InSpace Magazin #532 vom 29. Dezember 2014

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #532
ISSN 1684-7407


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Intro von Axel Orth

Liebe Leserinnen und Leser,

zu den weitgehend baugleichen europäischen Planetensonden "Mars Express" und "Venus Express" sowie zur NASA-Merkursonde "Messenger" gibt es in diesem Inspace-Magazin zwei schlechte Nachrichten und eine gute. Welche wollen Sie zuerst... ach was, lassen Sie sich einfach überraschen... :-)

Axel Orth

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

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News

• Raumsonde DAWN: Sichtkontakt mit Ceres «mehr» «online»
• Planetensysteme ohne Staub «mehr» «online»
• iBook G3 Chip fliegt mit Orion «mehr» «online»
• Atlas V bringt NROL 35 ins All «mehr» «online»
• Raumsonde Rosetta: Woher stammt das Wasser der Erde? «mehr» «online»
• Der offene Sternhaufen Messier 47 «mehr» «online»
• Ein Schwarm plutogroßer Körper «mehr» «online»
• Acht Jahre erfolgreiche Erforschung der Venus «mehr» «online»
• SLS: Chill Test des Haupttriebwerks «mehr» «online»
• Orion: Drivin` home for Christmas «mehr» «online»
• Planetenjäger Kepler ist immer noch erfolgreich «mehr» «online»
• Merkurorbiter Messenger: Das Ende naht «mehr» «online»
• China startet Erdbeobachtungssatelliten YaoGan 26 «mehr» «online»
• Die Koma des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko «mehr» «online»


» Raumsonde DAWN: Sichtkontakt mit Ceres
10.12.2014 - Auf ihrem Weg zu dem Zwergplaneten Ceres fertigte die Raumsonde DAWN am 1. Dezember 2014 ein Foto ihres nächsten Ziels an, auf den der Zwergplanet erstmals als ein zwar immer noch kleines, aber doch deutlich erkennbar rundes Objekt dargestellt wird. Bereits in wenigen Wochen werden die Aufnahmen der Raumsonde allerdings wesentlich höhere Auflösungen und somit auch eine bessere Qualität erreichen.
Zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter befindet sich der Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems. In einer Entfernung zwischen 2,0 und 3,4 Astronomischen Einheiten zur Sonne befinden sich dort vermutlich mehrere Millionen Asteroiden mit Durchmessern von mehreren hundert Kilometern bis hinunter zu lediglich wenigen Metern.

Die am 27. September 2007 gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein und untersuchte diesen drittgrößten Himmelskörper im Bereich des Asteroidengürtels anschließend bis zum September 2012 ausführlich mit den drei an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten. Neben dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND kam dabei auch ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickeltes und betriebenes Kamerasystem, die aus zwei identischen Optiken bestehende Framing Camera, zum Einsatz.

Nach dem Abschluss dieser Untersuchungen setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Bereits Anfang März 2015 wird DAWN ihr zweites und letztes Reiseziel, den ebenfalls im Haupt-Asteroidengürtel gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres, erreichen und auch dieses größte und zugleich massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel aus einem Orbit heraus erkunden.

Der Zwergplanet (1) Ceres

Ceres wurde bereits am 1. Januar 1801 von dem italienischen Astronomen Giuseppe Piazzi entdeckt und verfügt bei einer kugelähnlichen, leicht abgeplatteten Form über einen Durchmesser von etwa 975 x 909 Kilometern. Die Planetenforscher unter den Astronomen gehen davon aus, dass es sich bei (1) Ceres um einen differenzierten Protoplaneten handelt - eine Art ’Vorplanet’, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem ’vollwertigen’ Planeten stecken geblieben ist und der - vergleichbar mit dem inneren Aufbau der terrestrischen Planeten - über einen geschichteten Aufbau verfügt.

Um einen Kern, in dem sich Silikate und Metalle angesammelt haben, befindet sich demnach ein mehrere Kilometer dicker und kompakter Mantel aus Wassereis. Unter dieser dicken Eiskruste könnte sich eventuell sogar ein Ozean aus Wasser verbergen. Über dem Eismantel ist dagegen eine dünne Materialschicht abgelagert, welcher die sichtbare Oberfläche des Zwergplaneten darstellt. Radarmessungen und Beobachtungen mit verschiedenen Teleskopen haben zu dem Schluss geführt, dass die Oberfläche von Ceres offenbar weitflächig mit einer Schicht aus feinem Regolith bedeckt ist. Diese sehr dunkle und kohlenstoffreiche Oberfläche erklärt auch die geringe Albedo von Ceres, welche einen Wert von lediglich 0,09 aufweist.

Im Rahmen verschiedener spektroskopischer Untersuchungen gelang den Wissenschaftlern in den vergangenen Jahren auf der Oberfläche von Ceres zudem der Nachweis von hydratisierten Mineralen, in deren Kristallstruktur ebenfalls Wasser fest eingebunden ist. Insgesamt, so die Planetenforscher, dürfte der Wassereisanteil etwa 17 bis 27 Prozent der Gesamtmasse von Ceres ausmachen. Dieser Wert ergibt sich aus der mittleren Dichte des Zwergplaneten, welche rund 2,077 Gramm pro Kubikzentimeter beträgt.

Ein erstes Foto von Ceres

In den vergangenen Jahren wurde Ceres bereits mehrfach mit dem Kamerasystem von DAWN abgebildet. Dabei war dieser Zwergplanet aufgrund der dabei gegebenen Entfernungen allerdings kaum von den Hintergrundsternen zu unterschieden. Am 1. Dezember 2014 fertigte die Framing Camera jedoch erstmals eine Aufnahme von Ceres an, auf dem die kugelförmige Gestalt des Zwergplaneten deutlich erkennbar ist. Auf diesem Foto, welche das Kamerasystem aus einer Entfernung von etwa 1,2 Millionen Kilometern zu ihrem Ziel aufgenommen hat, misst Ceres lediglich neun Pixel im Durchmesser. Trotzdem hilft diese auf den ersten Blick noch eher unspektakuläre Aufnahme den an diesem Instrument beteiligten Wissenschaftlern dabei, das Kamerasystem noch vor der Ankunft der Raumsonde an ihrem nächsten Ziel zu kalibrieren. Mit abnehmender Entfernung zum Ziel werden die Aufnahmen dann in den kommenden Monaten immer besser werden und somit auch immer mehr Details von Ceres enthüllen.

"Die schärfsten Bilder, die uns bisher von Ceres vorliegen, wurden vom Weltraumteleskop Hubble aufgenommen", so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der für die Framing Camera verantwortliche Wissenschaftler. "Die Auflösung dieser Bilder müssten wir Ende Januar übertreffen. Ab dann betreten wir Neuland."

Nach der Ankunft bei Ceres soll DAWN in einen Beobachtungsorbit um den Zwergplaneten eintreten und zunächst dessen Oberfläche kartografieren. Anschließend wird der Abstand zu Ceres schrittweise verringert, bis die Kamera der Raumsonde schließlich aus nur noch wenigen hundert Kilometern Entfernung auf die Oberfläche des Zwergplaneten blickt und dann auch einzelne Oberflächendetails in hoher Auflösung abbilden kann. Insgesamt soll DAWN ein Jahr lang um Ceres kreisen und den Zwergplaneten erforschen.

Vesta vs. Ceres

Obwohl Vesta und Ceres beide im Asteroidengürtel beheimatet sind, unterscheiden sich diese beiden Himmelskörper doch deutlich voneinander. Wenn auch deutlich kleiner und masseärmer, so gleicht Vesta doch den Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars - den vier inneren Planeten unseres Sonnensystems. Manche Planetologen betrachten Vesta sogar als den fünften Vertreter dieser Planetengruppe.

Ceres hingegen erinnert eher an die größeren Monde der äußeren Planeten Jupiter und Saturn: tiefgefroren und wasserhaltig. Messungen mit dem Weltraumteleskop Herschel deuten zudem darauf hin, dass Ceres gelegentlich Wasserdampf in das umgebende Weltall abgibt - ähnlich wie der Saturnmond Enceladus, nur in einem deutlich geringeren Ausmaß.

Die Ursache für diese Unterschiede findet sich in der sogenannten Schneegrenze innerhalb unseres Sonnensystems. "Im inneren Asteroidengürtel zur Sonne hin finden wir Gesteinskörper wie Vesta, deren Wasserdampf bereits verschwunden ist", erläutert Prof. Dr. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. "Im äußeren Asteroidengürtel, wo wir gerade hinfliegen, gibt es jede Menge Eis, weil die Sonne nicht mehr viel ausrichtet."

Mit Vesta und Ceres werden durch die Raumsonde DAWN somit gegenwärtig zwei der drei größten Asteroiden des Hauptgürtels beobachtet und untersucht, bei denen es sich zudem um zwei extrem gegensätzliche Himmelskörper handelt. "Ein weiterer Glücksfall ist, dass wir zeitgleich mit der Rosetta-Sonde und dem Lander Philae den Kometen Tschurjumow-Gerasimenko untersuchen", so Prof. Jaumann weiter. "Wir können also zum Beispiel das Eis-Mineral-Gemisch des Kometen mit dem des Asteroiden Ceres vergleichen."

Weitere Erkenntnisse erhoffen sich die Wissenschaftler auch über den von Ceres freigesetzten Wasserdampf (Raumfahrer.net berichtete). Wenn dieser Wasserdampf tatsächlich aus Geysiren ausströmt, so würde das Gas umgehend gefrieren und als eine Art ’Schnee’ wieder auf die Oberfläche herabsinken. Die daraus resultierenden Veränderungen auf der Oberfläche müssten sich aus dem Orbit heraus mit der Kamera dokumentieren lassen.

"Es gibt viele Fragen, auf die wir eine Antwort finden wollen: Wie sieht die Oberfläche aus und wie hat sie sich im Laufe der Zeit verändert? Gibt es eine Tektonik, das heißt bewegt sich die Eiskruste von Ceres? Und stammen die Ablagerungen, also der Dreck auf der Oberfläche, aus dem Inneren des Zwergplaneten oder wurden sie über Einschläge von außen auf die Oberfläche gebracht", so Prof. Jaumann. "Wir haben gute Chancen, das mit der DAWN-Mission herauszufinden und so die Anfänge unseres Sonnensystems besser zu verstehen." Zugleich werden sich bei diesen Untersuchungen allerdings auch neue Fragestellungen ergeben, welche dann wohl erst durch weitere Forschungen beantwortet werden können.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: DLR, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL)


» Planetensysteme ohne Staub
12.12.2014 - Die Systeme sonnenähnlicher Sterne sind, einer Studie amerikanischer Wissenschaftler folgend, nicht so staubreich wie zuvor angenommen. Das erhöht die Chancen zur Erforschung kleinerer, erdähnlicher Planeten, die bei geringem Vorkommen an Staub besser zu beobachten sind.
Mit dem Staub in Sonnensystemen ist das so eine Sache: eine gewisse Menge deutet auf die Anwesenheit von Planeten hin, gibt es aber zu viel davon, dann ist den Wissenschaftlern die Sicht auf kleinere Planeten wiederum versperrt. Amerikanische Wissenschaftler haben nun in einer Beobachtungskampagne mit dem Keck-Teleskop auf Hawaii in den Jahren 2008 bis 2011 50 nahe Sterne hinsichtlich des Gehalts an Staub in ihren inneren Systemen analysiert. Dabei unterteilten sie die Sterne in zwei Gruppen: Einmal solche, bei denen bekannt war, dass es in ihren Außenbereichen Staubvorkommen gibt (außen liegend ist dieser leichter zu identifizieren) und solche, in denen das nicht der Fall war.

Das Ergebnis macht die zukünftige Suche nach Exoplaneten von der Größe der Erde leichter: Dort, wo in den Außenbereichen kein oder kaum Staub vorgefunden werden konnte, war auch im Innenbereich nur wenig zu finden. So können Astronomen zukünftig schneller herausfinden, in welchen Systemen die Identifizierung erdähnlicher Planeten gelingen könnte.

Hintergrund der Studie ist das Bestreben der Wissenschaftler, erdähnliche Exoplaneten zu finden, die eventuell Leben beherbergen könnten, und sie, auch direkt, abzubilden. Das Vorkommen von Staub in der Höhe der Umlaufbahnen solcher Planeten um ihre Muttersterne würde dieses Vorhaben sehr viel schwieriger machen.

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(Autor: Hans Lammersen - Quelle: NASA/JPL)


» iBook G3 Chip fliegt mit Orion
14.12.2014 - Ein Grund zum Lächeln für treue Fanboys? Das Multi-Purpose Crew Vehicle (MPCV) der NASA fliegt mit alter Appletechnik im Bordrechner. Könnte man sagen ...
Das Raumfahrzeug Orion verkörpert die Zukunft der bemannten Raumfahrt, wie sie sich die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtagentur (NASA) vorstellt. Mit dem Multi-Purpose Crew Vehicle (MPCV) sollen zukünftig wieder Astronauten mit amerikanischer Technik in die Umlaufbahn und erstmals seit den Apollomissionen auch wieder darüber hinaus gelangen.

Seinen Erstflug absolvierte Orion am 5. Dezember 2014, Raumfahrer.net berichtete. Dabei durchflog Orion u.A. den sog. Van-Allen Gürtel und war für etwa 15 Minuten starker elektromagnetischer Strahlung ausgesetzt.

Der Van Allen-Gürtel ist eine die Erde ringförmig umgebende Zone starker elektromagnetischer Aktivität, die durch energiegeladene Teilchen, die vom Erdmagnetfeld eingefangen werden, erzeugt wird. Diese nach dem 2006 verstorbenen US-amerikanischen Astrophysiker James Alfred van Allen benannte Anomalie gliedert sich in zwei Strahlungszonen:

Die innere Zone erstreckt sich in einer Distanz von 700-6000 km von der Erde und wird hauptsächlich durch Energiereiche Protonen charakterisiert, während in der äußeren Zone in etwa 15.000 km Höhe Elektronen dominieren.

Während frühere Annahmen von einer Entstehung des Gürtels durch die Einwirkung von Sonnenwinden und kosmischer Strahlung ausgingen, legen neuere Forschungsergebnisse, die u.A. durch die beiden Sonden Van Allen A und Van Allen B gewonnen werden konnten nah, dass die starke Ladung der Teilchen in diesem Bereich durch eine Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit dem Magnetfeld der Erde entsteht, vgl.G.D. Reeves et. all; Electron Acceleration in the Heart of the Van Allen Radiation Belts (in Science 06/2013 (hinter Paywall)).

Die Strahlenbelastung von bis zu 200 mSv/h im Kernbereich des inneren Gürtels und bis zu 50 mSv/h im Kernbereich des äußeren Gürtels, gemessen hinter 3 mm dickem Aluminium, kann für bemannte Raummissionen gesundheitlich relevante Implikationen bedeuten und ist bei Aufenthalten in diesen Regionen daher zu berücksichtigen.

Doch nicht nur der menschliche Organismus reagiert auf Strahleneinwirkung in großen Höhen oder im Weltraum unvorteilhaft. Die im Weltraum herrschenden Strahlungseinflüsse sind "Gift" für die Bordelektronik von Raumfahrzeugen, die daher auf besonders robuste Komponenten angewiesen ist. Was bei einem Blick auf die Spezifikationen im ersten Moment wie ein Ausflug ins technische Museum wirkt, ist den destruktiven Umwelteinflüssen außerhalb der Atmosphäre und dem Umstand, dass nach erfolgtem Start in der Regel keine physische Wartung mehr möglich ist, geschuldet.

Eine der bei Raummissionen drohenden Beeinträchtigungen der technischen Installationen sind u.A. sog. Single Event Upsets (SEU), diese beim Durchgang hoch energetischer Teilchen, etwa Protonen, wie sie im Van Allen-Gürtel vorkommen, in Halbleiterelementen auftretenden Speicherfehler können u.A. zu Bitflips - Zustandsänderungen eines Bits in einem Speicherbaustein - führen, was gewonnene Messdaten korrumpieren oder die Funktionsfähigkeit des Bordcomputers beeinträchtigen kann.

Da Erdmagnetfeld- und Atmosphäre die Energiereiche solare und kosmische Strahlung großteils absorbieren und die auf der beschriebenen Wechselwirkung zwischen Erdmagnetfeld und äußerer Strahleneinflüsse erst deutlich außerhalb der Atmosphäre auftritt, sind störende Einflüsse durch ionisierende Teilchendurchgänge überwiegend ein Problem der Luft-, vor Allem aber der Raumfahrt, wenn auch zunehmend kleinere Strukturbreiten auch konventionelle Halbleiterbauteile, etwa in Computern und Smartphones, anfällig werden lassen.

Zum Schutz der Elektronik in Raumfahrzeugen sind verschiedene Strategien möglich. Gegen niedrigenergetische Teilchen können Abschirmungen gegen ionisierende Teilchen wirksam sein. Diese haben jedoch neben dem augenfälligen Nachteil zusätzlichem Gewichts das Problem, dass beim Durchgang hochenergetischer Teilchen Sekundärstrahlung erzeugt wird, die ihrerseits schädigende Wirkungen zeitigen kann.

Methoden zur Fehlerkorrektur können Speicherinhalte gegen auftretende Einzel- oder Mehrbitfehler schützen. Die Triple Modular Redundancy (TMR) gewährleistet die Konsistenz von Speicherdaten eines zu sichernden Bauelements durch drei zusätzliche identische Module und eine nachgeschaltete Entscheidungsinstanz. Dieses "Voter" genannte Element übernimmt jeweils das von der Mehrheit der drei gleichwertigen Module ausgegebene Ergebnis.

Moderne Prozessoren (CPUs) und Speicherbausteine zeichnen sich durch eine ständig abnehmende Strukturbreite der Baugruppen in Halbleiterelementen aus, so korreliert beispielsweise eine im Sinne erhöhter Rechenleistung steigende Transistorenanzahl mit einer abnehmenden Strukturbreite, um eine höhere Performance auf gleicher oder geringerer Fläche zu realisieren. Dies ist ein Grund für die Verwendung weniger dicht gepackter unf somit robusterer Baugruppen für den Einsatz in der Raumfahrt.

Bevor Apple bei seinen Notebooks auf die verbreiteten Intel-CPUs umstieg, setzte der Smartphone- und Computerhersteller lange auf Prozessoren aus IBMs PowerPC-Familie. Zwölf Jahre nach seiner ersten Markteinführung des Prozessorvariante 750FX findet ein Vertreter dieser Reihe Eingang in eine Weltraummission. Wie geek.com berichtet, wurde in der von Honeywell, einem US-amerikanischen Mischkonzern, dessen Luft- und Raumfahrtsparte, die u.A. Triebwerke für Businessjets herstellt und neben Airbus und Boeing auch die NASA als verlässlichen Abnehmer hat, gefertigten Steuerkonsole ein Hauptprozessor der PowerPC-750FX-Reihe verbaut.

Dieser von IBM und Motorola hergestellte Chip trieb das Anfang 2003 erschienene Notebook iBook G3 an. Ebenso wie im Apple-Notebook taktet er im MPCV mit 900 MHz bei einer Bus-Geschwindigkeit von 166 MHz. Der PowerPC-750FX verfügt über einen 512 KByte L2-Chache und wurde im 130-nm-Prozess hergestellt. Leistungsseitig verglichen kommt der alte iBook-Prozessor in etwa auf das Level eines Samsung Galaxy S3 Smartphones.

