InSpace Magazin #534 vom 27. Januar 2015

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #534
ISSN 1684-7407


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Raumsonde Cassini startet den Saturnumlauf Nummer 213

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US-Segment der ISS evakuiert

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Intro von Axel Orth

Liebe Leserinnen und Leser,

hier kommt die passende Abwechslung vom wohl langweiligsten Dschungelcamp aller Staffeln: Das wohl prall gefüllteste Inspace-Mapazin "ever, ever". Das meine ich jetzt weniger quantitativ - da hatten wir schon mehr -, als vielmehr qualitativ, denn es gibt eine Schlagzeile nach der anderen: Beagle 2 gefunden! ISS-Segment evakuiert! DAWN erreicht Ceres! Rosetta... gleich mehrere Meldungen! Den Vogel abgeschossen (ziemlich wörtlich) hat aber wohl Elon Musk, der schon wieder ein neues Geschäftsfeld aufgetan hat und sich jetzt in der Action- und Stuntfilmbranche versucht. Aber lesen Sie selbst...

Axel Orth

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Updates / Umfrage

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

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

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News

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• Neues Teleskop-Projekt beginnt mit Exoplaneten-Suche «mehr» «online»
• Rosettas Komet: Feine Strukturen in der Koma «mehr» «online»
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• Der Asteroid 2004 BL86 hat einen Mond «mehr» «online»
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» SLS: Erste Testzündung des RS-25
16.01.2015 - Nach langen Vorbereitungen hat die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtbehörde NASA nun ein RS-25 Raketentriebwerk auf dem Stennis Space Center testgezündet, wie es bald als Haupttriebwerk in der neuen Schwerlastträgerrakete der NASA zum Einsatz kommen soll, dem Space Launch System.
Am 9. Januar kam das Space Launch System (SLS), die neue Schwer-lastträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA, erneut der Realität einen Schritt näher: Auf dem Gelände des Stennis Space Centers wurde die erste Testzündung des Haupttriebwerks unternommen. Pro Flug sollen vier dieser Haupt- triebwerke mit der Bezeichnung RS-25 in der Hauptstufe des SLS zum Einsatz kommen. Bei diesen RS-25 handelt es sich um die Haupt- triebwerke der Space Shuttle-Orbiter (Space Shuttle Main Engine, SSME), alle noch einsatz- bereiten SSMEs wurden nach der Einstellung des Space Shuttle Programms für ihren nächsten Einsatz im SLS modifiziert. Diese Modifikationen betrafen vor allem den Controller, also die Kontrolleinheit der Triebwerke. Dabei handelt es sich um eine elektronische Komponente, die das Triebwerk steuert, mit der restlichen Rakete kommuniziert und Befehle übermittelt. Bei einem Alter der verbliebenen Controller von 20-30 Jahren ist es verständlich, dass da nicht mehr alles Up-To-Date ist, weswegen bei dem RS-25 jetzt moderne Controller eingesetzt werden. Darüber hinaus wurde das RS-25 an die neuen Einsatzbedingungen im Space Launch System angepasst: Die Triebwerke werden vor dem Start kältere Temperaturen und während dem Flug einen höheren Treibstoffdruck sowie eine stärkere Erhitzung der Düse erleben. All diese Modifikationen wurden von der Firma Aerojet Rocketdyne vorgenommen.

Natürlich müssen diese Modifikationen auch getestet werden. Der beste Weg dafür ist es, das modifizierte Triebwerk tatsächlich zu zünden und so realistische Einsatz- bedingungen zu simulieren. Währenddessen werden Daten über das Verhalten des Triebwerks gesammelt, deren Analyse dann zeigt, ob alles wie gewünscht funktioniert. Um eine solche Testzündung durchzuführen, wurde 2013 damit begonnen, den A-1 Teststand auf dem Stennis Space Center für Triebwerkstests des RS-25 umzubauen. Im Juni 2014 installierte schließlich die NASA ein modifiziertes RS-25 Triebwerk auf dem A-1 Teststand. Es handelte sich um das RS-25 mit der Nummer 0525, ein Entwicklungstriebwerk, das nie am Space Shuttle ins All geflogen ist. Danach wurden jedoch Verunreinigungen innerhalb der Treibstoffzuleitungen des Teststands festgestellt, und so verzögerte sich die erste Testzündung um mehrere Monate. Als dieses Problem gelöst war, war man am 23. Oktober dazu in der Lage, das RS-25 wiederzuinstallieren. Am 11. Dezember wurde dann der letzte Schritt zu einer Testzündung unternommen: Ein sogenannter Chill Test, bei dem die beiden äußerst kalten Treibstoffe LH2 (flüssiger Wasserstoff) und LOX (flüssiger Sauerstoff) durch die Leitungen des Teststands und des Triebwerks fließen, jedoch noch keine Zündung erfolgt.

Dann, am 9. Januar, war es endlich soweit: Das RS-25 wurde gezündet, und zwar über 500 Sekunden lang. Die nächsten Testzündungen werden im April erfolgen, wenn Verbesserungen an dem Hochdruck-Wassersystem abgeschlossen sind, das den Teststand mit kaltem Wasser zur Kühlung versorgen wird. Mit dem derzeitigen Triebwerk (0525) sind insgesamt 8 Testzündungen geplant, die zusammen 3.500 Sekunden dauern werden. Mit dem nächsten Testtriebwerk sollen dann 10 Testzündungen durchgeführt werden, bei denen das Triebwerk insgesamt 4.500 Sekunden gezündet wird. Die zweite Testserie wird dann Tests der Flugversionen der Controller beinhalten. Für zukünftige SLS-Flüge plant die NASA, die Produktion von RS-25 Triebwerken wieder aufzunehmen. Dazu wird die NASA mit der Herstellerfirma Aerojet zusammenarbeiten, um das RS-25 so zu modifizieren und anzupassen, dass es kostengünstiger und schubstärker wird. Das ist möglich, weil inzwischen neue Technologien vorhanden sind und das RS-25 nun nicht mehr darauf ausgelegt werden muss, wie zu Shuttle-Zeiten wiederverwendbar zu sein. Für den Anfang ist die Herstellung von sechs neuen RS-25 Triebwerken vorgesehen.

Die weiteren Highlights der SLS-Entwicklungsarbeiten im diesem Jahr werden neben den besagten Triebwerkstests eine Testzündung des neuen 5-Segmente Feststoffboosters, Schweißarbeiten an der ersten SLS-Hauptstufe in der Michoud Assembly Facility nahe New Orleans 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 IB 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)


» Neues Teleskop-Projekt beginnt mit Exoplaneten-Suche
16.01.2015 - Die auf die Suche nach Exoplaneten ausgerichteten Teleskope des Next-Generation Transit Survey haben ihr "erstes Licht" gesehen. Mit den zwölf Teleskopen dieser Anlage wollen die Astronomen Planeten aufspüren, welche über den doppelten bis hin zum achtfachen Durchmesser unseres Heimatplaneten verfügen. Durch nachfolgende Beobachtungen sollen auch deren Masse und Zusammensetzung bestimmt sowie die Atmosphären untersucht werden.
Als Exoplaneten werden in der Astronomie Planeten bezeichnet, welche nicht dem Planetensystem der Sonne angehören, sondern vielmehr fremde Sterne umkreisen. Mittlerweile gelang den Astronomen der Nachweis von 1.876 Exoplaneten. Der Großteil dieser Planeten - 1.179 an der Zahl - wurde mittels der "Transitmethode" entdeckt. 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.

Das "Next-Generation Transit Survey"-Projekt

Bei ihrer Suche nach weiteren ’Transitplaneten’ können die Astronomen jetzt auf ein neues Teleskop-Projekt zurückgreifen, welches erst kürzlich seine Arbeit aufgenommen hat.

Das "Next-Generation Transit Survey" (kurz "NGTS", auf Deutsch in etwa "Transitsuchprogramm der nächsten Generation") - so der Name dieses Projektes - setzt sich aus zwölf mit hochempfindlichen Kameras ausgestatteten Einzelteleskopen zusammen, welche über Spiegeldurchmesser von jeweils 20 Zentimetern verfügen. Die neue Anlage wurde von einem Konsortium - bestehend aus der University of Warwick, der Queen’s University of Belfast, der University of Leicester, der University of Cambridge (alle aus Großbritannien), der Universität Genf (Schweiz) und dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) - errichtet und befindet sich in der unmittelbaren Nähe des in der nordchilenischen Atacama-Wüste von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Paranal-Observatoriums. Deshalb kann das NGTS sowohl von den vor Ort gegebenen hervorragenden Beobachtungsbedingungen als auch von der Infrastruktur und der technischer Unterstützung seitens der bereits zuvor vorhandenen Einrichtungen profitieren.

"Wir waren auf der Suche nach einem Standort mit vielen klaren Nächten und trockener Luft bei guter Durchsicht, damit unsere Messungen möglichst oft besonders präzise ausfallen. Der Paranal war dabei mit großem Abstand unsere erste Wahl", so Don Pollacco von der University of Warwick, einer der Leiter des NGTS-Projekts.

Hochpräzise Helligkeitsmessungen

Das für großflächige Himmelsdurchmusterungen des südlichen Sternhimmels ausgelegte NGTS ist so konzipiert, dass es auf seiner vollkommen automatisierten Suche nach Transits von Exoplaneten kontinuierlich das Licht von mehreren 100.000 vergleichsweise hellen Sternen aufzeichnen wird. Dabei sollen die Teleskope bei den zu beobachtenden Sternen auftretende Helligkeitsschwankungen von lediglich 0,1 Prozent registrieren können.

"Bisher konnten bodengebundene Beobachtungsprogramme solche winzigen Transitsignale nicht mit dieser Genauigkeit nachweisen", so Prof. Heike Rauer, die Leiterin der Abteilung "Extrasolare Planeten und Atmosphären" am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. "Mit den neuen Teleskopen wird dies nun erstmals möglich sein."

Die Realisierung einer so hohen Präzision bei Helligkeitsmessungen über ein großes Gesichtsfeld hinweg stellt für die Astronomen eine aus technischer Sicht äußerst anspruchsvolle Aufgabe dar. Die für das NGTS notwendigen Schlüsseltechnologien konnten in der Vergangenheit allerdings bereits erfolgreich mit einem kleineren Prototypen demonstriert werden, welcher in den Jahren 2009 und 2010 auf der Kanareninsel La Palma in Betrieb war. Das NGTS baut außerdem auf dem Erfolg des SuperWASP-Projeks auf, welches mit einer vergleichbaren Beobachtungstechnik auf den Nachweis von großen Gasplaneten spezialisiert ist.

Das Ziel des Suchprogramms

Die Teleskope des NGTS sollen dagegen insbesondere Exoplaneten entdecken, welche über den doppelten bis hin zum achtfachen Durchmesser unseres Heimatplaneten verfügen und die trotzdem einen so großen Helligkeitsunterschied verursachen, dass es möglich wird, auch deren Masse möglichst genau zu bestimmen. Aus diesen Werten ergibt sich die Dichte der Planeten, woraus sich wiederum Hinweise auf deren Zusammensetzung ableiten lassen.

Durch spektroskopische Untersuchungen wäre es dann bei einigen dieser Planeten eventuell auch möglich, deren Atmosphären näher zu untersuchen: Während ein Transitplanet vor seinem Mutterstern vorbeiläuft, durchleuchtet das Sternlicht quasi die Atmosphäre am Rand der Planetenscheibe, welche dann ihrerseits minimale, aber doch nachweisbare Spuren im Sternlicht hinterlässt. Bislang sind den Astronomen nur sehr wenige Planeten bekannt, bei denen derartige Messungen möglich sind. Mit dem NGTS - so die Erwartungen der Wissenschaftler - sollte sich deren Zahl in den kommenden Jahren deutlich erhöhen.

Für diese detaillierten ’Nachfolgeuntersuchungen’ bei den noch zu entdeckenden Exoplaneten sollen dann aber nicht die verhältnismäßig kleinen NGTS-Teleskope, sondern vielmehr größere und entsprechend leistungsfähigere Teleskope - darunter auch das ebenfalls am Paranal-Observatorium befindliche Very Large Telescope (kurz "VLT") der ESO - genutzt werden.

Peter Wheatley, ein weiterer NGTS-Projekteiter von der University of Warwick, äußert sich zu diesem Projekt folgendermaßen: "Wir freuen uns sehr, dass wir nun mit unserer Suche nach kleinen Planeten um sonnennahe Sterne beginnen können. Die NGTS-Entdeckungen und die Nachfolgebeobachtungen mit bodengebundenen und weltraumbasierten Teleskopen werden wichtige Schritte auf dem Weg zur Untersuchung der Atmosphären und der Zusammensetzung extrasolarer Planeten von der Größe der Erde sein."

Voller Betrieb noch im Jahr 2015

Die ersten der zwölf Teleskope des NTGS haben erst kürzlich ihr "first light" gesehen und den wissenschaftlichen Betrieb aufgenommen. Die vollständige Anlage soll noch im Laufe des Jahres 2015 in Betrieb genommen werden. Die für das NGTS-Projekt erforderliche automatisierte Analyse-Software wurde - in Zusammenarbeit mit den anderen NGTS-Partnern - vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt entwickelt. Die Exoplanetenforscher aus Berlin-Adlershof verfügen auf dem Gebiet der hochpräzisen astronomischen Photometrie bereits über eine langjährige Erfahrung. Mit dem unter anderem ebenfalls auf die Suche nach Exoplaneten ausgelegten Weltraumteleskop COROT, an dessen Entwicklung und Betrieb das DLR ebenfalls beteiligt war, gelang in den Jahren 2007 bis 2012 die Entdeckung von immerhin 28 Exoplaneten.

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


» Rosettas Komet: Feine Strukturen in der Koma
18.01.2015 - Neue Aufnahmen der OSIRIS-Kamera der Raumsonde Rosetta zeigen die von dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko ausgehende Staubfontänen in einer bisher unerreichten Detailgenauigkeit. Durch die Auswertung dieser Aufnahmen erhoffen sich die Kometenforscher weitere Einblicke in die Prozesse, welche die Aktivität dieses Kometen hervorrufen.
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. Ein besonderes Augenmerk richten die an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler dabei auf die immer weiter zunehmende Aktivität von 67P.

Kometen bewegen sich auf elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle’ bezeichneten Objekte dabei 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 letztendlich in Gang? Wie entwickelt sich die Aktivität? Und welche Prozesse auf der Oberfläche und im Inneren des Kometenkerns spielen dabei welche Rolle?

Feine Strukturen in den von dem Kometen ausgehenden Staubfontänen

Bereits seit mehreren Monaten konnten sowohl die OSIRIS-Kamera - die von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera an Bord von Rosetta - als auch die Navigationskamera der Raumsonde diese zunehmende Aktivität dokumentieren. Eine am 16. Januar 2015 von dem Mitarbeitern des OSIRIS-Teams veröffentlichte Aufnahme, welche bereits am 22. November 2014 mit der Weitwinkelkamera des OSIRIS-Kameraexperiments angefertigt wurde, enthüllt jetzt auch erstmals einige der Feinstrukturen dieser Staubfontänen, welche sich bereits auf den älteren Aufnahmen zeigten. In der Nähe der Oberfläche des Kometenkerns fächern sich die Fontänen in zunächst voneinander getrennte, kleinere Strahlen auf, welche dann in größeren Entfernungen zur Oberfläche miteinander verschmelzen.

Der Komet 67P setzt sich aus einem kleineren ’Kopf’, einem größeren ’Körper’ und einem schmalen ’Hals’ zusammen, welcher diese beiden Regionen verbindet. Die Auswertung der Aufnahmen der OSIRIS-Kamera zeigte in den vergangenen Monaten, dass die Aktivität des Kometen von dessen ’Halsregion’ ausgeht. Dieser Bereich entfaltet auch jetzt noch die größte Aktivität. Inzwischen ist jedoch auch erkennbar, dass weitere Staubfontänen mittlerweile auch aus dem ’Kopf’ und dem ’Körper’ des Kometen austreten.

"Im Vergleich zu der Aktivität, die wir für den Sommer dieses Jahres erwarten, ist dies erst der Anfang", so Dr. Holger Sierks vom MPS, der Leiter des OSIRIS-Teams. "Vom letzten Vorbeiflug des Kometen 67P an der Sonne wissen wir, das sich die Aktivität noch um einen Faktor 100 steigern wird."

Doch bereits Ende November 2014 waren die Staubfontänen stark genug ausgeprägt, um darin klare Strukturen erkennen zu können. Das hier gezeigte Foto - leider eines der nur wenigen, welches bisher von dem OSIRIS-Team für die Öffentlichkeit freigegeben wurde - stammt aus einer Serie von Beobachtungen, welche es zum Ziel haben, die allgemeine Aktivität des Kometen zu dokumentieren und zu untersuchen. Die Raumsonde Rosetta umkreiste den Kometen 67P zu diesem Zeitpunkt in einer Entfernung von etwa 30 Kilometern. Die Aufnahme zeigt sowohl die ’südliche Hemisphäre’ des Kometenkerns als auch dessen Koma. Der Kern wurde dabei bewusst überbelichtet, um die deutlich lichtschwächeren Staubfontänen in der Umgebung des Kometen sichtbar zu machen.

Derartige Fontänen konnten dabei über eine volle Umdrehung des Kometen - für eine vollständige Drehung um seine Rotationsachse benötigt 67P einen Zeitraum von 12,4 Stunden - beobachtet werden. Die Mitarbeiter des OSIRIS-Teams sind gegenwärtig unter anderem damit beschäftigt, die physikalischen Vorgänge zu verstehen, durch welche diese Strukturen erzeugt und geformt werden.

"Indem wir die Fontänen von Bild zu Bild verfolgen, können wir ihre dreidimensionale Struktur rekonstruieren und sie mit bestimmten Gebieten auf der Oberfläche in Verbindung bringen. Die Morphologie und Zusammensetzung dieser Gebiete wird nun genauer untersucht", so der OSIRIS-Wissenschaftler Dr. Jean-Baptiste Vincent vom MPS. Hierbei wollen die Forscher auch herausfinden, ob die Staubfontänen zum Beispiel von Klippen oder von ebenen Flächen ausgehen. Die detaillierte Untersuchung der Austrittsstellen der Jets könnte Hinweise auf die hierbei zugrunde liegenden physikalischen Prozesse liefern.

Zusätzlich zu den Fontänen zeigt die Aufnahme auch zahlreiche Oberflächenstrukturen, welche sich auf der dunklen Seite des Kometen befinden. Obwohl diese Region zur Zeit noch nicht direkt von der Sonne beleuchtet wird, erlaubt es das von anderen Regionen reflektierte Streulicht, auch hier Strukturen zu erkennen. Zudem zeigt sich rechts unten in der Aufnahme der Weitwinkelkamera des OSIRIS-Kameraexperiments eine fast vertikale Linie, welche zwei Regionen der Koma mit anscheinend leicht unterschiedlichen Helligkeiten trennt. "Dies ist der Schatten, den der Kometenkern auf die Koma wirft", so die Erklärung von Dr. Jean-Baptiste Vincent.

Wo ist der Kometenlander Philae ’gestrandet’?

Neben der Analyse der zunehmenden Aktivität des Kometen 67P sind die in die Rosetta-Mission involvierten Wissenschaftler auch weiterhin damit beschäftigt, den von der Raumsonde mitgeführten Kometenlander Philae aufzuspüren. Hohe Erwartungen wurden dabei in Aufnahmen gesetzt, welche die OSIRIS-Kamera im Dezember 2014 aus einer Überflughöhe von lediglich rund 20 Kilometern anfertigte.

