, um nach Anzeichen für das Auftreten von Staubteufeln zu suchen. Außerdem dienten diese Aufnahmen dazu, um das aktuelle Wettergeschehen wie zum Beispiel die Wolkenbildung, die Zugrichtung dieser Wolken sowie die Verteilung und Dichte von Staubpartikeln in der Atmosphäre über dem Gale-Krater zu studieren. Des weiteren lieferten die Instrumente REMS, RAD und DAN kontinuierlich Daten.

Speziell die MastCam wurde zudem während der letzten Wochen dazu eingesetzt, um verschiedene hochaufgelöste Panoramen der Umgebung anzufertigen. Auf den dabei gewonnenen Bildern entdeckten die Wissenschaftler bei der anschließend erfolgten Auswertung eine Region, welche ihr besonderes Interesse erweckte, und die sich zudem nur wenige Meter vom aktuellen Standort Curiositys entfernt befand.

Bei dieser mit dem Namen "Snake River" belegten Formation handelt es sich um eine schmale, leicht gewundene Gesteinsformation, welche über eine dunklere Färbung als die Umgebung verfügt, und die zudem leicht über den im Untergrund befindlichen Sand herausragt.

Am 3. Januar 2013, dem Sol 147 der Mission, beendete Curiosity seine durch die Weihnachtsfeiertage und dem anschließenden Jahreswechsel bedingte "Zwangspause" - die an der Mission beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure befanden sich in dieser Zeit größtenteils in einem wohlverdienten Urlaub - und setzte seine Fahrt fort. Am Ende dieser Fahrt, welche über eine Distanz von knapp drei Metern führte, befand sich der Rover unmittelbar vor der besagten gewundenen Gesteinsformation.

In den folgenden Tagen wurde dieser Bereich der Marsoberfläche sowohl mit der ChemCam untersucht als auch mehrfach durch die Mikroskopkamera MAHLI abgebildet. Im Anschluss an die so getätigten Untersuchungen wurde hier am gestrigen Sol 150 auch erstmals ein am Instrumentenarm des Rovers befindliches Hilfsgerät - das "Dust Removal Tool" (DRT) eingesetzt.

Hierbei handelt es sich um eine Bürste, mit der die zu untersuchenden Gesteinsformationen auf der Marsoberfläche von der obersten Staubschicht befreit werden können. Eine solche Staubschicht, welche unter Umständen seit Jahrmillionen den auf dem Mars auftretenden Umweltbedingungen - einschließlich der einfallenden Strahlung - ausgesetzt war, könnte zum Beispiel die Messergebnisse des APX-Spektrometers verfälschen. Im Operationsbetrieb wird die Bürste auf den zu reinigenden Oberflächenbereich aufgesetzt und durch einen Motor in eine rotierende Bewegung versetzt. Der dabei von einer Staubschicht zu "reinigende" Bereich der Marsoberfläche weist einen Durchmesser von rund 45 Millimetern auf.

In den nächsten Tagen wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler anhand der bisher gewonnenen Daten ein Ziel auf der Marsoberfläche auswählen, bei dem dann auch erstmals der ebenfalls am Instrumentenarm befestigte Gesteinsbohrer des Rovers eingesetzt werden wird.

"Über die Feiertage haben wir keine Überraschungen erlebt", so Richard Cook, Projekt-Manager der Curiosity-Mission vom JPL. "Und mittlerweile fährt Curiosity wieder. Das Gebiet, in dem sich der Rover gerade befindet, scheint gut geeignet zu sein für unsere erste Bohrung."

Nach dem Abschluss der damit verbundenen Tests, der daraus resultierenden Untersuchung des von der Marsoberfläche entnommenen Materials und weiteren ausführlichen Studien der gegenwärtig erreichten Region wird sich Curiosity während des Jahres 2013 vornehmlich in die südwestliche Richtung bewegen und sich dabei langsam der Basis des im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Zentralberges annähern. Im Verlauf der weiteren Mission soll der Rover an diesem Berg Stück für Stück emporsteigen und dabei die dort zuvor von verschiedenen Marsorbitern beobachteten geschichteten Gesteinsablagerungen ausführlich untersuchen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 151 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von 702 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile über 36.100 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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


» Marsrover Curiosity: Bereit für die erste Bohrung
16.01.2013 - Am gestrigen Dienstag gab die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA bekannt, dass der erste Einsatz eines Gesteinsbohrers, bei dem es sich um einen Bestandteil der Ausrüstung des Marsrovers Curiosity handelt, unmittelbar bevor steht. Zudem zeigten die bisherigen Analysen des Rovers eine bemerkenswerte geologische Diversität des umgebenden Geländes.
Bereits seit Anfang Dezember 2012 befindet sich der von US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity in der Region "Yellowknife Bay". Speziell der nordwestliche Bereich dieser seichten Vertiefung innerhalb des Gale-Kraters, des Operationsgebietes des Rovers, wurde seitdem ausführlich mit den diversen wissenschaftlichen Instrumenten des Rovers untersucht (Raumfahrer.net berichtete mehrfach).

Am gestrigen Dienstag gab die NASA im Rahmen einer Pressekonferenz bekannt, dass hier auch erstmals Curiositys Gesteinsbohrer zum Einsatz kommen soll. Dieses "Powder Acquisition Drill System" (kurz "PADS") kann mittels eines Schlagbohrmechanismus 1,6 Zentimeter durchmessende und bis zu fünf Zentimeter tiefe Löcher in die Marsoberfläche oder in die dort befindlichen Gesteine bohren. Das im Rahmen eines solchen Bohrvorganges pulverisierte Marsgestein kann anschließend durch die verschiedenen Analyseinstrumente des Rovers eingehend untersucht werden.

"Das Anbohren eines Felsens und die anschließende Entnahme einer Bodenprobe stellt die bisher größte technische Herausforderung seit unserer Landung dar. Ein solcher Vorgang wurde noch nie zuvor auf dem Mars durchgeführt", so Richard Cook vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, der Projektmanager der Curiosity-Mission. "Die Hardware des Bohrers wird dabei energetisch mit dem Marsgestein interagieren, wobei wir keinerlei Kontrolle über diesen Vorgang haben. Es würde uns nicht überraschen, wenn bei dieser ersten Bohrung einige Schritte nicht ganz so ablaufen, wie wir uns das eigentlich ursprünglich gedacht haben."

Für diese erste Bohrung wurde eine nur rund fünf Meter vom aktuellen Standort des Rovers entfernt gelegene Gesteinsplatte aus frei zutage liegenden Grundgestein ausgewählt, welche zu Ehren des im Jahr 2011 verstorbenen stellvertretenden Projektmanagers der Mars Science Laboratory-Mission, so die frühere Bezeichnung des Rovers, mit dem Namen "John Klein" belegt wurde.

In den nächsten Tagen soll der Rover zu dieser Formation dirigiert werden und diese zunächst eingehender mit den verschiedenen Kamerasystemen abbilden. Zudem sind nähere Untersuchungen mit dem APX-Spektrometer, der Mikroskopkamera MAHLI und der ChemCam vorgesehen. Sofern die an der Mission beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure keine Einwände vorbringen soll in diesem Bereich dann innerhalb der kommenden zwei Wochen erstmals der Bohrer aktiviert werden.

Die Gesteinsformation "John Klein" befindet sich in einem Bereich, in dem mithilfe der verschiedenen Kamerasysteme des Rovers in den letzten Tagen und Wochen unerwartete geologische und mineralogische Strukturen wie feine "Venen" aus einem auffallend hellen Material, in Sandstein eingebettete Steine und Sandkörner, schräg geschichtete Gesteinsablagerungen und eventuell sogar Hohlräume im Untergrund entdeckt wurden.

Die Region "Yellowknife Bay" wurde bereits kurz nach der Landung Curiositys als erstes anzusteuerndes Forschungsgebiet ausgewählt. Der Grund hierfür war, dass laut den Daten der verschiedenen Marsorbiter in diesem Bereich der Marsoberfläche drei verschiedene Geländetypen aufeinandertreffen, welche sich vermutlich zu unterschiedlichen Zeiten und unter unterschiedlichen Umweltbedingungen herausbildeten.

