InSpace Magazin #536 vom 24. Februar 2015

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #536
ISSN 1684-7407


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Intro von Axel Orth

Liebe Leserinnen und Leser,

heute möchte ich Ihnen außer unseren News der letzten zwei Wochen einen Link zu einer Seite empfehlen, die der europäischen Kometensonde Rosetta virtuell über die Schulter schaut: Rosetta Now bietet einen simulierten Live-Blick auf den Kometen Tschurjumov-Gerasimenko aus der Sicht von Rosetta. Eingeblendet werden unter anderem die momentane Entfernung zum Kometen und die aktuell laufende Messkampagne. Doch gerade, wo ich nochmal schnell nach der Seite schaue, steht dort nur eine Nachricht, dass die Seite aufgrund des großen Publikumsinteresses derzeit auf einen schnelleren Server umzieht. Bitte haben Sie also etwas Geduld.

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.

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

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News

• IXV-Testflug erfolgreich «mehr» «online»
• SpaceX startet DSCOVR «mehr» «online»
• Zwergplanet Ceres: Eine zerklüftete Oberfläche «mehr» «online»
• Kometensonde Rosetta: Ein Platz in der ersten Reihe «mehr» «online»
• New Horizons fotografiert mehrere Monde des Pluto «mehr» «online»
• Das Doppelsystem V471 Tauri - Wo ist der Braune Zwerg «mehr» «online»
• SLS: Tests für die Hauptstufe «mehr» «online»


» IXV-Testflug erfolgreich
11.02.2015 - Am 11. Februar hat die europäische Raumfahrtagentur ESA erfolgreich das IXV (Intermediate eXperimental Vehicle) erfolgreich gestartet. Während des anderthalbstündigen Fluges wurden neuartige Technologien für zukünftige Raumfahrzeuge getestet.
Rauch stieg auf, der Lärm des startenden Raketentriebwerks erfüllte die Luft. Kurz darauf schoss eine kleine, weiße Rakete förmlich in den Himmel über Französisch-Guayana. So begann heute um 14:40 der Flug des IXV (Intermediate eXperimental Vehicle), eines kleinen Raumflugkörpers, dessen Ziel es ist, Technologien für zukünftige Raumfahrtmissionen zu testen. Dieser Wiedereintrittskörper hat etwa die Form eines Faustkeils, er ist etwa fünf Meter lang, 2,2 Meter breit und etwa zwei Tonnen schwer. Seine Außenhülle besteht aus fortschrittlichen keramischen und ablativen Materialien, die das IXV vor der Hitze während des Wiedereintritts in die Erdathmosphäre beschützen. Sie sind an der inneren Struktur aus Verbundwerkstoffen angebracht, im Inneren des Wiedereintrittskörpers befinden sich elektronische Systeme zur Steuerung des IXV, über 300 Sensoren zum Sammeln von Daten, Fallschirme sowie aufblasbare Ballons zur Aufrichtung des Wiedereintrittskörpers nach der Wasserung. Am Heck sind kleine Steuertriebwerke und zwei schwenkbare Steuerklappen angebaut.

Die Vorbereitungen zu dem Flug des IXV begannen bereits im Spätsommer. Nachdem der Raumflugkörper von der Firma Thales Alenia entwickelt, gefertigt und getestet wurde, wurde er zu dem Raketenbahnhof in Französisch-Guayana geflogen. Doch dann kam eine Hiobsbotschaft: Eine neue Flugbahn musste gefunden werden, da es bei der alten Probleme mit den Sicherheitsbestimmungen gab. Im Januar konnten dann die Startvorbereitungen wieder aufgenommen werden. Das IXV wurde betankt, in eine schützende Verkleidung gebracht und innerhalb dieser dann mit der Trägerrakete verbunden. Danach wurde die Rakete mitsamt des IXV aus der Vorbereitungshalle herausgerollt. Der Start sollte ursprünglich um 14 Uhr stattfinden, wurde jedoch um 40 Minuten verschoben, da vorübergehend keine Telemetriedaten des Raumflugkörpers am Boden empfangen wurden. Dann, um 14:40, hob die verhältnismäßig kleine Trägerrakete vom Typ Vega vom Raumflughafen Kourou ab.

Nacheinander zündeten alle vier Stufen dieser Rakete, in einer Höhe von 348 km wurde das IXV von der Vega abgetrennt und stieg dann anschließend bis auf 413 km. Im zweiten Teil seines Suborbitalflugs sammelte es mit seinen mehr als 300 teils herkömmlichen, teils komplexen Sensoren eine Fülle von Daten. Bei seinem Sinkflug drosselte das Raumfahrzeug seine Geschwindigkeit wieder. Während des Wiedereintritts in die Erdatmosphäre betrug die Geschwindigkeit bei einer Höhe von 120 km 7,5 km/s, womit die Flugbedingungen denen bei einem Wiedereintritt eines Raumfahrzeugs von einer erdnahen Umlaufbahn aus entsprachen. Nach gelungenem Wiedereintritt in die Atmosphäre öffneten sich die Fallschirme des IXV, um das Raumfahrzeug weiter abzubremsen, damit es sicher auf der Wasseroberfläche des Pazifik aufsetzen konnte. Der Flug dauerte etwa 100 Minuten. Augenblicklich halten Ballons das IXV über Wasser, bis es vom Bergungsschiff an Bord geholt wird, um nach seiner Rückkehr im ESTEC, dem technischen Zentrum der ESA in den Niederlanden, eingehend untersucht zu werden. Erste Ergebnisse des Flugs dürften in etwa sechs Wochen bekannt gegeben werden.

Dieser erfolgreiche Flug stellt sicherlich einen Erfolg für die europäische Raumfahrt dar, jedoch stellt sich trotz aller Freude unweigerlich die Frage, ob diese Mission ohne großen Nutzen war. Die ESA wollte mit diesem Flug fortschrittlichen Technologien für einen Wiedereintritt in die Erdathmosphäre testen, die bei PRIDE (Programm für Europas wiederverwendbaren orbitalen Demonstrator) zum Einsatz kommen sollen, einem kleinen, wiederverwendbarem Raumflugzeug, das gegenwärtig entwickelt wird. Auf der letzten Ministerratskonferenz 2014 erhielt dieses Programm jedoch nur minimale Geldmittel, dass PRIDE jemals fliegen wird, darf daher bezweifelt werden. Weitere Anwendungsbereiche für die Technologie des IXV wären eine Mission zur Rückführung von Marsbodenproben (Mars Sample Return) oder eine wiederverwendbare Trägerrakete. Bei beiden Vorschlägen erscheint es aber als unwahrscheinlich, dass unsere europäischen Raumfahrtpolitiker jemals die benötigten Geldmittel für derartige Missionen bereitstellen. Somit steht zu befürchten, dass IXV letztendlich als Dead-End Mission keinen tatsächlichen Nutzen hat, eine Situation, an der die gegenwärtige europäische Raumfahrtpolitik nicht ganz unschuldig sind.