Philae erreichte die Oberfläche von 67P bereits am 12. November 2014 und kam dort schließlich nach einer dreifachen Landung an einem ungeplanten Standort zum Stehen, welcher aufgrund der dort gegebenen schlechten Beleuchtungsverhältnisse 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.

Das Landegestell von Philae - so die Auswertung der entsprechenden Telemetriedaten - konnte beim ersten Kontakt mit der Kometenoberfläche zwar einen Teil der kinetischen Energie aufnehmen. Dennoch ’prallte’ Philae von der Oberfläche ab und entfernte sich zunächst wieder mit einer Geschwindigkeit von 38 Zentimetern pro Sekunde von 67P. Im Rahmen dieses ’Steigfluges’ erreichte der Lander eine Höhe von eventuell bis zu einem Kilometer über der Oberfläche und legte dabei einer horizontale Distanz von bis zu einem Kilometer zurück, bevor nach 110 Minuten eine zweite ’Landung’ erfolgte. Auch dieser Aufprall hatte ein erneutes Abheben von der Oberfläche zur Folge. Dieser nächste ’Freiflug’ erfolgte mit einer Geschwindigkeit von etwa drei Zentimetern pro Sekunde und dauerte diesmal nur noch etwa sieben Minuten.

Der exakte Ort, wo Philae dann endgültig zum Stehen gelangte, konnte bisher immer noch nicht ermittelt werden. Als sicher gilt jedoch, dass dieser Ort sich auf dem ’Kopf’ des Kometen befindet und in etwa in der Umgebung des ehemals ebenfalls als potentielle Landeregion ausgewählten Bereiches "B" liegen dürfte.

Es besteht durchaus die eventuelle Möglichkeit, dass der Lander seinen derzeitigen Schlafmodus beendet, sobald sich die an seinem derzeitigen Aufenthaltsort gegebenen schlechten Lichtverhältnisse verbessern. Im Frühjahr oder spätestens im Sommer 2015 könnten sich dabei eine Beleuchtungs- und Temperatursituation ergeben, welche ein Aufladen der Batterien und damit eine Weiterführung der Philae-Mission ermöglicht. Alle bisherigen Bemühungen, Philae auf den Aufnahmen aufzuspüren, welche die OSIRIS-Kamera seitdem von dieser Region angefertigt hat, verliefen jedoch erfolglos.

Die Erforschung des Kometen wird fortgesetzt

Gegenwärtig bewegt sich Rosetta auf einer Umlaufbahn um den Kometen 67P, welche in einer Entfernung von etwa 30 Kilometern zu dessen Zentrum verläuft. Diese Bahn soll zunächst noch bis zum 3. Februar 2015 eingehalten werden. Anschließend soll der Orbit der Raumsonde dahingehend verändert werden, dass sich Rosetta zunächst auf bis zu 140 Kilometer von der Kometenoberfläche entfernt. Aus dieser verhältnismäßig großen Distanz wollen die beteiligten Wissenschaftler mit ihren Instrumenten einen ’weitwinkligen’ Überblick über die dann gegebene Aktivität des Kometen gewinnen. Bei der anschließend erfolgenden erneuten Annäherung an 67P soll sich die Raumsonde der Oberfläche des Kometen dann am 14. Februar bis auf eine Entfernung von lediglich sechs Kilometern nähern.

Dieser extrem dichte Flyby über dem Kometen wird es den Wissenschaftlern erlauben, in ihrer Auflösung und Qualität bisher unerreichte Aufnahmen und Spektren von 67P zu gewinnen. Einige der Instrumente werden dabei die Gelegenheit erhalten, die Staub- und Gaspartikel der inneren Kometenkoma direkt zu analysieren. Und vielleicht bietet sich hierbei auch die Gelegenheit, endlich den Standort von Philae zu ermitteln.

In den folgenden Monaten soll Rosetta den Kometen dann wieder in größeren Entfernungen umkreisen. Die exakten Parameter dieser zukünftigen Umlaufbahnen sind derzeit noch nicht endgültig festgelegt. Hauptsächlich hierfür entscheidend ist die weitere Entwicklung der zunehmenden Aktivität von 67P. Am 13. August 2015 wird der Komet 67P auf seiner Umlaufbahn um die Sonne die Periapsis und damit die geringste Entfernung zum Zentralgestirn unseres Sonnensystems erreichen. Bis dahin wird die Aktivität des Kometen immer weiter zunehmen. In den kommenden Monaten wird Rosetta somit wohl auch einen größeren Abstand zu 67P einnehmen müssen um zu verhindern, dass die Flugbahn durch die sich ausdehnende Koma beeinträchtigt wird oder dass mit der Raumsonde kollidierende Staubpartikel deren Instrumente beschädigen.

Die gegenwärtigen Planungen der zukünftigen Umkreisungen des Kometen beinhalten deshalb zwei verschiedene Flugbahnen für Rosetta - "Bevorzugt" und "Hoch aktiv". Zwar wird von den Beteiligten angestrebt, in Zukunft so lange wie möglich die ’bevorzugte’ Flugbahn einzuhalten, doch für den Fall, dass die Kometenaktivität zu sehr ansteigt und es damit für Rosetta zu ’riskant’ wird, kann die Raumsonde gegebenenfalls in die für das Szenario "Hoch aktiv" vorgesehene, in größerer Entfernung zu dem Kometen verlaufende Umlaufbahn ausweichen.

Fazit

Bereits jetzt kristallisiert sich heraus, dass die überaus ambitionierte Rosetta-Mission das Wissen der Menschheit über die Kometen - und damit auch über die Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems und die Möglichkeiten der ’Entstehung von Leben’ - ungemein erweitern wird. Weitere Erkenntnisse der Mission sollen im Verlauf des Jahres 2015 auf mehreren Fachkonferenzen präsentiert und zudem in diversen Fachzeitschriften publiziert werden.

Auch in den kommenden Monaten will die ESA die neuesten Aufnahmen der Navigationskamera der Raumsonde sowie allgemeine wissenschaftliche Erkenntnisse und technische Informationen zeitnah mit der interessierten Öffentlichkeit in einem entsprechenden Blog teilen. Es wäre jedoch wirklich wünschenswert, wenn sich auch das OSIRIS-Team endlich dazu entschließen könnte, die zwischenzeitlich von diesem Kameraexperiment angefertigten Aufnahmen ebenfalls für die Öffentlichkeit zur Verfügung zu stellen.

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


» SpaceX: Neues zu Landung & Satellitenkonstellation
18.01.2015 - Vor ein paar Tagen hat SpaceX ein Video von der versuchten Landung auf der Seeplattform veröffentlicht. Am Freitag erklärte Elon Musk außerdem erstmals sein Konzept für eine 4025-Satelliten-Konstellation, welche Internetdienste aus dem All ermöglichen soll.
Die Landung der Falcon 9 Erststufe
Nachdem bereits kurz nach dem erfolgreichen Start der Dragonkapsel zur Internationalen Raumstation (ISS) bekannt geworden war, dass die erste Stufe der Falcon 9 Trägerrrakete die Plattform zwar getroffen hat danach jedoch explodiert ist, hat SpaceX nun ein kurzes Video von der Landung via Social Media bereitgestellt.

Das Video zeigt, wie die erste Stufe die Plattform schräg anfliegt und dann gegen selbige kracht. Es kommt zu einer Explosion, welche die meisten Trümmer der Stufe ins Meer schleudert. Dies erklärt auch die geringe Anzahl an Trümmern, die mit der Plattform zurücktransportiert wurden wie auf Bildern von der Einfahrt der Plattform in den St. Johns-Fluss zu sehen ist. Wie SpaceX ebenfalls mitteilte, hat die Stufe kurz vor der Landung die Hydraulikflüssigkeit für die Gitterflossen (Gridfins) verloren, sodass die Steuerbarkeit verloren ging. Beim nächsten Flug soll 50% mehr Hydraulikflüssigkeit an Bord sein, sodass es nun eine größere Erfolgschance beim nächsten der Landeversuch gibt.

Der nächste Start der Falcon 9 ist für Anfang Februar angesetzt und soll DSCOVR in das Weltall transportieren. Hier wird erneut eine Landung auf der Seeplattform probiert. Aufgrund größerer Performanceanforderungen der Nutzlast muss die Plattform diesmal ca. 600 km von der Küste entfernt sein, weil nicht so viel Treibstoff für die Landung verfügbar ist.

Die Satellitenkonstellation
Bereits seit einer Weile hat Elon Musk durchblicken lassen, dass er auch Satelliten bauen möchte. SpaceNews hatte berichtet, dass Elon Musk mit Greg Wyler (Mitgründer von O3b) eine Satellitenkonstellation für weltweites Internet mit 625 Satelliten diskutieren würde. Nun hat OneWeb (ehemals WorldVu) sein Vorhaben vorgestellt und Wyler ist sich offenbar nicht mit Musk einig geworden, denn er ist bisher nicht involviert. Stattdessen hat Wyler jetzt die Virgin-Gruppe von Richard Branson sowie Qualcomm (Hersteller von Kommunikationsausrüstung) als Investoren gewonnen. Sind Musks Satellitenpläne also vorbei bevor sie begonnen haben?

Nein, vorerst zumindestens nicht. Am Freitag hat es in Seattle, Washington ein Recruiting-Event gegeben, wo Musk seine Pläne für einen SpaceX-Standort in Seattle vorgestellt hat. Dort sollen unter anderem Satelliten hergestellt werden - Mitarbeiter können aber auch an Falcon 9 & Dragon arbeiten, wenn sie nicht in Los Angeles wohnen wollen. Um potentielle neue Mitarbeiter zu motivieren Satellitenbau bei SpaceX zu machen, hat er dann noch seine eigene Vision eines Satelliteninternets vorgestellt.

Laut Musk gibt es eine Meinungsverschiedenheit zwischen ihm und Wyler, was die Konstellation genau können soll. Während Wyler vor allem dem Endkunden in endlegenen Gebieten direkten Internetzugang via Satellit anbieten möchte, möchte Musk mehr. Musk möchte in direkte Konkurrenz zu den großen Telekommunikationsanbietern bei Fernübertragungen treten (in den USA z.B. Comcast) und Internet via Satellit auch für die Datenübertragung bei Firmen und Regierungen bereitstellen. Laut Musk soll es beim Satelliteninternet einen besseren Ping geben als bei bestehenden Unterseekabeln mit Glasfaser über weite Entfernungen (z.B. andere Kontinente). Als Argument führt er z.B. die höhere Lichtgeschwindigkeit des Lichts im Vakuum gegenüber dem Glasfaserkabel an.

Um all dies zu ermöglichen, will Musk auch nicht 625 sondern 4025 Satelliten in einer Höhe von ca. 1100 km. Während Wyler größenordnungsmäßig 1-2 Milliarden für die Realisierung braucht, rechnet Musk mit 10-15 Milliarden für sein Konzept. Wyler hat schon Investoren, Musk bisher noch nicht und es ist unklar, ob er das selbstfinanzieren will bzw. kann. Der größte Vorteil von Wyler ist jedoch, dass er die Rechte an den Frequenzen hat. Musk hat bisher keine Rechte und es bleibt abzusehen, ob er welche bei der Internationalen Fernmeldeunion erwerben kann. Zum Zeitplan äußerst er sich auch noch und meinte er sei in der Vergangenheit zu optimistisch mit den Vorhersagen gewesen und meint nun ein Zeitraum von 5 Jahren sei für eine erste Konstellation ausreichend und 12-15 Jahre bis zur vollen Konstellation von 4025 Satelliten.

Doch warum möchte Elon Musk, der ja schon viel zu tun hat, nun diese neue Satellitenunternehmung starten? Die Antwort lautet natürlich der Mars. Der bemannte Marsflug kostet eine Menge Geld und hier möchte Musk das notwendige Kleingeld einsammeln. Ein kurzer Blick auf den Jahresumsatz von Comcast auf Wikipedia liefert ein Ergebnis von ca. 60 Milliarden Dollar bei einem Bilanzgewinn von 6 Milliarden Dollar. Ein Milliardenmarkt ist also vorhanden, aber kann Musk ihn mit seinem Konzept anzapfen?

Links:


(Autor: Tobias Willerding - Quelle: SpaceX, NSF, reddit, SpaceNews)


» Raumsonde DAWN hat Ceres im Visier
19.01.2015 - Nach einem Aufenthalt von 14 Monaten bei dem Asteroiden Vesta und einer anschließenden fast zweieinhalbjährigen Weiterreise durch das Weltall befindet sich die Raumsonde DAWN mittlerweile im Anflug auf den Zwergplaneten Ceres, der bereits Anfang März erreicht werden soll. Aktuelle Aufnahmen der Raumsonde enthüllen bereits jetzt erste Details auf der Oberfläche des Zwergplaneten, der in den kommenden Monaten erstmals von einer Raumsonde untersucht werden soll.
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 und begab sich dabei zu ihrem zweiten Forschungsziel, den ebenfalls im Haupt-Asteroidengürtel gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres. 28 Monate später ist dieses nächste Ziel jetzt fast erreicht. Gegenwärtig befindet sich DAWN in einer Entfernung von nur noch etwa 300.000 Kilometern zu Ceres und nähert sich dem Zwergplaneten dabei derzeit - mit einem Ionentriebwerk angetrieben - pro Stunde um weitere 504 Kilometer.

Voraussichtlich am 6. März 2015 wird sich die Raumsonde Ceres so weit genähert haben, dass diese durch die Gravitation des Zwergplaneten ’eingefangen’ wird. Anschließend soll DAWN den Zwergplaneten über einen Zeitraum von 16 Monaten umkreisen und dabei aus unterschiedlichen Höhen mit ihren drei Instrumenten erforschen. Durch diese Untersuchungen erhoffen sich die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über den Aufbau und die Entwicklungsgeschichte des Zwergplaneten, aus denen sich letztendlich auch wichtige Erkenntnisse über die Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems ableiten lassen werden.

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. Planetologen 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 flüssigem 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.

Erste Beobachtungsdaten vom 13. Januar 2015

Bereits am 1. Dezember 2014 fertigte die Framing Camera eine erste Aufnahme von Ceres an, auf welcher der Zwergplanet aus einer Entfernung von etwa 1,2 Millionen Kilometern eine Fläche mit einem Durchmesser von neun Pixeln einnahm. Deutlich besser gestaltete sich die Situation dann bereits am 13. Januar 2015. An diesem Tag fertigte die Kamera in einem Zeitraum von etwas mehr als einer Stunde weitere 20 Aufnahmen an, auf denen Ceres aus einer Entfernung von nur noch rund 383.000 Kilometern bereits eine 27 Pixel durchmessende Fläche überdeckte. Obwohl diese Aufnahmen, welche am heutigen Tag veröffentlicht wurden, in erster Linie der Navigation der Raumsonde dienen enthalten sie auch erste Hinweise auf die dortigen Oberflächenstrukturen. Auf dem fast kugelförmigen Zwergplaneten sind deutlich hellere und dunklere Bereiche zu erkennen.

"Schon jetzt lassen sich erste Oberflächenstrukturen wie etwa Krater erahnen", so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der wissenschaftlicher Leiter des Kamerasystems. Zudem zeigt sich auf den Fotos ein auffälliger heller Fleck auf der Oberfläche, der auch bereits auf früheren Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble erkennbar war, welches im Dezember 2003 und im Januar 2004 die bisher am höchsten aufgelösten Aufnahmen von Ceres erstellte.

Auf den aktuellen Ceres-Aufnahmen ist lediglich eine Seite des Zwergplaneten erkennbar. "Alle Oberflächenmerkmale von dieser Seite konnten wir bereits mit denen identifizieren, die auch in Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble zu sehen sind", so Dr. Nathues weiter. "Darüber hinaus finden sich in unseren Bildern Hinweise auf weitere bemerkenswerte Strukturen, die in den nächsten Wochen klarer hervortreten werden." Bereits Ende Januar werden die Bilder der Framing Camera eine Auflösung erreichen, welche höher ausfallen wird als bei den zuvor mit dem Hubble Space Telescope erstellten Aufnahmen.

"Es ist aufregend mitzuerleben, wie die Oberfläche einer ’neuen Welt’ nach und nach in den Blick rückt", so Dr. Mark Sykes vom Planetary Science Institute in Tuscon/USA, einer der Mitarbeiter des Wissenschaftsteams der Raumsonde DAWN. "Die Merkmale von Ceres, die Hubble bereits vor etwa zehn Jahren sichtbar gemacht hat, nun zu bestätigen, ist sehr wichtig. Wir suchen beispielsweise nach Anzeichen von Kryovulkanismus."

Messungen des Weltraumteleskops Herschel hatten erst kürzlich gezeigt, dass von Ceres Wasserdampf ins All entweicht (Raumfahrer.net berichtete). Im Rahmen der zukünftigen Beobachtungskampagnen wollen die Wissenschaftler zudem noch vor dem Erreichen des Orbits um Ceres überprüfen, ob der Zwergplanet eventuell von kleineren Monden begleitet wird und mit Hilfe der Farbfilter des Kamerasystems einen ersten Eindruck von der Zusammensetzung der Oberfläche gewinnen.

"Sobald die Krater klarer erkennbar sind, könnte ihre Form zudem Rückschlüsse darauf zulassen, ob [auch direkt auf der Oberfläche] Eis vorhanden ist", so Dr. Nathues weiter.

"Wir untersuchen mit DAWN zum ersten Mal einen Zwergplaneten", so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der an der Mission beteiligten Wissenschaftler. "Die DAWN-Sonde wird in den nächsten Monaten diesen Eiskörper genauer untersuchen und wir werden die eine oder andere wissenschaftliche Überraschung erleben."

Unter anderem ist geplant, die Oberfläche dieses Himmelskörpers ausführlich zu fotografieren. Anhand diesen Bilddaten wird Ceres zunächst ausführlich kartiert, anschließend ein dreidimensionales Höhenmodell berechnet und die Topographie von Ceres untersucht. Mit der dreidimensionalen Vermessung können beispielsweise bei Impaktkratern Rückschlüsse auf die Wucht des verursachenden Einschlags gezogen werden.

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: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, DLR, JPL)


» Thales Alenia Space baut SWOT für Betreiberkonsortium
20.01.2015 - Der französisch-italienische Luft- und Raumfahrtkonzern Thales Alenia Space ist von der französischen Raumfahrtagentur (Centre National d’Etudes Spatiales, CNES) mit dem Bau des Ozeanographiesatelliten SWOT beauftragt worden, gab der Auftragnehmer am 6. Januar 2015 bekannt.
SWOT steht für Surface Water and Ocean Topography und bedeutet soviel wie Topographie von Wasserflächen und Ozeanen. Damit ist im Wesentlichen die Aufgabe des von der CNES gemeinsam mit dem Labor für Strahlantriebe der US-amerikanischen Luft und Raumfahrtagentur, NASAs JPL, geplanten Raumfahrzeugs, dessen Mission von den Weltraumagenturen aus Großbritannien und Kanada unterstützt wird, beschrieben.

Pegelstände und Wellenhöhen wird SWOT mit höherer Präzision als seine Vorgänger aus der Reihe der JASON-Satelliten messen können. Zusätzlich zu den Daten, die das Verständnis der Wechselwirkungen zwischen Atmosphäre und Weltmeeren weiter verbessern helfen sollen, kann SWOT auch Informationen zur Hydrologie liefern.

Von SWOT erwartet man Daten zu Umfang und Veränderung von Wasserreserven in Feuchtgebieten, Seen und Speichern. Außerdem sind Messungen der Abflussraten von Wasser in Flüssen geplant.

Um seine Beobachtungsaufgaben ausführen zu können, erhält SWOT zwei Hauptinstrumentenkomplexe. Das JPL steuert eine für den Einsatz im Ka-Band (Wellenlänge ~8 Millimeter, Mittenfrequenz 35,75 GHz) gedachte Radaranlage namens KaRIN bei. Ihr Name bedeutet Ka-Band Radarinterferometer. Ihr Herz ist eine Radio Frequency Unit (RFU) von Thales Alenia Space.