Diese in diesem Bereich der Marsoberfläche gegebene Divergenz macht sich auch in den Temperaturdaten bemerkbar, welche regelmäßig durch die Wetterstation REMS gesammelt werden. Die in den letzten Wochen gemessenen Veränderungen der Oberflächentemperatur sind nicht durch zeitweise auftretende Wetterveränderungen bedingt, sondern deuten vielmehr auf eine deutlich veränderte Zusammensetzung der Oberfläche hin.

"Wir wurden durch die aus dem Orbit gewonnenen Daten hierher geführt", so John Grotzinger, der Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission vom California Institute of Technology (CIT). "Was wir dann jedoch bei unserer Ankunft vorfanden, war eine ziemlich große Überraschung für uns. Dieses Areal weist zwar ebenfalls Anzeichen für eine ehemals feuchte Vergangenheit auf, unterscheidet sich dabei jedoch deutlich von dem [etwa 500 Meter westlich gelegenen] Flussbett, in dem wir ursprünglich gelandet sind. Eventuell existieren hier sogar verschiedene Geländeformen, welche durch einstmals feuchte Umweltbedingungen zu erklären sind."

Hinweise hierauf konnte unter anderem die ChemCam liefern, welche in verschiedenen untersuchten Bodenproben erhöhte Werte von Kalzium, Schwefel und Wasserstoff nachweisen konnte. Bei den entdeckten Venen könnte es sich demzufolge um in Basanit-Gestein eingebettete Konzentrationen von hydratisiertem Calciumsulfat - auch als "Gips" bekannt - handeln.

"Bei uns auf der Erde ist für die Entstehung solcher Venen Wasser notwendig, welches in Gesteinsspalten zirkuliert", so der dem ChemCam-Team angehörende Wissenschaftler Nicolas Mangold von dem in Nantes/Frankreich ansässigen Laboratoire de Planetologie et Geodynamique.

Die des Weiteren in diesem Bereich beobachtete rundlichen Konkretionen wurden vermutlich ebenfalls unter dem Einfluss von Wasser gebildet, welches anschließend im Rahmen weiterer Prozesse durch Poren im Sedimentgestein in den Untergrund sickerte. Beides sind deutliche Hinweise darauf, dass das Oberflächengestein in diesem Bereich der Marsoberfläche einstmals einer reichlichen Einwirkung durch flüssiges Wasser unterlegen sein muss. Eine erste Analyse der Sedimentgesteine ergab, dass sich diese aus Sandstein und aus Siltstein zusammensetzen. Die darin enthaltenen Körner unterscheiden sich in ihrer Größe und Struktur deutlich von den Kiesablagerungen, welche während des letzten Jahres im Landebereich des Rovers aufgefunden wurden.

"All diese unterschiedlichen Sedimentgesteine zeigen uns, dass hier einstmals Bedingungen vorherrschten, unter denen sich Material aktiv auf der Marsoberfläche ablagern konnte"; so Aileen Yingst vom Planetary Science Institute in Tucson/Arizona, eine der Mitarbeiterinnen des MAHLI-Instruments des Rovers. "Die dabei zu beobachtenden unterschiedlichen Korngrößen sind Hinweise auf die unterschiedlichen Transportbedingungen bei denen dies geschah."

Durch die erste Bohrung und die daraus resultierenden Untersuchungen der dabei zu gewinnenden Proben erhoffen sich die Marsforscher weitere Erkenntnisse über die einstmals vorherrschenden Bedingungen, unter denen diese Ablagerungen entstanden.

Weitere Wochen der Forschung "Vor Ort"


Die damit verbundenen Arbeiten werden sich allerdings als relativ zeitaufwändig gestalten und zudem in mehreren Schritten erfolgen. Die ersten Bohrungen sollen dabei durchgeführt werden, um das Bohrgehäuse und die Verbindungsgänge zwischen dem Bohrer und den Analyseinstrumenten von eventuellen von der Erde mitgeführten Kontaminationen zu reinigen.

In einem nächsten Schritt sollen weitere Bohrungen durchgeführt werden, wobei das dabei gewonnene Material schließlich dem im Inneren des Rovers befindlichen CheMin-Spektrometer zugeführt werden soll. Durch die dortige Analyse der zuvor durch die Bohrungen zu feinem Staub zermahlenen Gesteinsproben soll deren mineralogische Zusammensetzung entschlüsselt werden. Weitere Analysen durch das SAM-Instrument sollen schließlich auch die chemische Zusammensetzung des angebohrten Gesteins offen legen.

Diese Vorgehensweise wird aller Wahrscheinlichkeit einen Zeitraum von nochmals mehreren Wochen benötigen. Im Anschluss an die Durchführung der ersten Bohrungen auf dem Mars werden vermutlich noch verschiedene "Nachfolgeuntersuchungen" durchgeführt, um die gewonnenen Ergebnisse in einen entsprechenden Kontext zu versetzen. Erst danach wird der Marsrover Curiosity seine Erforschung der Region "Yellowknife Bay" beenden und seine Fahrt zu dem im Zentrum des Gale Kraters gelegenen Zentralberges Aeolis Mons beginnen. Aufgrund der somit wohl frühestens im März 2013 beginnenden Weiterfahrt könnte sich die Ankunft am Fuß des Zentralberges bis zum Ende dieses Jahres verschieben.

Laut John Grotzinger stellt diese in den letzten Wochen entstandene Verzögerung - nach den ursprünglichen Plänen sollte die Erforschung von Yellowknife Bay eigentlich bereits Ende Dezember 2012 abgeschlossen sein - jedoch kein Problem. Die primäre Aufgabe des Rovers besteht nun einmal darin, die Bedingungen auf dem Mars möglichst genau zu analysieren, und nicht etwa darin, neue Geschwindigkeits- oder Entfernungsrekorde aufzustellen.

Aufgrund der dort beobachteten interessanten Geologie gestaltet sich der der derzeitige Standort des Rovers dabei für die an der Mission beteiligten Wissenschaftler als ein überaus interessantes Studienobjekt. Aufgrund der permanent durch aktuelle Forschungs- und Beobachtungsergebnisse geleiteten weiteren Vorgehensweisen ist es zudem relativ schwierig, einen festen Zeitplan für die zukünftigen Aktivitäten beziehungsweise für die zu bestimmten Zeitpunkten zu erreichenden Standorte zu erstellen.

Der sich aktuell ergebende Aufenthalt am jetzigen Standort soll unter anderem auch dazu genutzt werden, um Curiosity ein Update für seine derzeit verwendete "Flight Software" zu übermitteln. Nach dem Überspielen dieses Updates, so die Erwartungen der an der Mission beteiligten Ingenieure, wird der Rover über noch größere Kapazitäten als bisher verfügen, um eigenständig Forschungsziele auf dem Mars auszuwählen und diese mit seinen Kamerasystemen abzubilden. Das entsprechende Update soll laut Richard Cook in etwa vier Wochen übermittelt werden.

Bis zum heutigen Tag, dem "Sol" 159 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von etwa 705 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. In diesem Zeitraum haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile über 37.700 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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


» Mars Express: Neue Aufnahmen des Reull Vallis
18.01.2013 - Gestern veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen das Reull Vallis auf dem Mars. Die Bilder beinhalten Hinweise dafür, dass diese Landschaft in der Vergangenheit von Wassereisgletschern geformt wurde.
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.

Am 14. Mai 2012 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 10.657 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Reull Vallis und bildete dabei einen Teilbereich des Oberlaufes dieses Tals mit der High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC"), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Das Zentrum der dabei angefertigten Aufnahmen befindet sich bei 41 Grad südlicher Breite und 107 Grad östlicher Länge. Das dargestellte Gebiet umfasst etwa 15.000 Quadratkilometer und verfügt über eine Ausdehnung von 180 mal 80 Kilometern. Aus einer Überflughöhe von rund 320 Kilometern wurde die Marsoberfläche dabei mit einer Auflösung von bis zu 16 Metern pro Pixel abgebildet.

Bei den zahlreichen Gräben und Tälern, welche sich durch das Hochland unseres äußeren Nachbarplaneten winden, ist nicht immer offensichtlich, durch welche geologischen Prozesse diese einstmals entstanden sind. Manche der Täler auf dem Mars weisen ganz ähnliche Merkmale wie Täler auf der Erde auf, welche durch abfließendes Oberflächenwasser ausgespült wurden. Andere Täler auf dem Mars verfügen dagegen über eine Morphologie, bei der dies nicht so offensichtlich ist. Die am gestrigen Tag veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen den Oberlauf des Reull Vallis, einem Tal, welches zumindest zeitweise durch das Fließen von Gletschereis geprägt wurde.

