InSpace Magazin #526 vom 22. September 2014

InSpace Magazin
Raumfahrer.net

Inhalt

Das Email-Magazin von Raumfahrer.net.

"InSpace" Magazin

Ausgabe #526
ISSN 1684-7407


> Updates:
Updates / Umfrage

> News:
Nachrichten der Woche

> Mars Aktuell:
Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express

> Saturn Aktuell:
Raumsonde Cassini: Noch weitere 3 Jahre beim Saturn

> Impressum:
Disclaimer & Kontakt

Intro von Simon Plasger

Sehr verehrte Leserinnen und Leser,

Rosetta ist jetzt bereits einige Zeit an seinem Zielkometen Tschurjumow-Gerassimenko tätig. Erste Ergebnisse, wie es weitergehen soll und was die Tochtersonde Philae vorhat sowie natürlich vieles weitere mehr finden Sie in der aktuellen Ausgabe des Magazins.

Viel Freude bei der Lektüre 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

• Rosettas Komet: Aktivität nimmt langsam zu «mehr» «online»
• SLS besteht Key Decision Point C «mehr» «online»
• Planetengeburt in der kosmischen Nachbarschaft «mehr» «online»
• Rosettas Komet: Die Oberflächenkartierung beginnt «mehr» «online»
• Messier 54 und das Lithium-Problem «mehr» «online»
• Größe, Form und Masse von Tschurjumow-Gerasimenko «mehr» «online»
• Dr. Jekyll und Mr. Hyde: Die Venus-Zone «mehr» «online»
• Rosettas Komet: Eine erste Temperaturkarte «mehr» «online»
• Ariane 5 transportiert MEASAT 3b und Optus 10 ins All «mehr» «online»
• SS/L baut, SpaceX startet BulgariaSat 1 für Bulgarien «mehr» «online»
• Thales baut, Arianespace startet Telkom 3S «mehr» «online»
• OSC baut, Arianespace startet Al Yah 3 «mehr» «online»
• Leben auf Exoplaneten: Ein Element reicht nicht «mehr» «online»
• Kometenlander Philae: Landeplatz festgelegt «mehr» «online»
• Curiosity am Fuß von Mount Sharp «mehr» «online»
• Der Asteroid Chariklo und seine Ringe «mehr» «online»
• Kamera von New Horizons zeigt Plutomond Hydra «mehr» «online»
• Boeing & SpaceX gewinnen Crewtransport «mehr» «online»
• US-Sonde Dawn nach Safe Mode wieder im Regelbetrieb «mehr» «online»
• JCSat 15 fliegt Ariane 5, JCSat 16 Falcon 9 «mehr» «online»
• SpaceX startet CRS-4 Dragon zur ISS «mehr» «online»


» Rosettas Komet: Aktivität nimmt langsam zu
09.09.2014 - Mit der fortschreitenden Annäherung an die Sonne nimmt die Aktivität des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko zwar langsam, aber doch deutlich nachweisbar zu. Diese Entwicklung kann direkt durch die Instrumente der Raumsonde Rosetta dokumentiert werden, welche sich seit mittlerweile einem Monat in der unmittelbaren Nähe dieses Kometen befindet.
Kometen sind Überreste aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems, welche sich auf teilweise stark elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle’ bezeichneten Objekte fernab der Sonne als kalte, nahezu unveränderliche Brocken, die aus einer Mischung aus Eis, Staub, Gesteinen und gefrorenen Gasen bestehen. Erst wenn sich ein Komet auf seiner langgezogenen Umlaufbahn der Sonne bis auf eine Entfernung von etwa fünf Astronomischen Einheiten - dies entspricht in etwa 750 Millionen Kilometern - nähert, setzt allmählich eine Verwandlung ein.

Aufgrund der durch die stetig sinkenden Entfernung zur Sonne immer weiter steigenden Temperaturen auf dessen Oberfläche sublimieren die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns - in erster Linie handelt es sich dabei um gefrorenes Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak - und entweichen mit Geschwindigkeiten von bis zu mehreren hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staubpartikeln mit sich. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch ein "Schweif", welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Allerdings sind die dabei ablaufenden Prozesse längst noch nicht bis ins letzte Detail verstanden. Welche Faktoren setzen diesen Ausstoß von Gas und Staub in Gang? Wie entwickelt sich die Aktivität? Und welche Prozesse auf der Oberfläche und im Inneren des Kometenkerns spielen dabei welche Rolle?

Rosetta - Ein Platz in der ersten Reihe

Antworten auf diese und weitere Fragen erhoffen sich die Planetenforscher durch die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta, welche am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise - den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt) erreichte. Seitdem ’begleitet’ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bereits im April 2014 entdeckte die OSIRIS-Kamera - die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera an Bord von Rosetta - die Anzeichen für eine den Kern des Kometen umgebende schwache Staubkoma (Raumfahrer.net berichtete). Spätere Analysen der Form und Ausdehnung dieser Koma führten zu dem Schluss, dass der dafür verantwortliche Staub vornehmlich aus einer Region von der Kometenoberfläche stammt, welche sich in Bezug auf die Rotationsachse des Kometen in der Nähe des ’Nordpols’ von 67P befindet.

Ende April konnte die Kamera zudem einen ’Outburst’ - einen plötzlich erfolgenden Anstieg in der Staubfreisetzungsrate - registrieren. Bei der Untersuchung dieses Ausbruchs kamen die beteiligten Wissenschaftler zu dem Ergebnis, dass die plötzlich zusätzlich freigesetzten Staubpartikel von einer zweiten Region ausgehen, welche nicht mit dem primären Ursprungsgebiet der freigesetzten Staubpartikel in Verbindung steht. In den folgenden Wochen verhielt sich 67P zunächst wieder ruhig.

In Juni 2014 konnte ein weiteres Instrument, das Mikrowellenradiometer MIRO, die Freisetzung von Wasserdampf beobachten und die damit verbundene Freisetzungsrate ermitteln (Raumfahrer.net berichtete). Nachfolgende Messungen ergaben, dass diese Freisetzungsrate bis Anfang Juli auf einen Wert von 500 Gramm Wasser pro Sekunde angestiegen ist.

Auch in den folgenden Monaten konnte mit den Instrumenten der Raumsonde eine leicht ansteigende Aktivität des Kometen registriert werden. Diese Aktivität fällt bisher allerdings eher gering aus und bewegt sich nur knapp oberhalb der ’Minimalvorhersage’ für die zuvor in verschiedenen Computermodellen berechnete zu erwartende Entwicklung.

Aktivitätszonen

Trotzdem gelang es den an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftlern mittlerweile auch einige der gegenwärtigen ’Aktivitätszonen’ ausfindig zu machen und diese näher zu untersuchen. Der Komet 67P setzt sich aus einem kleineren ’Kopf’, einem größeren ’Körper’ und einem schmalen ’Hals’ zusammen, welcher diese beiden Regionen verbindet. Anscheinend, so die bisherige Auswertung der Daten der OSIRIS-Kamera, geht die größte Aktivität gegenwärtig von genau diesem ’Halsbereich’ aus. Auf den OSIRIS-Aufnahmen sind dabei teilweise sogar einzelne von der dortigen Oberfläche ausgehende Jets aus Staubpartikeln deutlich zu erkennen.

Allerdings ist nicht der gesamte Hals ’aktiv’ und auch die aktiven Regionen setzen während eines kompletten ’Kometentages’ den Staub nicht in einem konstanten Maß frei. Vielmehr gehen die Jets von den Bereichen des Halses aus, wo die Oberfläche zugleich am hellsten erscheint. Dunklere Halsbereiche sind dagegen - zumindestens bisher - inaktiv. Zudem scheint die ’Aktivität’ in diesen hellen Regionen davon abzuhängen, wie diese Gebiete während der etwa 12,4 Stunden dauernden Rotationsperiode des Kometen auf die Sonne ausgerichtet sind. Messungen des aus zwei Massespektrometern bestehenden Instrumentenkomplexes ROSINA - dieses Instrument konnte mittlerweile übrigens ebenfalls freigesetzten Wasserdampf nachweisen - haben bestätigt, dass der Umfang der Aktivitäten in diesem Bereich des Kometen tatsächlich mit der dortigen ’Tageszeit’ in Verbindung steht.

Die Ausgangspunkte von einigen Jets können mittlerweile sogar bereits einzelnen Oberflächenformationen zugeordnet werden. Neben verschiedenen Gräben und Rissen fallen hier besonders mehrere kraterähnliche Gruben im Bereich des Halses auf. Nach einer entsprechende Bildbearbeitung ist auf einigen der hochaufgelösten OSIRIS-Aufnahmen zum Beispiel deutlich erkennbar, wie aus einem dieser fast kreisrunden ’Löcher’ gleich mehrere Jets austreten und sich dabei in leicht voneinander abweichende Richtungen orientieren. Quellen für weitere Jets müssen dagegen erst noch ermittelt werden.

Anfang September 2014 war dann schließlich sogar die Navigationskamera der Raumsonde in der Lage, einige der aus Gas und Staubpartikeln bestehenden ’Jets’ direkt nachzuweisen. Zum Zeitpunkt der Anfertigung der entsprechenden Aufnahmen, welche Sie in dem nebenstehenden Bild in Form einer Mosaikaufnahme sehen können, befand sich Rosetta in einer Entfernung von etwa 56 Kilometern zu dem Kometen.

Gegenwärtig weist 67P immer noch eine eher geringe Aktivität auf. Mit zunehmender Annäherung an die Sonne wird sich die Temperatur des Kometen jedoch noch weiter erhöhen, was dann auch eine noch weiter gesteigerte Freisetzungsrate von Gas und feinen Staubpartikeln zur Folge haben wird. Die weitere Untersuchung dieser langsam ansteigenden Aktivität ist eines der erklärten Ziele der Rosetta-Mission. Die Auswertung der dabei zu gewinnenden Daten wird das Wissen der Menschheit über die Natur der Kometen und damit auch über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte der Menschheit ungemein erweitern.

Öffentlichkeitsarbeit...

Die hier leider lediglich nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am gestrigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Einige der im Rahmen der damit verbundenen Präsentationen gezeigten Aufnahmen der OSIRIS-Kamera haben selbst bei ’gestandene Wissenschaftlern’, die nicht in die Rosetta-Mission involviert sind und somit keinen Zugriff auf diese Bilder haben, für Aufsehen gesorgt und ein Raunen hervorgerufen.

Leider ist aufgrund der derzeit von den Mitarbeiter des OSIRIS-Kameraexperiments angewandten Politik der Bildfreigabe - es existiert eine vertraglich festgelegte Sperrfrist von sechs Monaten, in der die OSIRIS-Mitarbeiter ein exklusives Zugriffsrecht auf die Bilddaten haben - zu befürchten, dass die interessierte Öffentlichkeit auch weiterhin nicht in den Genuss kommen wird, den Großteil dieser faszinierenden Aufnahmen vor dem Ablauf dieser Sperrfrist selbst zu betrachten und die Arbeit der an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftler so mehr oder weniger direkt zu ’begleiten’.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014)


» SLS besteht Key Decision Point C
09.09.2014 - Die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtagentur NASA hat eine rigorose Prüfung, genannt Key Decision Point C, bezüglich der Entwicklungskosten und der Entwicklungsdauer ihres neuen Schwerlastträgers, dem Space Launch System, abgeschlossen. Bei ihr wurde auch ein neuer Termin für den Erstflug bestimmt. Gleichzeitig macht die Entwicklung von allen Komponenten des SLS weiter Fortschritte. So wurden etwa bereits die ersten Bauteile gefertigt, die tatsächlich bei dem Erstflug des SLS zum Einsatz kommen werden.
Am 27. August gaben NASA-Offizielle bekannt, dass sie eine rigorose Prüfung des SLS, des neuen Schwerlastträgers der NASA, abgeschlossen haben. Diese Prüfung wird auch als „Key Decision Point C“ bezeichnet. Einen solchen Meilenstein in der Entwicklung eines neuen Trägersystems hatte die NASA zuletzt in der Entwicklung des Space Shuttles erreicht. Experten sollten im Rahmen von Key Decision Point C die Entwicklungskosten und den Entwicklungszeitraum bis zu dem Erstflug von SLS bestimmen. Das nun vorliegende Ergebnis lautet, dass die Entwicklungskosten von Februar 2014 bis zum Erstflug des SLS 7,02 Milliarden Dollar betragen werden. Dieser Erstflug, auch EM-1 genannt, sollte ursprünglich im Dezember 2017 steigen. Jetzt soll er nicht später als im November 2018 stattfinden. Zwar möchte man weiterhin auf einen früheren Termin hinarbeiten, es gilt jedoch als unwahrscheinlich, dass das SLS vor 2018 starten kann. Die Wahrscheinlichkeit, dass mit dem vorhandenen Budget dieser neue Zeitplan eingehalten werden kann, beträgt nun 70 %.

„Nach einer genauen Überprüfung können wir heute bestätigen, dass wir ein Budget und einen Zeitplan haben, die uns auf Kurs halten, um Menschen in den 2030ern zum Mars schicken- und wir stehen hinter dieser Verpflichtung“, meinte Robert Lightfoot, der die Überprüfung beaufsichtigte. Der nächste Schritt in der Entwicklung des SLS ist ein Critical Design Review (CDR) der Rakete, eine rigorose Überprüfung des Designs. Es existieren bereits CDRs der Hauptstufe und der Feststoffbooster, nun soll das der gesamten Rakete folgen.

Bereits im Juni warnte das Government Accountability Office (GAO), eine Organisation ähnlich dem Bundesrechnungshof, dass mit dem derzeitigen Budget der Termin für den Erstflug nicht eingehalten werden kann. Für einen Erstflug 2017 würden laut ihrem Bericht dem Budget für die Entwicklung des SLS 400 Millionen Dollar pro Jahr fehlen. Die Obama-Administration weigert sich jedoch, sich für eine Budgeterhöhung einer Rakete einzusetzen, mit der eine weitaus umfassendere bemannte Erkundung des Weltalls als je zuvor möglich ist. Neben bemannten Flügen sind auch große robotische Missionen vorgesehen, die eine äußerst umfangreiche Erkundung selbst der äußeren Planeten des Sonnensystems ermöglichen, weil die Nutzlastkapazität des SLS höher als die aller derzeitig verwendeten Träger ist. Beispielsweise wäre eine kombinierte Lander-Orbiter Mission zu dem Jupitermond Europa oder sogar eine Uranus-Sonde denkbar. Noch fehlt das Geld für solche Expeditionen, jedoch ist zu erwarten, dass spätestens 2018 durch das Ende der Entwicklung des SLS und von Commercial Crew nicht unbeträchtliche Geldmengen freiwerden, die dafür genutzt werden könnten.

Auch wurde im Zuge von Key Decision Point C festgehalten, dass bereits erste Komponenten gefertigt wurden, die tatsächlich bei dem SLS-Erstflug zum Einsatz kommen sollen. Es handelt sich dabei um Ringe, die mithilfe von Rührreibschweißen in der Michoud Assembly Facility (MAF) in New Orleans gefertigt wurden. Diese Ringe werden in der Hauptstufe des SLS verwendet. Sie dient dazu, in zwei großen Tanks den flüssigen Treibstoff aufzubewahren. In diesen Tanks kommen die Ringe nun zum Einsatz: Sie dienen dazu, den zylinderförmigen Teil des Tanks mit dem kuppelförmigen Tankdom zu verbinden. Neben der Verbindung verleihen sie den Tanks auch zusätzliche Stabilität.

Zehn der besagten Zylinder der Tanks wurden ebenfalls bereits gefertigt. Dafür wurden Platten aus Aluminium gewölbt und an den Enden miteinander verschweißt. Diese Zylinder sollen jedoch noch nicht bei dem Erstflug zum Einsatz kommen, sie dienen nur zu Qualifikationszwecken, wie etwa einer Testversion des LH2 (flüssiger Wasserstoff)-Tanks. Dafür sollen in dem Vertical Assembly Center des MAF, eine gewaltige Maschine zur Fertigung des LH2-Tanks, die Ringe, Dome und Zylinder alle miteinander verbunden werden. Tests der Tanks werden vermutlich nächstes Jahr beginnen, Tests der gesamten Hauptstufe, die auch eine Testzündung der vier RS-25 Triebwerke beinhalten werden, sind gegenwärtig für Ende 2016/Anfang 2017 auf dem B-2 Teststand des Stennis Space Centers in Mississippi geplant.

Diese Tests werden hauptsächlich strukturelle Tests sein, bei denen die Tanks mit Treibstoff befüllt und dann unterschiedlichen Belastungen ausgesetzt werden, die bei dem Flug des SLS zu erwarten sind, ausgesetzt werden. Doch nicht nur die gewaltige Hauptstufe, sondern auch die beiden Feststoffbooster, die an ihr seitlich angebracht sind, werden während des Fluges enorme strukturelle Belastungen erfahren. Deshalb wurde Anfang August erneut (es gab bereits im Mai erste Tests) die obere Verkleidung der Booster getestet. Strukturelle Tests an ihr sind aus dem Grund so wichtig, dass die obere Verkleidung mit der Hauptstufe verbunden ist. Deshalb wird an ihr der immense Schub der Feststoffbooster auf die Hauptstufe übertragen. Aus diesem Grund stellt die obere Verkleidung ein kritisches, strukturell stark beanspruchtes Teil dar. Sie befindet sich über dem mit Feststoff gefüllten Motor und enthält die Avionik der Booster, die für den Einsatz am SLS verbessert wurde. Die Tests liefen derart ab, dass man verschieden starke Kräfte auf das Objekt ausübte und so verschiedene Flugszenarien simulierte. Das CDR der Booster wurde ebenfalls Anfang August abgeschlossen, nun bereitet die Herstellerfirma ATK eine erste Testzündung des neuen 5-Segmente Boosters am Ende dieses Jahres vor, genannt QM-1 für Qualification Motor 1.

Eine solche Zündung eines einzelnen Feststoffbooster wird bereits enormen Lärm verursachen, ist jedoch kein Vergleich zu dem Geräuschpegel bei dem Start des gesamten SLS. Die Schallwellen während des Starts könnten sogar derart energiereich sein, dass sie das SLS beschädigen. Um das zu verhindern, erforscht die NASA in dem Marschall Space Flight Center Technologien, um den Schallpegel während dem Start des SLS zu senken. Für diese Tests werden vier voll funktionstüchtige Flüssigkeits- und zwei Feststofftriebwerke eines 1:20 Modell des SLS gezündet, wie bei dem realen Träger. Das Modell kann in verschiedenen Höhen angebracht werden um herauszufinden, wie stark die Geräuschbelastung bei verschiedenen Abständen zur Startrampe ist. An dieser simulierten Startrampe ist ein System angebracht, welches Wasser zur Unterdrückung von Schallwellen verprüht. Durch die Analyse der Daten, die während dieser Tests gesammelt werden, kann das Design des Sound Suppression Systems auf der realen Startrampe verbessert werden.

Die Testzündung am 28. August –insgesamt die 34. – diente dazu, den Geräuschpegel des SLS zu bestimmen, wenn es sich etwa 50 m über der Startplattform befindet. Die Tests mit dem Modell sind fast abgeschlossen, sie begannen im Januar und sollen im Herbst enden. Die zuständigen Ingenieure sind mit den erreichten Ergebnissen zufrieden.

Das SLS soll künftig als neue Schwerlastrakete der NASA dienen. Seine Technik basiert auf dem außer Dienst gestellten Space Shuttle. Unter anderem will man auf ihr das Orion- bzw. MPCV-Raumschiff zu verschiedenen Zielen jenseits niedriger Erdumlaufbahnen (low earth orbits, LEOs) starten. Derzeit ist geplant, nicht später als 2018 mit der Mission EM-1 den Erstflug durchzuführen. Dabei soll ein unbemanntes MPCV mit einem europäischen Servicemodul am Mond vorbei fliegen. 2021 soll ein ähnlicher Flug bemannt stattfinden, und es wird darüber nachgedacht, bei diesem Flug einen zuvor eingefangenen Asteroiden anzufliegen und zu untersuchen. Spätere Flüge sollen verschiedene Ziele anfliegen, um bemannte Marsflüge in den 2030er Jahren vorzubereiten. Diese Vorgehensweise nennt die NASA "Flexible Path". Der Erstflug der Orion MPCV-Kapsel soll noch dieses Jahr stattfinden. Eine Rakete vom Typ Delta-IV-Heavy soll bei der Mission EFT-1 die unbemannte Raumkapsel bis auf einen Abstand von rund 5.500 km von der Erde schicken.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:


(Autor: Martin Knipfer - Quelle: NASA, Florida Today)


» Planetengeburt in der kosmischen Nachbarschaft
09.09.2014 - Wissenschaftler sind eher zufällig auf Anzeichen für einen Planeten gestoßen, der sich um den Stern HD100546 herum bildet. Bei dem Studium einer protoplanetaren Scheibe in in ca. 335 Lichtjahren Entfernung stießen sie auf Anzeichen für einen bereits gebildeten Planeten in einem frühen Stadium seiner Entwicklung.
Wie in der Ausgabe des Astrophysical Journals vom 20.08.14 veröffentlicht, hat ein Wissenschaftsteam des US Naval Reasearch Laboratorys (NRL) um Dr. John Carr Hinweise auf einen jungen Planeten gefunden, der den Stern HD100546 in einer Entfernung von 335 Lichtjahren von der Erde umkreist. Carr und die anderen Mitglieder seines Teams studierten dabei eine protoplanetare Scheibe mit Hilfe der Spectro-Astrometrie, einer Untersuchungsmethode, die es den Astronomen erlaubt, kleine Veränderungen in den Bewegungen von Gasansammlungen zu erkennen. Bei einer protoplanteren Scheibe handelt es sich um eine sehr große Ansammlung von Materie, aus der sich Planeten in einem neuen Sonnensystem entwickeln.