Im betriebsbereiten Zustand zeichnet sich die Anlage durch zwei 10 Meter von einander entfernte, zueinander exakte ausgerichtete Radarantennen aus.

Von der Radaranlage, die mit einer Schwadbreite von insgesamt 120 Kilometern (pro Antenne 60 Kilometer) am Boden arbeiten soll, erhofft man sich Daten mit einer Auflösung zwischen 50 und 100 Metern.

Mittels interferometrischer Höhenmessung wird die Anlage vom Arbeitsorbit des Satelliten aus mit einer Wiederholrate von rund 21 Tagen Seen, Flüsse, offene Wasserspeicher und die Weltmeere abtasten können, wenn Start und Inbetriebnahme des Satelliten gelingen.

Der zweite Instrumentenkomplex ist einer, wie er bereits an Bord der Satelliten vom Typ JASON eingesetzt wird. Auch SWOT bekommt einen Höhenmesser von Thales Alenia Space, der auf zwei Frequenzen arbeitet und über Laufzeitmessung seiner Signale den Abstand zwischen Satellit und Ozeanoberfläche ermitteln kann.

Ebenfalls von Thales Alenia Space kommt eine Baugruppe namens DORIS, die der Bestimmung der exakten Flugbahn des Satelliten dient. Ihre Name steht für Doppler Orbitography and Radio- positioning Integrated by Satellite und kennzeichnet die Aufgabe der Baugruppe. Sie hat aus von zahlreichen Bodenstationen ausgesandten Radiosignalen unter Nutzung des Dopplereffektes Informationen zur Position des Satelliten im Erdorbit und seiner aktuelle Geschwindigkeit zu gewinnen.

Vom JPL kommt ein fortschrittliches Mikrowellenradiometer (Advanced Microwave Radiometer, AMR). Es empfängt Mikrowellenstrahlung von der Erde, aus der man auf den Wassergehalt in der Atmosphäre der Erde schließen kann. Letztere zu kennen spielt bei der Nutzung der Daten der Radarhöhenmesser eine korrigierende Rolle.

Auch vom JPL gekommen zwei weitere Systeme zur Positionsbestimmung. Die GPS-Nutzlast (Global Positioning System Payload, GPSP) ist für Empfang und Nutzung von Daten des US-amerikanischen globalen Satellitennavigationssystems (GPS) gedacht. Ein Reflektor für Laserlicht (Laser Retroreflector Array, LRA) erlaubt exakte Abstandsbestimmungen vom Erdboden aus.

Die Masse des startbereiten Satelliten wird voraussichtlich im Bereich von zwei Tonnen liegen. Die Auslegung des Raumfahrzeugs erfolgt nach Angaben von Thales Alenia Space so, dass ein Start auf Raketen der Typen Antares, Atlas V und Falcon 9 möglich sein wird. Projektiert derzeit ist ein Start auf einem von der NASA bereitzustellen Träger im Jahre 2020.

Im All soll SWOT die Erde in rund 890 Kilometern Höhe auf einer 77,6 Grad gegen den Erdäquator geneigten Bahn umkreisen. Die Auslegungsbetriebsdauer, also die minimal vorausgesetzte Dauer eines nützlichen Einsatz des Satelliten abhängig von seiner Konstruktion und mitgeführten Betriebsstoffen, wurde auf drei Jahre festgelegt.

Pro Einsatztag rechnet man mit einer Datenmenge im Bereich von 7 Terabyte, die von der wissenschaftlichen Nutzlast generiert wird. Sie ist an Bord des Satelliten zwischenzuspeichern und zur Erde zu senden, und muss dort schließlich auch verarbeitet werden.

Nach Abschluss der Mission des dreiachsstabilisierten Satelliten ist ein gezielter Wiedereintritt in die Erdatmosphäre vorgesehen. Diese ausgesprochen sinnvolle Maßnahme zur Vermeidung von Weltraumschrott wird von vorne herein beim Entwurf des Raumfahrzeuges berücksichtigt.

Für Bau und Tests des Satelliten, seinen Transport zur Startanlage und eine Betreuung der Startkampagne erhält Thales Alenia Space nach Angaben des Branchendienstes Spacenews 78 Millionen Euro, umgerechnet rund 94 Millionen US-Dollar. In dieser Summe nicht inbegriffen sind laut Spacenews Kosten für Komponenten der wissenschaftlichen Nutzlast des Satelliten.


(Autor: Axel Nantes - Quelle: CNES, JPL, NASA, Thales Alenia Space)


» Auch Meteor-M 2 ohne Radarblick auf Eis und Schnee?
20.01.2015 - Der russische Journalist Anatoly Zak spekuliert, ob die X-Band-Radaranlage an Bord des russischen Wettersatelliten Meteor-M 2 wohl ausgefallen ist. Pressemeldungen der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos, die sich mit dem Betrieb des Satelliten beschäftigen, erwähnen die Radaranlage in letzter Zeit mit keinem Wort.
Meteor-M 2, ein Erzeugnis von VNIIEM aus Moskau mit einer Auslegungsbetriebsdauer von fünf Jahren, kreist seit dem 8. Juli 2014 um die Erde. Eine Rakete vom Typ Sojus 2.1b mit Fregat-Oberstufe hatte den Satelliten mit einer Startmasse von rund 2.778 Kilogramm (WMO: 2.900 Kilogramm) vom Kosmodrom Baikonur aus in den Weltraum transportiert.

An Bord des dreiachsstabilisierten Satelliten befindet sich eine rund 150 Kilogramm schwere X-Band-SAR-Radaranlage mit dem Eigennamen Severyanin-M und der Bezeichnung OBRC, was schlicht für Onbord Radar Complex steht (russisch: BRLK/БРЛК, Бортовой радиолокационный комплекс). Sie bietet zwei unterschiedliche Beobachtungsmodi. Auflösungen zwischen 400 und 650 sowie 800 und 1300 Metern bei Schwadbreiten zwischen 450 und 600 Kilometern waren vorgesehen.

Das vom Unternehmen mit dem Namen Open Joint Stock Company Research Institute of Precision Instruments (OJSC RI PI) gebaute und für die Arbeit in einem Frequenzbereich zwischen 9,4 und 9,9 GHz (Wellenlänge rund 3,12 cm) vorgesehene System mit einem Strombedarf von rund 1000 Watt elektrischer Leistung und synthetischer Apertur ist insbesondere für die Beobachtung von Eisflächen auf Meeresgebieten in den Polregionen der Erde gedacht. Mit ihm ebenfalls möglich sind z.B. die Ermittlung einer Schneebedeckung der Erdoberfläche, die Erfassung von Ölverschmutzungen auf den Weltmeeren, die Beobachtung von Waldbränden sowie allgemein der Vegetation.

Zur Stromversorgung des Radars und der anderen meteorologischen Instrumente sowie der raumflugtechnischen Systeme des in rund 830 Kilometern Höhe kreisenden Satelliten gibt es zwei Solarzellenausleger mit einer Spannweite von zusammen 14 Metern und einer Ausgangsleistung von maximal 2 Kilowatt bei Betriebsbeginn.

Die Radaranlage besitzt eine Antenne aus einem am Satellitenkörper fest montierten Element sowie sechs weiteren Elementen, die beim Transport des Satelliten ins All zusammengefaltet waren. Informationen aus Russland, die kurz nach dem Start bekannt wurden, sagten, dass alle Baugruppen des Satelliten, für die Ausfahr- und Entfaltungsvorgänge vorgesehen waren, selbige plangemäß absolviert haben. Dazu sollte also auch die Antenne der Radaranlage gehören.

Anatoly Zak berichtet, dass ab Beginn des Jahres 2015 keine von der Radaranlage gewonnenen Bilddaten veröffentlicht wurden und weist darauf hin, dass zahlreiche Beobachter von einem Ausfall der Anlage ausgehen, die vor dem Start nach dem Versagen des Vorgängersystems an Bord von Meteor-M 1 ausführlich und gründlich getestet worden ist.

Nach Angaben von Zak erhalten russische Meteorologen frühestens im Jahre 2021 wieder die Gelegenheit zur Nutzung einer zivilen, im Weltraum stationierten Radaranlage mit synthetischer Apertur. Nach aktuellen Planungen sollten dann der russische Wettersatellit Meteor-MP um die Erde kreisen.

Meteor-M 2 fungiert derzeit als Nachfolger von Meteor-M 1. Letzter wurde nach Angaben der russischen Raumfahrtbehörde Roskosmos am 1. Oktober 2014 aus dem Regelbetrieb zurückgezogen. Das Raumfahrzeug mit einer Auslegungsbetriebsdauer von fünf Jahren wurde laut Roskosmos anschließend der Kontrolle seines Erbauers übergeben, der es zu Studienzwecken eine Zeit lang weiter-betreiben wollte. Im November 2014 wurde bekannt, dass das Lageregelungssystem von Meteor-M 1 ausgefallen ist, und der Satellit deswegen nicht benutzt werden kann.

Meteor-M 2 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.069 und als COSPAR-Objekt 2014-037A.


(Autor: Axel Nantes - Quelle: Anatoly Zak, OJSC RI PI, Roskosmos, VNIIEM, WMO)


» Atlas V bringt Marine-Comsat MUOS 3 ins All
21.01.2015 - Am frühen Morgen des 21. Januar 2015 startete auf der Luftwaffenbasis auf Cape Canaveral (CCAFS) in Florida eine Atlas-V-Rakete der United Launch Alliance (ULA) mit dem Kommunikationssatelliten MUOS 3 für die US-Marine (USN) an Bord.
Für die ULA war es die erste im Jahr 2015 abgewickelte Mission einer von diesem Anbieterkonsortium betriebenen Trägerrakete vom Typ Altas V. Insgesamt flog eine Rakete des Typs Atlas V damit zum 52. Mal.

MUOS 3 mit einer Startmasse im Bereich von annähernd 7,5 Tonnen wurde von einer Atlas V in 551-Konfiguration - ihrer aktuell stärksten Variante - 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 fünf Feststoffbooster von Aerojet angebracht waren und die von der RUAG aus der Schweiz beigesteuerte Nutzlastverkleidung 5 Meter Durchmesser hatte.

Das Haupttriebwerk der Zentralstufe der Atlas V mit der Seriennummer AV-052 zündete rund 2,7 Sekunden vor dem Abheben von der Startanlage 41 (Space Launch Complex 41, SLC-41) auf Cape Canaveral im US-amerikanischen Bundesstaat Florida.

Das tatsächliche Abheben erfolgte dann um 2:04 Uhr MEZ am 21. Januar 2015 (20:04 Uhr Ortszeit am 20. Januar 2015) unmittelbar mit der Zündung der fünf seitlich an der Zentralstufe angebrachten Feststoffbooster. Dabei war rund die Hälfte des 44 Minuten langen Startfensters verstrichen.

Etwa 3,9 Sekunden nach dem Abheben begann die Rakete, ihre Flugbahn in die erforderliche Richtung zu neigen. Rund 51,2 Sekunden nach dem Abheben passierte die Rakete den Bahnpunkt mit der höchsten dynamischen Druckbelastung (Max-Q).

Rund 90 Sekunden nach Beginn des Fluges waren die Feststoffbooster ausgebrannt. Sie wurden aus Sicherheitsgründen noch einige Sekunden mitgeführt und dann in zwei Chargen rund 2 Minuten nach dem Abheben abgeworfen.

Die Nutzlastverkleidung, die den Satelliten und die Centaur-Oberstufe an der Raketenspitze beim Flug durch die dichten Schichten der Atmosphäre schützte, wurde dann nach etwas dreieinhalb Minuten Flugzeit abgetrennt.

Der BECO für Booster Engine Cutoff genannte Brennschluss der Zentralstufe erfolgte rund vier Minuten und 28 Sekunden nach dem Abheben. Weitere sechs Sekunden später wurde die Zentralstufe abgetrennt.

Eine erste Brennphase des RL10C-1-Triebwerks von Pratt & Whitney Rocketdyne am Heck der Centaur-Oberstufe sorgte anschließend für das Erreichen einer Parkbahn. Die Brennphase dauerte rund sieben Minuten und 47 Sekunden.

Es folgte eine circa acht Minuten und zwei Sekunden lange Freiflugphase, an deren Ende die zweite Centaur-Brennphase begann. Letztere dauerte rund fünf Minuten und 46 Sekunden und stellte den Einschuss in einen Geosynchronen Transferorbit (GTO) sicher.

Das Apogäum, also der höchste Bahnpunkt, des GTOs wurde nach einer zweiten Freiflugphase von zwei Stunden, 22 Minuten und rund 26 Sekunden durch eine weitere Brennphase angehoben. Diese dauerte etwa vergleichsweise kurze 58 Sekunden.

Zwei Stunden, 53 Minuten und 22 Sekunden nach dem Abheben sowie drei Minuten und 39 Sekunden nach der dritten Centaur-Brennphase war es dann soweit: MUOS 3 wurde erfolgreich auf einer Erdumlaufbahn ausgesetzt.

Die vorgesehene Übergangsbahn war eine mit einem der Erde nächsten Bahnpunkt, einem Perigäum von 3.816,8 Kilometern über der Erde, und einem Apogäum von 35.768,8 Kilometern über der Erde sowie einer Neigung gegen den Erdäquator von 19,11 Grad.

Aus dieser Bahn heraus besorgt MUOS 3 den Flug zu einer Position im Geostationären Orbit (GEO) aus eigener Kraft. Zu diesem Zweck wurde er mit einem 500 Newton starken Zweistofftriebwerk des Typs BT-4 von IHI aus Japan ausgerüstet, das Monomethylhydrazin (MMH) als Treibstoff und eine Mischung von Stickstoffoxiden (MON-3, Stickstofftetroxid mit 3% Stickstoffmonooxid) als Oxidator benutzt.

Eine Arbeitsgruppe unter Leitung des Satellitenherstellers war vom Marine-Satellitenkontrollzentrum (Naval Satellite Operations Center, NAVSOC) auf der Marinebasis Ventura County, Point Mugu, Kalifornien aus bereits in der Lage, Kontakt zu dem neuen Erdtrabanten aufzunehmen. Nach Angaben seines Herstellers reagiert das Raumfahrzeug auf an es übertragene Kommandos.

MUOS 3, der ursprünglich als MUOS 4 den Weltraum hätte erreichen sollen, wurde vom US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtkonzern Lockheed Martin aus Sunnyvale in Kalifornien auf Basis des Busses A2100 gebaut. Eine UHF-Baugruppe der Kommunikationsnutzlast steuerte Boeing aus El Segundo, Kalifornien, bei. Sie hat eine besondere Bedeutung hinsichtlich der Kompatibilität mit der Vorgänger-Satellitenkonstellation mit der Bezeichnung UFO bzw. UHF-F/O für Ultra High Frequency Follow-On. Nach Angaben der USN ähnelt sie an Bord von UFO 11, dem letzten Satelliten der UFO-Konstellation, eingesetzter Technik.

Die Harris Corporation aus Melbourne, Florida, lieferte die beiden entfaltbaren Antennen mit Gitternetz-Reflektoren. Die größere der Antennen besitzt im betriebsbereiten Zustand einen Durchmesser von rund 18,7 Metern.

Wegen fehlerhafter Lötverbindungen, die im Zuge von Tests mit dem MUOS-Raumfahrzeug Nr. 3 in einer Vakuumkammer an einer UHF-Antenne aufgefallen waren, wurde die Startreihenfolge der einzelnen Raumfahrzeuge der inklusive eines Reservesatelliten insgesamt fünf Satelliten umfassenden Serie verändert.

Das MUOS-Raumfahrzeug Nr. 3 (MUOS SV-3) wird nach aktueller Planung voraussichtlich im August 2015 als MUOS 4 in den Weltraum transportiert werden können.

MUOS steht für Mobile User Objective System und bezeichnet damit auch seine Funktion: Das Satellitennetzwerk ist insbesondere für Sprech- und Hochgeschwindigkeitsdatenverbindungen mobiler Benutzer (der US-Marine) gedacht.

Ist die Konstellation der MUOS-Raumfahrzeuge erst einmal vollständig und sind alle zugehörigen Bodenstationen betriebsbereit, wird die USN mit ihr im Vergleich zur derzeit noch zu nutzenden Konstellation nach aktuellen Angaben der US-Luftwaffe über die mehr als zehnfache Gesamtbandbreite verfügen.

General Dynamics, ein US-amerikanisches Unternehmen, das Aufgaben im Bereich des MUOS-Bodensegments zu erledigen hat, berichtete im Jahre 2013, die MUOS-Konstellation übertreffe die UFO-Konstellation in ihrer Gesamtkapazität um das sechszehnfache.

Sind alle vier im Geostationären Orbit vorgesehenen Regelbetriebspositionen besetzt, stehen nach Angaben von General Dynamics MUOS-Raumfahrzeuge bei 177 Grad West, 100 Grad West, 15,5 Grad West und 75 Grad Ost. Den Reservesatelliten will man bei 72 Grad Ost bereithalten.

MUOS 3 wird katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.374 und als COSPAR-Objekt 2015-002A.

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(Autor: Axel Nantes - Quelle: GD, LM, ULA, USAF, USN)


» Boeing erhält Auftrag zum Bau von NYBBSat-1
23.01.2015 - Das Unternehmen New York Broadband, LLC (NYBB) gab im Januar 2015 bekannt, dass man den Satellitenhersteller Boeing Satellite Systems mit dem Bau des Kommunikationssatelliten NYBBSat-1 beauftragt hat. Der Satellit ist zur Bereitstellung mobiler Multimediadienste für China und weiterer Gebiete in Asien gedacht.
NYBBSat-1 alias NYBB1, dessen Kapazität nach Angaben von NYBB bereits vollständig für CMMB Vision Holdings Ltd. aus Hongkong reserviert ist, soll nach aktueller Planung voraussichtlich Mitte des Jahres 2017 in den Weltraum transportiert werden. Der neue Satellit mit einer Kommunikationsnutzlast für das L-Band ist für einen Einsatz bei 105 Grad Ost im Geostationären Orbit gedacht.

CMMB steht für Converged Mobile Multimedia Broadcast, in China auch als China Mobile Multimedia Broadcasting bekannt, und bezeichnet einen auch Satellite-Terrestrial Interactive Mobile Infrastructure (sTiMi) genannten Mobilfunkstandard.

CMMB Vision, tätig insbesondere als Hersteller flexibler Leiterplatten unter dem Namen Global Flex Holdings Ltd., ist alleiniger Lizenznehmer für die Nutzung des Standards in Hongkong und für alle Gebiete außerhalb Chinas. Der technische Vorstand von CMMB Vision, ein Wissenschaftler aus den Vereinigten Staaten von Amerika, war maßgeblich an der Entwicklung des Standards CMMB beteiligt.

Im Netzwerk von CMMB Vision sollen die angebotenen Dienste künftig von terrestrischen Fernsehsendern, Mobilfunkmasten und von Satelliten im Weltraum ausgestrahlt werden. Chipsätze für den CMMB-Empfang existieren für Smartphones, Handys, Dongles, Installationen in Kraftfahrzeugen, Tabletts, PCs und Set-Top-Boxen. Laut CMMB Vision gibt es derzeit mindestens 40 Millionen entsprechende Endgeräte. Wesentliche Verbreitung fanden solche Geräte in China seit 2008. Gebaut werden sie beispielsweise von HTC, Huawei, LG, Motorola und Samsung.

In New York arbeitet CMMB Vision aktuell an einem Probenetzwerk. CMMB Vision besitzt nach eigenen Angaben in New York vier Fernsehstationen und Lizenzen für die Nutzung der erforderlichen Funkfrequenzen.

