InSpace Magazin #489 vom 20. April 2013

InSpace Magazin
Raumfahrer.net

Inhalt

Das Email-Magazin von Raumfahrer.net.

"InSpace" Magazin

Ausgabe #489
ISSN 1684-7407


> Updates:
Updates / Umfrage

> News:
Nachrichten der Woche

> Mars Aktuell:
Curiositys Landefallschirm bewegt sich im Wind

> Saturn Aktuell:
Raumsonde Cassini passiert demnächst den Mond Titan

> ISS Aktuell:
Modernisierung von Kommunikationstechnik auf der ISS

> Impressum:
Disclaimer & Kontakt

Intro von Simon Plasger

Sehr verehrte Leserinnen und Leser,

heute Abend wird es einen zweiten Startversuch der neuen Antares-Rakete geben. Bei einer 90 prozentigen Chance, dass gutes Wetter herrscht, ist es an der Technik, ob der Start gelingt. Zu hoffen ist das, da dann bereits im Juni der erste Start mit dem neuen Raumtransporter Cygnus erfolgen könnte.

Viel Spaß bei der Lektüre dieser Ausgabe wünscht Ihnen

Simon Plasger

^ Nach oben


Updates / Umfrage

» InSound mobil: Der Podcast
Unser Podcast erscheint mehrmals die Woche und behandelt tagesaktuelle Themen unserer Newsredaktion. Hören Sie doch mal rein.

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

» Mitarbeit bei Raumfahrer.net
Raumfahrer.net ist weiter auf der Suche nach neuen Mitarbeitern - hier erfahren Sie was Sie bei uns erwartet.

^ Nach oben  

News

• NASA-Einrichtungen auf dem Prüfstand «mehr» «online»
• Theorien zur interstellaren Materie widerlegt «mehr» «online»
• Mitsubishi baut weitere Navigationssatelliten «mehr» «online»
• Neues von Virgin Galactic, XCOR, Masten und Armadillo «mehr» «online»
• Details zum Dragon-Problem am 1. März «mehr» «online»
• Erster Uranus-Trojaner entdeckt «mehr» «online»
• NASA will Asteroiden einfangen «mehr» «online»
• Vietnams dritter Satellit kurz vor dem Start «mehr» «online»
• Neuer Planetenjäger soll 2017 starten «mehr» «online»
• Der planetarische Nebel IC 1295 «mehr» «online»
• Krone aus Staub und Geröll «mehr» «online»
• Indien testete kryogenes Oberstufentriebwerk CE-7.5 «mehr» «online»
• Röntgenteleskop eROSITA: Das allsehende Auge «mehr» «online»
• Proton startet Anik G1 «mehr» «online»
• RadioAstron - Das Interview (Teil 1) «mehr» «online»
• ALMA: Genaue Ortsbestimmung früher Galaxien «mehr» «online»
• LDCM-Bildaufnahmeinstrument wird kalibriert «mehr» «online»
• Aktive Galaxien im Visier von RadioAstron «mehr» «online»
• Exoplaneten in der habitalen Zone fremder Sterne «mehr» «online»
• Hubble lichtet Pferdekopfnebel ab «mehr» «online»
• Biosatellit mit Geckos, Schnecken und Fischen im All «mehr» «online»
• Alles, wovon man träumen kann (Interview Teil 3) «mehr» «online»


» NASA-Einrichtungen auf dem Prüfstand
03.04.2013 - Im Rahmen einer Rechnungsprüfung der NASA wurde nun eine Diskussion über verschiedene selten genutzte NASA-Einrichtungen los getreten.
Aufgrund der prekären Situation im US-Haushalt und den damit verbundenen Budgetkürzungen in staatlichen Einrichtungen, zu denen auch die Luft- und Raumfahrtbehörde NASA gehört, überlegt man nun angestrengt, wie man Kosten sparen kann. Zum einen sind bereits Dienstreisen von NASA-Mitarbeitern entfallen, worauf auch einige Veranstaltungen in den USA abgesagt wurden. Ohne die Anwesenheit von NASA-Spezialisten macht so manche Veranstaltung keinen Sinn.

Am 27. Februar veröffentlichte das Büro für Verwaltung und Haushalt Richtlinien zur genauen Überprüfung von Neueinstellungen, Ausbildung, Konferenzen, Reisen sowie Prämien für Angestellte. Diese stehen im Zusammenhang mit der sogenannten Sequestration (Zwangsverwaltung), die am 1. März aufgrund der nach wie vor ungeklärten Verschuldungslage öffentlicher Haushalte in den USA Auswirkungen auf staatliche Zahlungen hat. Am 23. März wurden alle Bildungs- und Öffentlichkeitsprogramme der NASA vorläufig eingestellt.

Mittlerweile wurden Überprüfungen auch in anderen Bereichen vorgenommen. Diese betreffen beispielsweise die Auslastung verschiedener NASA-Einrichtungen, so Windkanäle, Prüfstände, Vakuumkammern sowie Start- und Landeplätze. Einige von ihnen wurden in den letzten Jahrzehnten nicht oder kaum benutzt, verursachen aber Unterhaltungs- und Reparaturkosten, die teilweise recht beträchtlich sind. Auf der Suche nach Einsparmöglichkeiten schlägt der NASA-Generalinspekteur nun vor, einige davon einzumotten oder zu schließen bzw. abzureißen.

Dies betrifft insgesamt 14 der 33 auf der Liste stehenden Einrichtungen, so zwei Windkanäle am Langley Research Center (US-Bundesstaat Virginia), Teststände am Stennis Space Center (Mississippi), Marshall Space Flight Center (Alabama) und an der White Sands Missile Range (New Mexico), Vakuumkammern am Glenn Research Center (Ohio) und Johnson Space Flight Center (Texas) sowie Startplätze am Kennedy Space Center in Florida. Einige weitere Einrichtungen, die bereits stillgelegt wurden, sollen zudem weiterhin in diesem Zustand verbleiben.

Verwandte Meldungen

Diskutieren Sie mit:


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


» Theorien zur interstellaren Materie widerlegt
03.04.2013 - Das weltraumbasierte Radiointerferometer RadioAstron hat in den vergangenen Monaten Beobachtungen durchgeführt, die bisherige Theorien zum Verhalten der Interstellaren Materie (ISM) widerlegen. Die überraschenden Ergebnisse bereiten den Wissenschaftlern Kopfzerbrechen - eröffnen aber vielleicht neue Optionen für weitere Beobachtungen.
Die bisherigen Theorien zur ISM basieren auf Beobachtungen, die nur von der Erde aus durchgeführt wurden. Im Bereich der Radiointerferometrie bedeutet dies, dass Interferometer-Basislängen von maximal etwa 10.000 km zur Verfügung standen. Im Rahmen des Projekts RadioAstron wird jedoch der Satellit Spektr-R mit einbezogen. Dieser trägt ein 10 m durchmessendes Radioteleskop und dient damit als Ergänzung der irdischen Teleskope in großem Abstand. Die Beobachtungen von RadioAstron wurden damit bei Basislängen von bis zu 300.000 km durchgeführt und ermöglichen damit einen neuen Blick auf die Vorgänge in unserer Umgebung. Die erstaunlichen Beobachtungsergebnisse wurden für Wellenlängen von 18 cm und 92 cm gewonnen.

Das Verhalten der Interstellaren Materie lässt sich sehr gut durch die Beobachtung von Pulsaren untersuchen. Pulsare, also Neutronensterne, sind extrem kompakte Objekte. Ihr Durchmesser beträgt nur wenige Kilometer, aber sie können schwerer sein als die Sonne. Pulsare besitzen extrem starke Magnetfelder, in denen Phänomene ähnlich der irdischen Nordlichter auftreten. Diese sind die Quelle der Radiostrahlung, die RadioAstron beobachtet hat. Das tatsächliche Emissionsgebiet ist dabei winzig und bewegt sich von der Größenordnung her im Bereich unterhalb eines Kilometers. Damit sind solche Pulsare die absolut kompaktesten natürlichen Quellen von Radiostrahlung die überhaupt bekannt sind.

Grundsätzlich sollte ein solcher Pulsar also bei ungestörter Sicht einfach nur als Punkt für den Beobachter erkennbar sein. Bei den Entfernungen ist es selbst RadioAstron, dem größten Interferometer der Geschichte, nur möglich, Details in der Größenordnung von einigen Millionen Kilometern auflösen. Tatsächlich befindet sich jedoch eine mehr oder weniger große Menge interstellarer Materie zwischen dem Beobachter und den Pulsaren. Laut der klassischen Theorien sollte diese ISM die Radiowellen im beobachteten Bereich derart streuen, dass sich die ultrakompakte Quelle zu einem "Pfannkuchen" (so Dr. Michail Popow gegenüber WPK) aufbläht.

Folgerichtig war ursprünglich geplant, aus dieser erwarteten großen sichtbaren Struktur auf die "radiooptischen" Eigenschaften der ISM und auf die Eigenschaften des Pulsars zurück zu schließen. Entgegen aller Erwartungen gab es jedoch ein völlig anderes Bild: "Anstelle der erwarteten eintönigen Streuungskreise, die an der Grenze unserer Systemempfindlichkeit liegen, sahen wir helle Sterne, die für kurze Zeit existierten, dann verschwanden, und an anderer Stelle wieder auftauchten", so Michail Popow weiter.

Optionen für die Zukunft?

Derzeit wird noch nicht verstanden, was genau in der ISM passiert. Allerdings zeigen diese Ergebnisse, dass auch Objekte mit höchster Präzision auflösbar sind, bei denen das nicht erwartet wurde. Mit einem besseren Verständnis dieses Phänomens könnten auch andere Ziele ins Visier von RadioAstron geraten, die bislang ausgeschlossen wurden. Gegenüber WPK äußerte sich der Leiter des laufenden Early-Science-Programs (kurz ESP, "frühes Wissenschaftsprogramm", also die erste Projektphase in der wissenschaftliche Beobachtungen durchgeführt werden), Dr Juri J. Kowaljow: "Vielleicht können wir mit einem besseren Verständnis des Interstellaren Mediums einige clevere Beobachtungstechniken anwenden und das schwarze Loch im Zentrum unserer Milchstraße beobachten".

Wenn eine Beobachtung unseres Milchstraßenzentrums mit voller Auflösung von RadioAstron durchgeführt werden kann, wird der Ereignishorizont direkt auflösbar. Bei bisherigen Beobachtungen gelang es nur, die Umgebung des schwarzen Lochs zu erfassen, aber es selbst ist derart klein, dass es völlig unsichtbar bleibt. Eine direkte Beobachtung wäre daher ein Meilenstein der Astronomie überhaupt.

In Kürze wird das federführende Institut ASC FIAN bekannt geben, welche Projekte im Rahmen des "RadioAstron Key Science Program" (KSP, "Schlüsselwissenschaftsprogram" - in diesem Programm werden die wichtigsten Projektziele angegangen) zwischen Juli 2013 und Juni 2014 durchgeführt werden sollen. Möglicherweise haben bereits in dieser Auswahlrunde einige Vorschläge Beobachtungszeit bekommen, die auf diesen neuen Erkenntnissen beruhen.

Des Weiteren wird die neue Empfangsstation in Green Bank/USA in Betrieb genommen werden, um neben der Station in Puschtschino das KSP zu unterstützen. Außerdem wird bis Ende des Jahres in Südafrika eine dritte Empfangsstation realisiert werden. Die zusätzlichen Empfangsstationen bedeuten eine deutliche Steigerung der Beobachtungszeit, da sämtliche Beobachtungsdaten aufgrund der sehr großen Datenmengen unmittelbar zur Bodenstation gesendet werden müssen.

Für die nächsten Jahre wird das fliegende Radioteleskop Spektr-R definitiv in seiner aktuellen Umlaufbahn verbleiben. Jedoch besteht die Option, den Orbit in einigen Jahren deutlich zu erhöhen. Während der maximale Abstand zur Erde derzeit rund 350.000 km beträgt, könnte sich Spektr-R dann bis auf 3,2 Millionen Kilometer entfernen. Juri Kowaljow gegenüber Raumfahrer.net: "Wir haben genug Treibstoff an Bord, um das zu tun. Aber noch ist es zu früh, darüber ernsthaft zu diskutieren. RadioAstron hat in seiner aktuellen Umlaufbahn genug zu tun". Angesichts der aktuellen Erkenntnisse vielleicht sogar mehr, als ursprünglich erwartet wurde.

Verwandte Artikel

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Stefan Heykes - Quelle: WPK/Juri Kowaljow)


» Mitsubishi baut weitere Navigationssatelliten
03.04.2013 - Das Büro des japanischen Kabinetts teilte am 29. März 2013 mit, dass die Mitsubishi Electric Corporation (MELCO) mit dem Bau dreier weiterer Navigationssatelliten für eine Quasi-Zenith Satellite System (QZSS) genannte Satellitenkonstellation beauftragt wurde, und man die NEC Corporation mit dem Aufbau des zugehörigen Bodensegments betraut hat.
Nach Informationen aus Japan erhält MELCO für drei weitere, dem ersten 2010 gestarteten Trabanten namens MICHIBIKI alias QZS 1 für das QZSS folgende Satelliten 50 Milliarden Yen (umgerechnet rund 420 Millionen Euro). Einer dieser drei Satelliten soll eine Position im Geostationären Orbit beziehen, die anderen beiden, QZS 2 und QZS 3, sind für 24-Stunden-Bahnen vorgesehen, auf denen sie bezogen auf die Erdoberfläche zwischen 41 Grad nördlicher und südlicher Breite pendeln und dabei regelmäßig den Äquator überfliegen.

NEC, welche das Bodensegment für QZSS in privater Initiative unterstützt vom Finanzdienstleister Mitsubishi UFJ Lease & Finance und von MELCO aufbauen soll, erhält dafür laut Angaben aus Japan rund 117 Milliarden Yen (umgerechnet circa 1,0 Milliarden Euro). Neben Entwurf, Konstruktion und Herstellung der Betriebsbereitschaft umfassen Auftrag und Vergütung an NEC auch den Betrieb des Systems über einen Zeitraum von 15 Jahren.

Aufgrund der vielen Berge auf Japans Inseln und der Hochhausschluchten in den japanischen Großstädten ist der Empfang von Daten des US-amerikanischen globalen Satellitennavigationssystems (GPS) nicht immer überall problemlos mit der erforderlichen Genauigkeit möglich. Deshalb sollen eigene japanische Navigationssatelliten das US-amerikanische System ergänzen.

In Gebieten, in denen Navigationssignale bisher schlecht nutzbar waren, soll Navigation künftig mit einer Abweichung im Bereich eines Meters oder geringer möglich sein. Die zeitliche Verfügbarkeit von Navigationssignalen soll sich bei drei aktiven Äquatorkreuzern auf 99,8 Prozent verbessern. Bei ausschließlicher GPS-Nutzung liegt die Verfügbarkeit bei 90 Prozent.

Aktuelle Planungen sehen vor, dass Tests des dann vollständigen Weltraumsegments des QZSS, also der Satelliten im All, im März 2018 abgeschlossen werden können.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Büro des japanischen Kabinetts)


» Neues von Virgin Galactic, XCOR, Masten und Armadillo
04.04.2013 - Gestern wurde der zweite Gleitflug des SpaceShip Two mit eingebautem Triebwerk absolviert. Vergangene Woche hatte zudem XCOR den ersten Test seines neuen Triebwerks für den Gleiter Lynx durchgeführt.
Damit befinden sich beide Firmen auf direktem Weg zu ersten raketenmotorgetriebenen Testflügen, die noch in diesem Jahr beginnen könnten.

Bei Spaceship Two waren bereits im Dezember vergangenen Jahres Tanks und Triebwerkskomponenten eingebaut worden. Außerdem hatte man an den Vorderkanten der Flügel bzw. des Rumpfes die für den Einsatz geplanten Hitzeschutzmaterialien angebracht. Diese hatten die Feuertaufe beim Abwurf und Gleitflug am 23. Dezember bestanden.

George Whitesides, CEO von Virgin Galactic, sprach auch von einem weiter gefassten Landeanflug im Vergleich zu früheren Gleitflügen. Er kündigte zudem zwei weitere reine Gleitflüge für 2013 an, von denen der erste am 3. April ausgeführt wurde. Der 27. und jüngste Triebwerkstest fand zudem am 30. März statt.

Ordentlich aufgeholt haben XCOR Aerospace, die mit ihrem Lynx genannten Raketenflugzeug wohl direkte Konkurrenten auf dem jungen Markt des Tourismus an der Grenze zum Weltall sind. Am 26. März wurde erstmals der Motor mittels Kolbenpumpen mit Kerosin als Brennstoff und flüssigem Sauerstoff als Oxydator betrieben. Der Test dauerte 67 Sekunden und alle Komponenten waren bereits in den Rumpf des Lynx integriert. Diese Brenndauer ist für den suborbitalen Raumgleiter Lynx Mark 1 zum Erreichen der Zielflughöhe vorgesehen.

Betont wurde, dass man durch die Verwendung von Kolbenpumpen auf Hochdrucktanks und Turbinen verzichten könne. Die Vorstellung geht so weit, dass die Pumpen wie Motoren in jedem PKW für eine Vielzahl von Missionen ohne Austausch verwendet werden können. Vorstellbar seien 4 Flüge pro Tag an 250 Tagen im Jahr. Die Funktionalität der neuen Technologie war zuvor bei 40 Testflügen des X-Racer unter Beweis gestellt worden.

Zu einer etwas anderen Fraktion gehört Masten Space Systems. Ihr Vehikel startet und landet senkrecht auf dem Triebwerksstrahl und ist für ballistische Forschungsmissionen oder später für Landungen auf anderen Himmelskörpern geplant. Xombie absolvierte am 25. März mit knapp 500 Metern Höhe und einem horizontalen Abstand von knapp 300 Metern zwischen Start- und Landestelle seinen bisher höchsten und weitesten Flug.

Etwas zurück liegt bereits der dritte Testflug des STIG B genannten ballistischen Systems von Armadillo Aerospace. Am 5. Januar flog das schlanke Gerät bis auf eine Höhe von 5.515 Meter und erreichte zuvor eine Höchstgeschwindigkeit von 230 m/s. Dabei wurde das Triebwerk allerdings vorzeitig abgeschaltet, weil das GPS-Signal verloren ging. Dabei handelt es sich um einen Sicherheitsmechanismus. Nach dem Ausstoß eines Ballonschirms gelang später das Entfalten des Hauptschirms nicht, so dass STIG B eine mit 55 m/s doch recht harte Landung hinlegte und beschädigt wurde.

Zuvor hatte derselbe Flugkörper im Dezember 2012 eine Landung absolviert, bei der der gesteuerte Fallschirm dafür sorgte, dass diese nur wenig vom Startpunkt entfernt erfolgte.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Virgin Galactic, Parabolic Arc, XCOR Aerospace, Masten Space Systems, Armadillo Aerospace)


» Details zum Dragon-Problem am 1. März
05.04.2013 - In einem Interview mit Universe Today äußerte sich SpaceX-Chef Elon Musk zur Problemlösung rund um den zeitweiligen Ventilausfall beim Start der Dragon-Kapsel zum Flug CRS 2.
Bereits 11 Minuten nach dem Start des Raumschiffs trat die Mission in eine kritische Phase ein: drei der vier Rückschlagventile über welche die vier Triebwerksgruppen mit Oxydator bedrückt werden, steckten fest. Dies hatte zur Folge, dass sich das Raumschiff mit nur einer funktionierenden Triebwerksgruppe nicht richtig steuern ließ und der Funkkontakt zum Raumfahrzeug fast verloren ging. Bei der Mission CRS 2 hatte man bei drei der vier Ventile eine leicht veränderte Variante eingesetzt.

"Das Problem war eine sehr kleine Veränderung der Rückschlagventile, welche den Oxydatortank [mit Druck] beaufschlagen", gab Elon Musk gegenüber Universe Today an. "Der Zulieferer hatte Fehler gemacht, die uns nicht auffielen. Man braucht eine Lupe, um den Unterschied zu sehen."

SpaceX hatte die Funktion der Ventile offenbar nur bei niedrigem Druck überprüft, Hochdrucktests allerdings nicht vorgenommen. Musk: "Wir werden sicherstellen müssen, dass sich ein derartiger Fehler nicht wiederholt."

Nach dem ersten Schreck und einer kurzen Analyse wurde innerhalb kurzer Zeit ein Computerprogramm geschrieben, welches den Fehler beheben sollte. Allerdings hatte man nur sporadisch Kontakt mit dem Raumschiff und dies mit sehr geringer Datenrate. Also wandte man sich kurzerhand an die US Air Force mit der Bitte, ihre leistungsfähigeren Anlagen für einen Upload der Software verwenden zu können.

Dies geschah auch und brachte den erhofften Erfolg. Das Programm steigerte und senkte den Druck in den Zuleitungen und lockerte auf diese Weise die Ventile. Bereits wenige Stunden nach Feststellen der Fehlfunktion war diese damit behoben. Musk fügte hinzu, dass man zunächst zu den alten Ventilen zurückkehren wird. Das Manöver verglich er mit dem sogenannten Heimlich-Handgriff, bei dem eine Person einen in die Luftröhre gerutschten Fremdkörper bei einer vor ihr stehenden anderen Person durch einen plötzlichen und starken Druck auf den Bauchbereich unter dem Brustkorb herausdrücken kann.

Unter Raumfahrtenthusiasten bekommt die Firma indes angesichts der schnellen Problemlösung viel Anerkennung. Bei neuer und komplizierter Technik kann es immer wieder zu Fehlern kommen, die im Vorfeld nicht erkannt werden. Der Umgang mit der Krise und die daraufhin in die Wege geleiteten Maßnahmen konnten aber schon oft das komplette Scheitern einer Mission abwenden. Erinnert sei hier an den Fehlschliff des Hauptspiegels des Hubble Space Telescope, die nicht komplett aufgeklappte Parabolantenne der Jupitersonde Galileo oder die Rettung der Besatzung der Mission Apollo 13 im Jahre 1970.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Universe Today, SpaceX, Wikipedia, Raumfahrer.net)


» Erster Uranus-Trojaner entdeckt
06.04.2013 - Astronomen gelang kürzlich die Entdeckung des ersten Uranus-Trojaners.
Bei einem Trojaner-Asteroiden handelt es sich um einen Vertreter einer speziellen Klasse von Asteroiden, welche einem Planeten auf dessen Bahn um die Sonne vorauseilen beziehungsweise folgen. Die Trojaner bewegen sich dabei auf der gleichen Umlaufbahn wie ihr jeweiliger Planet, befinden sich dabei aber immer im Bereich der 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5. Diese Lagrange-Punkte, welche auch als Librations-Punkte bezeichnet werden, stellen die nach dem italienischen Astronomen und Mathematiker Joseph-Louis Lagrange benannten Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems der Himmelsmechanik dar.