Das aktuelle iPhone 6/6+ besitzt mit dem von Apple selbst designten A8 eine CPU, die im 20-nm-Verfahren gefertigt wurde. Im Vergleich gesehen belegen die Zahlen einerseits die Tendenz zur Miniaturisierung bei kontinuierlicher Leistungsmaximierung im Halbleiterdesign und gleichzeitig die abnehmende Beständigkeit heutiger Elektronik gegen hochenergetische Strahlung. Der erwähnten Redundanz trug das unlängst gestartete Orion-Modell mit drei baugleichen Bordcomputern Rechnung, die jeweils über zwei sich gegenseitig überwachende PowerPC-750FX-Einheiten verfügen.

Die verantwortlichen Ingenieure sind sich der Herausforderung durch höhere Strahlenniveaus weiter draußen im Raum bewusst, sind jedoch zuversichtlich, dass der Orion-Bordcomputer sich in seinem jetzigen Design bewähren und keine dauerhaften Schäden nehmen wird. Daher werden die bemannten Orion-Flüge mit zwei statt deren drei Einheiten auskommen müssen. Einzig die für das Missionsprofil eines bemannten Schiffes zu lange Reboot-Zeit von 20 Sekunden erfordert, dass die redundante Reserveeinheit bei zukünftigen Flügen permanent mitlaufen wird.

Neben der höheren Ausfallsicherheit ist ein weiterer Vorteil bei der Nutzung älterer Komponenten die größere Erfahrung mit ihnen. Da nach dem Start kein Austausch mehr erfolgen kann, sind Erfahrungswerte mit einem Bauteil eine entscheidende Ressource für die Ingenieure am Boden im Falle von Problemen.

Allerdings haben die NASA-Ingenieure nicht einfach ein paar 750FX-Einheiten aus dem Karton geholt und in ihr neues Flaggschiff eingebaut. Der Auftragsfertiger der NASA Honeywell verbaut in Lizenz speziell für Weltraumbedingungen gehärtete Versionen des PowerPCs. Diese sind u.A. gegen Vibrations- und Strahlungseinwirkungen isoliert.

Der nächste als Exploration Mission 1 (EM1) bezeichnete Flug von Orion soll nach aktuellem Planungsstand bis spätestens 2018 stattfinden und u.A. das Startabbruchsystem einem Test unterziehen. Außerdem wird EM1 der Erstflug des NASA Space Launch Systems (SLS), der neuen US-amerikanischen Schwerlastrakete, die erstmals eine höhere Nutzlast als die mit Apollo berühmt gewordene Saturn-5-Rakete starten können soll.

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(Autor: Roman van Genabith - Quelle: NASA)


» Atlas V bringt NROL 35 ins All
14.12.2014 - Eine Trägerrakete des Typs Atlas V beförderte am 13. Dezember 2014 einen US-amerikanischen Spionage- und Frühwarnsatelliten für die nationale US-amerikanische Aufklärungsbehörde (NRO) ins All. Der Start mit dem NROL 35 genannten Raumfahrzeug erfolgte um 4:19 Uhr MEZ von der Startrampe SLC-3E der Luftwaffenbasis Vandenberg (VAFB) im US-amerikanischen Bundesstaat Kalifornien.
Der 51. Start einer Atlas V insgesamt und dritte Atlas-V-Start von der VAFB im Jahr 2014 fand wetterbedingt einen Tag später als zuletzt geplant statt und wurde unter der Ägide der United Launch Alliance (ULA) durchgeführt. Für die ULA war es die neunte im Jahr 2014 abgewickelte Mission einer von diesem Anbieterkonsortium betriebenen Trägerrakete vom Typ Altas V.

NROL 35 mit einer ungenannten Startmasse wurde von einer Atlas V in 541-Konfiguration transportiert. Das bedeutet, dass auf der Zentralstufe mit dem Kerosin mit flüssigem Sauerstoff verbrennenden RD-180-Triebwerk von RD-AMROSS eine Centaur-Oberstufe mit einem Triebwerk aufgesetzt war, seitlich an der Zentralstufe vier Feststoffbooster von Aerojet angebracht waren und die von der RUAG beigesteuerte Nutzlastverkleidung 5 Meter Durchmesser hatte. In der Version 541 flog die Atlas V zuvor nur beim Transport von NROL 67 am 10. April 2014 und für den Rover Curiosity, der dabei am 26. November 2011 auf eine Flugbahn Richtung Mars gelangte; als 541 von der VAFB jetzt zum ersten Mal überhaupt.

Nach der Zündung am 13. Dezember 2014 trugen Feststoffbooster und Zentralstufe der Rakete mit der Seriennummer AV-051 Centaur und Nutzlast in die Höhe. Die Feststoffbooster waren nach rund eineinhalb Minuten bzw. 93 Sekunden Flugzeit ausgebrannt und wurden aus Gründen der Sicherheit am Boden verzögert, nämlich erst nach rund 2 Minuten bzw. 115 Sekunden Flug, von der Zentralstufe separiert. Drei Minuten und zwanzig Sekunden nach dem Abheben wurden die beiden Hälften der Nutzlastverkleidung, die während des Fluges durch die dichteren Atmosphärenschichten die Nutzlast zu schützen hatten, abgeworfen. Vermutlich rund eine Minute später war auch die Zentralstufe ausgebrannt und konnte abgetrennt werden.

Anschließend war es Aufgabe der Centaur, mit einer von offizieller Seite nicht bekannt gegebenen Anzahl von Brennphasen seines flüssigen Wasserstoff mit flüssigem Sauerstoff verbrennenden, erstmals eingesetzten RL10C-1-Triebwerks von Pratt & Whitney Rocketdyne die Nutzlast in den vorgesehenen Orbit zu bringen. Der Centaur verblieb nach dem Aussetzen des Satelliten nicht in einer Erdumlaufbahn. Rund 10 Stunden nach dem Abheben trat er wieder in die Erdatmosphäre ein und wurde dabei voraussichtlich wie erwartet zerstört.

Von der erreichten Übergangsbahn wird NROL 35 sicher mit eigenem Antrieb seinen Arbeitsorbit anstreben. Welche Aufgaben konkret der neue Erdtrabant dort zur erfüllen hat, wurden von Regierungsstellen der Vereinigten Staaten von Amerika nicht konkret beschrieben. Eine Pressemitteilung der VAFB spricht sparsam nur von einer Mission für die nationale US-amerikanische Aufklärungsbehörde (National Reconnaissance Office, NRO). Die ULA meldet eine Mission zur Unterstützung der Verteidigung des Landes.

Westliche Beobachter vermuten einen um 63 Grad gegen den Erdäquator geneigten Arbeitsorbit mit einem Perigäum - dem der Erde nächstliegenden Bahnpunkt - von rund 1.120 km und einem Apogäum - dem erdfernsten Bahnpunkt - von rund 37.600 km über der Erde. Unterstellt wird ein Einsatz des Satelliten auf diesem hoch elliptischen Erdorbit (HEO) zur elektronischen Aufklärung. In diesem Zusammenhang wird die mögliche Ausrüstung mit einer großen, entfaltbaren Antenne mit einem Gitter-Netz-Reflektor und die Bezeichnung Trumpet Follow On 2 (Trumpet F/O-2) erwähnt.

Der Satellit könnte außerdem Aufgaben im Rahmen der US-amerikanischen Anstrengungen zur Raketenabwehr erfüllen und eine Nutzlast zur frühzeitigen Erkennung von Raketenstarts tragen. Für möglich hält man, dass NROL 35 Host für eine vom US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtkonzern Lockheed Martin gebaute Frühwarnnutzlast namens SBIRS HEO-3 ist. SBIRS steht für Space Based Infrared Sensor, übersetzt etwa "im Weltraum stationierter Infrarotsensor". Im infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums arbeitende Sensoren sind nicht unüblich für einen Einsatz an Bord von Frühwarnsatelliten.

Infrarotsensoren können gegen den kälteren Hintergrund deutlich unterscheidbare Wärmestrahlung von Raketen, insbesondere die heißen Verbrennungsgase der Raketenmotore, feststellen. Außerdem können Nuklearexplosionen geortet werden. Auch Daten über die Ausbreitung von Waldbränden und ausbrechenden Vulkanen wurden in der Vergangenheit mit derartigen Sensoren an Bord von Frühwarnsatelliten schon gewonnen.

NROL 35 alias USA 259 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.344 und als COSPAR-Objekt 2014-081A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Lockheed Martin, Raumfahrer.net, ULA, USAF)


» Raumsonde Rosetta: Woher stammt das Wasser der Erde?
14.12.2014 - Kaum eine andere chemische Verbindung scheint so charakteristisch für unseren Heimatplaneten zu sein wie das Wasser. Unklar ist bisher jedoch, woher die Erde einstmals diese gewaltigen Wassermengen, welche in der Gegenwart etwa 70 Prozent der Erdoberfläche bedecken, bezog. Aktuelle Messungen der Raumsonde Rosetta nähren Zweifel an der Theorie, dass Kometen einst die Erde maßgeblich mit Wasser versorgten.
Eines der charakteristischsten Merkmale für unseren Heimatplaneten sind die gewaltigen Wasservorkommen, welche in der Gegenwart große Teile der Erdoberfläche bedecken. Unklar ist bislang jedoch, aus welchen Quellen die Erde diese Wassermassen bezog. Eine der Theorien hierzu geht davon aus, dass die Erde ihr Wasser einstmals aus extraterrestrischen Quellen bezog. Die in diesem Modell angenommene ’trockene Akkretion’ wird dadurch begründet, dass die Planetesimale, aus denen sich letztendlich die Planeten bildeten, in einem Bereich des früheren Sonnensystems entstanden, in dem nur relativ wenig Wasser vorhanden war.

Je kleiner der Abstand zur Sonne war, desto höher fielen dort die Temperaturen aus und desto weniger Wasser war dort vorhanden. Erst jenseits der sogenannten "Schneegrenze", welche sich in etwa im Bereich des heutigen Asteroiden-Hauptgürtels zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter befindet, konnte Wasser aufgrund der dort vorherrschenden niedrigeren Temperaturen auch in größeren Mengen langfristig vorhanden sein und sich in den dort befindlichen Objekten anreichern.

Auf welchem Weg und mit welchen "Transportmedien" dieses Wasser später zur Erde gelangte, versuchen die Wissenschaftler zu klären, indem sie einen genauen Blick auf dessen molekulare Struktur werfen, denn nicht alles Wasser ist gleich. Vielmehr unterscheiden sich einzelne Wassermoleküle durch die jeweilige Isotopenzusammensetzung des Wasserstoffs. Es existieren drei Isotope des Wasserstoffs, welche sich durch die Anzahl der in den Wasserstoffatomen enthaltenen Neutronen unterscheiden. "Normaler" Wasserstoff enthält kein Neutron. "Schwerer" Wasserstoff - auch als Deuterium bekannt - enthält in seinem Atomkern ein Neutron und ein Proton. Der "überschwere" Wasserstoff - Tritium genannt - verfügt in seinem Kern sogar über zwei Neutronen.

In dem auf unserem Heimatplaneten befindlichen Wasservorräten kommt auf etwa 6.400 Wassermoleküle mit "normalen" Wasserstoff ein Molekül, welches Deuterium enthält. Das Verhältnis von Wasserstoff zu Deuterium gibt den Wissenschaftlern somit einen Hinweis auf den Ursprung des irdischen Wassers. Hierzu müssen die Forscher ’lediglich’ andere Himmelskörper in unserem Sonnensystem aufspüren, welche über ähnliche Verhältnisse von Deuterium zu Wasserstoff (kurz D/H-Verhältnis) verfügen.

Asteroiden als ’Wasserlieferanten’?

Eine Theorie besagt, dass das Wasser überwiegend von wasserhaltigen Asteroiden zur Erde verfrachtet wurde, welche zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter um die Sonne kreisen. Diese Theorie stützt sich unter anderem auf die Untersuchung von auf der Erde aufgefundenen Meteoriten, deren Ursprung im Bereich des Asteroiden-Hauptgürtels unseres Sonnensystems angenommen wird. Entsprechende Analysen zeigten in den letzten Jahren, dass speziell eine Unterart der Meteoriten, die so genannten kohligen Chondriten, ein mit dem Wasser der Erde vergleichbares D/H-Verhältnis aufweisen.

Oder doch eher Kometen?

Lange Zeit gingen die Planetologen zudem davon aus, dass als ’Wasserlieferanten’ sehr wahrscheinlich in erster Linie Kometen in Frage kommen, welche immerhin über einen signifikanten Anteil an Wassereis verfügen und die in der Frühphase unseres Sonnensystems während des Großen Bombardements in großer Zahl auf der Erde einschlugen. Diese Annahme konnte jedoch über lange Zeit hinweg nicht durch exakte Daten untermauert werden. Schließlich zeigten weiterführende Untersuchungen sogar, dass das D/H-Verhältnis bei den dabei analysierten Kometen deutlich von dem D/H-Verhältnis des irdischen Wassers abweicht.

Lediglich bei zwei Kometen - den kurzperiodischen Kometen 103P/Hartley2 und 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková - konnte erst kürzlich ein erdähnliches D/H-Verhältnis nachgewiesen werden (Raumfahrer.net berichtete).

Als Entstehungsort der kurzperiodischen Kometen gilt der Kuipergürtel - eine Region jenseits der Umlaufbahn des Planeten Neptun. Auch der Komet 67P/Tschurjumow-Gerassimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt), der mittlerweile seit mehreren Monaten intensiv mit der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta untersucht wird, zählt zu den kurzperiodischen Kometen und wird - wie auch 45P und 103P - der Jupiter-Familie zugerechnet.

Das D/H-Verhältnis des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko

Aktuelle Messdaten von einem der elf wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde Rosetta zeigen jetzt jedoch, dass auch das D/H-Verhältnis des Kometen 67P deutlich von dem entsprechenden Verhältnis des irdischen Wassers abweicht. Mit seiner hohen Empfindlichkeit konnte ROSINA in der Zeit zwischen dem 8. August und dem 4. September 2014 im Rahmen von mehr als 50 Spektralmessungen den von der Kometenoberfläche entweichenden Wasserdampf genau vermessen und dabei auch dessen Isotopenverhältnisse verlässlich analysieren.

Nach dem Kometen 1P/Halley ist der Komet 67P erst der zweite ’Schweifstern’, bei dem derartige Messungen nicht aus weiter Ferne, sondern vielmehr ’direkt vor Ort’ durchgeführt werden konnten. Und die dabei gewonnenen Messdaten nähren die Zweifel an der Theorie, dass einstmals Kometen den Großteil des auf unserem Heimatplaneten befindlichen Wassers zur Erde transportierten. Auf dem Kometen 67P, so die Ergebnisse des ROSINA-Instruments, stehen jedem Deuterium-Atom demzufolge lediglich etwa 1.880 "normale" Wasserstoffatome gegenüber - eine deutliche Abweichung von den Werten des irdischen Wassers. Deuterium kommt auf dem Kometen 67P demzufolge mehr als drei mal häufiger vor als auf der Erde.

"Eine Messung dieser Art, die das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff direkt vor Ort am Kometen bestimmt, hat es zuletzt vor 28 Jahren in weiter Entfernung zu dem Kometen Halley gegeben", so Axel Korth vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen. Damals passierte die ESA-Raumsonde Giotto diesen Kometen in einem Abstand von weniger als 600 Kilometern. Sozusagen im Vorbeiflug ’schnupperte’ ein an Bord von Giotto befindliches Massespektrometer dabei kurz an dem von 1P/Halley freigesetzten Wasserdampf. Bei allen anderen Kometen, von denen bisher das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff bekannt ist, wurde dieser Wert dagegen aus größeren Entfernungen und somit lediglich im Rahmen von indirekten Messungen ermittelt.

Nicht alle Kometen sind gleich

Die von den Wissenschaftlern um Kathrin Altwegg, der wissenschaftlichen Leiterin des ROSINA-Experiments von der Universität Bern, gesammelten Daten werfen jedoch auch mehrere grundsätzliche Fragen auf. So vermuten die Wissenschaftler, dass das Deuterium in der Frühphase unseres Planetensystems einer einfachen Regel folgend verteilt war: Je weiter ein Objekt von der Sonne entfernt war, desto mehr Deuterium lag dort im Vergleich zu normalem Wasserstoff vor.

Messungen an Asteroiden und Kometen wie etwa 1P/Halley haben sich bisher gut in dieses Bild eingereiht. Doch bereits die ’erdähnlichen’ Werte von 103P/Hartley2 und 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková sorgten innerhalb der Gemeinde der Wissenschaftler für eine gewisse Verwirrung.

"Der Komet 67P fügt sich zwar wieder recht gut in die allgemeine Theorie ein", so Urs Mall, ein weiterer Mitarbeiter des ROSINA-Teams vom MPS. "Doch offenbar bilden die Vertreter dieser Kometenfamilie eine ausgesprochen heterogene Gruppe."

Die Wissenschaftler schließen aus ihren Ergebnissen, dass - im Gegensatz zu den bisherigen Theorien - möglicherweise doch nicht alle bisher als kurzperiodische Kometen klassifizierte Objekte dem Kuiper-Gürtel entstammen. Einige dieser Objekte - wie zum Beispiel etwa 103P/Hartley2 oder 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková - könnten ihr ’kosmisches Dasein’ einstmals Asteroiden begonnen haben, welche erst zu späteren Zeitpunkten auf kometenartige Umlaufbahnen um die Sonne gelangten, die sie bis in die Bereiche der Umlaufbahn des Planeten Jupiter führten.

Laut den aktuellen Messungen der Raumsonde Rosetta wäre ’erdähnliches’ Wasser somit weiterhin den realtiv erdnahen Asteroiden des Hauptgürtels vorbehalten. Hieraus ergibt sich, dass diese Körper somit auch weiterhin als die Hauptkandidaten für die extraterrestrischen Wasserlieferungen zur Erde anzusehen sind.

Die aktuellen Ergebnisse, so Urs Mall, sind allerdings lediglich eine vorläufige Momentaufnahme der bisher erfolgten Untersuchungen von 67P. Es sei durchaus möglich, dass in den kommenden Monaten erfolgende Messungen andere Werte liefern, denn anders als Giotto und alle anderen vorangegangenen Kometenmissionen bietet die Mission Rosetta den beteiligten Wissenschaftlern die Möglichkeit, einen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem zu begleiten und dabei im Rahmen von direkten Messungen zu verfolgen, wie dieser sich verändert. Die dabei zunehmende Aktivität von 67P könnte auch Auswirkungen auf die bisher gemessene Zusammensetzung des Wasserdampfs haben.

Weitere Erkenntnisse folgen

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse über das D/H-Verhältnis des Kometen 67P wurden am 10. Dezember 2014 von Kathrin Altwegg et al. unter dem Titel "67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio" in der Fachzeitschrift Science publiziert. Weitere Erkenntnisse der Rosetta-Mission werden der Öffentlichkeit im Verlauf der kommenden Woche im Rahmen der alljährlichen Herbsttagung der American Geophysical Union (AGU) präsentiert, welche vom 15. bis zum 19. Dezember 2014 in San Francisco/Kalifornien stattfindet.

Am Mittwoch, dem 17. Dezember wird eine darauf bezogene Pressekonferenz stattfinden, welche ab 17:00 MEZ auch live im Internet übertragen werden soll. Weitere Informationen dazu finden Sie auf dieser Internetseite in englischer Sprache. Kurze Zusammenfassungen der einzelnen, auf Rosetta und den Kometen 67P bezogenen Vorträge des AGU-Meetings finden Sie zudem hier.