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: ESA, NSF, Raumcon, Arianespace)


» SpaceX startet DSCOVR
12.02.2015 - Heute um 00:03 MEZ ist eine Falcon 9 Rakete mit dem Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) in Richtung des ersten Lagrangepunkts des Systems Sonne-Erde gestartet. Wegen extremen Wellengangs musste SpaceX die Landung der Falcon 9 Erststufe auf einer Seeplattform absagen.
Heute ist das Deep Space Climate Observatory (kurz DSCOVR, klingt wie „discover“ – deutsch: „entdecken“) (deutsch: Weltraumwetterteleskop) mit einer Falcon 9-Rakete ins All transportiert worden. Der Start erfolgte gegen 00:03 MEZ vom Startplatz 40 auf dem US-amerikanischen Luftwaffenstützpunkt Cape Canaveral. 165 Sekunden nach dem Start erfolgte die Stufentrennung zwischen erster und zweiter Stufe. Anschließend flog die zweite Stufe mit DSCOVR weiter Richtung Weltall, während die erste Stufe eine Landung auf dem Meer versuchte - wegen hohen Wellen musste die Seeplattform leider die Heimreise antreten. Ca. 8 Minuten und 40 Sekunden nach dem Start war die Brennphase der ersten Stufe zuende und es folgte eine Freiflugphase von ca. 22 Minuten. Anschließend wurde das Oberstufentriebwerk wiedergezündet und DSCOVR ca. 35 Minuten nach dem Start ausgesetzt. Der Zielorbit der Nutzlast ist 187 km x 1.241.000 km x 37°. Zum Zeitpunkt der Veröffentlichung lagen keine Informationen zur Einschussgenauigkeit vor. Der Start musste zweimal verschoben werden - wegen Problemen mit der Radarverfolgung am Sonntag und wegen starken Höhenwinden am Dienstag.

Deep Space Climate Observatory
Das Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) ist eine gemeinsame Mission von US-Luftwaffe, NASA und NOAA und soll das Weltraumwetter untersuchen. Dafür wird es an dem Lagrangepunkt 1 des Systems Sonne-Erde, also zwischen Erde und Sonne positioniert. Es dauert knapp über 100 Tage bis DSCOVR seinen Zielorbit erreichen wird. Die Sonde wiegt 570 kg und hat eine nominelle Lebensdauer von 5 Jahren, diese kann jedoch vermutlich deutlich ausgedehnt werden.

DSCOVR hat eine lange Geschichte. Ursprünglich wurde die Sonde 1998 von US-Vizepräsident Al Gore vorgeschlagen und bekam den Namen Triana. Die Sonde sollte die Erde in ihrer Ganzheit fotografieren und diese Bilder sollten dann live im Internet öffentlich zugänglich gemacht werden. Dies sollte die Menschen für das Klima sensibilisieren. Jedoch verpasste Triana dann das geplante Startdatum von 2001 mit dem Shuttle und es kam George W. Bush an die Macht. Dieser strich die Mission aus politischen Gründen. Die Sonde wurde in einem Reinraum für mehrere Jahre aufbewahrt und ein neuer Nutzen wollte gefunden werden. Schließlich entschied man sich im Jahre 2011 die Sonde mit einem anderen Fokus doch noch zu starten und änderte den Namen auf DSCOVR, gemäß dem neuen Ziel. Jetzt sollte es um die Erforschung des Weltraumwetters gehen. 2012 wurde SpaceX als Startanbieter von der US-Luftwaffe ausgewählt. SpaceX darf diese Mission auch ohne Zertifizierung für US-Militärnutzlasten fliegen, weil sie ohne strategischen Wert für das US-Militär ist.

Die Weltraumwetterdaten werden der Öffentlichkeit über die Webseite http://www.swpc.noaa.gov/ frei und live zugänglich gemacht. Die Bilder der Erde werden übrigens trotz der geänderten Missionsziele ebenfalls der Öffentlichkeit zugänglich gemacht, allerdings nicht mehr live sondern mit 24 Stunden Verzögerung.

Die Landung im Meer
Nach der Stufentrennung folgte die erste Stufe einer ballistischen Flugbahn bis zum Wiedereintritt in die Atmosphäre. Sie erreichte dabei ein Apogäum von ca. 130 km. Kurz vor dem Wiedereintritt wurden drei Merlin 1D-Haupttriebwerke der Falcon 9 wiedergezündet um Geschwindigkeit abzubauen und eine thermische bzw. strukturelle Überlastung der Raketenstruktur zu verhindern. Anschließend steuerte die Stufe mit sogenannten Gitterflossen (englisch: grid fins) den geplanten Ort der Seeplattform an. Mit diesen Steuerflächen kann die Stufe leicht angewinkelt werden um einen Auftrieb zu erzeugen, der eine laterale Bewegung der Stufe ermöglicht. Eine kurze Zeit vor dem Aufprall wurde dann die Geschwindigkeit ein weiteres Mal durch die Wiederzündung des zentralen Triebwerks der Stufe auf fast null reduziert, die ein sanftes Aufsetzen auf dem Wasser ermöglichte. Leider verhinderte enormer Wellengang von 10 Metern Höhe eine Landung auf der Plattform, sodass diese zurücknach Florida beordert wurde. Die Stufe traf also nur das Wasser.

Die Seeplattform hat eine Größe von 300 Fuß x 170 Fuß (ca. 91 x 52 m), Elon Musk hat sie auf den Namen „just read the instructions“ nach der „culture“-Science-Fiction-Reihe getauft. Die Plattform kann auch in rauer See ihren Standort auf +/- 3 Meter halten. Dafür besitzt sie vier starke Unterwasserpropeller von der Firma Thrustmaster, die zentral gesteuert werden. Die Plattform ist unbemannt und wird vermutlich von einem Begleitschiff aus ferngesteuert. Laut NASASpaceflight.com soll die Plattform später vor allem an der Westküste der US-Küste eingesetzt werden um dort die Zentralstufe der Falcon Heavy zu landen. Die Booster der Falcon Heavy sollen beide zum Startplatz zurückfliegen. Sowohl in Vandenberg als auch am Cape Canaveral entstehen derzeit extra Landeplätze für die zurückkommende(n) Stufe(n). Die Entscheidung zwischen Rückflug zum Startplatz, Landung auf der Seeplattform oder „Wegwerfmodus“ kann dann individuell der Mission angepasst werden. Laut Kommentar während des Starts "Stage One Splashdown" wurde wohl eine Wasserlandung geschafft. Eine Aussage zur Landegenauigkeit lag zur Veröffentlichung nicht vor.

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


» Zwergplanet Ceres: Eine zerklüftete Oberfläche
18.02.2015 - Aktuelle Aufnahmen der Raumsonde DAWN zeigen, dass der Zwergplanet Ceres über eine beeindruckende Bandbreite an verschiedenen Oberflächenstrukturen verfügt. Bereits in wenigen Wochen wird die Raumsonde in eine Umlaufbahn um Ceres eintreten und den Zwergplaneten anschließend über mehrere Monate hinweg eingehend 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 zur Sonne befinden sich dort vermutlich mehrere Millionen Asteroiden mit Durchmessern von mehreren hundert Kilometern bis hinunter zu lediglich wenigen Metern, bei denen es sich um Überbleibsel aus der Entstehungsphase des Sonnensystems handelt. Zwecks der Untersuchung von zwei der größten der dort befindlichen Objekte wurde am 27. September 2007 die Raumsonde DAWN gestartet.

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. Mittlerweile ist dieses nächste Ziel jetzt fast erreicht. Gegenwärtig befindet sich DAWN in einer Entfernung von nur noch etwa 49.000 Kilometern zu Ceres und nähert sich dem Zwergplaneten dabei derzeit - mit einem Ionentriebwerk angetrieben - pro Stunde um weitere 288 Kilometer.