Bei dem Reull Vallis handelt es sich um einen auf der Südhemisphäre des Mars gelegenen grabenartigen Abflusskanal. Seinen Ursprung hat dieses Tal in der Hochebene Promethei Terra, von wo aus es sich über eine Länge von etwa 1.500 Kilometer durch das südliche Hochland des Mars erstreckt, bevor es in das weiter westlich gelegene Impaktbecken Hellas Planitia mündet. Mit einem Durchmesser von annähernd 1.600 x 2.300 Kilometern und einer Tiefe von bis zu neun Kilometern handelt es sich bei diesem Impaktbecken um die größte Impaktstruktur auf dem Mars und - nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond - zudem um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

Mit den stereoskopischen Bilddaten der HRSC-Kamera, aus denen sich auch digitale Geländemodelle ableiten lassen, erschließt sich den Marsforschern die Topographie der Umgebung des Reull Vallis und das Profil dieses grabenartigen Tals. In dem durch die Kamera abgebildeten Bereich weist das Tal demzufolge über eine Länge von 80 Kilometern eine konstante Breite von zirka sieben Kilometern auf und wird von steil abfallenden, ungefähr 300 Meter hohen und zugleich sehr scharf konturierten Talwänden begrenzt. Auffallend ist dabei das kastenförmige Profil des Reull Vallis. Dieses Profil unterscheidet sich deutlich von den meisten der auf der Erde auftretenden Tälern, welche ein eher "V" oder "U-förmiges" Grundprofil aufweisen.

Aus Norden kommend mündet ein Nebental in den Hauptkanal des Reull Vallis (zu sehen in der nebenstehenden Aufnahme). Beim Betrachten der regionalen Umgebung in der topographischen Karte ist erkennbar, dass weiter oben im Talverlauf ein Seitenarm vom Reull Vallis abzweigt und sich an dieser Stelle wieder mit dem Haupttal vereint.

Der Talgrund des Reull Vallis ist von diversen Ablagerungen bedeckt, auf deren Oberfläche ein auffallendes Muster zu erkennen ist. Dieses Muster, welches zumeist parallel zu den Rändern des Tals verläuft, an manchen Stellen aber auch wie bei einem Zopf verschlungene Strukturen aufweist, deutet auf einen in der Vergangenheit aktiven Materialfluss hin. Sehr wahrscheinlich wurde dieses Muster durch einen Eisgletscher erzeugt, auf dessen Oberfläche große Mengen an Schutt und Geröll talwärts transportiert wurde. Die Fließstrukturen weisen eine gewisse Ähnlichkeit mit den sogenannten Blockgletschern auf der Erde auf.

Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf unserem Heimatplaneten vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als eines der typischen Landschaftselemente.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist, welcher - von der Seite kommend - auf das Eis rutschte. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt den Blockgletscher dabei über längere Zeiträume hinweg vor einer direkten Einstrahlung des Sonnenlichts und somit auch vor einem Abschmelzen. Übertragen auf den Mars ist es somit gut denkbar, dass die im Bereich des Reull Vallis zu beobachtenden Strukturen von langsam über die Marsoberfläche "fließenden" Blockgletschern gebildet wurden.

Ganz ähnliche Strukturen wie im Talverlauf des Reull Vallis finden sich zudem auch in der Füllung von verschiedenen Impaktkratern in der unmittelbaren Umgebung. Besonders gut ist dies bei zwei kleinen Einschlagskratern zu erkennen, welche sich nordwestlich des Tals befinden (zu erkennen rechts oben in der Nadir-Farbansicht und in der nebenstehenden perspektivischen Ansicht). Zwar schützt diese Auftauschicht das darunter liegende Wassereis prinzipiell viel länger vor einem Abtauen beziehungsweise vor einer Sublimation (dem direkten Übergang des Wassers vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand), jedoch dürfte sich mittlerweile auch in diesen gemäßigten Breitengraden auf dem Mars mit großer Wahrscheinlichkeit kein Wassereis mehr unter den von dem Gletscher abgelagerten Sedimenten befinden.

Nördlich des Reull Vallis befinden sich einige der etwa zwei- bis dreitausend Meter hohen Berge des Promethei Terra (zu erkennen in der rechten Bildhälfte der Nadir-Farbansicht). Deren eher sanft ausfallende Morphologie zeigt, dass auf diese Berge schon seit langer Zeit verschiedene Erosionskräfte eingewirkt haben. In den Zwischenräumen zwischen diesen Bergen sind die Umrisse von großflächig ausfallenden Schichten erkennbar, welche über zungenförmige Ränder und gelegentlich glatte Oberflächen verfügen. Stellenweise ähnelt die hiesige Gestalt der Oberfläche aber auch der im Inneren der Krater zu beobachtenden Topografie. Auch hierbei könnte es sich somit um Sedimente handeln, welche von Gletschereis hinterlassen wurden. Speziell bei den Schichten mit einer glatten Oberfläche könnte es sich allerdings auch um vulkanische Ablagerungen handeln.

Ganz offensichtlich wurden in diesem Bereich der Marsoberfläche im Laufe der Zeit große Mengen an Material von den Bergflanken abgetragen und anschließend in tiefer gelegene Regionen verfrachtet, wo es sich vorzugsweise in Einschlagskratern angesammelt hat. Auch dieses "schlierige", den kreisrunden Kraterrändern folgende Muster der Ablagerungen in diesen Kratern erinnert stark an Strukturen, welche auf der Erde von Gletschern erzeugt werden. Abgestufte Terrassen an den Innenwänden der Impaktkrater sind Hinweise darauf, dass einstmals aufgrund des in der Vergangenheit unter der Schutt- und Geröllbedeckung befindlichen Gletschereises ein höherer "Geröllpegel" vorherrschte. Erst durch das Abtauen des Eises und die Einwirkung des dabei freigesetzten Schmelzwassers sackte die Sedimentschicht auf ihren heutigen Höhenstand ab.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Reull Vallis wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen 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.

Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 10.657 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Reull Vallis finden Sie auch 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)


» Curiosity: Erste Nachtaufnahmen der MAHLI-Kamera
24.01.2013 - Am vergangenen Dienstag wurde erstmals die Mikroskopkamera des Marsrovers Curiosity dazu eingesetzt, um einen Teilbereich der Marsoberfläche auch während der Nacht abzubilden.
Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity hat vor wenigen Tagen seinen "Mars Hand Lens Imager", hierbei handelt es sich um eine am Instrumentenarm des Rovers befestigte Mikroskopkamera, eingesetzt, um einen Teilbereich der unmittelbar vor dem Rover gelegenen Marsoberfläche auch während der Nacht abzubilden.

Als Beobachtungsziel für diese ersten während der Nachtstunden angefertigten Detailaufnahmen der Marsoberfläche wählten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler einen mit dem Namen "Sayunei" belegten kleinen Felsbrocken aus. Zuvor wurde das linke Vorderrad des Rovers dazu genutzt, um die Oberfläche dieses Felsens durch kontrollierte Drehbewegungen provisorisch von einer bedeckenden Staubschicht zu reinigen. So wurde den Wissenschaftlern ein Blick auf einen Bereich der Gesteinsoberfläche ermöglicht, welche nicht durch Tausende von Jahren alte Staubablagerungen verunreinigt ist.

Neben den vier Weißlicht-LEDs, mit denen die MARDI-Kamera ausgestattet ist, wurden für die Abbildung der Gesteinsformation auch zwei UV-LEDs eingesetzt, welche im Wellenlängenbereich von 365 Nanometern arbeiten.

"Das Ziel der Beobachtungen unter UV-Licht bestand in der Suche nach fluoreszierenden Mineralen", so Dr. Kenneth S. Edgett von der Firma Malin Space Science Systems (MSSS) aus San Diego/Kalifornien - der für dieses Instrument hauptverantwortliche Wissenschaftler. "Die Bilddaten haben uns gerade erst erreicht und das wissenschaftliche Team ist immer noch mit der Erstauswertung der Aufnahmen beschäftigt. Wenn dabei etwas zu erkennen sein sollte, was unter der ultravioletten Beleuchtung irgendwie grün, gelb, orange oder rötlich aussieht, so wäre dies ein ziemlich deutlicher Hinweis auf eine Fluoreszenz."