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Fachartikel von Kathrin Altwegg et al.:


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


» Der offene Sternhaufen Messier 47
19.12.2014 - Eine am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte veröffentlichte Aufnahme zeigt den aus etwa 50 Sternen bestehenden offenen Sternhaufen Messier 47. Einige der dort befindlichen heißen und noch relativ jungen Sterne leuchten in einem bläulichem Licht, während massereichere Sterne bereits das Stadium von Roten Riesen erreicht haben und somit in einen orangefarbenen Farbton erscheinen.
Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ’lediglich’ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal seine mittlere ’Lebensphase’ erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich - in astronomischen Zeiträumen betrachtet - erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ’Armen’ von Spiralgalaxien oder in den sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen Messier 47

Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Puppis (zu deutsch "Achterdeck des Schiffs") gelegenen Haufen Messier 47.

Erstmals erwähnt wurde dieser Sternhaufen in dem im Jahr 1654 von dem italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna veröffentlichten Katalog "De Amirandis Coeli Characteribus", in dem rund 40 Deep-Sky-Objekte aufgelistet sind. Der Sternhaufen wurde schließlich unabhängig von den Beobachtungen Hodiernas von dem französischen Astronomen Charles Messier ’neu entdeckt’ und anschließend unter der Nummer "47" in dessen Messier-Katalog aufgenommen, welcher 110 markante Nebel, Sternhaufen und Galaxien beschreibt.

M 47 - so die verkürzte Namensbezeichnung dieses Sternhaufens - befindet sich in einer Entfernung von etwa 1.600 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und ist einer der am ’dünnsten besiedelten’ offenen Sternhaufen innerhalb unserer Heimatgalaxie. In einem Gebiet, welches über eine Ausdehnung von rund 12 Lichtjahren verfügt, konzentrieren sich hier lediglich etwa 50 Sterne. Trotzdem erreicht dieser Sternhaufen, welcher am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp 30 Bogenminuten verfügt, eine scheinbare Helligkeit von 4,4 mag und kann somit unter guten Bedingungen bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Allerdings war der offene Sternhaufen Messier 47 nicht immer so einfach aufzufinden. Tatsächlich galt er über einen langen Zeitraum sogar als ’vermisst’, da Charles Messier dessen Himmelskoordinaten fehlerhaft notiert hatte. Zwischenzeitlich wurde M 47 deshalb unter der Bezeichnung NGC 2422 in den New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer aufgenommen. Die Feststellung, dass es sich bei M 47 und NGC 2422 in Wirklichkeit um das gleiche Objekt handelt, wurde erst im Jahre 1959 von dem kanadischen Astronomen T. F. Morris getätigt.

Viele ’blaue’, aber auch wenige ’rote’ Sterne

Aus den unterschiedlichen Farben, in denen die Sterne von M 47 ’leuchten’, können die Astronomen auf deren jeweilige Temperaturen schließen, da heißere Sterne im Bereich des sichtbaren Lichtspektrums ’blauer’ und kühlere Sterne ’röter’ erscheinen. Diese Beziehung zwischen der Farbe, der Helligkeit und der Temperatur kann durch die sogenannte Planck-Kurve dargestellt werden. Durch spektroskopische Untersuchungen des Lichts können die Astronomen zudem weitere Erkenntnisse über die Sterne gewinnen. Neben der chemischen Zusammensetzung kann dabei auch deren Rotationsdauer ermittelt werden.

Außerdem liefern die Farben Hinweise darauf, in welchem Stadium der Sternentwicklung sich die verschiedenen Sterne befinden. Die Lebenszeit eines Sterns hängt in erster Linie von seiner ursprünglichen Masse ab. Massereiche Sterne, welche um ein Vielfaches schwerer als unsere Sonne sind, haben eine kurze Lebensdauer von nur einigen Millionen Jahren. Masseärmere Sterne können dagegen viele Milliarden Jahre lang existieren. In einem Sternhaufen konzentrierte Sterne verfügen in etwa über das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung.

Der Sternhaufen M 47 wird von in blau-weißen Farben leuchtenden Sternen dominiert. Diese Sterne haben ihre Existenz mit eher moderaten Massen begonnen und befinden sich noch in einem frühen Stadium ihrer Entwicklung. Die ursprünglich massereicheren Sterne von M 47 haben dagegen ihren für die Kernfusion notwendigen Vorrat an Wasserstoff mittlerweile aufgebraucht und sind in das Stadium von Roten Riesen übergegangen, was sich in deren rötlichen Färbung bemerkbar macht.

Scheinbare kosmische Nachbarn

Rein zufällig befindet sich M 47 am Nachthimmel unmittelbar neben einem weiteren offenen Stenhaufen, welcher als Messier 46 bezeichnet wird. Der hier beschriebene offene Sternhaufen Messier 47 befindet sich in etwa 1.600 Lichtjahren Entfernung von unserem Sonnensystem. Messier 46 ist dagegen rund 5.500 Lichtjahre von uns entfernt und enthält mit etwa 500 Mitgliedern weitaus mehr Sterne. Obwohl er mehr Sterne beinhaltet, erscheint er mit lediglich 6,1 mag dennoch deutlich lichtschwächer, was seiner größeren Entfernung geschuldet ist. Ein weiterer Unterschied findet sich in den unterschiedlichen Altern dieser beiden Sternhaufen. Mit einem Alter von etwa 300 Millionen Jahren ist Messier 46 deutlich älter als der lediglich nur 78 Millionen Jahre alte Sternhaufen M 47. Trotzdem könnten diese beiden Sternhaufen als das Äquivalent für einen optischen Doppelstern bezeichnet werden.

Kosmische Edelsteine

Die hier gezeigte und bereits am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden im Rahmen des "Cosmic Gems-Programms" angefertigt. Bei diesem Programm handelt es sich um eine Initiative der ESO zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen, um Himmelsaufnahmen von interessanten, faszinierenden oder von Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach nur ’schön anzusehen’ sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich.

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


» Ein Schwarm plutogroßer Körper
20.12.2014 - Ein Team amerikanischer Forscher hat einen Schwarm plutogroßer Körper um den Stern HD107146 ausgemacht. Die Entdeckung, die mit der ALMA-Teleskopanlage gemacht wurde, ist insofern von Bedeutung, als dass sie Erkenntnisse über eine wichtige Übergangsphase in der Planetenentstehung erlaubt.
Bei dem Stern HD107146 handelt es sich um einen jungen, sonnenähnlichen Stern vom G2-Typ in einer Entfernung von etwa 90 Lichtjahren und mit einer Masse von 109% der Sonnenmasse. Von der Erde aus betrachtet steht er im Sternbild Coma Berenices. Er kann nicht mit bloßem Auge gesehen werden.

Weiterhin repräsentiert er mit einem Alter von etwa 100 Millionen Jahren eine Entwicklungsphase, in der das System von seiner Frühphase in ein stabiles Stadium übergeht, in der sich bereits Planeten geformt haben und nun ihre Umlaufbahnen einnehmen, in denen sie später ihren Stern umkreisen. Die Planeten haben sich aus den Resten der Materie gebildet, die bei der Sternentstehung übrig geblieben sind und die nun in einer so genannten Akkretionsscheibe den jungen Stern umkreisen. Ist die Planetenbildung abgeschlossen, ist der Staub in den inneren Bereichen des Systems verschwunden.

Frühere Computersimulationen legen aber nahe, dass er in den äußeren Bereichen eines Sonnensystems zunimmt. Grund dafür ist die Entstehung von Körpern in der Größe des Pluto, die kleinere Körper durch ihre gravitative Beeinflussung dazu bringen, zusammenzustoßen und so zur Bildung dieses Staubs beitragen. Genau dieser Umstand ist nun durch die Untersuchungen bestätigt worden.

Die Forscher stießen bei ihren Beobachtungen auf einen Anstieg der Konzentration millimetergroßen Staubs in den äußeren Bereichen des Systems. Die Region verstärkten Staubvorkommens beginnt demnach in einer Entfernung von etwa 13 Milliarden Kilometern vom Stern.

Das ALMA-Teleskop in der Atacama-Wüste in Chile besteht aus 66 Präzisionsantennen, die in einem Areal in einer Höhe von über 5000 Metern. Sie dienen Beobachtungen in einem Wellenlängenbereich von 0,32 bis 3,6 Millimetern, einem Grenzbereich zwischen Infrarot- und Radiostrahlung. Damit können Objekte untersucht werden, die zu den kältesten im Universum gehören, so z.B. alte und weit entfernte Galaxien im Universum oder eben Gas- und Staubregionen, aus denen neue Sterne entstehen.

Der Artikel von Ricci et al.
ALMA observations of the debris disk around the young Solar Analog HD 107146

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(Autor: Hans Lammersen - Quelle: almaobservatory.org, sciencedaily.com)


» Acht Jahre erfolgreiche Erforschung der Venus
21.12.2014 - Aus viereinhalb Jahren wurden mehr als acht - Mit Venus Express geht eine erfolgreiche und ertragreiche Mission der Europäischen Raumfahrtagentur (ESA) zu Ende.
Die ESA-Sonde Venus Express (VEX) hat nach über acht Jahren das Ende ihrer Mission erreicht, nachdem ihr 570 kg umfassender Treibstoffvorrat erschöpft war. Venus Express startete am 17. November 2005 auf einer Sojus-Fregat-Trägerrakete nach einer vergleichsweise kurzen Bauzeit von drei Jahren.

Die ESA hatte um Vorschläge gebeten noch vorhandene Komponenten der bereits 2003 gestarteten Sonde Mars Express für eine weitere Planetenforschungsmission zu nutzen und schließlich einen Konstruktionsauftrag an EADS Astrium vergeben, eine 100%ige Tochter der Airbus Group, die inzwischen mit Cassidian und Airbus Military in der neuen Sparte für militärische und zivile Luft- und Raumfahrt Airbus Defence and Space aufging.

So gesehen kann man bei Venus- und Mars Express von Schwestersonden sprechen, obgleich spezifische Modifikationen vorgenommen wurden, um dem geänderten Missionsprofil gerecht zu werden. Eine davon betrifft die deutlich kleiner ausfallenden Solarpaneele von Venus Express, die aufgrund der geringeren Sonnennähe und daraus resultierenden höheren Sonneneinstrahlung zudem mit kleinen, zwischen den einzelnen Solarmodulen eingesetzten Spiegeln versehen wurden, um eine Überhitzung zu verhindern.

Nähere Details über Unterschiede und Gemeinsamkeiten führt das ESA-Papeir "The Venus Express Spacecraft System Design" in einer vergleichenden Betrachtung auf.

Venus Express hatte beim Start eine Masse von 1270 kg, wovon 93 kg auf die Nutzlast bestehend aus wissenschaftlichen Instrumenten entfielen. Die Größe des Sondenbusses fiel mit 1,4 m × 1,65 m × 1,7 m ähnlich kompakt wie bei Mars Express aus. Die Solarzellenausleger mit einer Spannweite von acht Metern und einer Oberfläche der Panels von 5,7 Quadratmetern versorgten VEX in Erdnähe mit einer Arbeitsleistung von 800 Watt in Erdnähe und rund 1.100 Watt während des Aufenthalts bei der Venus, die die Sonde am 11. April 2006 erreichte.

Knapp einen Monat dauerte es, bis VEX am 7. Mai 2006 ihre endgültige Umlaufbahn erreichte und mit dem wissenschaftlichen Betrieb begonnen werden konnte. Zentrales Ziel der Mission war u.A. die nähere Erforschung der rund 20 km dicken, außerordentlich dichten Venusatmosphäre und ihrer komplexen Wolkenbildungsvorgänge. Dabei sollten beispielsweise Erkenntnisse über Entstehung und Ursachen des überaus starken Treibhauseffekts der Venus, sowie weitere Einblicke über die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre gewonnen werden. Darüber hinaus stand die Suche nach seismischen und vulkanischen Aktivitäten auf der Agenda.

Zudem erhofften sich die Forscher am Beispiel der Venusatmosphäre weitere Rückschlüsse über mögliche zukünftige Klimaszenerien der Erde. Zur Übertragung ihrer Forschungsdaten verfügte Venus Express über zwei Parabolantennen mit 1,3 bzw. 0,3 Metern Durchmesser, sowie zwei Rundstrahlantennen. Die S-Band-Sender mit einer Sendeleistung von fünf Watt und die X-Band-Sender mit einem Output von 65 Watt ermöglichten einen Downlink mit einer Datenrate von 19–288 kbit/s und einen Uplink mit 2000 bit/s. Zur Zwischenspeicherung von Messdaten diente ein Massenspeicher mit einem Fassungsvermögen von 1,5 GByte.

Diese Werte zeigen ein weiteres Mal sowohl die Unterschiede zu irdischer Consumertechnik, als auch die beträchtliche logistische und kreative Leistung der Raumfahrttechniker auf, die die Gewinnung signifikanter wissenschaftlicher Resultate mit stark limitierten informations- und kommunikationstechnischer Kapazitäten möglich machen.

Die Primärmissionsdauer war von der ESA ursprünglich für exakt zwei Venusrotationen, das entspricht 486 Erdtagen, angelegt worden und wurde im Februar 2007 erstmals verlängert. Es ist nicht ungewöhnlich, dass Raumfahrtmissionen ihre veranschlagte Dauer teils deutlich übertreffen. Die Spezifikationen für eine als erfolgreich zu wertende Mission werden von den Ingenieuren zumeist eher konservativ angesetzt und lassen sich als eine Art Mindesthaltbarkeitsdatum verstehen, bis zu dessen Erreichen das Raumfahrzeug höchst wahrscheinlich einwandfrei funktionieren und bei voller Kapazität arbeiten sollte. Die nächste Missionsverlängerung erfolgte am 10. Februar 2009, zunächst nur bis Ende des Jahres, doch am 2. Oktober 2009 erfolgte dann die dritte Verlängerung bis Ende 2012.

Der zentrale limitierende Faktor der meisten Raummissionen ist der mitgeführte Treibstoff. Neben anderen Größen, etwa die Vorräte hoch wirksamer Kühlmittel, auf die manche Weltraumteleskope angewiesen sind, um bestimmte Instrumente zu kühlen, ist Treibstoff für Bahnkorrekturmanöver meist unverzichtbar. Venus Express hatte 570 kg Monomethylhydrazin, einen hypergolischer Raketentreibstoff, der u.A. in der Aestus-Oberstufe der Ariane 5 eingesetzt wird, sowie gemischte Stickstoffoxide als Oxidator zur Erhaltung seiner Drei-Achsen-stabilisierten Umlaufbahn an Bord. Die letzte Verlängerung der Mission bis Mitte 2015 wird die Sonde nun nicht mehr vollständig abschließen können.

Wie die ESA nun mitteilte, brach der volle Kontakt zu Venus Express bereits am 28. November 2014 ab und konnte danach nur partiell wiederhergestellt werden. In ihren letzten Monaten ließen die Missionsverantwortlichen die Sonde sogenannte Aerobraking-Manöver fliegen, bei denen das Raumfahrzeug auf die obersten Schichten einer Atmosphäre trifft und von ihnen abprallt; Raumfahrer.net berichtete.

Im Rahmen dieser Aerobraking-Kampagne näherte sich der planetennächste Punkt der Umlaufbahn zwischen Mai und Juni diesen Jahres auf eine Höhe von 130-135 km, wobei die Sonde jeweils für wenige Minuten die obersten Schichten der Atmosphäre durchflog.

Aus den Erfahrungen, die sie aus den Messdaten von Venus Express während dieser Manöver sammeln konnten, erhoffen sich die ESA-Forscher neue Strategien für den Eintritt in Planetenorbits. So können Aerobraking-Manöver bei Planeten oder Monden mit Atmosphäre dazu dienen elliptische in eher kreisförmige Umlaufbahnen zu überführen und so eine größere Menge mitzuführenden Treibstoffs einsparen helfen.

Ferner liefern sie interessante Aufschlüsse über das Verhalten von Raumsonden unter extremen thermalen Bedingungen und großen Drücken, Raumfahrer.net berichtete. Regulär lag der planetenfernste Punkt in den Jahren zuvor in einer Entfernung von rund 66.000 km über dem Südpol und der Punkt der größten Annäherung bei 200 km über dem Nordpol.

Bei der letzten der geplanten Annäherungen sei der Schub zur erneuten Anhebung der Umlaufbahn auf eine Höhe von etwa 460 km ausgeblieben, was ESA-Ingenieure auf den hierfür fehlenden Treibstoff zurückführten. Ohne aktive Steuerbarkeit kann Venus Express auch nicht länger in Richtung auf die Erde ausgerichtet werden, was eine weitere planmäßige Kommunikation verhindert.

Dennoch kann die Mission von Venus Express als äußerst erfolgreich angesehen werden. Zu den zentralen Erkenntnissen zählt u.A. die Entdeckung, dass die Venus noch über geologische Aktivität verfügt. Hierauf deuten die gemessenen großen Variationen des Schwefeldioxidanteils in der Atmosphäre ebenso hin wie die Existenz zahlreicher Lavaströme mit einem Alter von nicht mehr als 2,5 Millionen Jahren, ein in geologischen Begriffen eher kurzer Zeitraum.

Auch Hinweise auf einst große Wassermengen, womöglich sogar in Form erdähnlicher Ozeane auf der Venus zählen zu den interessanten Ergebnissen der achtjährigen Mission. Demnach ging der allergrößte Teil des Wassers im Laufe von Milliarden von Jahren am Rande der Atmosphäre verloren, wo es nach Verdunstung von der Oberfläche von Sonnenwinden abgetragen wurde. Der Verlust atmosphärischen Volumens auf der Tagseite der Venus konnte erstmals mit dem Magnetometer namens MAG konkret belegt werden.

Bemerkenswert sind überdies die messbaren Veränderungen atmosphärischer Bedingungen im Verlauf nur einer Sondenmission. So beobachteten die Forscher eine Zunahme der durchschnittlichen Windgeschwindigkeiten in der Atmosphäre von 300 km/h bei VEX Ankunft 2006 auf 400 km/h nur sechs Jahre später. Die Ursachen hierfür sind noch unklar.

Auch die Verlangsamung der ohnehin schon extrem trägen Eigenrotation der Venus um 6,5 Minuten innerhalb von 16 Jahren, seit den Messungen der Magellan-Sonde der NASA, ist mit Blick auf die üblicherweise buchstäblich astronomischen Zeiträume planetarer und kosmischer Vorgänge zumindest erstaunlich zu nennen.

Die Existenz oder gar die Natur von Zusammenhängen zwischen diesen verschiedenen Entdeckungen ist völlig offen.

Am Ende der Mission blickt ein glücklicher Alvaro Giménez, ESA-Direktor für unbemannte Missionen auf acht ertragreiche Jahre zurück. Es sei eine aufregende Erfahrung gewesen dieses wundervolle Raumschiff in der Nähe der Venus zu fliegen, berichtete er. Giménez ist sich sicher, dass die Wissenschaft noch weitere Jahre von den gesammelten Daten profitieren werde.