An diesen Punkten heben sich die Gravitationskräfte benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft ihrer Bewegung gegenseitig auf, so dass jeder der drei beteiligten Körper (Sonne, Planet und Asteroid) in seinem Bezugssystem kräftefrei ist und bezüglich der anderen beiden Körper immer denselben Ort einnimmt. Auf diese Weise entstehen an den Lagrange-Punkten Zonen mit einem niedrigen Gravitationspotenzial. Drei der Lagrange-Punkte, nämlich L1, L2 und L3 sind dabei unstabil, so dass bereits leichte gravitative Wechselwirkungen zu einem Entweichen von eventuell dort befindlichen Objekten führen können.

Die Punkte L4 und L5, welche sich 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten befinden, sind dagegen relativ stabil, so dass sich dort kleinere Himmelskörper sammeln und anschließend theoretisch über einen fast unbegrenzt langen Zeitraum aufhalten können. Da die Trojaner-Asteroiden dabei genauso lange für einen Sonnenumlauf benötigen wie der Planet, dem sie folgen beziehungsweise vorauseilen, nähern sie sich diesem nie an und können somit auch nicht mit ihm kollidieren.

Bisher konnten in unserem Sonnensystem lediglich bei vier Planeten solche "Trojaner-Asteroiden" nachgewiesen werden. Das erste nachgewiesene Objekt dieser Klasse von Kleinkörpern in unserem Sonnensystem war der im Jahr 1906 von dem deutschen Astronomen Max Wolf in Heidelberg entdeckte Asteroid (588) Achilles, welcher die Sonne auf der gleichen Umlaufbahn wie der Jupiter, dem größten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, umrundet. Derzeit sind den Astronomen 5.846 Jupiter-Trojaner bekannt, von denen sich 3.848 am Lagrange-Punkt L4 befinden und dem Riesenplaneten somit vorauslaufen. Weitere 1.998 Trojaner befinden sich dagegen im Bereich des Lagrange-Punktes L5 und folgen dem Jupiter auf dessen Umlaufbahn um die Sonne (Stand vom 6. April 2013).

Seit dem Jahr 1990 gelang zudem der gesicherte Nachweis von bisher drei Mars-Trojanern, von denen sich zwei am Lagrange-Punkt L5 und einer am Lagrange-Punkt L4 befinden. Der äußerste Planet unseres Sonnensystems, der Gasplanet Neptun wird ebenfalls von mehreren kleinen Himmelskörpern begleitet. Seit dem Jahr 2001 konnten auf dessen Umlaufbahn neun Trojaner-Asteroiden nachgewiesen werden. Und seit dem Jahr 2011 ist zudem bekannt, dass auch unser Heimatplanet von mindestens einem Trojaner-Asteroiden begleitet wird (Raumfahrer.net berichtete). Bei den verbleibenden vier Planeten unseres Sonnensystems - Merkur, Venus, Saturn und Uranus - verlief die Suche nach Trojaner-Asteroiden dagegen bis vor Kurzem ergebnislos.

In einer im Jahr 2010 veröffentlichten Publikation stellten die Astronomen Rudolf Dvorak, A. Blazsò (beide von der Universität Wien) und L.-Y. Zhou (Departement of Astronomy der Universität Nanjing/China) ein Modell vor, welches zeigte, dass die auf den Umlaufbahnen der Planeten Saturn und Uranus gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5 überwiegend instabil sind, was das dortige Verbleiben von eventuell vorhandenen Trojaner-Asteroiden über längere Zeiträume hinweg ausschließt. Allerdings, so die Wissenschaftler, existieren demzufolge im Bereich der Umlaufbahn des Uranus sehr wohl einige Nischen, welche die dortige Existenz von Trojaner-Asteroiden über kürzere Zeiträume zulassen.

Diese Vermutung scheint sich jetzt zu bestätigen: In einer demnächst erscheinenden Publikation wird ein aus fünf kanadischen und französischen Astronomen bestehendes Team mit Mike Alexandersen von der University of British Columbia/Kanada als Erstautor von der Entdeckung eines Kleinplaneten namens 2011 QF99 berichten, bei dem es sich anscheinend tatsächlich um den ersten bekannten Trojaner des Uranus handelt. Die Auswertungen von 29 astrometrischen Messungen ergaben, dass sich der Asteroid in einer 1:1-Resonanz mit dem Planeten Uranus befindet.

Der Asteroid 2011 QF99 verfügt bei der Zugrundelegung einer Albedo von fünf Prozent über einen Durchmesser von etwa 60 Kilometern. Die Berechnungen der Astronomen ergaben, dass der Asteroid den Uranus allerdings erst seit wenigen Dutzend Millionen Jahren begleiten kann. Seine vorherige Umlaufbahn um die Sonne befand sich zwischen den Orbitbahnen der Planeten Jupiter und Neptun, was ihn zu einem sogenannten Zentauren machte. Dabei gelangte er vor in kosmischen Maßstäben betrachtet erst kurzer Zeit in den Einflussbereich des Uranus und wurde schließlich an dessen L4-Punkt "gefangen". Der dortige Aufenthalt wird jedoch nur von relativ kurzer Dauer sein. Bereits in wenigen hunderttausend Jahren wird 2011 QF99 den Einflussbereich des L4-Punktes wieder verlassen und die Sonne anschließend erneut als Centaur-Asteroid umkreisen.

Die hier kurz vorgestellte Entdeckung gelang den beteiligten Astronomen in den Jahren 2011 und 2012 unter Verwendung des auf Hawaii befindlichen Canada-France-Hawaii Telescope (kurz "CFHT"). Das eigentliche Ziel der Astronomen bestand dabei in der Suche und Erforschung von bisher noch nicht bekannten Asteroiden, deren Umlaufbahnen sich jenseits der Umlaufbahn des Jupiters befinden. Durch diese Arbeit konnte jetzt auch nachgewiesen werden, dass auch der Uranus gegenwärtig von mindestens einem Trojaner begleitet wird.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

Fachartikel von Mike Alexandersen et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Raumfahrer.net, Institut für Astronomie der Universität Wien, ArXiv, Wikipedia)


» NASA will Asteroiden einfangen
08.04.2013 - Amerikanische Onlinemedien haben Meldungen darüber veröffentlicht, dass die NASA plant, mittels eines Robotschiffes einen Asteroiden einzufangen und in die Nähe des Mondes zu transportieren, wo er dann von Astronauten aufgesucht werden kann.
Dabei soll ein Robotschiff einen vorher ausgewählten Kleinkörper des Sonnensystems anfliegen, der einen Durchmesser von etwa 10 Metern (30 Fuß) hat. Das Schiff soll dann den Asteroiden einfangen und ihn in einer für Astronauten im neuen Orion Crew Vehicle zu bewältigenden Entfernung von der Erde platzieren, und zwar in der Nähe des Mondes.

Mit diesem Plan soll offenbar eine sowieso schon geplante Mission zu einem Asteroiden mit Landung darauf so vereinfacht werden, dass sie nicht erst in der dritten Dekade unseres Jahrhunderts ausgeführt werden kann, sondern schon früher. Ursprünglich hatte man für eine Asteroidenmission mit dem Jahr 2025 als frühesten Startzeitpunkt gerechnet, nun aber peilt man das Jahr 2017 für den Start des Robotschiffes an. Der Transport soll im Jahr 2019 beginnen und der Kleinkörper bis 2021 an seinem Bestimmungsort angekommen sein.

Der ehemalige Astronaut und heutige Senator Bill Nelson hat am Freitag der vorigen Woche über das Projekt gesprochen. Am Samstag wurde die Planung von einem offiziellen Vertreter der Weißen Hauses gegenüber CBS News bestätigt. Demnach sollen im Budget der NASA für das Jahr 2014 100 Millionen US-$ für das Projekt reserviert werden.

Bei ihrer Planung bezieht sich die NASA auf eine Studie von Wissenschaftlern des Keck Institute for Space Studies, welche bereits im letzten Jahr veröffentlicht worden ist. Die Kosten wurden dort mit 2,6 Milliarden Dollar angegeben, die NASA möchte diese aber noch drücken, indem die Flüge in das Testprogramm für die neue Schwerlastrakete SLS und die Orion-Kapsel einbezogen werden.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Hans Lammersen - Quelle: CBS, NBCNews)


» Vietnams dritter Satellit kurz vor dem Start
08.04.2013 - Wenn, wie derzeit geplant, Anfang Mai 2013 der zweite Vega-Start VV02 in Kourou gelingt, wird neben dem europäischen Erdbeobachter Proba V und dem estnischen Nanosatelliten ESTCube 1 auch eine vietnamesische Nutzlast mit an Bord sein: VNREDSat 1A, Abkürzung für Vietnam Natural Resources, Environment and Disaster-monitoring Satellite.
Wie viele Staaten Asiens möchte auch das aufstrebende Vietnam im Konzert der Weltraummächte nicht nur eine reine Zuschauerrolle spielen. Zwar flog bereits 1980 der Kosmonaut Pham Tuan als erster Vietnamese an Bord von Sojus 37 ins All, danach wurde es aber ruhig. 1996 arbeitete man nochmals mit Kanada beim GlobeSAR-Programm zusammen. Und dann dauerte es bis 2006, bis staatlicherseits eine Strategie zur Entwicklung von Raumfahrttechnologien bis 2020 verabschiedet wurde. Diese Strategie beinhaltet Grundlegendes wie die Schaffung rechtlicher Rahmenbedingungen zur Intensivierung der internationalen Zusammenarbeit, die Ausbildung von Spezialisten und den Aufbau der notwendigen Bodeninfrastruktur bis hin zum Weltraumzentrum im Hoa Lac Technologiepark in Hanoi (Baubeginn September 2012). Mittelfristiges Ziel ist, bei Projektierung, Bau, Betrieb und Datennutzung von Satelliten zur Kommunikation, Positionsbestimmung und Erdbeobachtung weitgehend eigenständig zu werden.

2009 und 2012 starteten im Auftrag der Vietnam Posts and Telecommunications Group von Lockheed Martin Corp. gebaute VINASAT-Kommunikationssatelliten an Bord von Ariane-5-Raketen in den Weltraum. Beim 2010 unterzeichneten Vertrag über den Erdbeobachtungssatelliten VNREDSat 1A kam Astrium mit seinen Standort in Toulouse zum Zuge. Entwicklung und Bau des Satelliten beinhalteten die Ausbildung von 15 vietnamesischen Ingenieuren in Frankreich in einer Art Trainingsprogramm. Ferner liefert Astrium die Satelliten Empfangs- und Kontrollsysteme nach Vietnam.

VNREDSat 1A ist eine rund 130 kg schwere Sonde, die von Vega VV02 in 670 km Höhe in einen sonnensychronen Orbit gebracht wird. Der Satellit basiert auf dem AstroSat-100-Bus (auch als Myriade-Bus bekannt) mit Außenmaßen von 60x60x100 Zentimetern. Die Lebensdauer ist auf fünf Jahre ausgelegt.

Zur technischen Standardausstattung der AstroSat-100-Plattform gehört ein Solarmodul von rund einem Meter Länge, das 180 Watt liefert. Eine Lithium-Ionen-Batterie (15 Ah) dient als Puffer. Die Flugbahn wird durch ein kleines Hydrazin-Triebwerk mit vier Düsen aufrecht erhalten. Zur Bestimmung von Ausrichtung und Position im Orbit dienen drei Sonnensensoren, ein Sternensensor, ein Magnetometer und eine IRM (Inertial Measurement Unit). Wie für die Erdbeobachtung zwingend notwendig ist die Sonde über seine drei Achsen stabilisiert. Die Feinausrichtung erfolgt über vier Drallräder und mehrere Magnetorqeure, die das Magnetfeld der Erde als Gegenkraft nutzen. Der Flugkörper kann um +/- 30 Grad quer zu Flugrichtung geschwenkt werden. Zur Datenzwischenspeicherung dient ein 64-Gbit-Solid-State-Speicher. Die Kommunikation mit dem Boden erfolgt im X-Band mit 60 Mbit/s für die Bilddatenübermittlung zur Erde und über zwei S-Band-Sender/Empfänger mit erheblich niedrigerer Datenübertragungsleistung (bis 384 kbit/s) zur Satellitensteuerung.

Eigentliches Arbeitsinstrument für die Erdbeobachtung ist das NAOMI (New AstroSat Optical Modular Instrument), eine Entwicklung aus anderen Erdbeobachtungssatelliten der EADS. Es handelt sich um ein kompaktes Teleskop in sogenannter Korsch-Bauweise, die in ganz anderer Dimensionierung auch beim James Webb Space Telescope zur Anwendung kommt. Der Bildsensor hat eine Auflösung von 7.000 Pixeln (panchromatisch) und 1.750 Pixeln (multispektral), das entspricht einer Auflösung von 2,5 Metern beziehungsweise 10 Metern pro Bildpunkt. Die Breite des Aufnahmestreifens beträgt 17,5 Kilometer. Mit den Bilddaten sollen zum einen laufende Umweltveränderungen in Vietnam analysiert werden, zum anderen soll der Satellit bei drohenden oder eingetretenen Naturkatastrophen von oben ad-hoc-Bildmaterial zu Steuerung der Hilfsmaßnahmen liefern. Daneben sollen die natürlichen Ressourcen des Landes besser verwaltet werden.

Inklusive „Startgeld“ beläuft sich der Auftragswert des zwischen der Vietnam Academy of Science and Technology (VAST) und Astrium abgeschlossenen Vertrages auf 55,2 Millionen Euro. Die Projektkosten sind durch einen französischen Entwicklungshilfekredit abgedeckt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:


(Autor: Roland Rischer - Quelle: ESA (eoPortal), STI-VAST, Arianespace, Astrium, Raumcon)


» Neuer Planetenjäger soll 2017 starten
09.04.2013 - Die NASA hat am Wochenende zwei Projekte im Explorer-Programm ausgewählt, die in den nächsten Jahren realisiert werden sollen. Eines davon ist der Planetenjäger TESS.
TESS steht für Transiting Exoplanet Survey Satellite (Transit-Exoplaneten Durchmusterungssatellit) und wird unter Federführung des Kavli Institute for Astrophysics and Space Research (MKI) am Massachussetts Institute of Technologie (MIT) entwickelt. Der Satellit soll 2017 gestartet und auf einer Bahn abgesetzt werden, auf der er weder Erde noch Mond zu nahe kommt und die für Jahrzehnte stabil sein soll.

In Erdferne bieten sich ideale Beobachtungsbedingungen, in Erdnähe aber noch oberhalb der irdischen Strahlungsgürtel wird Hochgeschwindigkeits-Datenübertragung auch mit verhältnismäßig geringem Aufwand möglich sein. Immerhin wird TESS mit geschätzten Kosten von etwa 200 Millionen US-Dollar und auch von der Masse her eher ein Leichtgewicht.

TESS wird wahrscheinlich mit 4 kleinen und schnellen Weitwinkelteleskopen ausgerüstet werden, die einen 400-fach größeren Himmelsbereich mit einem Mal erfassen können, als jedes vorherige derartige Projekt (CoRoT bzw. Kepler). Ursprünglich (2010) waren noch 6 Teleskope an Bord geplant. Hochentwickelte Sensoren erfassen dann das gesammelte Licht und werten es aus. In erster Linie geht es darum, periodische Verdunklungen von Sternen zu erfassen, die durch den Vorbeiflug von Planeten, die den jeweiligen Stern umlaufen, verursacht werden. Dazu müssen die Planeten allerdings die Sichtlinie von uns zum jeweiligen Stern durchlaufen und die Sterne bereits als Scheibchen auf den Sensoren registriert werden.

Bisher führendes Instrument für diese Aufgabe ist das NASA-Weltraumteleskop Kepler, welches sich seit 2009 in einer Sonnenumlaufbahn befindet und einen kleinen Himmelsausschnitt in den Sternbildern Schwan und Leier beobachtet. Hier befinden sich keine hellen Sterne, die mehr als 150.000 Lichtpünktchen im Blickfeld der zusammen 95 Megapixel umfassenden 42 Sensoren sind eher weit von uns entfernt. Mittlerweile hat man damit aber bereits mehr als 100 Planeten gefunden und weitere etwa 2.700 Kandidaten auf einer Liste.

Mit TESS sollen aber Planeten bei mehreren Millionen Sterne in relativer Nähe zur Erde, also in einem Umkreis von nur einigen Hundert Lichtjahren, aufgespürt werden können. Bei ihnen wäre dann auch die Untersuchung eventuell vorhandener Atmosphären möglich. Mit Hilfe anderer Methoden und weiterer Teleskope könnte sich auch die Masse der Planeten genauer bestimmen lassen, womit Aussagen über Dichte und Art der Planeten möglich wären.

Fortschritte in der Optoelektronik der letzten Jahre machen es jetzt offenbar möglich, derartige Sensoren zu entwickeln. Damit will man vor allem erdähnliche, kleine Gesteinsplaneten um sonnenähnliche Sterne finden, die obendrein diese in der sogenannten habitablen Zone umlaufen. Innerhalb dieser Zone ist es durch Sonneneinstrahlung sowie Dichte und Treibhauseffekt unterschiedlicher Atmosphären möglich, dass Wasser im flüssigen Aggregatzustand auftritt und damit Lebensprozesse begünstigt.

Projektleiter ist George Ricker vom MKI. Er betonte, dass durch den speziell ausgewählten Erdorbit die Geräte an Bord des Weltraumteleskops innerhalb eines stabilen Temperaturbereiches arbeiten können. Sara Sieger, Professorin für Planetenwissenschaften am MIT, blickt zuversichtlich in die Zukunft: "Die Auswahl des TESS-Projektes beschleunigt unsere Chancen, innerhalb des nächsten Jahrzehnts Leben auf einem fremden Planeten zu finden."

Am Projekt TESS beteiligt sind neben dem MIT Kavli Institute auch das Lincoln Laboratory, das Goddard Spaceflight Center der NASA, die Orbital Sciences Corporation (Start mit Pegasus XL), das NASA Ames Research Center, das Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, die Aerospace Corporation und das Space Telescope Science Institute (STScI).

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Massachussetts Institute of Technologie (USA))


» Der planetarische Nebel IC 1295
10.04.2013 - Eine heute von der Europäischen Südsternwarte veröffentlichte Aufnahme zeigt den planetarischen Nebel IC 1295. Auf dem Bild ist erkennbar, dass dieser Nebel aus mehreren Schichten besteht.
Bei einem planetarischen Nebel handelt es sich um eine Hülle aus Gas, welche einen sogenannten Weißen Zwerg - einen relativ massearmen, sonnenähnlichen Stern, der sich in der letzten Phase seiner Entwicklung befindet - umgibt. Sobald ein Stern mit einer Masse bis zum achtfachen Wert der Sonne die Endphase seines Lebens erreicht, stößt er seine äußeren Schichten ab und verliert dabei einen Großteil seiner ursprünglichen Masse. Eine starke, von dem heißen Kernbereich des Sterns ausgehende Strahlung lässt diese nach außen driftende Hülle in der Folgezeit über einen Zeitraum von einigen zehntausend Jahren als planetarischen Nebel aufleuchten.

Innerhalb unserer Galaxie sind den Astronomen derzeit etwa 1.500 planetarische Nebel bekannt. Einer davon ist der rund 3.300 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte und im Sternbild Schild (lateinischer Name "Scutum") gelegene Nebel IC 1295, welcher über eine Winkelausdehnung von 1,7 x 1,4 Bogenminuten verfügt und eine visuelle Helligkeit von 12,7 mag aufweist.

Am heutigen Tag wurde von der Europäischen Südsternwarte (ESO) eine Aufnahme dieses planetarischen Nebels veröffentlicht, bei der es sich um das detaillierteste Bild handelt, welches bisher von diesem Objekt angefertigt wurde. Hierfür wurde der FOcal Reducer Spectrograph (kurz "FORS") am Very Large Telescope (VLT) der ESO) eingesetzt, welches sich auf dem Cerro Paranal in der Atacama-Wüste im Norden der chilenischen Anden befindet. Für die Aufnahme wurden die Daten von drei verschiedenen Farbfiltern kombiniert.

Im Zentrum von IC 1295 sind als ein heller, blau-weißer Punkt die ausgebrannten Überreste des Zentralsterns zu erkennen. Auf der Aufnahme wird zudem deutlich, dass sich der grünlich leuchtende Nebel aus mehreren Hüllen aufbaut.

Diese Blasen bestehen aus dem Gas, welches ursprünglich die Atmosphäre des Sterns bildete. Infolge von instabilen Fusionsreaktionen im Kern des Sterns wurde dieses Gas schließlich im Rahmen von mehreren aufeinanderfolgenden eruptiven Ereignissen schlagartig abgestoßen.

Auf diese Weise entstand die verschachtelte blasenartige Struktur um den Zentralstern, welche durch die von dem Stern ausgehende ultraviolette Strahlung zum Leuchten angeregt wurde. Die unterschiedlichen Farben werden dabei durch verschiedene chemische Elemente hervorgerufen. Für den grünen Farbton, welcher diese Aufnahme von IC 1295 dominiert, ist zum Beispiel ionisierter Sauerstoff verantwortlich.

Für die Astronomen sind planetarische Nebel besonders deshalb von Bedeutung, da diese eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution einer Galaxie spielen. Das von den Weißen Zwergen abgestoßene Material reichert die interstellare Materie, aus der sich letztendlich wieder neue Sterne bilden, mit schweren Elementen wie zum Beispiel Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Kalzium an.