Die Aufnahmen der Marsoberfläche und vergleichende Abbildungen einer Kalibrierungsscheibe wurden in der Nacht vom 22. auf den 23. Januar 2013 - dies entsprach in etwa 21:20 lokaler Zeit während des Missionstages Sol 165 - auf dem Mars angefertigt und wurden im Laufe des 23. Januar an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt.

Der Gesteinsbrocken "Sayunei" befindet sich in unmittelbarer Nähe zu der Region "John Klein", wo in wenigen Tagen auch erstmals der Gesteinsbohrer des Marsrover Curiosity eingesetzt werden soll (Raumfahrer.net berichtete). Seine bisher letzte Fahrt, welche dabei über eine Distanz von 3,63 Metern erfolgte, führte der Rover am gestrigen 23. Januar durch.

Bis zum heutigen Tag, dem "Sol" 167 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von etwa 746 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. In diesem Zeitraum haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile fast 40.000 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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


» Opportunity: Neun Jahre Forschung auf dem Mars
25.01.2013 - In den 90er Jahren des vergangenen Jahrhunderts entwickelten Wissenschaftler der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA den Plan, eine aus zwei Rovern bestehende Robotermission zu unserem äußeren Nachbarplaneten, dem Mars, zu entsenden. Opportunity, der zweite der beiden an dieser Mission beteiligten Rover, landete heute vor neun Jahren auf dem Mars.
Das primäre Ziel dieser aus zwei baugleichen Rovern bestehenden Robotermission, so die gestellte Zielsetzung der NASA, bestand in der Suche nach Anzeichen für ein früheres Vorhandensein von flüssigem Wasser auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Insbesondere sollten dazu die Zusammensetzung und Verteilung von Mineralien und Gesteinen in der unmittelbaren Umgebung der Landestellen der beiden Rover untersucht werden. In Anlehnung an ihre instrumentarischen Ausstattung mit jeweils drei Spektrometern, diversen Kamerasystemen, einer Mikroskopkamera und einem Gesteinsbohrer werden die beiden Rover Spirit und Opportunity deshalb auch als "Robotergeologen" bezeichnet.

Was von der NASA anfangs als eine Mission von lediglich 90 Tagen Dauer geplant war, entwickelte sich im Laufe der folgenden Jahre zu einer nahezu unvergleichlichen Erfolgsgeschichte. Sowohl aus technischer als auch aus wissenschaftlicher Sicht übertrafen die beiden Rover selbst die optimistischsten Erwartungen bei Weitem.

Heute vor neun Jahren, am 25. Januar 2004, landete Opportunity, der zweite der beiden an dieser Mission beteiligten Rover, um 06:05 Uhr MEZ etwa zwei Grad südlich des Marsäquators auf der Hochebene Meridiani Planum. Bereits wenige Tage danach begann der Robotergeologe mit seiner Untersuchung der Marsoberfläche.

In den folgenden Jahren bewegte sich der Rover über eine Distanz von fast 35,5 Kilometern über die Oberfläche des Mars und untersuchte dabei neben verschiedenen signifikanten Bodenstrukturen und Felsformationen diverse auf dem Weg gelegenen Krater und mehrere offen auf der Marsoberfläche liegende Meteoriten (Raumfahrer.net berichtete mehrfach).

Nicht zuletzt aufgrund der während dieser Untersuchungen gesammelten Daten gilt es mittlerweile als gesichert, dass auf der Oberfläche des Mars vor Jahrmilliarden Wasser geflossen ist, welches dort seine deutlich nachweisbaren Spuren hinterlassen hat. Dieses Wasser ist dabei lange genug geflossen, um die Chemie und Mineralogie der Oberfläche nachhaltig zu verändern.

Auf seinem Weg über das Meridiani Planum erreichte Opportunity schließlich am 9. August 2011, dem Sol 2.681 der Mission, den Endeavour-Krater (Raumfahrer.net berichtete). Opportunity befand sich jetzt direkt an der Südspitze des Cape York, einer mehrere hundert Meter langen und nur wenige Meter hohen Geländeerhebung, welche sich direkt am westlichen Rand dieses etwa 22 Kilometer durchmessenden Kraters befindet.

Einstmals vorhandenes Wasser


Vorherige Untersuchungen des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) deuteten eindeutig darauf hin, dass sich am Westrand dieses Kraters an verschiedenen Stellen Schichtsilikate und Tonminerale abgelagert haben. Dies weist auf eine früher erfolgte Interaktion der dortigen Oberfläche mit Wasser hin. Sowohl Opportunity als auch sein baugleicher "Zwillingsbruder", der mittlerweile nicht mehr aktive Rover Spirit, haben im Verlauf ihrer Forschungsarbeiten mehrfach Minerale auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten nachgewiesen, welche sich normalerweise nur unter dem Einfluss von Wasser bilden können.

Erwähnenswert ist in diesem Zusammenhang besonders der Nachweis von Sulfaten. Diese Sulfate benötigten für ihre Bildung jedoch wahrscheinlich lediglich punktuell auftretende Konzentrationen von verhältnismäßig salzigem Wasser, welches zudem nicht dauerhaft auf der Planetenoberfläche aufgetreten sein muss. Für die Bildung von Tonmineralen müsste die Marsoberfläche dagegen über einen deutlich längeren Zeitraum mit Wasser interagiert haben.

Ein weiterer Unterschied bei der Bildung von Sulfaten und Tonmineralen ist der pH-Wert des dafür benötigten Wassers. Eines der Sulfate, welches Opportunity in den bisher untersuchten Gesteinen nachweisen konnte, ist das Mineral Jarosit, welches sich ausschließlich in einer sehr "sauren" Umgebung bildet. Eine solche Umgebung stellt für die meisten irdischen Lebensformen, abgesehen von hochspezialisierten extremophilen Organismen, jedoch eine eher schlechte Lebensgrundlage dar. Die meisten Astrobiologen halten es für unwahrscheinlich, dass sich unter solchen extremen Voraussetzungen Leben bilden kann.

Tonminerale entstehen dagegen bei höheren, nahezu neutralen pH-Werten. Ihr Vorhandensein im Bereich des Endeavour-Kraters wird als ein Hinweis darauf interpretiert, dass sich in diesem Bereich der Marsoberfläche einstmals pH-neutrales Wasser befunden haben muss - und dies über einen in geologischen Zusammenhängen betrachtet längeren Zeitraum. Eine solche Umgebung könnte in der Vergangenheit unter bestimmten Umständen die Entstehung von primitiven Lebensformen auf dem Mars begünstigt haben.

Die Region Matijevic Hill


Während der letzten 17 Monaten überquerte der Rover das Cape York und führte dabei diverse Untersuchungen durch, wobei sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler seit dem Oktober 2012 speziell auf dessen östlichen Bereich konzentrierten. Dort konnte das CRISM-Spektrometer an Bord des von der NASA betriebenen MRO die höchste Konzentration von Smektiten - hierbei handelt es sich um Schichtsilikate, welche eine bestimmte Gruppe der Tonminerale bilden - registriert.

Inzwischen sind sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler sicher, die Quellen der Smektitsignaturen identifiziert zu haben. Die Smektite konzentrieren sich demzufolge in flachen, offen zutage liegenden Gesteinsformationen, deren leicht dunkle Oberfläche mit feinen Adern durchzogen ist, und welche von den Mitarbeitern der Mission mittlerweile als "Whitewater Lake Outcrops" bezeichnet werden. Diese Formationen gehören zu einer auffälligen Gesteinsschicht, welche einen Teilbereich des westlichen Randes des Endeavour-Kraters bildet und bei der es sich wahrscheinlich um die ältesten Gesteinsformationen handelt, die Opportunity im bisherigen Missionsverlauf untersuchen konnte.