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(Autor: Roman van Genabith - Quelle: ESA, Raumfahrer.net)


» SLS: Chill Test des Haupttriebwerks
21.12.2014 - Die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtbehörde NASA hat einen sogenannten Chill Test eines RS-25 Triebwerks abgeschlossen, wie es auch einmal in der Hauptstufe des Space Launch System zum Einsatz kommen soll, dem neuen Schwerlastträger der NASA. Bei diesem Test handelt es sich um eine wichtige Vorbereitung für eine Testzündung dieses neuen Triebwerks.
30 Jahre lang haben sie das Space Shuttle zuverlässig in den Weltraum befördert: Die SSMEs, die Haupttriebwerke des Space Shuttles. Nun werden sie auf ihren nächsten Einsatz vorbereitet: In Zukunft sollen diese Triebwerke die neue Schwerlastträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA antreiben, das Space Launch System (SLS). Dafür wurden die SSMEs nach der Einstellung der Space Shuttle-Flüge 2011 aus den Orbitern des Space Shuttles ausgebaut, sie werden nun modifiziert, um bereit für ihre neue Aufgabe zu sein. Es existieren insgesamt noch 15 betriebsbereite SSMEs, die nun als RS-25 bezeichnet werden, ein 16. Triebwerk kann aus verbliebenen Ersatzteilen zusammengebaut werden. Die Modifikationen betreffen vor allem den Controller des RS-25, gewissermaßen das elektronische Gehirn des Triebwerks, das für die Steuerung und die Kommunikation des RS-25 mit der restlichen Rakete zuständig ist. Da die Technologie seit der Konstruktion der Triebwerke stetig Fortschritte gemacht hat, soll nun ein verbesserter Controller, dessen Technologie sehr stark auf dem Controller des J2-X Triebwerks aufbaut, in dem RS-25 bei SLS-Flügen zum Einsatz kommen.

Um diesen neuen Controller zu testen, wird zum Einen im Marshall Space Flight Center in Alabama mit einer Testversion dieses Controllers ein SLS-Flug simuliert. Zum Anderen soll eine weitere Testversion des Controllers bei einer Testzündung eines RS-25 Triebwerks getestet werden. Dabei wird ein modifiziertes RS-25 Triebwerk tatsächlich gezündet, um Daten über diese Modifikationen zu sammeln. Dieser bedeutende Meilenstein für die Entwicklung des SLS soll 2015 auf dem A-1 Teststand des Stennis Space Centers im US-Bundesstaat Mississippi geschehen. Für diese Triebwerkstests wurde der Teststand seit 2013 umgebaut. Ursprünglich war geplant, bereits im Sommer dieses Jahres eine erste Testzündung durchzuführen, jedoch zeigte sich bei Analysen der Treibstoffleitungen des Teststandes, dass die Zuleitungsrohre verunreinigt sind. Daher musste das bereits installierte RS-25 Triebwerk wieder entfernt und die verunreinigten Leitungen ersetzt werden. Am 23. Oktober 2014 wurde das Triebwerk wieder installiert, nun hat die NASA am 11. Dezember 2014 einen weiteren Schritt auf dem Weg zu der ersten Testzündung unternommen.

Und zwar einen sogenannten Chill Test. Bei diesem Test fließen die beiden Treibstoffe LOX (flüssiger Sauerstoff) und LH2 (flüssiger Wasserstoff) durch die Treibstoffleitungen des Teststandes und des Triebwerkes selbst, um sicherzustellen, dass es damit keine Probleme gibt. Beide Treibstoffe sind äußerst kalt: Sauerstoff wird bei einer Temperatur von etwa -183 °C flüssig, Wasserstoff sogar bei -252 °C. Während des Chill Tests haben die zuständigen Ingenieure die Temperaturen, Durchflussraten und die Drücke der Treibstoffe gemessen. Auch wurden durch den Chill Test die geplanten Prozeduren für eine Testzündung überprüft und die benötigte Zeit für diese Prozeduren bestimmt. Ein ähnlicher Test wurde auf dem Teststand bereits im Frühjahr 2014 durchgeführt, jedoch noch ohne installiertes Triebwerk und „nur“ mit flüssigem Stickstoff. 2015 können dann endlich die lang erwarteten Triebwerkstests beginnen.

Dieses Jahr sollen ebenfalls noch das gigantische Vertical Assembly Center validiert werden, in dem die Hauptstufe des SLS gefertigt werden soll, und das Fundament für die neuen Teststände fertiggestellt werden, mit denen strukturelle Belastungstests von SLS-Elementen erfolgen sollen. Die Highlights der SLS-Entwicklungsarbeiten im nächsten Jahr werden neben den besagten Triebwerkstests eine Testzündung des neuen 5-Segmente Feststoffboosters und das Critical Design Review des gesamten SLS sein, eine rigorose Designprüfung.

Das Space Launch System ist der neue Schwerlastträger der NASA. Er basiert zu großen Teilen auf dem 2011 außer Dienst gestellten Space Shuttle: So werden die Hauptstufe aus dem External Tank des Shuttles, die 5-Segmente Booster aus den SRBs und die RS-25 Triebwerke aus den SSMEs entwickelt. Es wird drei Varianten des SLS geben: Die Block I Version wird lediglich eine leicht modifizierte Version der DCSS (Delta Cyrogenic Second Stage) als Oberstufe haben. Mit ihr soll der Erstflug EM-1 erfolgen. Block IA wird über die wesentlich stärkere EUS (Exploration Upper Stage)-Oberstufe verfügen. Bei Block II handelt es sich um die stärkste Variante des SLS, seine Oberstufe wird ebenfalls die EUS sein; die Feststoffbooster werden durch verbesserte Booster ersetzt, ihr Konzept ist jedoch noch nicht festgelegt, obwohl bereits verschiedene Vorschläge zu neuen Flüssig- oder Feststoffboostern existieren. Der Erstflug des SLS ist nicht später als im November 2018 mit der Mission EM-1 (Exploration Mission 1) geplant, bei der das neue NASA-Raumschiff Orion noch unbemannt zum Mond fliegen wird. Weitere SLS-Missionen sollen bemannte Marsflüge in den 2030ern vorbereiten, jedoch hat der US-Kongress immer noch keine dieser Missionen bewilligt, obwohl er als Unterstützer des SLS gilt.

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: NASA, NSF)


» Orion: Drivin` home for Christmas
24.12.2014 - Nach dem erfolgreichen Erstflug EFT-1 des neuen Raumschiffs Orion der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA ist die Kapsel nun wieder zu den Weihnachtsfeiertagen zurück am Kennedy Space Center in Florida angekommen. Gleichzeitig beginnen schon die Arbeiten zu dem nächsten Flug von Orion, EM-1.
Am 5. Dezember begann eine neue Ära der bemannten US-Raumfahrt: Das neue Raumschiff Orion der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA startete zu seinem historischen Erstflug EFT-1 (Exploration Flight Test 1). Nach dieser erfolgreichen Mission wurde die Raumkapsel aus dem pazifischen Ozean geborgen und an Bord des Bergungsschiffes USS Anchorage zurück an Land befördert. Am 8. Dezember erreichte die Anchorage dann den Militärhafen von San Diego. Dort wurde Orion ausgeladen und in ein spezielles Zelt gebracht, in dem die Herstellerfirma Lockheed Martin die Kapsel inspizierte und Daten aus ihr gewonnen hat. Daraufhin wurde Orion in eine Transportstruktur verladen, die den Spitznamen „Armadillo“(Gürteltier) trägt, diese Transportstruktur wurde dann auf einem LKW befestigt.

Danach begann die lange Fahrt von San Diego nach Florida, 3.700 km quer durch die Vereinigten Staaten. Am 18. Dezember kam Orion dann am Kennedy Space Center an. Die Transportstruktur wurde gereinigt und dann in der LASF (Launch Abort System Facility) abgestellt, einem Gebäude auf dem Gelände des Kennedy Space Centers. Im Kennedy Space Center fanden die Endmontage und Vorbereitungen auf den Start statt, nun kehrt das Raumschiff quasi an seinen „Geburtsort“ zurück. Orion wurde aus der Transportstruktur herausgehoben und mit einer Pressekonferenz empfangen, nun beginnen genauere Analysen der Systeme der Kapsel. Dazu werden der obere Hitzeschild demontiert und Kabel, Rohre und Avionik- und Antriebssysteme im Inneren des Raumschiffs genauer inspiziert.

Vorläufige Untersuchungen des Raumschiffs haben ergeben, dass keine unerwarteten Beschäd- igungen aufgetreten sind. An der Seite der Kapsel gab es Anzeichen für Einschläge von Mikrometeoriten oder Weltraummüll, wovon man schon vor dem Flug ausgegangen ist. Von dem Hitzeschild wurden bereits Proben entfernt und in ein Labor für genauere Analysen geschickt. Generell ist der Zustand der Orion-Kapsel gut genug, um sie aufzuarbeiten und bei einem weiteren Flug verwenden zu können: Ascent Abort 2 (AA-2) 2018. Bei diesem Test soll Orion mitsamt dem Startabbruchsystem auf einer Peacekeeper-Rakete von dem Startplatz SLC-46 in Cape Canaveral starten. Kurz vor dem Überschreiten der Schallmauer, wenn die dynamische Belastung an ihrem höchsten Punkt ist, die auf das Raumschiff wirkt, soll das Startabbruchsystem während des Fluges zünden und Orion von der übrigen Rakete entfernen. Dieser Flug wird den letzten Test des Startabbruchsystems vor der ersten bemannten Orion-Mission darstellen.

Auch ein weiterer Flug von Orion steht 2018 an: Exploration Mission 1 (EM-1). Bei diesem Flug soll Orion erstmals auf dem Space Launch System starten, der neuen Schwerlastträgerrakete der NASA, und bis zum Mond fliegen. Die einzelnen Metallpaneele der Druckkabine der Kapsel, die bei diesem Flug zum Einsatz kommen soll, sind momentan bereits in Südkalifornien im Bau. Sie werden danach zu der Michoud Assembly Facility transportiert, eine gewaltige Fabrikationshalle im US-Bundesstaat Louisiana, und dort ab dem Spätsommer 2015 mithilfe von Rührreibschweißen miteinander verbunden, einer State-Of-The-Art Fertigungstechnologie. Vorher soll im April 2015 die Endmontage des Startabbruchsystems für diesen Flug beginnen. Eine Testversion des europäischen Servicemoduls, das auf dem Servicemodul des Raumtransporters ATV basiert und bei EM-1 zum Einsatz kommen soll, befindet sich momentan in Bau. Es wird wahrscheinlich 2015 für strukturelle Belastungstests zum Einsatz kommen.

Orion wird das neue Raumschiff der NASA sein. Während die kommerziellen Partner der NASA für den Transport von Fracht und Astronauten zur ISS im Erdorbit zuständig sind, wird das auch MPCV (Multi-Purpose Crew Vehicle) genannte Raumschiff Astronauten zu verschiedenen Zielen jenseits des Low Earth Orbits (LEO) transportieren. So kann eine intensivere Erkundung des Weltalls als je zuvor stattfinden. Mit der Entwicklung von Orion wurde bereits im Rahmen des 2010 gestrichenen Constellation-Programms begonnen. So konnten die Entwicklungsarbeiten an einem Raumschiff, an dem bereits mit Hochdruck gearbeitet wurde, fortgeführt werden.

Der nächste Flug von Orion steht nicht später als im November 2018 mit der Mission EM-1 (Exploration Mission 1) an. Bei dieser Mission soll ein unbemanntes Orion-Raumschiff zum Mond fliegen und dort in eine stabile Mondumlaufbahn einschwenken. EM-1 wird etwa 25 Tage dauern und neben einem europäischen Servicemodul, das Technologien des inzwischen eingestellten ATV-Raumtransporters verwendet, auch den neuen Schwerlastträger der NASA einsetzen, das Space Launch System (SLS). Das SLS befindet sich noch in der Entwicklungsphase, gleichzeitig werden große Teile der Infrastruktur, die bereits am Kennedy Space Center existiert, modernisiert und umgebaut, damit das SLS dort starten kann.

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: NASA, NASA TV, NSF)


» Planetenjäger Kepler ist immer noch erfolgreich
26.12.2014 - Das auf die Suche nach Exoplaneten spezialisierte Weltraumteleskop Kepler setzt seine Mission trotz des Ausfalls von zwei für die Lageregelung benötigten Reaktionsrädern auch weiterhin fort. Erst kürzlich gelang dabei die Entdeckung eines weiteren Exoplaneten.
Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten im Jahr 1995 konnten Astronomen bis zum heutigen Tag außerhalb unseres Sonnensystems 1.855 Planeten nachweisen. Einen wesentlichen Beitrag bei dieser Suche lieferte das auf die Exoplanetensuche spezialisierte Weltraumteleskop Kepler.

Nach seinem Start am 7. März 2009 hat Kepler über einen Zeitraum von vier Jahren hinweg im Bereich der Sternbilder Schwan, Drache und Leier systematisch mehr als 150.000 Sterne anvisiert und dabei mittels der "Transitmethode" nach Anzeichen für dort befindliche Planeten Ausschau gehalten.

Sobald ein Exoplanet - von der Erde aus betrachtet - direkt vor seinem Mutterstern vorbeizieht, nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns um einen winzigen Bruchteil ab, da der vorbeiziehende Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt. Durch die wiederholten Beobachtungen dieser periodisch auftretenden Helligkeitsveränderungen kann der Durchmesser und die Dauer der Umlaufzeit des verursachenden Planeten bestimmt werden. Anhand der Daten des Weltraumteleskops konnten so bisher 996 Exoplaneten definitiv nachgewiesen werden. Weitere rund 4.000 ’Planetenkandidaten’ warten dagegen noch auf ihre Bestätigung, für die zunächst weiterführende Beobachtungen mit anderen Teleskopen notwendig sind.

Um die Suche nach Exoplaneten mit der dafür notwendigen Präzision durchführen zu können ist es jedoch zwingend notwendig, dass das Weltraumteleskop Kepler bei seinen Beobachtungen über eine äußerst genaue und zudem dauerhaft stabile Ausrichtung im Weltall verfügt. Diese Ausrichtung wird allerdings durch den von der Sonne ausgehenden Strahlungsdruck negativ beeinflusst, der mit seiner zwar minimalen, aber doch deutlich spürbar einwirkenden Kraft zu einer permanenten Veränderung der Orientierung des Weltraumteleskops im Raum führt. Um dieser Kraft entgegenzuwirken wurde Kepler mit vier Reaktionsrädern ausgestattet, welche das Weltraumteleskop in allen drei Achsen stabilisieren sollte.

Die Kepler-Mission war eigentlich beendet

Als im Mai 2013 auch das zweite dieser vier Reaktionsräder ausfiel (Raumfahrer.net berichtete) - mindestens drei stabilisierende Kreisel werden jedoch benötigt - schien es zunächst so, als ob die bis dahin überaus erfolgreiche Kepler-Mission beendet werden muss.

Die "K2"-Mission

Die Mitarbeiter der Kepler-Mission waren jedoch nicht bereit, ihr Teleskop ’einfach so’ abzuschreiben. Stattdessen wurde von den beteiligten Ingenieuren und Wissenschaftlern ein innovatives Missionskonzept entwickelt, welches in dieser Form bisher noch nie in der Praxis erprobt wurde. Kepler - so die zugrunde liegende Idee - sollte in Zukunft das Sonnenlicht als dritten stabilisierenden ’Kreisel’ nutzen. Auf diese Weise kann Kepler in einer Achse stabilisiert werden. Für die anderen beiden Achsen sollten dagegen weiterhin die zwei noch verbliebenen Reaktionsräder genutzt werden.

Zu diesem Zweck muss das Weltraumteleskop ’lediglich’ so ausgerichtet werden, dass sich der von der Sonne ausgehende Strahlungsdruck gleichmäßig über das Teleskop verteilt und auf diese Weise die Notwendigkeit von Lagekorrekturen, welche ja letztendlich erst durch genau diesen Strahlungsdruck erforderlich werden, entfällt.

Für dieses alternative Konzept - so die Mitarbeiter der Kepler-Mission müsste allerdings das bisherige Beobachtungsprogramm deutlich modifiziert werden. Das Weltraumteleskop muss sich bei seinen Beobachtungen in Zukunft auf den Bereich der Ekliptik beschränken. Um eine dauerhafte Stabilisierung zu gewährleisten, muss zudem alle 83 Tage die Orientierung und damit auch das Sichtfeld von Kepler verändert werden, was zur Folge hat, dass dann für die folgenden 12 Wochen eine andere in der Ekliptik gelegene Himmelsregion in den Aufnahmebereich des Teleskops rückt.

Neben der Suche nach Exoplaneten, so die Kepler-Wissenschaftler, soll das Weltraumteleskop hierbei dann auch für die Beobachtung und Untersuchung von Sternhaufen, Galaxien, einzelner Sterne und Supernovae eingesetzt werden. Nach einer eingehenden Analyse dieses Vorschlags gab die NASA schließlich im Mai 2014 bekannt, dass dieses neue, als "K2-Mission" bezeichnete Missionskonzept bewilligt und die finanziellen Mittel für einen zunächst auf zwei Jahre befristeten Weiterbetrieb von Kepler bereitgestellt wurden.

Ein erster Achtungserfolg noch während der Testphase

Unabhängig von dieser Entscheidung wurde Kepler jedoch bereits im Februar 2014 wie hier beschrieben eingesetzt und hat dabei im Rahmen einer ersten, neun Tage andauernden Testkampagne regelmäßig Aufnahmen von dem dabei im Sichtbereich gelegenen Sternfeld angefertigt. Durch die Auswertung der dabei gewonnenen Daten, bei denen fast 2.000 Sterne abgebildet wurden, zeigte sich jetzt, dass das Weltraumteleskop tatsächlich wieder erfolgreich als ’Exoplanetenjäger’ eingesetzt werden kann.

Am 18. Dezember 2014 gaben die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bekannt, dass in den Daten, welche bereits im Februar aufgezeichnet wurden, ein weiterer Exoplanet entdeckt wurde. Dieser neu entdeckte Planet trägt die Bezeichnung HIP 116454b, verfügt über einen Durchmesser von etwa 32.000 Kilometern und in etwa über die 12-fache Masse der Erde. Für eine vollständige Umrundung seines Zentralsterns benötigt dieser somit als Supererde klassifizierte Planet einen Zeitraum von 9,1 Tagen. Die mittlere Entfernung zwischen Planet und Stern beträgt dabei rund 13,5 Millionen Kilometern. HIP 116454 - der besagte Zentralstern des Exoplaneten - ist etwas kleiner und kühler als die Sonne, gehört der Spektralklasse "K1" an und befindet sich rund 180 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt im Sternbild Fische.

Der Planet wurde mittlerweile durch nachfolgende Untersuchungen mit dem HARPS-N-Instrument am Telescopio Nazionale Galileo auf der Kanareninsel La Palma sowie durch Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop MOST bestätigt.

Obwohl HIP 116454b laut den gewonnenen Daten definitiv keinen Ort darstellt, bei dem es sich um einen für die Entstehung von extraterrestrischen Leben geeigneten Planeten handelt, stellt diese Entdeckung trotzdem unter Beweis, dass das Weltraumteleskop Kepler auch in der jetzigen Missionsphase "K2" erfolgreich als Exoplanetenjäger agieren kann.

"Wie ein Phoenix aus der Asche wurde Kepler neu geboren und ist bereit, weitere Entdeckungen zu machen", so Andrew Vanderburg vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA). "Besonders erfreulich ist dabei, dass sich der entdeckte Planet [aufgrund der Nähe seines Zentralsterns zur Erde] für Folgestudien eignet."