Trotz ihres Namens stehen planetarische Nebel in keinem Zusammenhang mit den herkömmlichen Planeten. Vielmehr wurde dieser Begriff für einige der ersten Entdeckungen solcher kosmischer Objekte verwendet, da diese in den damals verwendeten Teleskopen gewisse Ähnlichkeiten zu den kurz zuvor entdeckten äußersten Planeten unseres Sonnensystems, Uranus und Neptun, aufwiesen. Der Begriff war eingängig genug, um in der Fachsprache zu überleben, obwohl selbst frühe Beobachter wie der Astronom Wilhelm Herschel, welcher mehrere planetarische Nebel entdeckt hat und über deren Ursprung und ihre Zusammensetzung spekulierte, wussten, dass diese Objekte keine Planeten in einer Umlaufbahn um die Sonne waren, da sie sich relativ zu den Hintergrundsternen in ihrer Umgebung nicht bewegten.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:


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


» Krone aus Staub und Geröll
10.04.2013 - Nochmals hat das europäische Weltraumteleskop Herschel, mittlerweile kurz vor seinem prognostizierten Lebensende, eine interessante Entdeckung ermöglicht. Der Stern κ Coronae Borealis, etwa 100 Lichtjahre entfernt im gleichnamigen Sternbild, besitzt offenbar ein Planetensystem bisher unbekannten, außergewöhnlichen Aufbaus.

Herschel, dessen Vorrat an Kühlmittel für seine astronomische Sensorik nun rapide zur Neige geht, hat im fernen Infrarotbereich von 100 bis 160 μm eine stark, ringförmige Abstrahlung um den Stern κ Coronae Borealis lokalisieren können. Diese scheint von einem großen Ring aus Staub und Geröll auszugehen, der sich über große Bereiche des dortigen Planetensystems erstreckt. Bisher war schon bekannt, dass zumindest ein großer Exoplanet, oder ein ähnliches Objekt planetarer Masse, ebenfalls dort existiert

κ CrB ist ein sogenannter Unterriese der Spektralklasse K, dessen Masse etwa dem 1,5-fachen unserer Sonne entspricht und der vermutlich etwa halb so alt ist wie unser Heimatstern. Er nähert sich dem Ende seines Lebenszyklus’ und befindet sich in einer frühen Phase der Volumen-Expansion hin zu einem Roten Riesen. Damit entspricht sein Beispiel dem typischen Verhalten massearmer Sterne, deren Reservoire an fusionierbarem Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist. Das Aufblähen dieser Giganten geschieht infolge der dann einsetzenden Prozesse des Helium- und Schalenbrennens

Genau aus diesem Grund erscheint er für die Forschung so interessant: bislang sind keine weiteren Sterne dieses Typs bekannt, die sowohl Planeten als auch einen markanten Staubgürtel in ihrem System beherbergen. Aufgrund dieses Alleinstellungsmerkmals, und auch hinsichtlich der Auswirkungen expandierender Riesensterne auf ihr Planetensystem, besteht dementsprechend einiges Forschungsinteresse.

Die vorliegenden Beobachtungen sprechen dafür, dass der gut sichtbare Gürtel aus dem Material zahlreicher kollidierter Asteroiden besteht. Dies vorausgesetzt erstaunt aber die Tatsache, dass er offenbar nur wenig jünger ist als der Stern den er umkreist. Aus dem Sonnensystem ist eine solche Langlebigkeit bisher nicht bekannt. Hier haben die inneren Planeten schon frühzeitig als regelrechte "Staubsauger" gewirkt und sämtliches Restmaterial in relativer Sonnennähe durch Kollision absorbiert. Bei κ CrB war dies hingegen augenscheinlich nicht der Fall. Die Astronomen haben nun grundsätzlich drei mögliche Varianten für die Konfiguration der Sternumgebung ausgemacht:

  1. Der beobachtete Gürtel schließt nach außen hin an einen inneren Planeten an, der sich auf einer Bahn mit einem Radius von mindestens sieben Astronomischen Einheiten um den Unterriesen bewegt. Die Scheibe aus Staun und Geröll hätte in diesem Modell eine enorme, weitgehend ununterbrochene Ausdehnung von 20 bis 220 AE Entfernung vom Zentralgestirn.
  2. Zwei Exoplaneten bewegen sich auf Bahnen innerhalb des Gürtels und "durchmischen" diesen mit ihrem Gravitationseinfluss. Durch die so initiierten Bahnänderungen und damit Kollisionen der Ringbestandteile entstünde laufend feineres Material.
  3. Der Gürtel wird von einem sehr großen, umlaufenden Körper in ein äußeres und ein inneren Ringsegment unterteilt. Dessen Sternorbit läge in einer Entfernung zwischen sieben und 70 AE. Auf dieser Position könnte der Körper so massereich sein, dass ein Brauner Zwerg statt lediglich einem großen Gasplaneten als Erklärung in Frage kommt.

Aufgrund der bisher singulären Beobachtung einer solchen Konstellation stehen diese bisherigen Konzepte aber weiterhin unter einem gewissen Vorbehalt. Genauere Erkenntnisse erhoffen sich die Astronomen deshalb von der Entdeckung weiterer Systeme mit ähnlichen Eigenschaften. Erste Hinweise auf deren Existenz ergeben sich scheinbar bereits aus Herschels bisherigem Beobachtungsmaterial.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Michael Clormann - Quelle: ESA, Wikipedia)


» Indien testete kryogenes Oberstufentriebwerk CE-7.5
13.04.2013 - Nach Angaben von Korrespondentenberichten gelang der Indischen Weltraumforschungsorganisation (ISRO) am 24. März 2013 in einer Höhentestkammer die Testzündung eines mit flüssigem Wasserstoff und flüssigem Sauerstoff arbeitenden Raketenmotors vom Typ CE-7.5.
Der Test fand in der erst jüngst fertiggestellten Testanlage zur Simulation großer Höhen (high altitude test facility, HAT) im ISRO-Zentrum für Flüssigkeitsraketenantriebe (Liquid Propulsion Systems Centre, LPSC) in Mahendragiri im Distrikt Kanyakumari des indischen Bundesstaats Tamil Nadu statt. Die Anlage war nach dem Versagen des in Indien konstruierten Triebwerks beim Flug einer indischen Rakete für den Transport von Satelliten auf geosynchrone Umlaufbahnen (GSLV) am 15. April 2010 in einem Zeitraum von rund einem Jahr gebaut worden.

Die Zündung des indischen Triebwerks vom Typ CE-7.5 im Teststand am 24. März 2013 erfolgte auf die vorgesehene Weise, dabei gemessene Daten bewegten sich im Rahmen des Erwarteten. Die positiven Ergebnisse sollten es ermöglichen, das Triebwerk nun in die kryogene Oberstufe für die Rakete GSLV-D5 zu integrieren und die Stufe möglichst bald zum Startgelände auf der Insel Sriharikota zu liefern. Nach dem Triebwerkstest ging der Direktor des LPSC, M. Chandra Dathan, davon aus, dass ein Start der GSLV-D5 im Monat Juli 2013 erfolgen könnte. Die Rakete soll den indischen Kommunikationssatelliten GSAT 14 in den Weltraum transportieren.

In der Oberstufe namens CUS einer GSLV eingesetzt, wird ein CE-7.5-Triebwerk nominal rund 720 Sekunden arbeiten. Der Vakuumschub des regenerativ gekühlten Triebwerks liegt dabei nach leicht differierenden Angaben zwischen 69,5 und 73,55 Kilonewton (etwa 7,5 Tonnen). Für den spezifischen Impuls des Motors mit gestufter Verbrennung werden 452 bis 454 Sekunden genannt.

Die Versorgung des Triebwerks mit flüssigem Wasserstoff und flüssigem Sauerstoff besorgen zwei sogenannte Booster-Pumpen und ein Turbinensatz zum Antrieb. Letzter erreicht eine Drehzahl zwischen 39.000 und 42.000 Umdrehungen pro Minute und stellt die Versorgung der Hauptkammer des Triebwerks mit 16,6 Kilogramm Treibstoff pro Sekunde sicher. Das Antriebsgas für den Turbinensatz wird durch einen Vorbrenner erzeugt. Für Veränderungen des Schubs und die Beeinflussung des Mischungsverhältnisses der Treibstoffkomponenten gibt es getrennte Regulatoren. Die Zündung der Verbrennung des flüssigen Wasserstoffs mit flüssigem Sauerstoff erfolgt in allen Triebwerkskomponenten pyrotechnisch.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie in unserem Forum mit:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: erewise.com, indiadefender.com, ISRO, sawfnews.com, The Hindu)


» Röntgenteleskop eROSITA: Das allsehende Auge
14.04.2013 - Derzeit befindet sich das deutsche Röntgenteleskop eROSITA in der Endmontage. Ende 2014 soll es gemeinsam mit dem russischen Röntgenteleskop ART-XC an Bord des russischen Satelliten Spektr-RG zu seiner Mission starten. In den ersten vier Jahren im All wird es den kompletten Himmel durchmustern und somit eine Unmenge neuer Röntgenquellen entdecken.
Die Missionsplanung sieht vor, in den ersten vier Jahren 8 komplette Durchmusterungen durchzuführen, danach sollen mindestens 3,5 Jahre gezielte Beobachtungen vorgenommen werden. Im Bereich weicher Röntgenstrahlung (0,5-2 keV) stellt eROSITA damit den Nachfolger der ROSAT-Mission (ich glaub wir alle erinnern uns noch an den Absturz ;)) dar, während im Bereich von 2-10 keV eROSITA die erste wirklich komplette Durchmusterungsmission überhaupt darstellt.

Die Röntgenoptik basiert auf dem System der (gescheiterten) ABRIXAS-Mission. Aufgrund eines Designfehlers ging der Satellit leider direkt nach dem Start verloren. eROSITA besitzt also auch 7 einzelne Teleskopmodule. Es handelt sich dabei um Wolter-Teleskope mit jeweils 54 Spiegelschalen. Das Blickfeld von eROSITA beträgt 1° x 1°, dabei wird eine Winkelauflösung von etwa 15 Bogensekunden im Zentrum erreicht. Unter günstigen Bedingungen ist es mithilfe von Subpixel-Rekonstruktionsalgorithmen sogar möglich, die Auflösung auf bis zu 2 Bogensekunden zu senken. Die einzelnen Spiegelschalen müssen dafür extrem präzise gearbeitet sein, ihre Oberflächenrauigkeit liegt unter 0,5 Nanometern. Es handelt sich dabei um Nickelschalen mit Goldbeschichtung. Das bedeutet, dass die Oberfläche auf 2-3 Atomlagen genau gearbeitet ist. Insgesamt wiegt eROSITA etwa 800 kg.

Der Satellit Spektr-RG wird um den Sonne-Erde-L2 kreisen. Dies ist ein Punkt, der von der Sonne aus 1,5 Mio Kilometer hinter der Erde liegt. Um diesen Punkt können Satelliten stabil auf sogenannten Lissajous-Orbits kreisen. Aufgrund der großen Entfernung zur Erde herrschen dort immer die gleichen Bedingungen zur Beobachtung. Daher wird dieser Punkt von immer mehr Weltraumteleskopen genutzt. So haben Herschel und Planck hier ihre Mission erfüllt, viele weitere Missionen werden folgen. Ein Nachteil an diesem Punkt ist jedoch die erhöhte Strahlenbelastung, da hier das schützende Magnetfeld der Erde nicht mehr wirksam ist. Die für eROSITA verwendeten CCDs haben jedoch bei Bodentests nachgewiesen, dass diese Effekte ihre Leistung nicht einschränken.

Nach dem Start mit einer Rakete vom Typ Zenit-3F wird Spektr-RG etwa 3 Monate brauchen, bis der Zielorbit erreicht wird. Dann wird Spektr-RG innerhalb von 6 Monaten einmal um den L2 kreisen. Der Abstand zu diesem Punkt wird dabei rund 1 Million Kilometer betragen. In diesem Orbit wird eROSITA sich so drehen, dass innerhalb von 4 Stunden eine komplette Rotation durchgeführt und somit ein großer Himmelskreis abgetastet wird. Die Drehachse ist dabei zur Sonne hin ausgerichtet.

Mit diesem Verhalten wird der Himmel alle sechs Monate komplett aufgenommen sein. Aufgrund dieser Beobachtungsplanung wird eROSITA die Umgebung der Himmelspole deutlich öfter und länger beobachten als Objekte im Bereich des Himmelsäquators und daher in diesem Bereich eine bessere Datenqualität liefern. Um diese höchste Qualität für einen möglichst großen Bereich von etwa 100 Quadratgrad zu erzielen, wird die Rotationsachse von Spektr-RG um wenige Grad variiert werden.

Im Verlauf der Mission wird eROSITA eine Vielzahl von Objekten erfassen, entdecken und katalogisieren können. Unter anderem sollen alle massereichen Galaxiencluster im beobachtbaren Universum entdeckt werden können. Mit den daraus gewinnbaren Informationen können die Parameter für einige kosmologische Modelle 1-2 Größenordnungen präziser als mit bisherigen Röntgen-Beobachtungen gewonnen werden.

eROSITA wird auch normale Galaxien sowie aktive Galaxienkerne (AGN) entdecken. Alleine drei Millionen AGN sollen mit eROSITA erfasst werden können. Da diese Objekte alle 6 Monate beobachtet werden, kann erstmals für eine große Anzahl von AGN über einen längeren Zeitraum hinweg die Entwicklung der Helligkeit beobachtet werden. Das ist vor allem interessant für Galaxien, die normalerweise nicht aktiv sind, sondern nur bei einzelnen Ereignissen aufleuchten. Das kann zum Beispiel passieren, wenn das zentrale schwarze Loch mal einen Stern verschluckt. Erwartet wird die Entdeckung von etwa 1.000 solcher Ereignisse im Verlauf der Mission.

Durch die Beobachtung des Helligkeitsverlaufs lässt sich rekonstruieren, wie viel Masse die supermassiven schwarzen Löcher innerhalb von AGNs im Lauf der Beobachtungszeit aufnehmen. Damit können Modelle überprüft oder verfeinert werden, die sich mit dem langfristigen Wachstum dieser Objekte beschäftigen.

Neben aktiven Galaxienkernen werden auch normale Galaxien erfasst werden können, deren Röntgenstrahlung von stellaren Quellen innerhalb der Galaxie stammt und nicht vom schwarzen Loch in ihrem Zentrum. Hier wird die Entdeckung von etwa 15.000 bis 20.000 Galaxien erwartet. Bei relativ nahen Galaxien können sogar die hellsten Röntgenquellen innerhalb der Galaxien einzeln identifiziert werden.

Auch in unserer Galaxie gibt es eine Vielzahl von Röntgenquellen. Stellare schwarze Löcher zählen ebenso dazu, wie weiße Zwerge oder Neutronensterne. eROSITA soll mehrere 10.000 solcher Objekte in unserer Milchstraße beobachten können. Auch in unseren Nachbargalaxien wird eROSITA viele einzelne Röntgenquellen erfassen und beobachten.

Neben einzelnen Objekten erzeugt auch heiße interstellare Materie Röntgenstrahlung. eROSITA wird damit auch die Struktur und Verteilung dieses Materials erforschen können und somit vielleicht auch zur Beantwortung ungeklärter Fragen beitragen. So besitzt unsere Milchstraße die sogenannten "Fermi-Blasen". Dies sind zwei kugelförmige Quellen hochenergetischer Strahlung, die zuerst vom Fermi-Teleskop für Gammastrahlen nachgewiesen werden konnten. Es wird vermutet, dass sie in einer aktiven Phase unseres galaktischen Zentrums entstanden sind, allerdings sind die genauen Ereignisse, die zur Bildung führten, noch unklar.

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Stefan Heykes - Quelle: eROSITA Science Book)


» Proton startet Anik G1
16.04.2013 - Gestern abend startete eine russische Proton-M mit dem kanadischen Kommunikationssatelliten Anik G1 vom kasachischen Kosmodrom Baikonur.
Der Start erfolgte gegen 20.36 Uhr MESZ vom Startplatz 200/39. Knapp 10 Minuten später hatte die Trägerrakete ihre Arbeit erfolgreich beendet und setzte Oberstufe und Nutzlast ab. Die Bris-M-Oberstufe transportierte den Satelliten Anik G1 im Verlaufe von 5 Brennphasen innerhalb von 9 Stunden und 13 Minuten in den geplanten Übergangsorbit. Dieser liegt in einer Höhe zwischen 9.127 und 35.782 Kilometern bei einer Bahnneigung von etwa 13,4 Grad.

Zielorbit ist die Geostationäre Bahn, die der Satellit mit einem eigenen Triebwerk erreichen soll. Dort wird er bei 107,3 Grad westlicher Länge stationiert und soll beide amerikanische Kontinente sowie den Pazifikraum mit Kommunikationsdienstleistungen versorgen.

Dazu ist der von Space Systems/Loral auf Basis des SL1300 entwickelte Satellit mit 12 Transpondern für das Ku-Band, 16 für das erweiterte Ku-Band, 24 für das C-Band sowie 3 X-Band-Transpondern ausgestattet. Damit sollen Kommunikationsdienste für die Luftfahrt über Südamerika, Kommunikationsanwendungen für Regierungen von Staaten auf den beiden amerikanischen Kontinenten und im Pazifik, Fernsehausstrahlungen für Kanada sowie X-Band-Kommunikation zur militärischen Anwendung realisiert werden.

Anik G1 gehört der Telesat Kanada, hat beim Start eine Masse von etwa 4,9 t, eine Auslegungsbetriebsdauer von 15 Jahren und bezieht seine elektrische Energie über zwei Solarzellenausleger.

Verwandte Meldung:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Zenki, Raumcon, Skyrocket)


» RadioAstron - Das Interview (Teil 1)
17.04.2013 - Dr. Kirill Sokolowski vom Astrokosmischen Zentrum des Lebedew-Instituts, das das weltraumbasierte Radiointerferometer RadioAstron betreibt, stand Raumfahrer.Net für ein Interview zur Verfügung. In diesem Teil: Wie RadioAstron zu seiner Einsatzreife kam.
Raumfahrer.Net: Zunächst möchte ich Sie bitten, ein wenig über Ihre Arbeit zu erzählen. In welchem Bereich sind Sie tätig und wie kam es zu Ihrer Beteiligung an RadioAstron.

Kirill Sokolowski: Eigentlich habe ich zwei Arbeitsplätze. Hauptsächlich arbeite ich am Astrokosmischen Zentrum des Physikalischen Instituts Lebedew - hier arbeite ich für RadioAstron. Außerdem bin ich in Teilzeit als Softwareentwickler am Sternberg-Astronomie-Institut der Moskauer Universität beschäftigt und arbeite da an veränderlichen Sternen. Diese Arbeit steht nicht in Verbindung mit RadioAstron.

Ich war Student der Moskauer Universität und ging dann zum Astrokosmischen Zentrum, um meine Diplomarbeit über VLBI zu schreiben (Very Long Baseline Interferometry - Interferometrie über lange Basislängen, A.d.Ü.). Zu der Zeit suchten sie Leute für VLBI mit der Perspektive, dass RadioAstron eines Tages fliegen würde.

Raumfahrer.Net: Zu welcher Zeit suchte das Astrokosmische Zentrum (AKZ) dafür Personal?

Kirill Sokolowski: Das ist bereits längere Zeit her. Ich kam 2006 zum AKZ.

Raumfahrer.Net: Das ist etwa sieben Jahre her. Haben Sie bereits damals an dem Projekt RadioAstron gearbeitet?

Kirill Sokolowski: Zu der Zeit war ich kaum in das Projekt eingebunden. Ich arbeitete mit Daten aus erdbasierten VLBI-Beobachtungen. Nachdem ich mein Diplom bekommen hatte, ging ich zum Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn (MPIfR), um meine Doktorarbeit zu schreiben. Hier arbeitete ich weiter an erdbasierter VLBI. Wirklich eingebunden in RadioAstron wurde ich erst ab Sommer 2011, als ich nach Moskau zurückkehrte. Vor dem Start war die Arbeit an RadioAstron hauptsächlich etwas für Ingenieure. Als Astronom konnte ich zu der Zeit wenig mithelfen. Nach dem Start wurden die Dinge aus meiner Perspektive viel interessanter!

Raumfahrer.Net: Nach dem Start dauerte es einige Monate, bis RadioAstron begonnen hat, wissenschaftlich verwertbare Daten zu liefern. Wie haben Sie und die anderen Astronomen am AKZ sich gefühlt, als die ersten nützlichen Daten gewonnen wurden?

Kirill Sokolowski: Ich würde sagen, wir waren überrascht. Und sehr begeistert, natürlich! Der Wendepunkt, als wir begriffen, dass dieses Experiment ein Erfolg war, das dieses Ding tatsächlich funktioniert, war einige Zeit nach der Beobachtung am 14.11.2011 - der erste VLBI Test. Effelsberg, die drei russischen 32-m-Teleskope in Swetloje, Selentschuk und Badary sowie das ukrainische 70-m-Teleskop in Eupatoria nahmen an diesem Test teil.

Zunächst hatten wir keine funktionierende Software um die Datenreduktion durchzuführen. Wir bemerkten später, dass die Software des AKZ-Korrelators einen Fehler besaß, der nur beim Einsatz einer bewegten Antenne auffällt. Daher war dieser Fehler nicht bemerkbar bei der Verwendung von Teleskopen auf der Erde. Im Prinzip wurden in den ersten Wochen nach diesem Experiment zwei vereinfachte Software-Korrelatoren komplett neu geschrieben, um die Interferenzen nachzuweisen und den Fehler im "großen" Korrelator zu finden.

Später entwickelte James Anderson am MPIfR für den DiFX-Software-Korrelator die Fähigkeit, ebenfalls mit den Daten von RadioAstron umgehen zu können. DiFX ist der de-facto-Standard für erdbasierte VLBI-Datenverarbeitung. Aber bei den ersten Tests stand diese Software noch nicht zur Verfügung.