Gegenwärtig sind die Mitarbeiter der Mission noch damit beschäftigt, die bisher gewonnenen Daten des Rovers auszuwerten, was in einer engen Zusammenarbeit mit den Wissenschaftlern der MRO-Mission erfolgt. Ein direkter Nachweis der Smektite von der Marsoberfläche aus ist dabei allerdings nicht möglich, da zwei der drei Spektrometer von Opportunity, das Mini-TES und das Moessbauer-Spektrometer - beide waren für die Identifizierung von Mineralien bestimmt - mittlerweile leider nicht mehr einsatzfähig sind. Ein Abgleich der im Laufe des letzten Jahres nochmals neu ausgewerteten CRISM-Daten des Mars Reconnaissance Orbiter mit den Kameraaufnahmen des Rovers hat jedoch gezeigt, dass die Smektitsignaturen exakt in den Regionen auftreten, in denen Opportunity auch die als "Whitewater Lake Outcrops" bezeichneten Gesteinsplatten vorfand.

"Der vom CRISM beobachtete Smektitbereich korreliert eins zu eins mit den Aufschlüssen der Whitewater-Formationen", so Ray Arvidson von der Washington University in St.Louis/USA, der stellvertretende Principal Investigator der Mars Exploration Rover-Mission. "Das gesamte Ensemble an Daten, welche wir mit den uns zu Verfügung stehenden Möglichkeiten gesammelt haben, deutet darauf hin, dass Whitewater Lake eine ganz spezielle Art einer Ablagerung darstellt. Das Gestein weist eine dunklere, leicht violette Oberfläche auf. Es ist sehr feinkörnig und von Adern durchzogen. Es erodiert sehr schnell und es enthält mehr Silizium und Aluminium als viele andere Gesteine, welche wir zuvor untersucht haben. All dies sagt uns, dass Whitewater Lake etwas Besonderes ist."

Gleichzeitig versuchen die Marsforscher die Bedingungen nachzuvollziehen, unter denen sich die Smektite einstmals gebildet haben. Als sicher gilt dabei bisher, dass der Endeavour-Krater während des Noachischem Zeitalters auf dem Mars entstand und somit mindestens 3,7 Milliarden Jahre alt ist. Sehr wahrscheinlich - dies ist aber noch nicht gesichert - bildeten sich die "Whitewater Lake Outcrops" ebenfalls in dieser Periode, in welcher der Mars noch über ein wärmeres und feuchteres Klima verfügte. Um dies endgültig zu klären ist es jedoch zunächst erforderlich, die Abfolgen der einzelnen Schichten der Ablagerungen in einen zeitlichen Kontext zu versetzen.

Seit dem letzten ausführlicheren Statusupdate vom 9. Dezember 2012 hat sich der Marsrover Opportunity nur unwesentlich von seinem damaligen Standort fortbewegt. Die letzten Wochen wurden in erste Linie damit verbracht, verschiedene in der unmittelbaren Umgebung liegende Gesteinsformationen anzusteuern und auch diese ausführlich zu untersuchen. Neben den Kameras des Rovers kamen dabei auch das letzte verbliebene Spektrometer, das vom Max-Planck-Institut für Chemie entwickelte und betriebene APX-Spektrometer, die Mikroskopkamera des Rovers und dessen Gesteinsbohrer mehrfach zum Einsatz.

Bei einer der angesteuerten Gesteinsformationen handelte es sich um die Formation "Copper Cliff", welche anscheinend einen Übergang zwischen zwei verschiedenen geologischen Formationen bildet - der aus einem Impaktereignis resultierenden "Shoemaker-Formation" und der smektithaltigen "Whitewater-Formation" - und die laut den Messergebnissen des APX-Spektrometers einen deutlich niedrigeren Eisengehalt als die zuvor untersuchten Bereiche aufweist. Erste Vermutungen, denen zufolge es sich bei Copper Cliff um eine weitere Impaktbrekzie handeln könnte, haben sich somit nicht bestätigt.

Nach dem Abschluss der mehrwöchigen Studien von Copper Cliff hat sich Opportunity seit dem 5. Januar 2013 mittlerweile erneut einer Formation genähert, welche dem "Whitewater Lake Outcrop" zugerechnet wird, und auch diese eingehend untersucht. Ein spezielles Augenmerk wurde dabei auf die Analyse der feinen Venen gelegt, welche diese Gesteine überziehen. "Das Gebiet von Matijevic Hill [so die allgemeine Bezeichnung für diese Region] ist eines der interessantesten, rätselhaftesten und [aus wissenschaftlicher Sicht] wichtigsten Gebiete der gesamten Mission", so Dr. Steve Squyres von der Cornell University, der wissenschaftliche Leiter der Mars Exploration Rover-Mission. "Wir haben hier noch viel Arbeit zu verrichten."

Erst nach dem Abschluss dieser Arbeiten wird sich der Robotergeologe Opportunity neuen Forschungsgebieten zuwenden und seine der Erkundung und der Erforschung des Mars dienenden Fahrt über die Oberfläche unseres Nachbarplaneten fortsetzen. Neben dem technischen Zustand, und dieser darf auch trotz des mittlerweile erreichten Alters und einer bereits mehrjährigen Überschreitung des garantierten Einsatzalters immer noch als "gut" bezeichnet werden, muss dabei jedoch immer auch ein Auge auf die aktuelle Energiesituation des ausschließlich mittels Sonnenergie betriebenen Rovers geworfen werden.

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.

  • 23.01.2013: 0,540 kWh/Tag , Tau-Wert 1,110 , Lichtdurchlässigkeit 65,10 Prozent
  • 16.01.2013: 0,498 kWh/Tag , Tau-Wert 1,080 , Lichtdurchlässigkeit 62,30 Prozent
  • 09.01.2013: 0,509 kWh/Tag , Tau-Wert 1,010 , Lichtdurchlässigkeit 62,00 Prozent
  • 29.12.2012: 0,542 kWh/Tag , Tau-Wert 0,961 , Lichtdurchlässigkeit 63,30 Prozent
  • 27.12.2012: 0,485 kWh/Tag , Tau-Wert 1,020 , Lichtdurchlässigkeit 59,40 Prozent
  • 18.12.2012: 0,533 kWh/Tag , Tau-Wert 0,955 , Lichtdurchlässigkeit 60,70 Prozent
  • 11.12.2012: 0,524 kWh/Tag , Tau-Wert 0,923 , Lichtdurchlässigkeit 59,90 Prozent
  • 04.12.2012: 0,536 kWh/Tag , Tau-Wert 0,866 , Lichtdurchlässigkeit 59,90 Prozent

Die für die Planung der Mars Exploration Rover-Mission verantwortlichen Mitarbeiter der NASA gingen ursprünglich davon aus, dass Opportunity sehr wahrscheinlich nur für einen Zeitraum von etwa 180 Tagen einsatzfähig sein würde. In dieser Zeit, so die allgemeine Einschätzung, würde Opportunity etwa 600 bis maximal 900 Meter auf der Marsoberfläche zurücklegen können, bevor der Rover aufgrund eines immer weiter abnehmenden Energielevels nicht mehr in der Lage sein würde, seine Mission fortzusetzen. Die Realität hat diese Erwartungen mittlerweile jedoch bei Weitem übertroffen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 3201 der Mission, hat Opportunity insgesamt 35.455,34 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei mehr als 176.000 Bilder von der Oberfläche und der Atmosphäre des Roten Planeten aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Höhere Auflösungen des "Matijevic Hill Panoramas" finden Sie hier.

"Das Beeindruckendste an dieser Mission ist nicht etwa deren Dauer oder die dabei zurückgelegte Wegstrecke. Viel wichtiger sind die dabei erfolgten Untersuchungen und die Vielzahl der dabei erfolgten Entdeckungen", so John Callas vom JPL, der Projektmanager der Mission.

Durch die im bisherigen Missionsverlauf gesammelten Daten wurde das Wissen der Menschheit über den Mars ungemein erweitert. Und diese Gewinnung neuer Erkenntnisse ist hiermit keineswegs beendet. Speziell die erst kürzlich erfolgten Entdeckungen bezüglich der Smektite warten immer noch auf ihre Publikation in den dafür zuständigen Fachzeitschriften, was aufgrund des damit verbundenen Vorgehensweisen allerdings noch mehrere Monate dauern kann.