Allerdings haben die mittlerweile veränderten Missionsparameter auch zur Folge, dass die jetzt erfolgenden Beobachtungen von Kepler trotz aller Bemühungen nicht mit der zuvor erreichten Präzision durchgeführt werden können. Durch die Anwendung einer speziell hierfür entwickelten Korrektursoftware kann jedoch eine photometrische Genauigkeit erreicht werden, welche einen Wert von mehr als 50 Prozent der während der Primärmission erreichten Qualität gewährleistet.

Die hier lediglich kurz beschriebene Entdeckung eines weiteren Exoplaneten durch das Weltraumteleskop Kepler wurde kürzlich von Andrew Vanderburg et al. unter dem Titel "Characterizing K2 Planet Discovieries: A Super-Earth transiting the bright K-Dwarf HIP 116454" in der Fachzeitschrift "The Astrophysical Journal" publiziert.

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Fachartikel von A. Vanderburg et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)


» Merkurorbiter Messenger: Das Ende naht
27.12.2014 - Nach fast vier Jahren, in denen sich die Raumsonde Messenger in einer Umlaufbahn um den Planeten Merkur befand, bahnt sich jetzt das Ende dieser Mission an. Allerdings haben die beteiligten Ingenieure einen innovativen Weg gefunden, um dieses letztendlich doch unausweichliche Ende um weitere vier Wochen hinauszuzögern.
Am 18. März 2011 trat die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Messenger (so die Kurzform für MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) nach einem fast sieben Jahre dauernden Flug durch das innere Sonnensystem in eine Umlaufbahn um den Planeten Merkur ein und untersuchte diesen innersten und zugleich kleinsten Planeten unseres Sonnensystems in den folgenden Jahren intensiv mit den sieben an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten. Aufgrund des exzellenten technischen Zustandes und der hohen wissenschaftlichen Ausbeute wurde die ursprünglich auf 12 Monate ausgelegte Messenger-Mission zwischenzeitlich zwei mal verlängert.

Seit ihrer Ankunft beim Merkur hat die Raumsonde mittlerweile mehr als 250.000 Aufnahmen von dessen Oberfläche angefertigt und dabei die gesamte Planetenoberfläche fotografisch erfasst (Raumfahrer.net berichtete). Weitere Untersuchungen bezogen sich auf den inneren Aufbau dieses als terrestrischer Planet klassifizierten Himmelskörpers, auf dessen Magnetfeld, auf die früheren vulkanischen und tektonischen Aktivitäten des Merkur, auf die langfristige Entwicklung der dortigen Topographie sowie auf die Entstehung, Entwicklung und Zusammensetzung der Exosphäre des Merkur und auf die Interaktion der Planetenoberfläche und der Exosphäre mit der Sonne. Des weiteren konnten mit den Instrumenten von Messenger unter anderem auch Wassereisablagerungen in den Polarregionen des Merkur nachgewiesen werden (Raumfahrer.net berichtete).

Um ihre elliptische Umlaufbahn um den Merkur beibehalten zu können musste Messenger in den vergangenen Jahren allerdings in regelmäßigen Abständen Bahnkorrekturmanöver durchführen, in deren Verlauf die Höhe der Umlaufbahn der Raumsonde über der Planetenoberfläche wieder angehoben wurde. Ohne derartige Manöver wäre Messenger innerhalb weniger Monate auf der Oberfläche des Merkur zerschellt. Mittlerweile sind die hierfür zur Verfügung stehenden Treibstoffreserven jedoch nahezu vollständig erschöpft.

Derzeit führt die gegenwärtige Umlaufbahn die Raumsonde bis auf eine Entfernung von nur noch rund 100 Kilometern zu der Merkuroberfläche heran. Am 21. Januar 2015 wird die Raumsonde ein letztes Manöver zur Anhebung der Umlaufbahn durchführen, bei dem dieser Wert von den dann nur noch etwa 25 gegebenen Kilometern wieder auf gut 80 Kilometer erhöht werden soll. Im Rahmen dieses Manövers werden jedoch auch die letzten Reste des für derartige Korrekturmanöver zur Verfügung stehenden Hydrazins aufgebraucht werden. Ohne weitere Orbitkorrekturen - so die Berechnungen der an der Missions beteiligten Flugdynamik-Ingenieuren - würde Messenger somit voraussichtlich Ende März 2015 auf der Merkuroberfläche aufprallen.

Helium statt Hydrazin

Jetzt haben die beteiligten Ingenieure jedoch einen Weg gefunden, um dieses letztendlich unausweichliche Ende der Messenger-Mission noch einmal um mehrere Wochen aufzuschieben. Hierbei soll das Helium-Druckgas, welches eigentlich ausschließlich dazu gedacht ist, den Treibstofftank der Raumsonde ’unter Druck’ zu halten, zu einer weiteren Anhebung des Orbits genutzt werden. Dabei soll das Helium durch die Triebwerksdüsen geleitet werden und dabei einen ’Schub’ erzeugen, durch den die Höhe der Umlaufbahn des Merkur-Orbiters erneut angehoben werden kann.

"Normalerweise ist eine Raumsonde nach dem kompletten Verbrauch ihrer Treibstoffvorräte nicht mehr dazu in der Lage, die erforderlichen Anpassungen an der Flugbahn durchzuführen", so der Messenger-System-Ingenieur Dan O’Shaughnessy vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. Für Messenger hätte dies bedeutet, dass die Raumsonde unwiderruflich Ende März 2015 auf der Merkuroberfläche aufprallt. "Allerdings können wir das Helium dazu nutzen, um auch weiterhin kleinere Anpassungen an der Flugbahn durchzuführen."

"Meines Wissens nach ist dies das erste Mal, dass Helium bewusst als Kaltgastreibmittel in einem Hydrazin-Triebwerk verwendet werden soll", so Stewart Bushman vom Applied Physics Laboratory, der leitende Triebwerksingenieur der Messenger-Sonde. "Die Triebwerke sind allerdings nicht dazu optimiert, um unter Druck stehendes Gas als Antriebsquelle zu verwenden."

Die Triebwerke sind vielmehr dafür ausgelegt, um flüssiges Hydrazin zu zersetzen und sind hierfür mit entsprechenden Durchflussbegrenzern, Druckminderern und Zerstäubern bestückt, welche den Förderdruck regulieren, um einen kontrollierten Schub zu erzeugen. Aufgrund seines im Vergleich zu Hydrazin geringeren Molekulargewichts kann mit dem Helium-Gas auch nur ein eher geringer Schub erzeugt werden. Dieser soll letztendlich trotzdem ausreichen, um die Mission der Raumsonde Messenger um bis zu voraussichtlich etwa vier Wochen zu verlängern.

Weitere Forschungen

Die beteiligten Wissenschaftler werden diese unerwartete ’Bonuszeit’ dazu nutzen, um aus einer geringen Entfernung zur Merkuroberfläche heraus weitere Daten zu gewinnen. Während des vergangenen Sommers konzentrierte sich das wissenschaftliche Interesse unter anderem auf die Anfertigung von hochaufgelösten Aufnahmen, mit denen verschiedene Fließfronten von vulkanischen Lavaströmen, tektonische Oberflächenverwerfungen und Schichtungen in Kraterwällen in noch nie zuvor erreichter Auflösung abgebildet werden konnten.

Während der zusätzlichen vier Wochen soll zusätzlich zu der Anfertigung weiterer Aufnahmen auch das Magnetfeld des Merkur in einer noch nie zuvor erreichten Detailgenauigkeit analysiert werden. Messungen mit einem Neutronen-Spektrometer werden zudem während der dichtesten Annäherungen an die Merkuroberfläche aus Entfernungen von lediglich sieben bis 15 Kilometern weitere Erkenntnisse über die Wassereisablagerungen liefern, welche bereits in den vorherigen Jahren in der Nordpolregion des Merkur nachgewiesen wurden.

Auch Dank der so zu gewinnenden Daten wird sich das Wissen der Menschheit über diesen innersten Planeten unseres Sonnensystems auch in den kommenden Monaten ungemein erweitern. Bereits für den Juli 2016 ist dann der Start einer weiteren, diesmal aus gleich zwei Orbitern bestehenden Merkur-Mission vorgesehen. Die von der europäischen Weltraumagentur ESA und der japanischen Raumfahrtagentur JAXA betriebene Mission BepiColombo soll nach dem bisherigen Planungsstand im Januar 2024 in einen Merkurorbit eintreten.

Bis dahin finden Sie weitere Fotos, Grafiken, Videos und Animationen der Messenger-Mission auf dieser Internetseite der Johns Hopkins University.

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


» China startet Erdbeobachtungssatelliten YaoGan 26
28.12.2014 - Der chinesische Erdbeobachtungssatellit YaoGan 26 gelangte am 27. Dezember 2014 in den Weltraum. Der Start erfolgte vom Taiyuan Satellite Launch Center (TSLC) in der nordchinesischen Provinz Shanxi.
Befördert wurde der Satellit von einer dreistufigen Rakete des Typs Langer Marsch 4B. Es war nach Angaben der chinesischen staatlichen Nachrichtenagentur Xinhua der 202. Start einer Rakete des Typs Langer Marsch. Er erfolgte um 11:22 Uhr Pekinger Zeit, das ist 4:22 Uhr MEZ, von der Startanlage Nr. 9 des Satellitenstartzentrums Taiyuan.

Nach Angaben aus China handelt es sich bei YaoGan 26, wie bei den schon zuvor gestarteten YaoGan-Satelliten, erneut um ein Raumfahrzeug, das bei der Bewältigung von Naturkatastrophen, der Beurteilung von erreichbaren und erzielten Ernteergebnissen im Landbau, der Landvermessung sowie wissenschaftlichen Untersuchungen nützlich sein soll. YaoGan bedeutet schlicht Fernerkundung.

Möglicherweise handelt es sich bei YaoGan 26 um einen weiteren militärischen Aufklärungssatelliten. Der Satellit umkreist die Erde auf einer 97,4 Grad gegen den Äquator geneigten sonnensynchronen Bahn in einer Höhe um die 490 Kilometer. Die Bahnparameter und Startumstände ähneln bestimmten früheren Satelliten aus der YaoGan-Serie. Westliche Beobachter unterstellen eine Ausrüstung von YaoGan 26 mit optischem Fernerkundungsequipment.

YaoGan 26 alias YG-26 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.362 bzw. als COSPAR-Objekt 2014-088A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: china.org, english.gov.cn, Xinhua)


» Die Koma des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko
29.12.2014 - Bereits seit dem August 2014 befindet sich die Raumsonde Rosetta in einer Umlaufbahn um den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Weitere Daten über dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems liefern derzeit zudem verschiedene auf unserem Heimatplaneten stationierte Großteleskope, welche diesen Kometen ebenfalls im Blick haben. In den kommenden Monaten wird dieser Komet jedoch auch zunehmend in das Sichtfeld von Amateurastronomen gelangen.
Die Kometen sind Überreste aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems, welche sich auf 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 aus Eis, Staub und gefrorenen Gasen. 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 eine zunächst langsam ablaufende ’Verwandlung’ ein.

Aufgrund der jetzt immer weiter steigenden Temperaturen 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 einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staub 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? Antworten auf diese Fragen erhoffen sich die Planetenforscher durch die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta.

Die Kometensonde Rosetta

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die 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 weiteren Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems dabei intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Am 12. November 2014 erreichte schließlich auch der von Rosetta mitgeführte Kometenlander Philae die Oberfläche des Kometen 67P. Dort kam Philae schließlich nach einer dreifachen Landung an einem ungeplanten Standort zum Stehen, welcher aufgrund der dort gegebenen Beleuchtungsverhältnisse allerdings keine Möglichkeit bot, die begrenzten Energiereserven zu erneuern. Trotzdem konnte der Lander - mit der Energie aus seiner auf eine Einsatzdauer von etwa 60 Stunden ausgelegten Primärbatterie versorgt - in den folgenden Stunden mit seinen zehn Instrumenten eine Vielzahl an Messungen durchführen, bevor er sich in einen vermutlich bis zum Frühjahr 2015 andauernden "Schlafmodus" versetzte.

Erdbasierte Beobachtungen

Allerdings wird 67P gegenwärtig nicht nur durch die Raumsonde Rosetta beobachtet. Auch diverse auf unserem Heimatplaneten stationierte Großteleskope haben den Kometen derzeit fest im Blick (Raumfahrer.net berichtete). Eines dieser Teleskope ist am Gemini-South-Observatorium stationiert, welches sich auf dem Berg Cerro Pacón in den chilenischen Anden befindet.

Dieses Acht-Meter-Teleskop war am 12. November 2014 auf den Kometen 67P gerichtet und fertigte dabei - lediglich neun Stunden vor der Landung von Philae - im Rahmen einer 26 Minuten andauernden Beobachtungssequenz insgesamt 15 Einzelaufnahmen an, welche über einen Zeitraum von jeweils einer Minute belichtet wurden.

Derartige aus großen Entfernungen gewonnene Aufnahmen können zwar keine geologischen Details auf der Oberfläche des Kometen enthüllen, sind aber trotzdem von großer wissenschaftlicher Bedeutung, da hierdurch die aktuelle Ausdehnung der den Kometen umgebenden Koma und die dadurch ableitbare Aktivität des Kometen dokumentiert werden kann. Auf lange Sicht ergeben sich dabei Einblicke in die auf einem Kometen ablaufenden Prozesse, welche bei der allmählichen Annäherung an das innere Sonnensystem ablaufen. Diese großskaligen Daten werden dazu in eine Verbindung zu den Daten gesetzt, welche die Raumsonde Rosetta derzeit aus Entfernungen von nur wenigen Dutzend Kilometern zu der Kometenoberfläche sammelt.

"Durch derartige vergleichende Studien können wir den gesamten Kometen aus unterschiedlichen Entfernungen untersuchen", so Dr. Colin Snodgrass von dem in Göttingen beheimateten Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS). Speziell die Veränderungen in der Verteilung und Verbreitung der vom Kern des Kometen ausgehenden Staubpartikel und Gasmoleküle sind dabei von besonderem wissenschaftlichen Interesse.

Die von dem Gemini-South-Teleskop angefertigten Aufnahmen zeigen, dass die Koma von 67P am 12. November 2014 über eine Ausdehnung von mindestens 12.000 Kilometern verfügte. Weitere Aufnahmen von diesem und anderen Teleskopen, so die Planungen der Astronomen, sollen die zwischenzeitlich erfolgende weitere Ausdehnung dieser Koma dokumentieren.

"Amateurastronomen" sind gefragt

Hierbei werden in den kommenden Monaten auch die mit einem auf die Beobachtung von Kometen spezialisierten Equipment ausgerüsteten Amateurastronomen eine immer bedeutende Rolle einnehmen. Beobachtungszeiten an professionellen Großteleskopen sind rar gesät, extrem teuer und müssen zudem im Normalfall mit einer langen Vorlaufzeit angekündigt und ’gebucht’ werden. Amateurastronomen sind in dieser Beziehung deutlich flexibler und können dabei trotz ihres bescheideneren Equipments trotzdem wissenschaftlich wertvolle Beiträge liefern.

Der Komet 67P wird sich der Sonne bis zum Sommer 2015 immer weiter annähern und dadurch bedingt auch eine immer größer werdenden Helligkeit erreichen. Zugleich bewegt sich der Komet dabei - von der Erde aus betrachtet - auch immer weiter in die Bereiche der nördlichen Himmelshemisphäre und kann somit von auf der nördlichen Erdhalbkugel gelegenen Beobachtungsstandorten aus immer besser betrachtet werden. Dadurch bedingt wird 67P in den kommenden Monaten ein Himmelsobjekt darstellen, welches auch von in Europa oder Nordamerika beheimateten Amateurastronomen ohne größere Probleme ’erreicht’ werden kann. Einen Beitrag über die sich dadurch ergebenden Möglichkeiten finden Sie in diesem Blog-Eintrag der ESA zur Rosetta-Mission.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Gemini-Observatorium)



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Mars Aktuell: Curiosity: Wasser formte den Gale-Krater auf dem Mars von Redaktion



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» Curiosity: Wasser formte den Gale-Krater auf dem Mars
13.12.2014 - Bereits seit mehreren Monaten erkundet der Marsrover Curiosity Gesteinsformationen am Fuße des Zentralberges im Inneren des Gale-Kraters. Die beteiligten Wissenschaftler haben jetzt Hinweise darauf gefunden, dass sich dieser Berg aus Sedimenten gebildet hat, welche zuvor über mehrere Millionen Jahre hinweg in einem großen See ablagert wurden. Dies deutet darauf hin, dass auf dem Mars einstmals erheblich längere Perioden mit einem feuchten Klima aufgetreten sein könnten als bisher angenommen wurde.
Seit seiner am 6. August 2012 erfolgten Landung auf unserem Nachbarplaneten erforscht der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity das Innere des 154 Kilometer durchmessenden Gale-Kraters. Neben den anderen wissenschaftlichen Zielen, welche die NASA mit dieser ambitionierten Mission verbindet, richtet sich das Interesse der Marsforscher dabei besonders auf die Untersuchung der klimatologischen und geologischen Bedingungen, welche einstmals in dieser Region des Mars vorgeherrscht haben. Ganz speziell steht dabei der im Inneren des Gale-Krater gelegene Zentralberg "Aeolis Mons" im Fokus der Wissenschaftler.

Diverse Aufnahmen von verschiedenen Marsorbitern zeigten bereits im Vorfeld der Curiosity-Mission, dass dieser bis zu 5.500 Meter über den Boden des Kraters hinausragende Berg an seinen Flanken über einen ausgeprägten Schichtaufbau verfügt. In den einzelnen Schichten ist - vergleichbar mit den Steilwänden des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona - die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche enthalten. Anders als in den auf der Erde gewonnenen Bohrkernen liegen diese Informationen dabei mehr oder weniger offen zutage und sind für Curiosity somit relativ leicht einsehbar.

Bereits am 18. September 2014, dem Sol 753 seiner Mission, erreichte der Rover eine mit dem Namen "Pahrump Hills" belegte Region, welche sich etwa 150 Meter über den tiefsten Punkten des Gale-Kraters befindet und die nach der Meinung der an der Curiosity-Mission beteiligten Geologen ein Bestandteil der untersten Gesteinsschicht darstellt, aus der sich der Zentralberg Aeolis Mons zusammensetzt. Durch die intensive Untersuchung der hier befindlichen Gesteine ergeben sich jetzt neue Einblicke, welche einen Hinweis darauf liefern könnten, dass auf dem Mars einstmals viel länger wärmere und zugleich auch ’feuchtere’ Umweltbedingungen anzutreffen waren als bisher angenommen wurde.

Der Schichtaufbau des Aeolis Mons

Im bisherigen Missionsverlauf zeigten die Daten von Curiosity bereits mehrfach, dass der Gale-Krater in der Frühzeit des Mars dem Einfluss von flüssigem Wasser ausgesetzt war. Unter anderem konnte im September 2012 ein uraltes, mittlerweile aber bereits seit mehreren Milliarden Jahren ausgetrocknetes Flussbett identifiziert werden (Raumfahrer.net berichtete). Unklar war dabei, wie lange dieser von Norden aus in den Gale-Krater mündende Fluss einstmals Wasser führte. War das ein einmaliges und eventuell nur kurzzeitig auftretendes Phänomen, dauerte es - in geologischen Zeitspannen betrachtet - länger an oder hat sich dieser Prozess im Verlauf der Jahrtausende und Jahrmillionen vielleicht sogar mehrfach wiederholt?