Auch ist zu sagen, dass es einen ziemlich sanften Übergang zwischen technischen Tests und eigentlich wissenschaftlich interessanten Beobachtungen gab. Das System befand sich in einem konstanten Debugging-Prozess bis Sommer 2012. Erst dann waren wir überzeugt, dass das System korrekt arbeitet und wir jetzt gute wissenschaftliche Daten gewinnen können.

Raumfahrer.Net: Sie haben die Beteiligung des MPIfR erwähnt. Was denken Sie über diese Beteiligung und wie wichtig ist sie?

Kirill Sokolowski: Die Zusammenarbeit mit dem MPIfR war entscheidend für das Projekt. Zunächst gewährte das MPIfR Beobachtungszeit in Effelsberg für RadioAstron-Tests. Das Effelsberger Teleskop bewährte sich als eines der nützlichsten Teleskope für die ersten RadioAstron-Tests und später während des Early Science Program (ESP, erste Phase wissenschaftlicher Beobachtungen von Ende 2011 bis Juni 2013, A.d.Ü.): Es ist sehr empfindlich, voll steuerbar und wird regelmäßig für VLBI-Beobachtungen eingesetzt, daher wird dort ständig auf alle Kleinigkeiten geachtet, die für Beobachtung und Kalibrierung wichtig sind. Es befindet sich auf dem gleichen Kontinent wie die RadioAstron-Empfangsstation in Puschtschino bei Moskau, so dass sich lange gemeinsame Beobachtungsfenster für Satellit und Bodenteleskop ergeben.

Außerdem unterstützte das MPIfR (insbesondere Direktor Anton Zensus) die Datenanalyse und die Datenlogistik. Die Hauptsache dabei war, die Implementierung der RadioAstron-Unterstützung in den DiFX-Software-Korrelator. DiFX war eine große Sache. Es wurde die wichtigste Software zur Datenanalyse, zumindest in der AGN-Gruppe (AGN=Active Galactic Nuclei - aktive Galaxienkerne, A.d.Ü.) in der ich arbeite.

Raumfahrer.Net: Wird DiFX nur in Bonn betrieben, oder kann auch das AKZ dieses Programm nutzen?

Kirill Sokolowski: Der größte Teil des "DiFXen" für die RadioAstron-AGN-Durchmusterung wird in Moskau durchgeführt. Bonn führt die Korrelation für bildgebende Experimente, die gemeinsam mit dem Europäischen VLBI Netzwerk (EVN) durchgeführt wurden. Hierbei entstehen große Datenmengen (um die 20 TB) und der MPIfR Korrelator kann diese leicht verarbeiten, was für uns in Moskau nicht wirklich zutrifft.

Wir haben kein DiFX auf unserem Großrechner (auf dem die AKZ-eigene Korrelationssoftware verwendet wird) und die Maschinen auf denen DiFX läuft sind nicht leistungsfähig genug, um ein komplettes bildgebendes Experiment zu korrelieren.

Derzeit läuft ein detaillierter Vergleich der Resultate der beiden Korrelatoren. Aber um diesen Vergleich vernünftig durchzuführen, müssen die ganzen Datensätze von beiden Korrelatoren verarbeitet werden.

Der zweite Teil des Interviews findet sich hier, der dritte hier

Verwandte Artikel

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Stefan Heykes - Quelle: RN Interview)


» ALMA: Genaue Ortsbestimmung früher Galaxien
17.04.2013 - Ein internationales Astronomenteam hat mit dem Verbundteleskop ALMA die exakten Positionen von über 100 Galaxien im frühen Universum bestimmt, in denen sich einstmals besonders viele Sterne gebildet haben.
Die ertragreichsten "Ausbrüche" von Sternentstehungen im frühen Universum konnten in weit entfernten Galaxien beobachtet werden. Dabei bildeten sich derart viele Sterne, dass diese Galaxien für einen nicht unbeträchtlichen Anteil an der gesamten Energiefreisetzung aller Galaxien in der Geschichte des Universums verantwortlich sind. Die Untersuchung dieser "alten" Galaxien ist von zentraler Bedeutung für das astrophysikalische Verständnis bezüglich der Entstehung und Weiterentwicklung von Galaxien im Laufe der Geschichte unseres Universums.

Allerdings sind diese Milliarden von Lichtjahren von unserer Heimatgalaxie entfernt gelegenen Galaxien im Normalfall hinter kosmischem Staubwolken verborgen und deshalb für "konventionelle" Teleskope, welche ausschließlich im sichtbaren Bereich des Lichts arbeiten, nahezu unsichtbar. Erst bei Beobachtungen im Bereich der Submillimeterwellen - einer elekromagnetischen Strahlung mit Wellenlängen zwischen einigen Zehntel Millimetern und einem Millimeter - lassen sich diese sogenannten "Submillimetergalaxien" und deren Sternentstehungsaktivität vollständig erfassen.

Bisherige Submillimeter-Beobachtungen dieser weit entfernten Objekte hatten allerdings mit einer mangelhaften Detailschärfe der dafür eingesetzten Beobachtungsinstrumente zu kämpfen. Kürzlich hat allerdings eine Forschergruppe unter der Leitung von Ian Smail von der Universität Durham/England eine umfassende und detaillierte Durchmusterung von mehr als hundert Submillimetergalaxien durchgeführt. Für die damit verbundenen Beobachtungen verwendeten die Astronomen das erst kürzlich am 13. März 2013 offiziell in Betrieb gestellte, in den chilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz "ALMA").

Der ALMA-Teleskopverbund ist eine internationale astronomische Forschungseinrichtung, welche gemeinsam von europäischen, nordamerikanischen und ostasiatischen Instituten in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Von europäischer Seite aus wird ALMA über die Europäische Südsternwarte (ESO) finanziert. Den nordamerikanischen Beitrag stellt die National Science Foundation (NSF) der USA in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC) und dem taiwanesischen National Science Council (NSC). Für Ostasien ist das japanische National Institute of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan zuständig. Im Betriebsmodus erreicht das ALMA ein Auflösungsvermögen, welches die Auflösung früherer Himmelsbeobachtungen um einen Faktor von mehr als 10 übersteigt.

Im Rahmen ihrer Forschungen konnten die Astronomen um Ian Smail durch die Verwendung des ALMA die Positionen von über 100 Galaxien im frühen Universum genau bestimmt, in denen besonders viele Sterne entstanden sind. ALMA war dabei in der Lage, innerhalb weniger Stunden so viele dieser Galaxien zu beobachten, wie zuvor von allen vergleichbaren Teleskopen weltweit in einem Zeitraum von mehr als einem Jahrzehnt aufgenommen wurden.

"Astronomen haben über ein Jahrzehnt auf Daten wie diese gewartet. Das ALMA ist so leistungsstark, dass es die Methode, mit der wir diese Galaxien beobachten, revolutioniert hat - und das obwohl das Teleskop noch gar nicht vollkommen fertiggestellt war, als die entsprechenden Beobachtungen durchgeführt wurden", so Jacqueline Hodge vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, die Erstautorin eines Fachartikels über die neuen ALMA-Beobachtungen. Für die entsprechenden Beobachtungen wurden 15 der ALMA-Antennen so zusammengeschaltet, dass diese als ein einziges, sehr großes Teleskop agierten.

Die zuvor beste Karte dieser entfernten, staubreichen Galaxien, welche sich in einer im Sternbild Chemischer Ofen (lateinisch "Fornax") gelegenen Himmelsregion namens "Extended Chandra Deep Field South" befinden, stammte vom Atacama Pathfinder Experiment (kurz "APEX"), welches von der ESO betrieben wird. Die APEX-Karte erfasst ein Gebiet von etwa der Größe des Vollmondes am Himmel und zeigt 126 weit entfernter Galaxien. Allerdings erschien auf den APEX-Bildern jeder dort erkennbare "Ausbruch einer Sternentstehung" als ein relativ verschwommener Fleck, welcher dabei nicht mit vollständiger Sicherheit einer bestimmten Galaxie zugeordnet werden konnte. Ohne definitiv zu wissen, zu welchen Galaxie ein bestimmtes Sternentstehungsgebiet gehört, waren die Astronomen bisher bei der Erforschung der Sternentstehung im frühen Universum jedoch stark eingeschränkt.

Die Antennenschüssel des APEX-Teleskops verfügt über einen Durchmesser von 12 Metern. Der Teleskopverbund ALMA nutzt allerdings gleich mehrere APEX-ähnliche Antennenschüsseln, welche über weite Strecken verteilt sind. Die Signale all dieser Antennen werden im Rahmen einer Messung vereint, wodurch die Wissenschaftler in Bezug auf die Detailschärfe der Aufnahmen effektiv ein Teleskop erhalten, welches so groß wie die gesamte Antennenanlage ist. Die neuen ALMA-Beobachtungen erweitern somit die zuvor gewonnenen hochaufgelösten Aufnahmen dieser Region im Millimeter-/Sub-Millimeterbereich des elektromagnetischen Spektrums und ergänzen so die früheren Beobachtungen.

Mit einer im Vergleich zum APEX dreimal höheren Empfindlichkeit benötigten die eingesetzten Antennen des ALMA lediglich zwei Minuten pro Galaxie, um jede von ihnen innerhalb eines winzigen Gebietes genau zu lokalisieren, welches jetzt jeweils etwa 200 mal kleiner als die noch relativ weiträumigen "Flecken" der APEX-Messungen ist. Das ALMA ist so viel empfindlicher als andere Teleskope seiner Art, dass es innerhalb weniger Stunden die Gesamtzahl vergleichbarer Beobachtungen, welche jemals durchgeführt wurden, verdoppelte.

Die beteiligten Astronomen konnten dabei nicht nur eindeutig bestimmen, welche der Galaxien aktive Sternentstehungsregionen aufweisen, sondern stellten in mehr als der Hälfte der Fälle fest, dass mehrere Galaxien, in denen sich Sternentstehungsgebiete befinden, in früheren Beobachtungen zu einem einzigen Fleck "vermischt" wurden.

"Bisher sah es so aus, als würden sich in den hellsten dieser Galaxien mehr als tausend Mal schneller neue Sterne bilden als in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Bei solchen Sternentstehungsraten wären die betreffenden Galaxien Gefahr gelaufen, sich regelrecht auseinander zu sprengen. Jetzt haben die ALMA-Bilder dort, wo wir einzelne, hyperaktive Galaxien vermutet hatten, jeweils gleich mehrere kleinere Galaxien gezeigt - jede mit merklich moderaterer Sternentstehungsaktivität", so Alexander Karim von der Universität Durham, ein weiteres Mitglied des Teams und Erstautor einer zweiten, begleitenden Veröffentlichung zu dieser Studie.

Die Ergebnisse bilden den ersten statistisch zuverlässlichen Katalog von staubigen Galaxien mit Sternentstehung im frühen Universum und stellen eine solide Grundlage für weitere Untersuchungen der Eigenschaften dieser Galaxien bei anderen Wellenlängen dar, ohne dabei Fehlinterpretationen aufgrund von nicht aufgelösten Abbildungen der Galaxien zu riskieren.

Beobachtungen bei einer noch höheren Auflösung, bei denen dann sämtliche 66 Antennen des inzwischen fertiggestellten ALMA-Antennenfeldes zum Einsatz kommen, versprechen noch bessere Resultate. Im Rahmen zukünftiger Studien sollten Antworten auf die Frage gefunden werden, wie Submillimetergalaxien eigentlich entstehen. In dem aus heutiger Sicht plausibelsten Szenario sind sie das Ergebnis der Kollision großer Galaxien. Die gegenseitige Gravitationsanziehung während der Kollision führt dabei zu einer Phase intensiver Sternentstehung. Hochauflösende Aufnahmen könnten Aufschlüsse über die Form der Galaxien geben und damit Spuren solcher Galaxienkollisionen sichtbar machen.

Doch trotz des hervorragenden Auflösungsvermögens von ALMA und dessen konkurrenzloser Empfindlichkeit kommt Teleskopen wie APEX immer noch eine wichtige Rolle zu. " Das APEX kann ein größeres Gebiet am Himmel schneller durchsuchen als ALMA und ist somit ideal um solche Galaxien zu entdecken. Wenn wir dann erst einmal wissen, wo genau wir suchen müssen, dann können wir diese mithilfe von ALMA genau lokalisieren", so Ian Smail.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Jacqueline Hodge et al. erscheinen demnächst unter dem Titel "An ALMA Survey of Submillimeter Galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: Source Catalog and Multiplicity" in der Fachzeitschrift "Astrophysical Journal". Eine begleitende Veröffentlichung namens "An ALMA survey of submillimetre galaxies in the Extended Chandra Deep Field South: High resolution 870 μm source counts" von Alexander Karim et al. über die Multiplizität der Quellen wird in den "Monthly Notices of the Royal Astronomical Society" publiziert.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Fachartikel von Jacqueline A. Hodge et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Max-Plack-Institut für Astronomie, ESO)


» LDCM-Bildaufnahmeinstrument wird kalibriert
17.04.2013 - „Landsat Data Continuity Mission“ sagt eigentlich schon alles: Fortschreibung des von den sieben Vorgängersatelliten in rund 40 Jahren gesammelten Bilddatenmaterials. Damit alte und neue Aufnahmen vergleichbar sind, wird das Aufnahmesystem von LDCM gegenwärtig aufwendig kalibriert.
Nach dem erfolgreichen Start von LDCM (künftig Landsat 8) am 11. Februar 2013 von Vandenberg aus ist es still geworden um den Satelliten. Das ist nicht ungewöhnlich, zwischen Start und ersten mediengerechten Bildern oder Arbeitsergebnissen vergehen in der Regel Wochen, in denen der vorgesehene Orbit angesteuert wird und umfangreiche Prozeduren zur Inbetriebnahme des Satelliten ablaufen. Der jüngste Statusbericht zu LDCM vom 16. April 2013 besagt, dass alle Systeme normal laufen. Inzwischen ist auch die endgültige Umlaufbahn in 705 km Höhe erreicht.

Bei Beobachtungssatelliten wie LDCM kommt vor Aufnahme der Arbeit noch die Kalibrierung der Bildaufnahmetechnik hinzu. An Bord des LDCM befinden sich der Operational Land Imager (OLI) für Bilder vom sichtbaren und nah- beziehungsweise ferninfraroten Bereich und ein Thermal Infrared Sensor (TIRS) zur Messung der Oberflächentemperatur.

Bei der Kalibrierung geht es nicht nur darum, dass die OLI-Aufnahmen Farben so wiedergeben, wie sie auch am Boden wahrgenommen werden. Die Bilder müssen auch mit früheren Landsat-Bildern vergleichbar bleiben. Inzwischen existiert eine über vierzigjährige Bilddatenhistorie. Ein großer Teil davon, 652.000 Aufnahmen aus den Jahren 1972 bis 1992, wurde 2011 bei der UNESCO als Weltkulturerbe registiert mit der kurzen Begründung "einzigartig". Die langjährige Landsat-Bilderserie erlaubt inzwischen wissenschaftlich gesicherte Aussagen zu langfristigen Trends bei der Entwicklung von Klima, Vegetation und Besiedlung der Erde. Die Landsat-Daten werden vom U.S. Geological Survey (USGS) verwaltet und archiviert.

Der Red Lake Playa in Arizona spielt bei der Kalibrierung des OLI eine entscheidende Rolle. Der Trockensee wurde von den Wissenschaftlern des NASA Goddard Space Flight Center ausgewählt, weil sich Störungen durch Dunst und Luftverschmutzung in engen Grenzen halten. Außerdem verändert sich die Umgebung auch auf längere Sicht nur marginal, so dass der ehemalige See über Jahre für die Kalibrierung von optischen Aufnahmegeräten im Weltraum geeignet erscheint.

Ende März 2013 wurde die Region von Landsat 7 und LDCM (auf niedrigerer Umlaufbahn) mehrere Tage lang gemeinsam überflogen, um von den Lichtverhältnissen her vergleichbare Aufnahmen zu bekommen. Die mit diesen rund 1.000 Aufnahmen mögliche Anpassung des OLI wird verfeinert durch Daten, die von einem Team vor Ort am Boden und von einem Flugzeug aus aufgenommen werden. Zur Anwendung kommt ein Solar and Lunar for Absolute Reflectance Imaging Spectrometer (SOLARIS). Das Instrument erlaubt die Analyse der Eigenschaften des vom Boden reflektierten Lichtes wie etwa Intensität, Ausbreitungsrichtung, Farbspektrum oder Polarisation. Im Flugzeug befindet sich das Goddard Lidar, Hyperpectral and Thermal Instrument (G-LiHT). Lidar steht für Light Detection and Ranging (angelehnt an Radar – Radio Detection…), wobei mit „Light“ ein Laserstrahl gemeint ist. Mit dem G-LiHT werden hauptsächlich Bodenstrukturen und -bedeckung sowie Oberflächentemperaturen untersucht.

Diese Vor-Ort-Bilddaten dienen nicht nur der Optimierung der OLI-Sensoren. Weil der neueste Satellit auch detailliertere Bilder liefert, können und müssen oft auch alte Bilder neu interpretiert werden. Die am Red Lake Playa gewonnenen Daten sind dabei Referenz bei Abweichungsanalysen zwischen alten und neuen Landsat/LDCM-Bilddaten, damit Sensor-bedingte Unterschiede zwischen den Bildern nicht als Landschaftsveränderungen interpretiert werden.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Internetseiten:


(Autor: Roland Rischer - Quelle: NASA, USGS)


» Aktive Galaxien im Visier von RadioAstron
18.04.2013 - Im zweiten Teil des Interviews mit Dr. Kirill Sokolowski geht es um die Wissenschaft, die mit RadioAstron betrieben wird. Insbesondere sprachen wir über sein Forschungsgebiet (Aktive Galaxienkerne/AGN).
Der erste Teil des Interviews findet sich hier.

Kirill Sokolowski: Bislang wurden drei bildgebende Experimente gemeinsam mit dem Europäischen VLBI-Netzwerk (EVN = European Very Long Baseline Interferometry Network) durchgeführt. Das erste war im März 2012 und ist komplett verarbeitet. Die beiden anderen werden immer noch korreliert. (Die Beobachtungen dazu wurden im Oktober 2012 und im März 2013 durchgeführt, A.d.Ü.)

Raumfahrer.Net: Ist es geplant, die bei diesen Experimenten erzeugten Bilder zu veröffentlichen? Das erste Bild wurde veröffentlicht, wird das auch mit weiteren Bildern passieren?

Kirill Sokolowski: Mit Sicherheit ja!

Aber derzeit haben wir noch keine korrelierten Datensätze für die beiden anderen Experimente und nachdem wir diese haben, kann es immer noch einen oder zwei Monate dauern, bis die finalen Bilder erzeugt werden. So läuft das nunmal mit VLBI. Die Datenverarbeitung ist viel komplizierter und "empfindlicher" als in anderen Bereichen der Astronomie, mit denen ich zu tun hatte.

Aber ich sollte dazu sagen, dass die meisten der RadioAstron-Beobachtungen nicht im bildgebenden Modus ablaufen. Das Ziel solcher Beobachtungen ist die Detektion von interferometrischen Signalen. Die Amplitude der Überlagerung kann für eine Reihe von Basislängen gemessen werden und dies kann mit einem einfachen Modell der Quelle abgeglichen werden. Zum Beispiel können wir, wenn wir eine gaußsche Form der Radioquelle annehmen, die Größe messen.

So wurde erdbasierte VLBI durchgeführt in der Zeit, wo nur wenige Teleskope an solchen Beobachtungen teilnehmen konnten. Das Problem bei der Bildrekonstruktion ist, dass eine möglichst gute Abdeckung der sogenannten uv-Ebene nötig ist: Viele Teleskope bei verschiedenen Basislängen.

Wenn RadioAstron fern der Erde ist, haben wir die Situation, dass alle Bodenteleskope sich im Prinzip an einem Ort befinden, so dass keine Bildrekonstruktion möglich ist - stattdessen haben wir beinahe ein Interferometer mit zwei Elementen. Daher können Bilder nur erzeugt werden, wenn der Satellit nicht mehr als vielleicht 3-5 Erddurchmesser entfernt ist. Bei dieser Basislänge haben wir nicht die höchste Auflösung, aber wir können ein Bild erzeugen. Bei größeren Basislängen können wir nur die gemessene sichtbare Amplitude mit einem einfachen Modell (wie einem gaußschen zum Beispiel) vergleichen. In diesem Fall können wir die Größe und Helligkeit der Quelle bestimmen. Außerdem können wir im Groben die Form bestimmen (ob das Objekt gestreckt ist oder nicht). Je mehr Datenpunkte wir haben, umso komplexere Modelle können wir zur Beschreibung des Objekts verwenden.

Raumfahrer.Net: Sie haben die Helligkeit und Größe erwähnt, die mit RadioAstron bestimmt werden kann. Es ist aber auch oft die Rede von "Helligkeitstemperatur" als gemessene Eigenschaft. Wie kann diese bestimmt werden?

Kirill Sokolowski: Richtig, Helligkeitstemperatur ist ein bestimmter Weg der Radioastronomie um über Oberflächenhelligkeiten zu sprechen, etwas das in der optischen Astronomie als Magnitude pro Fläche bestimmt wird. Im einfachsten Fall ist die Helligkeitstemperatur die Helligkeit der Quelle geteilt durch die Größe. Dazu kommt noch ein Faktor, um den Wert in Kelvin umzuwandeln.

Es gibt einige Freiheit dabei, wie man die "Größe" einer Quelle angibt, wenn man die eigentliche Größe nicht bestimmen kann, sondern nur die gemessene interferometrische Sichtbarkeit mit einem Modell abgleichen kann. So hätte ein sphärisches Modell eine etwas andere Größe als ein gaußsches Modell für die gleiche Quelle. Aber für alle anwendbaren Modelle ist der Unterschied der berechneten Helligkeitstemperatur ein kleiner Faktor. So können zum Beispiel 1014K problemlos von 1011K unterschieden werden, egal welches Modell verwendet wird.

Raumfahrer.Net: Was bedeuten diese verschiedenen Modelle?