Während dieser Untersuchungen stießen die Wissenschaftler auf eine zusätzliche Kohlenmonoxid-Quelle, die nicht alleine mit der Materieansammlung zu erklären war. Im Laufe von mehreren Jahren konnten sie aber nachweisen, dass sich diese Kohlenmonoxid-Emissionen um den jungen Stern HD100546 herum bewegten. Die Abstand zum Stern beträgt ungefähr die Entfernung Sonne - Saturn.

Dr. Sean Brittain, Astrophysiker an der Clemson Universität, gelang es, ausgehend von den Daten des NRL, ein Modell zu entwickeln, dass deutlich machte, dass sich eine kleinere protoplanetare Scheibe um einen neu entstandenen Planeten dreht, die diesen noch immer mit zusätzlicher Materie versorgt. Ausgehend von den Messungen erwarten die beteiligten Wissenschaftler, dass der Planet letztendlich eine Masse haben wird, die dreimal größer ist als die des Saturn.

Die bisherigen Erkenntnisse basieren auf Beobachtungen aus den Jahren 2003, 2006, 2010 und 2013 mit Hilfe des Very Large Teleskops (VLT) und des Gemini-Observatory des European Southern Observatory in Chile.

Sollten die Berechungen des Team stimmen, wird die Materieansammlung um den neuen Planeten, der direkt nicht beobachtet werden kann, noch für ca. 2 Jahre zu sehen sein. Aufgrund der Rotation wird sie sich danach für ca. 15 Jahre hinter der zentralen protoplanetaren Scheibe verbergen.
(Autor: Christian Klempsmann - Quelle: ScienceDaily)


» Rosettas Komet: Die Oberflächenkartierung beginnt
09.09.2014 - Am 6. August 2014 erreichte die Raumsonde Rosetta den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Seitdem sind die beteiligten Wissenschaftler unter anderem damit beschäftigt, dessen Oberfläche zu kartieren und zu charakterisieren. Erste Resultate wurden am gestrigen Tag auf einer Fachkonferenz vorgestellt.
Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem, bei dem eine Distanz von rund 6,4 Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das Ziel ihrer Reise - den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt). Seitdem sind die an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftler damit beschäftigt, den Kometen mit den elf Instrumenten an Bord der Raumsonde genauer zu untersuchen und zu charakterisieren. Neben den verschiedenen Messinstrumenten wird hierfür die OSIRIS-Kamera - die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera an Bord von Rosetta - eingesetzt.

Die hochaufgelösten Aufnahmen dieser Kamera zeigen eine einzigartige und ausgesprochen vielfältige Kometenoberfläche. In einigen der bisher angefertigten Aufnahmen wird die Oberfläche von 67P mit einer Auflösung von 75 Zentimetern pro Pixel wiedergegeben.

"Noch nie zuvor haben wir die Oberfläche eines Kometen in solchen Einzelheiten gesehen", so Dr. Holger Sierks vom MPS), der Leiter des OSIRIS-Teams. "Dies ist ein historischer Moment. Wir verfügen nun zum ersten Mal über eine Auflösung, die es uns ermöglicht, einen Kometen zu kartieren."

Auf den bisher angefertigten und ausgewerteten OSIRIS-Aufnahmen zeigt sich, dass der Komet 67P über eine stark variierende Oberfläche verfügt, welche größtenteils von einem rauen Gelände dominiert wird, auf dem sich eine Vielzahl von teilweise sehr stark geneigten Berghängen, scharfkantige Klippen, Vertiefungen, kraterähnliche Strukturen, parallel verlaufenden Rillen und Gräben sowie Gesteinsbrocken und Felsblöcke befinden. In einer bestimmten Region wurde dabei auf einer Fläche von etwa einem Quadratkilometer mehr als 300 Felsblöcke gezählt, welche über einen Durchmesser von teilweise deutlich mehr als drei Metern verfügen.

Die an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftler haben die Oberfläche jetzt in mehrere Regionen aufgeteilt, welche sich durch die jeweiligen dort erkennbaren morphologischen Eigenschaften definieren. Einige dieser Gebiete scheinen eine eher ’ruhige’ Vergangenheit durchlebt zu haben. Andere Regionen erwecken dagegen den Eindruck, als ob sie durch die kometare Aktivität von 67P geformt wurden. Die bisher angefertigten OSIRIS-Aufnahmen der Koma des Kometen deuten darauf hin, dass der Staub, den 67P gegenwärtig freisetzt, von diesen speziell in der ’Hals’-Region des Kometen befindlichen Bereichen ausgeht.

"Diese erste Karte ist natürlich nur der Anfang unserer Bemühungen", so Dr. Holger Sierks. "Zu diesem Zeitpunkt versteht eigentlich noch niemand, wie die morphologischen Unterschiede, die wir sehen, entstanden sind."

Auch in den kommenden Monaten sollen weitere hochaufgelöste Fotos angefertigt werden, auf denen die Wissenschaftler nach Veränderungen auf der Kometenoberfläche suchen werden. Zeitweise wird sich Rosetta der Kometenoberfläche hierzu auf eine Entfernung von zehn Kilometern annähern. Eventuell wird im Januar 2015 sogar für kurze Zeit eine Überflughöhe von lediglich acht Kilometern eingenommen.

Zwar erwarten die Kometen-Forscher nicht, dass sich die Gebietsgrenzen der identifizierten einzelnen, sich morphologisch unterscheidenden Regionen auf der aktuellen Karte durch noch zu gewinnende Erkenntnisse dramatisch verschieben werden. Jedoch können selbst kleinste Oberflächenveränderungen dabei helfen zu erklären, wie diese faszinierende Welt beschaffen und aufgebaut ist.

Die hier kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am gestrigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung)


» Messier 54 und das Lithium-Problem
10.09.2014 - Seit Jahrzehnten stehen Wissenschaftler vor dem Problem, dass die in der Milchstraße nachgewiesene Menge des Elementes Lithium nicht zur erwarteten Menge passt. Der Kugelsternhaufen Messier 54, der nicht zur heimischen Galaxie gehört, wurde nun untersucht, um herauszufinden, ob dieses Problem auch außerhalb der Milchstraße existiert.
Die meisten Kugelsternhaufen, die wir kennen, befinden sich in unserer Milchstraße, 150 von Ihnen bewegen sich jedoch auf Umlaufbahnen um die Galaxie herum. Bei Kugelsternhaufen handelt sich um Ansammlungen von einigen hunderttausend Sternen, deren Alter bis in die Entstehung unserer Milchstraße zurückgeht.

Erst 1994 konnte nachgewiesen werden, dass Messier 54 (M54), im späten 18. Jahrhundert von Charles Messier entdeckt, zur Sagittarius-Zwerggalaxie in 90.000 Lichtjahren Entfernung gehört.

Das Lithium-Problem
Der größte Teil des im Universum aufzufindenden Lithiums entstand, neben Wasserstoff und Helium, während des Urknalls. Astronomen haben errechnet, wieviel Lithium sich dabei gebildet hat und wieviel davon heute noch in alten Sternen nachgewiesen werden müsste.

Tatsächlich ist die nachgewiesene Menge aber 3 mal kleiner als die erwartete Menge. Dieses Problem konnte trotz jahrzehntelanger Forschung bisher nicht gelöst werden.

Mögliche Ursachen für die Diskrepanz:

  • Die berechnete Menge des beim Urknall entstandenen Lithiums ist falsch. Neueste Erkenntnisse deuten allerdings darauf hin, dass dies nicht der Fall ist.
  • Das Lithium wurde vor Entstehung der Milchstraße in den Sternen zerstört. Ein entsprechender Mechanismus ist bisher unbekannt.
  • Ein nicht näher zu definierender Prozess hat das Lithium in den Sternen nach und nach zerstört. Auch hier gibt es keine wissenschaftliche Erklärung.


Bisher waren Messungen des Lithiumgehalts technisch nur in alten Sternen der Milchstraße möglich. Nun ist es einem Team von Wissenschaftlern um A. Mucciarelli von der Universität Bologna, Italien, gelungen, M54 mithilfe des VLT Survey Teleskops (VST) auf seinen Lithiumgehalt zu untersuchen, um herauszufinden, ob die berechneten Lithiummengen auch außerhalb unserer Milchstraße von den nachgewiesenen Mengen abweichen.

Wie sich herausgestellt hat, ähneln die Messwerte denen in unserer Galaxie, so dass die Wissenschaft weiterhin auf einen Durchbruch bei der Lösung des Lithium-Problems warten muss.

Die Forschungsergebnisse werden in den Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Oxford University Press) unter dem Titel "The cosmological Lithium problem outside the Galaxy: the Sagittarius globular cluster M54" veröffentlicht.

Mehr zum Thema: Der Kugelsternhaufen Messier 4

Weitere Informationen: Das VST auf ESO.org

(Autor: Christian Klempsmann - Quelle: ESO)


» Größe, Form und Masse von Tschurjumow-Gerasimenko
10.09.2014 - Die Auswertung der Daten der Raumsonde Rosetta ermöglicht erste Aussagen bezüglich der Größe, des Volumens und der Masse des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Diese Daten sind wichtig für die Planung der weiteren Aktivitäten.
Am 2. März 2004 begann für die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Kometensonde Rosetta eine mehr als 10 Jahre dauernde Reise zu dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt). Während des Fluges zu dem Zielkometen hat Rosetta dreimal die Erde und einmal den Mars passiert und dabei im Rahmen dieser Swing-by-Manöver ’Schwung’ für die weitere Reise genommen.

Außerdem wurden bei zwei nahen Vorbeiflügen, welche am 5. September 2008 und am 10. Juli 2010 erfolgten, die beiden Asteroiden (2867) Steins und (21) Lutetia mit verschiedenen Instrumenten näher untersucht. Am 8. Juni 2011 wurde die Raumsonde schließlich in einen rund 31 Monate andauernden, energiesparenden Tiefschlafmodus versetzt, welcher bis zum 20. Januar 2014 andauerte (Raumfahrer.net berichtete live). In den folgernden Monaten näherte sich Rosetta dem Ziel der Reise weiter an. Der Komet wurde schließlich am 6. August 2014 erreicht (Raumfahrer.net berichtete).

Aber bereits in den Jahren zuvor war der Komet 67P ein Objekt, welches von diversen Observatorien und Weltraumteleskopen intensiv studiert wurde. Die an diesen Kampagnen beteiligten Astronomen kamen dabei unter anderem zu dem Ergebnis, dass der Kern des Kometen leicht in die Länge gezogen ist und sehr wahrscheinlich einen Durchmesser von etwa 5 x 3 Kilometern aufweist.

Die Prognose erweist sich als nicht zutreffend

Im Juli 2014 musste diese Ansicht jedoch revidiert werden. Aufgrund der immer weiter abnehmenden Distanz zwischen Rosetta und 67P erreichten die Aufnahmen der OSIRIS-Kamera - der vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Hauptkamera an Bord der Raumsonde - eine immer höhere Auflösung. Auf den Aufnahme, welche von der OSIRIS-Kamera am 4. Juli angefertigt wurden, war deutlich zu erkennen, dass der Komet nicht nur über eine leicht unregelmäßige Form verfügt, sondern vielmehr eine ’kartoffelähnliche’ Gestalt aufweist.

Nochmals deutlich besser aufgelöste Aufnahmen vom 11. Juli erweckten den Eindruck, dass 67P scheinbar sogar aus zwei einzelnen Objekten besteht. Ein ’Kopfstück’ ist dabei durch einen ’Hals’ mit einem ’Hauptkörper’ verbunden. Diese faszinierende Form machte es den beteiligten Wissenschaftlern relativ einfach, die Rotationsachse des Kometen zu bestimmen und so dessen Rotationsperiode zu ermitteln. Für eine vollständige Drehung um seine Rotationsachse benötigt 67P demzufolge ziemlich genau 12,4053 Stunden.

Die extrem unregelmäßige Form des Kometenkerns macht es jedoch ungleich schwerer, aus den gewonnenen Daten die exakten Abmessungen des Kometen sowie das daraus resultierende Volumen zu ermitteln. Kompliziert werden diese Bestimmungen durch verschiedene Oberflächenformationen, welche dem Kern von 67P eine sehr unebene Oberfläche verleihen. Ein direkt an der Spitze des ’Kopfes’ befindliches Bassin verfügt zum Beispiel über eine Tiefe von etwa 250 Metern. Diverse kleinere Bassins erreichen typischerweise Tiefen von etwa 30 Metern. Größere Depressionen sind dagegen sogar bis zu 300 Meter tief.

Zwecks der Ermittlung von Durchmesser, Masse und Volumen von 67P wurde zunächst aus einer Vielzahl von OSIRIS-Aufnahmen ein möglichst naturgetreues 3D-Modell des Kometenkerns erstellt. Anschließend wurden an diesem Modell ’Körper’ und ’Kopf’ getrennt untersucht und ’vermessen’.

Die Abmessungen des Kometen 67P

Der ’Körper’ von 67P verfügt laut diesen Analysen über die ungefähren Abmessungen von 4,1 x 3,6 x 1,7 Kilometern. Hieraus berechneten die Wissenschaftler ein Volumen von etwa 13 Kubikkilometern. Der deutlich kleinere ’Kopf’ misst in etwa 2,6 x 2,4 x 1,6 Kilometer, woraus sich ein Volumen von rund 5,7 Kubikkilometern ergibt. Zusätzlich zu diesen beiden Werten muss noch das Volumen des ’Halses’ berücksichtigt werden, welches mit einem Wert von rund zwei Kubikkilometern veranschlagt wurde. Das Volumen des gesamten Kometenkerns, so das zur Zeit allerdings nur vorläufige Ergebnis dieser Studie, liegt demzufolge bei rund 21 Kubikkilometern mit einem Unsicherheitsfaktor von plus/minus drei Kubikkilometern.

Masse und Dichte...

Außerdem konnten auch erste Aussagen über die Masse des Kometen getätigt werden, welche jedoch ebenfalls noch überprüft und mit aktuelleren Beobachtungen und Messdaten ergänzt werden müssen. Die Gesamtmasse von 67P liegt demzufolge bei einem Wert von 10,2 Milliarden Tonnen, wobei der Unsicherheitsfaktor derzeit noch bei plus/minus 0,7 Milliarden Tonnen liegt.

Anhand der Angaben über Masse und Volumen konnte auch die mittlere Dichte des Kometen auf einen Wert von 0,43 Gramm pro Kubikzentimeter berechnet werden. Dieser Wert deutet darauf hin, dass der Kern des Kometen in seiner Gesamtheit sehr porös sein muss. Derzeit werden dabei verschiedene Modelle bezüglich des inneren Aufbaus des Kometen sowie der Mengenanteile und der Verteilung von Wassereis, Gestein und Staub diskutiert.

Das Gravitationsfeld...

Auch die Vermessung des Gravitationsfeldes des Kometen, welche durch das RSI-Experiment (kurz für "Radio Science Investigation") erfolgt, befindet sich noch in einem ersten Stadium. Bei dem RSI handelt es sich um ein Radiowellenexperiment, welches für die Bestimmung des kometaren Gravitationsfeldes das Telekommunikationssystem von Rosetta nutzt. Während des Fluges um den Kometen wird die Raumsonde durch die von 67P ausgehenden gravitativen Einflüsse zwar minimal, aber doch nachweisbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt. Diese ’Störung’ liefert den Wissenschaftlern letztendlich Erkenntnisse über das Gravitationsfeld des Kometen.

Die Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit sowie durch minimale Änderungen der Phasenfrequenz, Amplitude und Polarisation eines Radio-Trägersignals bemerkbar, welches Rosetta während einer RSI-Messkampagne konstant zur Erde aussendet, bemerkbar. Hierzu sendet Rosetta im Bereich des S-Bandes und des X-Bandes mit einem Oszillator eine hochstabile Trägerwelle in Richtung Erde aus.

Durch die relative Bewegung zwischen der Raumsonde und den Bodenstationen des ESTRACK der ESA, welche dieses Trägersignal empfangen, entsteht ein Doppler-Effekt. Durch die Auswertung dieser Daten lässt sich nicht nur die Gesamtmasse des Kometen und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den inneren Aufbau von 67P getätigt werden. Speziell erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler durch das RSS-Experiment weitere Erkenntnisse über Heterogenitäten und Massekonzentrationen im Kern des Kometen.

Allerdings hat Rosetta den Kometen 97P während der letzten Wochen auf einer Flugbahn umkreist, welche in Höhen zwischen etwa 100 und 50 Kilometern über der Kometenoberfläche verlief. Diese noch relativ große Entfernung und die ’geringe’ Masse des Kometen waren dafür verantwortlich, dass die Raumsonde bisher nur minimal von der Gravitation des Kometen beeinflusst wurde. Trotzdem hat das RSI-Team bereits Messungen durchgeführt, welche insgesamt 80 Stunden andauerten.

Diese Daten reichen allerdings noch nicht aus, um das Schwerkraftfeld von 67P exakt zu bestimmen. Je weiter sich Rosetta jedoch in den kommenden Wochen der Oberfläche von 67P nähert, desto deutlicher wird sich die Gravitation des Kometen auf die Flugbahn der Raumsonde bemerkbar machen und desto genauer werden die Modelle des Gravitationsfeldes von 67P ausfallen. Erst vor wenigen Stunden hat Rosetta zum Beispiel ein weiteres Flugmanöver durchgeführt, mit dem ein Orbit erreicht wurde, welcher in einer Entfernung von jetzt nur noch 29 Kilometern zu dem Kometen verläuft.

...und dessen Bedeutung

Eine möglichst genaue Kenntnis des Gravitationsfeldes von 67P ist unter anderem nötig, um die Landung des von Rosetta mitgeführte Kometenlander Philae zu planen. Dieser soll am 11. November 2014 von Rosetta abgetrennt werden und etwa fünf bis sieben Stunden später möglichst punktgenau sein noch festzulegendes Landegebiet auf der Kometenoberfläche erreichen. Zwecks der Festlegung des Zeitpunktes der Abtrennung muss jedoch bekannt sein, wie stark die Gravitation des Kometen die anschließende Flugbahn von Philae beeinflussen wird.

Und auch für den weiteren Verlauf der Rosetta-Mission ist eine möglichst genaue Kenntnis der gravitativen Kräfte notwendig, welche in Zukunft auf die Raumsonde einwirken werden. In Zukunft, so die aktuellen Planungen, soll sich Rosetta der Oberfläche des Kometen bis auf eine Entfernung von nur noch etwa zehn Kilometern nähern. Zu welchen Zeitpunkten wird es dann erforderlich sein, die Flugbahn der Raumsonde durch kurze Aktivierungen der Triebwerke zu korrigieren? Sollten hierbei komplexere Kurskorrekturmanöver nötig sein, so bedarf es einer längeren Vorbereitungszeit, um diese Manöver zu planen.

Aber auch für die wissenschaftliche Untersuchung des Kometen sind exakte Kenntnisse über dessen Gravitationsfeld entscheidend. Nicht nur die Gravitation des Kometen wird in Zukunft die Flugbahn von Rosetta verändern. Ein weiterer Faktor ist hierbei der ’Gasdruck’, welcher durch die von dem Kometen entweichenden Gase entsteht, und der ebenfalls auf die Raumsonde einwirken wird. Durch eine genaue Kenntnis der Gravitationskräfte kann letztendlich berechnet werden, wie stark dieser auf Rosetta einwirkende Druck ausfällt.

Die hier nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden an den letzten beiden Tagen auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014)


» Dr. Jekyll und Mr. Hyde: Die Venus-Zone
11.09.2014 - Astronomen der San Francisco State University haben gestern die Definition der "Venus-Zone", der Bereich um einen Stern, in dem ein potentieller Planet die venus-typischen Umweltbedingungen aufweisen müsste, vorgestellt.
Astronom Stephen Kane und sein Team von der San Francisco State University haben gestern die "Venus-Zone" vorgestellt. Definiert ist die "Venus-Zone" als der Bereich in einem Sonnensystem, in dem ein Planet die Bedingungen aufweist, wie sie für die Venus typisch ist und die den Planeten für den Menschen unbewohnbar machten.

Besonders hilfreich werden die vorliegenden Erkenntnisse bei der Unterstützung der Kepler-Mission der NASA sein. Das Kepler-Weltraumteleskop wurde im März 2009 gestartet, um nach Exoplaneten (extrasolare Planeten) zu suchen, wobei ein besonderes Augenmerk auf erdähnlichen Planeten in der habitablen Zone eines Sonnensystems lag. Kepler hat, auch wenn die Hauptmission wegen technischer Probleme mittlerweile beendet wurde, Hunderte von Planeten gefunden, darunter auch erdgroße Planeten. Für die Astronomen stellt sich dabei die besondere Schwierigkeit, erdähnliche Planeten wie die Venus, die sich am Rand der habitablen Zone bewegt von denen zu unterscheiden, die sich in der habitablen Zone befinden.

Nach Auffassung von Kane hatten Erde und Venus einen ähnlichen Beginn in der Evolution der Atmosphäre. Der Grund, warum sich danach unterschiedlich weiterentwickelt haben, ist die unterschiedliche Entfernung zur Sonne. Kane war unter anderem bei der Entdeckung des Exoplaneten Kepler-186f beteiligt, einem erdähnlichen Planeten, bei dem sich genau diese Fragestellung ergab. "Die Erde ist Dr. Jekyll und die Venus Mr. Hyde und man kann beide nicht nur auf Grundlage Ihrer Größe unterscheiden", brachte er das Thema auf den Punkt.