Auf den Fotos, welche der Rover in den letzten Monaten von seiner unmittelbaren Umgebung angefertigt hat, sind eine Vielzahl von dünnen Gesteinsschichten erkennbar, die sich offenbar aus unterschiedlich erosionsresistenten Materialien zusammensetzen. Derartige Strukturen, so die allgemeine Ansicht der Geologen, können sich jedoch nur unter der langfristigen Einwirkung von flüssigem Wasser bilden. Die Mitarbeiter der Curiosity-Mission interpretieren diese Strukturen aufgrund der in den letzte Monaten gewonnenen Daten als einen Hinweis darauf, dass das Innere des Gale-Kraters einstmals von einem großflächigen, eventuell sogar mehrere hundert Meter tiefen See bedeckt war.

Die in den Gale-Krater mündenden Flüsse haben demnach Sedimentpartikel mit sich geführt und diese an ihren Mündungen zunächst in Schwemmfächern abgelagert. Dieser Prozess wiederholte sich über einen Zeitraum von vermutlich mehreren zehn Millionen Jahren immer wieder. Durch diese stetig erfolgenden Überlagerungen mit nachfolgenden Sedimenten verdichteten sich die einzelnen Sedimentschichten - bedingt durch das auf ihnen lastende Gewicht - immer mehr. Infolge von chemischen Reaktionen kam es schließlich zu einer Zementation der einzelnen Schichten.

Nach einer dramatischen Veränderung der atmosphärischen Bedingungen, welche vor mehr als 3,7 Milliarden Jahren erfolgte, ’verlor’ der Mars neben einem Großteil seiner Atmosphäre auch sein flüssiges Wasser. In der Folgezeit waren die einzelnen Sedimentschichten einer permanenten Erosion ausgesetzt, wobei die auf dem Mars wehenden Winde eine entscheidende Rolle spielten. ’Weichere’ Schichten der zuvor abgelagerten Sedimente wurden durch den Wind teilweise abgetragen, wobei der von dem Wind transportierte Sand und Staub im Verlauf der Jahrmilliarden wie ein Sandstrahlgebläse fungierte. Gegen diese Winderosion widerstandsfähigere Sedimentschichten blieben dagegen erhalten und sind in der Gegenwart als aus dem Gestein herausragende Strukturen erkennbar.

Anzeichen für einen früheren See

Die schräge Ausrichtung dieser feinen, teilweise nur wenige Millimeter dicken Sedimentschichten, welche in die südöstliche Richtung zeigt, legt zudem nahe, dass sich das von den Flüssen transportierte Lockermaterial vor seiner Zementation von dem Delta weg bewegt hat. Dabei wurde das Lockermaterial in die Richtung des jetzigen Zentralberges transportiert, wo sich demzufolge einstmals ein tieferes Gewässer befunden haben muss. Durch diesen Prozess wurden im Laufe von Jahrmillionen immer neue Sedimente am Grund dieses Sees abgelagert. Selbst in zwischenzeitlichen Trockenperioden wäre das Wasser aus diesem See laut den an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftlern in Form von Grundwasser erhalten geblieben. Somit hätte sich auch über lange Zeiträume hinweg eine prinzipiell lebensfreundliche Umweltsituation ergeben.

Der Mars - früher noch ’lebensfreundlicher’ als bisher gedacht?

Bereits nach weniger als einem Jahr haben die Daten des Rovers Curiosity gezeigt, dass auf unserem Nachbarplaneten einstmals Bedingungen herrschten, welche prinzipiell die Entstehung und Weiterentwicklung von primitiven Lebensformen begünstigt haben könnten (Raumfahrer.net berichtete). Die jetzt gewonnenen Daten liefern Hinweise darauf, dass es auf dem Mars zudem einstmals deutlich längere Perioden mit wärmeren und somit auch ’feuchteren’ Umweltbedingungen gegeben haben könnte, als bisher angenommen wurde. Allerdings müssen die Planetologen jetzt eine Antwort auf die Frage finden, welche exakten atmosphärischen Bedingungen die Existenz von Wasser auf dessen Oberfläche einstmals über einen längeren Zeitraum möglich gemacht haben könnten.

"Sofern sich unsere Hypothese über den Mount Sharp [so der NASA-interne, allerdings nicht offizielle Name für den Aeolis Mons] bestätigen sollte, stellt das die bisherigen Ansichten über den Mars infrage, laut denen warme und feuchtere Bedingungen lediglich kurzzeitig, lokal begrenzt oder sogar nur unterhalb der Planetenoberfläche aufgetreten sind", so Dr. Ashwin Vasavada, der stellvertretende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. "Eine radikale Annahme wäre dabei, dass durch eine einstmals dichte Atmosphäre die Temperaturen auf dem urzeitlichen Mars planetenweit über den Gefrierpunkt gestiegen sind. Allerdings wissen wir bislang nicht, wie das geschehen sein könnte."

Durch seine weiteren Untersuchungen, so die Erwartung der beteiligten Wissenschaftler, wird der Marsrover Curiosity dazu beitragen, dieses bisherige Geheimnis zu lösen und die Mysterien zu entschlüsseln, welche sich im Laufe der Zeit durch die Wechselwirkung zwischen dem Wasser, den Sedimentgesteinen und der Atmosphäre ergeben haben.

"Wir sind auf einem guten Weg, das Geheimnis des Mount Sharp zu entschlüsseln", so John Grotzinger, der Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission vom California Institute of Technology (CIT) in Pasadena. "Wo sich heute ein Berg befindet, könnten sich früher einmal Seen befunden haben."

Die weitere Vorgehensweise

Auf seinem Weg durch die Region "Pahrump Hills" erreichte Curiosity am gestrigen Tag - dem Sol 835 - nach einer Fahrt über eine Distanz von etwa 32 Metern erneut eine mit dem Namen "Whale Rock" belegte Gesteinsformation, welche bereits Anfang November 2014 erstmals untersucht wurde. In den kommenden Tagen sollen im Rahmen einer weiteren und diesmal ausführlicheren Untersuchungskampagne die dort entdeckten feinen Strukturen der einzelnen Gesteinsschichten sowie die chemische und mineralogische Zusammensetzung des Gesteins analysiert werden.

Um die an seinem Instrumentenarm montierten Instrumente - es handelt sich um ein Alphapartikel-Röntgenspektrometer und um eine Mikroskopkamera - erfolgreich einsetzen zu können muss der Rover jedoch sehr nahe an diese Formation herandirigiert werden. Dies könnte sich aufgrund der Unwegsamkeit des Geländes allerdings als kompliziert gestalten. Die für die Steuerung von Curiosity verantwortlichen ’Roverdriver’ des JPL gehen davon aus, dass sie mehrere Anläufe benötigen werden, um eine optimale Position für diese In-situ-Untersuchungen einzunehmen.

Nach dem Abschluss seiner Analysen in der Region "Pahrump Hills" soll der Rover dann weiter in Richtung des Zentralberges dirigiert werden und dabei noch höher gelegene Regionen ansteuern. Durch eine langsame ’Besteigung’ des Berges, welche mit weiteren ausführlichen Analysen von aus geologischer Sicht interessant erscheinenden Ablagerungen verbunden sein wird, soll diese Entwicklungsgeschichte im weiteren Verlauf der Mission Schritt für Schritt erforscht und entschlüsselt werden. Auf diese Weise erhoffen sich die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse darüber, wann, wie, warum und in welchen Zeiträumen sich das Klima und die Umweltbedingungen auf dem Mars einstmals so dramatisch verändert haben.

"Sobald Curiosity in höher gelegene Regionen fährt werden wir eine Reihe von Untersuchungen durchführen, die uns zeigen sollen, auf welche Weise die Atmosphäre, das Wasser und die Sedimente interagiert haben", so John Grotzinger weiter. "Dabei werden wir auch sehen, wie sich die dortigen chemischen Bedingungen im Laufe der Zeit verändert haben."

Bis zum heutigen Tag, dem gerade anbrechenden Sol 837 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity fast zehn Kilometer auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 206.348 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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


» Mars: Geringe Mengen Methan und organisches Material
17.12.2014 - Am gestrigen Tag wurden auf einer gegenwärtig in den USA stattfindenden Fachkonferenz neue Forschungsergebnisse des Marsrovers Curiosity vorgestellt. Laut diesen Resultaten befinden sich in der Marsatmosphäre tatsächliche geringe Mengen an Methan, welche dabei offensichtlich quantitativen Schwankungen unterliegen. Außerdem konnte der Rover in einer Gesteinsprobe geringe Mengen an organischen Verbindungen nachweisen.
Die Atmosphäre des Mars besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid, welches dort im Durchschnitt mit einem Mengenanteil von 95,32 Prozent vertreten ist. Des weiteren enthält sie 2,7 Prozent Stickstoff, rund 1,6 Prozent Argon und geringe Anteile an Sauerstoff (1.300 ppm), Kohlenstoffmonoxid (800 ppm) und Wasserdampf (210 ppm). Anfang des Jahres 2003 gelang einem von Dr. Michael Mumma vom Goddard Space Flight Center (GSFC) der NASA geleitetem Team zudem der Nachweis von geringen Mengen an Methan in der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten. Diese Messungen, welche mittels spektroskopischer Untersuchungen unter der Verwendung verschiedener irdischer Großteleskope gelangen, konnte im Jahr 2004 durch Messungen des von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marsorbiters Mars Express bestätigt werden (Raumfahrer.net berichtete).

Die Messungen deuteten darauf hin, dass das Methan zum Messzeitpunkt nicht gleichmäßig in der Atmosphäre verteilt war. Vielmehr konzentrierte es sich auf eine 2.500 Kilometer durchmessende Region in der Nähe des Marsäquators. Laut den Berechnungen der beteiligten Wissenschaftler wurden dabei in den Regionen Terra Sabaea, Nili Fossae und Syrtis Major etwa 19.000 Tonnen des Gases freigesetzt. Die Freisetzung des Methan muss dabei erst kurz zuvor erfolgt sein, denn unter den in der Marsatmosphäre vorherrschenden Bedingungen wird dieses Gas relativ schnell unter anderem durch die fast ungehindert auf den Planeten einfallende UV-Strahlung in seine einzelnen chemischen Bestandteile zerlegt. Auch die auf der Marsoberfläche anscheinend weitläufig vorhandenen Perchlorate sind durch ihre aggressiven Eigenschaften für den relativ schnell erfolgenden Abbau von organischen Verbindungen - und somit auch für den Abbau von Methan - verantwortlich.

Obwohl die Methanvorkommen auf dem Mars in den folgenden Jahren von verschiedenen Wissenschaftlerteams bestätigt werden konnten, galt dessen Vorhandensein aus wissenschaftlicher Sicht jedoch keineswegs als endgültig gesichert, denn andere Teams konnten die gesammelten Daten bei ihren Untersuchungen nicht eindeutig bestätigen beziehungsweise kamen dabei sogar zu negativen Ergebnissen. Der Hauptgrund für die unterschiedlichen Resultate dürfte darin liegen, dass sich die Menge des in der Marsatmosphäre enthaltenen Methans mit einer Konzentration von lediglich etwa 10,5 ppb hart an der Nachweisgrenze der bisher zur Untersuchung der Marsatmosphäre zur Verfügung stehenden Instrumente befindet.

Dies hat sich jedoch vor zwei Jahren geändert, als am 6. August 2012 der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten landete. Bei einem der zehn wissenschaftlichen Instrumente des Marsrovers handelt es sich um das Instrument Sample Analysis at Mars (kurz "SAM"). Das SAM setzt sich aus drei einzelnen Messinstrumenten zusammen, von denen eines - das Tunable Laser Spectrometer (kurz "TLS") - für die Ermittlung der chemischen Bestandteile der Marsatmosphäre und der Bestimmung von deren Mengenanteilen eingesetzt werden kann. Bereits bei kurzen und entsprechend ’oberflächlichen’ Messungen ist das TSL in der Lage, Methan bis zu einer Konzentration von einem ppb nachzuweisen. Im Rahmen von länger andauernden Messungen kann Methan dagegen sogar bis zu einer Konzentration von lediglich 50 bis 100 Molekülen pro Billion Luftmolekülen nachgewiesen werden.

Schwankende Methankonzentrationen...

Während der ersten 20 Monate der Mission wurde das TSL insgesamt 13 mal genutzt, um in der Marsatmosphäre intensiv nach Methanvorkommen zu suchen. Bei den meisten dieser Messungen wurde von dem Instrument eine durchschnittliche Methankonzentration von lediglich etwa 0,7 Methanmolekülen pro Milliarde Luftmolekülen nachgewiesen. Dies entspricht einem Wert, welcher etwa 4.000 mal geringer ausfällt als die Methankonzentration in der irdischen Atmosphäre. Bei vier Messkampagnen, welche Ende 2013 und Anfang 2014 in einem Zeitraum von 60 Sols durchgeführt wurden, konnte das TSL jedoch zur Überraschung der beteiligten Planetenforscher einen zehn Mal höheren Wert von sieben Methanmolekülen pro Milliarde Luftmolekülen registrieren. Das ist zwar immer noch wenig - ist aber nicht mehr allzu weit von dem Wert entfernt, den die Wissenschaftler bereits vor etwa zehn Jahren ermitteln konnten.

"Dieser temporären Veränderungen in der Methankonzentration - erst scharf ansteigend und dann wieder abfallend - zeigt uns, dass es irgendwo in der näheren Umgebung eine lokale Quelle für das Methan geben muss", so Sushil Atreya von der University of Michigan über die Bedeutung dieser Messergebnisse. Unklar ist für die Marsforscher dabei allerdings nach wie vor, durch welche Vorgänge das Methan freigesetzt wird.

Als mögliche Quellen für den Methannachschub auf dem Mars kommen verschiedene geologische Prozesse wie zum Beispiel vulkanische Aktivitäten oder eine Wechselwirkung zwischen tief im Untergrund befindlichen Wasservorkommen und Gesteinen in Frage. Eine weitere denkbare Erklärung für die Methanvorkommen auf dem Mars sind zudem Meteoriten und interplanetare Staubpartikel, welche regelmäßig auf die Oberfläche unseres Nachbarplaneten gelangen (Raumfahrer.net berichtete). Besonders interessant ist das Methan jedoch auch für die Exobiologen, von denen einige die Meinung vertreten, dass für das Methan in der Marsatmosphäre auch ein biologischer Ursprung in Frage kommen könnte. Immerhin sind methanproduzierende Mikroorganismen auf unserem Heimatplaneten für etwa 90 bis 95 Prozent des hier in der Atmosphäre befindlichen Methans verantwortlich.

Auffällig ist zudem, dass die Methanvorkommen anscheinend jahreszeitlichen Schwankungen unterliegen - wie bereits in den Jahren 2003 und 2004 wurde das Methan auf dem Mars auch bei den kürzlich erfolgten Curiosity-Messungen während des dortigen Sommers auf der nördlichen Marshemisphäre nachgewiesen - und zudem anscheinend mit den täglichen Veränderungen des Wasserdampfgehaltes in der Atmosphäre korrelieren.

Die lediglich rund 60-tägige Dauer des Events, die dabei gegebenen unterschiedlichen Methankonzentrationen bei verschiedenen Tages- und Nachtzeiten sowie das dann plötzlich erfolgende Abklingen legen für die Curiosity-Messungen eine spontane und nur kurzzeitig erfolgende Freisetzung des Methans nahe, welche dabei in einem Gebiet erfolgte, das sich nördlich des damaligen Standortes des Rovers befand. Dies ergibt sich aus einer Auswertung der Daten der Wetterstation REMS, welche unter anderem auch die im Gale-Krater - dem Operationsgebiet des Rovers - auftretenden Windrichtungen und -geschwindigkeiten analysiert. Als Quelle kommt somit für die Wissenschaftler am ehesten ehemals in einem unterirdischen Reservoir eingeschlossenes und dann plötzlich freigesetztes Methan in Frage.

...und organische Verbindungen

Bei der Analyse einer Bohrprobe, welche bereits im Mai 2013 bei einer Bodenformation namens "Cumberland" entnommen wurde (Raumfahrer.net berichtete), gelang den an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftlern zudem der Nachweis von verschiedenen organischen Verbindungen. Hierbei, so das zuständige Team, handelt es sich um den ersten eindeutigen Nachweis von organischem Material auf dem Mars. Die Wissenschaftler hatten die unter anderem ebenfalls mit dem SAM-Instrument gewonnenen Daten zunächst über mehrere Monate hinweg ausführlich ausgewertet und dabei auch festgestellt, dass einige der dabei entdeckten organischen Verbindungen keineswegs vom Mars stammen, sondern als ’blinde Passagiere’ von der Erde zusammen mit dem Rover zum Mars gelangt sind. Bei mehreren anderen Verbindungen sei es jedoch ausgeschlossen, dass es sich um Kontaminierungen durc´h von derr Erde eingeschleppte Substanzen handelt.

Die Suche nach derartigen kohlenstoffhaltigen organischen Verbindungen, welche als die ’chemischen Grundbausteine des Lebens’ betrachtet werden, ist eines der erklärten Hauptziele der Mission des Marsrovers Curiosity. Allerdings, so die Planetenforscher, sei es bisher unklar, ob die jetzt registrierten Verbindungen dann letztendlich auch wirklich ursprünglich auf dem Mars entstanden sind oder ob sie beispielsweise durch Meteoriten auf dessen Oberfläche verfrachtet wurden.

Deuterium und Wasserstoff

Mit den Instrumenten des Rovers wurden zudem diverse Gesteinsproben analysiert wobei sich das Augenmerk der Wissenschaftler auf die darin enthaltenen Wassermoleküle und das sich dabei ergebende Verhältnis von Wasserstoff zu Deuterium richtete. Einzelne Wassermoleküle unterscheiden sich durch die jeweilige Isotopenzusammensetzung des Wasserstoffs. Es existieren drei Isotope des Wasserstoffs, welche sich durch die Anzahl der in den Wasserstoffatomen enthaltenen Neutronen unterscheiden. "Normaler" Wasserstoff enthält kein Neutron. "Schwerer" Wasserstoff - auch als Deuterium bekannt - enthält in seinem Atomkern ein Neutron und ein Proton. Der "überschwere" Wasserstoff - Tritium genannt - verfügt in seinem Kern sogar über zwei Neutronen.

In dem auf unserem Heimatplaneten befindlichen Wasservorräten kommt auf etwa 6.400 Wassermoleküle mit "normalen" Wasserstoff ein Molekül, welches Deuterium enthält. Die von Curiosity gemessenen Anteile von Deuterium in den Marsgesteinen fallen rund drei mal höher aus als vergleichbare Anteile im irdischen Wasser, was laut den beteiligten Wissenschaftlern auf eine in der Vergangenheit erfolgte kontinuierliche Anreicherung schließen lässt. Eine solche Anreicherung könnte sich beispielsweise ergeben haben, indem der "normale" Wasserstoff im Verlauf der Jahrmilliarden stetig aus der immer dünner werdenden Marsatmosphäre entwich, während das "schwerere" Deuterium erhalten blieb.

Die Daten von Curiosity legen nahe, dass der Mars bereits vor der Entstehung der im Mai 2013 im Bereich von "Cumberland" analysierten Gesteine vor mehr als drei Milliarden Jahren einen Großteil seines Wassers verloren haben muss. Auch in der Folgezeit, so die bisherigen Ergebnisse, hat sich dieser mit dem Verlust der Atmosphäre einhergehende Wasserverlust fortgesetzt.