Kirill Sokolowski: Das gaußsche Modell ist einfach eine Radioquelle, deren Helligkeitsverlauf einer gaußschen Glockenkurve folgt. Von diesem Modell gibt es zwei Varianten: Kreisrunde und elliptische. Das gaußsche Modell wurde einfach deshalb ausgewählt, weil damit einfach zu rechnen ist: Die Fourier-Transformierte (spezielle mathematische Methode zur Umwandlung von Funktionen, A.d.Ü.) einer Gaußkurve ist eine andere Gaußkurve. Und die vom Interferometer gemessene Sichtbarkeit ist die Fourier-Transformierte der Helligkeitsverteilung der Quelle.

Eine sphärische Radioquelle hat ein etwas anderes Helligkeitsprofil, es entspricht der Oberfläche einer Kugel. In beiden Fällen ist das kein physikalisches Modell der Quelle, sondern nur ein "Spielzeugmodell", das uns erlaubt, die Größe und Strahlungsdichte einer Quelle zu charakterisieren. Eine Quelle, von der wir fast keine Details sehen, aber wo wir bereits sehen können, dass es keine Punktquelle ist - sondern eine leicht vergrößerte Punktquelle (eine typische Situation bei Interferometrie).

Raumfahrer.Net: Wie hängt die Fähigkeit zur Messung der Helligkeitstemperatur von der verwendeten Basislänge ab?

Kirill Sokolowski: Man braucht eigentlich Messungen bei verschiedenen Basislängen, um ein Modell zu erstellen und aus diesem Modell die Größe und Strömung der Komponenten zu bestimmen. Über den Bereich der Basislängen sollte es so sein, dass ein einfaches Modell die Struktur der Quelle zumindest annähernd darstellen kann. Es ist aber wohl nicht wahrscheinlich, das ein einziges einfaches Modell für Beobachtungen über einige Kilometer Basislänge, über VLBI mit irdischen Teleskopen über tausende Kilometer Basislänge bis hin zu Weltraumbeobachtungen über zehntausende von Kilometern funktioniert - die Quelle wird eine komplexe Struktur bei solchen Dimensionen haben.

Aber bei den großen Winkelauflösungen, die mit Weltraum-VLBI erreicht werden und unter Beachtung der begrenzten Empfindlichkeit scheint ein Modell zu funktionieren, bei dem die Quelle als einzelner heller Punkt von bestimmter Größe betrachtet wird.

Physikalisch gesehen ist bei AGN dieser helle Punkt der hellste Bereich des relativistischen Jets, wo dieser transparent wird für die eigene Synchrotronstrahlung. Dieser Bereich wird bei VLBI als "Kern" bezeichnet, der hellste und kleinste Punkt in einem Lichtjahre großen Jet. Allerdings gibt es einige konkurrierende Ideen, was ein VLBI-Kern eigentlich ist. Im Prinzip könnte es andere Optionen geben, nicht nur diese Transparenz-Sache.

Raumfahrer.Net: Was sind diese alternativen Modelle?

Kirill Sokolowski: Eine vernünftig klingende Alternative ist, dass ein VLBI-Kern ein stehender Schock in einem Jet ist. In diesem Modell, wäre der Kern eine bestimmte physikalische Region, kein Platz an dem der Jet transparent für die beobachtete Frequenz wird. Außerdem gibt es weitere Modelle, aber diese scheinen nicht zu funktionieren für radio-laute AGN.

Ein Weg, um das Modell der "Sychrotron-Transparenz" zu testen, ist es, die Größe eines VLBI-Kerns bei verschiedenen Frequenzen zu bestimmen. Das Transparenzmodell sagt vorher, dass der VLBI-Kern für kleinere Frequenzen größer sein sollte. Der Grund dafür ist, dass der Jet einen Öffnungswinkel hat, als Annäherung kann man vom Jet als eine Art Kegel sprechen. Der Jet wird für kleinere Frequenzen erst in größerem Abstand zu seiner Basis transparent.

Wenn der Kern also die Region ist, in der der konische Jet transparent wird, wäre er größer für kleine Frequenzen und kleiner für hohe Frequenzen. Dies wurde vom Boden aus beobachtet, aber mit RadioAstron können wir diesen Effekt mit viel größerer Genauigkeit messen. Die "Stehender-Schock"-Erklärung für VLBI-Kerne sagt hingegen keine Änderung in Größe und Position bei verschiedenen Frequenzen voraus.

Raumfahrer.Net: Gibt es bereits Hinweise, welches Modell besser passt?

Kirill Sokolowski: Leider gibt es dazu bis jetzt keine Ergebnisse von RadioAstron. Wir sind immer noch dabei, mehr Daten für eine Reihe von Objekten zu sammeln.

Raumfahrer.Net: Glauben Sie, dass RadioAstron die wahre Natur der VLBI-Kerne enthüllen kann?

Kirill Sokolowski Ja. Zur Zeit haben wir eigentlich nur eine genaue Größenmessung - den Kern des Blazars 0716+714 (ein Blazar ist ein AGN, dessen Jet genau in Richtung Beobachter zeigt. Die Bezeichnung ist entstanden aus "Quazar" als Bezeichnung für AGN und "BL Lacertae", dem ersten entdeckten Blazar, A.d.Ü.) aus dem abbildenden Experiment mit dem EVN. Wir brauchen mehr Zeit, um dies für andere Quellen basierend auf der Interferenz-Durchmusterung zu bestimmen. Für einige Quellen, darunter BL Lac selbst, sollten wir mittlerweile genug Daten haben, aber wir brauchen noch Zeit, diese zu verarbeiten. Ich bin mir sehr sicher, das wir die Natur der VLBI-Kerne mit RadioAstron endgültig bestimmen können.

Zum dritten Teil.

Verwandte Artikel

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Stefan Heykes - Quelle: RN Interview)


» Exoplaneten in der habitalen Zone fremder Sterne
19.04.2013 - Am gestrigen Tag gab die NASA bekannt, dass mit dem Kepler-Weltraumteleskop zwei potentiell erdähnliche Exoplaneten entdeckt wurden, welche ihren Zentralstern in dessen habitabler Zone umkreisen. Die ermittelten Durchmesser der Planeten führen zu dem Schluss, dass es sich hierbei um Gesteinsplaneten handelt. Sollte dies zutreffen, dann wären die beiden Planeten die bislang aussichtsreichsten Kandidaten für potentiell lebensfreundliche Planeten. Dies bedeutet jedoch nicht, dass sich auf diesen Planeten auch tatsächlich Leben entwickelt haben muss.
Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten im Jahr 1995 konnten Astronomen bis zum heutigen Tag 871 Exoplaneten nachweisen. Der Wunsch eines jeden "Exoplanetenjägers" ist es vermutlich, bei seiner Suche eine "zweiten Erde" zu entdecken - also eines außerhalb unseres Sonnensystems gelegenen Planeten, welcher theoretisch über die Umweltbedingungen verfügen könnte, um dort die Entstehung und Weiterentwicklung von außerirdischen Lebensformen zu ermöglichen.

Hierbei, so die Minimalanforderungen, müsste es sich um einen terrestrischen Planeten handeln, welcher seinen Zentralstern im Bereich von dessen habitabler Zone umläuft und der somit theoretisch Bedingungen aufweist, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen. Nur unter dieser Voraussetzung, so die gegenwärtig allgemein anerkannte Meinung, besteht die Möglichkeit, dass sich Leben bilden kann.

Jetzt scheinen die Astronomen diesem Ziel einen großen Schritt näher gekommen zu sein: Am gestrigen Tag gab die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA im Rahmen einer Pressekonferenz bekannt, dass mit dem auf die Exoplanetensuche spezialisierten Weltraumteleskop Kepler die Entdeckung von zwei Exoplaneten gelang, welche als "potentiell erdähnlich " eingestuft werden und die ihren Zentralstern "Kepler-62" zudem innerhalb von dessen habitabler Zone umkreisen.

Das System von Kepler-62

Der im Sternbild Leier (lateinischer Name "Lyra") gelegene und etwa 1.200 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte Stern Kepler-62 ist ein wenig kleiner und kühler als unsere Sonne ( Spektraltyp von Kepler-62: K2V; geschätzte Masse: 0,7 Sonnenmassen; geschätzter Radius: 0,63 Sonnenradien). Das Alter des Sterns wird auf etwa sieben Milliarden Jahre geschätzt. Zum Vergleich: Das Alter unserer Sonne beträgt etwa 4,6 Milliarden Jahre.

Im Orbit von Kepler-62 konnten die Astronomen jetzt mittels der sogenannten Transitmethode fünf Planeten nachweisen. Das Planetensystem ist so ausgerichtet, dass die Planeten aus der Sicht eines auf der Erde befindlichen Beobachters in regelmäßigen Abständen vor ihrem Mutterstern vorbeiziehen. Dabei nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns bei jedem "Transit" eines Planeten um einen winzigen Bruchteil ab, da der den Stern bedeckende Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt. Je größer der beobachtete Exoplanet ist beziehungsweise je enger dessen Umlaufbahn um den Stern ausfällt, umso größer fällt dabei der Anteil der verdeckten Sternoberfläche aus und umso stärker nimmt dadurch auch die Helligkeit des bedeckten Sterns ab.

Auf diese Weise kann das Kepler-Weltraumteleskop, welches seit dem Jahr 2009 im Rahmen einer permanenten Himmelsbeobachtung im Bereich der Sternbilder Schwan und Leier einen Himmelsbereich mit einem Durchmesser von 12 Grad - dies entspricht in etwa dem 24-fachen Durchmesser des Vollmondes - abbildet und dabei extrem genaue Helligkeitsmessungen durchführt, Planeten um weit entfernte Sterne nachweisen. Die im Rahmen dieser Beobachtungen bei Kepler-62 nachgewiesenen Exoplaneten werden, den üblichen Konventionen folgend, als die Exoplaneten Kepler-62b bis Kepler-62f bezeichnet.

Zwei Planeten in der habitablen Zone

Ein wichtiger Aspekt der Erforschung von Exoplaneten ist die Suche nach Planeten, auf denen die richtigen Bedingungen für die Entstehung und Weiterentwicklung von Leben herrschen könnten. Die Entdeckung solcher Planeten wäre ein Schritt in Richtung auf das Ziel, solches "außerirdisches Leben" dann tatsächlich auf fernen Planeten nachzuweisen. Gerade in dieser Hinsicht sind zwei der neu entdeckten Planeten - Kepler-62e und Kepler-62f - für die Astronomen und Exobiologen hochinteressant.

Dr. Lisa Kaltenegger vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg und vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Boston/USA ist eine Expertin für die Atmosphären insbesondere erdähnlicher Exoplaneten und war, obwohl sie kein Mitglied des Kepler-Teams ist, dafür verantwortlich, die potenzielle Lebensfreundlichkeit der Planeten des Kepler-62-Systems abzuschätzen.

"Ich habe von dieser spannenden Entdeckung erstmals von William Borucki [der Chefwissenschaftler der Kepler-Mission] gehört, der mich im Oktober 2012 auf einer Konferenz ansprach. Das Kepler-Team hat mich dann gebeten, zu untersuchen, ob Kepler-62e oder Kepler-62f in die lebensfreundliche ’habitable Zone’ ihres Heimatsterns fallen. Wie sich herausstellt, ist das der Fall - und diese Planeten sind etwas ganz Besonderes, weil sie die bislang kleinsten sind, die wir in der habitablen Zone eines Sterns gefunden haben", so Dr. Lisa Kaltenegger.

Laut den bisherigen Analysen fällt der Radius von Kepler-62e etwa 1,61 Mal so groß wie jener der Erde aus, während Kepler-62f über einen 1,41 Mal so großen Radius verfügt. Der vorher kleinste bekannte Exoplanet, welcher sich in der habitablen Zone eines Sterns bewegt, war der Exoplanet Kepler-22b mit einem 2,4-fachen Erdradius.

"Bisher waren alle interessanten Planeten in habitablen Zonen solche, die mit der sogenannten Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen worden waren. Dieses Verfahren liefert aber naturgemäß nur eine Untergrenze für die Masse eines Planeten, und keine Information über seinen Radius. Allein aufgrund der Masse ist es aber schwierig zu beurteilen, ob es sich um einen erdartigen Planeten, also einen Planeten mit fester Oberfläche handelt. Ein Radius von weniger als dem Doppelten des Erdradius’ ist dagegen ein deutliches Zeichen, das es sich um einen erdähnlichen Planeten handelt - es sei denn, wir betrachteten einen Planeten, der einen äußerst jungen Stern umkreist", so Dr. Kaltenegger weiter.

Dass es sich bei den neu entdeckten Planeten tatsächlich um Felsplaneten mit einer soliden Oberfläche und nicht etwa um Gasplaneten wie zum Beispiel Jupiter oder Neptun handelt, ist ein Schlüsselaspekt der gestern bekannt gegebenen Entdeckung. Die interessantesten sicheren Kandidaten für "habitable Planeten", welche zuvor bekannt waren - es handelt sich dabei um die Exoplaneten GJ 667Cc, Gl 581d, HD 85512b und Gl 163c - wurden durchweg mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen. Diese Methode lässt jedoch lediglich Rückschlüsse auf die Mindestmasse der auf diese Weise entdeckten Planeten zu.

Wahrscheinlichkeitsüberlegungen zeigen jedoch, dass die tatsächliche Masse der so entdeckten Planeten in den meisten Fällen zwischen dieser Mindestmasse und dem Doppelten der Mindestmasse liegt. Für die erwähnten Kandidaten würde dies bedeuten, dass es sich um Felsplaneten, aber durchaus auch um Miniaturversionen des Neptun - also um Gasplaneten - handeln könnte. Ein Beispiel hierfür ist der Exoplanet Kepler-11f. Hierbei handelt es sich um einen "Mini-Neptun", welcher trotz eines 2,6fachen des Erdradius lediglich über eine Masse von etwa 2,3 Erdmassen verfügt.

Könnte dort "Leben" existieren?

Ob ein Planet letztendlich jedoch wirklich lebensfreundlich ist oder nicht, hängt davon ab, ob auf seiner Oberfläche flüssiges Wasser existieren kann, denn dies ist eine der Grundvoraussetzungen für Leben, wie wir es kennen.

"Aussagen über die Lebensfreundlichkeit eines Planeten hängen immer von zusätzlichen Annahmen ab. Nehmen wir an, bei Kepler-62e und Kepler-62f handelt es sich in der Tat um Felsplaneten, wie ihre Radien nahelegen. Nehmen wir weiterhin an, dass es auf diesen Planeten Wasser gibt, und dass ihre Atmosphäre eine ähnliche Zusammensetzung hat wie jene der Erde, also vor allem Stickstoff, mit Anteilen von Wasser und Kohlenstoffdioxid. Unter diesen Voraussetzungen könnten beide Planeten flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche besitzen. Kepler-62f empfängt weniger Strahlungsenergie von seinem Stern als die Erde von der Sonne und würde dementsprechend mehr Treibhausgase benötigen als die Erde, etwa Kohlenstoffmonoxid, um nicht einzufrieren. Kepler-62e ist seinem Stern näher und benötigt eine hinreichend dichte Wolkendecke, mit der er Strahlungsanteile des Sterns reflektieren kann, damit flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche möglich ist", so Dr. Kaltenegger.

Der Planet Kepler-62e benötigt für einen Umlauf um seinen Stern 122 Tage. Die Umlaufdauer des weiter außen gelegene Kepler-62f beträgt dagegen 267 Tage. Die weiter innen gelegenen Planeten Kepler-62b, Kepler-62c und Kepler-62d umkreisen ihren Zentralstern dagegen innerhalb von fünf, 12 und 18 Tagen. Die sich daraus ergebende Nähe zu dem Stern führt bei diesen drei Planeten zu sehr hohen Oberflächentemperaturen, welche die Existenz von Lebensformen definitiv ausschließen.

Eine "zweite Erde"?

Eine eventuell gegebene "Habitabilität" eines Exoplaneten bedeutet jedoch nicht notwendigerweise, dass der betreffende Planet unserem Heimatplaneten bis ins letzte Detail gleicht. Vielmehr würde es sich bei Planeten, welche über einen hinreichend größerem Radius als die Erde verfügen - und dies ist bei Kepler-62e und Kepler-62f offenbar der Fall - bei gleicher chemischer Zusammensetzung höchstwahrscheinlich um Wasserwelten handeln, deren Oberfläche von einem tiefen, globalen Ozean bedeckt ist.

Das Ergebnis einer Habitabilitäts-Analyse zeigt somit nicht zwingend, dass der betreffende Planet tatsächlich habitabel ist, sondern lediglich, dass er es - die richtigen Atmosphärenbedingungen vorausgesetzt - sein könnte. Eine detaillierte Untersuchung der Atmosphären von Exoplaneten ist mit den gegenwärtig zur Verfügung stehenden Teleskopen allerdings noch nicht möglich. Erst die nächste Generation von Teleskopen wird in der Lage sein, die hierfür erforderlichen spektroskopischen Analysen mit der erforderlichen Präzision durchzuführen, wobei dann auch eine Art "chemischen Fingerabdruck" des zu untersuchenden Planeten gewonnen werden kann.

Ein wichtiger Teilbereich der Arbeit von Dr. Kaltenegger und ihren Kollegen besteht deshalb gegenwärtig darin, diverse Modelle anzufertigen, welche zeigen, wie die chemischen Fingerabdrücke bestimmter Planeten, eben beispielsweise auch von Kepler-62e und Kepler-62f, aussehen könnten. Letztlich, so das Ziel der Wissenschaftler, könnten zukünftigen Beobachtungen eventuell sogar die chemischen Spuren von Leben auf einem fremden Planeten zutage fördern.

Bis es jedoch soweit ist müssen sich die Astronomen damit begnügen, die potentielle Habitabilität neu entdeckter Planeten unter der Einbeziehung aller derzeit verfügbaren Daten abzuschätzen. Und die Bewertung von Dr. Lisa Kaltenegger führt zu dem Ergebnis, dass die beiden Exoplaneten Kepler-62e und Kepler-62f die derzeit aussichtsreichsten Kandidaten sind, von denen die Astronomen bislang wissen.

Dr Kaltenegger: "Was Kepler-62e und Kepler-62f so spannend macht, ist zweierlei: Zum einen kennen wir ihren Radius, und der weist daraufhin, dass es sich in der Tat um erdähnliche Planeten handelt. Außerdem liegen diese Planeten in der habitablen Zone ihres Sterns. Das macht sie zu den besten Kandidaten für habitable Planeten, die wir kennen. Und es war sehr aufregend für mich, bei dieser bahnbrechenden Entdeckung der Kepler-Mission dabei gewesen zu sein."

Die Entdeckung der Exoplaneten im Bereich des Sternsystems Kepler-62 wurde am gestrigen Tag in der Fachzeitschrift "Science" unter dem Titel "Kepler-62: A five-planet system with planets of 1.4 and 1.6 Earth-radii in the Habitable Zone" publiziert.

Ein weiterer Planet in der habitablen Zone

Neben der Entdeckung der fünf Planeten im System von Kepler-62 wurden im Rahmen der gestrigen Pressekonferenz auch zwei weitere neu entdeckte Exoplaneten vorgestellt, welche den Stern Kepler-69 umrunden. Der Stern Kepler-69 gleicht in etwa unserer Sonne. Er verfügt über die gleiche Spektralklasse (Typ "G") und weist in etwa 93 Prozent des Sonnen-Durchmessers auf. Kepler-69 befindet sich rund 2.700 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt im Sternbild Schwan (lateinisch "Cygnus").

Einer der beiden im Bereich dieses Sterns entdeckten Planeten, Kepler-69c, verfügt über einen etwa 70 Prozent größeren Durchmesser als die Erde und umkreist seinen Zentralstern ebenfalls in der habitablen Zone. Für einen Umlauf um seinen Stern benötigt dieser Planet 242 Tage, was in etwa der Umlaufdauer der Venus um unsere Sonne entspricht. Ob es sich bei Kepler-69c ebenfalls um einen Gesteinsplaneten handelt, können die Astronomen zum jetzigen Zeitpunkt allerdings noch nicht mit Sicherheit sagen. Eine Publikation über das System Kepler-69 wird demnächst in der Fachzeitschrift "Astrophysical Journal" veröffentlicht.

Durch die Verwendung der Transit-Methode konnte das Weltraumteleskop Kepler bisher 2.740 Exoplaneten-Kandidaten ausmachen. Im Rahmen weiterführender Beobachtungen konnten 122 dieser Objekte als tatsächlich vorhandene Planeten bestätigt werden.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seite:

Fachartikel von William J. Borucki et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, JPL, Science)


» Hubble lichtet Pferdekopfnebel ab
19.04.2013 - Der Veteran unter den gegenwärtigen weltraumgestützten Teleskopen ermöglicht einen neuen Blick auf den bekannten Pferdekopfnebel im Sternbild Orion. Im nahen Infrarotbereich zeigt sich die astronomische Formation zu Hubbles 23. Geburtstag erneut von einer atemberaubenden Seite.
Dem Hubble-Weltraumteleskop (HST), betrieben von NASA und ESA, ist damit 23 Jahre nach seinem Start im April 1990 erneut eine spektakuläre Aufnahme gelungen. Zuletzt hatte es im September vergangenen Jahres einen bisher unerreicht tiefen optischen Blick in die Vergangenheit des Universums geworfen. Das sogenannte eXtreme Deep Field (XDF) zeigte Galaxien mit einem Alter von über 13 Milliarden Jahren. Für diese und auch die aktuelle Nebel-Aufnahme kam die Wide Field Camera 3 (WFC3) zum Einsatz, die 2009 im Rahmen der letzten Shuttle-Servicemission auf Hubble installiert worden war.

Das jüngste Bild des Nebels zeigt diesen im nahen Infrarotbereich zwischen 1.100 nm und 1.600 nm. Diese Wellenlängen eignen sich besonders gut für beeindruckende Visualisierungen, da das Material des Pferdekopfes hier teilweise transparent und intensiv leuchtend wiedergegeben wird. Im optisch wahrnehmbaren Bereich entspricht das Motiv, bei entsprechender Vergrößerung, hingegen eher einem dunklen Schatten unter einem der Randsterne des Oriongürtels.