Bereits seit dem Dezember 2014 fertigt die Framing Camera während der Annäherung an Ceres in regelmäßigen Abständen Fotoaufnahmen von dem Zwergplaneten an, durch deren Auswertung sich für die beteiligten Wissenschaftler erste detaillierte Einblicke auf dessen Oberfläche ergeben. Seit dem Januar 2015 erreichen diese Aufnahmen eine bessere Auflösung als die zuvor am höchsten aufgelösten Ceres-Fotos, welche mit dem Hubble Space Telescope angefertigt wurden (Raumfahrer.net berichtete).

Die jüngsten Aufnahmen, welche bereits am 12. Februar 2015 aus einer Entfernung von etwa 80.000 Kilometern angefertigt wurden, zeigen jetzt erstmals auch die Seite des Zwergplaneten, welche die Raumsonde DAWN bisher noch nicht beobachten konnte. Wie auf diesen Fotos zu erkennen ist findet sich auf Ceres eine beeindruckende Bandbreite an Oberflächenstrukturen. Neben einer Vielzahl an tiefen Kratern erstreckt sich dort zum Beispiel eine halbkreisförmige, kantenartige Struktur über eine Breite von etwa 250 Kilometern, welche an eine Art Steilhang erinnert.

Da die Sonne bei den aktuellen Aufnahmen ’links hinter’ der Raumsonde stand, werfen nur die Krater am rechten Bildrand ausgeprägte Schatten und wirken deshalb besonders plastisch. Die Strukturen in der Mitte und auf der linken Seite sind deutlich schwerer zu erkennen. Insgesamt deuten die Beobachtungen der vergangenen Wochen jedoch darauf hin, dass nahezu die gesamte Oberfläche des Zwergplaneten von Kratern überzogen ist.

Besonders auffällig ist ein großer und verhältnismäßig heller Krater auf der Nordhemisphäre von Ceres, welcher sich deutlich von seiner Umgebung abhebt. Dort lässt sich eine Art Strahlenkranz erahnen, wobei linienförmige Strukturen - vom Zentrum des Kraters ausgehend - radial nach außen verlaufen. Ähnliche Formationen, welche auch als Strahlenkrater bezeichnet werden, sind den Planetologen vom Mars, vom Mond und von verschiedenen größeren Monden bekannt. Auf diesen Himmelskörpern bestehen derartige hellen Strahlen aus Material, welches durch den Impakt eines kleineren Körpers ausgeworfen wurde. Derzeit ist noch unklar, ob im Fall von Ceres eine ähnliche Interpretation zutrifft. Auch die bisher erkennbaren diversen ’hellen Flecken’ auf der Ceres-Oberfläche werden derzeit noch als verhältnismäßig junge Impaktkrater interpretiert.

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 den drei mitgeführten Instrumenten erforschen. Die im Rahmen dieser Untersuchungen anzufertigenden Fotoaufnahmen werden den beteiligten Planetologen dabei helfen, die Entstehungsgeschichte der verschiedenen Oberflächenstrukturen zu entschlüsseln.

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)


» Kometensonde Rosetta: Ein Platz in der ersten Reihe
21.02.2015 - Der Komet 67P/Tschurjumow-Gerassimenko bewegt sich derzeit immer weiter in das innere Sonnensystem und wird dabei in den kommenden Monaten dramatische Veränderungen durchleben. Die dabei ablaufenden Prozesse sollen durch die Raumsonde Rosetta dokumentiert werden. Die erwarteten Veränderungen könnten sich zudem auch positiv auf den derzeit inaktiven Kometenlander Philae auswirken.
Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das Ziel ihrer Reise - den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko (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 der Mission beteiligten Wissenschaftler dabei auch auf die gegenwärtige Entwicklung der ’kometaren Aktivität’ von 67P.

Kometen bewegen sich auf stark elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle’ bezeichneten Objekte dabei fernab des Zentralgestirns unseres Sonnensystems 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 einer Distanz von 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.

Extreme Jahreszeiten auf 67P

Im Rahmen einer aktuellen Analyse gelangten die an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftler kürzlich zu dem Ergebnis, dass sich die nördliche und die südliche Hemisphäre des Kometen 67P in den kommenden Monaten sehr unterschiedlich entwickeln werden. Ähnlich wie auf der Erde treten auch auf dem Kometen 67P verschiedene Jahreszeiten auf. Während einige Regionen phasenweise einer starken Sonneneinstrahlung ausgesetzt sind, erhalten zur selben Zeit andere Oberflächenbereiche deutlich weniger Sonnenlicht. Einige Bereiche in der Nähe der Pole des Kometen durchleben dabei sogar Phasen völliger Dunkelheit oder ununterbrochener Sonneneinstrahlung, welcher mit dem Polartag beziehungsweise der Polarnacht auf der Erde vergleichbar sind.

Der Grund hierfür ist, dass die Rotationsachse des Kometen gegenüber der Ebene der Sonnenumlaufbahn geneigt ist. Mit einem Winkel von 52 Grad fällt diese Neigung bei 67P sogar noch deutlich stärker aus als bei unserem Heimatplaneten, wo dieser Wert lediglich 23,4 Grad beträgt. Zusammen mit seiner komplexen Form und der stark elliptischen Umlaufbahn um die Sonne führt dies zu einer sehr ungleichen Verteilung von Sommer- und Wintermonaten auf den beide Hemisphären des Kometen 67P. Der Sommer auf der Nordhalbkugel - und entsprechend der Winter auf der Südhalbkugel - vollzieht sich, während der Komet fern der Sonne ist und dauert ganze 5,6 Jahre. Die Südhemisphäre durchlebt dagegen eine kurze und intensive warme Jahreszeit mit einer Dauer von lediglich etwa 10 Monaten.

Gegenwärtig ist die südliche Hemisphäre des Kometen noch von der Sonne abgewandt und dadurch bedingt in einer Art Polarnacht gefangen. Erst ab dem Mai 2015 wird diese Region wieder von den Sonnenstrahlen erreicht. "Wir erwarten, dass dann die Erosion dort deutlich zunehmen wird", so Dr. Holger Sierks vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, der wissenschaftliche Leiter des OSIRIS-Kameraexperiments - der Hauptkamera an Bord der Raumsonde Rosetta.

Dadurch bedingter Materialverlust

Um den zu erwartenden Verlust an Kometenmaterial abzuschätzen nutzten die Wissenschaftler ein dreidimensionales Oberflächenmodell des Kometen und unterteilten dieses in 100.000 kleine Dreiecke. So konnte berücksichtigt werden, dass es auf der Oberfläche von 67P auch während des Polartages dauerhaft beschattete Regionen - beispielsweise im Inneren von tieferen Kratern gelegen - gibt oder die schroffen Felswände die Sonnenstrahlung auf naheliegende Berghänge reflektieren und so verstärken. Dabei gingen die Planetenforscher davon aus, dass das unter der Kometenoberfläche gebundene Wassereis von einer sehr dünnen und extrem porösen Staubschicht bedeckt ist, deren Dicke nur etwa 50 Mikrometer beträgt.