Weitere Untersuchungen sind notwendig

Die an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler betonen ausdrücklich, dass die aktuellen Erkenntnisse über das Methan oder über die dortigen organischen Verbindungen keine Antwort auf die Frage liefern, ob es irgendwann in der Vergangenheit einmal Leben auf unserem Nachbarplaneten gegeben hat. Die Resultate dieser Forschungen enthüllen allerdings eine Vielzahl an Details über diesen bis in die Gegenwart chemisch und geologisch aktiven Planeten sowie über die einstmals dort gegebenen lebensfreundlicheren Bedingungen. Gewissheit hierzu werden jedoch erst weitere Untersuchungen liefern können...

"Wir werden auch weiterhin mit diesen Entdeckungen arbeiten, die immer noch ein Rätsel für uns darstellen", so John Grotzinger, der leitende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission vom California Institute of Technology (CIT) in Pasadena. "Können wir noch mehr über die aktive Chemie lernen, die für diese Schwankungen im Methangehalt der Atmosphäre verantwortlich ist? Und können wir Ziele für weitere Analysen identifizieren, in denen sich bestimmbare organischen Verbindungen erhalten haben könnten?"

Diese hier nur kurz vorgestellten Erkenntnisse der Curiosity-Mission wurden der Öffentlichkeit am gestrigen Tag im Rahmen der alljährlichen Herbsttagung der American Geophysical Union (AGU) präsentiert, welche vom 15. bis zum 19. Dezember 2014 in San Francisco/Kalifornien stattfindet. Parallel dazu wurden von den beteiligten Wissenschaftlern mehrere Artikel in Fachzeitschriften publiziert.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 841 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity fast zehn Kilometer auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 206.976 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Fachartikel von C. Webster et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, AGU, Science)


» Opportunity: Weiterfahrt auch ohne Flash-Speicher
20.12.2014 - Zunehmende Probleme mit seinem Flash-Speicher haben dazu geführt, dass der Marsrover Opportunity bis auf weiteres auf dieses spezielle Speichermedium verzichten muss. Trotzdem steht der Fortsetzung der Mission nichts im Weg. Bereits in wenigen Wochen soll der Rover ein aus geologischer Sicht besonders interessanten Gebiet erreichen und anschließend intensiv untersuchen.
Üblicherweise kann der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Opportunity einen Großteil seiner an einem bestimmten ’Arbeitstag’ aufgezeichneten wissenschaftlichen Daten und Telemetriewerte noch am späten Nachmittag des gleichen Tages an einen der drei NASA-Marsorbiter Mars Odyssey, Mars Reconnaissance Orbiter oder MAVEN übermitteln, von wo aus diese dann bei passender Gelegenheit an das Deep Space Network der NASA weitergeleitet werden. Alle nicht übermittelten Daten werden dagegen am Ende eines jeden Arbeitstages zunächst in dem nichtflüchtigen Flash-Speicher des Bordcomputers abgelegt, wo sie dann auch während der routinemäßigen nächtlichen Abschaltungen des Rovers erhalten bleiben.

Allerdings ist der für eine Missionsdauer von gerade einmal drei Monaten ausgelegte Rover jetzt bereits seit fast elf Jahren auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten aktiv und das permanente Überschreiben des Flash-Speichers hat zur Folge, dass dieser mittlerweile deutliche Anzeichen einer ’Altersschwäche’ aufweist. Dies macht sich dadurch bemerkbar, dass die Daten in manchen Fällen nicht wie beabsichtigt im Flash-Speicher abgelegt und gespeichert werden können und der Bordcomputer dadurch bedingt am Beginn des nächsten Arbeitstages einen ’Reboot’ ausführt.

Als Reaktion auf den dadurch ausgelösten Computer-Reset stoppt Opportunity automatisch alle weiteren für diesen Tag vorgesehenen Aktivitäten und versetzt sich stattdessen in einen als "Automode" bezeichneten Betriebszustand, in dem der Rover lediglich passiv auf der Marsoberfläche verharrt und auf weiterführende Kommandos von der Erde wartet. Die für die Mission verantwortlichen Ingenieure entschlossen sich daher bereits im September 2014 dazu, eine Neuformatierung des Speichers durchzuführen (Raumfahrer.net berichtete).

Hierbei testete ein speziell zu diesem Zweck entwickelter und an den Rover übermittelter Algorithmus die einzelnen Komponenten des Flash-Speichers und identifizierte und markierte die fehlerhaften Speicherbereiche. Diese wurden daraufhin nicht mehr für die weitere Ablage von Daten genutzt. Ursprünglich betrug die Größe des Flash-Speichers 227.985.408 Bytes. Durch die ’Entfernung’ der fehlerhaften Bereich reduzierte sich diese Speichergröße um 1.728.000 Bytes beziehungsweise um 0,758 Prozent. Leider stellte sich in den folgenden Tagen heraus, dass diese prinzipiell erfolgreich verlaufene Neuformatierung doch nicht den gewünschten Erfolg hatte. Auch an den folgenden Missionstagen kam es mehrfach zu ungewollten Neustarts des Hauptcomputers von Opportunity.

Diese Situation verschlechterte sich Ende November 2014 so sehr, dass das für die Kontrolle des Rovers zuständige Team am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien am 4. Dezember eine zweite Neuformatierung des Flash-Speichers durchführte. Bereits am 6. und dann erneut am 7. Dezember trat das Problem jedoch erneut auf. Aus diesem Grund entschlossen sich die Mitarbeiter der Mission dazu, bis auf weiteres komplett auf den Einsatz des Flash-Speichers zu verzichten und die gesammelten Daten stattdessen im normalen RAM-Speicher des Bordcomputers abzulegen. Seit einem entsprechend modifizierten Neustart des Computersystems am 8. Dezember traten dann bisher auch keine weiteren Computerprobleme auf.

Allerdings handelt es sich bei dem RAM-Speicher um einen flüchtigen Speicher. Alle hier abgelegten Informationen gehen somit unwiderruflich verloren, sobald Opportunity sich am Abend eines jeden Tages aus energiebedingten Gründen in den "Deep Sleep"-Modus versetzt. Um den Datenverlust möglichst gering zu halten müssen somit die gesammelten Daten noch vor dem Übertritt in den Schlafmodus zur Erde transferiert werden.

Die Gewinnung von nächtlichen Telemetriedaten, welche Auskunft über den technischen Zustand der einzelnen Systeme während der kalten Marsnächte geben, ist dagegen derzeit nicht mehr möglich. Auch müssen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bis auf weiteres darauf verzichten, die Instrumente des Rovers während der Nachtstunden zu betreiben. Speziell das am Max-Planck-Institut für Chemie in Mainz entwickelte APX-Spektrometer von Opportunity wurde bisher hauptsächlich während der kühlen Marsnächte oder in den frühen Vormittagsstunden eingesetzt.

Allerdings gehen die beteiligten Mitarbeiter davon aus, dass der Rover nicht dauerhaft ohne seinen Flash-Speicher auskommen muss. Offenbar - so zeigten die bisherigen Analysen bereits im Oktober 2014 - sind die derzeitigen Probleme auf eine einzige der insgesamt sieben Speicherbänke des Flash-Speichers zurückzuführen, welche zum zwischenzeitlichen Ablegen von Daten genutzt werden. Die Spezialisten des JPL arbeiten derzeit an der Entwicklung einer Methode, mit der diese spezielle Speicherbank in Zukunft komplett ’isoliert’ und anschließend nicht mehr genutzt werden soll. Die sich dadurch hoffentlich wieder ergebende Stabilität des Flash-Speichers würde die damit verwundene Reduzierung der Gesamtkapazität des Speichers um rund 14 Prozent mehr als nur ausgleichen.

"Die Mission kann auch fortgesetzt werden, ohne dass wir unsere Daten in dem Flash-Speicher ablegen", so John Callas, der Projektmanager der Opportunity-Mission vom JPL. "Während wir Opportunity weiterbetreiben, arbeiten wir an einer Lösung, durch die wir den Flash-Speicher wieder nutzen können. Aber wir wollen dieses Verfahren erst eingehend testen, bevor wir die entsprechenden Änderungen in die Praxis umsetzen."

Weiterfahrt nach Süden

Obwohl das Problem mit dem Flash-Speicher in den letzten Wochen mehrfach zu unvorhergesehenen Komplikationen geführt hat, konnte Opportunity seine Fahrt am Westrand des rund 22 Kilometer durchmessenden Endeavour-Kraters trotzdem erfolgreich fortsetzen. Am 10., 12. und 16. Dezember - dies entspricht dem Missionstagen Sol 3868, Sol 3870 und Sol 3873 - überbrückte der Rover dabei eine Distanz von insgesamt rund 110 Meter. Bei der bisher letzten Fahrt, welche erst am 18. Dezember erfolgte, wurden weitere 80 Meter in die südliche Richtung zurückgelegt.

Bei dem dabei angepeilten ’Fern-Ziel’ handelt es sich um ein mit dem Namen "Marathon Valley" belegtes Tal, welches sich ebenfalls im Bereich des westlichen Endeavour-Kraterrandes befindet. Hier wurden in den vergangenen Jahren durch das CRISM-Spektrometer des Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) erhöhte Konzentrationen von verschiedenen Tonmineralen und Schichtsilikaten registriert, welche sich dort anscheinend auf engen Raum konzentrieren.

Durch die eingehende Untersuchung dieser Minerale, welche sich nur unter dem langfristigen Einfluss von Wasser mit einem nahezu neutralen pH-Wert gebildet haben können, und der Erforschung der allgemeinen geologischen Bedingungen erhoffen sich die an der Opportunity-Mission beteiligten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die Vorgänge, welche einstmals zu der Bildung dieser Tonminerale führten und über die Umweltbedingungen, die dabei vor Jahrmilliarden in diesem Bereich der Marsoberfläche vorherrschten.

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.

Sofern keine weiteren Probleme auftreten sollte der Rover dieses derzeit noch etwa 720 Meter entfernt liegende Tal bereits in wenigen Wochen erreichen. Zuvor soll Opportunity jedoch noch den Gipfel des Cape Tribulation - so der Name des in den letzten Monaten von dem Rover untersuchten Teilbereiches des Randes des Endeavour-Kraters - ’erklimmen’. Bis zum Erreichen des Gipfels muss noch eine Strecke von etwa 120 Metern zurückgelegt werden. Von diesem ’Aussichtspunkt’ aus dürfte sich ein hervorragender Blick auf das umgebende Gelände bieten, welches die für den Betrieb der Hauptkamera des Rovers verantwortlichen Wissenschaftler wohl auch erneut für die Anfertigung von weiteren Panoramaaufnahmen nutzen werden.

Während der kommenden Weihnachtstage wird Opportunity jedoch zunächst einmal nur ein eingeschränktes Programm absolvieren, welches nur wenige Fahrten beinhaltet. Die für die Steuerung von Opportunity verantwortlichen ’Roverdriver’ des JPL werden dazu sogenannte ’Multi-Sol’-Pläne erstellen, in denen die Aktivitäten für jeweils mehrere Tage enthalten sind, welche der Rover dann selbstständig und ohne weitere Kontrolle abarbeiten soll. Für das jetzige Wochenende sehen die Pläne zum Beispiel in erster Linie diverse Fotoaufnahmen vor, welche von den Navigations- und Panoramakameras des Rovers angefertigt werden sollen.

Wetter und Energiesituation

Neben dem allgemeinen technischen Zustand des Rovers muss bei der Opportunity-Mission jedoch 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.

  • 17.12.2014: 0,494 kWh/Tag , Tau-Wert 1,189 , Lichtdurchlässigkeit 64,60 Prozent
  • 09.12.2014: 0,500 kWh/Tag , Tau-Wert 1,215 , Lichtdurchlässigkeit 65,90 Prozent
  • 01.12.2014: 0,468 kWh/Tag , Tau-Wert 1,376 , Lichtdurchlässigkeit 63,80 Prozent
  • 26.11.2014: 0,469 kWh/Tag , Tau-Wert 1,458 , Lichtdurchlässigkeit 65,10 Prozent
  • 19.11.2014: 0,494 kWh/Tag , Tau-Wert 1,467 , Lichtdurchlässigkeit 67,40 Prozent
  • 11.11.2014: 0,516 kWh/Tag , Tau-Wert 1,474 , Lichtdurchlässigkeit 71,30 Prozent
  • 06.11.2014: 0,505 kWh/Tag , Tau-Wert 1,359 , Lichtdurchlässigkeit 71,10 Prozent

Bereits seit dem Juli 2014 registrieren die an der Opportunity-Mission beteiligten Wissenschaftler einen durch die Bildung diverser regional begrenzter Staubstürme bedingten stetig erfolgenden Anstieg der Tau-Werte, welcher sein Maximum erst Ende Oktober erreichte. Seitdem haben Anzahl und Stärke der Stürme zwar abgenommen - gleichzeitig haben sich jedoch auch große Mengen an Staub, welche zuvor in die Atmosphäre befördert wurden, wieder auf der Marsoberfläche und somit auch auf den Solarpaneelen des Rovers abgelagert. Trotzdem steht Opportunity derzeit immer noch mehr als genügend Energie zur Verfügung, um seine Aktivitäten auch weiterhin ungestört fortzusetzen. Allerdings beeinträchtigt dieser Staub die Qualität der derzeit anzufertigen den Aufnahmen doch beträchtlich.

Anzeichen für einen globalen Staubsturm?

In der Zeit zwischen dem 8. und dem 14. Dezember registrierte die MARCIE-Kamera - ein weiteres der insgesamt sieben Instrumente des NASA-Marsorbiters MRO - im Randbereich der südlichen Polarkappe des Mars eine Vielzahl an kleineren Sturmgebieten. Der dabei aufgewirbelte Staub erzeugte in diesem Bereich der Marsatmosphäre eine ausgedehnte, diffuse Staubwolke. Über der nördlichen Marshemisphäre war dagegen über dem Utopia Planitia über mehrere Tage hinweg ein lokal begrenztes Sturmgebiet aktiv. Deutlich auffälliger war dagegen ein weiteres Sturmgebiet, welches sich im gleichen Zeitraum - dem "Acidalia Storm Track" folgend - von dem auf der Nordhälfte des Mars gelegenen Chryse Planitia bis weit in die südliche Hemisphäre bewegte. Zum ’Stillstand’ kam dieses spezielle Sturmgebiet erst über dem östlich des Aryre Planitia gelegenen Hochland Noachis Terra.

Der Acidalia Storm Track hat seinen Ursprung in der Tiefebene Acidalia Planitia auf der nördlichen Marshemisphäre. Diese Region ist eine der typischen ’Geburtsstätten’ von Staubstürmen auf unserem Nachbarplaneten. Von dort aus ziehen diese Stürme dann in die südliche Richtung. Sie bewegen sich dabei zuerst über das Chryse Planitia, erreichen anschließend das Xanthe Terra und überqueren dann den östlichen Bereich der am Marsäquator gelegenen Valles Marineris. Von dort aus bewegen sie sich bis zu dem Impaktbecken Aryre Planitia und dem westlich davon gelegenen Aonia Terra auf der südlichen Hemisphäre.

Bedingt durch die klimatischen Bedingungen auf dem Mars treten solche dem Acidalia Storm Track folgenden Stürme etwa alle zwei Jahre speziell während der Zeit des auf der südlichen Hemisphäre beginnenden Frühlings auf. Es ist jedoch ungewöhnlich, dass sich derartige Staubstürme auch zu solch späten Zeitpunkten - der Frühling begann auf der Südhemisphäre bereits vor fünf Monaten und mittlerweile herrscht Sommer - bilden. Zuletzt wurde ein vergleichbares Phänomen von den Marsforschern im Jahr 2007 registriert. Die damals beobachteten Stürme waren die Vorläufer für einen globalen Staubsturm, welcher den gesamten Mars für einen Zeitraum von mehreren Wochen vollständig mit einer dichten Staubschicht umhüllte und der dabei eine ernsthafte Bedrohung für den Marsrover Opportunity darstellte (Raumfahrer.net berichtete).

Die Marsforscher werden diese Entwicklung auch in den kommenden Tagen und Wochen im Blick behalten. Nach den umfangreichen Aktivitäten von diversen regionalen Staubstürmen, welche während der letzten Monate auf der südlichen Marshemisphäre beobachtet wurden, und die sich dabei keineswegs zu den gesamten Planeten umspannenden Stürmen entwickelten, wird es allerdings als eher unwahrscheinlich angesehen, dass sich aus dem jetzt beobachteten Sturmgebiet ein globales Ereignis entwickeln wird.

Bis zum heutigen Tag - dem Sol 3877 seiner Mission - hat der Rover Opportunity rund 41.500 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei 199.314 Aufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre des "Roten Planeten" aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am JPL übermittelt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, Malin Space Science Systems, The Planetary Society, UMSF-Forum, New Mexico Museum of Natural History & Science)


» Mars Express: Missionsverlängerung bis Ende 2018
23.12.2014 - Aufgrund der hohen wissenschaftlichen Ausbeute und des guten Zustandes, in dem sich die Raumsonde Mars Express immer noch befindet, wurde diese bereits seit dem Jahr 2003 von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Marsmission kürzlich bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert.
Gegenwärtig wird der Mars, der äußere Nachbarplanet der Erde, von fünf aktiven Orbitern umkreist. Neben der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express handelt es sich dabei um die von der indischen Raumfahrtbehörde ISRO betriebene Marssonde Mars Orbiter Mission - inoffiziell auch als Mangalyaan bezeichnet - und die drei NASA-Marsorbiter MAVEN, die den Mars erst am 22. September 2014 erreichte, Mars Reconnaissance Orbiter (Ankunft am 10. März 2006) und Mars Odyssey, welche den Mars bereits seit dem 24. Oktober 2001 umrundet und somit den ’Methusalem’ unter den aktiven Marssonden darstellt.

Gleichzeitig sind auf der Marsoberfläche zwei weitere ’Kundschafter der Menschheit’ - die ebenfalls von der NASA betriebenen Rover Opportunity und Curiosity - aktiv. Der bereits am 25. Januar 2004 auf dem Mars gelandete Rover Opportunity hält dabei mit einer derzeit auf dem Mars zurückgelegten Strecke von etwa 41,5 Kilometern den Rekord für jenseits der Erde zurückgelegte Fahrten und die dabei überbrückten Distanzen (Raumfahrer.net berichtete).

Den Rekord für die in einer Umlaufbahn um den ’Roten Planeten’ zurückgelegte Strecke hält dagegen - bedingt durch ihre elliptische Umlaufbahn, welche in Entfernungen zwischen 240 und 11.000 Kilometern zur Planetenoberfläche verläuft - die Raumsonde Mars Express, die seit ihrer in den frühen Morgenstunden des 25. Dezember 2003 erfolgten Ankunft bei unserem Nachbarplaneten mittlerweile rund 400 Millionen Kilometer in einer Marsumlaufbahn zurückgelegt hat. Am Abend des 24. Dezember 2014 wird Mars Express ihren mittlerweile 13.936ten Umlauf um den Mars absolvieren.

Seit ihrer Ankunft beim Mars lieferte die Raumsonde Mars Express den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. 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 Bedingungen eine Auflösung von bis zu 10 Metern pro Pixel erreicht werden kann. Aus diesen Daten lassen sich für die Erforschung des Mars wichtige Erkenntnisse über die aktuelle Beschaffenheit der Planetenoberfläche sowie über die vulkanische, fluviale und glaziale Geschichte des Mars ableiten (Raumfahrer.net berichtete).