Zusammen mit Forschern der Penn State University definierte Kane die Venus-Zone anhand der Strahlungsenergie, die der Planet von seinem Mutterstern erhält. Als äußersten Rand wurde dabei der Bereich angenommen, in dem die Atmosphäre eines Planeten von Treibhausgaseffekten, wie wir sie von der Venus kennen, beherrscht wird, als inneren Rand der Bereich, an dem die Atmosphäre vom Strahlungsdruck zerstört wird.

Die von Kepler oder zukünftigen Teleskopen gefundenen Exoplaneten können nach dieser Methode als erd- oder venusähnlich klassifiziert werden.

Gleichzeitig sollen die Ergebnisse dazu dienen, die entwicklungsgeschichtlichen Unterschiede zwischen Erde und Venus besser zu verstehen.

Weitere Informationen:

Informationen zu Johannes Kepler, Namensgeber des Teleskops

Das System Kepler-186
(Autor: Christian Klempsmann - Quelle: ScienceDaily, San Francisco State University)


» Rosettas Komet: Eine erste Temperaturkarte
11.09.2014 - Bei einem der Instrumente, mit denen die Raumsonde Rosetta gegenwärtig den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko untersucht, handelt es sich um ein Spektrometer, mit dem die Oberflächentemperatur des Kometen ermittelt werden kann. Erste Ergebnisse dieser Messungen wurden kürzlich auf dem European Planetary Science Congess, einer gegenwärtig in Portugal stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.
Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise - den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt).

Seitdem ’begleitet’ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um ein im sichtbaren und im infraroten Wellenlängenbereich arbeitendes abbildendes Spektrometer namens "Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer" (kurz "VIRTIS"). Mittels der Messdaten des Instruments sollen Informationen über die Temperatur des Kometenkerns, über dessen chemische und mineralogische Zusammensetzung sowie über die Verteilung der dort befindlichen festen und gasförmigen Stoffe gewonnen werden.

Im Verlauf der letzten zwei Monate hat das VIRTIS-Instrument während der Annäherungsphase an den Kometen 67P aus Entfernungen von etwa 14.000 Kilometern bis hin zu weniger als 100 Kilometern zur Kometenoberfläche mehr als drei Millionen Spektren in einem Wellenlängenbereich zwischen 4,5 und 5,1 Mikrometer aufgenommen.

In diesem Zeitraum befand sich der Komet in Entfernungen von 3,6 bis hin zu 3,45 Astronomischen Einheiten (kurz "AE") zur Sonne. Eine AE - dieser in der Astronomie übliche Entfernungswert bezeichnet die mittlere Distanz zwischen der Erde und der Sonne - beträgt etwa 150 Millionen Kilometer. Durch die Auswertung dieser Daten ist es den beteiligten Wissenschaftlern möglich gewesen, erste Aussagen über die auf der Oberfläche von 67P herrschenden Temperaturen zu tätigen.

Temperaturdaten

Mitte Juli 2014 konnte das VIRTIS dabei aufgrund der noch großen Entfernung zu dem Kometen nur eine allgemeine Temperatur für die gesamte zum Zeitpunkt der jeweiligen Messungen sichtbaren Oberfläche ermitteln. Diese Durchschnittstemperatur lag damals bei einem Wert von 205 Kelvin (-68 Grad Celsius). Ab Anfang Juli war die Auflösung dann bereits so gut, dass die Temperaturen auch an einzelnen Bereichen der Oberfläche gemessen werden konnten. Nach dem 6. August 2014 - dem Tag der Ankunft der Raumsonde an dem Kometen - war VIRTIS dann in der Lage, die Temperatur auf der gesamten Kometenoberfläche regelmäßig zu ermitteln.

Die gemessenen Temperaturen bewegen sich in einem Bereich zwischen 180 Kelvin (-93 Grad Celsius) bis hin zu maximal 230 Kelvin (-43 Grad Celsius). Aus diesen Daten haben die beteiligten Wissenschaftler Temperaturkarten von der Oberfläche des Kometenkerns angefertigt, welche die an verschiedenen Punkten der Oberfläche zu verschiedenen Tageszeiten vorherrschenden Temperaturen wiedergeben. Diese Temperaturdaten haben einen entscheidenden Einfluss auf die Auswahl des zukünftigen Landeplatzes des Kometenlanders Philae, der am 11. November 2014 die Oberfläche von 67P an einem noch festzulegenden Ort erreichen soll. An diesem Ort, so die an der Mission beteiligten Ingenieure, darf es weder zu heiß noch zu kalt sein, da ansonsten die empfindliche Elektronik von Philae beschädigt werden könnte.

Thermische Spannungen

Mittlerweile können aufgrund der hohen Auflösung des VIRTIS auch Temperaturveränderungen registriert werden, welche auf die Rotation des Kometen und den dadurch bedingten Tag/Nacht-Zyklus zurückzuführen sind. Durch die rapide auftretenden Temperaturveränderungen, welche auf der Oberfläche durch einen Eintritt beziehungsweise Austritt aus dem Sonnenlicht hervorgerufen werden, können sich thermische Spannungen bilden. Diese Spannungen können zu Mikrorissen in der Oberfläche führen, welche sich eventuell zu größeren Rissen ausdehnen könnten. Und aus derartigen Rissen - so die Wissenschaftler - könnten dann eventuell weitere Gasjets austreten.

Die Zusammensetzung der Kometenoberfläche

Aus den Messdaten von VIRTIS lassen sich auch Informationen über die chemische Zusammensetzung und über physikalische Eigenschaften der Kometenoberfläche ableiten, welche anschließend mit verschiedenen theoretischen Modellen abgeglichen werden. Die bisherigen Analysen haben zu dem Schluss geführt, dass die Oberfläche des Kometen anscheinend zu einem großen Teil von einer zwar porösen, aber trotzdem thermisch gut isolierenden Schicht bedeckt ist, welche - wenn überhaupt - kaum Wassereis enthält.

Bisher konnten zum Beispiel keine direkt auf der Oberfläche befindlichen Ablagerungen von Wassereis entdeckt werden, welche über Durchmesser von mehr als 20 Metern verfügen. Dies ist ein Hinweis darauf, dass der Komet 67P zumindestens in den obersten Schichten seines Kern bereits stark ’dehydriert’ ist und dass das Wasser, welches er im Rahmen seiner kometaren Aktivität freigibt, aus tieferen Schichten stammt.

Dafür haben die Wissenschaftler jedoch zahlreiche Hinweise darauf gefunden, dass sich direkt auf der Oberfläche ein weites Spektrum an kohlenstoffhaltigen Verbindungen befindet. Bei einige dieser Verbindungen, so die vorläufige Auswertung der bisherigen Spektraldaten, könnte es sich um komplexe Moleküle handeln, welche von den Wissenschaftlern bisher speziell mit einer bestimmten Klasse von Meteoriten - den so genannten kohligen Chondriten - in Verbindung gebracht wurden.

Der Komet 67P, so die Zusammenfassung der Mitarbeiter des VIRTIS-Experiments, präsentiert sich als eine sehr dunkle, staubige und trockene Welt, welche auf ihrer Oberfläche allerdings über eine komplexe und äußerst interessante chemische Zusammensetzung verfügt.

Die hier nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden bereits am vergangenen Montag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014)


» Ariane 5 transportiert MEASAT 3b und Optus 10 ins All
14.09.2014 - Am 11. September 2014 um 22:05 Uhr UTC startete vom europäischen Raumfahrtzentrum Kourou in Französisch-Guayana eine Ariane-5-Trägerrakete mit zwei Kommunikationssatelliten an Bord. Die Raumfahrzeuge waren nach etwas über einer halben Stunde Flug erfolgreich ausgesetzt.
Verwendet wurde beim vierten Ariane-Flug 2014 eine Ariane-5-ECA aus dem Produktionslos PB, die 44 Minuten nach Öffnung des Startfensters von der Startrampe ELA-3 abhob. Transportiert wurden bei der Mission VA218 die Kommunikationssatelliten MEASAT 3b (Masse beim Start 5.897 Kilogramm lt. Airbus Space and Defence) und Optus 10 (Startmasse 3.270 Kilogramm lt. Airbus Space and Defence). Anvisiert wurde für die auszusetzenden Satelliten ein Transferorbit mit einem Perigäum, dem der Erde nächsten Bahnpunkt, von rund 249,8 Kilometern über der Erde, einem Apogäum, dem erdfernsten Bahnpunkt, von rund 35.746 Kilometern über der Erde und mit einer Neigung von 6 Grad gegen den Erdäquator

Beide Satelliten waren beim Flug durch die Atmosphäre zusammen unter einer 17 Meter hohen Nutzlastverkleidung mit einer Masse von rund 2.400 Kilogramm untergebracht. MEASAT 3b wurde dann rund 27 Minuten nach dem Abheben als erster der Satelliten ausgesetzt, er saß zuoberst auf der 6,4 Meter hohen Nutzlaststruktur Sylda 5 A (Sylda ist die Abkürzung von "Système de Lancement Double Ariane", Ariane-Doppelstartvorrichtung). Nach Abstoßen der Sylda 5 wurde Optus 10 nach 34 Minuten Gesamtflugzeit freigegeben.

Die zwei im Regelbetrieb dreiachsstabilisierten Kommunikationssatelliten werden aus dem Geotransferorbit mit eigenen Antrieben den Geostationären Orbit ansteuern. MEASAT 3b wird dafür sein mit MMH und MON-3 betriebenes Apogäums-Triebwerk verwenden, Optus 10 wird sein 455-Newton-Triebwerk, das ebenfalls MMH als Treibstoff und MON-3 als Oxidator benutzt, ab dem 12. September 2014 dafür mehrfach zünden.

MEASAT 3b wurde von Airbus Defence and Space bzw. Astrium gebaut, basiert auf der Eurostar E3000-Plattform und wird modernster und größter Satellit seines künftigen Betreibers. Der Satellit wurde für MEASAT Satellite Systems Sdn. Bhd. aus Kuala Lumpur, Malaysia gebaut, die ihn bei einer Position von 91,5 Grad Ost im Geostationären Orbit in Kolokation mit MEASAT 3 und MEASAT 3a einsetzen will. Vor Aufnahme des Regelbetriebs zur Direktübertragung von Fernsehprogrammen und der Bereitstellung von Datenverbindungen soll MEASAT 3b rund einen Monat auf seiner Umlaufbahn um die Erde intensiv getestet werden.

Mit seinen 48 Ku-Band-Transpondern mit einer Bandbreite von 36 MHz und den 130 Watt starken Wanderfeldröhrenverstärkern (TWTAs, travelling wave tube amplifiers) kann MEASAT 3b Australien, den indischen Subkontinent, Indonesien und Malaysia bedienen. Seine vorgesehene Standzeit im Orbit beträgt mindestens 15 Jahre. MEASAT 3b hat einen Hauptkörper mit den Abmessungen von 6,66 x 2,35 x 2,82 Meter. Mit den beiden entfalteten Solarzellenauslegern erreicht der Satellit eine Spannweite von 39,4 Meter. Die Ausleger können zusammen über 16 Kilowatt elektrische Leistung erzeugen. Der Speicherung an Bord dienen zwei Lithiumionen-Akkumulatorensätze.

Optus 10 soll die bereits länger im All befindlichen Satelliten seines künftigen Betreibers an einer Position bei 164 Grad Ost im Geostationären Orbit ergänzen und Redundanzen bereitstellen. Der in Sydney ansässige Satellitenbetreiber SingTel Optus aus Australien wird den Satelliten einsetzen, um Australien, Neuseeland und Gebiete in der Antarktis insbesondere mit direkt ausgestrahlten Fernsehprogrammen, Anbindungen an das Internet sowie Telefon- und Datenverbindungen zu bedienen. Der auf dem LS-1300-Bus von Space Systems/Loral (SS/L) basierende Optus 10 besitzt 24 Ku-Band-Transponder. Das mit 133 Watt leistenden Wanderfeldröhrenverstärkern ausgestattete Raumfahrzeug soll ebenfalls eine Lebensdauer von mindestens 15 Jahren erreichen.

Die Abmessungen des Grundkörpers von Optus 10 betragen 5,1 x 3,1 x 3,1 Meter. Mit ausgefalteten Solarzellenauslegern besitzt Optus 10 eine Spannweite von 24,73 Metern. Die jeweils aus drei Elementen bestehenden Ausleger sollen bei Nutzungsende zusammen noch 7.535 Watt elektrische Leistung generieren können. Sie wurden nach Angaben des Satellitenherstellers am 12. September 2014 erfolgreich entfaltet. Die von ihnen erzeugte elektrische Energie kann unter anderem zum Betrieb der elektrischen Triebwerke zur Lageregelung, mit der Optus 10 ausgerüstet wurde, verwendet werden.

VA218 war die 61. erfolgreiche Ariane-5-Mission in Folge. Bei der Mission wurde bei einer Startmasse von rund 774,4 Tonnen eine Gesamtnutzlast von 10.088 Kilogramm transportiert, von denen lt. Arianespace 9.157 Kilogramm auf die beiden Satelliten entfielen.

Die Objekte, die nach dem Start Umlaufbahnen um die Erde erreichten, sind wie folgt katalogisiert:

  • MEASAT 3b NORAD Nr. 40.146 Objekt Nr. 2014-054A
  • Optus 10 NORAD Nr. 40.147 Objekt Nr. 2014-054B
  • Oberstufe NORAD Nr. 40.148 Objekt Nr. 2014-054C
  • Nutzlaststruktur NORAD Nr. 40.149 Objekt Nr. 2014-054D

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Airbus Space and Defence, Arianespace, Measat, Optus, Space Systems/Lora)


» SS/L baut, SpaceX startet BulgariaSat 1 für Bulgarien
14.09.2014 - Der US-amerikanische Kommunikationssatellitenhersteller Space Systems/Loral (SS/L) ist von einem Partnerunternehmen der bulgarischen Bulsatcom, Bulgaria Sat mit Sitz in Sofia, mit dem Bau des Kommunikationssatelliten BulgariaSat 1 beauftragt worden. Den Start des Satelliten plant man auf einer Falcon-9-Rakete von SpaceX.
Am 8. September 2014 gab der Satellitenhersteller SS/L mit Sitz in Palo Alto im US-amerikanischen Bundesstaat Kalifornien den Auftragseingang bekannt. Nach Angaben von SS/L wird man zum ersten Lieferanten eines Kommunikationssatelliten für Bulgaria Sat. Bulgaria Sat möchte den Satelliten insbesondere zur Direktausstrahlung von Fernsehprogrammen und der Bereitstellung fester Kommunikationsverbindungen verwenden.

SS/L will BulgariaSat 1 auf Basis des Satellitenbus 1300 aufbauen und das Raumfahrzeug mit 2 Ku-Band-FSS-Transpondern und 30 Ku-Band-BSS-Transponden ausrüsten. Die Auslegung des Satelliten erfolgt so, dass mindestens 15 Jahre Regelbetrieb möglich sein sollten.

Den Transport in den Weltraum wird der US-amerikanische Startanbieter SpaceX übernehmen. Im Jahr 2016 soll BulgariaSat 1 an Bord einer Falcon-9-Rakete ins All gebracht werden.

Bei der Finanzierung des Satellitenprojekts assistierte SS/L Bulgaria Sat durch die Einbindung der staatlichen US-amerikanischen Export-Import Bank in das Vorhaben.


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Space Systems/Loral)


» Thales baut, Arianespace startet Telkom 3S
14.09.2014 - Der Ersatzsatellit für Telkom 3, Telkom 3S, wird vom französisch-italienischen Luft- und Raumfahrtkonzern Thales Alenia Space (TAS) gebaut. Arianespace soll ihn anschließend in den Weltraum transportieren.
Telkom 3, ein Kommunikationssatellit für den Betreiber PT Telekomunikasi Indonesia (Telkom) war nach seinem Start auf einer russischen Proton-M-Rakete und dem Versagen der Breeze-M-Oberstufe auf einer unbrauchbaren, deutlich zu niedrigen Umlaufbahn gestrandet (266 x 5.015 Kilometer, Bahnneigung gegen den Erdäquator 49,91 Grad). Da für das für eine Nutzung im Geostationären Orbit gedachte Raumfahrzeug mit der NORAD-Katalognummer 38.744 und der COSPAR-Bezeichnung 2012-044A keine Einsatzmöglichkeit bestand, wurde für Telkom die Beschaffung eines Ersatzsatelliten erforderlich.

Telkom 3 hätte im Weltraum Telkom 2 ersetzen sollen, wenn dessen Auslegungsbetriebsdauer erreicht worden wäre bzw. seine Treibstoffvorräte zu Neige gegangen sind. Für Telkom schien der Verlust von Telkom 3 im August 2012 nicht unmittelbar kritisch. The Jakarta Post schrieb am 8. August 2012, von der Auslegungsbetriebsdauer von Telkom 2, gestartet am 16. November 2005, sei noch etwas übrig. Der Hersteller von Telkom 2, die Orbital Sciences Corporation, versah den Satelliten mit einer Auslegungsbetriebsdauer von 15 Jahren.

Mindestens 15 Jahre soll sich auch der von TAS zu bauende, auf dem Satellitenbus Spacebus 4000B2 basierende Telkom 3S einsetzen lassen. TAS war schon an der Konstruktion von Telkom 3 beteiligt. Für den gestrandeten, in Russland von Reschetnjow integrierten Satelliten hatte TAS die Kommunikationsnutzlast geliefert.

Telkom 3S wird TAS mit 24 C-Band-Transpondern, 8 Transpondern für das erweitere C-Band und 10 für das Ku-Band ausstatten. Die Nutzlastleistung beziffert TAS auf 6,3 Kilowatt, die voraussichtliche Startmasse des betankten Satelliten auf rund 3.500 Kilogramm.

Neben der Lieferung des Satelliten und seiner Inbetriebnahme wurde TAS auch mit der Lieferung von Ausrüstung für das entsprechende Satellitenkontrollzentrum und der Ausbildung dort tätiger indonesischer Ingenieure beauftragt. Nach Angaben von Telkom hat der Auftrag an TAS einen Wert von 199,7 Millionen US-Dollar.

Über den neuen Satelliten plant Telkom die Ausstrahlung von hochauflösenden Fernsehprogrammen und die Bereitstellung von Diensten für Mobilfunk und Internetanbindung. Von einer Position bei 118 Grad Ost im Geostationären Orbit aus will man C-Band-Nutzer in Indonesien und dem Südosten Asiens, Nutzer des erweiterten C-Bands in Indonesien und Malaysia sowie Ku-Band-Nutzer exklusiv in Indonesien erreichen.

Der Start von Telkom 3S ist nach aktuellen Planungen für das vierte Quartal 2016 vorgesehen. Arianespace wurde beauftragt, den Satelliten von Kourou in Französisch-Guayana aus auf einer Ariane-5-ECA-Rakete in den Weltraum zu transportieren, teilte der Startanbieter am 9. September 2014 mit.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:


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


» OSC baut, Arianespace startet Al Yah 3
14.09.2014 - Die vollständig im Besitz der staatlichen Aktiengesellschaft Mubadala Development Company befindliche Yah Satellite Communications Company (Yahsat) aus den Vereinigten Arabischen Emiraten hat die Orbital Sciences Corporation mit dem Bau und Arianespace mit dem Start des Kommunikationssatelliten Al Yah 3 beauftragt.
Mit Al Yah 3 will sein Betreiber die Abdeckung im Ka-Band-Bereich auf weitere 17 Länder und 600 Millionen potentielle Nutzer von Afrika bis Brasilien ausdehnen. In Afrika glaubt man etwa 60 Prozent der Bevölkerung des Kontinents via Al Yah 3 adressieren zu können, in Brasilien über 95 Prozent der Bevölkerung.

Die Orbital Sciences Corporation soll den dafür benötigten Satelliten zur Stationierung im Geostationären Orbit bauen. Geplant ist die Positionierung bei 20 Grad West im Geostationären Orbit. Der Satellit für Breitband- und Internetverbindungen wird in der Lage sein, mit seiner ausschließlich aus Ka-Band-Transpondern bestehenden Kommunikationsnutzlast von dort 58 unabhängige Ausleuchtzonen zu bedienen.

Das dreiachsstabilisierte Raumfahrzeug mit einer Startmasse von voraussichtlich rund 3.500 Kilogramm will OSC basierend auf einem GEOStar-3 genannten Satellitenbus aufbauen. Die Auslegungsbetriebsdauer des neuen, von zwei Solarzellenauslegern mit elektrischer Energie zu versorgenden Satelliten liegt bei 15 Jahren.

Gestartet werden soll Al Yah 3 laut Arianespace im vierten Quartal 2016 auf einer Ariane-5-ECA-Rakete vom europäischen Raumfahrtzentrum Kourou in Französisch-Guayana aus. Nach dem Start von YahSat Y1A ist Al Yah 3 der zweite Satellit, den Arianespace für Yahsat in den Weltraum transportieren wird. Gleichzeitig wird es sich bei Al Yah 3 um voraussichtlich den 28. von OSC gebauten Satelliten handeln, der auf einer Trägerrakete von Arianespace fliegt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Arianespace, OSC, Yahsat)


» Leben auf Exoplaneten: Ein Element reicht nicht
15.09.2014 - Mexikanische, amerikanische und britische Forscher haben durch Computersimulationen herausgefunden, dass man sich bei der Frage, ob ein Exoplanet Leben tragen könnte oder nicht, nicht allein auf die Detektion eines Gases verlassen kann. Sauerstoff, Ozon oder Methan können auch auf nicht-biologischem Wege in die Atmosphäre eines Planeten gelangen.
Die Forscher simulierten dabei über einen Zeitraum von vier Jahren die atmosphärische Chemie außerirdischer Welten ohne Leben tausende Male, wobei sie die Zusammensetzung der Atmosphären und die Sterntypen der Muttersterne variierten. Viele Male fanden sie zum Beispiel am Ende der Simulationen, dass sich in der Atmosphäre Ozon gebildet hatte, obwohl kein Sauerstoff vorhanden war. In der irdischen Atmosphäre bildet sich Ozon entweder durch Spaltung von Sauerstoff, durch die Reaktion von Sauerstoff mit Stickoxiden oder bei Gewittern durch den Stromfluss zwischen Wolke und Erdboden. Das Vorkommen von Sauerstoff (genauer gesagt elementarem Sauerstoff) wiederum ist ein sehr guter Anzeiger von Leben auf einem Planeten, denn er wird von Lebewesen in die Atmosphäre eingebracht.