Im All arbeitet derzeit AsiaStar (NORAD 26.107, COSPAR 2000-016A) als Platzhalter zur Sicherung der Nutzungsrechte von Frequenzen und Orbitposition für NYBB. Er war am 21. März 2000 auf einer Ariane-5G-Rakete zusammen mit INSAT 3B dort hin gelangt. Seinerzeit war AsiaStar für WorldSpace gebaut und gestartet worden. WorldSpace geriet in finanzielle Schieflage, seit Ende 2014 ist NYBB Besitzer des mit 3 L-Band-Transpondern ausgerüsteten AsiaStar.

AsiaStar basiert auf dem Satellitenbus Eurostar 2000+ von EADS Astrium. Auslegung und Konstruktion des beim Start 2.775 kg schweren Satelliten (Leermasse 1.530 kg) erfolgten im Hinblick auf eine Auslegungsbetriebsdauer von 12 Jahren. Letztere ist also bereits deutlich überschritten.

Für einen mindestens 15 Jahre dauernden Einsatz wird Boeing den auf Boeings Satellitenbus BSS-702MP basierenden NYBBSat-1 auslegen. Die L-Band-Kommunikationsnutzlast des Satelliten wird konstruktiv auf Konfigurationsänderung im Orbit vorbereitet. Ausleuchtzonen und jeweilige Sendeleistung sollen sich auch ändern lassen, wenn der Satellit im All ist.

Entstehen wird der neue Satellit mit einer Startmasse zwischen 5.800 und 6.160 kg in Boeings Werk in El Segundo im US-amerikanischen Bundesstaat Kalifornien. Der Besteller erwägt bereits die Realisierung eines zweiten Satelliten namens NYBBSat-2.


(Autor: Axel Nantes - Quelle: CMMB Vision, NYBB)


» ESA erwägt Missionsverlängerung für Rosetta
23.01.2015 - Die erfolgreiche Landung auf einem Kometen durch Rosettas Lander Philae gilt als eines der Highlights des vergangenen Raumfahrtjahres. Nun erwägt die ESA die Verlängerung der Rosetta-Mission, wie verschiedene Medien berichteten.
Mit der ersten Landung auf einem Kometen betrat die Europäische Raumfahrtagentur ESA vergangenes Jahr Neuland, Raumfahrer.net berichtete. Auch wenn der Lander inzwischen - wie ESA-Ingenieure hoffen lediglich zeitweilig - mangels Sonnenenergie verstummt ist, gilt die Landung von Philae auf 67P/Tschurjumow-Gerasimenko als großer raumfahrttechnischer Erfolg.

Experten der ESA hoffen für den Zeitraum von Mai bis Juni 2015 auf ein mögliches, jedoch kurzzeitiges Wiedererwachen von Philae. Dieses ist u.A. davon abhängig, wie sehr das Minilabor im Schatten steht. Auch die zu erwartende Performance für den Fall eines erneuten Kontakts lässt sich nicht einschätzen.

Anders als der Lander ist Rosetta weiterhin aktiv und befindet sich in einem Zustand, der eine Missionsverlängerung um 12 Monate möglich machen könnte, wie der ESA-Direktor für Bemannte Raumfahrt und Missionsbetrieb Thomas Reiter am 21. Januar 2015 anlässlich der Präsentation der Rosetta-Missionsplanung für 2015 im Satellitenkontrollzentrum ESOC in Darmstadt mitteilte. Die ursprünglich bis Ende diesen Jahres geplante Mission würde somit bis Ende 2016 fortgeführt.

Die endgültige Entscheidung darüber soll im Juni 2015 fallen und wird laut Reiter sowohl vom Zustand der Sonde, der Qualität der bis dahin gewonnenen Erkenntnisse, sowie vom chronisch knappen Budget der europäischen Raumfahrt abhängig sein. Angesichts der Leuchtturmwirkung der Kometenerkundungsmission kann allerdings vermutet werden, dass die ESA Rosetta so lange wie möglich zu betreiben bestrebt ist.

Unabhängig vom weiteren Ausgang der Mission hob Reiter hervor, wie erfolgreich die Rosetta-Mission mit ihrer langen, zehnjährigen Anreise bereits bis heute war. „Wir sind mächtig stolz, dass wir das geschafft haben!“


(Autor: Roman van Genabith - Quelle: ESA)


» Wissenschaft bei Rosettas Komet - Der aktuelle Stand
23.01.2015 - Bereits seit mehr als fünf Monaten befindet sich die Raumsonde Rosetta in einer Umlaufbahn um den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Welche wissenschaftlichen Resultate konnten dabei in den ersten Monaten gewonnen werden?
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. Die dabei während der vergangenen Monate gewonnenen Messdaten zeichnen mittlerweile ein immer genaueres Bild des Kometen. Einen Überblick über den aktuellen Kenntnisstand, welcher auf der Auswertung der in den ersten Monaten bei dem Kometen gesammelten Daten basiert, bietet eine am heutigen Tag veröffentlichte Schwerpunktausgabe des Fachmagazins Science. Die dort veröffentlichten Publikationen sind - in englischer Sprache verfasst - frei abrufbar.

Eine wärmeisolierende Schicht an der Oberfläche, bizarre Landschaften, welche unterschiedlicher kaum sein könnten, eine geringe Dichte vergleichbar mit der von Kork sowie Fontänen aus Gas und Staubpartikeln, die - einem eigenen Rhythmus folgend - ins All strömen. Den an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftlern zeigen sich nicht nur überraschend vielfältige Oberflächenstrukturen, sondern auch ausgesprochen dynamische Prozesse, welche die Koma des Kometen 67P speisen...

Aus dem Mosaikbild des Kometen, das die Forscher aus den verschiedensten Messergebnissen nach und nach zusammensetzen, wollen sie unter anderen die Entstehungsgeschichte des Kometen ergründen. War er ursprünglich ein einzelner, größerer Brocken, der bei seinen bisherigen Umläufen um die Sonne Material verlor und so seine heutige zweigeteilte Gestalt erhielt? Oder vereinten sich einst zwei kleinere Brocken, die heute den ’Kopf’ und den ’Körper’ des Kometen bilden, zu einem "contact binary"? Die Beantwortung dieser Fragestellung könnte allgemein helfen zu verstehen, wie Kometen einstmals entstanden.

Entscheidende Hinweise erhoffen sich Wissenschaftler hierbei von einem Vergleich der verschiedenen Teile des Kometen. Während sich bisher nur wenige grundsätzliche Unterschiede zwischen dem Kopf und dem Körper zeigen, sticht derzeit die Halsregion heraus, welche diese beiden Regionen miteinander verbindet. Sie war in den vergangenen Monaten nicht nur der Hauptausgangspunkt der Gas- und Staubemissionen des Kometen, sondern könnte sich auch in weiteren Eigenschaften von anderen Oberflächenbereichen unterscheiden.

Der Kometenkern und dessen Aktivität

Aus den Aufnahmen der OSIRIS-Kamera - der unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Hauptkamera an Bord von Rosetta - erstellten die Wissenschaftler in den vergangenen Monaten ein dreidimensionales Modell des Kometen 67P und konnten ihn so genau vermessen: Während der kleinere Teil des Kometen, der sogenannte Kopf, eine Größe von 2,6 x 2,3 x 1,8 Kilometern besitzt, erstreckt sich der größere Teil, der sogenannte Körper, über 4,1 x 3,3 x 1,8 Kilometer.

Das Volumen des gesamten Kometenkerns liegt demzufolge bei rund 21,4 Kubikkilometern. Zusammen mit der Masse von etwa zehn Milliarden Tonnen, welche mit dem RSI-Instrument bestimmt werden konnte, ergibt sich für den Kometen somit eine Dichte von 0,47 Gramm pro Kubikzentimeter, was in etwa mit der Dichte von Kork vergleichbar ist. Dies ist die erste direkte Messung der Dichte eines Kometenkerns.

"Wir gehen davon aus, dass der Komet aus Eis und Staub besteht - Materialien die beide eine deutlich höhere Dichte aufweisen", so Dr. Holger Sierks vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des OSIRIS-Teams. "Der gemessene Wert lässt somit darauf schließen, dass der Komet eine Porosität von 70 bis 80 Prozent aufweist. Wir verstehen ihn derzeit als eine Art lockere Ansammlung von Eis- und Staubteilchen mit vielen, vielen Zwischenräumen."

Überraschend unauffällig zeigt sich die Farbgebung der Oberfläche von 67P. Anders als etwa bei den verschiedenen bisher von Raumsonden direkt untersuchten Asteroiden lassen sich nahezu keine farblichen Variationen auf der Oberfläche von Rosettas Zielkometen erkennen. Lediglich der Halsbereich sowie vereinzelte Brocken auf der Oberfläche zeigen sich in den Aufnahmen heller als die Umgebung.

Von dieser ’Halsregion’ geht zudem auch ein Großteil der bisher beobachteten Aktivität des Kometen aus. Fast alle Staubfontänen nehmen dort ihren Ursprung (Raumfahrer.net berichtete). "Wir sehen, dass sich diese Region deutlich vom Rest des Kometen unterscheidet", so Dr. Sierks.

Berechnungen des OSIRIS-Teams haben ergeben, dass der Hals keineswegs - wie zunächst vermutet - mehr Wärmeenergie von der Sonne aufnimmt als andere Oberflächenbereiche. Im Gegenteil: In den vergangenen Monaten war der Komet so zur Sonne orientiert, dass der Hals sogar weniger Energie erhielt als andere Bereiche. Eine Erklärung für die trotzdem deutlich höhere Aktivität in dieser Region könnte sich in der Zusammensetzung des dort befindlichen Eises finden. "Das Eis in der Halsregion könnte Anteile von Kohlenmonoxid oder -dioxid aufweisen oder einfach dichter an der Oberfläche liegen", so Dr. Sierks.

In der Nähe des Halsbereiches finden sich zudem weitere Ausgangsorte für die von der Kometenoberfläche entweichenden Gas- und Staubfontänen. Hierbei handelt es sich um zylindrische Vertiefungen mit Durchmessern von bis zu 300 Metern und Tiefen von bis zu 200 Metern, welche auch Einblicke in die Tiefenstruktur des Kometen ermöglichen.

Über die Form und Struktur des Kometenkerns sowie über dessen Aktivität berichten die Wissenschaftler unter anderem in dem Artikel "On the nucleus structure and activity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko" (H. Sierks et al., Science, 23. Januar 2015).

Bizarre Oberflächenstrukturen

Mittlerweile hat das aus einer Weitwinkelkamera und einer Telekamera bestehende OSIRIS-Kameraexperiment bereits etwa 70 Prozent der Kometenoberfläche abgebildet. Aus diesen Aufnahmen hat das OSIRIS-Team auch detaillierte Geländekarten erstellt. Dabei zeigen sich den Wissenschaftlern Landschaften, welche unterschiedlicher kaum sein könnten.

Der Komet 67P verfügt demzufolge über eine stark variierende Oberfläche, welche größtenteils von einem rauen Gelände dominiert wird, auf dem sich eine Vielzahl von teilweise sehr stark geneigten Berghängen, scharfkantige Klippen, Vertiefungen, kraterähnliche Strukturen, parallel verlaufenden Rillen, Rissen und Gräben sowie Gesteinsbrocken und Felsblöcke befinden. In einer bestimmten Region wurde dabei auf einer Fläche von etwa einem Quadratkilometer mehr als 300 Felsblöcke gezählt, welche über einen Durchmesser von teilweise deutlich mehr als drei Metern verfügen. Andere Regionen sind dagegen auffallend ’glatt’ und könnten von einer möglicherweise mehrere Meter mächtigen Staubschicht bedeckt sein.

"Die Oberfläche des Kometen ist extrem abwechslungsreich und keineswegs einheitlich", so Dr. Ekkehard Kührt vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. Insgesamt haben die Wissenschaftler bisher 19 morphologisch unterschiedliche Regionen identifiziert und diese in fünf Kategorien - staubbedeckte Oberflächenbereiche (hierbei handelt es sich um die Regionen Ma’at, Ash und Babi), Gruben und Kraterstrukturen (Seth), großflächige Depressionen (Hatmehit, Nut und Aten), ebenes Terrain (Hapi, Imhotep and Anubis) und felsiges Gelände (Maftet, Bastet, Serqet, Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum und Apis) - eingeteilt. Auch hierbei fällt besonders der ’Hals’ des Kometen auf.

"Auch aus morphologischer Sicht hebt sich die Halsregion des Kometen deutlich von anderen Bereichen ab", so Dr. Sierks. Anders als die Gebiete auf dem Kopf und dem Körper des Kometen ist die Oberfläche dort sehr eben und weist keinerlei Krater, Furchen oder Klippen auf. Allerdings deutet ein dort erkennbarer, etwa 500 Meter langer Riss darauf hin, dass sich auch in dieser Region der im Inneren des Kometenkerns auftretende ’mechanische Stress’ auswirkt.

Andere Regionen sind dagegen von einer lockeren Staubschicht bedeckt, welche an manchen Stellen die Form von regelrechten ’Verwehungen’ und dünenartige Strukturen aufweist. Derartige Formationen wurden bisher in erster Linie auf der nördlichen Kometenhemisphäre nachgewiesen.

"Fast erinnern die Bilder an solche, die man aus den Wüstenregionen der Erde kennt", beschreibt Dr. Sierks diese Strukturen. Die Wissenschaftler vermuten, dass Staubpartikel, welche dem Gravitationsfeld des Kometen nicht entrinnen können, wieder auf die Oberfläche ’zurückfallen’ und dabei diese Landschaften formen.

Zudem finden sich Bereiche mit Oberflächenmaterial, welches vergleichsweise hart und verfestigt sein könnte sowie jeweils eine große beckenförmige Vertiefung auf dem Kopf und auf dem Körper des Kometen. Über die morphologische Vielfalt des Kometenkerns berichten die Wissenschaftler in dem Artikel "The morphological diversity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko" (N. Thomas et al., Science, 23. Januar 2015).

Eine ’gut isolierte’ Oberfläche

Ein weiteres Instrument von Rosetta, das Mikrowellenradiometer MIRO, untersucht die elektromagnetische Strahlung, welche von dem Komet 67P in das umgebende Weltall ausgesendet wird. Diese Strahlung umfasst nicht nur die Wärmestrahlung, die von dem Kometen ausgeht, sondern sie enthält auch die charakteristische ’Fingerabdrücke’ von Wassermolekülen.

Bereits im Juni 2014 konnte das von Samuel Gulkis vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien geleitete MIRO-Team auf diese Weise Wasserdampf in der Koma von 67P nachweisen. Zu diesem Zeitpunkt setzte der Komet unter dem Einfluss der Sonnenstrahlung pro Sekunde etwa 300 Milliliter Wasser frei (Raumfahrer.net berichtete). Bis Ende August stieg diese Menge dann auf 1,2 Liter pro Sekunde an.

Besonders auffällig war hierbei, dass die von MIRO detektierte Wassermoleküle sich überwiegend in Richtung Sonne bewegten und somit offenbar in erster Linie von der Tagseite des Kometen stammten. In den Bereichen, wo das Sonnenlicht auf die Oberfläche trifft, erwärmt diese sich somit soweit, dass das unter der Oberfläche abgelagerte Wassereis sublimieren kann. Auf der Nachtseite bleiben die Temperaturen indes unter der für eine Sublimation erforderlichen Temperaturschwelle.

"Auch die Temperaturmessungen [Raumfahrer.net berichtete hierzu im September 2014] bestätigen starke Temperaturunterschiede zwischen Tag- und Nachtseite", erklärt Dr. Paul Hartogh vom MPS, einer der Mitarbeiter des MIRO-Teams. Zudem treten während eines vollständigen Umlaufs des Kometen um die Sonne - 67P bewegt sich dabei in Entfernungen von 186 Millionen Kilometern bis hin zu 850 Millionen Kilometern zu dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems - regelrechte jahreszeitliche Temperaturschwankungen auf.

Insgesamt lassen die bisher ausgewerteten Daten darauf schließen, dass die staubige Oberflächenschicht des Kometen zwar schnell auf die auftretenden Temperaturänderungen reagiert, die Wärme dabei jedoch ausgesprochen schlecht leitet. So bildet die Oberfläche von 67P eine Art Wärmeisolierung, welche die tiefer gelegenen Schichten vor dem Einfluss der Sonne schützt. "Dies könnte erklären, warum 67P und andere Kometen, die ins innere Sonnensystem vordringen, so langlebig sind und viele Umläufe um die Sonne überstehen", so Dr. Hartogh weiter.

Über die Eigenschaften der Kometenoberfläche, den dortigen Wärmetransport und die frühe kometare Aktivität berichten die Wissenschaftler ausführlich in dem Artikel "Subsurface properties and early activity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko" (S. Gulkis et al., Science, 23. Januar 2015).

Woher stammen die von 67P freigesetzten Gase?

Ebenfalls zur Untersuchung der Gaspartikel in der Koma des Kometen wird der Massenspektrograph ROSINA genutzt. Dabei konnte das von Dr. Katrin Altwegg von der Universität Bern geleitete ROSINA-Team nicht nur Wasserdampf, sondern auch Kohlendioxid und Kohlenmonoxid identifizieren. "Die Gase treten jedoch sehr unterschiedlich auf - sowohl was ihre räumliche Verteilung betrifft, als auch im Verlaufe einer Drehung des Kometen um die eigene Achse", so Dr. Urs Mall vom MPS, einer der Mitarbeiter des Teams.

Während der ersten beiden Messkampagnen dieses Instruments stellte das ROSINA-Team fest, dass die Menge und Art der von dem Instrument detektierten Gase offenbar in einem starken Maß von der Rotationsrichtung des Kometen relativ zur Raumsonde abhängig ist. Ob tatsächlich generell aus der Halsregion des Kometen in erster Linie Wasserdampf austritt, während von der ’Unterseite’ vermehrt Kohlendioxid ausgast, soll noch durch weiteren Messungen ermittelt werden. Ein ähnliches Verhalten ist von dem Kometen 103P/Hartley 2 bekannt, welcher am 4. November 2010 durch die NASA-Raumsonde Deep Impact/EPOXI untersucht wurde.

Ob sich aus den bisher gewonnenen Daten letztendlich wirklich definitiv schlussfolgern lässt, dass die gefrorenen Gase ungleichmäßig von dem Kometenkern freigegeben werden, ist derzeit allerdings noch unklar. Auch jahreszeitliche Effekte, so die Wissenschaftler, könnten hierbei eine Rolle spielen. Bisher wurde die Unterseite des Kometen nur schwach von der Sonne beleuchtet, so dass dort Winter herrscht. Es ist denkbar, dass in den wärmeren Sommermonaten auch von diesem Bereich aus mehr Wasserdampf in das Weltall entweichen wird.

"Allerdings beobachten wir, dass die Emission von Kohlendioxid und -monoxid nicht so stark im Verlauf einer Kometenumdrehung schwankt wie die von Wasserdampf", so Dr. Mall. Dies könnte möglicherweise darauf hindeuten, dass diese Gase aus größerer Tiefe entstammen, wo sich die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht nicht so stark bemerkbar machen.

Über die zeitliche Variabilität und Heterogenität in der Koma des Kometen 67P berichten die Wissenschaftler in dem Artikel "Time variability and heterogeneity in the coma of 67P/Churyumov-Gerasimenko" (M. Hässig et al., Science, 23. Januar 2015).