"Natürlich können wir uns bei diesem Wert noch nicht völlig sicher sein. Mit ihm lassen sich jedoch die Erosionsraten, die wir derzeit beobachten, gut reproduzieren. Wir halten ihn deshalb für einen guten Ausgangspunkt für unser Modell", so der OSIRIS-Mitarbeiter Dr. Horst Uwe Keller vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, welcher die Analyse leitete. Die erfolgende Erosion erfolgt dabei proportional zur Sublimation von gefrorenem Wasser, welche die Wissenschaftler in Abhängigkeit von der Sonneneinstrahlung bestimmten.

"Unter der Annahme, dass der Komet viermal so viel Staub emittiert wie Gas, führt unser Modell zu sehr unterschiedliche Szenarien für die nördliche und die südliche Hemisphäre", so der OSIRIS-Wissenschaftler Dr. Stefano Mottola vom Institut für Planetenforschung. "Die Südhalbkugel könnte während ihres kurzen, aber intensiven Sommers eine Schicht von bis zu 20 Metern Dicke verlieren. Auf der Nordhalbkugel dürfte dieser Wert deutlich kleiner sein. Nach unseren Schätzungen erodieren dort nur wenige stark emporragende Gipfel und Klippen um mehr als zehn Meter im Verlauf eines Sonnenumlaufs." Die in den vergangenen Monaten besonders aktive, aber recht schmale ’Hals’-Region, welche die beiden größeren Kometenteile - den ’Kopf’ und den ’Körper’ von 67P - verbindet, ist nach den Berechnungen der Wissenschaftler während des gesamten Orbits dagegen nur verhältnismäßig schwach beleuchtet und somit insgesamt nur mäßig aktiv.

Die Wissenschaftler gehen deshalb davon aus, dass sich speziell die Südhemisphäre in den kommenden Monaten dramatisch verändern wird, bevor der Komet 67P am 13. August 2015 auf seiner Umlaufbahn um die Sonne erneut die Periapsis und damit die geringste Entfernung zum Zentralgestirn unseres Sonnensystems erreicht. Zu diesem Zeitpunkt werden der Komet und die ihn umkreisende Raumsonde Rosetta lediglich 180 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt sein und sich zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Erde und Mars bewegen.

"Der Komet häutet sich quasi ständig und zeigt frisches, unverbrauchtes Material an seiner Oberfläche, das noch nicht durch die kosmische Strahlung gealtert ist", so Dr. Ekkehard Kührt, der die wissenschaftlichen Beteiligungen des DLR an der Rosetta-Mission leitet.

"Möglicherweise wird 67P nach seiner Sonnenpassage nicht mehr der Komet sein, der uns in den vergangenen Monaten so vertraut geworden ist", so Dr. Holger Sierks. "Diese Veränderungen aus der Nähe mit zu erleben, wird ein unbeschreibliches Abenteuer sein."

14. Februar 2015: Überflug in sechs Kilometern Höhe

Diese mittlerweile immer weiter zunehmende Aktivität des Kometen 67P hat auch Auswirkungen auf den Charakter der Rosetta-Mission. In den vergangenen Monaten hat die Raumsonde ’ihren’ Kometen auf einer fast kreisförmig verlaufenden Flugbahn umkreist, welche in Höhen von etwa 20 beziehungsweise 30 Kilometern zu dessen Oberfläche verlief und wobei Rosetta gravitativ an den Kometen gebunden war. Bedingt durch die zunehmenden Aktivität und das damit verbundene erhöhte Risiko, dass die Raumsonde oder einzelne Instrumente durch Kollisionen mit Staubpartikeln beschädigt werden verbringt Rosetta jetzt den Großteil der Zeit in größeren Entfernungen zu 67P.

Bereits am 4. Februar wurde die Flugbahn von Rosetta dahingehend verändert, dass die Raumsonde sich aus einem in 26 Kilometern zur Oberfläche verlaufenden Orbit bis zum 7. Februar auf eine Distanz von 142 Kilometern entfernte. Durch ein weiteres Kurskorrekturmanöver erfolgte dann eine erneute Annäherung, welche am 14. Februar um 13:41 MEZ in einem in einer Höhe von lediglich sechs Kilometern verlaufenden Überflug der Imhotep-Region auf dem ’Körper’ des Kometen gipfelte. Dieser extrem dichte Überflug bot den beteiligten Wissenschaftlern nicht nur die Möglichkeit, Details der Oberfläche mit einer hohen Auflösung abzubilden. Es ergab sich auch die Möglichkeit, die Austrittsorte der von der Oberfläche ausgehenden Jets aus Gas und Staub aus einem geringen Abstand mit den anderen Instrumenten zu analysieren.

Bis zum 17. Februar wurde dann wieder eine Distanz von diesmal 253 Kilometern erreicht, welche sich bis zum 25. Februar wieder auf eine Wert von 76 Kilometern verringern wird. Im Rahmen des darauf folgenden Umlaufs wird der Orbit von Rosetta in einer Entfernung von 110 x 88 Kilometern verlaufen. Aus diesen größeren Entfernungen kann die den Kometen umgebende Koma wieder in einem größeren Kontext abgebildet und untersucht werden.

Wo ist Philae?

Nicht im Fokus des wissenschaftlichen Interesses steht dagegen bis auf weiteres die Suche nach dem Kometenlander Philae. 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.

Der exakte Ort, wo Philae dann endgültig zum Stehen gelangte, konnte bisher trotz einer intensiven Suche auf den bisher angefertigten Fotos 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. Immerhin konnten die beteiligten Wissenschaftler den finalen Standort von Philae mittels der Daten des CONSERT-Instruments auf ein Gebiet von etwa 350 mal 30 Metern eingrenzen.

Vor allem während der Kometentage, während denen der Lander rund 1,3 Stunden von der Sonne angestrahlt wurde, richteten die Wissenschaftler sowohl die Navigationskamera als auch die OSIRIS-Kamera aus Überflughöhen von bis zu 20 Kilometern immer wieder auf diese Region. Doch der gerade kühlschrankgroße Lander Philae würde auf den Aufnahmen nur einen Durchmesser von drei Pixeln einnehmen. Die Suche nach Philae gleicht somit einer Suche nach der ’Nadel im Heuhaufen’.

Es gab zwar Überlegungen, diese Suche auch während des Sechs-Kilometer-Überfluges am 14. Februar fortzusetzen. Allerdings hätte hierfür die Flugbahn des Orbiters abgeändert werden müssen, was zu deutlichen Beeinträchtigungen des eigentlichen wissenschaftlichen Programms geführt hätte. Auch in Zukunft soll die Flugbahn des Orbiters nicht für die Suche nach Philae verändert sondern nur die Ausrichtung der Kamera angepasst werden, sofern das vermutete Landegebiet in Sicht ist und die wissenschaftliche Arbeit dies gestattet, so Matt Taylor, der Rosetta-Projektwissenschaftler bei der ESA.

Erneute Inbetriebnahme von Philae?

Für den Kometenlander Philae könnte der weiter oben erwähnte, demnächst beginnende ’Sommer’ von Vorteil sein. Er könnte dann an seinem nahe des Kometen-Äquators gelegenen Standort wieder mehr Energie ’tanken’ und eventuell wieder aus dem derzeitigen Winterschlaf erwachen. Sollte dieser Fall eintreten, so ist Philae darauf programmiert, in regelmäßigen Abständen nach dem Orbiter zu lauschen und ein Signal zu senden. Die erste Chance auf einen Kontakt mit Philae erwartet das Team des Lander Control Center am DLR-Standort Köln nicht vor Ende März. Neben der hierfür benötigten Energiemenge von 17 Watt ist zudem eine weitere Voraussetzung, dass die Betriebstemperatur der Lander-Elektronik einen Wert von nicht weniger als minus 40 Grad Celsius erreicht.