Da aus dem Sauerstoff Ozon entsteht, hielt man bisher Vorkommen von Sauerstoff oder Ozon in den Atmosphären von Exoplaneten für starke Hinweise auf Leben. Doch dies haben die Simulationen nun widerlegt. Auch nicht-biologische Prozesse können elementaren Sauerstoff und Ozon erzeugen, zum Beispiel, wenn ultraviolettes Licht eines Sterns Kohlendioxid aufbricht. Dadurch würde so viel Ozon erzeugt, dass man es auch auf große Entfernungen feststellen könnte. Auch Methan kann auf eine nicht-biologische Weise erzeugt werden: Vulkane auf dem Grunde eines Ozeans können Methan freisetzen.

Die Simulationen ergaben aber auch, dass das gleichzeitige Vorkommen von Methan und Sauerstoff ein belastbares Signal für Leben auf einem Planeten ist. Wenn beide gemeinsam in der Atmosphäre eines Planeten vorkommen, dann kann das Methan nur existieren, wenn es ständig nachgeliefert wird, denn das Methan würde sonst durch die Reaktion mit Sauerstoff schnell verbraucht. Auf der Erde sorgen Lebewesen (von Mikroorganismen bis zu Rindern) für die Entstehung neuen Methans. Doch bei solchen Reaktionen wird auch Sauerstoff verbraucht, so dass auch der Sauerstoff neu generiert werden muss – durch Lebewesen.

Die Wissenschaftler erhoffen sich von diesen Ergebnissen Aussagen darüber, welche Anforderungen an zukünftige Teleskope im Weltraum oder auf der Erde gestellt werden sollten um in Atmosphären Biomarker zu identifizieren.

Verwandte Themen bei Raumfahrer.net:



Diskutieren Sie mit:


(Autor: Hans Lammersen - Quelle: NASA Astrobiological Institute/Virtual Planetary Laboratory)


» Kometenlander Philae: Landeplatz festgelegt
15.09.2014 - Nach einem mehrere Wochen andauernden Auswahlprozess wurde am gestrigen Tag der Ort festgelegt, wo am 11. November 2014 der von der Raumsonde Rosetta mitgeführte Lander Philae auf der Oberfläche des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko niedergehen soll. Die Entscheidung wurde vor wenigen Stunden von der ESA öffentlich bekannt gegeben.
Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem, bei dem eine Distanz von rund 6,4 Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das Ziel ihrer Reise - den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt). Seitdem ’begleitet’ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Diese Untersuchungen dienen unter anderem auch dazu, um einen geeigneten Landeplatz für den von Rosetta mitgeführten Kometenlander Philae auszuwählen. Philae soll nach dem gegenwärtigen Stand am 11. November von der ’Muttersonde’ abgekoppelt werden, ungefähr sieben Stunden später während der dortigen ’Morgenstunden’ auf der Oberfläche des Kometen niedergehen und diese anschließend mit den zehn mitgeführten Instrumenten über einen Zeitraum von mindestens 50 Stunden eingehend untersuchen. Unter optimalen Bedingungen könnten diese Untersuchungen sogar bis zum März 2015 fortgesetzt werden.

Allerdings müssen bei der Auswahl des Landeplatzes verschiedene wissenschaftliche und technische Kriterien berücksichtigt werden. Nach ersten Analysen wurde der Kreis von ursprünglich zehn vorgeschlagenen Landeplätzen bereits vor drei Wochen auf nur noch fünf verbliebene potentielle Landezonen eingeschränkt (Raumfahrer.net berichtete). Seitdem wurden weitere Untersuchungen und Analysen durchgeführt, um aus diesen fünf Regionen das Gebiet auszuwählen, welche den von der an der Mission beteiligten Wissenschaftlern und Ingenieuren vorgegebenen Kriterien am ehesten entspricht.

Landeplatz-Auswahl

Am 13. und 14. September haben sich die Mitarbeiter der für die Auswahl zuständigen ’Landig Site Selection Group’ in Toulouse/Frankreich getroffen und das Landegebiet festgelegt. Neben den aktuellsten Aufnahmen der Kometenoberfläche, welche aus Entfernungen von teilweise lediglich nur noch 30 Kilometern angefertigt wurden, flossen auch die Daten der anderen Instrumente der Raumsonde, welche zum Beispiel Informationen über die aktuelle Aktivität des Kometen oder dessen Temperatur liefern, in dieses Auswahlverfahren ein.

Weitere zu berücksichtigende Faktoren bildeten die Flugbahnberechnungen und die Daten verschiedener Simulationen, in denen die Landung von Philae auf der Kometenoberfläche getestet wurde. Bei diesen Tests, welche bereits im Frühjahr 2013 am DLR-Institut für Raumfahrtsysteme in Bremen durchgeführt wurden, hatten die zuständigen Ingenieure ein 1:1-Landemodell auf hartem und weichen Untergrund in einer speziellen Testanlage, der ’Landing and Mobility Test Facility’ (kurz ’LAMA’), auf die Probe gestellt. In Computersimulationen konnten so, aktualisiert und ergänzt mit neueren Daten, die Herausforderungen der verschiedenen Landeplätze untersucht werden.

Vor wenigen Stunden gab die ESA die Entscheidung der Expertenkommission offiziell bekannt.

Landung bei dem Kandidaten "J"

"Wie wir auf aktuellen Nahaufnahmen sehen, ist der Komet Tschurjumow-Gerasimenko eine schöne und zugleich sehr extreme Welt. Er ist wissenschaftlich spannend, hat aber eine Form, die für die Landung eine große Herausforderung darstellt", so Dr. Stephan Ulamec vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt, der Projektleiter für den Kometenlander Philae. "Keiner unserer fünf Kandidaten hat daher zu 100 Prozent alle Kriterien erfüllt, aber Landplatz "J" ist eindeutig die beste Lösung."

Die Landung auf der Oberfläche von 67P soll im Bereich des früheren Landeplatzkandidaten "J" erfolgen, welcher sich auf dem etwa 2,6 x 2,4 x 1,6 Kilometer abmessenden ’Kopf’ des Kometen befindet. Hier findet Philae einen Landeplatz mit einer abwechslungsreichen, aber nicht zu stark zerklüfteten Landschaft vor, die über nur wenige steile Hänge verfügt und wo zudem eine gute Beleuchtung durch die Sonne gegeben ist. Nach der Abtrennung von Rosetta wird Philae etwa sieben Stunden später die Oberfläche von 67P erreichen, bereits während dieses ’Fluges’ Daten sammeln und nach der Landung sofort damit beginnen, nach einem ausgeklügelten und bis ins letzte Detail festgelegten Plan wissenschaftliche Daten von der Kometenoberfläche zu sammeln.

Während dieser so genannten ’First Science Phase’ wird der Lander, der von dem ’Lander Control Center’ des DLR in Köln gesteuert, betrieben und überwacht wird, über seine Batterien mit Energie versorgt. Diese Energie sollte ausreichen, um den Betrieb über einen Zeitraum von mindestens 50 Stunden zu gewährleisten. Anschließend sorgen durchschnittlich sieben Sonnenstunden pro Kometentag dafür, dass sich die Batterien von Philae immer wieder neu aufladen können.

Aus diesem Grund legte das für die Landeplatzauswahl verantwortliche Team auch so großen Wert darauf, dass Philae an einem relativ ’sonnigen’ Standort landet. Aus wissenschaftlicher Sicht ist dieses Gebiet vor allem durch die Aktivitäten des Kometen interessant, welche auf dem weiteren Weg von 67P in das innere Sonnensystem noch weiter zunehmen werden. In einer Entfernung von lediglich etwa 500 Metern zu der Landestelle "J" befinden sich verschiedene Vertiefungen, die bereits jetzt aktiv sein könnten.

In den kommenden Wochen wird der Landeplatz "J" nun aus noch größerer Nähe auch weiterhin eingehend untersucht. Zudem werden die für die Flugplanung verantwortlichen Ingenieure des Raumsondenkontrollzentrums am ESOC in Darmstadt immer exaktere Flugbahnberechnungen für Orbiter und Lander erstellt. Für den Fall, dass sich dabei zum Beispiel herausstellt, dass das Gelände innerhalb der Landeregion deutlich zerklüfteter ist als erwartet oder extremes Ausgasen des Kometen eine Landung an diesem Ort gefährden könnte, hat sich die Expertenkommission mit dem Landplatzkandidaten "C" eine alternative Option offen gehalten.

Die Alternative: Der Landeplatz "C"

Auch dieser Landeplatz, der sich auf dem größeren Teil des Kometen - dem etwa von 4,1 x 3,6 x 1,7 Kilometern abmessenden ’Körper’ - befindet, weist diverse interessante Strukturen wie Vertiefungen, Klippen, Hügel und ebene Gebiete auf. Außerdem befindet sich hier auch Material, welches auf den Kameraaufnahmen heller als gewöhnlich erscheint und somit aus wissenschaftlicher Sicht besonders interessant sein dürfte. Auch dieser Landeplatz würde über ausreichend Sonnenlicht verfügen.

Die übrigen drei Landeplatzkandidaten "A", "B" und "I", welche ebenfalls in der engeren Auswahl waren, stehen nicht mehr zur Diskussion, da sich bei den detaillierten Analysen herausgestellt hatte, dass sie einige der gestellten Anforderungen nicht ausreichend erfüllen. So wurden auf den Nahaufnahmen aus rund 30 Kilometern Entfernung zum Beispiel deutlich, dass der Landeplatzkandidat "B" eine kraterähnliche Struktur beherbergt, in deren Inneren sich deutlich mehr größere Felsblöcke und Gesteinsbrocken befinden als zunächst angenommen.

Am 15. Oktober 2014 soll der ausgewählte Landeplatz endgültig bestätigt oder ein Ausweichen auf den Ersatz-Landeplatz beschlossen werden.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:


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


» Curiosity am Fuß von Mount Sharp
15.09.2014 - Am 11. September 2014 hielt die NASA einer ihrer Curiosity-Telefonkonferenzen ab. Dabei stellen Projektwissenschaftler herausragende Ergebnisse vor und stecken neue Ziele ab. Diese Konferenz wurde jedoch im Vergleich zu ihren Vorgängern deutlich ernster von den beteiligten Verantwortlichen genommen.
Im Vorfeld hatte es nämlich von einem wissenschaftlichen Beratungs- und Kontrollgremium harsche Kritik gehagelt. Im NASA Planetary Senior Review Panel war man der Meinung, das der Rover zu viel gefahren sei und zu wenig für die Forschung genutzt wurde. Man habe geologisch wertvolle Stellen links liegen gelassen und nutze die analytischen Instrumente des Rovers nur unzureichend. Dies sei eine Verschwendung von Steuergeldern. Eine in den USA recht böse Beschuldigung. Als sich dann wichtige Verantwortliche dieser Mission beim Treffen des Gremiums nicht blicken ließen, kam der Vorwurf der Arroganz noch hinzu. Der Fehdehandschuh war also ausgezogen und geworfen worden. Er sollte nicht lange liegen bleiben.

Der Direktor der Abteilung Planetenwissenschaft, Jim Green, stellte deshalb gleich von Beginn der Telefonkonferenz an klar, dass die Curiosity-Mission bisher sehr erfolgreich ist. So meisterte man das ambitionierte Landeverfahren des Rovers im Gale Krater sehr gut und fuhr anschließend ohne Probleme zu einer nicht weit vom Landeort entfernten Yellow Knife Bay genannten Region. Hier wies man im Boden die Jahrmillionen alten Überreste von Bächen und Seen nach. Der Nachweis von Fließgewässern auf dem Mars elektrisierte die Forscher, weil ein Wasserkreislauf eine der Grundvoraussetzungen für die Entstehung von Leben ist. Die wichtigsten Kriterien, an denen der Erfolg einer Mission gemessen wird, waren somit gleich zu Beginn erfüllt.

Die Verantwortlichen konnten sich nun sehr viel entspannter der nächsten großen Aufgabe widmen, der etwa 19 km langen Fahrt zu den Murray Butts, dem eigentlichen Forschungsort der Mission. Diese Gelände am Fuß des Zentralbergs sollte möglichst sicher und schnell erreicht werden. Leider traten an Curiosity aber nun erste Probleme auf. Besonders die Räder litten unter dem harschen Untergrund und zeigten bald deutliche Schäden. Die Sorge der Roverfahrer galt nun mehr den täglichen Fahrten.Die Bohrungen und damit auch Untersuchungen mit den SAM und CheMin Spektrometern, die auf den erzeugten Gesteinsstaub angewiesen sind, rückten in den Hintergrund. Dies wiederum führte zu der Kritik des eingangs erwähnten Kontrollgremiums.

Green und auch der nachfolgende Redner, John Grotzinger, wiesen diese Vorwürfe zurück. Immerhin hat man tausende Bilder mit den unterschiedlichen Kameras des Rovers angefertigt und sehr viele Messungen mit der ChemCam und dem APXS gemacht. Dadurch habe man sehr gute Vorstellung der Geologie entlang der Fahrstrecke. John Grotzinger, der Projektwissenschaftler der Misson, erläuterte weiter, dass die Radprobleme des Rovers auch einen positiven Nebeneffekt gehabt hätten. Auf der Suche nach einem radschonenden Gelände verlegt man die Fahrstrecke weiter nach Süden, viel dichter an Mount Sharp heran.

Eine Analyse von Bildern, welche sowohl vom Curiosity selbst, als auch von den Marsorbitern angefertigt wurden, aber auch die Ergebnisse der letzten, abgebrochenen Bohrung, zeigen nun, dass man sich an der Grenze befindet, an der die Bodensedimente des Kratergrundes an die Gesteinsschichten der Murray-Formation stoßen. Der Kurs des Rovers wurde daraufhin erneut geändert. Das Ziel ist nun eine Pahrump Hills genannte Region, welche in den nächsten ein bis zwei Wochen erreicht werden soll. Hier soll Curiosity dann mit der eigentlichen Forschungsarbeit beginnen.

Dazu sollen Bohrungen und andere Analysen sehr viel häufiger und engmaschiger erfolgen. Wissenschaftler sollen zudem kurzfristig Eingaben machen können, auf die man flexibel reagieren möchte. Dies kann man wohl als Zugeständnis an das Planetary Senior Review Panel werten. Nach diesen ersten Untersuchungen plant man dann weiter den Berg hinaufzufahren und die ungefähr 200 Meter mächtigen Lagen der Murray-Formation zu sondieren. Unterwegs sollen auch Sanddünen und offen zu Tage tretende Felsklippen angesteuert werden, wie Kathryn Stack, eine beteiligte Wissenschaftlerin erläuterte. Das Ziel dieser Reise ist die nächste große Gesteinsschicht des Berges, der Hematit-Formation.

Mit Hilfe der großen Anzahl der Untersuchungen, soll der Boden nach Stellen abgesucht werden, an denen sich wasserlösliche Mineralien, wie Silikate und Sulfate, angereichert haben. Dies wäre ein weiteres Zeichen für die wasserreiche und lebensfreundliche Vergangenheit des Planeten Mars. Weit wichtiger ist aber, dass sich die Wissenschaftler erhoffen, dass an Stellen an denen sich anorganische Verbindungen konzentrieren und konservieren konnten auch organische Verbindungen zu finden sind.

Organische Verbindungen sind auf dem Mars sehr viel weniger beständig und daher schwer zu finden. Ihr Fund würde die Theorien vom primitiven Leben auf dem jungen lebensfreundlichen Mars stark unterstützen. Die Murray Formation allein deckt dabei mit Ihren, von der Witterung freigelegten, Schichten mehrere Millionen Jahre Marsgeschichte ab. Die Aufgabe ist also sehr umfangreich. Dennoch sind die Wissenschaftler sehr zuversichtlich ihre Aufgaben meistern zu können.

Das Curiosity Projekt ist mit 59,4 Millionen Dollar gut finanziert und auch der technische Zustand des Rovers wird trotz allem als gut beschrieben. Die nächsten Monate sollten auch trotz oder gerade wegen der kürzeren Fahrtstrecken sehr ereignisreich bleiben.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:


(Autor: Steve Münker - Quelle: NASA)


» Der Asteroid Chariklo und seine Ringe
16.09.2014 - Erst vor wenigen Monaten verkündeten Astronomen die Entdeckung eines Ringsystems, welches den Asteroiden Chariklo umgibt. Durch zusätzliche Beobachtungen und Analysen konnten mittlerweile weitere Details enthüllt werden.
Jenseits der Umlaufbahn des Neptuns, des äußersten Planeten unseres Sonnensystem, erstreckt sich in einer Entfernung von etwa 30 bis 50 Astronomischen Einheiten zur Sonne - dies entspricht in etwa 4,5 bis 7,5 Milliarden Kilometern - der aus vermutlich mehreren zehntausend Objekten bestehende Kuipergürtel. Etwas näher an der Sonne - zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Saturn und Uranus - zieht der bereits am 15. Februar 1997 entdeckte Asteroid (10199) Chariklo seine Bahn.

Am 3. Juni 2013 bedeckte dieses als Zentaur klassifiziertes Mitglied unseres Sonnensystems den Stern UCAC4 248-108672. Diese als Sternbedeckung oder auch ’Okkultation’ bezeichnete astronomische Konstellation wurde von Astronomen genutzt, um (10199) Chariklo eingehender zu untersuchen. Bei der Auswertung der dabei gesammelten Daten stellte sich heraus, das Chariklo von einem aus zwei Einzelringen bestehenden Ringsystem umgeben ist (Raumfahrer.net berichtete).

In den folgenden Monaten haben mehrere Teams von Astronomen weitere Daten über Chariklo gesammelt und dabei unter anderem auch diverse Aufnahmen und Datensätze ausgewertet, welche bereits vor der Entdeckung des Ringsystems angefertigt wurden. Durch diese Daten konnten jetzt weitere Aussagen über die Größe des Asteroiden und über die Ausdehnung des Ringsystems sowie über deren Beschaffenheit und Zusammensetzung getätigt werden.

Aktuelle Forschungsarbeiten

Hierbei zeigte sich, dass die zuvor veröffentlichten Angaben über den Durchmesser des Asteroiden von 258 Kilometern sowie über die Entfernung, in der die beiden Ringe diesen umlaufen, im Wesentlichen zutreffen. Der innere Ring befindet sich demzufolge im Mittel etwa 391 Kilometer von dem Asteroiden entfernt und verfügt über eine Ausdehnung von 6,6 Kilometern. Der äußere, lediglich 3,4 Kilometer breite Ring, ist dagegen 405 Kilometer von der Oberfläche platziert. Zwischen den beiden Ringen befindet sich eine deutlich ausgeprägte Lücke mit einer Ausdehnung von 8,7 Kilometern.

Im Rahmen verschiedener spektroskopischer Analysen stellte sich zudem heraus, dass sich die Oberfläche von Chariklo zu etwa 60 Prozent aus Kohlenstoffverbindungen, zu rund 30 Prozent aus Silikaten und zu weiteren zehn Prozent aus organischen Bestandteilen zusammensetzt. Hinweise für Wassereis konnten dagegen auf der Asteroidenoberfläche nicht gefunden werden. Die Ringe scheinen dagegen zu einem erheblichen Anteil - vermutet werden bis zu 20 Prozent - aus Wassereis zu bestehen. Silikate sind mit 40 bis 70 Prozent vertreten und auch Kohlenstoffverbindungen kommen zumindestens in geringen Mengen vor.

Ebenfalls interessant sind die Entdeckungen bezüglich der Entstehung der Einzelringe und der acht Kilometer breiten Lücke, welche diese voneinander trennt. Für die Entstehung der Ringe, so Felipe Braga-Ribas - einer der an den aktuellen Untersuchungen beteiligten Astronomen - kommen mehrere Szenarien in Frage, die jedoch alle das zumindestens kurzzeitige Vorhandensein einer den Asteroiden umgebenden Staubscheibe voraussetzen.

Für die Entstehung dieser Scheibe könnten wiederum permanente Einschläge von Meteoriten auf die Oberfläche von Chariklo verantwortlich gewesen sein, durch die Material von dessen Oberfläche in das umgebende All befördert wurde. Weitere Möglichkeiten bestehen in der Kollision von zwei Monden, welche des Asteroiden in der Vergangenheit umrundet haben oder in einer früheren kometaren Aktivität, durch die Chariklo ebenfalls Material in das umgebende Weltall abgegeben haben könnte.

Verschiedene Computersimulationen führten zudem zu dem Ergebnis, dass die Lücke zwischen den beiden Ringen sich eigentlich immer weiter ausbreiten müsste. Dies sollte zur Folge haben, dass der äußere Ring sich innerhalb von wenigen tausend Jahren auflöst. Es scheint jedoch so, dass die aktuell zu beobachtende Konfiguration dadurch zu erklären ist, dass sich innerhalb dieser Lücke einer oder vielleicht sogar mehrere kleine, nur kilometergroße Monde befinden, welche dabei als eine Art Schäfermonde fungieren und dem Ringsystem eine gewisse Stabilität verleihen.