Die Staub-Koma des Kometen 67P

Der Teilchendetektor GIADA hat in den vergangenen Monaten eingehend die Masse und Größe, das Kamerasystem OSIRIS dagegen die Fluggeschwindigkeit und -richtung der Staubteilchen in der Umgebung des Kometen 67P untersucht. Die für die Auswertung der dabei gewonnenen Daten zuständigen Wissenschaftler entdeckten dabei nicht nur Staubpartikel, welche sich von der Kometenoberfläche fortbewegen, sondern auch solche in einer stabilen Umlaufbahn um den Kometenkern. Die gebundenen Staubklumpen halten sich dabei in einem Abstand von bis zu etwa 145 Kilometern von der Kometenoberfläche auf.

Die Wissenschaftler vermuten, dass diese Staubkörner den Kometen bereits seit seinem letzten Vorbeiflug an der Sonne ’begleiten’. Als die Gas- und Staubaktivität von 67P nach dessen letzten Sonnenpassage wieder abnahm, konnte kein ausgasendes Material die Bewegungen der Klumpen mehr stören und sie blieben auf den jetzt erkennbaren stabilen Umlaufbahnen gebunden. Am 13. August 2015 wird der Komet 67P auf seiner Umlaufbahn um die Sonne jedoch erneut die Periapsis und damit die geringste Entfernung zum Zentralgestirn unseres Sonnensystems erreichen. Bis dahin wird die Aktivität des Kometen immer weiter zunehmen. Dadurch bedingt werden sich diese Klumpen voraussichtlich auflösen und in den Weiten des Weltalls verlieren.

In den Daten der Instrumente GIADA, OSIRIS und MIRO fanden die Kometenforscher zudem Hinweise darauf, dass 67P in den vergangenen Monaten viermal mehr Staub freigesetzt hat als Gas. Frühere Messungen an anderen Kometen ergaben bei den Emissionswerten dagegen einen höheren Massenanteil an Gasen. Allerdings ist zu erwarten, dass auch die Gasproduktion von 67P in den nächsten Monaten noch deutlich zunehmen wird.

Über die Staubpartikel in der Koma des Kometen 67P berichten die Wissenschaftler in dem Artikel "Dust measurements in the coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko inbound to the Sun between 3.7 and 3.4 AU" (A. Rotundi et al., Science, 23. Januar 2015).

Kaum Wassereis, dafür aber organische Verbindungen auf der Oberfläche

Der Komet 67P gehört zur den dunkelsten Objekten in unserem Sonnensystem. Die Albedo - das Maß für die Reflexion des Sonnenlichts - welche das Spektrometer VIRTIS festgestellt hat, beträgt gerade einmal sechs Prozent. Dies könnte daran liegen, dass die Oberfläche von 67P mit dunklen Materialien wie Eisensulfiden, dunkle Silikaten und kohlenstoffreichen Verbindungen angereichert ist.

"Sehr wahrscheinlich ist auch nur wenig oder überhaupt kein Wassereis an der unmittelbaren Oberfläche des Kometenkerns", so Dr. Gabriele Arnold vom DLR, eine der Mitarbeiterinnen des VIRTIS-Teams. "Es ist aber zweifelsohne im Inneren Wassereis vorhanden." Bei seinen bisherigen Umkreisungen der Sonne hat der Komet wohl bereits den größten Teil des ursprünglich auch auf seiner Oberfläche abgelagerten Wassereises verloren.

"Eine der interessantesten Entdeckungen ist aber der Nachweis von langkettigen Kohlenwasserstoffverbindungen", so Dr. Arnold weiter. Derartige organische Verbindungen sind die Vorläufer von Aminosäuren. Ihre Entstehung erfordert komplexe chemische Reaktionen, welche bei tiefen Umgebungstemperaturen unter der Einwirkung von ultravioletter Strahlung ablaufen - Bedingungen, welche in unserem Sonnensystem in dessen Entstehungsphase nur weit jenseits der Umlaufbahn des Planeten Neptun gegeben waren. Dies legt nahe, dass die Wissenschaftler derzeit wirklich eine Art ’Zeitkapsel’ untersuchen, welche der Menschheit Informationen aus einer mehr als 4,5 Milliarden Jahre zurückliegenden Vergangenheit enthüllen kann.

Über die organischen Verbindungen auf der Oberfläche des Kometen 67P berichten die Wissenschaftler in dem Artikel "The organic-rich surface of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko as seen by VIRTIS/Rosetta" (F. Cappaccioni et al., Science, 23. Januar 2015).

Es gibt noch viel zu erforschen und zu analysieren

Durch die Raumsonde Rosetta hat sich das Wissen der Menschheit über Kometen im Allgemeinen und über den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko im Besonderen in den letzten Monaten bereits ungemein erweitert. Gleichzeitig zeigt sich aber auch, dass dieses Wissen immer noch sehr lückenhaft ist. Für die Beantwortung der Vielzahl an noch offenen Fragen sind weitere Beobachtungen und vor allem sehr viel Zeit für die weitere Datenauswertung notwendig.

"Zurzeit analysieren und diskutieren wir bereits die nächsten Daten", so Dr. Ekkehard Kührt, der die wissenschaftlichen Beteiligungen des DLR an dieser Kometen-Mission leitet. "Churyumov-Gerasimenko hat noch Vieles, was es zu entschlüsseln gilt."

Missionsverlängerung?

Laut den ursprünglichen Planungen sollte die Raumsonde Rosetta ’ihren’ Kometen bis zum Ende des Jahres 2015 begleiten und dabei weiter untersuchen. Mittlerweile gibt es bei der für den Betrieb der Raumsonde verantwortlichen europäischen Weltraumagentur ESA allerdings erste Überlegungen, die Mission auch nach dem Ende des Jahres 2015 fortzusetzen und um ein weiteres Jahr zu verlängern (Raumfahrer.net berichtete). Eine Entscheidung hierzu soll voraussichtlich im Juni 2015 getroffen werden. Neben dem technischen Zustand der Raumsonde wird hierfür der bei einer Missionsverlängerung zu erwartende wissenschaftliche Nutzen ausschlaggebend sein. Zudem müssen bis dahin die finanziellen Mittel zur Verfügung stehen, welche bei einer Fortsetzung der Mission fällig werden.

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


» Asteroid 2004 BL86 passiert heute Abend die Erde
26.01.2015 - Am Abend des heutigen Tages bekommt die Erde wieder einmal Besuch von einem Asteroiden. Dabei wird der rund 500 Meter durchmessende Asteroid 2004 BL86 unseren Heimatplaneten gegen 17:19 MEZ in einer Entfernung von lediglich 1,2 Millionen Kilometern passieren. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um den Asteroiden eingehend mit verschiedenen Radioteleskopen zu untersuchen.
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 (abgekürzt als "AE") zur Sonne befinden sich dort vermutlich mehrere Millionen Asteroiden mit Durchmessern von mehreren hundert Kilometern bis hinunter zu lediglich wenigen Metern. Andere Asteroiden bewegen sich dabei auf Umlaufbahnen um die Sonne, welche sich deutlich näher an der Umlaufbahn unseres Heimatplaneten befinden. Diese Objekte werden von den Astronomen als "Near Earth Asteroids" (kurz "NEAs") bezeichnet. Bis zum Ende des Jahres 2014 wurden von Amateur- und Berufsastronomen fast 12.000 solcher NEAs entdeckt und jeden Monat kommen mehrere Dutzend weitere Objekte hinzu.

Asteroiden, welche auf ihrer Sonnenumlaufbahn die Umlaufbahn der Erde kreuzen und deshalb ein potentielles Risiko für eine Kollision mit unserem Heimatplaneten bergen, werden als "Potentially Hazardous Asteroids" (kurz (PHAs") bezeichnet. Derzeit sind mehr als 1.500 Asteroiden, welche über Durchmesser von lediglich wenigen Dutzend Metern bis hin zu mehreren Kilometern verfügen, als PHAs klassifiziert.

Der Asteroid (357439) 2004 BL86

Bei einem dieser Objekte handelt es sich um den Asteroiden (357439) 2004 BL86. Dieser Asteroid wurde bereits am 30. Januar 2004 im Rahmen des automatischen Himmelsdurchmusterungsprogramms LINEAR entdeckt. Im Rahmen mehrerer Nachfolgebeobachtungen zu Bahnbestimmung stellte sich heraus, dass auch dieser Himmelskörper zur Gruppe der "Potentially Hazardous Asteroids" zählt. Der Asteroid gehört zur Klasse der sogenannten Apollo-Asteroiden, deren Umlaufbahnen in ihrem sonnennächsten Abschnitt die Umlaufbahn der Erde kreuzen, so dass eine Kollision mit der Erde auf lange Sicht nicht ausgeschlossen werden kann.

Im Perihel - dem sonnennächsten Punkt seiner Umlaufbahn - befindet sich 2004 BL86 in einer Entfernung von 0,8967 Astronomischen Einheiten zur Sonne, was in etwa 134 Millionen Kilometern entspricht. Am sonnenfernsten Punkt seiner Umlaufbahn erreicht 2004 BL86 dagegen eine Entfernung von 2,1077 AE. Für einen kompletten Umlauf um die Sonne benötigt der Asteroid einen Zeitraum von einem Jahr und 307 Tagen. Dabei weist die Bahn des Asteroiden eine Inklination von 23,7 Grad gegenüber der Ekliptik auf.

Aufgrund der beobachteten Helligkeit des Asteroiden gehen die Astronomen mittlerweile davon aus, dass 2004 BL86 über einen Durchmesser von etwa 500 Metern verfügen dürfte. Unsicherheit besteht dagegen über die Dauer seiner Rotationsperiode, welche durch die Schwankungen in seiner Lichtkurve ermittelt wurde. Aufgrund der nur minimalen Helligkeitsveränderungen in der Lichtkurvenamplitude, welche lediglich 0,25 mag beträgt, gelangten die Astronomen J. Pollock und P. Pravec dabei zu zwei verschiedenen Ergebnissen. Für eine vollständige Drehung um seine Rotationsachse benötigt der Asteroid 2004 BL86 demzufolge entweder etwa 5 Stunden oder aber lediglich 2,6 Stunden. Über die Form und Gestalt des Asteroiden, über dessen Zusammensetzung oder über den inneren Aufbau stehen dagegen bisher keine Daten zur Verfügung.

Dichter Vorbeiflug an der Erde am 26. Januar 2015

Dies dürfte sich aber bereits in Kürze ändern, denn am Abend des heutigen Tages wird der Asteroid 2004 BL86 unseren Heimatplaneten gegen 17:19 MEZ in einer Entfernung von lediglich 1,2 Millionen Kilometern - dies entspricht in etwa der dreifachen Mondentfernung - passieren. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um den Asteroiden eingehender zu untersuchen. 2004 BL86 wird sich - von Süden kommend - in die Richtung der nördlichen Hemisphäre bewegen und dabei in der Nacht vom 26. auf den 27. Januar über mehrere Stunden hinweg eine Helligkeit von bis zu 9,1 mag erreichen. Einen klaren Himmel vorausgesetzt kann das Objekt somit auch von Amateurastronomen mit einem Fernrohr oder auch bereits mit einem lichtstarken Fernglas beobachtet werden.

Der Asteroid bewegt sich dabei vom Sternbild Wasserschlange zügig in Richtung des Sternbildes Krebs, wo er am Morgen des 27. Januar gegen 06:15 MEZ den Sternhaufen Praesepe passieren wird. Allerdings sagen die Wetterprognosen für die kommende Nacht leider eher schlechte Bedingungen für astronomische Beobachtungen voraus.

Geplante Radarbeobachtungen

Die professionellen Astronomen wollen den Asteroiden jedoch sowieso in erster Linie mit verschiedenen Radioteleskopen beobachten und studieren. Hierbei wird ein Radiosignal in Richtung des Asteroiden ausgestrahlt, dessen Reflexionen anschließend wieder aufgefangen werden. Unter anderem soll dabei erstmals am 26. Januar 2015 eine der Antennen des Deep Space Network (kurz "DSN") der NASA eingesetzt werden, welche normalerweise für die Kommunikation mit Raumsonden genutzt wird.

Die mit der in Goldstone/USA stationierten 70-Meter-Antenne ’DSS-14’ geplanten Beobachtungen sollen Radaraufnahmen liefern, welche über eine Auflösung von bis zu 3,75 Metern verfügen. Weitere Asteroiden-Beobachtungen mit der Parabolantenne DSS-14 sind anschließend für den 27., 28., 30. und 31. Januar sowie für den 1. Februar vorgesehen. Allerdings wird bei diesen Beobachtungen die zu erzielende maximale Auflösung aufgrund der zunehmenden Entfernung zu dem Beobachtungsziel bereits deutlich niedriger liegen.

Eventuell, so die Hoffnungen der beteiligten Astronomen, kann in den kommenden Tagen auch erstmals ein erst kürzlich an der ebenfalls zu dem Goldstone-Komplex gehörenden 34-Meter-Antenne DSS-13 montierter moderner Transmitter genutzt werden. In diesem Fall wäre es möglich, Aufnahmen anzufertigen, welche eine Auflösung von sogar bis zu 1,87 Metern erreichen. Weitere Radarbeobachtungen des Asteroiden 2004 BL86 sind am 27. Januar mit dem Arecibo-Radioteleskop sowie am 27. und 28. Januar mit dem Green-Bank-Radioteleskop vorgesehen.

"Wenn in den Tagen nach dem Vorüberflug die Radardaten vorliegen, werden uns die ersten detaillierten Aufnahmen zur Verfügung stehen", so Lance Benner vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, der für die Beobachtungen des Asteroiden vom Goldstone-Komplex aus verantwortlich ist. "Zur Zeit wissen wir praktisch so gut wie gar nichts über diesen Asteroiden, so dass wir uns auf Überraschungen einstellen müssen."

Die beteiligten Wissenschaftler erwarten, dass die Radarbilder einer Qualität entsprechen, welche sich mit Aufnahmen vergleichen lässt, die ansonsten nur auf die Untersuchung von Asteroiden spezialisierte Raumsonden aus kurzen Entfernungen anfertigen können.

"So nahe wie am 26. Januar wird der Asteroid 2004 BL86 der Erde mindestens 200 Jahre lang nicht mehr kommen", so Donald K. Yeomans, der ehemalige Leiter des Near Earth Object Program Office der NASA. "Der Asteroid stellt somit in absehbarer Zeit keine direkte Gefahr für die Erde dar. Allerdings kommt uns hier ein relativ großer Asteroid vergleichsweise nahe, so dass sich eine einzigartige Gelegenheit bietet, ihn zu beobachten und mehr über ihn zu lernen."

"Asteroiden sind etwas ganz Besonderes", so Don Yeomans weiter, der das Near Earth Object Program Office der NASA seit dessen Gründung vor fast 17 Jahren geleitet hat und der erst kürzlich am 9. Januar 2015 nach einer 39jährigen Tätigkeit am JPL in den Ruhestand verabschiedet wurde. "Sie haben nicht nur die Erde mit den Bausteinen für das Leben und einen Großteil des Wassers versorgt. Sie könnten in Zukunft auch eine wichtige Quelle für Rohstoffe werden. Außerdem stellen sie für die Menschheit eine Art Zwischenstation bei der weiteren Erforschung unseres Sonnensystems dar. Asteroiden haben etwas, da muss ich einfach hinschauen." Für die Beobachtung des Asteroiden 2004 BL86 will der Pensionär am heutigen Abend sein Lieblingsfernglas nutzen.

Keine Gefahr für die Erde

Die am heutigen Abend erfolgende Annäherung des Asteroiden 2004 BL86 stellt definitiv keine Gefahr für die Erde dar. Allerdings ist dies laut dem derzeit gültigen Wissensstand bis zum Jahr 2027 die dichteste Annäherung eines mehr als 500 Meter durchmessenden Asteroiden an unseren Heimatplaneten. Erst am 27. August 2027 wird sich mit dem Asteroiden 1999 AN10 ein vergleichbar großes Objekt der Erde noch weiter nähern. Dieser etwa 800 bis 1.800 Meter durchmessende Asteroid wir die Erde dabei in einer Entfernung von sogar lediglich rund 390.000 Kilometern - dies entspricht in etwa der Entfernung des Mondes - passieren.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, DSN Goldstone)


» Der Asteroid 2004 BL86 hat einen Mond
27.01.2015 - Der Asteroid 2004 BL86, der am gestrigen Abend die Erde in einem Abstand von lediglich 1,2 Millionen Kilometern passierte, wird von einem etwa 70 Meter durchmessenden Mond begleitet. Dies ergab die Auswertung von Radaraufnahmen, welche am gestrigen Tag angefertigt wurden.
Am gestrigen Abend passierte der Asteroid 2004 BL86 unseren Heimatplaneten gegen 17:19 MEZ in einem sicheren Abstand von 1,2 Millionen Kilometern. Diese Gelegenheit wurde genutzt, um Radaraufnahmen von dem Himmelskörper anzufertigen (Raumfahrer.net berichtete).

Die Auswertung der ersten Radarbilder, welche mit der normalerweise für die Kommunikation mit Raumsonden genutzten 70-Meter-Antenne ’DSS-14’ des Deep Space Network (kurz "DSN") der NASA in Goldstone/Kalifornien angefertigt wurden, zeigen, dass der Asteroid eine annähernd kugelförmige Form aufweist und über einen Durchmesser von rund 325 Metern verfügt. Er ist somit kleiner als zuvor angenommen. Anhand der Helligkeit des Objektes gingen die Astronomen ursprünglich von einem Durchmesser von etwa 500 Metern aus.

Außerdem zeigte sich, dass der Asteroid 2004 BL86 von einen weiteren Objekt begleitet wird, welches über einen Durchmesser von etwa 70 Metern verfügt. Diese Entdeckung bestätigt die früheren Beobachtungen der Astronomen Joe Pollock und Petr Pravec, welche die Existenz eines den Asteroiden umkreisenden Mondes bereits zuvor aus der Auswertung von Lichtkurvenbeobachtungen abgeleitet hatten. Etwa 16 Prozent aller bisher entdeckten erdnahen Asteroiden, welche über Durchmesser von mehr als 200 Metern verfügen, werden von einen oder sogar von zwei kleineren Monden begleitet.

Die am gestrigen Tag angefertigten Radarbilder verfügen über eine Auflösung von etwa vier Metern pro Pixel. Die 70-Meter-Antenne des Goldstone-Komplexes wird die Beobachtung des Asteroiden 2004 BL86 noch bis zum 1. Februar fortsetzen. Außerdem sind für den heutigen und morgigen Tag noch weitere Beobachtungen mit den Radioteleskopen in Arecibo und Green Bank vorgesehen. Unter anderem soll durch die dabei zu gewinnenden Daten die exakte Flugbahn berechnet werden, auf der sich der Asteroid um die Sonne bewegt.

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


» Rosettas Komet verliert seine äußere Staubschicht
27.01.2015 - Die Raumsonde Rosetta bietet derzeit einzigartige Einblicke in den Lebenszyklus der staubigen Oberfläche eines Kometen. In den vergangenen Monaten konnte eines der an Bord der Raumsonde befindlichen Instrumente mitverfolgen, wie der Komet 67P/Tschurjumow-Gerasimenko seinen staubigen, äußeren Mantel verliert und diesen sozusagen Schicht für Schicht abstreift.
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.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um das für die Untersuchung der chemischen Eigenschaften der in der Koma des Kometen befindlichen Staubpartikel ausgelegte Sekundärionen-Massenspektrometer COSIMA (kurz für "Cometary Secondary Ion Mass Spectrometer"). Dieses Instrument sammelt die Staubpartikel zunächst ein und bildet diese ab. Anschließend werden mit einem Massenspektrometer die Menge und Anzahl von chemischen Elementen, Isotopen und Molekülen analysiert, aus denen sich diese Partikel zusammensetzen.