"Wir hoffen, dass Philae bis dahin seinen Winterschlaf bei niedrigen Temperaturen gut übersteht", so der für Philae zuständige Projektleiter Dr. Stephan Ulamec vom DLR. An seinem ursprünglich vorgesehenen Landeplatz hätte Philae pro Kometentag immerhin 6,5 Stunden lang Sonnenlicht empfangen und seine Batterien entsprechend schnell aufladen können. Allerdings wäre er dann wahrscheinlich auch schon im März überhitzt und hätte somit nicht mehr arbeiten können. Nun ist die Nähe zur Sonne gut für Philae an seinem schattigen Standort, weil nicht nur die Temperatur ’betriebsfreundlicher’ wird, sondern auch die Stärke der Sonnenstrahlung zunimmt und die Solarzellen des Landers mehr Strom generieren werden.

Geht tatsächlich ein Rückmeldung von Philae aus dem All ein, so wird das Missionsteam dennoch erst einmal Geduld beweisen müssen. Es könnte mehrere Wochen dauern, bis der Lander nach seinem ersten Erwachen ausreichend Energie erhält, um nicht nur erste Kommandos aus dem Lander Control Center des DLR auszuführen, sondern auch mit dem Aufladen der Batterie zu beginnen. Im Sommer hätte er dann voraussichtlich genug Energie gespeichert, um über mehrere Stunden hinweg die Instrumente einzusetzen.

"Wie lange dies möglich sein wird, hängt natürlich auch davon ab, wie energieaufwendig die Experimente sind", so Dr. Ulamec weiter. Bereits jetzt diskutierten und planen die Ingenieure und Wissenschaftler des Lander-Teams, welche Instrumente für welche Messungen eingesetzt werden könnten. "Temperaturmessungen, Fotos oder das Instrument COSAC im Schnüffelmodus verbrauchen wenig Energie, der Einsatz eines Bohrers natürlich deutlich mehr."

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


» New Horizons fotografiert mehrere Monde des Pluto
22.02.2015 - Erst in fünf Monaten wird die Raumsonde New Horizons den an den Grenzen unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto passieren und dabei eingehend untersuchen. Doch bereits jetzt kann die Hauptkamera an Bord der Raumsonde einige der Monde des Zwergplaneten abbilden.
Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile etwas über neun Jahren, in denen eine Distanz von mehr als fünf Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, immer weiter dem eigentlichen Ziel ihrer Reise. Bereits am 6. Dezember 2014 beendete die Raumsonde dabei ihre letzte Tiefschlafphase vor dem Erreichen des Zwergplaneten Pluto. In den folgenden Wochen führten die für den Betrieb der Raumsonde zuständigen Wissenschaftler und Ingenieure vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland einen ausführlichen Systemtest durch, bei dem unter anderem die wissenschaftlichen Instrumente und die verschiedenen Hardware-Komponenten von New Horizons einer eingehenden Überprüfung und Kalibrierung unterzogen wurden (Raumfahrer.net berichtete).

Am 15. Januar 2015 begann schließlich die wissenschaftliche Beobachtungskampagne des Pluto und seiner derzeit fünf bekannten Monde, wobei derzeit mehrere der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde zum Einsatz kommen. Neben der LORRI-Kamera, welche in regelmäßigen Abständen Aufnahmen des Pluto anfertigen wird, sollen dabei auch Messungen und Analysen der interplanetaren Staubpartikel, der energiereichen Teilchen in dieser Region des Sonnensystems sowie des Sonnenwindes erfolgen (Raumfahrer.net berichtete).

Am 25. Januar begann die LORRI-Kamera mit der zweiten von insgesamt vier Beobachtungskampagnen, welche in erster Linie der optischen Navigation der Raumsonde dienen. Aus einer Entfernung von damals noch etwas mehr als 200 Millionen Kilometern erscheint der Pluto zwar immer noch lediglich als ein kleiner Punkt im Weltall - trotzdem können die beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure aus diesen Aufnahmen ableiten, ob New Horizons im Rahmen der weiteren Annäherung an den Pluto noch weitere Kurskorrekturmanöver durchführen muss. Eine erste Korrektur der Flugbahn ist auf der Grundlage dieser Beobachtungen aktuell für den 10. März 2015 geplant. Ein zweites Kurskorrekturmanöver wird dann voraussichtlich Mitte Mai erfolgen.

Die Monde des Pluto

Bereits jetzt ist die LORRI-Kamera zudem in der Lage, einige der derzeit fünf bekannten Monde, welche den Zwergplaneten umkreisen, abzubilden. Auf zwei der Aufnahmen, angefertigt am 25. und am 27. Januar 2015 aus Entfernungen von 203 beziehungsweise 200,5 Millionen Kilometern, ist - trotz der kurzen Belichtungszeit von lediglich 0,1 Sekunden - der größte und zugleich innerste der Plutomonde, der etwa 1.212 Kilometer durchmessende Mond Charon, erkennbar.

Die entsprechenden Aufnahmen wurden bereits am 4. Februar 2015, dem 109. Geburtstag des bereits am 17. Januar 1997 verstorbenen US-amerikanischen Astronomen Clyde Tombaugh, veröffentlicht, welcher Pluto am 18. Februar 1930 bei der Auswertung von Fotoaufnahmen entdeckte.

"Diese Aufnahmen sind unser Tribut an den Geburtstag von Professor Tombaugh und an dessen Familie. Wir ehren hiermit seine Entdeckung sowie sein Lebenswerk. Er war einer der Wegbereiter für die planetare Astronomie des 21. Jahrhunderts", so Dr. Alan Stern vom Southwest Research Institute (SwRI) in Boulder im US-Bundesstaat Colorado, der für die New Horizons-Mission verantwortliche Wissenschaftler. "Diese Fotos von Pluto sind deutlich heller und näher als die Aufnahmen vom Juli des vergangenen Jahres aus doppelter Entfernung und sie sind unser erster Schritt, um den Lichtpunkt, den Clyde vor 85 Jahren am Lowell Observatory erblickte, vor den Augen der gesamten Welt bis zum Sommer in einen Planeten zu verwandeln."

Erheblich komplizierter gestaltet sich dagegen derzeit noch die Abbildung der beiden deutlich kleineren Monde Nix (geschätzter Durchmesser zwischen 46 und 137 Kilometern) und Hydra (geschätzter Durchmesser zwischen 61 und 167 Kilometern), welche aufgrund ihrer geringen Größen und der damit verbundenen Helligkeit von lediglich 23,41 beziehungsweise 22,96 mag erst im Jahr 2005 auf Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble entdeckt wurden.

Trotzdem konnten auch diese beiden Monde zwischen dem 27. Januar und dem 8. Februar aus Entfernungen von 201 bis hin zu 186 Millionen Kilometern erfolgreich abgebildet werden. Die für die Erstellung der Aufnahmen verantwortlichen Wissenschaftler verwendeten hierzu eine spezielle Technik, bei der jeweils fünf über je zehn Sekunden belichtete Einzelaufnahmen überlagert wurden. Durch diese Bearbeitung entstand auch der in den Aufnahmen erkennbare Blooming-Effekt, durch den Pluto überbelichtet und ’verzerrt’ erscheint.