Im Jahre 1888 entdeckt, befindet sich der Pferdekopfnebel rund 1.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Er ist damit Teil eines vergleichsweise nahen Sternentstehungsgebiets im Sternbild des antiken griechischen Jägers. In annähernder astronomischer Nachbarschaft befinden noch einige weitere, faszinierende Beobachtungsobjekte: der Orionnebel, Bernards Schleife und besonders auch der Flammennebel.

Die Eigenschaft dieser Region als Geburtsstätte neuer Sterne wird ihr dabei aber wohl gleichzeitig zum Verhängnis. Die jungen Sterne in der Umgebung des Pferdekopfnebels etwa, so prognostizieren Astronomen, werden diesen durch die von ihnen ausgehende harte, ultraviolette Strahlung bereits in rund fünf Millionen Jahren aufgelöst haben. Obwohl nach kosmischen Maßstäben doch recht kurz, lässt diese Zeitspanne noch reichlich Raum für weitere menschliche Beobachtungen dieser einzigartigen Himmelskonstellation.

Auch Hubble wird sich womöglich noch einige Jahre an ihr beteiligen können. Nach aktuellem Planungsstand soll das Weltraumteleskop bis zum seinem technisch bedingten Lebensende weiter betrieben werden, um anschließend in der Erdatmosphäre zu verglühen. Das Jahr 2018 wird hierbei als Richtmarke für das Betriebsende angepeilt.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Michael Clormann - Quelle: NASA, ESA, hubblesite.org, Raumcon, Harvard College Observatory)


» Biosatellit mit Geckos, Schnecken und Fischen im All
19.04.2013 - Das Raumschiff Bion-M 1 beherbergt eine Vielzahl von Lebenwesen, die vier Wochen unter Weltraumbedingungen leben werden. An Bord befindet sich auch das deutsche Weltraumaquarium OmegaHab.
Der Start erfolgte heute Mittag, 12.00 Uhr MESZ an der Spitze einer Trägerrakete vom Typ Sojus 2.1a vom Kosmodrom Baikonur aus. Gut 8 Minuten später befand sich Bion-M 1 im Erdorbit. Gemeinsam mit ihm gelangten auch 6 Kleinsatelliten ins All, drei davon aus Deutschland.

Bion-M 1 ist eine Weiterentwicklung des Wostok-Raumschiffs aus den Anfangstagen der bemannten Raumfahrt. Zwischenstationen waren Woßchod, Bion, Foton und Foton-M. Hauptteil ist eine etwa 2,40 m durchmessende, kugelförmige, hermetisch abgeschlossene Kabine, in der die etwa 70 Experimente in 19 Gerätekomplexen untergebracht sind. Am vorderen Teil befindet sich ein Bremstriebwerk, am hinteren Ende ein modernes Servicemodul mit Solarzellenpaneelen und ausreichend Kommunikationsequipment.

Vier Wochen lang werden verschiedene pflanzliche und tierische Lebewesen der Schwerelosigkeit und weiteren veränderten Bedingungen im All ausgesetzt. So befinden sich auch Pilze und Bakterien in speziellen Behältern an der Außenseite der Rückkehrkapsel. Hier werden sie beim Wiedereintritt hohen Belastungen und Temperaturen ausgesetzt. Man will nun untersuchen, ob es möglich ist, dass derartige Mikroorganismen den feurigen Wiedereintritt in die Erdatmosphäre überleben können. Damit wäre auch die Möglichkeit gegeben, dass primitive Lebensformen vor langer Zeit auf die Erde gelangt sind und sich hier dann weiter entwickelt haben.

Insgesamt befanden sich beim Start Experimente von Wissenschaftlern aus 20 russischen Forschungseinrichtungen sowie von 15 internationalen Partnern aus Deutschland, den USA, Frankreich, Italien, Malaysia, Südkorea und der Ukraine unter der Nutzlastabdeckung. Deutschland steuert das Aquarium OmegaHab nebst komplexer Steuerungstechnik bei, in dem einzellige Algen, Buntbarsche, die noch im Larvenstadium starten, Posthornkrebse, Hornkraut und mexikanische Bachflohkrebse gehalten werden. Dabei fungiert die Population als geschlossenes Ökosystem. Algen und Hornkraut sollen Kohlenstoffdioxid in Sauerstoff umwandeln, den die Tiere anschließend verbrauchen. Deren Exkremente bilden Dünger für die Pflanzen. Außerdem dienen die Schnecken der Reinigung der Wände des Aquariums. Die Experimente wurden von Wissenschaftlern der Universitäten Stuttgart-Hohenheim und Erlangen-Nürnberg entwickelt, während die Hardware überwiegend von Kayser-Threde stammt.

Die an Bord des Satelliten befindlichen Wirbeltiere (Mäuse, Ratten und Geckos) werden rund um die Uhr überwacht. Dazu befindet sich eine Vielzahl von Kameras in den einzelnen Boxen. Die Geckos sollen während des Fluges sogar mit lebendem Futter versorgt werden. Ziel ist es, die Entwicklung der Organismen bei längerer Schwerelosigkeit zu untersuchen. Dies betrifft den Skelettbau, innere Organe und das Immunsystem.

Zusatznutzlasten bei diesem Flug sind mehrere Kleinsatelliten. AIST 2 stammt aus Russland (Samara Universität und ZSKB Progress), hat eine Masse von etwa 39 kg und soll Messungen am geomagnetischen Feld der Erde vornehmen. DOVE 2 (5,8 kg) wurde in den USA entwickelt und soll mittels herkömmlicher Technik hochauflösende Bilder von der Erde liefern. Die Lageregelung wird über magnetische und gravitative Kräfte treibstofflos im Umfeld der Erde vorgenommen. Die Mission soll 180 Tage andauern.

BeeSat 2 und 3 stammen von der TU Berlin und dienen der Erprobung von etwa münzgroßen Legeregelungskreiseln. Jeder Satellit wiegt etwa 1 kg. Dritter Cubesat aus Deutschland ist SOMP 1, der an der TU Dresden gebaut wurde. Mit ihm soll die Verteilung atomaren Sauerstoffs in der Erdatmosphäre gemessen werden. Zudem werden Dünnschichtsolarzellen zur Energieversorgung getestet.

G.O.D.Sat dient der Kommunikation. Amateurfunker können Botschaften schicken, die anschließend zu einem festgelegten Zeitpunkt über Lichtsignale einer 44-Watt-Leuchtdiode in Richtung Erde gemorst werden. Dies soll sich von der Erde aus mit Hilfe von Amateurteleskopen beobachten lassen.

Für Bion-M 1 ist die Rückkehr für den 18. Mai 2013 vorgesehen. Die kugelförmige Kapsel soll dabei am Fallschirm niedergehen und geborgen werden. Anschließend werden die Auswirkungen der Schwerelosigkeit und weiterer Faktoren auf die Pllanzen, Tiere, Pilze und Einzeller eingehend untersucht. Bion-M 1 ist der erste Vertreter einer neuen Generation von Bio-Satelliten, dessen Nachfolger in den nächsten Jahren zum Einsatz kommen sollen. Zwischen 1973 und 1996 waren zuvor 11 Raumschiffe der Bion-Serie im All.

Verwandte Meldung:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Roskosmos, WDR RadioEins, DLR, Raumcon, Skyrocket)


» Alles, wovon man träumen kann (Interview Teil 3)
20.04.2013 - Im dritten und letzten Teil unseres Interviews mit Dr. Kirill Sokolowski: Warum viele Skeptiker am Sinn des Projekts zweifelten - und wie sehr sie daneben lagen. Außerdem ein kleiner Ausblick auf die Aufgaben für die nächsten Monate.
Dies ist der dritte Teil des Interviews. Zu Teil 1 und Teil 2.

Raumfahrer.Net: Eine andere Angelegenheit ist die interstellare Materie. Es wurde erwartet, dass diese Radiowellen streut, aber scheinbar tut sie das nicht in der erwarteten Weise?

Kirill Sokolowski: Ja! Die interstellare Streuung ist eine große Sache für RadioAstron. Ich selbst bin kein Experte dafür, aber so wie ich von meinen Kollegen höre, ist der Unterschied zwischen erwarteter und beobachteter Streuung sehr groß. Die Streuung ist vorhanden, aber sehr viel kleiner als zuvor erwartet.

Insgesamt scheint es so zu sein, dass die Streuung viel weniger homogen ist als zuvor erwartet. Das ist auch ein Grund, warum sie insgesamt kleiner als erwartet ist.

Tatsächlich war die Erwartung der starken Streuung ein großer Kritikpunkt vor dem Start von RadioAstron. Es gab eine ganze Reihe sehr kluger Köpfe, die dachten, dass RadioAstron bei mehr als 1-2 Erddurchmessern Basislänge nichts mehr sehen könnte. Mit dem derzeitigen Orbit kommen wir auf bis zu 25 Erddurchmesser. Damit ist die Auflösung geeignet für alles, von dem man träumen kann. Die Frage ist - was sind die kleinsten Details die wir trotz der interstellaren Streuung sehen können? Bereits jetzt können wir sagen, dass wir viel mehr sehen als einige Experten erwartet haben.

Raumfahrer.Net: Wann wurde Ihnen dieses Verhalten der interstellaren Materie klar?

Kirill Sokolowski: Wir waren zumindest die ersten, die dies direkt gemessen haben mit einem Interferometer bei Basislängen größer als die Erde! Für AGN gab es früh Hinweise, basierend auf Variabilität im Laufe eines Tages (schnelle Änderungen der Strahlungsstärke wegen der Streuung), dass ihre Größe klein ist. Aber diese Schätzungen sind noch mehr modellabhängig als die Größenbestimmungen bei VLBI.

Raumfahrer.Net: Also ändert sich die Streuung selbst innerhalb von Stunden?

Kirill Sokolowski: Ja! Und dies ist etwas, was wir in den nächsten Jahren detaillierter untersuchen wollen. Ein großer Punkt im AGN-Durchmusterungsprogramm im nächsten Jahr ist die Kombination von RadioAstron-Messungen mit erdbasierten Messungen der täglichen Strahlungsvariation, um die Streuung zu studieren.

Raumfahrer.Net: Das klingt ein wenig so, als ob man dieses Verhalten mit dem Verhalten der Atmosphäre im sichtbaren Licht vergleichen könnte - so wie Sterne blinken. Trifft dieser Vergleich zu?

Kirill Sokolowski: Ja, diese Analogie scheint vollkommen korrekt. Und das führt unmittelbar zu der Idee, ob es möglich ist, etwas ähnliches wie ein optisches Speckle-Interferometer im Radiobereich aufzubauen?! Und ich bin nicht in der Lage, diese Frage zu beantworten. Vielleicht geht es, aber ich kenne mich mit dem Thema derzeit selbst nicht gut genug aus, um das sicher zu sagen.

Raumfahrer.Net: Wir müssen also noch auf mehr Informationen warten. Sie haben die kommenden Jahre erwähnt. Derzeit läuft noch das Early Science Program, was bald enden wird. Im Juli startet das Key Science Program. Das ESP hatte einen starken Fokus auf die Untersuchung von AGNs. Wird das auch im KSP so bleiben, oder werden andere Bereiche größeren Anteil erhalten?

Kirill Sokolowski: Ausgehend von den akzeptierten Vorschlägen für das KSP wird die meiste Beobachtungszeit weiterhin für AGN verwendet werden. Maser und Pulsare werden ebenfalls beobachtet werden, aber ich denke der Anteil wird jeweils etwa gleich bleiben. Ich selbst habe ein akzeptiertes Projekt um kurzlebige Radioquellen wie etwa Supernovae oder das Zerreißen von Sternen durch schwarze Löcher zu beobachten, aber das ist ein erforschendes Projekt, was nie zuvor versucht wurde mit Weltraum-VLBI. So ist nicht klar, ob irgendwas dabei herauskommt. Aber ich denke es ist einen Versuch wert.

Raumfahrer.Net: Aus welchen Ländern kommen eigentlich die meisten Vorschläge für das KSP? Russland wird mit Sicherheit das führende Land sein, aber in welchen anderen Ländern besteht das größte Interesse an RadioAstron?

Kirill Sokolowski: Zunächst noch etwas zu den AGN-Beobachtungen während des KSP: Es wird deutlich mehr Bilder geben. Nicht nur drei Stück in einem Jahr. Zum Ursprung der Vorschläge denke ich, dass die meisten, wenn nicht alle, von internationalen Gruppen kommen, mit Wissenschaftlern aus verschiedenen Ländern als Ko-Autoren eines Vorschlags. Aus dem Kopf kann ich Deutschland, die USA, Spanien, Australien, Polen und Japan nennen. Aber mit Sicherheit habe ich einige vergessen. Unglücklicherweise habe ich noch keine offizielle Informationen über die akzeptierten Vorschläge. Das RadioAstron-Programm-Evaluationskomitee hat seine Bewertungen abgegeben, aber einige der Vorschläge hängen außerdem von den Bewertungen der Programm-Komitees einzelner Bodenteleskope und Netzwerke ab, wie etwa EVN oder VLBA, daher wurde noch keine finale Liste für das RadioAstron-KSP veröffentlicht. Es kann passieren, dass einige der für RadioAstron akzeptierten Projekte von den Bodenteleskopen abgelehnt werden, so dass sie nicht durchgeführt werden können.

Raumfahrer.Net: Können Sie abschätzen, wie viele abbildende Experimente es geben wird in der ersten KSP-Phase (Juli 2013-Juni 2014). Und wissen Sie, wann die Liste der akzeptierten Vorschläge feststeht?

Kirill Sokolowski: Die abbildenden Experimente hängen am stärksten von der Verfügbarkeit der Bodenteleskope ab. Eine Gelegenheit für solche Experimente ergibt sich bei jedem Perigäumsdurchgang von Spektr-R, also etwa alle 8,5 Tage. Dies gilt unter der Annahme, dass die Bodenstation in Green Bank (USA) bis dahin verfügbar ist. Es ist schwer zu sagen, wie viele Beobachtungen tatsächlich durchgeführt werden. Ich erwarte mindestens zehn abbildende Experimente, vielleicht mehr. Das KSP-Beobachtungsprogramm steht noch nicht fest. Ich denke, es wird aber keine abbildenden Beobachtungen vor September geben, da bis dahin schwere Sichtbegrenzungen in den Sommermonaten wirksam sind. So wird es für die ersten beiden Monate des KSP nur die einfache Detektion von Interferenzmustern für AGN, Maser und Pulsare geben, wie die meiste Zeit während des ESP.

Raumfahrer.Net: Wann werden die Bodenstationen in Green Bank und Südafrika ihre Arbeit aufnehmen?

Kirill Sokolowski: Die Bodenstation in Green Bank wird ihre Arbeit in Kürze beginnen. Der ursprüngliche Plan ist, dass sie zum Start des KSP im Juli einsatzfähig ist. Unter Berücksichtigung möglicher Verzögerungen ist unsere momentan beste Schätzung, dass sie im September verfügbar ist. Alle Papiere zwischen den USA und Russland sind unterzeichnet, die elektronische Ausrüstung wird derzeit in Puschtschino getestet. Eine potentielle Verzögerungsquelle ist die Ausfuhrgenehmigung des russischen Zolls, aber es wird darauf hingearbeitet. Die Kontrollsysteme des 40-m-Teleskops in Green Bank wurden getestet, daher denke ich, dass es bereit ist. Nachdem die eigentliche Datenaufzeichnungstechnik geliefert wurde, wird es natürlich ein wenig Zeit dauern, sie zu installieren und zu testen. Daher ist die optimistischste Schätzung Juli, die realistischere ist aber September.

Was die südafrikanische Station betrifft, denke ich, dass die Dinge immer noch auf der Ebene von Gesprächen und Verträgen zwischen den Offiziellen liegen. Derzeit wird keine technische Arbeit dafür geleistet. Daher denke ich, dass die Trackingstation in Südafrika noch mindestens ein Jahr, vielleicht länger, bis zur Inbetriebnahme brauchen wird.

Verwandte Artikel

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Stefan Heykes - Quelle: RN Interview)



^ Nach oben

Mars Aktuell: Curiositys Landefallschirm bewegt sich im Wind von Redaktion



• Curiositys Landefallschirm bewegt sich im Wind «mehr» «online»
• Explosive Zwillingskrater auf dem Mars «mehr» «online»
• Sowjetischer Mars-3-Lander gefunden? «mehr» «online»


» Curiositys Landefallschirm bewegt sich im Wind
05.04.2013 - Aufnahmen der HiRISE-Kamera des Orbiters MRO zeigen den auf der Marsoberfläche liegenden Landefallschirm des Rovers Curiosity, welcher seine Ausrichtung während der letzten Monate mehrfach verändert hat.
Am 6. August 2012 landete der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity auf der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Im Rahmen des Abstiegsmanövers durch die Marsatmosphäre kam dabei auch ein Fallschirm zum Einsatz (Raumfahrer.net berichtete über die Einzelheiten des Atmosphärenabstieges). In den darauf folgenden Wochen und Monaten wurde die an Bord des ebenfalls von der NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz "MRO") befindliche HiRISE-Kamera mehrfach dazu eingesetzt, um neben dem Rover auch verschiedene während der Landeprozedur verwendete Hardware-Komponenten aufzuspüren und fotografisch abzubilden (Raumfahrer.net berichtete).

Dabei gelangte auch des Öfteren die obere Schutzschildabdeckung und der daran befestigte, knapp 16 Meter durchmessende Landefallschirm des Rovers in den Aufnahmebereich der HiRISE-Kamera. Vergleiche von sieben unterschiedlichen Aufnahmen, welche zwischen dem 12. August 2012 und dem 13. Januar 2013 angefertigt wurden, zeigen, dass sich die Ausrichtung des auf der Marsoberfläche liegenden Fallschirms in diesem Zeitraum deutlich verändert hat. Zudem zeigen sich auf den Bildern Unterschiede in der Färbung der Marsoberfläche.

In den ersten vier Abbildungen, welche bis zum 8. September 2012 aufgenommen wurden, zeigen sich dabei zuerst nur minimale Veränderungen, welche sich eventuell durch eine veränderte Kameraperspektive beziehungsweise durch unterschiedliche Beleuchtungsverhältnisse erklären lassen. Zwischen der vierten und der fünften Aufnahme - letztere wurde am 30. November 2012 angefertigt - zeigt sich jedoch eine deutliche Positionsveränderung des Fallschirms, welcher ab jetzt zusätzlich auch nur noch einen kleineren Bereich der Marsoberfläche bedeckte. Im selben Zeitraum ist auch eine farbliche Veränderung der Planetenoberfläche in der unmittelbaren Umgebung des Hitzeschildes erkennbar. Die in den ersten vier Aufnahmen noch relativ dunkel erscheinende Oberfläche nimmt jetzt eine deutlich "hellere" Farbe an. Eine weitere Veränderung ist zwischen dem 16. Dezember 2012 und dem 13. Januar 2013 zu erkennen, wobei sich der Fallschirm etwas in die südöstliche Richtung bewegte.

Diese Effekte wurden durch die in diesem Zeitraum auf der Marsoberfläche vorherrschenden Windströmungen hervorgerufen. Der Wind hat dabei nicht nur unmittelbar die Ausrichtung des Fallschirmes beeinflusst, sondern auch zuvor auf der Oberfläche abgelagerte Staubpartikel verfrachtet, was zu den hier erkennbaren Helligkeitsveränderungen führte. In Kombination mit den Daten der Wetterstation REMS, welche unter anderem auch die aktuellen Windrichtungen und -geschwindigkeiten in der Umgebung von Curiosity aufzeichnet, können die Bilder der HiRISE-Kamera von den an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftlern dazu genutzt werden, um die im Gale-Krater, dem Landegebiet des Rovers, vorherrschenden Wetterbedingungen eingehend zu studieren.

Mit einem Durchmesser von fast 16 Metern im ausgefalteten Zustand und einer Masse von rund 54 Kilogramm handelte es sich bei dem bei der Curiosity-Landung eingesetzten Landefallschirm um den größten bisher im Rahmen einer Marslandung verwendeten Fallschirm. Dieser war während des Abstieges durch die Marsatmosphäre durch 80 jeweils 45,7 Meter lange Befestigungsseile mit dem rückwärtigen Hitzeschild verbunden, welches des Rover während des Abstiegsmanövers durch die Marsatmosphäre vor der dabei auftretenden Reibungshitze schützte. Die durch die Befestigungsseile immer noch gegebene Verbindung mit dem über 700 Kilogramm schweren hinteren Hitzeschild verhindert jetzt auch, dass der Fallschirm von den Marswinden an andere Bereiche der Marsoberfläche "geweht" wird. Vielmehr kann er - kontinuierliche Beobachtungen durch die HiRISE-Kamera vorausgesetzt - als eine Art Wetterfahne genutzt werden.

Zusätzlich zu den Aufnahmen der Rover-Hardware fertigte die HiRISE-Kamera während der letzten Monate eine Vielzahl von Detailaufnahmen des Gale-Kraters an, welche von den in die Marsforschung involvierten Planetologen genutzt werden, um die geologische Entwicklungsgeschichte dieser Region unseres Nachbarplaneten im Detail zu studieren. Die nebenstehende Aufnahme, angefertigt am 21. Februar 2013 aus einer Überflughöhe von 270 Kilometern, zeigt dabei einen Bereich des Gale-Kraters, welcher sich östlich des Landegebietes des Rovers befindet.

Aufgrund der gegenwärtig stattfinden Sonnenkonjunktion zwischen Erde und Mars - hierbei handelt es sich um eine spezielle, etwa alle 26 Monate auftretende Planetenkonstellation, bei der sich der Mars von der Erde aus gesehen in einem Abstand von weniger als fünf Grad von der Sonne befindet, was eine Kommunikation mit dem Rover unmöglich macht - absolviert Curiosity seit dem gestrigen Tag ein im Voraus übermitteltes Arbeitsprogramm. Bis Ende April konzentrieren sich die Arbeiten des Rovers dabei speziell auf die Nachfolgeuntersuchungen einer bereits Ende Februar gewonnenen Bohrprobe (Raumfahrer.net berichtete), deren nicht verwendeten Überreste erst am 29. März 2013 auf der Marsoberfläche "entsorgt" wurden. Im Rahmen dieser Untersuchungen sind unter anderen weitere Analysen durch die ChemCam und durch das APX-Spektrometer vorgesehen.