Dabei bietet sich dem COSIMA-Experiment gegenwärtig ein einzigartiger Einblick in den ’Lebenszyklus’ der staubigen Oberfläche von 67P. Das Instrument kann derzeit sozusagen ’in Echtzeit’ und aus kürzester Entfernung mitverfolgen, wie der Komet seinen staubigen, äußeren Mantel Schicht um Schicht ’abstreift’. Von den Ergebnissen ihrer bisherigen Forschungen berichteten die an dem COSIMA-Experiment beteiligten Wissenschaftler jetzt in der Fachzeitschrift "Nature". Die dort am gestrigen Tag publizierte Studie umfasst den Zeitraum von August bis zum Oktober des Jahres 2014. In dieser Missionsphase näherte sich der Komet 67P der Sonne von 535 Millionen Kilometern auf 450 Millionen Kilometer an. Während des Großteils dieser Zeit umkreiste die Raumsonde Rosetta den Kometen dabei in einer Entfernung von durchschnittlich etwa 30 Kilometern.

In den vergangenen Monaten haben die Mitarbeiter des COSIMA-Teams beobachtet, wie zahlreiche größere Staubkörnchen auf die Sammelplatte des Instruments auftreffen, was üblicherweise mit relativ geringen Geschwindigkeiten von einem bis zehn Metern pro Sekunde erfolgt. Die Teilchen, die ursprünglich einen Durchmesser von mindestens 0,05 Millimetern aufwiesen, zerbrachen bei diesem Aufprall. Dieses Zerbrechen deutet auf einen vergleichsweise lockeren Aufbau der Staubkörnchen hin, welche demzufolge eine Porosität von mehr als 50 Pozent aufweisen dürften. Würden die Partikel dagegen Beimischungen aus Eis enthalten, so würde sich ein anderes Bild zeigen. Die Partikel wären nicht zerbrochen. Stattdessen wäre das Eis kurz nach dem Berühren der Sammelplatte verdunstet und hätte Lücken in den eingefangenen Strukturen hinterlassen.

Die Analyse der chemischen Zusammensetzung der von COSIMA eingefangenen Partikel zeigt, dass diese über einen hohen Anteil an Natrium verfügen. Außerdem weisen die von 67P entweichenden Staubkörner verschiedene Eigenschaften auf, welche auch von dem interplanetaren Staub bekannt sind.

"Die Staubpartikel, die freigesetzt wurden, als der Komet gerade wieder aktiv wurde, sind ’luftig’ aufgebaut. Sie enthalten kein Eis, aber viel Natrium. Mit ihnen haben wir das Ausgangsmaterial interplanetarer Staubpartikel gefunden," so Rita Schulz vom Scientific Support Office der ESA, die Erstautorin der jetzt publizierten Studie. Interplanetare Staubpartikel speisen die verschiedenen auf der Erde zu beobachtenden Meteorströme wie zum Beispiel die jährlich auftretenden Perseiden oder Leoniden, deren Auftreten mit den Aktivitäten von Kometen - in diesen beiden speziellen Fällen handelt es sich um die Kometen 109P/Swift-Tuttle beziehungsweise 55P/Tempel-Tuttle - in Verbindung stehen.

Kometen bewegen sich auf elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle’ bezeichneten Objekte dabei 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 Staubpartikeln mit sich. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch ein "Schweif", welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Die Wissenschaftler vermuten, dass die in den ersten Monaten der Rosetta-Mission mit dem COSIMA-Experiment untersuchten Staubpartikel nach dem letzten Sonnenvorbeiflug von 67P auf dessen Oberfläche ’gestrandet’ sind. Zu diesem Zeitpunkt - nach dem Passieren der Periapsis - hatte die Gasfreisetzung bereits wieder deutlich abgenommen. Die freigesetzten Gase haben nicht mehr über eine ausreichende ’Kraft’ verfügt, um die Staubkörner von der Kometenoberfläche wegzutransportieren. Während der Staub auf diese Weise an die Oberfläche gebunden war, sublimierte auch weiterhin Gas in geringem Umfang. Der Komet entfernte sich immer weiter von der Sonne und das Gas verdampfte aus immer tieferen Schichten. Im Ergebnis trocknete der Komet so an seiner Oberfläche und direkt darunter allmählich aus.

"Wir denken, dass diese locker aufgebauten Körnchen von einer staubigen Schicht stammen, die sich seit dem letzten Sonnenvorbeiflug des Kometen aufgebaut hat", so Dr. Martin Hilchenbach vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, der wissenschaftliche Leiter des COSIMA-Teams. "Erst jetzt, wo die Aktivität des Kometen erneut zunimmt, sehen wir, wie sich diese Schicht abbaut. Für die kommenden Monate erwarten wir deshalb, eisreichere Teilchen zu messen."

Für einen kompletten Umlauf um die Sonne benötigt der Komet 67P einen Zeitraum von 6,44 Jahren. Bereits am 13. August 2015 wird 67P auf seiner Umlaufbahn um die Sonne erneut die Periapsis und damit die geringste Entfernung zum Zentralgestirn unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt werden der Komet und die ihn umkreisende die Raumsonde Rosetta lediglich 180 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt sein und sich zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Erde und Mars bewegen.

Sobald die Temperaturen auf der Kometenoberfläche - bedingt durch die zunehmende Annäherung an die Sonne - wieder zunehmen und auch die tiefer gelegenen Schichten erwärmt werden, wird auch die Gasfreisetzungsrate zunehmen. Die Staubkörner, welche derzeit noch auf der Oberfläche abgelagert sind, und die den Großteil der trockenen Oberflächenschichten ausmachen, werden dann in die innere Koma des Kometen gehoben. Irgendwann wird die eintreffende Sonnenenergie hoch genug ausfallen, um den Großteil des ’alten Staubes’ zu entfernen und neues Material zu Tage zu fördern.

"Ein Großteil des staubigen Mantels sollte bis jetzt verloren sein und wir werden bald Teilchen mit ganz anderen Eigenschaften analysieren", so Rita Schulz weiter.

"Diesen Beobachtungen kommt eine entscheidende Bedeutung zu", so Matt Taylor, der ESA-Projektwissenschaftler der Rosetta-Mission. "Wir können damit die in viel größeren Maßstäben erfolgenden Beobachtungen der Entwicklung von Koma und Schweif auch in einem sehr kleinen Maßstab beurteilen."

Das Instrument COSIMA wurde von einem internationalen Konsortium, dem verschiedene europäische Forschungseinrichtungen und industrielle Partner angehören, unter der Leitung des in Garching/Deutschland befindlichen Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik (MPE) entwickelt und gebaut. Das COSIMA-Team, welches für den wissenschaftlichen Betrieb und die Datenauswertung im Rahmen der Rosetta-Mission zuständig ist, wird vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen geleitet.

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Fachartikel von Rita Schulz et al.:


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


» Commercial Crew: GAO-Protest gelöst
27.01.2015 - Der Protest der Sierra Nevada Corporation gegen die Vergabe der Aufträge für den kommerziellen Crewtransport der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA wurde abgelehnt. Außerdem wurden inzwischen weitere Details über die geplanten Entwicklungsarbeiten der beiden Gewinner bekannt gegeben, Boeing und SpaceX.
Im September 2014 wurde die Zukunft der bemannten US-Raumfahrt bei einer Pressekonferenz vorgestellt: Bald sollen wieder amerikanische Raumschiffe, die kommerziell von privaten Unternehmen entwickelt und gestartet werden, Astronauten zur Internationalen Raumstation ISS bringen. Bisher wurden US-Raumschiffe von der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA mitentwickelt und gestartet; durch die neue Vorgehensweise erhofft man sich, durch eine Wettbewerbssituation Geld zu sparen. Dieses Programm nennt die NASA CCtCap (Commercial Crew Transportation Capability). Das Unternehmen Boeing erhielt einen Vertrag über 4,2 Milliarden Dollar, das Unternehmen SpaceX einen über 2,6 Milliarden Dollar. Die Vertragsbedingungen sehen eine Entwicklung und Zertifizierung des Raumschiffs bis 2017, mindestens einen bemannten und einen unbemannten Testflug sowie 2 bis 6 operationelle Flüge vor. Der Mitwettbewerber Sierra Nevada Corporation (SNC) war leer ausgegangen, das Unternehmen legte Protest gegen die Entscheidung der NASA bei dem GAO ein (Government Accountability Office, ähnlich dem Bundesrechnungshof).

Nach sorgfältiger Untersuchung gab dann am 5. Januar das GAO die Entscheidung bekannt: Der Protest von SNC wurde abgelehnt. Das GAO ist zu dem Schluss gekommen, dass die Auswahl der NASA konsistent mit den in der Ausschreibung festgelegten Kriterien, gerecht und sinnvoll evaluiert worden ist, was SNC angezweifelt hat. Auch wurde das sogenannte Source Selection-Dokument veröffentlicht, das die Begründung der NASA für ihre Entscheidung darlegt. Demnach hat SpaceX einen Vertrag für CCtCap erhalten, weil ihr Raumschiff den günstigsten Preis aller drei Wettbewerber habe, sehr gut für die Mission geeignet sei und auch in der Vergangenheit gute Leistungen gezeigt wurden. Zwar gäbe es ein paar Bedenken bezüglich der Technik, diese Probleme können aber dank des langen zeitlichen Spielraums gelöst werden. Boeing hat demnach einen Vertrag für CCtCap erhalten, weil ihr Raumschiff zwar unter allen Vorschlägen das teuerste sei, jedoch am Besten für die Mission geeignet sei, am Flexibelsten genutzt werden könne und das Boeing-Team den besten Management-Ansatz aufweise. Darüber hinaus sei die Sicherheit hoch, dass das Raumschiff pünktlich fertig ist, und die Leistungen in der Vergangenheit ebenfalls am Besten gewesen. SNC hat demnach keinen Vertrag erhalten, da die Leistung in der Vergangenheit zwar gut gewesen sei und auch der Management-Ansatz gut sei, jedoch das Design ihres Raumschiffs am Komplexesten sei und eine hohe Wahrscheinlichkeit bestehe, dass die Entwicklung nicht pünktlich abgeschlossen wird. Boeing nahm den ersten, SpaceX den zweiten und SNC den dritten Platz ein.

Am 26. Januar wurde bei einer Pressekonferenz bekanntgegeben, wie die weitere Entwicklung der Raumschiffe im Rahmen von CCtCap verlaufen soll:

1. Boeing
Boeing entwickelt das CST-100 (Crew Space Transport 100), ein Raumschiff mit einem relativ konservativem Konzept. Wie auch schon bei Apollo besteht das Raumschiff aus einem kapselförmigen Rückkehrmodul und einem zylinderförmigem Servicemodul. In dem Rückkehrmodul hält sich die Besatzung während des Fluges auf, das Servicemodul dient zum Antrieb und zur Versorgung des Rückkehrmoduls. Das Rückkehrmodul landet mithilfe von Fallschirmen und Airbags an Land und wird bis zu zehn Mal wiederverwendet, das Servicemodul verglüht in der Erdatmosphäre. Das Rückkehrmodul verfügt über eine neuartige Druckkabine, die ohne Schweißnähte auskommt, eine drahtlose Internetverbindung, Tablet-Computer und eine LED-Beleuchtung. Vermutlich wird eine Mischung aus Besatzung und Fracht zur ISS gebracht, und zwar innerhalb von einem Tag, danach kann das Raumschiff bis zu 180 Tage angedockt bleiben. Sollte sich ein Notfall ereignen, wird das CST-100 sein neuartiges Pusher-Startabbruchsystem verwenden: Vier modifizierte RS-88 Triebwerke werden das Raumschiff in Sicherheit befördert. Die Raketentriebwerke sind am Servicemodul angebracht, wenn sie nicht für einen Startabbruch benötigt werden, wird mit ihnen der Deorbit-Burn durchgeführt. Das CST-100 startet auf einer Atlas V, einer der zuverlässigsten Trägerraketen. Der Startplatz wird SLC-41 sein, gebaut wird das Raumschiff in einer der Hangars, in denen vorher das Space Shuttle gewartet wurde.

Die Entwicklung des CST-100s konzentrierte sich bis jetzt auf Designprüfungen, bei denen das Konzept des Raumschiffs sorgfältig überprüft wurde. Darüber hinaus wurden Triebwerks- und Landetests durchgeführt, Mock-Ups gebaut und Demonstrationsartikel gefertigt. Als nächstes werden drei CST-100 in der ehemaligen Shuttle-Hangar C3PF (Commercial Crew Processing Facility) gefertigt, die momentan umgebaut wird. Damit werden dann ein Test eines Startabbruchs im Februar 2017, ein unbemannter Testflug im April 2017 und ein bemannter Testflug im Juli 2017 mit einem Boeing- und einem NASA-Astronauten durchgeführt. Ein Turm, mit dem die Besatzung das CST-100 betreten kann, ist bereits im Bau. Diesen Sommer soll die Flugsoftware geliefert werden, bald wird auch Flughardware gefertigt.



2. SpaceX
SpaceX` Raumschiff, der Dragon 2, ist deutlich spektakulärer und revolutionärer im Konzept. Der kapselförmige Dragon 2 basiert zwar auf dem Dragon-Raumfrachter, sein Konzept beinhaltet aber zahlreiche weitere bahnbrechende Innovationen. Die bemerkenswerteste ist sicherlich der Einsatz von acht SuperDraco-Triebwerken. Mit diesen Raketentriebwerken kann sowohl ein Startabbruch als auch eine Präzisionslandung an Land erfolgen, und zwar ohne Unterstützung eines Fallschirms. Bei den ersten Flügen wird die Landung dennoch an Fallschirmen im Wasser erfolgen. Anders als sein Vorgänger kann der Dragon 2 vollautomatisch an der ISS andocken. Die Kapsel ist mehr als zehn Mal wiederverwendbar, eine genaue Zahl wurde nicht genannt. Bei den ersten Flügen wird jedoch keine Wiederverwendung erfolgen. Die Piloten sitzen in Ledersitzen und steuern das Raumschiff über Touchscreen-Bildschirme, nur für den Notfall gibt es Knöpfe und Drehregler. Dragon 2 wird auf einer Falcon 9 v1.1 starten, einer ebenfalls von SpaceX gebauten Trägerrakete, die als eine der kostengünstigsten der Welt gilt. Gestartet und vorbereitet werden Rakete und Raumschiff bei LC-39A, einem historischem Startplatz, von dem bereits die Saturn V und das Space Shuttle zu ihren geschichtsträchtigen Missionen aufbrachen.

Die Entwicklungsarbeiten bezüglich des Dragon 2 konzentrierten sich vor allem auf die SuperDracos, sehr gut drosselbare Raketentriebwerke mit 3D-gedruckter Brennkammer. Dutzende Testzündungen wurden durchgeführt, darüber hinaus wurde ein Fallschirmtest unternommen, Designprüfungen abgeschlossen und ein erster Prototyp des Dragon 2 hergestellt. In etwa einem Monat wird ein Startabbruchtest vom Boden aus erfolgen (der dafür verwendete Testartikel wird in den nächsten Tagen ankommen), später dieses Jahr ein sogenannter In-Flight Abbruchtest, bei dem während eines Fluges das Startabbruchsystem gezündet wird. Ein unbemannter Testflug des Dragon 2 ist momentan für Ende 2016, ein bemannter Testflug für Anfang 2017 geplant. Vor diesem bemannten Flug sollen mehr als 50 Falcon 9-Flüge stattgefunden haben.

3. Sierra Nevada Corporation
Sierra Nevada Corporation (SNC) hat den Dream Chaser vorgeschlagen, einen kleinen Raumgleiter, eine Art „Mini-Space Shuttle“. Dieser basiert auf dem HL-20 Raumgleiter, mit dessen Entwicklung Ende der 80er Jahre begonnen wurde. Dieses Design hat einige Vorteile gegenüber der Kapselform, nämlich geringere G-Kräfte beim Wiedereintritt in die Erdathmosphäre und eine größere Reichweite im Segelflug. Darüber hinaus ist eine Landung an einem gewöhnlichem Flughafen möglich. Der Dream Chaser hätte nur umweltfreundliche Treibstoffe verwendet. Ein autonomer Start und Landung wären ebenso wie eine Wiederverwendung möglich gewesen. Der Dream Chaser wäre ebenfalls auf Atlas V von SLC-41 aus gestartet und in der Operations and Checkout Facility gewartet werden.

Die Entwicklung des Dream Chasers konzentrierte sich auf Freiflugversuche eines Prototypen. Dieser Prototyp wurde mehrmals an einem Helikopter durch die Luft gezogen und über eine Landebahn gerollt, ein Freiflugversuch 2013 schlug fehl. Der Prototyp wurde repariert, diesen Frühling sollen weitere Freiflugversuche folgen. Der Dream Chaser erreichte nie die Entwicklungsreife des CST-100s oder des Dragon 2, das Critical Design Review, eine rigorose Designprüfung, die das endgültige Design festlegt, fand nie statt. Die Fortführung der Entwicklung des Dream Chasers ist ungewiss, es gibt zwar mehrere Vorschläge, den DreamChaser außerhalb des kommerziellen Crewtransports zu verwenden, inwiefern dafür aber das nötige Geld für die Entwicklung bereitgestellt wird, ist ungewiss. Ursprünglich sollte im November 2016 ein unbemannter und 2017 ein bemannter Testflug des Dream Chasers stattfinden.

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: NASA, NASA TV, NSF, Parabolic Arc, Boeing, SpaceX, SNC)


» Raumsonde DAWN - Bessere Fotos als Hubble
27.01.2015 - Nach einem Aufenthalt von 14 Monaten bei dem Asteroiden Vesta und einer anschließenden fast zweieinhalbjährigen Weiterreise durch das Weltall befindet sich die Raumsonde DAWN inzwischen im Anflug auf den Zwergplaneten Ceres, der bereits Anfang März erreicht werden soll. Die aktuelle Aufnahmen der Raumsonde überbieten mittlerweile bereits die Qualität von den besten Aufnahmen, welche bisher jemals von Ceres angefertigt wurden.
Nach dem Abschluss ihrer Untersuchungen bei dem Asteroiden (4) Vesta begab sich die von der US-amerikanischen Weltraumagentur betriebene Raumsonde DAWN auf den Weg zu ihrem zweiten Forschungsziel - dem ebenfalls im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten Ceres. Dieses Ziel ist mittlerweile fast erreicht und bereits seit Anfang Dezember 2014 werden mit der Framing Camera, des unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Kamerasystems an Bord der Raumsonde, Aufnahmen von Ceres erstellt (Raumfahrer.net berichtete).

Seit wenigen Tagen ist die Kamera dabei in der Lage Aufnahmen des Zwergplaneten anzufertigen, welche über eine bessere Auflösung verfügen als die bisher besten Aufnahmen von Ceres, die bereits im Dezember 2003 beziehungsweise im Januar 2004 mit dem Hubble Space Telescope erstellt wurden. Auf diesen am heutigen Tag auch für die Öffentlichkeit freigegeben Aufnahmen, welche eigentlich nach wie vor in erster Linie für die Navigation der Raumsonde gedacht sind, sind neben einem auffällig hellen Fleck auch ausgedehnte Kraterlandschaften erkennbar. Diese Aufnahmen, welche am 25. Januar 2015 aus einer Entfernung von rund 237.000 Kilometern angefertigt wurden, verfügen über eine räumliche Auflösung von etwa 22 Kilometern pro Pixel.

"Die Oberflächenstrukturen, die sich bereits auf früheren Bildern angedeutet hatten, treten nun immer klarer hervor", so Dr. Andreas Nathues, der wissenschaftliche Leiter des Kamerateams vom MPS. "Die Oberfläche scheint von großen Kratern geprägt zu sein, welche sich nun deutlicher abheben." Viele dieser Strukturen, die sich auf den aktuellen Aufnahmen noch lediglich als dunkle Flecken abheben, könnten sich über Gebiete von mehr als 100 Kilometern Durchmesser erstrecken. Mit den aktuellen Aufnahmen werden fast die gleichen Bereiche der Ceres-Oberfläche wiedergegeben, welche die Framing Camera bereits vor knapp zwei Wochen im Rahmen der letzten Fotokampagne abbildete. Wie zuvor fällt auch auf diesen Fotos erneut eine helle Struktur auf der Nordhemisphäre auf.