Der Mond Nix, so die bisherigen auf den Beobachtungen mit dem Hubble Space Telescope basierenden Erkenntnisse der Astronomen, umläuft den Pluto in einer Entfernung von etwa 48.675 Kilometern innerhalb von 24,85 Tagen. Hydra benötigt in einer Entfernung von rund 64.780 Kilometern dagegen 38,2 Tage für einen kompletten Umlauf. Die jetzigen Beobachtungen dienen auch dazu, um diese Daten noch weiter zu präzisieren. Nur durch die genauen Kenntnisse der Bahnparameter der Monde kann das im Juli 2015 zu absolvierende Beobachtungsprogramm einen maximalen wissenschaftlichen Output liefern.

Die noch kleineren Plutomonde Kerberos (14 bis 40 Kilometer Durchmesser) und Styx (zehn bis 25 Kilometer), welche beide erst in den Jahren 2011 beziehungsweise 2012 entdeckt wurden, sind dagegen zu lichtschwach, um bereits jetzt mit der LORRI-Kamera abgebildet zu werden. Dies wird erst bei einer noch weiteren Annäherung der Raumsonde an ihr Ziel möglich sein. Dann werden die beteiligten Wissenschaftler die zu erstellenden Aufnahmen auch dazu nutzen, um in der Umgebung des Pluto nach weiteren, bisher unbekannten Monden zu suchen und zu ergründen, ob der Zwergplanet eventuell von einem Ringsystem umgeben ist.

"Pluto ist allmählich mehr als nur ein Lichtpunkt", so Hal Weaver, der Projektwissenschaftler der New Horizons-Mission am Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. "LORRI kann Pluto mittlerweile auflösen und der Zwergplanet wird jetzt immer größer erscheinen, während sich New Horizons ihrem Ziel immer weiter annähert. Die neuen LORRI-Aufnahmen zeigen auch, dass das Leistungsvermögen der Kamera seit dem Start der Raumsonde vor über neun Jahren nicht nachgelassen hat."

Derzeit befindet sich New Horizons in einer Entfernung von noch etwa 1,13 Astronomischen Einheiten (abgekürzt "AE") - dies entspricht in etwa 169 Millionen Kilometern - zum Pluto und nähert sich dem Zwergplaneten dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 52.546 Kilometern pro Stunde an. Die Entfernung zur Erde beträgt dagegen aktuell 32,38 AEs - die Entfernung zur Sonne liegt bei 31,73 AEs.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JHU/APL, SwRI, The Planetary Society)


» Das Doppelsystem V471 Tauri - Wo ist der Braune Zwerg
22.02.2015 - Bislang wurde davon ausgegangen, dass das Doppelsternsystem V471 Tauri von einem Braunen Zwerg umkreist wird. Beobachtungen mit dem SPHERE-Instrument am Very Large Telescope der ESO haben jedoch gezeigt, dass dies offensichtlich nicht der Fall ist. Das überraschende Fehlen dieses mit großer Sicherheit vorhergesagten Braunen Zwerges bedeutet, dass die bisherige Erklärung für das merkwürdige Verhalten von V471 Tauri falsch sein muss.
Unsere Heimatgalaxie - die Milchstraße - setzt sich aus etwa 200 Milliarden Sternen zusammen. All diese Sterne verfügen über die unterschiedlichsten physikalischen Eigenschaften, anhand derer sie von den Astronomen klassifiziert und bestimmten Gruppen zugeordnet werden können. Die Sonne - das Zentralgestirn unseres heimatlichen Sonnensystems - stellt dabei einen eher durchschnittlich großen Stern dar, welcher der Spektralklasse G2V zugeordnet wird. Die Sonne verfügt über einen Durchmesser von rund 1,4 Millionen Kilometern und beinhaltet etwa 99,86 Prozent der Masse aller in unserem Sonnensystem befindlichen Himmelskörper. Im Gegensatz zu vielen anderen Sternen unserer Heimatgalaxie bewegt sich die Sonne dabei als ’einzelner Stern’ um das Massezentrum unserer Galaxie.

Etwa 60 bis 70 Prozent der in unserer Galaxie beheimateten Sterne sind dagegen - im Gegensatz zu der Sonne - Bestandteile von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen. Diese Sterne sind gravitativ an ihre jeweiligen Partnersterne gebunden und umkreisen dabei einen gemeinsamen Masseschwerpunkt. Manche dieser Sternpaare bestehen aus zwei mehr oder weniger ’normalen’ Sternen, welche nur geringfügig unterschiedliche Massen aufweisen. Sobald der Stern mit der etwas höheren Masse altert und sich im Rahmen dieses Prozesses ausdehnt, wird er zu einem Roten Riesen. Material von diesem Stern wird dann zu dem kleineren Partner transferiert und umgibt schließlich beide Sterne mit einer weit ausgedehnten, gasförmigen Hülle. Sobald sich diese Wolke auflöst, nähern sich beide Sterne einander an und es entsteht ein sehr kompaktes Paar aus einem Weißen Zwerg und einem zusätzlichen ’gewöhnlichen’ Stern. Derartige Sternsysteme werden von den Astronomen auch als Post-Common-Envelope-Doppelsterne bezeichnet.

Das Doppelsternsystem V471 Tauri

Ein solches Sternenpaar trägt den Namen V471 Tauri. Dieses Doppelsternsystem ist ein Bestandteil des im Sternbild Stier (lateinischer Name "Taurus") gelegenen offenen Sternhaufens der Hyaden. Der Name "V471 Tauri" zeigt an, dass es sich bei diesem Objekt um den 471ten in seiner Helligkeit veränderliche Stern (daher das "V" für "Veränderlich") handelt, welcher im Sternbild Taurus klassifiziert wurde. Beide Sterne sind schätzungsweise etwa 600 Millionen Jahre alt und befinden sich rund 163 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Wie genauere Untersuchungen zeigten, kommen die Helligkeitsänderungen in diesem Fall durch die Doppelnatur des besagten Sternsystems zustande. Beide Sterne liegen sehr dicht beieinander und umkreisen sich gegenseitig alle 12 Stunden. Zweimal pro Umrundung zieht einer der Sterne - von der Erde aus gesehen - vor dem anderen vorbei, was zu regelmäßigen Änderungen in der Helligkeit des Sternpaares führt, da diese sich dabei gegenseitig verdunkeln.

Ein von dem Astronomen Adam Hardy von der Universidad Valparaíso in Chile geleitetes Team verwendete das ULTRACAM-System am New Technology Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO), um diese Helligkeitsänderungen mit einer sehr hohen Präzision zu bestimmen. Die Zeitpunkte des Einsetzens der Verfinsterungen wurden dabei mit einer Genauigkeit von weniger als zwei Sekunden ermittelt. Dabei zeigte sich, dass die Verdunklungszeiten nicht regelmäßig einsetzten. Allerdings konnte das Team die zeitlichen Abweichungen durch die Annahme erklären, dass in der unmittelbaren Umgebung des Doppelsystems ein Brauner Zwerg vorhanden ist, welcher beide Sterne umkreist und der durch seine Anziehungskraft die Umlaufbahn der beiden Hauptsterne beeinflusst. Bei den hierfür angestellten Berechnungen fanden sich zudem Hinweise auf ein zweites, nochmals kleineres Begleitobjekt.