Nach dem Ende seiner gegenwärtig erfolgenden Untersuchungen des Cape York wird der Rover seine Fahrt fortsetzen und sich dabei weiter in die südliche Richtung bewegen. Auch dort soll Opportunity im Bereich des Cape Tribulation - einer weiteren Erhebung am westlichen Rand des Endeavour-Kraters - die zuvor in dieser Region vom Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter registrierten Ablagerungen von Tonmineralen aufspüren und diese anschließend näher untersuchen. Auch in der Zukunft wird uns dieser äußerst erfolgreiche Kundschafter der Menschheit somit mit vielen neuen Erkenntnissen und Fotodokumenten von unserem Nachbarplaneten überraschen.

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Saturn Aktuell: Cassinis Saturnorbit Nummer 180 hat begonnen von Redaktion



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» Cassinis Saturnorbit Nummer 180 hat begonnen
12.01.2013 - Vor wenigen Stunden begann der mittlerweile 180. Umlauf der Raumsonde Cassini um den Saturn. Das Augenmerk der an der Mission beteiligten Wissenschaftler wird sich auch während der nächsten zwei Wochen hauptsächlich auf die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturns richten.
Vor wenigen Stunden hat die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn am heutigen 12. Januar um 07:43 Uhr MEZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 1,66 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 180. Umlauf um den Ringplaneten.

Für das Jahr 2013 sind für die Raumsonde insgesamt 21 Umläufe um den Saturn vorgesehen. Neben der Untersuchung der Saturnatmosphäre und des Ringsystems stehen dabei auch die vielfältigen Monde des Saturns auf dem Beobachtungsprogramm der an der Mission beteiligten Wissenschaftler.

So wird Cassini den größten der 62 bisher bekannten Monde des Saturn, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, insgesamt achtmal im Rahmen gesteuerter Vorbeiflüge passieren. Ein weiterer gerichteter Vorbeiflug wird zudem am 9. März den Mond Rhea zum Ziel haben, welcher dabei in einer Distanz von weniger als 1.000 Kilometern passiert werden soll. Des Weiteren sind für die kommenden Monate diverse nicht zielgerichtete Vorbeiflüge an verschiedenen der inneren Monde des Saturnsystems vorgesehen, welche dann allerdings in größeren Entfernungen von mehreren zehntausend Kilometern erfolgen werden.

Speziell die dichten Passagen an dem Titan wollen die für die Steuerung der Raumsonde verantwortlichen Ingenieure des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA dazu nutzen, um die Inklination der Cassini-Umlaufbahn von derzeit 53 Grad bis Mitte des Jahres auf einen Wert von fast 62 Grad zu erhöhen.

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 180 - dieser trägt die Bezeichnung "Rev 179" - insgesamt 22 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die erste dieser Beobachtungskampagnen wird rund 36 Stunden nach dem Beginn des neuen Orbits den Saturn zum Ziel haben. Durch die hierbei geplante Abbildung der Saturnatmosphäre durch die WAC-Kamera, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten "Sturmbeobachtungskampagne" sind, sollen aktuelle 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. Für die folgenden 12 Tage sind 10 weitere solcher Beobachtungssequenzen vorgesehen.

Unmittelbar nach der ersten Saturnkampagne wird sich die ISS-Kamera auf den F-Ring des Saturn richten. Mittels der geplanten Aufnahmen sollen erneut die diversen Wellen und Kanäle innerhalb der Ringstruktur untersucht werden, welche durch eine gravitative Interaktion mit dem Saturnmond Prometheus verursacht werden. Beobachtungen am 15. Januar werden dagegen den B-Ring und die dort befindlichen Speichenstrukturen zum Ziel haben.

Am 17. Januar soll zudem der innere Bereich des D-Ringes untersucht werden. Die dabei anzufertigenden hochaufgelösten Aufnahmen der ISS-Kamera sollen anschließend zu einer kurzen Videosequenz zusammengefügt werden. Das Video soll den Wissenschaftlern dazu dienen, um die Staubdichte in diesem Bereich des Ringsystems, welchen die Raumsonde im Jahr 2017 kurz vor dem Missionsende mehrfach durchfliegen soll, zu ermitteln.

Am 18. Januar wird Cassini um 22:16 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während des Orbits Nummer 180, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 388.620 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturns befinden.

Wenige Stunden zuvor wird sich das Augenmerk der ISS-Kamera auf den Mond Enceladus richten. Aus einer Entfernung von rund 775.000 Kilometern sollen dabei speziell die von der Südpolregion dieses Mondes ausgehenden Jets aus Wasserdampf und Eispartikeln abgebildet werden. Weitere Beobachtungen während der Periapsispassage werden den C-Ring des Saturn zum Ziel haben. Diese Aufnahmen dienen der Suche nach sogenannte "Propellerstrukturen" in diesem Ring. 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.

Weitere Beobachtungskampagnen werden in den folgenden Tagen den äußeren Bereich des A-Ringes und erneut die Saturnatmosphäre zum Ziel haben. Zudem ist für den 20. Januar die Beobachtung einer Sternokkultation vorgesehen. Hierbei wird der Stern W Hydrae - er wird auch unter der Katalognummer HD120285 geführt - von Teilen den Ringsystems bedeckt. Im sichtbaren Licht erreicht dieser im Sternbild Wasserschlange (lat. (Hydra) gelegene Veränderliche Rote Riesenstern lediglich eine Helligkeit zwischen 5,6 bis 10,0 mag. Im Infrarotbereich des Lichtes handelt es sich dagegen um einen der hellsten Sterne am Himmel, welcher mit einer maximalen Helligkeit von -1,7 mag sogar heller als der Stern Sirius erscheint. Aus diesem Grund wird zur Beobachtung der Bedeckung neben der ISS-Kamera auch eines der Spektrometer der Raumsonde, das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), eingesetzt.

Am 25. Januar 2013 wird Cassini schließlich um 14:55 MEZ in einer Entfernung von rund 1,7 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und auch diesen 180. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 181 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturns 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 nahezu komplett aufgebrauchten 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)


» Eisschollen auf der Oberfläche der Titan-Seen?
12.01.2013 - Das RADAR-Instrument der Raumsonde Cassini konnte in den letzten Jahren diverse Seen auf der Oberfläche des Saturnmondes Titan nachweisen, welche die Radarstrahlen allerdings in einem unterschiedlichen Ausmaß reflektieren. Der Grund hierfür könnte sein, dass einige dieser Seen von Eisschollen aus Methaneis bedeckt sind.
In den letzten Jahren haben sich die Hinweise darauf verdichtet, dass auf dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dem größten der 62 bisher bekannten Saturnmonde, ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus den Wolken ab, welche sich anschließend in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden. Derzeit sind den Planetenforschern etwa 400 Seen auf der Titanoberfläche bekannt, welche sich größtenteils auf der nördlichen Hemisphäre des Mondes befinden.

Somit hat sich der Titan neben der Erde als der einzige bekannte Ort innerhalb unseres Sonnensystems herauskristallisiert, an dem auch gegenwärtig ein Flüssigkeitskreislauf stattfindet. Aus den daran beteiligten Kohlenwasserstoffen könnten sich unter bestimmten Bedingungen auch komplexere organische Verbindungen bilden, welche als die "Grundbausteine des Lebens" angesehen werden. Unter den Exobiologen gilt der Titan daher als einer der derzeit aussichtsreichsten Kandidaten für den Nachweis von extraterrestrischen Lebensformen.

"Eine der faszinierendsten Fragen in Bezug auf diese Seen ist, ob sie eventuell irgendeine exotische Form von Leben beherbergen könnten", so Jonathan I. Lunine von der Cornell University in Ithaca/USA und Mitarbeiter der Cassini-Mission, welche den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht. Zusammen mit seinem Kollegen Jason D. Hofgartner hat er jetzt untersucht, ob sich auf der Oberfläche dieser Seen eventuell Eisschollen aus gefrorenen Kohlenwasserstoffen bilden könnten.

Die Bildung von schwimmendem Kohlenwasserstoffeis, so die beiden Wissenschaftler, könnte das Vorhandensein einer interessanten Chemie an den Übergangszonen zwischen dem flüssigen und dem festen Aggregatzustand des Methans ermöglichen. Solche "Übergangszonen" haben eventuell auch in der Entwicklungsgeschichte unseres Heimatplaneten bei der Entstehung des irdischen Lebens eine wichtige Rolle gespielt.