Zukünftige Untersuchungen

In Zukunft soll die Analyse der bisherigen Daten fortgesetzt werden. Zudem werden weitere Sternbedeckungen genutzt, um das bisher zur Verfügung stehende Datenmaterial zu verbessern und zu ergänzen. Dabei sollen auch weitere Informationen bezüglich der Größe und der Form des Asteroiden sowie über dessen Rotationsperiode und die Ausrichtung der Rotationsachse gewonnen werden. Alleine in diesem Jahr konnten drei weitere Stenbedeckungen beobachtet werden, bei denen unter anderem die Existenz des Ringsystems erneut bestätigt werden konnte.

Die hier lediglich nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden bereits in der vergangenen Woche auf dem European Planetary Science Congress, einer Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014)


» Kamera von New Horizons zeigt Plutomond Hydra
16.09.2014 - Auf Aufnahmen, welche die Hauptkamera an Bord der Raumsonde New Horizons im Juli 2014 aus einer Entfernung von rund 430 Millionen Kilometern anfertigte, ist der lediglich etwa 100 Kilometer durchmessende Pluto-Mond Hydra erkennbar.
Am 14. Juli 2015 soll die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nach einem 9,5 Jahre dauernden Flug durch unser Sonnensystem den Zwergplaneten Pluto erreichen und dessen Oberfläche im Rahmen eines Vorbeifluges in einer Entfernung von rund 10.000 Kilometern passieren. Die meiste Zeit ihres Fluges verbringt die Raumsonde in einem ’Hibernationsmodus’, in dem alle nicht zwingend für den Betrieb benötigten Instrumente und Systeme deaktiviert sind. Im Rahmen von regelmäßig eingelegten ’Wachphasen’ werden allgemeine Systemüberprüfungen, Software-Updates, Kalibrierungen der sieben wissenschaftlichen Instrumente und eventuell notwendige Kurskorrekturmanöver durchgeführt.

Das letzte dieser Korrekturmanöver erfolgte am 15. Juli 2014 (Raumfahrer.net berichtete) während der diesjährigen "Annual Checkout Phase". Die Auswertung der aktuellen Daten über den gegenwärtigen Verlauf der Flugbahn von New Horizons führten zu dem Ergebnis, dass ein weiteres Kurskorrekturmanöver frühestens im März 2015 notwendig sein wird.

Ebenfalls während der diesjährigen ’Wachphase’ der Raumsonde konnte mit der LORRI-Kamera - der Hauptkamera an Bord von New Horizons - im Rahmen einer ’optischen Navigationskampagne’ der rund 1.200 Kilometer durchmessende Mond Charon - der größte der fünf zur Zeit bekannten Begleiter des Pluto - abgebildet werden (Raumfahrer.net berichtete).

Eine unerwartete Zugabe: Der Mond Hydra

Eine im September 2014 von zwei Mitarbeitern der New Horizons-Mission - John Spencer vom Southwest Research Institute (kurz SwRI) und Hal Weaver vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland - durchgeführte eingehende Analyse von weiteren Aufnahmen der LORRI-Kamera förderte dann noch etwas zu diesem Zeitpunkt noch nicht Erwartetes zutage. Auf den Aufnahmen war zur Überraschung der beteiligten Wissenschaftler der Mond Hydra, der zweitgrößte und zugleich am weitesten von Pluto entfernten Mond des Zwergplaneten, erkennbar.

Aufgrund seiner sehr geringen Helligkeit von lediglich 22,96 mag ist über den erst am 15. Juni 2005 entdeckten Mond Hydra bisher nur sehr wenig bekannt. Selbst sein Durchmesser kann - basierend auf den Werten der Entfernung zur Erde, der ’scheinbaren Helligkeit’ und der angenommenen Albedo nur geschätzt werden. Hierbei kommen die Astronomen derzeit auf Werte zwischen 61 und 167 Kilometern. Erst durch die Daten, welche die Raumsonde New Horizons ab dem Januar 2015 über das Mini-System des Pluto zur Erde senden wird, werden sich weitere Aussagen über die kleinen Monde des Zwergplaneten ableiten lassen.

Eigentlich, so die Erwartungen der Mitarbeiter der New Horizons-Mission, sollte dieser Mond ebenfalls erst ab dem Januar 2015 auf den LORRI-Aufnahmen erkennbar sein, wenn die Distanz zwischen New Horizons und dem Pluto-System auf einen Wert von nur noch etwa 220 Millionen Kilometern gesunken ist. Die Aufnahmen, auf denen Hydra jetzt erstmals nachgewiesen werden konnte, wurden dagegen bereits am 18. und am 20. Juli 2014 angefertigt. Zu diesem Zeitpunkt betrug die Entfernung von New Horizons zum Pluto immerhin noch rund 2,88 Astronomischen Einheiten, was in etwa einem Wert von 430 Millionen Kilometern entspricht.

An diesen beiden Tagen fertigte die LORRI-Kamera jeweils 48 Aufnahmen von Pluto an, welche dafür über einen Zeitraum von jeweils zehn Sekunden belichtet wurden. Die besten dieser Einzelbilder wurden anschließend überlagert. Auf den so erzeugten Bildprodukten ist eine deutlich erkennbare Bewegung eines Objektes erkennbar. Anschließende Analysen kamen zu dem Ergebnis, dass die jeweilige Position dieses Objektes mit der Position identisch ist, welche der Mond Hydra zu diesen Zeitpunkten einnehmen sollte.

"Ich bin sehr begeistern von diesem ersten Nachweis von Hydra durch unsere Raumsonde", so Dr. Alan Stern vom SwRI, der wissenschaftliche Projektleiter der New Horizons-Mission. "Das hat ein bisschen was von einem unerwarteten Sonderbonus für unsere Sommeraktivitäten."

Erneute Schlafphase

Bereits am 29. August 2014 wurde New Horizons nach einer elf Wochen andauernden Aktivitätsphase wieder in den Hibernationsmodus versetzt, welcher diesmal aber lediglich 100 Tage andauern wird. Bereits am 7. Dezember 2014 wird die Raumsonde den Schlafmodus beenden und wieder in den aktiven Modus übergehen, welcher dann nach dem bisherigen Planungsstand bis zum Sommer 2017 beibehalten werden soll.

Nach einer allgemeinen Überprüfung der Systeme wird New Horizons ab dem 4. Januar 2015 mit der regelmäßigen und kontinuierlich erfolgenden Fernerkundung des Pluto-Systems beginnen. Hierbei soll unter anderem auch die LORRI-Kamera zu einer systematischen Suche nach bisher unbekannten Monden im Bereich des Pluto eingesetzt werden. Außerdem erhoffen sich die Mitarbeiter der Mission Hinweise darauf, ob der Zwergplanet eventuell von einem Ringsystem umgeben ist.

Gegenwärtig befindet sich New Horizons in einer Entfernung von 30,08 Astronomischen Einheiten beziehungsweise rund 4,499 Milliarden Kilometern zur Erde. Bis zum Erreichen des Pluto müssen noch weitere 2,39 Astronomische Einheiten - dies entspricht in etwa 357 Millionen Kilometern - zurückgelegt werden.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JHU/APL)


» Boeing & SpaceX gewinnen Crewtransport
16.09.2014 - Heute um 22 Uhr deutscher Zeit hat die NASA die Gewinner des CCtCap-Programms bekanntgegeben, also welche Firmen nach dem Shuttle-Ende wieder Astronauten von US-Boden aus zur ISS bringen sollen. Dabei haben Boeing & SpaceX das Rennen gemacht. Die Sierra Nevada Corporation mit dem Dreamchaser ist leider ausgeschieden.
Nach wochenlanger Verzögerung hat die NASA heute die heiß erwartete Entscheidung zur Zukunft des bemannten Raumtransports in den USA bekanntgegeben. Der weltbekannte Luft- und Raumfahrtkonzern Boeing und der neue Star am Raumfahrthimmel, SpaceX, teilen sich den Auftrag zu nicht-gleichen Teilen. SpaceX bekommt 2,6 Milliarden Dollar und Boeing 4,2 Milliarden Dollar. Das Programm, offiziell CCtCap (Commercial Crew Transportation Capability), ist die letzte Entwicklungsstufe des kommerziellen Crewprogramms und soll die Systeme bis zur Einsatzreife bringen. Inbegriffen in dieser Summe sind die Entwicklung und Zertifizierung des Crewtransportsystems, ein bemannter Testflug zur ISS (pro System), 2-6 operationelle Missionen (pro System) sowie „spezielle Studien“. Bei „speziellen Studien“ kann es sich um zusätzliche Tests handeln, die die NASA fordert aber auch um zusätzliche Anforderungen, die anfangs nicht definiert worden sind.

Kosten

Ein großes Augenmerk muss auch auf die Kosten für den Steuerzahler gerichtet werden. Die gesamten Kosten für den bemannten Crewtransport belaufen sich auf: CCDev1 (50 Millionen Dollar), CCDev2 (310 Millionen Dollar), CCiCap (1170 Millionen Dollar), CPC1 (30 Millionen Dollar) und CCtCap (6800 Millionen Dollar). Insgesamt kommt man somit auf etwas über 8 Milliarden Dollar für zwei bemannte Systeme inklusive 6-14 Flüge zur ISS. Damit kommt man auf etwa 4 Milliarden pro Crewsystem inklusive einiger operativer Flüge. Das Argument, dass die Entwicklung eines bemannten System ca. 10 Milliarden Dollar bzw. Euro kostet, kann damit endgültig zu den Akten gelegt werden. Hier geht es auch für weniger als die Hälfte.

SpaceX

SpaceX möchte als ihr Konzept die „Dragon V2“-Kapsel einsetzen. Dabei handelt es sich um eine stark modifizierte Dragonkapsel, die bereits für die Frachtflüge zur ISS eingesetzt wird. Die „Dragon V2“ (Version 2) besitzt an der Seite acht Superdraco-Triebwerke, die im Notfall einen Startabbruch erlauben und gleichzeitig als Landetriebwerke dienen sollen. Im Gegensatz zu Apollo verwenden diese keinen Feststoff sondern benutzen hypergolen Treibstoff (Hydrazin und Distickstofftetroxid), der sonst für Orbitmanöver gedacht ist. Erste bemannte Flüge sollen allerdings noch mit dem Fallschirm landen, der grundsätzlich immer als Backup dabei sein soll. Im November plant SpaceX einen Startabbruch vom Startplatz, wo die Superdraco-Triebwerke die Kapsel von der Startrampe wegkatapultieren sollen. Die Kapsel soll anschließend im Atlantik wassern. Im Januar soll das Rettungssystem im Flug getestet werden. Diese beiden spektakulären Tests geschehen noch unter dem Vorgängerprogramm CCiCap und stellen die letzten Meilensteine von SpaceX da.

Die Kapsel bietet Platz für bis zu sieben Personen. Alternativ ist auch eine Mischung aus Astronauten und Fracht möglich. Bei der Vorstellung der Kapsel vor ein paar Monaten konnte auch das Innenleben der Kapsel begutachtet werden. Die Interaktion der Crew mit der Kapsel erfolgt nahezu komplett über Touchscreens und nur für die Notfall-Systeme ist noch ein analoges Interface vorhanden. Damit hält nun modernste Elektronik in der bemannten Raumfahrt Einzug. Ob ebenfalls ein Inflight Entertainment System wie bei einem modernen Verkehrsflugzeug eingebaut ist, ist nicht bekannt.

Weiterhin ist die Kapsel laut SpaceX auch auf Wiederverwendbarkeit ausgelegt. Das lässt sich zum Beispiel daran erkennen, dass alles teure, wie Elektronik, Antriebssystem und Lebenserhaltung in der Kapsel selbst und nicht im „trunk“ (engl. Kofferraum, quasi Servicemodul) untergebracht ist. Lediglich Solarzellen, Batterien und Radiatoren befinden sich nicht in der Kapsel. Der „trunk“ wird erst kurz vor dem Wiedereintritt abgeworfen. Die Kapsel soll auf der ebenfalls teilweise wiederverwendbaren Falcon 9-Trägerrakete starten. Die NASA allerdings möchte vorerst keine wiederverwendbare Kapsel und so wird jedes Mal eine neue produziert.

Boeing

Boeing setzt auf die CST-100 Kapsel. Dabei handelt es sich um ein Kapsel mit 5 Metern Durchmessern, sie ist also deutlich voluminöser als Dragon. Genau wie Dragon setzt auch Boeing auf ein Rettungssystem mit hypergolen Treibstoffen. Bei CST-100 sind jedoch die vier Bantam-Triebwerke nicht an der Kapsel sondern am Servicemodul angebracht, wo sich auch Treibstofftanks und andere Systeme befinden. CST-100 soll auf Airbags an Land landen. Boeing plant den Startabbruchtest vom Startplatz in 2016, einen unbemannten Testflug Anfang 2017 und einen bemannten Flug Ende 2017. Als Trägerrakete soll die Atlas V 412 zum Einsatz kommen, also mit einem Feststoffbooster und einer Dual-Centauroberstufe.

Boeing ist die einzige von den drei Firmen, die es geschafft hat, ihre Meilensteine des Vorgängerprogramms CCiCap vor der heutigen Bekanntgabe abzuschließen.

Mehr Informationen:


(Autor: Tobias Willerding - Quelle: NASA, SpaceX, Boeing, Wikipedia)


» US-Sonde Dawn nach Safe Mode wieder im Regelbetrieb
20.09.2014 - Die Raumsonde Dawn der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur (NASA) nutzt ihr für den Dauerbetrieb ausgelegtes Ionentriebwerkssystem wieder erfolgreich. Am 11. September 2014 war eine unerwartete Unterbrechung des Triebwerkeinsatzes und ein Betriebsmoduswechsel des Raumfahrzeugs in einen Sicherheitsmodus (Safe Mode) erfolgt.
Eigentlich war für den 11. September 2014 eine der regulären Kommunikationssitzungen über NASAs Deep Space Network (DSN) geplant, als Dawn in den Safe Mode wechselte. Besondere Aufgaben erledigte das Raumfahrzeug nach Angaben des Jet Propulsion Laboratory (JPL) aus Pasadena im US-amerikanischen Bundesstaat Kalifornien nicht, als die Störung auftrat.

Nach Erhalt der Information über die Störung begannen die Spezialisten des JPL sofort mit der Wiederherstellung des normalen Betriebsregimes der Sonde. Man fand die Ursache der Probleme, behob die Probleme und konnte das drei maximal 92 Millinewton starke Triebwerke vom Typ NSTAR besitzende Ionentriebwerkssystem am 15. September 2014 wieder in Betrieb nehmen.

Die drei elektrischen Triebwerke (Ion Propulsion Thrusters, IPS) der Sonde sind jeweils so angebracht, dass sie um zwei Achsen geschwenkt werden können, um zum Beispiel Schwerpunktänderungen der Sonde durch allmählichen Treibstoffverbrauch im Missionsverlauf ausgleichen zu können. Ein einzelnes der bei Dawn verwendeten Triebwerke benötigt für 24 Stunden Dauerbetrieb nur 260 Gramm Xenon-Gas. Bei Missonsbeginn befanden sich im Xenon-Tank von Dawn 425 Kilogramm des Edelgases.

Zum Betrieb brauchen die Ionentriebwerke außerdem ausreichend Strom, der von zwei großen Solarpaneelen der Sonde bereitgestellt wird. Die je zehn Meter langen Paneele sollten direkt nach dem Start der Sonde zehn Kilowatt elektrische Leistung liefern können, angekommen beim Protoplaneten Ceres sollen sie noch 1.000 bis 1.400 Watt abgegeben.

Die Bewältigung der am 11. September 2014 aufgetretenen Anomalien war für die damit befasste Arbeitsgruppe eine vertrackte, arbeitsaufwändige Puzzlelei. Als solche jedenfalls bezeichnete DAWN-Projektmanager Robert Mase vom JPL die notwendig gewordenen Arbeiten.

Nach intensiver Untersuchung der möglichen Ursachen für den jüngsten Wechsel in den Sicherheitsmodus nimmt man beim JPL an, dass das Ereignis durch den selben Effekt ausgelöst wurde wie ein Wechsel in einen Sicherheitsmodus vor rund drei Jahren während Dawns Ankunft am Protoplaneten Vesta. Seinerzeit war vermutlich eine elektrische Komponente des Ionentriebwerkssystems durch hoch-energetische Teilchenstrahlung außer Gefecht gesetzt worden.

Bei der Bearbeitung des Problems folgte man der gleichen Strategie wie vor drei Jahren, berichtete der Missionsdirektor und leitende Ingenieur für die Sonde Dawn beim JPL Marc Rayman. Man schaltete auf ein anderes Triebwerk und eine andere elektronische Steuerungseinheit um, um so eine möglichst schnelle Wiederaufnahme der Schuberzeugung zu gewährleisten. Die stillliegenden Baugruppen will man in Verlauf des verbleibenden Kalenderjahres genauer unter die Lupe nehmen.

Verkompliziert wurde die Situation dadurch, dass es neben den Problemen mit dem elektrischen Antriebssystem auch solche mit der Hochgewinn-Hauptantenne (High Gain Antenna, HGA) von Dawn gab. Quasi gleichzeitig mit der Störung im Triebwerkssystem trat auch eine bei der Ausrichtung der Hauptantenne, die Dawn gewöhnlich zur Kommunikation mit der Erde benutzt, auf.

Weil die Nutzung der Hauptantenne wegen nicht funktionierender Ausrichtung nicht möglich war, musste man sich auf die schwächeren Signale eines anderen Antennensystems (Low Gain Antennas, LGAs) verlassen, das zudem nur geringere Datenübertragungsraten zulässt. Deshalb wurde die Wiederherstellung des Regelbetriebs zusätzlich verzögert.

Dawn ist so weit von der Erde entfernt, dass eine Funkübertragung zur Sonde und der Eingang der Empfangsbestätigung durch die Sonde auf der Erde zusammen rund 53 Minuten benötigen.

Der Grund für die Störung bei der Ausrichtung von Dawns Hauptantenne wurde noch nicht genau bestimmt. Eine Auswirkung energiereicher Teilchenstrahlung auf die Computersteuerung für die Ausrichtung und die Störung der in ihr laufenden Software ist nicht unwahrscheinlich. Ein Zurücksetzen (Reset) des entsprechenden Computers führte dazu, dass die Hauptantenne ihre Fähigkeit zur erforderlichen Ausrichtung wieder erhielt.

Die aufgetretene Unterbrechung des Regelbetriebs erforderte eine erneute Veränderung des Flugplans. Dawn wird nun voraussichtlich im April 2015 in einen Orbit um den Protoplaneten Ceres einschwenken - rund einen Monat später als nach dem vorherigen Planungsstand vorgesehen. Die vorgesehenen Untersuchungen Ceres´ durch die ihn dann umkreisende Sonde erfuhren nach den jüngsten Anomalien keine Planänderungen.

Am 27. September 2007 war Dawn an der Spitze einer Delta II 7925-H Rakete vom Kennedy Space Center (KSC) im US-amerikanischen Bundesstaat Florida gestartet worden. Zwischen Juli 2011 und September 2012 umkreiste Dawn den Protoplaneten Vesta, das drittgrößte Objekt im Asteroidenhauptgürtel.

Das Ionenantriebssystem der von der Orbital Sciences Corporation (OSC) gebauten Sonde ermöglichte es ihr, anschließend auf einer spiralförmigen Bahn Ceres anzufliegen, das massereichste Objekt im Asteroidenhauptgürtel. Für das Einschwenken in eine Bahn um Ceres werden Hydrazin katalytisch zersetzende, 0,9 Newton starke chemische Triebwerke (Reaction Control System Thrusters, RCS Thrusters) zum Einsatz kommen, derer es zwölf an Bord von Dawn gibt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: NASA/JPL)


» JCSat 15 fliegt Ariane 5, JCSat 16 Falcon 9
20.09.2014 - In der zweiten Septemberwoche 2014 wurde bekannt, auf welchen Trägerraketen neue Kommunikationssatelliten der SKY Perfect JSAT Corporation (JSAT) aus Japan in den Weltraum transportiert werden sollen. Für JCSat 15 buchte JSAT eine Fluggelegenheit an Bord einer Ariane 5, für JCSat 16 bestellte JSAT eine Mission mit einer Falcon 9.
Gestartet werden soll JCSat 15 laut einer Mitteilung von Arianespace vom 8. September 2014 im Jahr 2016 auf einer Ariane-5-Rakete vom europäischen Raumfahrtzentrum Kourou in Französisch-Guayana aus. Nach rund 25 Jahren der Zusammenarbeit von Arianespace, Hauptquartier im französischen Evry, mit JSAT mit ihrem Hauptquartier in Tokio ist JCSat 15 der 29. japanische Satellit insgesamt, den Arianespace ins All befördern wird.

JCSat 15 entsteht auf Basis des Satellitenbus 1300 von Space Systems/Loral (SS/L) aus Palo Alto im US-Bundesstaat Kalifornien, und wird sich laut Plan mindestens 15 Jahre lang nutzbringend einsetzen lassen. Das vor dem Start betankt voraussichtlich rund 3.400 schwere, ausschließlich mit Ku-Band Transpondern bestückte Raumfahrzeug ist dazu gedacht, Japan, Ozeanien und Gebiete im Indischen Ozean mit direkt ausgestrahlten Fernsehprogrammen zu versorgen.

Insbesondere das Satelliten-Bezahlfernsehen von JSAT, SKY PerfecTV!, soll JCSat 15 von einer Position bei 110 Grad Ost im Geostationären Orbit aus verbreiten. Dort wird JCSat 15 den seit dem 7. Oktober 2000 um die Erde kreisenden JCSAT 110 alias Superbird 5, Superbird D, NSAT 110 und N-Sat 110 ersetzen.