Mittlerweile wurden mit der HRSC-Kamera mehr als 90 Prozent der Marsoberfläche in hoher Auflösung abgebildet. Die bisher erstellten Aufnahmesequenzen wurden dabei während lediglich 4.165 Orbits angefertigt. Einerseits wird die HRSC nicht bei jedem Orbit aktiv, damit auch die anderen Instrumente der Raumsonde die für ihre Messungen nötigen Beobachtungszeiten erhalten. Außerdem herrschen nicht immer optimale Beobachtungsbedingungen für die HRSC, da eventuell zeitgleich zu dem jeweiligen vorgesehenen Aufnahmezeitpunkt auftretende störende atmosphärische Effekte wie Staubstürme oder Wolkenbildung die Beobachtungen zu stark beeinträchtigen können.

Missionsverlängerung bis Ende 2018

Aufgrund der hohen wissenschaftlichen Ausbeute und des guten Zustandes, in dem sich Mars Express immer noch befindet, wurde die ursprünglich auf eine Missionsdauer von zwei Jahren ausgelegte Mission von der ESA in den vergangenen Jahren bereits mehrfach verlängert. Am 18. Dezember 2014 gab das Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), welches maßgeblich an dem HRSC-Experiment beteiligt ist, bekannt, dass die Mars Express-Mission jetzt sogar bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde. Dies eröffnet - vorausgesetzt, dass die noch zur Verfügung stehenden Treibstoffvorräte für zwischenzeitlich notwendige Orbitkorrekturmanöver wirklich so lange ausreichen - speziell den an dem HRSC-Experiment beteiligten Wissenschaftlern hervorragende Perspektiven für ihre zukünftigen Arbeiten.

Mars Express umkreist unseren Nachbarplaneten auf einer langgestreckten und fast genau über die beiden Marspole verlaufenden Umlaufbahn. Für eine komplette Umrundung des Mars benötigt die Raumsonde dabei einen Zeitraum von etwa sieben Stunden. Optimalerweise wird der marsnächste Punkt dieser Umlaufbahn - die Periapsis - jeweils zu einer Zeit erreicht, in der auf der unter der Raumsonde liegenden Marsoberfläche gerade die Mittagszeit herrscht. Nur so kann die HRSC die Oberfläche unseres Nachbarplaneten aus ’nächster Nähe’ und zugleich unter guten Beleuchtungsbedingungen abbilden.

Der derzeitige Orbitverlauf hat jedoch den Nachteil, dass Mars Express die Periapsis zu einem Zeitpunkt erreicht, an dem sich die Sonne über dem abzubildenden Oberflächenbereich nur wenige Grad über dem Horizont befindet, was sich in den letzten Monaten negativ auf die Anzahl der angefertigten Aufnahmen auswirkte. Erst ab dem Jahr 2015 werden die Zeiträume, in denen die HRSC die Oberfläche aus der Periapsis heraus auch wieder bei höheren Sonnenständen beobachten kann, wieder länger.

Durch die jetzt bekannt gegebene Missionsverlängerung ergeben sich außerdem neue Möglichkeiten für eine zukünftige ’Kooperation’ mit einer weiteren Marsorbitermission: Im Januar 2016 will die ESA im Rahmen ihres ExoMars-Programms den Trace Gas Orbiter (kurz TGO) starten, welcher dann neun Monate später den Mars erreichen soll. Nach seiner Ankunft soll der TGO in der Marsatmosphäre nach Hinweisen auf Methan und anderen Spurengasen suchen, welche auf aktive geologische oder gar biologische Prozesse auf dem Mars hindeuten könnten. Im Rahmen seiner wissenschaftlichen Zielsetzung soll der TGO zugleich auch nach möglichen ’Austrittsstellen’ dieser Gase auf der Marsoberfläche suchen.

Zu diesem Zweck wird der zukünftige Marsorbiter der ESA mit einer leistungsstarken Kamera namens CaSSIS (kurz für "Colour and Stereo Surface Imaging System") ausgestattet sein. Wie die HRSC an Bord von Mars Express soll auch CaSSIS systematisch angefertigte Farb- und Stereoaufnahmen von der Marsoberfläche liefern, welche dabei allerdings noch bessere Auflösungen von bis zu fünf Metern pro Pixel erreichen sollen.

Idealerweise sind die HRSC und die CaSSIS-Kamera dabei zeitgleich aktiv und bilden die gleichen Ziele ab, denn durch die gegenseitige Überprüfung der gewonnenen Daten lässt sich unter anderem eine optimale Kalibrierung der beiden Instrumente erreichen. Außerdem ist es durch solche zeitgleichen Beobachtungen möglich, auf der Marsoberfläche registrierte Strukturen noch besser als bisher zu interpretieren. Somit dürfen sich die auf die Marsforschung spezialisierten Planetologen in den kommenden Jahren auch weiterhin auf eindrucksvolle Bilder freuen, welche aus dem Orbit des ’Roten Planeten’ heraus angefertigt werden.

Creative Commons

Aber auch die ’einfachen Fans’ dieser Marsbilder können sich freuen, denn seit dem 18. Dezember 2014 gelten für die Nutzung der Aufnahmen der HRSC-Kamera vereinfachte Nutzungsrechte, da alle drei an diesem Kameraexperiment beteiligten Partner - die ESA, das DLR und die FU Berlin - beschlossen haben, die Aufnahmen der HRSC unter einer Creative Commons-Lizenz zu veröffentlichen. Jeder potentielle Benutzer darf die HRSC-Aufnahmen somit zukünftig nach Belieben nutzen, bearbeiten und verbreiten oder zum Beispiel auch im Rahmen von öffentlichen Vorführungen verwenden, ohne dafür im Voraus eine ausdrückliche Genehmigung einzuholen, sofern der Nutzer diese Endprodukte ebenfalls unter eine freie Lizenz stellt. Außerdem müssen diese Produkte mit der Namensnennung "ESA, DLR, FU Berlin CC BY-SA 3.0 IGO" versehen werden. Weitere Einzelheiten hierzu finden Sie in diesem Blog-Eintrag des DLR.

Ein Video vom Becquerel-Krater

Bei dem ersten HRSC-Bildprodukt, welches unter einer CC-Lizenz veröffentlicht wurde, handelt es sich um eine kurze Videosequenz, welche einen Überflug über den in der nördlich des Marsäquators gelegenen Region Arabia Terra gelegenen Becquerel-Kraters zeigt. Für die Anfertigung der Sequenz, welche von Mitarbeitern der Fachrichtung Planetologie an der Freien Universität Berlin erstellt wurde, wurden Aufnahmen der HRSC verwendet, die bereits vor mehreren Jahren während der Mars Express-Orbits 3253_1 (22. Juli 2006), 5332, 5350 und 5368 (26. Februar, 2. und 7. März 2008) angefertigt wurden. Aber auch die bereits zu früheren Zeitpunkten veröffentlichten Aufnahmen der HRSC stehen nachträglich unter der besagten Lizenz.

Eine ausführliche Beschreibung des 167 Kilometer durchmessenden Becquerel-Kraters, der sich unter anderem durch einen fast 1.000 Meter hoher Zentralberg auszeichnet, welcher sich aus mehreren hundert, jeweils nur wenige Meter dicken schwefelhaltigen Sedimentschichten zusammensetzt, finden sie unter anderem hier in unserem Newsarchiv über die Mission der Raumsonde Mars Express. Die animierten Überflugvideos über diese Region sind dagegen auf den entsprechenden Internetseiten des DLR, der FU Berlin und der ESA abrufbar.

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24.12.2014 - Am 24. Dezember 2014 beginnt die Raumsonde Cassini ihren mittlerweile 212. Umlauf um den Planeten Saturn. Den Höhepunkt dieses neuen Orbits bildet ein für den 11. Januar 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug der Raumsonde an dem Saturnmond Titan. Mit einem Radar-Instrument soll hierbei unter anderem die Tiefe von einem der mit Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen bestimmt werden.
Am heutigen Tag erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 20:16 MEZ erneut die Apoapsis - den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystem. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 3,33 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 212. Umlauf um den Ringplaneten beginnen. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 28,6 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung "Rev 211" lautet, insgesamt 50 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt des jetzt beginnenden Saturnumlaufs stellt allerdings ein für den 11. Januar 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.

Mondbeobachtungen

Als erstes Beobachtungsziel während des neuen Umlaufs um den Saturn steht der Mond Erriapus - einer der kleinen, äußeren Saturnmonde - auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 23,0 mag handelt es sich bei Erriapus um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn, seinem Durchmesser von rund acht Kilometern und seiner mittleren Dichte von etwa 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond deshalb bisher nur sehr wenig bekannt. Die mittlere Dichte deutet allerdings darauf hin, dass sich dieser Mond vermutlich in erster Linie aus einer Mischung aus Wassereis und Gestein zusammensetzt. Erriapus verfügt zudem über eine relativ dunkle Oberfläche, welche bei einem Albedo-Wert von 0,06 lediglich etwa sechs Prozent des einfallenden Sonnenlichtes ins Weltall reflektiert.

Die Beobachtungen von Erriapus werden am heutigen Tag gegen 21:16 MEZ beginnen. In den folgenden 20 Stunden sollen aus einer Distanz von durchschnittlich rund 15,4 Millionen Kilometern insgesamt 265 Aufnahmen von dem Mond angefertigt werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen sollen die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die sich daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse bestimmt werden.

Wetterbeobachtungen auf dem Titan und dem Saturn

Im Anschluss an die Erriapus-Kampagne rückt dann am 26. Dezember zunächst der Mond Titan in den Fokus des wissenschaftlichen Interesses. Hierbei soll die Telekamera des ISS-Kameraexperiments den Titan aus einer Distanz von 3,46 Millionen Kilometern abbilden und dabei auf dessen nördlichen Hemisphäre nach markanten Wolkenformationen Ausschau halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der dichten Titanatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen dieser langfristig angelegten ’Sturmbeobachtungskampagne’ lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ’Großwetterlage’ auf dem Titan dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Saturn um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum 30. Dezember sind drei weitere derartige Beobachtungen vorgesehen.

Mit der gleichen wissenschaftlichen Zielsetzung wird die Weitwinkelkamera des ISS-Experiments am 27. Dezember auf den Saturn gerichtet sein und auch dort die Atmosphäre im Rahmen einer kurzen Beobachtungskampagne mit mehreren der insgesamt 18 Filter abbilden, mit denen die WAC ausgestattet ist. Bis zum 21. Januar 2015 sind weitere 14 weitere auf den Saturn bezogene ’Sturmbeobachtungskampagnen’ vorgesehen.

Astrometrische Beobachtungen

Zum Jahresabschluss sind für den 27. Dezember zudem diverse sogenannte ’astrometrische Beobachtungen’ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde geplant. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Parameter über deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Weitere astrometrische Beobachtungskampagnen sollen am 1., am 2. und am 6. Januar 2015 erfolgen.

Diverse Ringe und Monde

Am 2. und 3. Januar soll die ISS-Kamera zudem über einen Zeitraum von 16 Stunden auf die Encke-Teilung gerichtet werden, welche sich im Bereich des äußeren A-Ringes des Saturn befindet. Die dabei zu erstellenden Aufnahmen sollen anschließend zu einer Videosequenz zusammengefügt werden.

Im Anschluss an die Beobachtungen der Encke-Teilung steht der F-Ring auf dem Beobachtungsprogramm, wobei unter anderem zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe abgebildet werden sollen. Frühere Aufnahmen des ISS-Kamerasystems von Cassini führten zu dem Schluss, dass in erster Linie gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Form des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als "Schäfermonde" fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich (Raumfahrer.net berichtete). Auch aus diesen Aufnahmen soll eine kurze Videosequenz erstellt werden.

Zwischen dem 4. und dem 6. Januar soll die ISS-Kamera dann gleich zwei mal den Mond Iapetus abbilden. Zum Zeitpunkt der Beobachtungen wird sich dieser im Mittel 1.436 Kilometer durchmessenden Saturnmond in einer Entfernung von rund vier Millionen Kilometern zu Cassini befinden, weshalb es nicht möglich sein wird, Details von dessen zweigeteilten Oberfläche abzubilden. Auch eines der markantesten Merkmale von Iapetus - ein rund 1.300 Kilometer langer, etwa 20 Kilometer breiter und bis zu 13 Kilometer hoher Bergrücken - wird auf den Aufnahmen nicht erkennbar sein. Trotzdem werden diese Aufnahmen dabei behilflich sein, die unterschiedlichen Färbungen auf der Oberfläche dieses Mondes zu studieren.

Am 7. Januar wird dann aus einer Distanz von 12,7 Millionen Kilometern der äußere Saturnmond Phoebe abgebildet. Obwohl dieser etwa 212 Kilometer durchmessende Mond, bei dem es sich vermutlich um ein von dem Saturn ’eingefangenes’ Objekt aus der Frühzeit unseres Sonnensystem handelt (Raumfahrer.net berichtete), auf diesen Aufnahmen lediglich einen Durchmesser von drei Pixeln einnehmen wird, können diese Fotos doch genutzt werden, um auch hier die farblichen Variationen auf dessen Oberfläche zu studieren, welche auf unterschiedliche dort abgelagerte chemische und mineralogische Verbindungen hindeuten.

Periapsis

Am 9. Januar 2015 wird Cassini schließlich um 18:55 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 212, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 431.580 Kilometern passieren. Der Großteil der hierbei durchzuführenden Beobachtungssequenzen wird sich auf das Ringsystem des Saturn konzentrieren.

So wird zum Beispiel am 8. Januar eines der Spektrometer der Raumsonde, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), dazu genutzt, um in Zusammenarbeit mit dem ISS-Kameraexperiment eine Sternbedeckung zu dokumentieren. Hierbei wird der im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name Virgo) gelegene Stern Spica von Teilen des Ringsystems bedeckt. Bei einer weiteren Sternbedeckung - am 9. Januar wird der im Sternbild Herkules gelegene Stern Alpha Herculis von den Saturnringen bedeckt - kommt zudem das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) zum Einsatz.

Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in den Lichtkurven von Spica und Alpha Herculis erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche diese Sterne bei den Okkultationen bedecken. Außerdem, so die Wissenschaftler, können hierbei eventuelle Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche erst kürzlich durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch ’Einschläge’ von Meteoroiden verursacht wurden.

Außerdem steht am 10. Januar der äußere A-Ring auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Hierbei sollen in erster Linie zum wiederholten Mal sogenannte ’Propellerstrukturen’ dokumentiert werden. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine ’Hohlräume’ innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden - so genannten Moonlets - verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen des A-Ringes sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Objekte noch weiter verfeinert werden. Weitere Beobachtungen werden Teilbereiche der Ringe "B", "D" und "F" zum Ziel haben.

Der Titan-Vorbeiflug T-108

Am 11. Januar 2015 steht dann der Höhepunkt dieses 212. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 20:49 MEZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 980 Kilometern passieren. Die mit diesem 109. Vorbeiflug am Titan - das Manöver trägt die Bezeichnung "T-108" - assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung. Neben dem ISS-Kamerasystem sollen dabei verschiedene Spektrometer genutzt werden, um die Oberfläche und die Atmosphäre des Titan zu untersuchen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird schließlich das RADAR-Instrument von Cassini für sieben Stunden die Beobachtungsabläufe dominieren. Unter anderem durch Scatterometrie- und Radiometriemessungen soll das RADAR weite Bereiche der in diesem Zeitraum sichtbaren Titanoberfläche abtasten und dabei weitere Daten über die Gestalt und die Zusammensetzung der Oberfläche sammeln. Durch Beobachtungen im Synthetic Aperture Radar-Modus sollen zudem gezielt mehrere der mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen auf der Titanoberfläche abgebildet und studiert werden.

Unter anderem soll dabei versucht werden, ein ’Bodenecho’ vom Grund des Punga Mare zu erhalten. Die bei dieser Messung zu sammelnden Daten sollen nicht nur Aufschluss über die Tiefe dieses Sees liefern. Sie sollen auch dabei helfen zu erklären, warum entsprechende Messungen bei einem anderem See - dem Kraken Mare - erfolglos verliefen, während Messungen bei einem weiteren ’Gewässer’ - dem Ligeia Mare - zu dem Resultat führten, dass dieser See eine Tiefe von bis zu 170 Metern erreicht. Verfügen die Kohlenwasserstoffverbindungen, welche das Kraken Mare füllen über eine andere Zusammensetzung - hierfür infrage kommt zum Beispiel ein höherer Anteil an Ethan - als die Verbindungen im Ligeia Mare oder ist das Kraken Mare einfach nur zu tief, als dass die Radarstrahlen dessen Grund erreichen können?

Weitere SAR-Messungen werden sich direkt auf den See Ligeia Mare sowie auf ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen namens Aaru konzentrieren, dessen Zentrum sich bei zehn Grad südlicher Breite und 340 Grad westlicher Länge im Bereich der Äquatorregion des Titan befindet. Dieser Vorbeiflug an den Titan bietet laut den derzeitigen Planungen über den weiteren Verlauf der Cassini-Mission für die beteiligten Wissenschaftler die letzte Gelegenheit, das Ligeia Mare mit dem RADAR-Instrument im Detail zu untersuchen.

Nach dem Abschluss der Radarmessungen wird rund fünf Stunden nach der dichtesten Annäherung an den Titan erneut die ISS-Kamera ’übernehmen’ und diesen Mond in Zusammenarbeit mit einem weiteren Spektrometer, dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), abbilden. Die Messungen des CIRS sollen dazu dienen, die aktuellen Atmosphärentemperaturen über der Nachtseite des Titan zu ermitteln. Diese Daten sollen auch dabei helfen, eventuell gegenwärtig auftretende, durch den derzeitig erfolgenden Jahreszeitenwechsel bedingte Veränderungen in der chemischen Zusammensetzung der Titanatmosphäre zu erkennen. Die mit dem Vorbeiflug T-108 verbundenen Beobachtungen des Titan werden noch bis zum 15. Januar andauern, wobei sich das Interesse der beteiligten Wissenschaftler dabei erneut auf die Dokumentation des gegenwärtigen Wettergeschehens konzentrieren wird.

Der Abschluss des Orbits 212

Nach einer kurzen Zündung der Triebwerke, welche bereits am 14. Januar erfolgen wird und einer notwendigen Kurskorrektur innerhalb des Saturnsystems dient, steht dann am 17. und 18. Januar erneut ein weiterer der kleinen, äußeren Saturnmonde - der etwa 23 Kilometer durchmessende Mond Albiorix - auf dem Beobachtungsprogramm, welcher dabei aus einer Entfernung von durchschnittlich 7,57 Millionen Kilometern im Rahmen einer 37 Stunden andauernden Beobachtungskampagne mehrfach abgebildet werden soll. Wie bereits zu Beginn des Saturnorbits Nummer 212 bei dem Mond Erriapus sollen auch bei Albiorix anhand der anzufertigenden Beobachtungsdaten dessen Rotationsperiode sowie die Ausrichtung der Rotationsachse näher bestimmt werden.

Zum Abschluss des am heutigen Tag beginnenden Saturnumlaufs steht dann im Januar 2015 erneut die Beobachtung einer Sternbedeckung an. Am 20. Januar wird der im Sternbild Großer Hund gelegene Stern Beta Canis Maioris von den Saturnringen bedeckt. Neben der ISS-Kamera soll dieses Ereignis ebenfalls mit dem UVIS-Spektrometer dokumentiert werden.

Am 25. Januar 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 19:42 MEZ in einer Entfernung von rund 3,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 212. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 213 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 12. Februar 2015 in einer Entfernung von dann rund 1.200 Kilometern erneut passiert werden soll.

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

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



 

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