Bisher gingen die Planetenforscher jedoch prinzipiell davon aus, dass sich auf der Oberfläche der Titan-Seen kein Kohlenwasserstoffeis befinden kann, da gefrorenes Methan über eine größere Dichte verfügt als flüssiges Methan. Gefrorene Kohlenwasserstoffverbindungen würden somit unmittelbar nach ihrer Bildung aufgrund ihres Gewichtes in die Tiefe absinken und sich am Grund der betroffenen Seen ablagern. In ihrem neu erstellten Modell kamen Hofgartner und Lunine jedoch zu dem Schluss, dass dieser Fall nur dann eintritt, wenn es sich dabei um kompaktes Eis ohne jegliche Porositäten oder Gaseinschlüsse handelt.

Bei den neu durchgeführten Analysen wurde speziell berechnet, unter welchen Bedingungen sich Methaneis auf dem Titan bildet und welche Eigenschaften es danach ausweist. Hierbei wurden auch die bei verschiedenen Temperaturen erfolgenden Interaktionen zwischen den Kohlenwasserstoffen, mit denen die Seen gefüllt sind, und der Titanatmosphäre berücksichtigt.

Die beiden Wissenschaftler kamen dabei zu dem Schluss, dass sich auf den Oberflächen der Titanseen anscheinend tatsächlich längerfristig existierende Eisschollen bilden könnten. Deren Fortbestehen an der Oberfläche der Seen hängt jedoch davon ab, in welchem Verhältnis die einzelnen Kohlenwasserstoffe - speziell Methan und Äthan - im Rahmen der Eisbildung miteinander vermischt wurden und ob bei dem Gefriervorgang zusätzlich gasförmiger Stickstoff - dieser ist mit einem Anteil von rund 98 Prozent der Hauptbestandteil der Titanatmosphäre - in das entstehende Eis eingebettet wurde. Der Stickstoff würde sich dabei als Gaseinschluss in Poren ablagern und dem Methaneis zusätzlichen Auftrieb verleihen. Dieser Effekt eines Auftriebes, so das Ergebnis der Studie, würde auftreten, sobald mindestens fünf Prozent Stickstoff in das Eis eingebettet sind.

Diese Ergebnisse könnten auch die bisherigen Messergebnisse des RADAR-Instrumentes an Bord des Saturnorbiters Cassini erklären, durch dessen Daten in den vergangenen Jahren der Nachweis von Methanseen auf der Oberfläche von Titan gelang. In den Radardaten der Raumsonde präsentieren sich die bisher entdeckten Seen über die letzten Jahre hinweg in einer unterschiedlichen Helligkeit. Die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler gehen mittlerweile davon aus, dass Seen, deren Oberflächen vollständig mit einer Flüssigkeit überzogen und die somit extrem "glatt" sind, auf den Radaraufnahmen aufgrund des so entstehenden schlechteren Reflektionsvermögens sehr dunkel erscheinen. Seen, welche dagegen zu mindestens teilweise mit einer entsprechend unebenen Eisschicht überzogen sind, erscheinen dagegen etwas heller.

Das "Schwimmverhalten" der gefrorenen Kohlenwasserstoffe, so Hofgartner und Lunine, wird dabei jedoch auch unmittelbar von der Umgebungstemperatur beeinflusst. Auf der Oberfläche schwimmendes Methaneis bildet sich, sobald die Temperatur auf der Titanoberfläche auf einen Wert von unterhalb von minus 182,75 Grad Celsius - dem Gefrierpunkt des Methans - absinkt. Fällt die Temperatur jedoch nur um wenige Grade weiter ab, so würde dieses Eis trotz der darin enthaltenen Stickstoffeinschlüsse dann ebenfalls absinken.

Bei Temperaturen, welche sich unmittelbar um den Gefrierpunkt von Methan herum bewegen, könnte es dagegen sowohl auf der Oberfläche der Seen schwimmendes Eis geben, als auch Eisablagerungen, welche sich am Grund der Seen befinden. Speziell dieses am Grund abgelagerte Eis würde dann jedoch bei einem erfolgenden Ansteigen der Temperaturen auf der Titanoberfläche und der dadurch bedingten Erwärmung der Seen wieder an deren Oberflächen aufsteigen.

Die beiden Wissenschaftler sagen aus diesem Grund voraus, dass Cassini in den nächsten Jahren parallel zu dem saisonal bedingten Wechsel der Jahreszeiten und den damit verbundenen veränderten Temperaturen beobachten könnte, wie die Seen auf der Titanoberfläche im Bereich der Radarwellen zunächst "dunkler" werden, da das auf den Seen schwimmende Eis schmilzt. Dadurch würde die Oberfläche der Seen glatter und würde weniger Radarwellen zurück zu Cassini reflektieren. Bei einer weiteren Erwärmung der Titanoberfläche sollten die Seen dann wieder heller werden, da nun das Eis vom Grund der Seen an die Oberfläche aufsteigen müsste. Dieses würde die Oberfläche jetzt zusätzlich "aufrauhen" und die Radarwellen somit besser reflektieren und die Seen heller erscheinen lassen. Schließlich schmilzt auch dieses Eis und die Oberfläche wird in den Radarbildern wieder dunkler.

"Der verlängerte Aufenthalt von Cassini im Saturnsystem gibt uns die einmalige Möglichkeit, die jahreszeitlichen Veränderungen auf dem Titan zu verfolgen", so Linda Spilker, Projektwissenschaftlerin der Cassini-Mission am Jet Propulsion Laboratory der NASA. "So haben wir die Gelegenheit um zu überprüfen, ob diese Theorie richtig ist." Ein Fachartikel, welcher sich näher mit den möglichen Eisschollen auf den Titanseen auseinandersetzt, wurde kürzlich in der Fachzeitschrift Icarus unter dem Titel "Does ice float in Titan’s lakes and seas?" veröffentlicht.

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 aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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


» Warum existieren kaum Krater auf dem Titan?
19.01.2013 - Auf dem Saturnmond Titan wurden bisher nur sehr wenige Impaktkrater entdeckt. Der Grund für die somit relativ jung erscheinende Oberfläche dieses Mondes besteht laut einer neuen Studie darin, dass die dortigen Krater im Rahmen eines kontinuierlich ablaufenden Erosionsprozesses durch Sandablagerungen verfüllt werden.
Auf der Oberfläche des größten der bisher 62 bekannten Saturnmonde, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, sind durch die Einschläge von Asteroiden und Kometen entstandene Impaktkrater nur sehr selten anzutreffen. Im Gegensatz zu anderen Monden in unserem Sonnensystem, deren Oberflächen teilweise mit tausenden von Einschlagskratern übersät sind, konnten auf dem Titan bisher lediglich wenige Dutzend Impaktkrater von den Planetenforschern zweifelsfrei bestätigt werden.

Normalerweise schätzen Planetenforscher das Alter einer Oberfläche durch die Zählung und Vermessung der dort befindlichen Impaktkrater. Je mehr Krater dort erkennbar sind, desto älter ist diese Oberfläche in der Regel. Wenn jedoch Prozesse wie regelmäßig erfolgende Niederschläge, Winderosion oder wandernde Sanddünen die Oberfläche eines Planeten oder Mondes kontinuierlich umformen, so kann es geschehen, dass die Oberfläche viel jünger - weil ärmer an Kratern - erscheint als dies tatsächlich der Fall ist.

"Die meisten der Saturnmonde - sozusagen die Geschwister des Titan - weisen auf ihren Oberflächen Tausende und Abertausende von Kratern auf. Bisher haben wir auf den 50 Prozent der Oberfläche, welche wir mit einer hohen Auflösung abbilden konnten, jedoch nur etwa 60 Krater entdeckt", so Catherine D. Neish vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt/Maryland.

Einer der Gründe für diesen "Krater-Mangel" ist zweifelsfrei die dichte Atmosphäre, welche den Titan umgibt. Beim Durchqueren dieser mehrere hundert Kilometer in die Höhe ragenden Hülle aus Stickstoff, Argon und verschiedenen Kohlenwasserstoffverbindungen zerbersten und verglühen viele der in die Atmosphäre eintretenden Objekte noch bevor sie die Oberfläche erreichen.