Der neue Reservesatellit von JSAT, JCSat 16, soll nach Informationen vom 10. September 2014 auf einer Falcon-9-Rakete des privaten Startanbieters SpaceX mit Hauptquartier in Hawthorne in Kalifornien in den Weltraum gelangen. Derzeit ist der Start des mit Ka- und Ku-Band Transpondern ausgestatteten Raumfahrzeugs für die erste Hälfte des Jahres 2016 vorgesehen.

Auch JCSat 16 wird von SS/L gebaut und basiert auf dem 1300er Satellitenbus mit einer Auslegungsbetriebsdauer von mindestens 15 Jahren. Seine Kommunikationsnutzlast ist in erster Linie zur Versorgung von Empfängern in Japan gedacht.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Arianespace, JSAT, SpaceX, SS/L)


» SpaceX startet CRS-4 Dragon zur ISS
21.09.2014 - Heute Morgen hat SpaceX die vierte offizielle Frachtmission der Dragon-Kapsel zur ISS gestartet. Dabei bringt SpaceX ca. 2200 kg Fracht zur ISS, das Rendezvous ist für Dienstagnachmittag deutscher Zeit geplant.
Heute Morgen um 07:52:04 MESZ hat SpaceX die vierte offizielle Frachtmission im Rahmen des Commercial Resupply Services-Programm der NASA gestartet. Die Mission – kurz SpaceX CRS-4 – soll am Dienstagnachmittag deutscher Zeit die Internationale Raumstation (ISS) erreichen. Die Dragonkapsel hat dabei ca. 2300 kg Fracht an Bord. Die Kapsel soll ca. einen Monat an der ISS verbleiben und anschließend mit ca. 1700 kg zur Erde zurückkehren.

Bei dieser Mission hat SpaceX erstmals lebendige Säugetiere mit an Bord. 10 Mäuse fliegen in einer extra von SpaceX konstruierten Box zur ISS, welche mit einem Lebenserhaltungssystem ausgestattet ist. Ebenfalls an Bord ist der erste 3D-Drucker für die ISS und der Satellit SpinSat, der neue Antriebstechnologie für Kleinsatelliten testen soll.

Ein Videohöhepunkt
Ein besonderer Höhepunkt der heutigen Startübertragung waren Livebilder aus dem Oxidatortank der Oberstufe. Um in dem eigentlich dunklen Tank überhaupt etwas sehen zu können, hatte SpaceX auch extra Lichter angebracht, die den Tank von innen beleuchteten. Diese Bilder zeigten bei Brennschluss der zweiten Stufe die Flüssigkeitsdynamik bei plötzlichem Eintreten der Schwerelosigkeit. Dabei konnte man deutlich die bläuliche Farbe des flüssigen Sauerstoffs und Vibrationen der Oberfläche erkennen, welche von der Raketenstruktur auf das Fluid übertragen wurden. Solche Kameraaufnahmen sind selten. Noch seltener ist es, dass sie veröffentlicht werden und noch dazu live während des Starts gezeigt werden.

Wiederverwendbarkeitstests
Im Rahmen dieser ISS-Mission hat die Falcon 9-Erststufe nach Stufentrennung von der zweiten Stufe auch wieder eine Reihe von Manövern gestartet, um weitere Testdaten für eine Landung an Land zu gewinnen. Obwohl diese Falcon 9 keine Beine besessen hat wurde wieder eine Wasserlandung versucht, die offenbar auch gelungen ist. Das Zielgebiet lag diesmal seitlich von der nominellen Flugbahn, sodass der Abbremsbrennvorgang der ersten Stufe vor dem Wiedereintritt leicht seitlich erfolgen musste. Über die erreichte Zielgenauigkeit hat SpaceX noch keine Angaben gemacht, eventuell wird es dazu jedoch im Laufe der nächsten Woche weitere Informationen geben. Die Bergung der ersten Stufe soll eine Wiederverwendung der selbigen bei einer zukünftigen Mission ermöglichen.

Zukunft
Nach diesem erfolgreichen Start sind dieses Jahr noch zwei weitere Missionen geplant, darunter die SpaceX CRS-5 Mission und noch ein kommerzieller Start, wo es sich entweder um den zweiten Orbcomm-Start oder den Start von TurkmenSat handeln könnte. Bei diesen beiden Starts plant SpaceX eventuell die erste Stufe nach der Mission auf einer Plattform im Meer zu landen. Die CRS-5 Mission ist derzeit auf den 1. Dezember datiert. Davor ist noch der Test des Rettungssystems der bemannten „Dragon V2“ geplant, derzeit für November 2014. Am Dienstag ist außerdem der erste Spatenstich des SpaceX-eigenen Weltraumbahnhofs bei Brownsville in Texas.

Weitere Informationen


(Autor: Tobias Willerding - Quelle: SpaceX, NASA)



^ Nach oben

Mars Aktuell: Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express von Redaktion



• Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express «mehr» «online»
• Mars - Früherer Vulkanismus in den Valles Marineris? «mehr» «online»
• InSight: Ein neuer Krater im vorgesehenen Landegebiet «mehr» «online»
• Opportunity: Speicherformatierung war erfolgreich «mehr» «online»
• Mars Express: Winterlandschaft im Argyre Planitia «mehr» «online»


» Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express
11.09.2014 - Während der vergangenen zehn Jahre hat die an Bord des von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marsorbiters Mars Express befindliche HRSC-Kamera mehr als 90 Prozent der Marsoberfläche mit einer Auflösung von bis zu zehn Metern pro Pixel abgebildet. In den kommenden Jahren soll die Kartierung vervollständigt werden.
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an wichtigen Daten von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten sowie über die aktuellen Vorgänge in der Marsatmosphäre, deren Zusammensetzung und die erfolgende Interaktion der Atmosphäre mit der Planetenoberfläche.

Durch die Auswertung der gewonnene Daten ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte. Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters lieferten dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ’Geschichte des Wassers’ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ’Leben auf dem Mars’ möglich war.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um die "High Resolution Stereo Camera" (kurz "HRSC"). Die wissenschaftliche Aufgabe dieser hochauflösenden Stereokamera besteht in der multispektralen und dreidimensionalen Erfassung der Morphologie und Topographie der Marsoberfläche, wobei unter optimalen Umständen eine Auflösung von bis zu 10 Metern pro Pixel erreicht werden kann. Aus diesen Daten lassen sich wichtige Erkenntnisse über die aktuelle Beschaffenheit der Planetenoberfläche sowie über die vulkanische, fluviale und glaziale Vergangenheit des Mars ableiten.

Die HRSC-Kamera

Die HRSC wurde unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Es handelt sich hierbei um ein bisher einmaliges Experiment, denn zum ersten Mal wird hiermit die Oberfläche eines fremden Planeten nicht nur systematisch ’in Farbe’, sondern zugleich auch in der dritten Dimension abgebildet. Die 20 Kilogramm wiegende Kamera besteht aus zwei Kamerasystemen. Hierbei handelt es sich um den hochauflösenden "Stereokopf", welcher aus neun CCD-Zeilensensoren besteht, die hinter einem Linsenobjektiv parallel angeordnet sind, sowie um den hochauflösenden "SRC-Kopf", der sich aus einem Teleobjektiv und einem CCD-Flächensensor zusammensetzt.

Um Stereoaufnahmen vom Mars erzeugen zu können, muss die Planetenoberfläche aus verschiedenen Blickwinkeln abgebildet werden. Durch die Ausrichtung der CCD-Zeilensensoren in Bezug auf die Flugrichtung der Raumsonde nimmt jeder dieser Sensoren aufgrund der Vorwärtsbewegung des Orbiters den jeweils gleichen Bildstreifen von der Marsoberfläche nacheinander Zeile für Zeile auf. Zusätzlich zu dem so genannten "Nadirkanal", welcher die direkt senkrecht unter dem Orbiter befindliche Landschaft abbildet, blicken dabei jeweils vier Sensoren in Bezug auf die Flugrichtung leicht versetzt nach ’vorne’ beziehungsweise nach ’hinten’. Die beiden äußeren Sensoren zeigen dabei um 18,9 Grad vom Nadir weg. Dadurch wird jeder Punkt des abzubildenden Oberflächenbereiches nach und nach unter neun verschiedenen Blickwinkeln aufgenommen.

Zur Erzeugung von Farbbildern und zwecks der Gewinnung multispektraler Daten sind vier Sensoren mit verschiedenen Filtern belegt. Durch den Einsatz einer speziellen Software können aus diesen Daten im Rahmen der entsprechenden Auswertung unter anderem Anaglyphenbilder erzeugt werden, welche bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der abgebildeten Marslandschaft vermitteln.

Am oberflächennächsten Punkt der elliptischen Umlaufbahn von Mars Express um unseren Nachbarplaneten, dem sogenannten Perizentrum, erreicht die Auflösung der neun Bildstreifen einen Wert von etwa zehn Metern für jeden der 5.184 Pixel pro Zeilensensor. Die Breite des so abgebildeten Bildstreifens beträgt dabei rund 50 Kilometer während die Länge des abgebildeten Bereiches bei bis zu 300 Kilometern liegt. Die Länge des abgebildeten Streifens wird dabei ausschließlich von der Datenspeicherkapazität des Orbiters begrenzt. Die hohe räumliche Auflösung der erzeugten Stereobilder erlaubt es den beteiligten Geowissenschaftlern, Oberflächendetails auch ’dreidimensional’ zu analysieren.

Als besonderes ’Bonbon’ ist ein zusätzliches hochauflösendes Teleobjektiv in die HRSC-Kamera integriert, welches wie eine Lupe eingesetzt wird. Mit diesem "Super Resolution Channel" (kurz "SRC"), der eine Auflösung von 2,3 mal 2,3 Metern pro Pixel erreichen kann, ist die Abbildung von lediglich etwa zwei bis drei Meter großen Objekten auf der Marsoberfläche möglich, welche dann in die farbigen Stereobilddaten der HRSC-Kamera eingebettet sind. Diese besonders hoch aufgelösten SRC-Aufnahmen erhalten ihre spezielle wissenschaftliche Bedeutung durch den geologischen Kontext der Umgebung, welcher durch die ’normalen’ Aufnahmen der HRSC geliefert wird.

Durch die SRC-Aufnahmen ist es zum Beispiel auch möglich, feine Strukturen wie zum Beispiel Schichtungen in Sedimentgesteinen des Mars zu identifizieren und zu analysieren. Die hierbei erreichbare "Punktgenauigkeit" der erzeugten Aufnahmen stellt eine weitere Stärke der HRSC-Kamera dar. Bei passenden Gelegenheiten wird der SRC auch dazu genutzt, um die Marsmonde Phobos und Deimos zu studieren (Raumfahrer.net berichtete).

Mehr als 90 Prozent der Marsoberfläche sind hochauflösend erfasst

Nach mehr als zehn Jahren, in denen Mars Express sich in einer Umlaufbahn um den Mars befindet und in denen die Raumsonde den Mars mehr als 13.500 mal umkreist hat, hat die HRSC-Kamera mittlerweile mehr als 90 Prozent der Marsoberfläche mit einer Auflösung von bis zu zehn Metern pro Pixel abgebildet. Die bisher hierfür angefertigten 4.210 Aufnahmesequenzen wurden während lediglich 3.985 Orbits angefertigt. Zum einen wird die HRSC nicht bei jedem Orbit aktiv. Außerdem herrschen nicht immer optimale Beobachtungsbedingungen, da eventuell zeitgleich zu dem jeweiligen vorgesehenen Aufnahmezeitpunkt auftretende störende atmosphärische Effekte wie Staubstürme oder Wolkenbildung die Beobachtungen zu stark beeinträchtigen können.

Das Aufnahmeprinzip der Kamera ermöglicht es den Wissenschaftlern außerdem, zu jedem abgebildeten Pixel der Marsoberfläche auch die dazugehörige Höheninformation abzuleiten. Zur Erzeugung eines digitalen Geländemodells macht man sich hierbei den Stereo-Effekt zu nutze. Die abgebildete Landschaft wird aus unterschiedlichen Blickwinkeln betrachtet, ganz ähnlich dem Prinzip, mit dem der Mensch mit zwei Augen seine Umwelt wahrnimmt. Auf diese Weise konnten hochpräzise Höhenmodelle der Marsoberfläche angefertigt werden, welche derzeit bei einer Auflösung von etwa 50 Metern rund 40 Prozent der Marsoberfläche abdecken.

Aus den bisher gewonnenen Daten können die Planetologen die Hangneigungen, die Tiefe von Tälern und Kratern oder die Mächtigkeit und Fließrichtung von erkalteten Lavaströmen ableiten. Besonders wichtig sind diese Daten bezüglich der Frage, wo und in welche Richtungen einstmals das Wasser strömte, welches in der Frühzeit des Mars bis vor rund 3,8 Milliarden Jahren Teile von dessen Oberfläche bedeckte.

Das HRSC-Kameraexperiment wird seit dem Start von Mars Express im Jahr 2003 durch das nationale Raumfahrtmanagement des DLR mit Finanzmitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie (BMWi) gefördert. Seitdem wurde diese Förderung bereits mehrfach verlängert. Der gegenwärtige Förderzeitraum begann am 1. Januar 2013 und dauert noch bis zum 31. Dezember 2016 an - dem derzeit voraussichtlichen Ende der Mission von Mars Express. Bis zum Ende der Mission soll durch die HRSC-Kamera eine vollständige dreidimensionale Kartierung der Oberfläche des Mars erreicht werden. Die dabei gewonnenen Daten sollen unter anderem eine Basis für die Planung und Durchführung zukünftiger Erkundungsmissionen zu unserem äußeren Nachbarplaneten - speziell für die anstehenden Lander- und Rovermissionen der NASA und der ESA, aber auch für zukünftig durchzuführende ’bemannte’ Missionen - darstellen.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird seit dem Juli 2013 von Prof. Dr. Ralf Jaumann vom DLR geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche von 34 Instituten aus elf Ländern stammen.

Die HRSC-Kamera und deren Arbeitsweise wurden am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

Sonderseite des DLR:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014, FU Berlin, DLR)


» Mars - Früherer Vulkanismus in den Valles Marineris?
12.09.2014 - Bereits seit mehreren Jahrzehnten wird vermutet, dass die Region Valles Marineris auf dem Mars einstmals vulkanisch aktiv gewesen sein könnte. Im Rahmen einer neuen Studie hat sich dieser Verdacht erhärtet.
Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann der äußere Nachbarplanet der Erde mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas-Impaktbecken verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem bisherigen Wissensstand um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern ist der Olympus Mons der höchste Vulkan im derzeit bekannten Sonnensystem. Auch die benachbarten Schildvulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons sind mit Höhen von 13, 12 und 18 Kilometern deutlich höher als der höchste Berg der Erde - der 8.848 Meter hohe Mount Everest.

Als besonders spektakulär präsentiert sich dem irdischen Betrachter jedoch das imposante Talsystem der Valles Marineris. Dieses bis zu 11 Kilometer tiefe System aus diversen, teilweise parallel zueinander verlaufenden und zugleich miteinander verbundenen Tälern erstreckt sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern entlang des Marsäquators und erreicht dabei eine Breite von stellenweise deutlich mehr als 200 Kilometern. Mit diesen Abmessungen handelt es sich bei den Valles Marineris um das mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems.

Früherer Vulkanismus in den Valles Marineris?

Die Möglichkeit, dass im Gebiet der Valles Marineris einstmals ein aktiver Vulkanismus aufgetreten sein könnte, wurde von Planetologen erstmals in den späten 1970er Jahren diskutiert. Der Grund hierfür waren verschiedene Aufnahmen der beiden Marsorbiter Viking 1 und Viking 2, auf denen Formationen zu erkennen waren deren Aussehen auf einen vulkanischen Ursprung hindeutete. Analysen von weiteren Aufnahmen, welche in den folgenden Jahren mit moderneren und höher auflösenden Kamerasystemen angefertigt wurden, führten jedoch zu dem Ergebnis, dass es sich bei diesen potentiellen Vulkanen in Wirklichkeit um andere Strukuren wie zum Beispiel um komplex gestaltete Sanddünen handelt.

Allerdings wurden auf diesen neueren Aufnahmen, welche erst in den letzten Jahren durch verschiedene Kamerasysteme an Bord der Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter und Mars Express angefertigt wurden, andere Oberflächenformationen entdeckt, welche ebenfalls auf einen früheren Vulkanismus hindeuten. Bei diesen Formationen handelt es sich um eine Vielzahl von Hügeln, die Basisdurchmesser von mehreren 100 Metern bis hin zu mehr als einen Kilometer erreichen. Das äußere Erscheinungsbild, welches den Hügeln eine konische Form verleiht, die dabei auftretenden spezifischen Neigungswinkel ihrer Flanken und die grubenartigen Vertiefungen auf ihren Gipfeln legen dabei den Schluss nahe, dass es sich hierbei um Schlackenkegel handeln könnte.

Diese Formationen, welche auch an anderen Stellen des Mars - zum Beispiel im Bereich der Ulysses Colles - zu finden sind, sind im Bereich des Valles Marineris besonders in zwei Regionen, nämlich an dessen nordöstlichen Ende im Bereich des ’Mündungsgebietes’ in das angrenzende Chryse Planitia und in einem Teilabschnitt namens Coprates Chasma, konzentriert. Im Rahmen einer kürzlich durchgeführten Studie wurden die im Coprates Chasma gelegenen Strukturen einer eingehenderen Untersuchung unterzogen.

Die Schlackenkegel im Coprates Chasma

Bei dem Coprates Chasma handelt es sich um einen etwa 1.000 Kilometer langen, im zentralen Bereich der Valles Marineris gelegenen ’Hauptgraben’ dieses Talsystems. Der Boden des Coprates Chasma liegt etwa acht Kilometer unterhalb des Plateaus, in das es eingeschnitten ist und erscheint in seinem Zentralbereich stellenweise auffallend flach.

Für ihre Untersuchungen konzentrierten sich die beteiligten Wissenschaftler auf ein 155 x 35 Kilometer großes Gebiet, in dem sich mehr als 100 dieser Hügel befinden. Neben den hochaufgelösten Aufnahmen der Marsorbiter, welche teilweise über Auflösungen von einem Meter pro Pixel verfügen, griffen die Planetologen auch auf digitale Höhenmodelle der Region und auf Anaglyphenbilder zurück, die einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermitteln.

Die Kegel, so die Ergebnisse, sind wahllos über die gesamte untersuchte Region verteilt, wobei sich jedoch in einigen Bereichen auch bis zu zehn Kegel auf engstem Gebiet zu Clustern konzentrieren. Einige Kegel liegen so eng beieinander, dass sie sich teilweise überlagern. Die Hügel, deren Flanken Neigungswinkel von bis zu 22 Grad aufweisen, verfügen über Durchmesser zwischen 500 Metern und 2,2 Kilometern. An den Außenrändern ist eine Terrassenbildung zu erkennen. Die meisten dieser Formationen verfügen in ihren Gipfelbereichen zudem über kraterähnliche Vertiefungen, welche wiederum Durchmesser von 150 bis hin zu 800 Metern aufweisen.

Ein Vergleich des Verhältnisses zwischen dem Basisdurchmesser der Hügel und dem Durchmesser der kraterähnlichen Vertiefungen mit den entsprechenden Werten von Schlackenkegeln auf der Erde und weiteren vergleichbaren Formationen auf dem Mars, welche ebenfalls als Schlackenkegel interpretiert werden, führte zu dem Schluss, dass es sich bei den im Coprates Chasma befindlichen Strukturen aller Wahrscheinlichkeit nach ebenfalls um Schlackenkegel handelt.

Dieses Ergebnis, welches in Einklang mit verschiedenen von anderen Forschergruppen durchgeführten Studien steht und diese bestärkt, ist ein weiteres Indiz dafür, dass im Bereich der Valles Marineris in der Vergangenheit eine vulkanische Aktivität vorherrschte.

Der Mangel an Einschlagskratern in der gesamten Region sowie die immer noch gut erhaltenen und kaum durch erosive Prozesse veränderten Flanken der Schlackenkegel werden zudem als Indiz dafür gedeutet, dass diese Formationen erst vor wenigen hundert Millionen Jahren entstanden sein können.

Allerdings, so die an der Studie beteiligten Wissenschaftler weiter, müssen die Ergebnisse dieser Arbeit noch durch nachfolgende Untersuchungen und Analysen überprüft werden. Derartige Arbeiten könnten sowohl das Verständnis über die Entstehung von Schlackenkegeln auf dem Mars und auf der Erde erweitern als auch zu neuen Erkenntnissen über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte des Grabenbruchsystems der Valles Marineris führen.

Sollte das Ergebnis jedoch bestätigt werden, so könnte es sich bei dem untersuchten Schlackenkegel-Feld um die größte Ansammlung derartiger Formationen handeln, welche bisher auf dem Mars entdeckt wurde.

Die hier lediglich kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am gestrigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen:

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014)


» InSight: Ein neuer Krater im vorgesehenen Landegebiet
20.09.2014 - In dem Gebiet, welches als Landeplatz für die zukünftige Marsmission InSight vorgesehen ist, wurde ein kleiner Impaktkrater entdeckt, der erst innerhalb der letzten sechs Jahre entstanden sein kann. Derartige Einschläge von Meteoriten auf der Marsoberfläche werden bei der Durchführung der InSight-Mission eine wichtige Rolle spielen.
Am 20. August 2012 gab die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA bekannt, dass im Jahr 2016 eine weitere Mission zu unserem äußerem Nachbarplaneten starten soll. InSight - so der Name der Mission - steht als Abkürzung für "Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport". Es handelt sich hierbei um ein Gemeinschaftsprojekt des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, von Lockheed Martin Space Systems, der französischen Weltraumagentur CNES, des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) und verschiedener weiterer Institute.