Allerdings war es bisher nicht möglich, einen lichtschwachen Brauen Zwerg, welcher einen so geringem Abstand zu viel helleren Sternen aufweist, tatsächlich abzubilden. Erst das im Mai 2014 in Betrieb genommene Instrument "Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch" (abgekürzt SPHERE) des Very Large Telescope (VLT) am Pananal-Observatorium der ESO, welches sich in den nordchilenischen Anden befindet, erlaubte es den Astronomen zum ersten Mal mit einer hohen Auflösung den Bereich zu betrachten, an dem sie den Braunen Zwerg erwarteten.

Doch kein Brauner Zwerg

Entdeckt haben sie dabei allerdings - nichts... Und das obwohl die hochauflösenden Aufnahmen des SPHERE-Instruments den vermuteten Braunen Zwerg eigentlich leicht hätten enttarnen sollen. Die Beobachtungsdaten, welche SPHERE liefern kann, sind so hochauflösend, dass die auswertenden Astronomen in der Lage sein sollten, darin einen Begleiter wie einen Braunen Zwerg aufzuspüren, welcher 70.000 mal lichtschwächer als der Hauptstern und lediglich 0.26 Bogensekunden von diesem entfernt ist. Der im Fall von V471 Tauri erwartete Begleiter wurde jedoch zuvor als deutlich heller vorhergesagt. Um nicht durch SPHERE entdeckt zu werden müsste der angenommene Braune Zwerg etwa 15 mal schwächer leuchten als angenommen.

"Es gibt viele Veröffentlichungen, in denen die Existenz solcher zirkumbinären Objekte angenommen wird, aber unsere Ergebnisse liefern einen vernichtenden Beweis gegen diese Hypothese", so die Anmerkung von Adam Hardy.

Wenn jedoch kein das System von V471 Tauri umlaufendes Objekt existiert - was verursacht dann die merkwürdigen Abweichungen in der Umlaufbahn des Doppelsterns? Hierzu wurden von den Astronomen mehrere Ansätze vorgeschlagen, von denen einige aber bereits wieder ausgeschlossen werden konnten. Eine denkbare Erklärung wäre allerdings, dass der beobachtete Effekt durch Veränderungen im Magnetfeld des größeren der beiden Sterne verursacht wird.

Bei diesem auch als ’Applegate-Mechanismus’ bezeichneten Effekt wird der Drehimpuls eines Sterns im Verlaufe eines magnetischen Zyklus zwischen dessen inneren und der äußeren Konvektionszone umverteilt. Dies führt zu einer Änderung der durch die Rotation bedingten Abplattung und damit indirekt auch zu einer Veränderung der Umlaufdauer, welche dabei sowohl zunehmen und als auch abnehmen kann. Laut den bisherigen Beobachtungen der Astronomen treten derartige zyklische Periodenveränderungen fast ausschließlich nur bei bedeckungsveränderlichen Sternen auf, bei denen wenigstens eine der Komponenten eine magnetische Aktivität aufzeigt. Derartige Vorgänge würden zwangsläufig auch zu Veränderungen in der scheinbaren Helligkeit des Doppelsterns führen.

Allerdings müssen jetzt weitere Beobachtungen zeigen, ob das hier beschriebene Szenario auch bei anderen Post-Common-Envelope-Doppelsternen, welche Abweichungen in den Helligkeitsperioden aufweisen, zutreffen könnte. Viele dieser Sterne sind anscheinend nicht ausreichend magnetisch aktiv, um die dort beobachteten Helligkeitsschwankungen ausschließlich mit einer durch Konvektion bedingten Abplattung zu erklären.

"Eine Untersuchung wie diese war seit Jahren notwendig, konnte aber erst mit dem Aufkommen solch leistungsstarker neuer Instrumente wie SPHERE ermöglicht werden. So funktioniert Wissenschaft: Beobachtungen mit neuer Technologie können frühere Ideen entweder bestätigen oder widerlegen, wie es hier der Fall war. Für dieses tolle Instrument ist dies ein großartiger Start ins Beobachtungsleben", so die Zusammenfassung von Adam Hardy.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Adam Hardy et al. wurden am 18. Februar 2015 unter dem Titel "The First Science Results from SPHERE: Disproving the Predicted Brown Dwarf around V471 Tau" in der Fachzeitschrift "Astrophysical Journal Letters" publiziert. Hierbei handelt es sich um die erste Veröffentlichung, welche auf den Beobachtungen mit dem neuen SPHERE-Instrument des Very Large Telescope der ESO basiert.

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Fachartikel von A. Hardy et al.:


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


» SLS: Tests für die Hauptstufe
24.02.2015 - Die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtbehörde hat weitere Fortschritte bei der Entwicklung ihrer neuen Schwerlastträgerrakete gemacht, dem Space Launch System (SLS). Diese Fortschritte betrafen vor Allem die Hauptstufe der Rakete. So wurden etwa Testzündungen mit einem Modell der Hauptstufe durchgeführt und ein Anti-Geyser System getestet.
Bei ihr handelt es sich wohl um die komplexeste Komponente des Space Launch Systems, der neuen Schwerlastträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA: Die zylindrische Hauptstufe. Zentral angebracht, treibt sie zusammen mit den beiden seitlich montierten Feststoffboostern das SLS auf dem Flug ins All an. Dafür verfügt die Hauptstufe über 4 RS-25 Raketentriebwerke und zwei große Tanks, in denen der Treibstoff für diese Triebwerke aufbewahrt wird. Während des Fluges brennen die vier RS-25 Triebwerke fast vier Minuten und die beiden Booster etwa zwei Minuten lang, wobei sich die Hauptstufe natürlich nicht unwesentlich erhitzt.

Deshalb wird ein Hitzeschutzsystem für die Hauptstufe entwickelt, das die Rakete vor dieser Hitze beschützt. Dafür werden aber genaue Daten benötigt, wie genau sich die Hauptstufe erhitzt. Weil es äußerst aufwendig ist, das am Computer zu simulieren, testet die NASA zusammen mit der Firma CUBRC in Buffalo ein Modell des SLS. Dabei handelt es sich um eine verkleinerte Version des SLS im Maßstab 1:50, fast zwei Meter hoch und ausgestattet mit über 200 Sensoren. Dieses Modell ist ausgelegt für dutzende, wenn nicht sogar hunderte Testläufe. Es dauerte etwa anderthalb Jahre, dieses Modell zu entwerfen und zu bauen. Die ersten Tests begannen im August, damals kam vorerst nur die Hauptstufe zum Einsatz. Seit Anfang Januar wird auch ein komplettes Modell des SLS getestet. Bei den einzelnen Testläufen wird das Modell zunächst mit flüssigem Wasserstoff und flüssigem Sauerstoff befüllt und daraufhin in einem der Schocktunnel der Firma CUBRC gezündet. Diese Schocktunnel sind dazu in der Lage, die erwarteten Flugbedingungen bezüglich Geschwindigkeit, Temperatur und Druck zu simulieren. Die Zündung selbst dauert nur 50 bis 150 Millisekunden, was ein genaues Timing erfordert. Für die Beobachtung der Testzündungen kommen Hochgeschwindigkeits- und Infrarotkameras und Laserdiagnosen zum Einsatz. Bis jetzt wurden bereits etwa 30 Testläufe durchgeführt, insgesamt sollen es 85 sein. Die Tests sollen in diesem Sommer abgeschlossen werden.