Damit alleine lässt sich die geringe Anzahl der Impaktkrater auf dem Titan jedoch nicht erklären. Vielmehr müssen auf dem Titan Kräfte wirken, welche die dortigen Krater erodieren lassen und der Mondoberfläche dadurch ein "jüngeres Aussehen" verleihen. "Es ist durchaus möglich, dass auf dem Titan viel mehr Krater existieren, welche wir aber aufgrund eines fortgeschrittenen Erosionsprozesses nicht vom Weltraum aus erkennen können", so Catherine D. Neish.

In einer neuen Studie hat ein Team aus Wissenschaftlern jetzt untersucht, welche auf dem Titan ablaufenden Prozesse für die Umwandlung der dortigen Oberfläche verantwortlich sind. Für diese Arbeit nutzte das von Catherine D. Neish geleitete Team Radarbilder und andere Daten, welche im Laufe der letzten Jahre durch die Raumsonde Cassini gesammelt wurden und die den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht.

Im Rahmen ihrer Forschungen verglichen die Wissenschaftler die Krater auf der Titanoberfläche mit Impaktstrukturen auf dem nur geringfügig größeren Jupitermond Ganymed. Im Gegensatz zum Titan verfügt Ganymed über keine Atmosphäre, welche die Krater verändern könnte. Beim Vergleichen der Verhältnisse der Kraterdurchmesser zu ihrer jeweiligen Tiefe zeigte sich, dass die Krater auf dem Titan in der Regel wesentlich flacher ausfallen als auf Ganymed. Im Durchschnitt beträgt dieser Unterschied mehrere hundert Meter. Dies wird als ein sicheres Indiz dafür interpretiert, dass die Krater auf der Titanoberfläche nach ihrer Entstehung mit Sand verfüllt werden. Diese Verfüllung hat wiederrum zur Folge, dass viele der Krater auf dem Titan aufgrund ihrer sich so ergebenden flachen Erscheinungsform auf den Radaraufnahmen der Raumsonde nicht mehr ausgemacht werden können.

Welchen Einfluss übt dabei die Atmosphäre aus?

Die Wissenschaftler haben auch untersucht, inwieweit die Atmosphäre des Titan für dessen Oberflächengestaltung verantwortlich ist. Der Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem, welcher von einer dichten Atmosphäre umgeben ist, auf dessen Oberfläche ausgedehnte Seen und Meere existieren und auf dem ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet (Raumfahrer.net berichtete).

Die Atmosphäre des Titan, welche deutlich dichter ausfällt als die irdische Atmosphäre, besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weitere komplexe Kohlenwasserstoffverbindungen enthalten.

Da der Titan jedoch über kein nennenswertes Magnetfeld verfügt, ist speziell die äußerste Schicht seiner Atmosphäre einem ständigen Bombardement durch die von der Sonne ausgehenden ultravioletten Strahlung ausgesetzt. Dies hat zur Folge, dass das in der Titanatmosphäre enthaltene Methan nicht über längere Zeiträume hinweg stabil ist. Vielmehr werden die Moleküle im Laufe der Zeit durch die energiereiche Sonnenstrahlung in einzelne Bruchstücke aufgespalten. Diese Bruchstücke gehen mit anderen Molekülen neue Bindungen ein und "verschmelzen" dabei teilweise zu größeren und zugleich massereicheren Molekülen.

Schließlich formen sich aus diesen Molekülen feste Aerosole, welche für die charakteristische, orangefarbene Dunstschicht verantwortlich sind, die den Titan umspannt. Letztendlich werden die Partikel so massereich, dass sie langsam auf die Oberfläche des Mondes herabrieseln - vereinfacht gesagt "regnet" es praktisch Staub. Einmal auf der Titanoberfläche angekommen verklumpen diese Staubpartikel zu feinen Sandkörnern, welche anschließend von den auf der Oberfläche vorherrschenden Windströmungen über die gesamte Mondoberfläche verteilt werden. Dabei lagern sich der Sand auch im Inneren der Impaktkrater ab und füllt diese langsam.

"Da der Sand anscheinend durch das in der Atmosphäre vorhandene Methan erzeugt wird muss dieses Methan bereits seit mindestens mehreren hundert Millionen Jahren in der dortigen Atmosphäre präsent sein", so Catherine D. Neish. "Anderenfalls könnten die Krater nicht in dem Maße mit Sand verfüllt sein wie wir es beobachtet haben."

Allerdings sollte das derzeit in der Titanatmosphäre befindliche Methan unter der Einwirkung der Sonnenstrahlung innerhalb von mehreren Millionen Jahren komplett zersetzt werden. Entweder, so die Wissenschaftler, verfügte die Titanatmosphäre in der Vergangenheit über einen deutlich höheren Methananteil, oder aber es existiert eine bisher nicht bekannte Quelle, durch welche der Titanatmosphäre ständig neues Methan zugeführt wird. Die Herkunft des in der Titanatmosphäre enthaltenen Methans stellt für die Wissenschaftler allerdings ganz generell immer noch ein Rätsel dar.

Andere Prozesse?

Im Rahmen ihrer Studie analysierten die Wissenschaftler deshalb auch andere Prozesse, welche ebenfalls für eine Verfüllung der Impaktkrater auf dem Titan verantwortlich sein könnten. Eine hierfür in Frage kommende Möglichkeit wäre ein langsames "Fließen" der Eiskruste, auf der sich die Krater befinden. Tatsächlich besteht die Kruste des Titan hauptsächlich aus Wassereis. Allerdings sind die Temperaturen auf der Oberfläche des Titan so niedrig (etwa minus 180 Grad Celsius), dass sich das Wassereis dort wie ein festes Gestein verhält und auch über Zeiträume von vielen Millionen Jahre hinweg kaum fließen würde. Auch würde eine Deformation der Oberfläche durch fließendes Eis andere Spuren hinterlassen als zu beobachten ist.

Eine weitere in Erwägung gezogene Möglichkeit ist eine Erosion der Krater, welche durch Flüssigkeiten ausgelöst wird. Über die Titanoberfläche fließende Bäche aus Methan und Ethan könnten ganz ähnliche Effekte erzielen wie die auf der Erde stattfindende Erosion durch Wasser. Allerdings würden solche durch Flüssigkeiten ausgelöste Verwitterungsprozesse die Krater zunächst rasch mit Sand und Geröll auffüllen. Sobald die Kraterränder jedoch weitgehend abgetragen sind, wodurch sich auch die Form der Krater ändert, geht die Verfüllung nur noch relativ langsam vonstatten. Deshalb müsste sich auf dem Titan eine Vielzahl von lediglich teilweise verfüllten Kratern befinden, welche über stark erodierte Ränder und in etwa über den gleichen Füllstand verfügen.

"Dies ist jedoch nicht der Fall", so Catherine D. Neish. "Stattdessen sehen wir Krater in allen Stufen der Verwitterung. Einige sind fast gar nicht mit Ablagerungen verfüllt, andere sind zur Hälfte aufgefüllt und wieder andere sind fast vollständig mit Ablagerungen bedeckt. Diese Beobachtung legt nahe, dass die Verfüllung der Krater durch eine durch Wind ausgelöste Verfrachtung des Sandes erfolgt, durch welche die Krater [nach ihrer Entstehung] in einer konstanten Rate verfüllt werden."

Somit erscheint ein äolischer Transport als die wahrscheinlichste Erklärung dafür, dass die Wissenschaftler in den letzten Jahren kaum Impaktkrater auf der Oberfläche des Titan nachweisen konnten. Die Krater werden im Laufe der Jahrmillionen in einem immer weiter zunehmenden Umfang von Sandablagerungen, welche ihren Ursprung in der Titanatmosphäre haben, überdeckt und sind schließlich nicht mehr von ihrer Umgebung zu unterscheiden. Weitere erosive Prozesse könnten dabei jedoch durchaus ihren Teil zu der "Verjüngungskur" für die Titanoberfläche beitragen.

Somit präsentiert sich der Titan als der einzige bisher bekannte Ort im äußeren Bereich unseres Sonnensystems, an dem ein umfangreicher Austausch zwischen der Atmosphäre und der Oberfläche stattfindet. Ein Fachartikel, welcher sich näher mit der Untersuchung der Impaktkrater auf dem Titan auseinandersetzt, wurde von den an der Studie beteiligten Wissenschaftlern kürzlich unter dem Titel "Crater topography on Titan: Implication for landscape evolution" in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

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 und seine Monde noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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



 

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