Geleitet wird die Mission von Dr. Bruce Banerdt vom JPL - einem der renommiertesten US-amerikanischen Marsforscher. Das Design von InSight beruht auf dem Aufbau der Marslander-Mission Phoenix, welche im Jahr 2008 über einen Zeitraum von fünf Monaten auf unserem Nachbarplaneten aktiv war. Im Gegensatz zu Phoenix soll InSight allerdings über einen Zeitraum von 24 Monaten, dies entspricht in etwa einem kompletten Marsjahr, Daten sammeln. Der Marslander soll Anfang 2016 zu unserem Nachbarplaneten aufbrechen und nach seiner Landung im September 2016 den inneren Aufbau des Mars untersuchen.

Bei einem der drei dabei zum Einsatz kommenden wissenschaftlichen Experimente handelt es sich um ein Seismometer zum Nachweis von ’Marsbeben’. Durch die Aufzeichnung und Auswertung der Stärke, des Verlaufs, der Amplitude und der Laufzeiten der bei einem Beben auftretenden seismischen Wellen, welche sich vom Hypozentrum eines Bebens ausgehend durch das gesamte Innere des Planeten fortpflanzen, werden neue Erkenntnisse über die Zusammensetzung, die Beschaffenheit und die Ausdehnung der Planetenkruste, des Mantels und des Planetenkerns gewonnen.

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

Mögliche Quellen für Marsbeben

Eine vergleichbare Plattentektonik ist auf dem Mars in der Gegenwart jedoch nicht vorhanden. Sollte auf dem Mars, wie verschiedene Messungen vermuten lassen (Raumfahrer.net berichtete), in der Vergangenheit wirklich einmal eine Plattentektonik aufgetreten sein, so ist diese wahrscheinlich bereits vor mehreren Milliarden Jahren zum Erliegen gekommen. Trotzdem verfügt der Mars über drei potentielle Quellen für Erdbeben.

Zum einen könnte der Mars immer noch über aktive, aber zur Zeit ruhende Vulkane verfügen. Diese könnten dann durch Lavabewegungen in ihren Magmakammern sogenannte ’vulkanische Beben’ auslösen. Die zweite, ebenfalls "mars-interne", Quelle ist das langsame Erkalten von tieferen Schichten in der Marskruste. Diese würden sich im Rahmen des Erstarrungsprozesses langsam zusammenziehen, dabei in die Tiefe absinken und im Rahmen dieser Bewegung seismische Wellen auslösen.

Die dritte Quelle stellen die Meteoriten dar, welche auf der Marsoberfläche aufschlagen und bei diesen Impakten ebenfalls seismische Wellen erzeugen, die mit den bei Erdbeben auftretenden Wellen vergleichbar sind. Diese Quelle von seismischen Erschütterungen sollte nicht unterschätzt werden.

Durch die Auswertung von Aufnahmen, welche mit zwei der an Bord des NASA-Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) befindlichen Kamerasystemen angefertigt wurden, konnten die Planetenforscher im Jahr 2013 berechnen, dass durch die Einschläge von Meteoriten pro Jahr rund 200 neue Impaktkrater auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten entstehen, welche über Durchmesser von mehr als 3,9 Metern verfügen (Raumfahrer.net berichtete).

Die Suche nach ’frischen’ Impaktkratern in der InSight-Landezone

Bereits am 4. September 2013 hat die NASA bekannt gegeben, dass aus den zuvor in Betracht gezogenen 22 potentiellen Landeplätzen vier Landestellen ausgewählt wurden, welche in den kommenden Monaten eingehender auf ihre Eignung hin überprüft werden sollen. Alle vier in Frage kommenden Landestellen befinden sich unmittelbar nördlich des Marsäquators im Bereich der Region Elysium Planitia - einer ausgedehnten Ebene im nördlichen Tiefland des Mars.

Diese Regionen wurden in den vergangenen Monaten unter anderem auch mehrfach mit den Kamerasystemen des MRO abgebildet. Auf einer dieser Aufnahmen ist - allerdings mehr oder weniger zufällig - genau der Typ Oberflächenmerkmal zu erkennen, der während der InSight-Mission in den Fokus der Marsforscher geraten wird: Ein zwar kleiner, dafür aber erst kürzlich entstandener Impaktkrater.

Auf der entsprechenden Aufnahme ist ein besonders deutlich ausgeprägter Einschlagskrater mit einem noch nicht erodierten Rand und einer Ejektadecke erkennbar, welche dunkler und - in Falschfarben dargestellt - ’blauer’ erscheint als fast alle anderen in dieser mit einer Staubschicht bedeckten Region erkennbaren Oberflächenstrukturen. Dies deutet darauf hin, dass der Krater über ein sehr geringes Alter verfügen muss, da der in der Marsatmosphäre befindliche Staub noch nicht genügend Zeit hatte, um über dieser Stelle niederzugehen und die Oberfläche wieder ’aufzuhellen’. Tatsächlich deuten zu früheren Zeitpunkten angefertigte Aufnahmen darauf hin, dass dieser Krater erst zwischen den Jahren 2008 und 2012 entstanden sein kann.

Das Seismometer von InSight wird in der Lage sein, größere Einschläge nachzuweisen, welche weit entfernt von der Landeeinheit erfolgt sind und kleinere, die in der Nähe stattfinden. Die Kameras des MRO sollen in diesem Zusammenhang genutzt werden, um die bei diesen Ereignissen entstandenen Impaktkrater aufzuspüren und so die von InSight empfangenen seismische Signale in eine Beziehung zu den entsprechenden Ursprungspunkten zu bringen.

Die Aufnahme, auf welcher der hier gezeigte Impaktkrater entdeckt wurde, wurde am 14. Juli 2014 mit der Hauptkamera an Bord des MRO, der von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, angefertigt. Aus einer Überflughöhe von 274 Kilometern zu dem abgebildeten Oberflächenbereich erreichte die HiRISE dabei eine Auflösung von 27,4 Zentimetern pro Pixel. Der Krater befindet sich bei 4,338 Grad nördlicher Breite und 135,253 Grad östlicher Länge in unmittelbarer Nähe zu einem der vier derzeit für InSight in Frage kommenden Landeplätze.

Weitere mit diesem ’neuen’ Krater in Zusammenhang stehende Bildprodukte finden Sie hier. Neben dieser Aufnahme der HiRISE-Kamera sind derzeit auf den Internetseiten der University of Arizona mehr als 35.900 weitere HiRISE-Aufnahmen einsehbar.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:


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


» Opportunity: Speicherformatierung war erfolgreich
21.09.2014 - Im August 2014 vermehrt aufgetretene Computerprobleme waren der Grund dafür, dass Anfang September eine Neuformatierung des Flash-Speichers des Marsrovers Opportunity erfolgte. Die damit verbundenen Arbeiten konnten erfolgreich abgeschlossen werden und der Rover hat seine Fahrt mittlerweile fortgesetzt.
Im August 2014 führte ein Problem mit dem Flash-Speicher des Bordcomputers dazu, dass sich der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Opportunity mehrfach in einen Sicherheitsmodus versetzte. Daten konnten nicht wie beabsichtigt im Flash-Speicher abgelegt und gespeichert werden, was dazu führte, dass der Bordcomputer dadurch bedingt einen ’Reboot’ ausführte. Als Reaktion auf den dadurch automatisch ausgelösten Computer-Reset stoppte der Rover alle weiteren für diesen Tag vorgesehenen Aktivitäten und versetzte sich stattdessen in einen als "Automode" bezeichneten Zustand, in dem der Rover lediglich passiv auf der Marsoberfläche verharrte und auf weiterführende Kommandos von der Erde wartete.

Der Grund für dieses Problem, so die Mitarbeiter des für die Steuerung des Rovers verantwortlichen Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, liegt in der langjährigen Einsatzdauer des Bordcomputers, welcher seine ’Garantiezeit’ bereits deutlich überschritten hat. Durch das permanente Überschreiben von Dateien werden einzelne Bereiche des Flash-Speichers im Laufe der Zeit unbrauchbar. Dies wurde von den Ingenieuren und Technikern des JPL zwar nicht als bedrohlich eingestuft, sorgte aber trotzdem für gewisse Probleme, da diese Resets eine Unterbrechung der täglichen Arbeiten zur Folge haben, welche dann erst nach der Wiederinbetriebnahme des Rovers, was frühestens am folgenden Tag möglich ist, fortgesetzt werden können.

Da unter diesen Bedingungen - alleine im August erfolgten 12 dieser Resets - keine sinnvolle Weiterführung der Mission möglich war entschlossen sich die zuständigen Ingenieure des JPL in Absprache mit den Verantwortlichen der Mars Exploration Rover-Mission Ende August dazu, bei Opportunity eine Neuformatierung des Flash-Speichers durchzuführen. Bei diesem Vorgang werden sämtliche in diesem Speicher abgelegten Daten gelöscht. Zugleich werden die fehlerhaften Bereiche ’identifiziert’, als unbrauchbar markiert und anschließend in Zukunft nicht mehr genutzt (Raumfahrer.net berichtete).

Nach der Übertragung aller noch im Flash-Speicher abgelegten wissenschaftlichen Daten zur Erde wurden am 3. September weitere wichtige Konfigurationsdateien und Skripte vom Flash-Speicher in den EEPROM-Speicher - einen weiteren nichtflüchtigen Speicher des Computers - transferiert. Am nächsten Tag erfolgte dann die Neuformatierung des Flash-Speichers, wobei auch die fehlerhaften Bereiche erfolgreich identifiziert und ’isoliert’ werden konnten. Eine anschließende Analyse ergab, dass die Speicherkapazität des Flash-Speichers durch diesen Prozess um weniger als lediglich ein Prozent gesunken ist.

Am 6. September wurden die zuvor im EEPROM-Speicher abgelegten Dateien wieder in den Flashspeicher übertragen und weitere Dateien wurden am 7. September von dem Roverkontrollzentrum an Opportunity übermittelt. Eine anschließende Systemanalyse und die Auswertung der zwischenzeitlich gewonnenen Telemetriedaten zeigte, dass alle Vorgänge erfolgreich verlaufen waren und der Rover seine Arbeit somit fortsetzen konnte.

Weiterfahrt zum Ulysses-Krater

Nach der Anfertigung diverser Fotos, welche unter anderem der Dokumentation verschiedener in der unmittelbaren Umgebung gelegener Rippelmarken dienten, wurde eine erste Fahrt dann auch gleich für den 9. September, den Sol 3778 der Opportunity-Mission, angesetzt. Hierbei sollte der Rover eine als potentielles Hindernis eingestufte Gruppierung von größeren Gesteinsbrocken im Autonavigationsmodus mittels einer als ’visuelle Odometrie’ bezeichneten Methode selbstständig umfahren.

’Autonavigationsmodus’ bedeutet, dass der Rover seine Fahrt selbstständig durchführt, ohne dass die für die Steuerung des Rovers verantwortlichen Roverdriver hierfür im Vorfeld einen exakten Kurs festgelegt haben. In diesem Autonavigationsmodus unterbricht der Rover seine Fahrt in regelmäßigen Abständen und fertigt mit seinen Gefahrenerkennungs- und Navigationskameras Fotoaufnahmen des umliegenden Geländes an. Jeweils zwei Kameras bilden dabei zeitgleich den gleichen Geländeabschnitt ab.

Diese Aufnahmen werden von der ’Drive-Software’ des Rovers zu Stereoaufnahmen kombiniert - im Gegensatz zu konventionellen 2D-Aufnahmen ergibt sich bei stereoskopischen Aufnahmen auch ein räumlicher Eindruck der Landschaft - und anschließend autonom ausgewertet. Aus den so gewonnenen Informationen berechnet die Software des Rovers anschließend einen sicheren Weg für die Weiterfahrt.

Bei der visuellen Odometrie identifizieren die Kameras in einem ersten Schritt zunächst markante Oberflächenmerkmale in der näheren Umgebung. Nach einer erfolgten Fortbewegung über maximal einen Meter werden diese Punkte erneut ’gesucht’. Durch die zwischenzeitlich erfolgten relativen Veränderungen in den Entfernungen zueinander lässt sich der erfolgte Geländegewinn bis auf den Millimeter genau berechnen.

Die für den 9. September vorgesehene Fahrt fand jedoch nicht statt, da die Kameras des Rovers zur Berechnung des einzuschlagenden Kurses keine ausreichende Anzahl an markanten Oberflächenpunkten identifizieren konnten. Mit neu gesetzten Sicherheitsparametern konnte sich Opportunity jedoch zwei Tage später um 10,7 Meter in die west-südwestliche Richtung bewegen.

Im Rahmen von zwei weiteren Fahrten, bei denen am 14. und am 16. September insgesamt weitere 50 Meter zurückgelegt wurden, bewegte sich Opportunity am südlichen Rand der "Wdowiak Ridge" auf einen mit dem Namen "Ulysses" versehenen Impaktkrater zu. Bei der nächsten Fahrt am 18. September erfolgte dann eine weitere Annäherung an diesen etwa 30 Meter durchmessenden Krater.

Die aktuelle Situation

Gegenwärtig befindet sich Opportunity in einem guten Allgemeinzustand, der keinen Anlass für Sorgen bietet. Der Rover weist eine ’gesunde’ Energiebilanz auf, verfügt über einen stabilen Thermalhaushalt und kommuniziert sowohl ’direkt’ als auch über die als Relaisstationen eingesetzten NASA-Marsorbiter MRO und Mars Odyssey wie vorgesehen mit seinem Kontrollzentrum auf der Erde. Derzeit ist Opportunity damit beschäftigt, die Umgebung mit den verschiedenen Kamerasystemen eingehend abzubilden. Die nächste Fahrt ist für den heutigen Tag vorgesehen.

Nach dem Verlassen des Randes des Ulysses-Kraters wird sich Opportunity auch weiterhin in die südliche Richtung bewegen. Bei dem dabei angepeilten ’Fern-Ziel’ handelt es sich um ein mit dem Namen "Marathon Valley" belegtes Tal, welches sich im Bereich des "Cape Tribulation" - einem Teilbereich des stark erodierten Kraterwalls, der den "Endeavour-Krater" teilweise umgibt - befindet. Hier wurden in den vergangenen Jahren durch das CRISM-Spektrometer des MRO erhöhte Konzentrationen von verschiedenen Tonmineralen festgestellt, welche sich dort auf engen Raum zu befinden scheinen.

Außerdem sind auf den Aufnahmen der ebenfalls an Bord des MRO befindlichen HiRISE-Kamera an den Innenwänden dieses Tals verschiedene Gesteinsschichten erkennbar. Wie bei einer extrem verkleinerten Version der Steilwände des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona ergibt sich hier für die Marsforscher eventuell auf kleinstem Raum ein Einblick in die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche.

Die Energiesituation

Neben dem allgemeinen technischen Zustand des Rovers muss bei der Opportunity-Mission allerdings auch immer ein Blick auf die aktuelle Energiesituation geworfen werden. Im Gegensatz zu dem zweiten derzeit aktiven Marsrover der NASA, dem durch einen Radioisotopengenerator mit Strom versorgten Rover Curiosity, ist der mit Solarpaneelen ausgestattete Rover Opportunity bezüglich seiner Energieversorgung ausschließlich auf die Sonne angewiesen. Hier ein Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten Wochen.

Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Wassereiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele des Rovers trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Bei komplett staubfreien Paneelen würde dieser Wert 100 Prozent betragen. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser ist dies für den Energiehaushalt des ausschließlich mittels Sonnenenergie betriebenen Rovers.

  • 10.09.2014: 0,694 kWh/Tag , Tau-Wert 0,879 , Lichtdurchlässigkeit 75,40 Prozent
  • 02.09.2014: 0,713 kWh/Tag , Tau-Wert 0,852 , Lichtdurchlässigkeit 77,10 Prozent
  • 26.08.2014: 0,680 kWh/Tag , Tau-Wert 0,858 , Lichtdurchlässigkeit 75,30 Prozent

Während der letzten Tage lag der Tau-Wert in einem Bereich zwischen 0,82 und 0,90. Für den gestrigen Sol 3788 wurde ein Wert von 0,83 ermittelt. Sollten auf dem Mars in näherer Zukunft keine signifikanten Staubstürme auftreten, so wird der derzeitige Staubbedeckungsgrad und der damit verbundene Energiewert eine Fortsetzung der Aktivitäten des Rovers während der kommenden Monate deutlich begünstigen. Hierfür spricht auch die gegenwärtige Wettersituation auf dem Mars.

Die meisten der in den vergangenen Woche durch den Mars Reconnaissance Orbiter beobachteten Staubsturmgebiete waren über der nördlichen Hemisphäre über den Regionen Acidalia Planitia und Utopia Planitia aktiv. Lokal begrenzte Sturmgebiete traten zudem kurzfristig über den auf der Südhemisphäre gelegenen Gebieten Terra Sirenum, Noachis Terra und Hellas Planitia auf. Wolken aus Wassereiskristallen wurden speziell über den Vulkanen der Tharsis-Region registriert. Das Meridiani Planum - in diesem Gebiet ist Opportunity aktiv - war dagegen weitestgehend frei von Wolken oder Staubstürmen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 3789 seiner Mission, hat der Rover Opportunity rund 40.750 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei 196.664 Aufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre des "Roten Planeten" aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am JPL übermittelt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, UMSF-Forum)


» Mars Express: Winterlandschaft im Argyre Planitia
22.09.2014 - Bereits am vergangenen Donnerstag veröffentlichte Aufnahmen der HRSC-Kamera an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express zeigen das Argyre Planitia auf dem Mars. Weite Bereiche des Inneren dieses Impaktbeckens sind mit Ablagerungen aus Kohlendioxideis bedeckt und vermitteln dabei den Eindruck einer Winterlandschaft auf dem Mars.
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 20. April 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.082 den nördlichen Bereich des "Argyre Planitia" und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC"), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 63 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 46 Grad südlicher Breite und 316 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Impaktbecken Argyre Planitia

Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor etwa vier Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei nach dem Hellas Planitia um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für "Silber" - "Argyros" - ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese diese bei der Betrachtung durch ein Teleskop auffallend hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Der Hooke-Krater

Direkt am Nordrand des Argyre Planitia befindet sich der rund 138 Kilometer durchmessende und bis zu 2,4 Kilometer tiefe Hooke-Krater, welcher nach dem englischen Physiker und Astronomen Robert Hooke (1635-1703) benannt wurde. In dessen Inneren wiederum befindet sich ein zweiter, knappe 50 Kilometer durchmessender Krater. Die Anordnung dieser beiden durch die Einschläge von Asteroiden erzeugten Krater zeigt, dass der kleinere Krater über ein jüngeres Alter als der Hooke-Krater verfügt.

Im Inneren dieses kleineren Kraters befindet sich ein großer Hügel mit einem markanten Plateau, dessen westlicher Bereich von einem ausgedehnten Feld aus Sanddünen bedeckt ist. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Sicheldünen in erster Linie aus vulkanischen Aschepartikeln zusammensetzen. Derartige ’Dunkle Dünen’ kommen auf dem Mars verhältnismäßig häufig vor und stellen einen Großteil der dortigen äolischen, also durch Windeinflüsse gebildeten, Oberflächenformationen dar. Aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen werden solche Dünen auch als ’basaltische Dünen’ bezeichnet.

Auf unserem Heimatplaneten treten vergleichbare Dünenformationen dagegen nur relativ selten, nämlich in vulkanischen Regionen mit einem sehr trockenem Klima, auf. Speziell können sie auf Grönland, auf Island, auf Neuseeland, in den westlichen Gebieten der USA, in Peru und in der Ka’u-Wüste auf Hawaii beobachtet werden (Raumfahrer.net berichtete).

Die ’dunklen Dünenfelder’ auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit - nämlich vor vermutlich weniger als 100 Millionen Jahren - entstanden, nachdem kein Wasser mehr auf der Planetenoberfläche vorhanden war. Dies ist daran erkennbar, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also einer Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und die Dünen deshalb auch nicht über die sonst allgemein typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche verfügen.

Südöstlich des Kraters deuten geologische Formationen am Abhang des Hügels darauf hin, dass sich diese Struktur anscheinend aus verschiedenen Sedimentschichten aufbaut. Die dort erkennbaren und entgegengesetzt zur Hangneigung angeordneten Schichtflächen werden auch als Schichtköpfe bezeichnet. Möglicherweise ist der gesamte Hügel durch die Ablagerung von Material entstanden, welches durch den Wind in das Innere des Kraters verfrachtet wurde.

Der Einfluss des Windes

Weite Bereiche des Argyre Planitia wurden durch Winderosion sowie durch den Einfluss von Wasser und Eis gestaltet. Hierauf lässt sich auch das ’abgerundete’ Erscheinungsbild der den Hooke-Krater umgebenden Landschaft zurückführen. Speziell südlich des Kraters wurden im Verlauf der Jahrmillionen diverse linienförmigen Strukturen und parallel verlaufende Bergrücken - sogenannte Yardangs - durch die erosiven Einflüsse des Windes geformt. Bläst der Wind Sandkörner über einen längeren Zeitraum immer in dieselbe Richtung, so werden die Yardangs dabei wie mit einer Art Sandstrahlgebläse aus dem Gestein ’gefräst’. Die Ausrichtung dieser Strukturen zeigt somit auch die vorherrschende Windrichtung an, aus welcher der Wind anhaltend geblasen hat. In dem hier gezeigten Fall laufen die Yardangs auf den Hooke-Krater zu - also von Süden nach Norden. Offensichtlich sammelt sich der Sand dabei in dieser ’Windfalle’.