Bis zum heutigen Tag, dem "Sol" 236 seiner 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 bisher 50.381 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:


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


» Explosive Zwillingskrater auf dem Mars
11.04.2013 - Heute veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen zwei Impaktkrater auf dem Mars, in deren Zentren sich Vertiefungen befinden. Sehr wahrscheinlich waren für deren Entstehung Wasserdampfexplosionen verantwortlich. Dies würde bedeuten, dass sich in diesem Bereich der Marsoberfläche in der Vergangenheit Ablagerungen von Wassereis befunden haben müssen.
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 über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 4. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.467 die Region Thaumasia Planum. Hierbei handelt es sich um eine in der östlichen Tharsis-Region gelegene Hochebene, welche sich unmittelbar südlich der Valles Marineris befindet. Während des Überfluges gerieten auch zwei dicht beieinander liegende Impaktkrater in das Aufnahmefeld der High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC"), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters.

Bei dem weiter nördlich gelegene Impaktkrater (auf den Nadir-Aufnahmen der HRSC-Kamera rechts zu erkennen) handelt es sich um den nach einer Stadt auf der Karibikinsel Trinidad benannten Arima-Krater. Der weiter südlich gelegene, fast gleich große Krater erhielt bisher noch keinen Namen. Beide Impaktkrater verfügen über Durchmesser von etwas mehr als 50 Kilometern und weisen komplexe Strukturen auf. Der südliche der beiden Krater wird hier außerdem in einer perspektivischen Ansicht dargestellt. Bei dieser Betrachtung werden die komplexen Strukturen des Kraters in all ihren Details sichtbar. So reihen sich zum Beispiel mehrere gestaffelte Terrassen in den über 2.000 Meter hohen Kraterwänden vom oberen Rand des Kraters bis zum flachen Kraterboden aneinander.

Bei Impaktkratern dieser Größe sind solche Formationen häufig zu beobachten. Wenn das Ereignis des Asteroideneinschlags vorüber ist, sind die in diesem Fall mehrere Kilometer hohen Auswurfmassen zu einem Kraterrand aufgetürmten. Das Auswurfmaterial ist dabei zunächst noch instabil und sackt entlang von konzentrischen, parallel zum Kraterrand verlaufenden Schwächezonen ins Kraterinnere nach.

Unterirdische Dampfexplosionen

Am auffälligsten sind jedoch die zentralen Vertiefungen am Grund der beiden "Zwillingskrater". Diese Vertiefungen, so die Vermutung der Planetologen, haben sich sehr wahrscheinlich durch starke unterirdische Dampfexplosionen gebildet, welche sich bereits während der rasch ablaufenden Vorgänge der Kraterbildung ereignet haben.

Trifft ein großer Asteroid auf die Oberfläche eines Planeten, so wird ein beträchtlicher Teil der Bewegungsenergie des Asteroiden in Wärmeenergie umgewandelt und an die Umgebung abgegeben. Sollte unter dem von dem Asteroiden getroffenen Bereich der Planetenoberfläche Wasser oder Eis eingeschlossen sein, so wird dieses durch die freigesetzte Wärme schlagartig erhitzt und geht in den gasförmigen Aggregatzustand über.

Dieser Vorgang kann zu heftigen Dampfexplosionen führen, wodurch zunächst ein Loch im Zentrum des Kraters aufgerissen wird. Die darüber liegende Gesteinskruste wird durch die Explosion aufgebrochen, kollabiert dabei ins Innere des entstandenen Hohlraums oder wird vollständig abgesprengt. Teile der Gesteinskruste umgeben anschließend die so entstandene Vertiefung am Grund des Kraters.

Obwohl die beiden Impaktkrater in etwa den gleichen Durchmesser aufweisen, unterscheiden sich die dortigen zentralen Vertiefungen deutlich in ihrer jeweiligen Größe und Tiefe. Dies ist auf der nebenstehenden höhenkodierten Bildkarte besonders deutlich zu erkennen. Möglicherweise wurde bei der Entstehung des linken (südlichen) Kraters mehr Energie freigesetzt, so dass das dort unter der Oberfläche befindliche Eis schneller verdampfte. Eine zweite Erklärung wäre, dass im Bereich dieses Kraters von Vorneherein mehr Eis unter der Marsoberfläche vorhanden war, so dass die Explosion heftiger ausfiel.

Wassereis im Untergrund

Aber auch die kleineren Impaktkrater, welche auf den hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera zu erkennen sind, sind für die an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftler von Interesse. Einige dieser Krater - Marsforscher bezeichnen sie allgemein als "Rampart-Krater" ("Rampart", engl. für Wall oder Barriere) - sind von deutlich erkennbaren Auswurfdecken umgeben, welche einen unregelmäßig verlaufenden, lobenförmigen Rand aufweisen. Diese auch als "Ejektadecken" bezeichneten Formationen sind ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu den Zeitpunkten, an denen sich die für die Entstehung der kleineren Krater verantwortlichen Impakte ereigneten, direkt unter der Oberfläche des Thaumasia Planum Wassereis befunden haben muss.

Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen der Impaktprozesse freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des Marsbodens führte. Das jetzt teilverflüssigte Untergrundmaterial wurde durch die Wucht des Impaktes zuerst in die Höhe geschleudert und fiel anschließend in der Umgebung des jeweiligen Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Dabei bildeten die Ejektadecken zu ihrer Umgebung hin deutlich erkennbare Geländestufen aus. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

Impaktkrater wie diese erlauben den Marsforschern einen Blick in die Vergangenheit unseres Nachbarplaneten und belegen in diesem Fall, dass in der Region Thaumasia Planum einstmals eine große Menge an Wasser oder Eis unter der Oberfläche eingeschlossen war, welches bei diversen großen und kleinen Einschlägen von Asteroiden auf die Marsoberfläche freigesetzt wurde.

Bildverarbeitung durch das HRSC-Team

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Thaumasia Planum wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht 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, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). 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. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.467 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Thaumasia Planum 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.

Konjunktion

Gegenwärtig führt die Raumsonde Mars Express aufgrund der derzeitigen Marskonjunktion keine wissenschaftlichen Beobachtungen durch. Bei einer Marskonjunktion handelt es sich um eine spezielle, etwa alle 26 Monate auftretende Planetenkonstellation, bei der sich der Mars von der Erde aus betrachtet in einem Abstand von weniger als fünf Grad von der Sonne befindet. Zum Zeitpunkt seines geringsten Abstandes wird sich der Mars dabei am 18. April 2013 lediglich 0,4 Grad - dies ist weniger als ein Vollmonddurchmesser - unterhalb der Sonne befinden.

Aus diesem Grund wird die Datenübertragung zwischen der Erde und dem Mars im April 2013 stark eingeschränkt beziehungsweise für die Dauer von mehren Tagen sogar nahezu unmöglich sein, da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen den beiden Planeten hin und her gesandt werden, zu sehr stört und die Signale sogar "verstümmeln" kann.

Um die Übertragung von fehlerhaften Signalen und Kommandosequenzen zu vermeiden und die volle Funktionalität der Raumsonde zu gewährleisten werden sich die Aktivitäten von Mars Express in den kommenden Wochen deshalb auf das absolute Minimum beschränken. Die Wiederaufnahme des wissenschaftlichen Betriebes ist für Ende April/Anfang Mai 2013 vorgesehen.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:


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


» Sowjetischer Mars-3-Lander gefunden?
12.04.2013 - Auf hochauflösenden Bildern des den Mars umlaufenden Mars Reconnaissance Orbiter wurden möglicherweise verschiedene Teile des sowjetischen Landers der Mission Mars 3 gefunden.
Im Jahr 1971 startete die Sowjetunion die Marssonden Mars 2 und Mars 3. Jede Mission bestand aus einem Orbiter und einem Lander. Obwohl der Mars von einem den gesamten Planeten umfassenden Sandsturm verdunkelt wurde, waren die beiden Orbiter ein Erfolg. Leider stürzte der Mars-2-Lander ab. Dem Lander von Mars 3 gelang eine erfolgreiche, weiche Landung auf dem Roten Planeten. Aus bisher unbekannten Gründen brach allerdings die Datenübertragung nach nur 14,5 Sekunden ab.

Der vorhergesagte Landeplatz am Ptolemaeus-Krater befand sich bei 45 Grad südlicher Breite sowie 202 Grad östlicher Länge. Das erste Bildmosaik der HiRISE-Kamera dieses Gebietes wurde im November 2007 zusammengestellt und enthält 1,8 Milliarden Pixel. Um das Bild in voller Auflösung sehen zu können, wären etwa 1.000 heute typische Computermonitore erforderlich gewesen.

Eine Gruppe von Wissenschaftlern um Witali Jegorow aus St. Petersburg durchsuchte sorgfältig viele kleine auffällige Bodenmerkmale und fand am 31. Dezember vergangenen Jahres einige aussichtsreiche Stellen für die Hardware von Mars 3. Nach einem Kontakt mit Alfred McEwen, Principal Investigator für die HiRISE-Kamera, wurde am 10. März diesen Jahres ein neues Bild des betreffenden Gebietes aufgenommen.

Der Fallschirm ist mit 11 Metern Durchmesser die markanteste Besonderheit in den Bildern. Er stellt sich als besonders heller Fleck von etwa 7,5 Metern Durchmesser dar. Eine Reihe weiterer Merkmale und deren Anordnungen auf dem Boden haben eine bemerkenswerte Übereinstimmung mit der bei Mars 3 verwendeten Hardware. Auch die Anordnung ist in etwa so, wie man sie nach einer Landung erwarten würde.

Das Abstiegsmodul war mit dem Landegerät über eine Kette verbunden. Es hat auf dem Bild die richtige Größe und zudem wurde auch eine Linie entdeckt, die obige Kette sein könnte. In der Nähe des Abstiegsmoduls ist ein Objekt zu erkennen, welches die richtige Form und Größe für den Lander hat und in der Form die vier offenen "Blütenblätter" darstellen könnte. Zum Hitzeschild passt ein schildförmiges Objekt in der richtigen Größe, auch wenn es teilweise begraben ist.

Da alternative Erklärungen für die gefundenen Formen nicht ausgeschlossen werden können, werden weitere Analysen erfolgen und weitere Bilder angefertigt, z.T. auch in einem 3D-Format, um im günstigsten Fall diese Interpretation zu bestätigen.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Gertrud Felber - Quelle: NASA)



 

^ Nach oben

Saturn Aktuell: Raumsonde Cassini passiert demnächst den Mond Titan von Redaktion



• Raumsonde Cassini passiert demnächst den Mond Titan «mehr» «online»
• Der 187. Saturnumlauf der Raumsonde Cassini beginnt «mehr» «online»
• Cassinis Saturnorbit Nummer 188 hat begonnen «mehr» «online»


» Raumsonde Cassini passiert demnächst den Mond Titan
03.04.2013 - Am 5. April 2013 wird die Raumsonde Cassini den größten der Saturnmonde, den 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, zum mittlerweile 91. Mal im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges passieren und bei dieser Gelegenheit mit verschiedenen wissenschaftlichern Instrumenten eingehend untersuchen.

Am 5. April 2013 wird die Raumsonde Cassini im Rahmen ihres 186. Umlaufs um den Planeten Saturn dessen Mond Titan mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde passieren. Zwecks der Einleitung dieses Vorbeifluges erfolgte bereits am 1. April eine kurze Aktivierung der Triebwerke, wodurch Cassini einen direkten Kurs auf den für den kommenden Freitag angepeilten Rendezvouspunkt mit dem Titan einnahm.

Dieser mittlerweile 91. gesteuerte Vorbeiflug der Raumsonde am Titan, das Manöver trägt die Bezeichnung "T-90", ist der zweite von insgesamt acht in diesem Jahr erfolgenden Vorbeiflügen am Titan. Die dichteste Annäherung an den Titan, welche diesmal 1.400 Kilometer betragen wird, soll die Raumsonde dabei um 23.44 Uhr MESZ erreichen.

Bereits rund zehn Stunden zuvor und somit noch während der Annäherungsphase an den Titan wird das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), eines der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, damit beginnen, die Nachtseite dieses Mondes abzutasten. Hierbei sollen Daten über die zu diesem Zeitpunkt auf der Oberfläche und in der Stratosphäre vorherrschenden Temperaturen auf der nördlichen Hemisphäre gesammelt werden. Weitere Messungen des CIRS, welche im mittleren und Fern-Infrarotbereich erfolgen werden, dienen unter anderem dazu, die Verteilung von Aerosolen und verschiedener chemischer Verbindungen in den oberen Schichten der Titanatmosphäre zu bestimmen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung wird in erster Linie ein weiteres Spektrometer der Raumsonde, das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), die wissenschaftlichen Aktivitäten von Cassini bestimmen. Das VIMS-Spektrometer soll dabei speziell die Oberfläche des Titan untersuchen und im Rahmen dieser Arbeiten verschiedene ausgedehnte Dünenfelder abbilden. Als primäres Ziel wurde hierfür von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern der westliche Bereich des Dünenfeldes "Xanadu" ausgewählt. Speziell werden dabei die dort gelegenen Formationen Menrva und Tui Regio durch das Spektrometer abgebildet. Hierbei soll dieses Instrument die Oberfläche mit einer Auflösung von bis zu fünf Kilometern pro Pixel erfassen.

Anschließende Observationen des VIMS werden den auf der südlichen Hemisphäre des Titan gelegenen, mit flüssigen Kohlenstoffverbindungen gefüllten See "Ontario Lacus" zum Ziel haben. Weitere Aufnahmen dienen der Anfertigung eines Oberflächenmosaiks, welches auf die Region Adiri zentriert sein wird. Da sich Cassini zu dem hierfür vorgesehenen Aufnahmezeitpunkt bereits wieder vom Titan entfernt, wird das Instrument dabei allerdings lediglich noch Auflösungen von etwa 10 Kilometern pro Pixel erreichen können.

Des Weiteren soll das VIMS während des Vorbeifluges über den mittleren nördlichen Breiten des Mondes in der Titanatmosphäre nach dort eventuell befindlichen Wolkenformationen Ausschau halten. Durch die langfristige Beobachtung von markanten Wolkenformationen in der Atmosphäre des Titan lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und -geschwindigkeiten tätigen. Entsprechende - und zudem langfristig ausgelegte - Beobachtungskampagnen bilden einen wichtigen Bestandteil der aktuellen und direkt auf den Titan bezogenen Forschungsarbeiten.

Bei einem weiteren im Rahmen des Vorbeifluges eingesetzten Instrument handelt es sich um das Dual Technique Magnetometer (MAG). Aufgrund der hohen während des Vorbeifluges gegebenen Inklination wird dieses Magnetometer in der Lage sein, die räumliche Ausdehnung des Saturn-Magnetfeldes, dessen Variationen und zudem erfolgende Interaktionen mit dem Titan im Detail zu analysieren.

Während des gesamten Vorbeifluges der Raumsonde am Titan soll das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment zusätzliche Aufnahmen anfertigen. Diese Aufnahmen sollen es ermöglichen, die parallel gewonnenen Daten der anderen Instrumente in einen größeren wissenschaftlichen Kontext zu versetzen. Die im Rahmen des FlyBys gewonnenen Daten werden zunächst im Bordcomputer der Raumsonde gespeichert und nach der Beendigung des Vorbeifluges ab dem 6. April zur Erde übermittelt. Die dabei gewonnenen Aufnahmen der ISS-Kamera sollten kurz danach auf der entsprechenden Internetseite des JPL auch für die interessierte Öffentlichkeit einsehbar sein.

Im Rahmen des Titan-Vorbeifluges wird sich die Inklination der Raumsonde von derzeit noch 57 Grad auf dann 61,7 Grad erhöhen. Diese Bahnneigung wird es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern ermöglichen, die Polarregionen des Saturn und des Titan während der folgenden Saturn-Umläufe der Raumsonde im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich wird auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde während der kommenden Monate in seiner "Gesamtheit" erfasst werden können. Im Rahmen mehrerer weiterer Vorbeiflüge am Titan wird die Inklination von Cassini dann in den folgenden Monaten wieder auf etwa 40 Grad gesenkt.

Der nächste aktiv gesteuerte Vorbeiflug von Cassini am Titan, das Manöver "T-91", wird am 23. Mai 2013 erfolgen.

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.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Internetseiten:

FlyBy-Beschreibung:

  • JPL (PDF, engl.)


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


» Der 187. Saturnumlauf der Raumsonde Cassini beginnt
07.04.2013 - In wenigen Stunden beginnt der mittlerweile 187. Umlauf der Raumsonde Cassini um den Saturn. In den kommenden 10 Tagen sollen dabei die Atmosphäre, das Ringsystem und verschiedene Monde des Saturn näher untersucht werden.
Um 19:49 Uhr MESZ wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich Cassini in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren 187. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Saturnumlaufbahn über eine Inklination von 61,7 Grad.

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 diesmal lediglich 10 Tage andauernden Orbits - dieser trägt die Bezeichnung "Rev 186" - insgesamt 20 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Am 8. und 9. April wird sich die ISS-Kamera dabei in Zusammenarbeit mit einem der Spektrometer der Raumsonde, dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), zuerst auf den größten von den bisher 62 bekannten Saturnmonden, den 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, ausrichten und dessen obersten Atmosphärenschichten abbilden. Durch diese beiden jeweils 15 Stunden andauernden Beobachtungskampagnen sollen erneut aktuelle Daten über das Wettergeschehen auf der Südhemisphäre des Titan gesammelt werden. Durch die Beobachtung von markanten Wolkenformationen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und -geschwindigkeiten tätigen.

Für den 10. April ist eine Beobachtung der im Ringsystem des Saturn gelegenen Encke-Teilung vorgesehen. Hierbei wird auch der dort befindliche, etwa 35 x 32 x 21 Kilometer durchmessende Saturnmond Pan in den Aufnahmebereich der NAC-Kamera gelangen.

Für den 11. und 12. April sind dann mehrere Beobachtungen des äußeren A-Ringes eingeplant. Mit den entsprechenden Aufnahmen sollen zum wiederholten Mal sogenannte "Propellerstrukturen" in diesem Ring dokumentiert werden. Bei diesen entfernt an Flugzeugpropeller erinnernden, lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine "Hohlräume" innerhalb des A-Ringes, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden - so genannten Moonlets - verursacht werden (Raumfahrer.net berichtete über den bei der Entstehung solcher "Propellerstrukturen" zugrunde liegenden Prozess). Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Wenige Stunden nach der Beendigung dieser Kampagne wird Cassini um 14:35 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 187, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 316.440 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Kurz zuvor wird sich die ISS-Kamera auf den Mond Enceladus richten und aus einer Entfernung von etwa 450.000 Kilometern dessen Südpolregion abbilden. Hierdurch sollen erneut die von den dort gelegenen "Tigerstreifen" ausgehenden Jets aus Wasserdampf und Eispartikeln abgebildet werden.

Nach dem Passieren der Periapsis wird die ISS-Kamera eine Sternokkultation dokumentieren. Hierbei wird der im Sternbild Schwertfisch (lateinischer Name "Dorado") gelegene veränderliche Rote Riesenstern R Doradus von Teilen den Ringsystems bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen und deren Intensität in der Lichtkurve von R Doradus erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der den Stern bedeckenden Ringe.

Im sichtbaren Licht erreicht der Stern R Doradus lediglich eine Helligkeit zwischen 4,8 und 6,6 mag. Im nahen Infrarotbereich des Lichtes handelt es sich dagegen um den zweithellsten Stern am Himmel, welcher mit einer maximalen Helligkeit von -2,6 mag sogar heller als der Stern Sirius, der Hauptstern des Sternbildes "Großer Hund", erstrahlt. Aus diesem Grund wird zur Beobachtung der Bedeckung neben der ISS-Kamera auch ein weiteres Spektrometer der Raumsonde, das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), eingesetzt. Eine weitere Dokumentation einer Sternokkultation wird am 13. April den Stern W Hydrae im Sternbild "Wasserschlange" zum Ziel haben.

Kurz vor dieser zweiten Okkultation wird sich die ISS-Kamera erneut auf den zu diesem Zeitpunkt 1,79 Millionen Kilometer von der Raumsonde entfernt befindlichen Titan richten, um erneut Wolkenformationen in der oberen Atmosphäre dieses Mondes abzubilden. Bis zum Abschluss des Orbits 187 sind dann noch mehrere solcher Beobachtungen vorgesehen. Vergleichbare Observationen werden zudem auch die Atmosphäre des Saturn zum Ziel haben. Weitere Abbildungen am 13. April werden die Saturnringe D und F wiedergeben.

Am 15. April gilt das Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler schließlich den inneren Monden des Saturn. Hierbei sollen mehrere der kleineren inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Parameter über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern. Die entsprechenden Fotosequenzen werden allerdings durchweg aus größeren Distanzen angefertigt, so dass im Rahmen dieser Beobachtungen keine Oberflächendetails der jeweiligen Monde aufgelöst werden können.

Am 16. April wird sich die ISS-Kamera schließlich auf den kleinen, äußeren Saturnmond Siarnaq richten. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn und seinem Durchmesser von rund 40 Kilometern ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond bisher nur sehr wenig bekannt. Die ISS-Kamera soll Siarnaq über einen Zeitraum von mehreren Stunden aus einer Distanz von rund 10,9 Millionen Kilometern mehrfach abbilden.

Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit vorherigen Beobachtungen sollen dessen Helligkeitsvariationen und die sich daraus ergebende Rotationsperiode dieses Mondes näher bestimmt werden. Vergleichbare Beobachtungen in den Jahren 2009 und 2010 führten zu widersprüchlichen Resultaten. Die jetzt geplante Messung wird - zusammen mit weiteren für den Sommer 2013 vorgesehenen Beobachtungskampagnen - diese Widersprüche hoffentlich bereinigen. Die Beobachtung des Mondes Siarnaq ist Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf mehrere der kleinen, äußeren Saturnmonde unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen aus jeweils mehreren Millionen Kilometern Entfernung abgebildet werden.