"Der helle Fleck überdeckt möglicherweise weniger als ein Pixel", so Dr. Martin Hoffmann vom MPS, einer der Mitarbeiter des Kamerateams. "Seine Größe lässt sich somit noch nicht bestimmen." Wenn die Struktur wirklich weniger als einen Pixel einnimmt, so würde deren Ausdehnung weniger als 22 Kilometer betragen. Die für die Auswertung der Aufnahmen zuständigen Wissenschaftler halten es für denkbar, dass es sich bei dieser Struktur um einen vergleichsweise jungen Impaktkrater handelt. Sowohl von dem Asteroiden Vesta - dem ersten Ziel der Raumsonde DAWN - als auch von anderen Himmelskörpern wie zum Beispiel dem Erdmond ist bekannt, dass sich relativ ’frische’ Krater oftmals heller präsentieren als vergleichbare ältere Strukturen. Zudem deutet sich auf den jetzt gewonnenen Aufnahmen eine ’dunklere Region’ neben dem Fleck an. Hierbei, so die Planetologen, handelt es sich eventuell um einen von einem Kraterrand verursachten Schattenwurf. Genaueres, so Dr. Nathues, wird man allerdings erst in einigen Wochen sagen können.

"Im Vergleich zu Vesta sieht Ceres sehr homogen aus. Es gibt nur wenig Helligkeitsunterschiede auf der Oberfläche. Jetzt warten wir darauf, was sich in der Nähe des Südpols finden wird. Diesen Bereich haben wir bisher noch nicht abgebildet", so Dr. Vishnu Rheddy vom Planetary Science Institute in den USA, ein weiterer Mitarbeiter des Kamerateams.

Aber nicht nur die ’Geheimnisse der Oberfläche’ von Ceres sollen in den kommenden Monaten entschlüsselt werden. Auch über den inneren Aufbau des Zwergplaneten erhoffen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler in der nahen Zukunft weitere Erkenntnisse. Ceres verfügt bei einer kugelähnlichen, leicht abgeplatteten Form über einen Durchmesser von etwa 975 x 909 Kilometern. Die Planetenforscher gehen davon aus, dass es sich bei 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 inneren 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. Zwischen dem Kern und dieser Eiskruste könnte sich eventuell sogar ein Ozean aus flüssigem 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.

Sollte sich die bisherige Theorie über dessen inneren Aufbau bestätigen, so würde sich Ceres grundlegend von den anderen Asteroiden im Bereich des Asteroiden-Hauptgürtels unseres Sonnensystems wie etwa dem Asteroiden Vesta unterscheiden.

"Der Vergleich von Ceres und Vesta könnte uns helfen zu verstehen, warum sich im inneren Sonnensystem steinige Körper entwickelten, während das äußere Sonnensystem reich an Wasser und anderen flüchtigen Stoffen blieb", so Dr. Nathues.

Gegenwärtig befindet sich die Raumsonde DAWN in einer Entfernung von nur noch etwa 218.000 Kilometern zu Ceres und nähert sich dem Zwergplaneten dabei derzeit - mit einem Ionentriebwerk angetrieben - pro Stunde um weitere 432 Kilometer an. Voraussichtlich am 6. März 2015 wird sich die Raumsonde Ceres so weit genähert haben, dass diese durch die Gravitation des Zwergplaneten ’eingefangen’ wird. Anschließend soll DAWN den Zwergplaneten über einen Zeitraum von 16 Monaten umkreisen und dabei aus unterschiedlichen Höhen mit drei Instrumenten erforschen. Neben der Framing Camera werden dabei ein im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitendes Spektrometer ("VIR") und ein Gamma- und Neutronenspektrometer ("GRAND") zum Einsatz kommen.

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: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL)



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Mars Aktuell: Marslander Beagle 2 nach elf Jahren entdeckt von Redaktion



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» Marslander Beagle 2 nach elf Jahren entdeckt
17.01.2015 - Es war eines der großen Mysterien im Verlauf der mittlerweile seit 50 Jahren andauernden Erkundung des Mars durch Raumsonden. Welches Schicksal erlitt der von der Raumsonde Mars Express mitgeführte Lander Beagle 2, der seit seiner für den 25. Dezember 2003 vorgesehenen Landung auf unserem Nachbarplaneten als ’verschollen’ galt? Elf Jahre später wurde Beagle 2 jetzt auf Aufnahmen entdeckt, welche von dem Marsorbiter MRO angefertigt wurden.
Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express erreichte den äußeren Nachbarplaneten der Erde am 25. Dezember 2003. Seitdem untersucht dieser Orbiter die Oberfläche und die Atmosphäre des Mars sowie dessen beiden Monde Phobos und Deimos mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten.

Durch die Auswertung der dabei gewonnenen Daten ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in die Entwicklungsgeschichte des Mars. Aufgrund der Vielzahl der daraus resultierenden Erkenntnisse über dessen Oberflächengeologie sowie zur ’Geschichte des Wassers’ auf unserem Nachbarplaneten und des guten technischen Zustandes der Raumsonde wurde die Mars Express-Mission erst kürzlich bis zum Jahr 2018 verlängert (Raumfahrer.net berichtete).

Der Marslander Beagle 2

Weniger Glück war dagegen der von Mars Express mitgeführten Landeeinheit Beagle 2 beschert. Dieser lediglich 57 Kilogramm wiegende Marslander wurde am 19. Dezember 2003 von seiner ’Muttersonde’ abgekoppelt. Nach einem sechstägigen Flug sollte der Lander am Morgen des 25. Dezember gegen 04:00 MEZ im Bereich des knapp nördlich des Marsäquators gelegenen Einschlagsbeckens Isidis Planitia die Marsoberfläche erreichen und die Umgebung seines Landeplatzes anschließend mit verschiedenen Instrumenten und Sensoren untersuchen.

Allerdings warteten die für die Überwachung von Beagle 2 verantwortlichen Mitarbeiter der ESA an diesem Morgen vergeblich auf den Eingang eines Signals, welches die erfolgreiche Landung bestätigen sollte. Auch die in den folgenden Tagen und Wochen wiederholt erfolgenden Versuche einer Kontaktaufnahme blieben erfolglos. Schließlich wurde die Mission Beagle 2 am 6. Februar 2004 von der ESA als verloren erklärt. Eine daraufhin eingerichtete Untersuchungskommission konnte mangels Daten keinen Grund für den Verlust der Mission ermitteln.

Da - wie geplant - während des Landeanfluges kein Funkkontakt zwischen dem Kontrollzentrum auf der Erde und der Landeeinheit bestand und somit auch keine Telemtriedaten zur Verfügung standen, war unklar, ob der Lander die Marsoberfläche ’in einem Stück’ erreicht hatte oder während der Landung vielleicht zerschellt war. Auch ein Verglühen in der Marsatmosphäre konnte nicht ausgeschlossen werden. In den folgenden Jahren wurden die hochauflösenden Kamerasysteme von verschiedenen Marsorbitern dazu genutzt, um nach den Überresten von Beagle 2 zu suchen. Aber auch diese Bemühungen blieben erfolglos. Beagle 2 blieb ’verschollen’.

Dies hat sich jetzt - mehr als elf Jahre nach dem Tag der Landung - jedoch geändert.

Die Suche war schließlich doch noch erfolgreich...

Seit dem März 2006 befindet sich die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene und mit sechs wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattete Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht dabei mit ihren Aufnahmen unter optimalen Bedingungen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel.

Bei passenden Gelegenheiten wurde von dieser Kamera in den vergangenen Jahren auch immer wieder die für Beagle 2 vorgesehene Landezone im Bereich des Isidis Planitia abgebildet. Allerdings verfügt diese Zone mit einer Ausdehnung von 170 x 100 Kilometern über eine Fläche von rund 17.000 Quadratkilometern. Die Hauptkamera des MRO kann dagegen pro Aufnahme normalerweise nur eine Fläche von lediglich rund 50 Quadratkilometern abbilden. Da der MRO die Region Isidis Planitia nur gelegentlich überfliegt und zudem nicht genau bekannt war, an welcher Stelle der Lander die Oberfläche exakt erreicht hat, waren die Bemühungen zunächst erfolglos. Zusätzlich erschwert wurde diese Suche auch durch die geringen Abmessungen, über welche Beagle 2 verfügt. Selbst mit voll entfalteten Solarpaneelen würde der Lander lediglich knapp zwei Meter durchmessen und somit auf den HiRISE-Aufnahmen nur schwer erkennbar sein.

...Dank der Hilfe eines Außenstehenden

Trotz der somit nur geringen Erfolgsaussichten setzte das Team der HiRISE-Kamera seine Suche fort. Dabei konnte man auch auf die Mitarbeit der interessierten Öffentlichkeit zählen. Seit dem Januar 2010 besteht auch für nicht direkt in die Mission eingebundene Personen - egal ob Studenten, Wissenschaftler oder einfach nur ’interessierte Laien’ - die Möglichkeit, Vorschläge für zukünftige Beobachtungsziele der HiRISE-Kamera abzugeben. Hierzu muss ein Vorschlag für eine abzubildende Region auf dem Mars eingereicht und kurz begründet werden. Sofern sich dieser Vorschlag mit den gegebenen technischen Möglichkeiten und den wissenschaftlichen Zielsetzungen der HiRISE deckt - die abzubildende Region sollte so zum Beispiel nicht bereits schon zuvor mehrfach abgebildet sein und auch die zukünftigen Orbitparameter des MRO müssen genauso stimmen wie die Beleuchtungsverhältnisse auf der Marsoberfläche während einer möglichen Aufnahme - werden diese Vorschläge dann eventuell in das zukünftige ’Arbeitsprogramm’ der HiRISE eingebunden.

"Hierdurch wird Studenten und anderen Interessierten die Möglichkeit gegeben, aktiv an der Erforschung des Mars teilzunehmen", so Rich Zurek, der Projektwissenschaftler der MRO-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien.

Michael Croon aus Trier, ein ehemaliger Mitarbeiter des für die Kontrolle des Marsorbiters Mars Express zuständigen Operationsteams, hat das HiWish-Projekt dazu genutzt, um eine Aufnahme vorzuschlagen, welche der Suche nach dem verschollenen Lander Beagle 2 dienen sollte. Auf der entsprechenden Aufnahme, welche am 28. Februar 2013 angefertigt wurde, war tatsächlich eine Struktur erkennbar, bei der es sich um den gesuchten Lander handeln könnte.

"Der Kontrast in dieser Aufnahme war jedoch sehr gering und es war schwierig, dort etwas Genaueres zu erkennen", so Alfred McEwen, der wissenschaftliche Projektleiter des HiRISE-Kameraexperiments von der University of Arizona. Auf weiteren Aufnahmen dieser Region, angefertigt am 29. Juni 2014 und am 15. Dezember 2014, war schließlich ein heller Fleck erkennbar, welcher sich ’zu bewegen’ schien. Die entsprechenden Aufnahmen wurden anschließend von Mitarbeitern des HiRISE-Teams, des JPL und des Beagle 2-Teams weiter ausgewertet.

"Das ist Beagle 2", ist sich Alfred McEwen sicher. Dieser Meinung schließt sich auch Tim Parker, Geologe und Marsforscher am JPL an, der sowohl an der Planung der Suchkampagne als auch an der Bearbeitung der dabei erstellten Aufnahmen beteiligt war. "Ich habe die Aufnahmen sorgfältig ausgewertet und bin davon überzeugt, dass wir es hier mit Beagle 2-Hardware zu tun haben."

Die Veränderungen auf den Aufnahmen resultieren demzufolge aus der blütenförmigen Anordnung der Solarzellen, welche den Lander nach ihrer Entfaltung mit Energie versorgen sollten. Durch veränderte Sonnenstände und unterschiedliche Aufnahmewinkel wird das Sonnenlicht jeweils von einem anderen Sonnenkollektor in Richtung des Marsorbiters reflektiert. Dieser Effekt wird zusätzlich dadurch verstärkt, dass sich Beagle 2 auf einem leicht abschüssigen Untergrund befindet.

"Wir sind sehr glücklich jetzt zu wissen, dass Beagle 2 den Mars erreicht hat", so Alvaro Giménez, der bei der europäischen Weltraumagentur für den Bereich "Wissenschaft und robotische Exploration" verantwortliche Direktor. "Diese Hingabe, mit der verschiedene Teams versucht haben, den Lander auf den hochaufgelösten Bildern zu entdecken, ist inspirierend."

"Dass wir über das Schicksal von Beagle 2 überhaupt nichts wussten hat bei uns ein nagendes Gefühl verursacht", so Rudolf Schmidt, der zu diesem Zeitpunkt für die Mission Mars Express verantwortliche Projektmanager der ESA. "Jetzt zu sehen, dass es der Lander tatsächlich bis auf die Oberfläche geschafft hat, ist eine hervorragende Neuigkeit."

Die Mission von Beagle 2 wäre fast erfolgreich gewesen

In der unmittelbaren Umgebung der Landestelle sind zudem die Überreste des Landefallschirms sowie der Schutzabdeckung des Landers erkennbar. Durch die Auswertung dieser HiRISE-Aufnahmen lassen sich auch erste Aussagen darüber tätigen, was am Morgen des 25. Dezember 2003 auf dem Mars passiert ist. Die Aufnahmen belegen, dass der Lander die kritische Phase des Eintritts in die Marsatmosphäre und deren Durchquerung ebenso gut überstanden hat wie die anschließende Landung. Beagle 2 hat die Oberfläche unseres Nachbarplaneten offenbar unbeschadet erreicht und dabei das Zentrum der angepeilten Landezone um lediglich rund fünf Kilometer ’verfehlt’. Alleine diese ’Punktlandung’ , welche bei 11,5 Grad nördlicher Breite und 90,4 Grad östlicher Länge erfolgte, stellt einen durchaus beachtlichen Erfolg dar.

Allerdings scheinen sich anschließend lediglich zwei der Solarpaneele des Landers komplett entfaltet zu haben. Ohne vollständige Energieversorgung und zusätzlich durch die nicht gänzlich ausgefahrenen Solarzellenausleger beeinträchtigt, welche sich vermutlich in einer direkten Linie zwischen der Kommunikationsantenne des Landers und dem in der Marsumlaufbahn operierenden Orbiter befanden, war es dem Lander jedoch nicht möglich, eine Funkverbindung mit dem Orbiter Mars Express zu etablieren oder auf die Kommunikationsversuche seines Kontrollzentrums zu reagieren.

Erste Vermutungen gehen dahin, dass für die nicht vollständig erfolgte Entfaltung eventuell die Landeairbags verantwortlich gewesen sein könnten. Das Airbag-System sollte den mit einer Geschwindigkeit von etwa 50 bis 60 Kilometern pro Stunde auf den Marsboden auftreffenden Lander während des Aufpralls schützen. Eventuell haben diese Airbags sich nach der Landung nicht wie vorgesehen von der Landeeinheit gelöst. Auf den HiRISE-Aufnahmen finden sich Hinweise auf die Lage und Position dieser Airbags. Allerdings, so die beteiligten Wissenschaftler, werden weitere Aufnahmen benötigt, um diese Daten bestätigen zu können.

Somit scheint sich nach mehr als elf Jahren doch noch herauszustellen, dass die Mission von Beagle 2 zumindestens als Teilerfolg bezeichnet werden kann. Leider war es der ’treibenden Kraft’ hinter dieser Mission, dem Prof. Colin Pillinger von der Open University in Milton Keynes/England, nicht mehr vergönnt, diesen Teilerfolg zu verfolgen. Colin Pillinger verstarb bereits am 7. Mai 2014. Ebenfalls im Jahr 2014 verstarben zwei weitere in leitenden Funktionen für die Beagle 2-Mission tätige Mitarbeiter - Professor George Fraser von der University of Leicester/England und Professor David Barnes von der Aberystwyth University/Wales.

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Berichte der Untersuchungskommission zum Verlust von Beagle 2:


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


» Mars Express: Das Grabenbruchsystem Nili Fossae
24.01.2015 - Bereits am vergangenen Donnerstag veröffentliche Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen die Region Nili Fossae in der Äquatorregion des Mars. Dieses Grabensystem entstand wahrscheinlich im Zusammenhang mit dem Einschlag eines Asteroiden, welcher zur Bildung des benachbarten Isidis-Impaktbeckens geführt hat.
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert der Marsorbiter 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 liefern 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. Die Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Am 16. Dezember 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.699 den nördlichen Bereich des "Nili Fossae" und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC"), der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 18 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 24 Grad nördlicher Breite und 75 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Grabenbruchsystem der Nili Fossae

Bei den Nili Fossae (zu deutsch die ’Gräben des Nil’) handelt es sich um ein ausgedehntes Grabenbruchsystem, welches sich am nordöstlichen Rand der Marsebene Syrtis Major befindet. Diese Hochebene wurde erstmals von dem niederländischen Naturforscher Christiaan Huygens, einem der führenden Physiker und Mathematiker des 17. Jahrhunderts, registriert. Bei der Beobachtung unseres äußeren Nachbarplaneten entdeckte dieser im Jahr 1659 eine dunkle, dreieckige Zone in der Äquatorregion des Mars, welche er mit dem Namen Syrtis Major belegte. Im Verlauf seiner weiteren Beobachtungen berechnete Christiaan Huygens die Eigenrotation des Mars aufgrund der Positionsveränderungen von Syrtis Major auf einen Wert von 24,5 Stunden. In Anbetracht der damaligen eher einfachen Beobachtungsmittel ist dieses Ergebnis durchaus bemerkenswert - mit Hilfe moderner Beobachtungsmethoden konnte die Rotationsperiode des Mars in der Neuzeit auf einen Wert von 24 Stunden, 37 Minuten und 22 Sekunden festgelegt werden.

Südöstlich der Nili Fossae befindet sich das Isidis-Impaktbecken. Das aus mehreren Grabenbrüchen bestehende Nili Fossae, welches in seiner Gesamtheit eine Länge von rund 670 Kilometern aufweist, verläuft fast parallel zu dem nordwestlichen Rand dieses etwa 1.200 Kilometer durchmessenden Einschlagbeckens, wobei die einzelnen Gräben ein konzentrisches Muster bilden. Eine von den Planetenwissenschaftlern favorisierte Theorie geht davon aus, dass die Entstehung des Nili Fossae unmittelbar mit dem Impakt in Zusammenhang steht, welcher für die Bildung des Isidis-Bassins verantwortlich war.

Das Grabenbruchsystem der Nili Fossae zeichnet durch seine halbkreisförmige Krümmung den nordöstlichen Rand dieses Einschlagsbeckens nach. Es handelt sich somit um Brüche in der Marskruste, welche unmittelbar nach dem Isidis-Impakt als Folge der Setzungsbewegungen in der Planetenkruste durch Dehnungsspannungen entstanden sind. Als das mehrere Kilometer tiefe Isidis-Becken durch die Auflast von schweren, eisenreichen Lavamassen weiter abgesenkt wurde, kam es im Kraterrand zu starken Dehnungsspannungen und einem Aufbrechen der Kruste. Ähnliche Spannungsbrüche sind auf der gegenüberliegenden Seite des Einschlagsbeckens in Form der Amenthes Fossae, sozusagen dem ’Gegenstück’ der Nili Fossae, erkennbar.