Chaotische Gebiete in Argyre Planitia

Die Oberfläche des Mars ist in vielen Regionen von einem sehr stark zerklüfteten Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten durchzogen. Diese Regionen zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und stark erodierte, tafelbergähnlichen Erhebungen - sogenannte Zeugenberge - aus, welche über eine Ausdehnung von bis zu zehn Kilometern und über eine relative Höhe von mehreren hundert Metern, stellenweise sogar bis zu einen Kilometer verfügen.

Die Bildung dieser "chaotischen Gebiete" (engl. "chaotic terrains") wird allgemein darauf zurückgeführt, dass sich in der Vergangenheit im Untergrund vorhandenes Eis, Wasser oder Magma verlagerte, wodurch die darüber liegenden Gesteinsschichten zum Einsturz gebracht wurden. Auch die Erosion durch Wind scheint in der Folgezeit eine nicht zu vernachlässigende Rolle bei der Bildung der in der Gegenwart erkennbaren Geländeformen gespielt zu haben. Der genaue Mechanismus, welcher zu der Entstehung dieser manchmal mehrere hundert Kilometer durchmessenden, chaotischen Regionen führte, ist allerdings bis heute nur ungenügend verstanden. Die chaotischen Gebiete sind deshalb von besonderem Interesse, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die gegenseitige Beziehung verschiedener Oberflächenstrukturen geben kann.

Auch auf den hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera ist das Vorkommen von zwei kleineren chaotischen Gebieten zu erkennen. Die Oberflächen dieser Regionen scheinen allerdings noch nicht vollständig zusammengebrochen zu sein. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass sich immer noch beträchtliche Mengen an Wassereis unter der Oberfläche befinden könnten. Die Verlagerung beziehungsweise das Schmelzen dieser Eismassen könnte im weiteren Verlauf der geologischen Entwicklung dieser Region zu weiteren Einstürzen führen.

Bodenfrost aus Kohlendioxideis

Eines der auffälligsten Merkmale auf den hier gezeigten Aufnahmen ist jedoch eine feine Schicht aus gefrorenem Kohlendioxid (auch bekannt als Trockeneis), welche den südlichen Bereich des Hooke-Kraters sowie die unmittelbar südlich angrenzenden Oberflächenregionen des Argyre Planitia wie eine feine Schicht aus Puderzucker überzieht.

Mit einem Anteil von 95,3 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse als eine Art ’Bodenfrost’ auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des ’Marsfrühlings’ und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über (Raumfahrer.net berichtete).

Zum Zeitpunkt der Anfertigung der Aufnahmen herrschte im Bereich des auf der südlichen Marshemisphäre gelegenen Argyre Planitia noch tiefer Winter und der Frühlingsbeginn lag in diesen Breitengraden (46 Grad Süd) noch in weiter Ferne. Weite Bereiche der tiefer liegenden Regionen sind deshalb immer noch von einer dünnen Schicht aus Kohlendioxideis überzogen. In höher gelegenen Gebieten tritt dieser ’Frost’ dagegen nur noch in einigen wenigen Bereichen auf, welche im Schatten liegen - beispielsweise an den sonnenabgewandten Hängen einiger kleinerer Krater. An Stellen, die der - wenn auch immer noch schwachen - Wintersonne bereits stärker ausgesetzt sind, ist das Kohlendioxideis dagegen bereits wieder in den gasförmigen Aggregatzustand übergegangen. Auch ein Hügel im Inneren des Hooke-Kraters ist immer noch von den dünnen Eisablagerungen bedeckt.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Argyre Planitia wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das nebenstehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem der vier Stereokanäle der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche von 34 Instituten aus elf Ländern stammen.

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

Die hier gezeigten Aufnahmen des Argyre Planitia finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

Sonderseite des DLR:


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



 

^ Nach oben

Saturn Aktuell: Raumsonde Cassini: Noch weitere 3 Jahre beim Saturn von Redaktion



• Raumsonde Cassini: Noch weitere 3 Jahre beim Saturn «mehr» «online»
• Enceladus - Die Quelle für das Wasser des Saturn? «mehr» «online»


» Raumsonde Cassini: Noch weitere 3 Jahre beim Saturn
09.09.2014 - Die Raumsonde Cassini befindet sich seit mittlerweile mehr als zehn Jahren in einer Umlaufbahn um den Planeten Saturn und hat seitdem das Wissen der Menschheit über diesen Planeten ungemein erweitert. Auch in den kommenden drei Jahren ist mit weiteren Erkenntnissen zu rechnen. Entsprechende Planungen wurden am heutigen Tag auf einer Fachtagung vorgestellt.
Seit dem Beginn des Raumfahrtzeitalters hat sich das Wissen der Menschheit über den Saturn, dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, ungemein erweitert. Erste durch Raumsonden direkt gewonnene Erkenntnisse stammten dabei von den US-amerikanischen Raummissionen Pioneer 11, Voyager 1 und Voyager 2, welche den Saturn in den Jahren 1979 bis 1981 jeweils im Rahmen von dichten Vorbeiflügen passierten. Die dabei gewonnenen Daten besaßen jedoch den Nachteil, dass diese Raumsonden den Saturn jeweils nur für relativ kurze Zeiträume untersuchen konnten. Viele der gewonnenen Erkenntnisse warfen dabei neue Fragen auf, deren Beantwortung laut der beteiligten Planetologen erst durch eine Raummission möglich sein würde, die den Saturn über einen längeren Zeitraum hinweg aus unmittelbarer Nähe untersuchen kann. Bereits im Jahr 1982 begann dann auch die Planung einer entsprechenden Mission.

Die Saturnmission Cassini-Huygens

Nach einem fast sieben Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem, bei dem eine Distanz von über drei Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, trat die am 15. Oktober 1997 gestartete Raumsonde Cassini am 1. Juli 2004 im Rahmen eines komplexen, 96 Minuten andauernden Bremsmanöver in eine Umlaufbahn um den Saturn ein (Raumfahrer.net berichtete). In den folgenden zehn Jahren hat die Raumsonde den Ringplaneten bis zum heutigen Tag 208 mal umkreist und dabei weitere mehr als 3,5 Milliarden Kilometer im Saturnorbit zurückgelegt.

Die Ziele dieser Mission sind vielschichtig und oftmals eng miteinander verknüpft. Neben der langfristigen Erforschung der atmosphärischen Bedingungen auf dem Saturn und dessen größten Mond, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, stehen auch das Ringsystem des Planeten, dessen Magnetosphäre und die weiteren Monde des Saturn im Fokus des Interesses der beteiligten Wissenschaftler. Während der einzelnen Orbits wurden der Saturn, dessen 62 bisher bekannten Monde und das faszinierende Ringsystem mit den von Cassini mitgeführten 12 wissenschaftlichen Instrumenten ausführlich untersucht. Unter anderem absolvierte der Saturnorbiter hierzu bisher 134 dichte Vorbeiflüge an den größeren, inneren Saturnmonden.

Dabei umkreist Cassini den Saturn auf einer elliptischen Umlaufbahn. Durch gezielt herbeigeführte Veränderungen der Neigung der Cassini-Flugbahn gegen die Äquatorebene des Saturn ergeben sich dabei für die Instrumente der Raumsonde bei der Abbildung des Saturn und von dessen Monden und Ringen immer wieder unterschiedliche Perspektiven. Orbits mit niedrigen Inklinationen sind zum Beispiel besonders gut geeignet, um die Ringe des Saturn aus einer horizontalen Blickrichtung heraus zu untersuchen.

Die Saturnringe präsentierten sich unter diesen Beobachtungsbedingungen in der Vergangenheit als äußerst komplexe Gebilde. Normalerweise verfügen die Ringe über eine Dicke von lediglich etwa zehn Metern. Am Innenrand der "Cassini-Teilung", welche den A-Ring des Saturn von dem B-Ring trennt, türmen sich diese Partikel jedoch bis zu einer ’Höhe’ von mehreren Kilometern auf. Im Jahr 2009, als die Sonne genau auf die Kante der Ringe schien, zeigten sich auf den in diesem Zeitraum angefertigten Aufnahmen lange Schatten, was eine Bestimmung der vertikalen Ausdehnung dieser Strukturen ermöglichte.

Ähnliche ’Massekonzentrationen’ wurden an den Rändern der "Keeler-Lücke" im Bereich des äußeren A-Ringes beobachtet. Hierfür verantwortlich, so die Ergebnisse der Planetologen, ist der lediglich etwa acht Kilometer durchmessende Mond Daphnis, der als Schäfermond für die Keeler-Lücke fungiert. Durch leichte Taumelbewegungen auf seiner Umlaufbahn um den Saturn nähert er sich den an den beiden Rändern der Keeler-Lücke gelegenen Ringen zeitweise an. Die dabei auftretenden gravitativen Kräfte führen zu den beobachteten lokalen Verdichtungen in den Ringen.

Aus einer hohen Inklination heraus ergibt sich dagegen die Möglichkeit, speziell die Polarregionen des Saturn und des Titan im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich wird bei solchen Bedingungen auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde in seiner ’Gesamtheit’ erfasst. Derartige Aufnahmen ermöglichten zum Beispiel die Entdeckung von zuvor unbekannten Einzelringen und Ringstrukturen. Derzeit umkreist Cassini den Saturn noch auf einer Bahn, welche eine Inklination von 44,6 Grad aufweist. Erst im Frühjahr 2015 wird die Raumsonde wieder auf eine deutlich geringer geneigte Flugbahn wechseln.

Wissenschaftlicher Output

Durch die Auswertung der in den letzten Jahren gewonnenen Daten konnten die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler, welche an Instituten und Forschungseinrichtungen in 26 Ländern arbeiten, eine Vielzahl an neuen, für die Planetenforschung teilweise sogar ’revolutionären’ Erkenntnissen ableiten und bisher mehr als 3.000 wissenschaftliche Publikationen veröffentlichen.

Das zehnjährige ’Jubiläum’ dieser überaus erfolgreichen und produktiven Mission ist der Anlass dafür, dass die Cassini-Mission auf dem diesjährigen European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, eine Sonderstellung einnimmt. Im Rahmen von diversen Vorträgen und Posterpräsentationen werden am heutigen sowie am morgigen Tag neben den bisherigen Höhepunkten der Mission auch neue Forschungsresultate vorgestellt. Außerdem geben die an der Mission beteiligten Wissenschaftler einen Ausblick auf die Aktivitäten, welche bis zum Ende der Mission im September 2017 geplant sind.

Drei weitere Jahre

Trotz ihres hohen Alters befindet sich die Raumsonde Cassini immer noch in einem sehr guten technischen Zustand. In Kombination mit dem hohen wissenschaftlichen Nutzen, welcher als "exzellent" eingestuft wurde, hat dies zur Folge, dass die Mission laut eines kürzlich gefassten NASA-Beschlusses noch für weitere drei Jahre fortgesetzt werden soll. Für den weiteren Betrieb wird der Cassini-Mission hierfür von der NASA pro Missionsjahr eine Summe von rund 60 Millionen US-Dollar zur Verfügung gestellt.

Dabei werden zunächst - neben dem Saturn - die größeren, inneren Mondes des Ringplaneten im Fokus der Forschung stehen. Neben dem Titan sind dabei weitere dichte Vorbeiflüge an den Monden Dione (zwei geplante Flybys), Tethys (ein Flyby) und Enceladus (drei Flybys) geplant. Und auch der unregelmäßig geformte, mit einem mittleren Durchmesser von etwa 113 Kilometern eher kleine Mond Epimetheus soll am 6. Dezember 2015 noch einmal von Cassini ’besucht’ und dabei in einer Entfernung von lediglich 2.616 Kilometern passiert werden.

Während der kommenden Jahr soll zudem überprüft werden, ob ein periodisches Auftreten von bestimmten Effekten in den Atmosphären, den Exosphären oder den Magnetfeldern des Saturn oder dessen größeren Monden erfolgt oder ob Veränderungen in den über 175.000 einzelnen Ringen, von denen der Saturn umgeben ist, zu beobachten sind.

Ein weiterer Aspekt bei den zukünftig geplanten Untersuchen in der Umgebung des Saturn ist die Tatsache, dass am 4. Juli 2016 die Raumsonde Juno in eine Umlaufbahn um den Planeten Jupiter eintreten und dessen Atmosphäre anschließend über einen Zeitraum von etwa einem Jahr untersuchen wird. Zusammen mit den Cassini-Daten der Saturnatmosphäre stehen den Wissenschaftlern somit Daten zur Verfügung, welche zeitgleich von zwei verschiedenen Gasplaneten unseres Sonnensystems gesammelt werden. Hierbei lassen sich Effekte in den Gashüllen dieser beiden Planeten untersuchen und vergleichen, welche durch eine Interaktion mit der Sonnenstrahlung hervorgerufen werden.

Weitere Vorbeiflüge an diversen inneren Saturnmonden werden in Entfernungen von bis zu 50.000 Kilometern erfolgen. Die beiden letzten dichten Vorbeiflüge an den Monden des Saturn werden schließlich den Titan zum Ziel haben und am 29. November 2016 beziehungsweise am 22. April 2017 erfolgen.

Spätestens zu diesem Zeitpunkt zeichnet sich dann allerdings bereits auch das definitive Ende der Cassini-Mission ab. Aufgrund des zu diesem Zeitpunkt nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates soll die Raumsonde am 15. September 2017 kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden. Cassini wäre allerdings irgendwie nicht ’wirklich’ Cassini, wenn dieses Finale ’einfach so’ erfolgen würde...

Das ’Große Finale’ - Weitere Untersuchungen...

Durch den Titan-Vorbeiflug am 29. November 2016 wird sich die Flugbahn der Raumsonde so verändern, dass sich Cassini dem F-Ring des Saturn in Zukunft zunächst bis auf eine Entfernung von stellenweise nur noch 10.000 Kilometern nähert. Die folgenden 20 Orbits sollen genutzt werden, um speziell diesen Ring noch eingehender zu untersuchen.

Im Rahmen des letzten Titan-Vorbeifluges am 22. April 2017 soll die Flugbahn von Cassini dann so verändert werden, dass sich die Raumsonde dem Planeten noch weiter annähert, so dass sich deren saturnnächster Punkt ab jetzt zwischen dem D-Ring, dem innersten Saturn-Ring, und der Atmosphäre des Saturn befindet. Cassini wird sich dabei in einer Entfernung von weniger als 4.000 Kilometern über der äußersten Schicht der Saturnatmosphäre bewegen. Diesen nur wenige Tausend Kilometer breiten ’Flugkorridor’ wird die Raumsonde in den folgenden Monaten noch 22 mal durchlaufen, wobei jeder Saturnumlauf dann nur noch knappe sieben Tage dauern wird.

Durch die Daten, welche in dieser finalen Missionsphase gesammelt werden sollen, erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler weitere fundamentale Erkenntnisse zur Beantwortung von bisher immer noch offenen Fragen:

  • Wie hoch fällt zum Beispiel die Gesamtmasse der Hauptringe und speziell des B-Ringes aus?
  • Wie setzt sich die Saturnatmosphäre im Detail zusammen?
  • Welche Art von Gasen und Staubpartikeln befinden sich in welcher Konzentration in dem Raum zwischen der äußeren Atmosphärenschicht des Saturn und dem innersten Ring?
  • Welche ’Feinstrukturen’ sind auf den aus geringer Entfernung angefertigten Bildaufnahmen in den Wolken der Saturnatmosphäre erkennbar?
  • Wie ist der Saturn in seinem Inneren aufgebaut?
  • Ergeben sich eventuell neue Erkenntnisse über die Dauer der Rotation des Planeten? Diese Rotationsperiode wird gegenwärtig mit einer Dauer von 10 Stunden, 45 Minuten und 45 Sekunden angegeben, wobei der Unsicherheitsfaktor bei 36 Sekunden liegt.
  • Wie groß ist die Abweichung der Orientierung des Magnetfeldes des Saturn in Bezug zu dessen Rotationsachse?
  • Wie präsentieren sich die Ringe und dabei speziell der F-Ring in den - dann erstmals in diesem Zusammenhang erfolgenden - Messungen des RADAR-Instrumentes?

...und gezielter ’Absturz’

Aber auch diese Phase der Mission findet schließlich ein Ende. Nach letztendlich 294 Saturnumkreisungen wird Cassini am 15. September 2017 um 12:57 Uhr MESZ endgültig in die oberste Schicht der Saturnatmosphäre eintreten und dort verglühen. Zu diesem Zeitpunkt wird die Signallaufzeit zwischen dem Saturn und der Erde 83,5 Minuten betragen, so dass das letzte Radiosignal von Cassini die Erde am selben Tag aller Voraussicht nach gegen 14:20 Uhr MESZ erreichen wird. Das entsprechende Signal wird dabei von der 70-Meter-Antenne - der Antenne DSS-43 - des Deep Space Network (DSN) der NASA bei Canberra/Australien empfangen. Allerdings gehen die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschafler davon aus, dass während dieses ’finalen Eintritts’ nur eine sehr limitierte Anzahl an Daten gesammelt und dann noch vor der ’Zerstörung’ der Raumsonde zur Erde übertragen werden können.

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.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Internetseiten:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014, FU Berlin, JPL)


» Enceladus - Die Quelle für das Wasser des Saturn?
10.09.2014 - Seit dem Jahr 1997 habe die Planetenforscher darüber gerätselt woher der Wasserdampf stammt, der sich in den obersten Schichten der Atmosphäre des Planeten Saturn konzentriert. Daten des Weltraumteleskops Herschel haben jetzt eine Antwort geliefert.
Bereits im Jahr 1997 entdeckten Wissenschaftler bei der Auswertung der Beobachtungsdaten des Weltraumteleskops Infrared Space Observatory (kurz ISO), dass sich in den oberen Atmosphärenschichten des Planeten Saturn ungewöhnlich hohe Mengen an Wasserdampf befinden. Dieser Wasserdampf konnte auch in den folgenden Jahren weiter beobachtet werden.

Da die von der Sonne ausgehende ultraviolette Strahlung diesen Wasserdampf jedoch bereits nach einer realtiv kurzen Zeit in seine einzelnen atomaren Bestandteile aufspaltet, muss somit eine ’Quelle’ existieren, welche für einen regelmäßigen Nachschub sorgt. Da der Wasserdampf definitiv nicht aus den unteren Schichten der Saturnatmosphäre stammen kann, muss sich diese Quelle zudem außerhalb des Saturn befinden. Auf der Suche nach dieser externen Quelle sind die Planetenforscher jetzt fündig geworden.

Der Saturnmond Enceladus

Bei einem der inneren Monde des Saturn handelt es sich um den 504 Kilometer durchmessenden Mond Enceladus, welcher seinen Planeten in einem mittleren Abstand von etwa 238.000 Kilometern umkreist. Im Jahr 2005 wurde entdeckt, dass von der Südpolregion dieses Mondes eine Vielzahl von feinen ’Jets’ ausgehen, welche sich in eine Höhe von bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstrecken. Von den mittlerweile 101 bestätigten Geysiren werden dabei pro Sekunde insgesamt etwa 250 Kilogramm Materie in Form von Wasserdampf und Eispartikeln ausgestoßen.

Ein Teil dieses Materials geht anschließend wieder auf der Oberfläche des Mondes nieder und sorgt dort in bestimmten Regionen für eine Art ’Schneefall’ (Raumfahrer.net berichtete). Speziell die masseärmeren Partikel überwinden dagegen das Schwerkraftfeld von Enceladus und entweichen in das umgebende Weltall, wobei kleinere Eispartikel die Hauptquelle für den E-Ring des Saturn bilden.

Das Weltraumteleskop Herschel

Der Großteil des ausgestoßenen Wasserdampfes - so das Ergebnis der Auswertungen der Beobachtungsdaten des Weltraumteleskops Herschel - konzentriert sich dagegen in Form eines donut-förmigen Torus um den Mond. Dieser Torus erreicht dabei bei einer Stärke von rund 60.000 Kilometern eine Ausdehnung von mehr als 600.000 Kilometern. Aufgrund der relativ geringen Entfernung zwischen dem äußeren Rand dieser Struktur und der obersten Schicht der Saturnatmosphäre wird ein Teil des dort befindlichen Wasserdampfes schließlich bis in die oberen Schichten der Planetenatmosphäre transportiert.

Computermodelle legen dabei nahe, dass letztendlich rund drei bis fünf Prozent des ursprünglichen von Enceladus ausgestoßenen Wassers tatsächlich die Saturnatmosphäre erreichen. Obwohl sich somit der Großteil des Wassers von Enceladus in den Weiten des Weltraums verliert beziehungsweise die Saturnringe erreicht und dort zu Eis gefriert oder auf den Oberflächen der inneren Saturnmonde niedergeht, ist der Bruchteil, welcher tatsächlich die Saturnatmosphäre erreicht, ausreichend, um die Anwesenheit von Wasser in dessen äußeren Atmosphäre in der gemessenen Menge zu erklären.

Die Untersuchung der Wasservorkommen in den Stratosphären der äußeren Planeten unseres Sonnensystems war eines der Hauptziele des "Herschel Solar System Observations"-Progamms zur Untersuchung der in unserem Sonnensystem befindlichen Himmelskörper. Der Nachweis des den Mond Enceladus umgebenden ’Wasserdampfringes’ gelang durch den Einsatz des "Photodetector Array Camera and Spectrometer" (kurz "PACS"), einem der drei wissenschaftlichen Experimente von Herschel. Dieses abbildende Spektrometer war in der Lage, den im sichtbaren Wellenlängenbereich des Lichtes unsichtbaren Wasserdampf im Rahmen von insgesamt 300 Beobachtungsstunden im infraroten Lichtbereich direkt abzubilden.

Die hier kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

EPSC 2014:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2014)



 

^ Nach oben


"InSpace" Magazin #526
ISSN 1684-7407


Erscheinungsdatum:
22. September 2014
Auflage: 5091 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 Ralf Mark Stockfisch.
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.

2014 by Raumfahrer.net.