Am 17. April 2013 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 09:26 MESZ in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und auch diesen 187. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 188 sind erneut verschiedene Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn vorgesehen.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Internetseiten:


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


» Cassinis Saturnorbit Nummer 188 hat begonnen
17.04.2013 - Vor wenigen Stunden begann der mittlerweile 188. Umlauf der Raumsonde Cassini um den Saturn. Während der kommenden neun Tagen sollen die Atmosphäre, das Ringsystem und verschiedene Monde des Saturn erneut mit verschiedenen wissenschaftlichen Instrumenten eingehend untersucht werden.
Am heutigen Vormittag hat die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 09:26 Uhr MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreicht. Zu diesem Zeitpunkt befand sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 188. Umlauf um den Ringplaneten.

Aktuell verfügt Cassini auf ihrer Umlaufbahn um den Saturn über eine Inklination von 61,7 Grad. Diese relativ hohe Bahnneigung wird es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern letztendlich bis zum März 2015 ermöglichen, speziell die Polarregionen des Saturn und des größten Mondes innerhalb des Saturnsystems, des etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mondes Titan, im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich kann dabei auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde während der kommenden Monate in seiner "Gesamtheit" optimal erfasst werden.

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 diesmal lediglich neun Tage andauernden Orbits - dieser trägt die Bezeichnung "Rev 187" - insgesamt 19 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die ersten beiden Beobachtungssequenzen werden am morgigen Tag erfolgen und den Saturn zum Ziel haben. Mittels der hierbei geplanten Abbildungen der Saturnatmosphäre durch die WAC-Kamera, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten "Sturmbeobachtungskampagne" sind, sollen erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden. Durch die Beobachtung von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen in der Atmosphäre des Ringplaneten lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

Ebenfalls am 18. April sollen zudem mehrere der kleineren inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern.

Am 20. und 21. April wird sich die ISS-Kamera dann erneut auf den Saturn richten. In Zusammenarbeit mit einem der Spektrometer der Raumsonde, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), soll die ISS-Kamera hierbei die Südpolregion des Saturn abbilden. Neben der Suche nach Polarlichtern dienen diese Beobachtungen dazu, die Rotationsperiode des Saturn-Magnetfeldes näher zu bestimmen.

Am 22. April wird Cassini um 04:17 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 188, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 316.700 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Um diesen Zeitpunkt herum wird sich das Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler auf das Magnetfeld des Ringplaneten konzentrieren, wobei mittels des UVIS-Spektrometers Polarlichter in der Nordpolregion des Ringplaneten untersucht werden sollen.

Nach dem Passieren der Periapsis soll die ISS-Kamera zusammen mit einem weiteren Spektrometer, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), zwei Sternokkultationen dokumentieren. Hierbei werden die veränderlichen Roten Riesensterne R Carinae und Gamma Cruxis von Teilen den Ringsystems bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in den Lichtkurven der bedeckten Sterne erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der die Sterne bedeckenden Ringe.

Für den 23. und 24. April sind dann mehrere Beobachtungen des äußeren A-Ringes eingeplant. Mit den entsprechenden Aufnahmen der ISS-Kamera sollen zum wiederholten Mal sogenannte "Propellerstrukturen" in diesem Ring dokumentiert werden. Bei diesen entfernt an Flugzeugpropeller erinnernden, lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine "Hohlräume" innerhalb des A-Ringes, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden - so genannten Moonlets - verursacht werden (Raumfahrer.net berichtete über den bei der Entstehung solcher "Propellerstrukturen" zugrunde liegenden Prozess). Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Nach dem Abschluss dieser Beobachtungskampagne sind zusätzliche astrometrische Beobachtungen der inneren Monde des Saturn und die Abbildung einer weiteren Sternokkultation vorgesehen. Am 25. April wird sich die ISS-Kamera schließlich auf den kleinen, äußeren Saturnmond Tarvos richten. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn und seinem Durchmesser von rund 15 Kilometern ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond bisher nur sehr wenig bekannt. Die ISS-Kamera soll Tarvos über einen Zeitraum von mehreren Stunden aus einer Distanz von rund 8,97 Millionen Kilometern mehrfach abbilden. Anhand der Variationen in der sich aus dieser Beobachtung ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit vorherigen Messungen sollen dessen Helligkeitsvariationen und die sich daraus ergebende Rotationsperiode des Mondes näher bestimmt werden.

Am 26. April 2013 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 23:08 MESZ in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und damit auch diesen 188. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den dann beginnenden Orbit Nummer 189 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde 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.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Internetseiten:


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



 

^ Nach oben

ISS Aktuell: Modernisierung von Kommunikationstechnik auf der ISS von Redaktion



• Modernisierung von Kommunikationstechnik auf der ISS «mehr» «online»
• AMS-Ergebnisse vorgestellt «mehr» «online»
• Erster Außenbordeinsatz 2013 absolviert «mehr» «online»


» Modernisierung von Kommunikationstechnik auf der ISS
03.04.2013 - Im US-basierten Teil der Internationalen Raumstation wurde gestern an der Erweiterung der Kommunikationsmöglichkeiten gearbeitet. Dazu wurde eine ältere Einheit durch neue Technik ersetzt.
Die Arbeiten wurden von Thomas Marshburn und Chris Hadfield am Avionik-Schrank 3 im Labormodul Destiny ausgeführt und nahmen mehrere Stunden in Anspruch. Zunächst wurde die Video-Breitband-Einheit (VBSP) ausgebaut. Anschließend wurde die neue Ku-Band-Kommunikationseinheit 2 (ICU-2) installiert und angeschlossen. Widerspenstige Schrauben wurden dabei mit einem Schmiermittel behandelt.

Nach der Aktivierung der Einheit wurden heute erste Tests ausgeführt. Derweil lief die Kommunikation über weitere Systeme. Am 11. April soll eine identische Einheit ICU-1 installiert werden, womit anschließend eine vollständige Redundanz zur Verfügung stände.

Mit dem neuen Kommunikationssystem soll die Datenrate zur Erde von 150 auf 300 MBit/s und von der Erde zur Station von 3 auf 25 MBit/s steigen. Dabei wird sich die Anzahl der zur Verfügung stehenden Videokanäle aus der Station von 4 auf 6 und die der Audiokanäle von 2 auf 4 erhöhen. Zudem soll das neue Ku-Band-System auch die Möglichkeit bieten, wichtige Funktionen der Station von der Erde aus fernzubedienen, wenn die Kommunikation über S-Band ausfällt.

Experimente, mit denen sich die sechs Raumfahrer an Bord der ISS befassten, waren Energy, bei dem eine langfristige Umstellung des Energiehaushalts im menschlichen Organismus während des Aufenthalts in der Schwerelosigkeit untersucht wird, Kaskade, bei dem Mikroorganismen sowie tierische und menschliche Zellen kultiviert werden und Albedo, bei dem die von der Erde reflektierte Strahlung in verschiedenen Spektralbereichen gemessen wird. Außerdem installierte Christopher Cassidy eine Gefriereinheit (GLACIER) und wurden Erdbeobachtungen und -fotografie im Rahmen der Experimente Uragan und Ekon-M ausgeführt.

Pawel Winogradow und Roman Romanjenko beschäftigten sich mit Vorbereitungen zu einem für den 19. April geplanten Außenbordeinsatz, bei dem u.a. ein Reflektor ausgetauscht werden soll, der für Abstandsmessungen des vierten ATV "Albert Einstein" (Automated Transfer Vehicle der ESA) benötigt wird, das im Juni zur ISS starten soll. Alexander Misurkin übernahm des Weiteren verschiedene Kontroll- und Wartungsarbeiten.

Verwandte Meldung:

Diskutieren Sie mit:


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


» AMS-Ergebnisse vorgestellt
04.04.2013 - Sowohl am CERN in Genf als auch bei der NASA wurden gestern erste Langzeitergebnisse der Messkampagne des Alpha-Magnet-Spektrometers, das an der Außenseite der Internationalen Raumstation befestigt ist, vorgestellt.
Unter 25 Milliarden gemessenen Partikeln fanden sich während der 18 Monate des Betriebs des Teilchendetektors etwa 6,8 Millionen hochenergetische Leptonen, darunter etwa 400.000 Positronen, die Antiteilchen der Elektronen. Dies sind rund 14.000 mehr als ein Universum ohne Dunkle Materie und Pulsare erwarten ließe. Normalerweise entstehen Positronen nur, wenn schnelle Wasserstoffkerne auf Teilchen des Interstellaren Mediums treffen. Allerdings gibt es noch ein zweites Modell zu deren Entstehung ohne Dunkle Materie. Von Pulsaren ausgesandte energiereiche Photonen können Paare aus Elektronen und Positronen bilden. Dann kämen die Positronen aber nicht gleichmäßig aus allen Richtungen des Universums.

Das Alpha-Magnet-Spektrometer ist ein etwa 8,5 t schwerer Teilchendetektor, der im Inneren mit einem großen Dauermagneten ausgestattet ist, der aus vielen kleinen Magneten in besonderer Weise zusammengesetzt wurde. Gelangen geladene Teilchen in das Magnetfeld von etwa 125 mT (Millitesla), werden sie durch die Lorentzkraft abgelenkt. Im Inneren des Magnetfeldes befinden sich mehrere Schichten Siliziumstreifendetektoren, die beim Durchflug der Teilchen eine Reaktion feststellen. Aus der Bahn durch die Schichten lassen sich Einflugrichtung, Geschwindigkeit, Masse und Ladung der Teilchen berechnen.

Auf der Erde ruft die kosmische Strahlung beim Flug durch die Atmosphäre einen Schauer von Sekundärteilchen hervor. Daher macht die Suche nach Antimaterie und Dunkler Materie im All mehr Sinn. AMS 2 ist für einen Messzeitraum von etwa 18 Jahren konzipiert, die bisherigen 18 Monate machen demnach etwa ein Zwölftel der möglichen Zeit aus.

Dunkle Materie ist ein Modell, mit dem Astronomen und Kosmologen die Stabilität von Galaxien und Galaxienhaufen erklären wollen. Normalerweise müssten sich die Sterne in den Außenbereichen einer Galaxie deutlich langsamer bewegen als in der Nähe des Zentrums. Bei den Planeten in unserem Sonnensystem ist dies so. Während Merkur, der sonnennächste Planet, auf seiner Bahn um die Sonne eine Geschwindigkeit von etwa 48 km/s besitzt, bewegt sich die Erde mit nur etwa 30 km/s, Neptun, der äußerste Planet, mit nur reichlich 5 km/s. In Galaxien hingegen besitzen außen liegende Sterne beinahe dieselbe Winkelgeschwindigkeit wie innere Sterne. Dies erklärt man sich nun dadurch, dass es eine für uns bisher nicht wahrnehmbare Materie gibt, welche durch ihre Gravitation die äußeren Sterne mit zieht. Da wir diese Materie nicht sehen können, sie sendet weder Licht aus, noch absorbiert sie es, nennt man sie Dunkle Materie.

Theoretisch sollten bei Kollisionen bzw. Umwandlungen von Teilchen der Dunklen Materie aber auch Materieteilchen wie etwa Positronen entstehen. Deren Energien lägen in einem ganz bestimmten Bereich, der aber auch durch andere Prozesse im sichtbaren Universum besetzt wird.

Man erwartet nun im Verlauf weiterer Messungen, dass in der Häufigkeitskurve für die Energien solcher Teilchen irgendwo ein Knick auftritt. Dort würden zwei unterschiedliche Entstehungsprozesse aufeinander treffen, einerseits Positronen, die von Pulsaren ausgesandt werden, andererseits Positronen, die durch Dunkle Materie verursacht werden. Bisher hat man diesen Knick aber noch nicht gefunden. Lediglich die 14.000 überzähligen Positronen sind ein guter Hinweis auf die Existenz der Dunklen Materie.

Zweites wichtiges Forschungsziel ist die Suche nach Antimaterie im All. Beim Urknall, vor etwa 13,8 Milliarden Jahren, enstanden Materie und Antimaterie gleichermaßen aus Energie (E = mc²). Treffen ein Materieteilchen und sein Antiteilchen aufeinander, so wandeln sich beide wieder in Strahlungsenergie um. Heute beobachten wir aber ausschließlich Materie. Wo ist die Antimaterie hin?

Einer gängigen Theorie nach gibt es ein kleines Ungleichgewicht zwischen Materie und Antimaterie, weshalb wir heute keine Antimaterie mehr beobachten können. Um sicher zu gehen, wird bei der Auswertung der Daten von AMS 2 auch nach Antiatomen bzw. deren Kernen gesucht. Die kosmische Strahlung besteht aus Elementarteilchen wie Elektronen, Protonen oder Positronen, aber auch aus schwereren Kernen wie Helium (Alphateilchen), Kohlenstoff oder Stickstoff. Fände man einen einzigen Antikohlenstoffkern, so wäre damit der Nachweis erbracht, dass es Sterne aus Antimaterie im Universum gibt, da Kohlenstoff nicht beim Urknall entstanden sein kann, sondern in Sternen "erbrütet" wird.

Hier gibt es vom AMS-Team allerdings eine Fehlmeldung. Bisher wurde kein einziger Antimateriekern ab Helium gefunden. Den größten Teil seiner Messkampagne hat der komplexe Detektorblock allerdings noch vor sich. In Zukunft möchte man sich auf Ereignisse mit höheren Energien, oberhalb von 250 GeV (Gigaelektronenvolt), konzentrieren. Der Messbereich der Apparatur reicht bis etwa 1.000 GeV.

Das AMS 2 ist ein Gemeinschaftsprojekt von Wissenschaftlern aus 56 Forschungsinstituten aus 16 Ländern, darunter die Bundesrepublik Deutschland, und gelangte im Mai 2011 beim letzten Flug der US-Raumfähre Endeavour (STS 134) zur Internationalen Raumstation. Hier wurde der Detektor an der großen Gitterstruktur installiert und mit Energie- sowie Datenleitungen verbunden. Seitdem liefert er täglich Daten von Millionen Teilchen, die in sein Inneres gelangen und hier ihre charakteristischen Spuren hinterlassen.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


(Autor: Günther Glatzel - Quelle: NZZ, Wikipedia, AMS02.org, NASA, Raumcon, Zauber der Sterne)


» Erster Außenbordeinsatz 2013 absolviert
20.04.2013 - Der erste Ausstieg des Jahres zu Außenbordarbeiten an der ISS fand von gestern Nachmittag bis in die späten Abendstunden statt.
Ausgeführt wurde er von Pawel Winogradow und Roman Romanjenko, die gegen 16.03 Uhr MESZ die Luke des Ausstiegsmoduls Pirs öffneten und mit den Arbeiten begannen. Diese bestanden in der Installation eines neuen Experimentequipments, dem Austausch eines defekten Laser-Reflektors sowie in der Bergung mehrerer Proben biologischer bzw. materialwissenschaftlicher Forschungen.

Zunächst widmete man sich der Installation zweier Sensoranordnungen des Experiments Obstanowka (Обстановка, zu deutsch: Situation). Diese sollen Daten über Dichte und Temperatur des Plasmas in der Umgebung der Raumstation sammeln und via Datenleitungen ins Innere der Station übermitteln. Obstanowka läuft mit vorhandener Hardware aber bereits seit mehreren Jahren und untersucht generell die Wechselwirkungen zwischen Sonneneinstrahlung und Ionosphäre der Erde, aber auch Auswirkungen von irdischen Ereignissen wie Naturkatastrophen auf Magnetosphäre, Ionosphäre und Atmosphäre.

Zwischenzeitlich insprizierten Winogradow und Romanjenko einen beschädigten Laserreflektor, fotografierten und demontierten ihn anschließend. Danach wurde ein neuer Reflektor montiert. Der Reflektor dient zur genauen Entfernungs- und Geschwindigkeitsbestimmung anfliegender Automated Transfer Vehicles (ATV) der europäischen Weltraumagentur ESA. Der Start des vierten ATV, das den Namen "Albert Einstein" trägt, ist für den 5. Juni 2013 geplant. Zehn Tage später soll das Raumschiff am Heck der Station ankoppeln.

Die dritte Aufgabe der beiden Raumfahrer bestand darin, einen Container des Experiments Biorisk (Биориск, zu deutsch: biologisches Risiko) zu demontieren und in die Luftschleuse zu bringen. In diesem Container befinden sich verschiedene biologische Proben wie Bakterien, Pilze oder Gewebezellen, deren Widerstandsfähigkeit im All untersucht wird. Sie werden für nähere Untersuchungen zur Erde zurück transportiert.

Zuletzt sollte noch eine Palette des Experiments Wuinosliwost (Выносливость, zu deutsch: Ausdauer) von der Außenseite des Moduls Poisk geborgen werden. Nach der Demontage entglitt sie allerdings den Händen von Pawel Winogradow und flog davon. Eine zweite derartige Palette verbleibt noch im All und soll zu einem späteren Zeitpunkt zur Erde zurück gebracht werden. Das Experiment wurde im vergangenen Jahr installiert und enthält verschiedene Metallproben. Untersuchungsziel ist es, herauszufinden, wie lange verschiedene metallische Werkstoffe den harschen Bedingungen des Weltalls, also dem ständigen Wechsel der Temperaturen in Sonne und Schatten um etwa 250 Grad sowie der kosmischen Strahlung und den Ionen der umgebenden dünnen Hochatmosphäre sowie Mikrometeoriten widerstehen und inwiefern sie sich daher für den Bau von künftigen Raumfahrzeugen eignen.

Der Außenbordeinsatz endete gegen 22.40 Uhr MESZ mit dem Schließen der Außenluke von Pirs. Für Winogradow, der mit 59 Jahren der bisher älteste Außenarbeiter ist, war dies der siebente Ausstieg, für Romanjenko der erste. In diesem Jahr sollen noch 7 bis 9 weitere Ausstiege stattfinden. Einige dienen den Vorbereitungen für das Abkoppeln der alten Luftschleuse Pirs vom zur Erde zeigenden Kopplungsstutzen an Swesda. Hier soll kurz danach das neue Wissenschaftsmodul Naúka ankoppeln. Damit wäre der Aufbau der Internationalen Raumstation nach Planungen aus dem Jahre 2006 abgeschlossen. Sowohl NASA (BEAM) als auch Roskosmos (UM, NEM 1) wollen die Station aber noch erweitern, nachdem deren Betrieb bis mindestens 2020 als sicher erscheint.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit:


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



 

^ Nach oben


"InSpace" Magazin #489
ISSN 1684-7407


Erscheinungsdatum:
20. April 2013
Auflage: 4898 Exemplare


Chefredaktion
Thomas Weyrauch

Redaktion InSpace Magazin:
Axel Orth
Simon Plasger

Redaktion:
Johannes Amann
Igor Bissing
Lars-C. Depka
Klaus Donath
Günther Glatzel
Sascha Haupt
Stefan Heykes
Oliver Karger
Hans J. Kemm
Timo Lange
Daniel Maurat
Kirsten Müller
Simon Plasger
Ralph-Mirko Richter
Peter Rittinger
Daniel Schiller
Ralf Mark Stockfisch
Karl Urban
Thomas Wehr
Thomas Weyrauch
Tobias Willerding
Hans Lammersen
Michael Clormann
Roland Rischer

Kontakt / Impressum / Disclaimer

Kontaktformular

Ihr Name:
Ihre E-Mail-Adresse:

Ihre Nachricht:

Bitte vor dem Absenden online gehen.



Herausgeber
Das "InSpace"-Magazin ist eine Publikation des Raumfahrer Net e.V., Petersburger Straße 5, 10249 Berlin vertreten durch die Vorsitzenden Karl Urban und David Langkamp.
Verantwortlich im Sinne des Presserechts ist Thomas Weyrauch (Anschrift wie Herausgeber).

Abmeldung
Eine sofortige Abmeldung vom Magazin ist jederzeit unter Magazin.Raumfahrer.net möglich. Bei Problemen hierbei können Sie sich jederzeit vertrauensvoll an webmaster@raumfahrer.net wenden.

Newsletter-Archiv
Sämtliche bisher erschienenen Ausgaben des "InSpace" Magazins können Sie auf dessen Seite unter http://magazin.raumfahrer.net nachlesen.


TrekZone
Raumfahrer.net ist die Raumfahrtrubrik des TrekZone Networks. Es entsteht in enger inhaltlicher und redaktioneller Kooperation mit TrekZone.

Urheberrecht
Alle Berichte sind das geistige Eigentum der Autorinnen und Autoren. Jede unautorisierte Übernahme ist ein Verstoß gegen das Urheberrecht.

Newsübernahme
Die Übernahme von Newsmeldungen - sowohl in ganzer Form wie auch sinngemäß - ist nur für gedruckte Publikationen erlaubt. Wir bitten dabei ausdrücklich um die Nennung unseres Namens (Quellenangabe), "Raumfahrer.net", und einen Verweis auf unsere Webseiten unter http://www.raumfahrer.net.

Betreibern von Internet-Seiten ist die Übernahme von Newsmeldungen ohne schriftliche Genehmigung des Chefredakteurs (Nachricht an Thomas Weyrauch) streng untersagt. Das Umschreiben von Newsmeldungen stellt - wie die ganzheitliche Übernahme einer Meldung - eine Verletzung unserer Rechte dar. Wir behalten uns vor, gegen derartige Fälle rechtlich vorzugehen.

Links
Gemäß eines Urteiles des Landgerichts (LG) Hamburg vom 02. Juni 1998 - Aktenzeichen 312 0 85/98: "Haftung für Links" - distanzieren sich die Redaktion von Raumfahrer.net sowie sämtliche an der Produktion Beteiligte hiermit von Aussagen und Inhalten gelinkter Seiten. Jegliche rechtlichen und gesetzlichen Verstöße auf diesen waren zum Redaktionszeitpunkt nicht bekannt. Aus diesem Grund sind wir nicht verantwortlich bzw. haftbar für Probleme oder Schäden in jeglicher Form, die durch Existenz, Kenntnis, Besuch oder Nutzung gelinkter Seiten entstehen.

Weiterverwendung persönlicher Daten
Hiermit wird gemäß 28 Abs. 3 und 4 des Bundesdatenschutzgesetzes die Verwendung von persönlichen Daten dieser Publikation zu Werbezwecken sowie zur Markt- und Meinungsforschung ausdrücklich untersagt.

2012 by Raumfahrer.net.