Das Isidis Planitia war als Landstelle für den von der Raumsonde Mars Express mitgeführten Marslander Beagle 2 vorgesehen, deren Schicksal jedoch seit dem Abtrennen von dem Orbiter am 19. Dezember 2003 ungewiss war. Erst kürzlich gelang es, den Lander auf Aufnahmen zu entdecken, welche die an Bord des NASA-Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) befindliche HiRISE-Kamera angefertigt hat (Raumfahrer.net berichtete).

Das Isidis Planitia ist zum einen von dem intensiven Vulkanismus geprägt, der in dessen Frühzeit weite Oberflächenbereiche auf unserem Nachbarplaneten umgestaltete. Zum anderen dürften dort aus ehemaligen Flusstälern abgelagerte Sedimente anzutreffen sein, welche von fließendem Wasser bis in die Niederungen des Beckens transportiert wurden. Die von verschiedenen Marsorbitern mitgeführten Instrumente haben in den vergangenen Jahren gezeigt, dass die Mineralogie des Isidis Planitia sehr vielseitig ist. Aber auch das Nili Fossae kann mit einigen Besonderheiten aufwarten.

Eine vielfältige Mineralogie und Spuren von Methan

Im Jahr 2008 gelang so zum Beispiel mit einem weiteren Instrument des Marsorbiters MRO - bei dem betreffenden Instrument handelt es sich um das CRISM-Spektrometer (kurz für "Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars"), einem bildgebenden Spektrometer für die Erkennung von Mineralen auf der Marsoberfläche - im Bereich des Nili Fossae der Nachweis eines Karbonatvorkommens. Es wird vermutet, dass sich die dort befindlichen Carbonate im Rahmen einer Serpentinisierung bei einer lokal begrenzten chemischen Reaktion von olivinhaltigen Gesteinen mit kohlensäurehaltigem Wasser gebildet haben.

Des weiteren gelang in der Vergangenheit der Nachweis von Tonmineralen - sogenannten Phyllosilikaten, in deren Kristallstruktur Wassermoleküle eingebaut sind - und von amorphen Silikaten. Im Verlauf der Marsgeschichte wandelten sich die Minerale der ursprünglich dort vorhandenen Gesteine durch den Einfluss von Wasser immer wieder um. Dieses Wasser floss vermutlich nicht nur direkt über die Marsoberfläche, sondern wirkte in Form von vulkanisch erwärmten, hydrothermalen Lösungen auch in Hohlräumen unter der Oberfläche, wo es durch Spalten zirkulierte. Die diversen unterschiedlichen Minerale, welche in dieser Landschaft identifiziert wurden, machten die Nili Fossae in den letzten Jahren zu einem wichtigen Ziel für die Untersuchungen der verschiedenen Marsorbiter, welche hierzu mit verschiedenen Spektrometern ausgestattet sind.

Das Nili Fossae hat sich in der Vergangenheit aber noch aus einem anderen Grund als interessant für die Planetenforscher erwiesen. Anfang des Jahres 2003 gelang einem von Dr. Michael Mumma vom Goddard Space Flight Center (GSFC) der NASA geleitetem Team der Nachweis von geringen Mengen an Methan in der Marsatmosphäre. Diese Messungen, welche mittels spektroskopischer Untersuchungen unter der Verwendung verschiedener irdischer Großteleskope gelangen, konnte im Jahr 2004 durch Messungen von 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, Syrtis Major und Nili Fossae 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.

Tritt auf dem Mars Methan in erhöhter Konzentration auf, so sollte dies ein Hinweis darauf sein, dass dort eine ’Quelle’ existiert, welche regelmäßig neues Methan an die Atmosphäre abgibt. Hierfür denkbar sind hier zum einen verschiedene geologische Prozesse wie zum Beispiel die Reste einer vulkanischen Aktivität in der Marskruste. Methan entsteht auf der Erde - als Stoffwechselprodukt von Organismen - aber auch auf rein biologischem Weg. Ein biologischer Ursprung für das Methan auf dem Mars ist zwar eine reine Spekulation, kann allerdings auch nicht endgültig ausgeschlossen werden. Erst kürzlich gelang auch dem Marsrover Curiosity der Nachweis von geringen Mengen an Methan (Raumfahrer.net berichtete).

Wasserdampfexplosionen

Auf den Aufnahmen, welche der Orbiter Mars Express am 16. Dezember 2014 anfertigte, ist ein Teilbereich des am weitesten im Osten gelegenen bogenförmigen Grabens der Nili Fossae zu erkennen, der über eine Breite von rund 20 Kilometern und über eine Tiefe von etwa 1.000 Metern verfügt. Die Abhänge, welche dieses Tal begrenzen, sind auffallend steil und geben ihm ein kastenförmiges Profil. Stellenweise sind in den Abhängen zudem einzelne Schichtungen im Gestein erkennbar.

Die Hochfläche ist dagegen von mehreren Senken geprägt, von denen manche in Verbindung mit dem Hauptgraben stehen. Diese Formationen erinnern an Täler mit einer rückschreitenden Erosion. Die rückschreitende Erosion wird in solchen Tälern durch Grundwasser verursacht, welches unter der Geländekante am hinteren Talende austritt. Die dadurch entstehenden Hohlräume stürzen ein und das erodierte Material wird durch fließendes Wasser entlang des Talverlaufs abtransportiert. So schneidet sich die Wasserquelle mit dem immer länger werdenden Tal langsam in das bestehende Plateau ein.

In den rechten Bildhälften der verschiedenen Draufsichten ist ein großer Impaktkrater mit einem Durchmesser von etwa 55 Kilometern sichtbar, in dessen Inneren sich eine rund zweihundert Meter tiefe Kuhle befindet. Diese Kuhle ist von einem Ring aus Material umgeben, welches offensichtlich aus dieser Vertiefung stammt. Die Entstehung dieser Struktur, so die Marsforscher, lässt sich mit einer Wasserdampfexplosion erklären. Bei dem Impakt, durch den dieser Krater entstand, wurde Wärmeenergie freigesetzt, durch welche im Untergrund befindliches Wasser oder Eis schlagartig erhitzt wurde und verdampfte. Der Wasserdampf dehnte sich aus und es kam zu einer unterirdischen Explosion, deren Energie sich ihren Weg in Richtung Planetenoberfläche bahnte. Im Rahmen eines solchen Prozesses wird die Kruste zerrüttet, teilweise sogar durchbrochen und ein solches Loch verursacht. Eine große Menge des durchstoßenen Gesteins wird nach oben geschleudert und anschließend wieder in der Umgebung abgelagert.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera

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

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

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

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

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



 

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Saturn Aktuell: Raumsonde Cassini startet den Saturnumlauf Nummer 213 von Redaktion



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» Raumsonde Cassini startet den Saturnumlauf Nummer 213
25.01.2015 - Am Abend des 25. Januar 2015 beginnt für die Raumsonde Cassini der mittlerweile 213. Umlauf um den Planeten Saturn. Den Höhepunkt dieses neuen Orbits bildet ein für den 12. Februar 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug der Raumsonde an dem Saturnmond Titan.
Am 25 Januar 2015 erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 19:42 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 3,4 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 213. Umlauf um den Ringplaneten beginnen. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 19,1 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 erneut 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung "Rev 212" lautet, insgesamt 44 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 12. Februar 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.

Das erste Beobachtungsziel: Der Saturn

Unmittelbar nach den Beginn des neuen Umlaufs wird die Telekamera des ISS-Experiments zusammen mit einem weiteren der Fernerkundungsinstrumente der Raumsonde, dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), den Saturn abbilden. Die im Rahmen dieser Kampagne gewonnenen Beobachtungsdaten dienen in erste Linie der Kalibrierung des CIRS-Instruments.

Von wissenschaftlicher Relevanz sind dagegen die für den 26. Januar vorgesehenen Fotoaufnahmen des Ringplaneten. Hierbei soll die Weitwinkelkamera den Saturn abbilden und dabei nach markanten Wolkenformationen Ausschau halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre 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 Saturn dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Planeten um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum Ende des jetzt beginnenden Saturnumlaufs sind 14 weitere derartige Beobachtungen vorgesehen.

Kleinere Monde

Ebenfalls noch am 26. Januar sind 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 von deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Weitere astrometrische Beobachtungskampagnen sollen am 4. Februar durchgeführt werden.

In der Nacht zum 27. Januar beginnt dann eine mehrstündige Beobachtungskampagne, welche einen der kleinen, äußeren Saturnmonde - den Mond Siarnaq - zum Ziel hat. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 20,1 mag handelt es sich bei diesem rund 40 Kilometer durchmessenden Mond um ein sehr lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist.

Im Rahmen dieser knapp 13 Stunden andauernden Kampagne soll Siarnaq aus einer Entfernung von etwa 23,1 Millionen Kilometern mehrfach mit der ISS-Kamera abgebildet werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen wollen die beteiligten Wissenschaftler die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die sich daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse noch besser als bisher bestimmen. Die bisherige Messungen von Cassini führten zu dem Resultat, dass Siarnaq für eine vollständige Drehung um seine Rotationsachse einen Zeitraum von etwa zehn Stunden und 12 Minuten benötigt. Eine weitere Siarnaq-Beobachtungskampagne soll bereits am 3. Februar erfolgen.

Das Ringsystem des Saturn, Minimonde und der Titan

Am 7. Februar steht der F-Ring des Saturn auf dem Beobachtungsprogramm. Hierbei sollen unter anderem zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe abgebildet werden. 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). Aus diesen Aufnahmen soll nach einer entsprechenden Bildbearbeitung eine kurze Videosequenz erstellt werden.

Am darauffolgenden Tag soll die ISS-Kamera dagegen zunächst auf den äußeren A-Ring des Saturn gerichtet werden. Im Rahmen dieser Beobachtungskampagne sollen erneut die hier befindlichen ’Propellerstrukturen’ dokumentiert werden. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine ’Hohlräume’ innerhalb des A-Rings, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige hundert Meter bis wenige Kilometer durchmessenden Mini-Monden - so genannten Moonlets - verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen des A-Ringes sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Ebenfalls für den 8. Februar ist zudem eine Beobachtung des Saturnmondes Titan vorgesehen. Aus einer Entfernung von etwa 2,46 Millionen Kilometern soll die Telekamera des ISS-Kameraexperiments hierbei die nördliche Heimsphäre dieses Mondes abbilden. Wie bereits zuvor bei den am 26. Januar erfolgten Saturn-Beobachtungen sollen auch im Rahmen dieser Kampagne diesmal in der Titanatmosphäre befindliche markanten Wolkenformationen dokumentiert werden, aus deren Beobachtung sich Rückschlüsse über die dort gegebenen Windverhältnisse ziehen lassen. Eine vergleichbare Beobachtungssequenz soll am 10. Februar aus einer Distanz von dann 1,77 Millionen Kilometern durchgeführt werden.

Einen Tag später kommt dann ein weiteres Spektrometer der Raumsonde, das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), zum Einsatz. Das VIMS wird dabei die nördliche Hemisphäre des Saturn abbilden, welche derzeit in einem zunehmenden Maß von dem Schatten ’abgedunkelt’ wird, den das Ringsystem des Saturn auf den Planeten ’wirft’. Diese Messungen sollen dazu dienen, die dort aktuell gegebenen Temperaturen zu ermitteln.

Zwischenzeitlich wird Cassini zudem am 31. Januar und am 9. Februar zwei Kurskorrekturmanöver durchführen. Diese jeweils nur kurzzeitig erfolgenden Aktivierungen der Triebwerke sind notwendig, damit die Raumsonde auch in den kommenden Wochen den für die erfolgreiche Absolvierung des vorgesehenen wissenschaftlichen Programms notwendigen Kurs innerhalb des Saturnsystems einnimmt.

Periapsis

Am 10. Februar 2015 wird Cassini schließlich um 18:17 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 213, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 355.200 Kilometern passieren.

Nur wenige Stunden zuvor - um 07:46 MEZ des gleichen Tages - wird die Raumsonde den mit einem Durchmesser von 1.528 Kilometern zweitgrößten Mond des Saturn - den Mond Rhea - im Rahmen eines nicht zielgerichteten Vorbeifluges in einer Entfernung von 46.943 Kilometern passieren. Während der Phase der Annäherung an Rhea soll die ISS-Kamera bei zwei Beobachtungssequenzen aus Entfernungen von 78.400 beziehungsweise 53.700 Kilometern diverse Aufnahmen der Rhea-Oberfläche anfertigen. Die am höchsten aufgelösten Bilder werden dabei über eine Auflösung von 305 Metern pro Pixel verfügen.

Am 11. Februar steht der D-Ring - der innerste der Hauptringe des Saturn-Ringsystems - auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Cassini wird während der letzten Monate der Mission im Jahr 2017 die Gelegenheit erhalten, speziell diesen Ring ausführlich und aus kürzester Distanz zu studieren (Raumfahrer.net berichtete). Durch die für den 11. Februar vorgesehenen Untersuchungen soll unter anderem die Partikeldichte im Bereich des inneren D-Rings ermittelt werden - eine Information, welche für den sicheren Betrieb der Raumsonde im Jahr 2017 von essentieller Bedeutung sein wird.

Der Titan-Vorbeiflug T-109

Am 12. Februar steht dann der Höhepunkt dieses 213. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 18:08 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 1.200 Kilometern passieren. Die mit diesem mittlerweile 110. Vorbeiflug am Titan - das Manöver trägt die Bezeichnung "T-109" - assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung. Neben dem ISS-Kamerasystem sollen dabei in erster Linie das VIMS-Instrument und ein weiteres Spektrometer, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), genutzt werden, um die Oberfläche und die Atmosphäre des Titan zu untersuchen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird dann auch das VIMS die wissenschaftlichen Beobachtungen dominieren. Das Instrument soll dabei unter anderem verschiedene Oberflächenstrukturen wie die Umgebung des Sinlap-Impaktkraters in der östlichen Fensal-Region und die im Bereich des Titan-Nordpols gelegenen, mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen Bolsena Lacus und Punga Mare abbilden.

Das VIMS wird auch in den Stunden nach dem Flyby aktiv sein. Zusammen mit den Instrumenten UVIS und CIRS sollen hierbei speziell Temperaturdaten von der Nachtseite des größten Saturnmondes gesammelt werden. Weitere Datensätze sollen Informationen über die chemische Zusammensetzung der Titanatmosphäre liefern und Reflektionen des Sonnenlichts zeigen, welches sich an den Oberflächen der bisher rund 400 auf dem Titan entdeckten Seen spiegelt.

Der Abschluss des Orbits 213

Nach dem Abschluss der Titan-Kampagne wird Cassini am 15. Februar ein weiteres Kurskorrekturmanöver durchführen. Außerdem wird sich die ISS-Kamera an diesem Tag auf die Cassini-Teilung richten und einen Teilbereich dieser etwa 4.800 Kilometer durchmessenden ’Lücke’ zwischen den Hauptringen "A" und "B" abbilden.

Am 18. Februar soll die ISS-Kamera dann zusammen mit dem UVIS-Spektrometer eine Sternbedeckungen dokumentieren. Hierbei wird der im Sternbild Orion gelegene Stern Kappa Orionis von Teilen des Ringsystems des Saturn bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve des Sterns erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche Kappa Orionis bei dieser Okkultation bedecken. Außerdem, so die Wissenschaftler, können hierbei eventuelle minimale Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche erst kürzlich durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch ’Einschläge’ von Meteoroiden verursacht wurden.

Am 22. und 23. Februar steht dann schließlich mit dem Mond Loge ein weiterer der kleinen, äußeren Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm. Aus einer Entfernung von etwa 18,6 Millionen Kilometern soll auch bei diesem lediglich sechs Kilometer durchmessenden Mond im Rahmen einer 36 Stunden andauernden Beobachtungskampagne in Verbindung mit früheren Beobachtungsdaten dessen Rotationsdauer ermittelt werden.

Am 26. Februar 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 18:15 MEZ in einer Entfernung von rund 3,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 213. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 214 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 16. März 2015 in einer Entfernung von dann rund 2.300 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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ISS Aktuell: US-Segment der ISS evakuiert von Redaktion



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» US-Segment der ISS evakuiert
15.01.2015 - Anzeichen auf einen möglichen Austritt giftiger Substanzen führten zu einer Evakuierung der derzeitigen ISS-Besatzung ins russische Segment der Station. Ob tatsächlich ein Leck, oder aber ein Sensorfehler vorliegt, war zunächst unklar.
Wie russische Nachrichtenagenturen gestern berichteten, gab es im amerikanischen Segment der Internationalen Raumstation ISS Anzeichen für den Austritt einer möglicherweise gesundheitsschädlichen Substanz, bei der es sich um giftiges Ammoniak handeln könnte. Das russische Nachrichtenportal Sputnik berichtete unter Berufung auf die russische Weltraumagentur Roskosmos vom Austritt einer ätzenden Verbindung aus dem Lebenserhaltungssystem im US-Segment um 08:44 Uhr GMT.

Dank der schnellen und professionellen Reaktion der sechs Astronauten haben sich die NASA-Astronauten Barry Wilmore und Terry Virts sowie die ESA-Astronautin Samantha Cristoforetti daraufhin im russischen Teil der Station in Sicherheit bringen können, wo gemessene Werte unbedenklich gewesen seien. Die Verbindung zwischen den beiden Segmenten sei anschließend versiegelt worden. Luft- und Lebensmittelvorräte im russischen Teil seien für die drei Raumfahrer mehr als ausreichend, wurde russischerseits außerdem berichtet.

Die NASA konnte auf Twitter den Austritt von Ammoniak nicht bestätigen. Es gäbe keine direkten Hinweise auf Ammoniak in der Stationsatmosphäre, lediglich einen Abfall des Ammoniakdrucks im Kühlkreislauf habe man festgestellt. Möglich sei auch ein fehlerhafter Sensor.

Obgleich keine direkte Gefahr für die Crew besteht, könnte eine außerplanmäßige EVA erforderlich werden, um nähere Aufschlüsse zu erhalten, teilten Spezialisten von der NASA und dem russischen Missionskontrollzentrum mit.

Die nächsten Weltraumspaziergänge waren ursprünglich für den 16., 20., sowie den 25. Februar 2015 geplant.

Update 15. Januar 2015
Evakuierung Folge von Computerpanne

Nach elf Stunden, in denen sich die gesamte sechsköpfige Crew im russischen Segment der ISS aufhielt, kehrten die US-Amerikaner Barry Wilmore und Terry Virts sowie Samantha Cristoforetti von der ESA zunächst mit Atemschutzmasken ins US-Segment zurück, wie die NASA auf ihrer Website berichtet.

Im US-Segment stellten sie fest, dass der Ammoniak-Alarm vom Vortag auf eine Computerfehlfunktion zurückzuführen sein muss. Ammoniak befindet sich im Kühlkreis des US-Segments der Station. Es dient zur Ableitung von Wärme in den Weltraum.

Nach dem Alarm wurde das Kühlsystem vorsorglich abgeschaltet. Um einen Wärmestau zu verhindern, mussten auch zahlreiche weitere Geräte im US-Teil deaktiviert werden. Nach ihrer Rückkehr beginnen die Astronauten nun damit alle Systeme wieder hochzufahren.

Die Nacht verbrachten die drei Astronauten zwar wieder im US-Segment, jedoch nicht an ihren gewohnten Plätzen, da Beleuchtung und Lüftung noch nicht wieder in Betrieb waren, erklärte Maxim Matjuschin vom russischen Missionskontrollzentrum im Gespräch mit der russischen Nachrichtenagentur Interfax.

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(Autor: Roman van Genabith - Quelle: Interfax, NASA, Roskosmos, Sputnik)



 

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"InSpace" Magazin #534
ISSN 1684-7407


Erscheinungsdatum:
27. Januar 2015
Auflage: 5140 Exemplare


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Redaktion:
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