Eine andere Testserie bezüglich der Hauptstufe wurde dagegen bereits jetzt abgeschlossen: Die Anti-Geysir Tests. Bei Raketen versteht man unter einem Geysir, dass die Zuleitung für flüssigen Sauerstoff erwärmt wird. Dadurch beginnt die Flüssigkeit zu kochen, sodass sich große Gasblasen bilden, die sich mit hoher Geschwindigkeit nach oben bewegen. Dabei können Komponenten der Zuleitung beschädigt werden, was nicht so toll ist. Deshalb wird ein System benötigt, das diese Geysire unterdrückt. Der Schüssel dazu ist Helium. Das Gas wird in die Leitung eingespritzt, wodurch der flüssige Sauerstoff zirkuliert wird. Durch diese Rührbewegung wird die Temperatur der Flüssigkeit gleich gehalten und eine lokale Erwärmung verhindert, die zu solchen Geysiren führt.

Ein solches System wird auch in der Zuleitung für flüssigen Sauerstoff der Hauptstufe des SLS zum Einsatz kommen. Zuvor muss es jedoch noch getestet werden. Diese Tests begannen im August und endeten Ende Januar, sie wurden auf dem Gelände des Marshall Space Flight Centers im US-Bundesstaat Alabama von Ingenieuren der NASA und dem Hersteller der SLS-Hauptstufe, Boeing, durchgeführt. Dafür existiert eine Nachbildung der Zuleitung in Originalgröße mit einer Länge von etwa 13 m. Durch diese Nachbildung wurde dann flüssiger Sauerstoff geleitet und das Anti-Geysir System gestartet. Insgesamt dauerten diese Tests mehr als 120 Stunden, die zuständigen Ingenieure sind mit den Ergebnissen zufrieden. Die Daten, die während der Testläufe gesammelt wurden, werden dazu beitragen, das Design des Anti-Geysir Systems zu verbessern und die Prozeduren zum Betanken des SLS zu validieren.

Gleichzeitig wird in der Michoud Assembly Facility (MAF), einer großen Fabrikationshalle nahe New Orleans, mithilfe von High-Tech Schweißmaschinen die erste Hauptstufe für das SLS gebaut. Dieses Projekt hat sich jedoch um ein paar Wochen verzögert, da sich ein Kugellager von dem gigantischen, turmförmigen Vertical Assembly Center gelöst hat. Zum Glück wurde niemand bei diesem Unglück verletzt. Die fertige Hauptstufe soll mithilfe des Pegasus-Leichters Ende 2016/Anfang 2017 zu dem Stennis Space Center im US-Bundesstaat Mississippi befördert werden. Dort sollen dann strukturelle Tests sowie zwei Testzündungen der vier RS-25 Triebwerke erfolgen. Gleichzeitig werden auf dem Gelände des Marshall Space Flight Centers strukturelle Belastungstests der beiden großen Tanks der Hauptstufe erfolgen.

Die weiteren Highlights der SLS-Entwicklungsarbeiten im diesem Jahr werden neben den besagten Arbeiten an der ersten Hauptstufe eine Testzündung des neuen 5-Segmente Feststoffboosters, Testzündungen des RS-25 Haupttriebwerks, integrierte Tests der Avioniksysteme 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)



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Mars Aktuell: Mars Express - Das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes von Redaktion



• Mars Express - Das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes «mehr» «online»


» Mars Express - Das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes
21.02.2015 - Am 19. Februar 2015 veröffentlichte Aufnahmen der von der ESA betriebenen Raumsonde Mars Express zeigen das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes auf dem Mars. Diese geologische Formation ermöglicht Einblicke in Landschaftsformen, welche bereits vor vielen Millionen Jahren durch Klimaveränderungen auf dem Mars geprägt wurden.
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 8. Oktober 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.670 den südlichen Bereich des Gebirgsmassivs "Phlegra Montes" 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 15 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 31 Grad nördlicher Breite und 160 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes

Bei den Phlegra Montes handelt es sich um ein Gebirgsmassiv auf dem Mars, welches sich zwischen dem 30. und dem 50. nördlichen Breitengrad über eine Länge von mehr als 1.300 Kilometern vom nordöstlichen Bereich der Elysium-Vulkanregion bis weit in die nördliche Tiefebene unseres Nachbarplaneten erstreckt. Das Massiv stellt dabei eine natürliche Grenze zwischen den beiden in der nördlichen Tiefebene des Mars gelegenen Regionen Utopia Planitia und Arcadia Planitia dar. Diese geologische Formation, bei der es sich um eine Aneinanderreihung zahlreicher Berge, Grate und Hügel handelt, ermöglicht den Planetologen Einblicke in Landschaftsformen, welche bereits vor vielen Millionen Jahren durch Klimaveränderungen auf dem Mars geprägt wurden.

Gemäßigte Klimazone

Mit einem Wert von 25,19 Grad weist die Rotationsachse des Mars gegenüber der Ebene der Planetenumlaufbahn um die Sonne aktuell eine ähnlich starke Neigung auf, wie dies auch bei unserem Heimatplaneten - hier liegt dieser Wert bei 23,44 Grad - der Fall ist. Dies hat zur Folge, dass auch auf unserem äußeren Nachbarplaneten Jahreszeiten auftreten. In Abhängigkeit des Breitengrades zur - wegen der größeren Sonnenentfernung allerdings deutlich schwächeren - Sonneneinstrahlung existieren dort zudem auch verschiedene Klimazonen. Die Phlegra Montes befinden sich dabei gegenwärtig in den gemäßigten Breiten des Mars und sind mit einem Bergmassiv vergleichbar, welches sich - auf die Erde bezogen - von Nordafrika bis nach Deutschland erstreckt.

Allerdings sind diese Klimazonen auf dem Mars keineswegs stabil. Bereits seit mehreren Jahrzehnten ist bekannt, dass die Rotationsachse des Mars einer sehr starken Präzessionsbewegung unterliegt, durch welche sich deren Neigung in einem periodischen Rhythmus von etwa 170.000 Jahren stark verändert. Dabei schwankt die Neigung der Rotationsachse des Mars zwischen Werten von fast null bis hin zu 60 Grad. Dies hat zur Folge, dass die Einstrahlung des Sonnenlichts für unterschiedliche Breitengrade über die Jahrmillionen nicht in der Gleichmäßigkeit erfolgt, wie dies auf der Erde der Fall ist.

Dementsprechend treten im Laufe der Zeit von Ort zu Ort auch extreme Klimaveränderungen auf. Eine Auswirkung dieser langfristigen Klimaschwankungen macht sich dadurch bemerkbar, dass nicht nur in den Polarregionen des Mars Spuren der Aktivität von polarem Eis zu erkennen sind, sondern auch in gemäßigten Breiten und sogar in der unmittelbaren Umgebung des Marsäquators. Auch in den Phlegra Montes - so die Analyse von diversen Abbildungen dieser Region - müssen zeitweise massive Vergletscherungen aufgetreten sein.

Spuren einer zeitweiligen vollständigen Vereisung

Das Wissen um diese ’Rahmenbedingungen’ hilft den Planetologen dabei, die heute sichtbaren Landschaftsformen besser zu verstehen, welche in den Phlegra Montes zum Teil durch die Klimaveränderungen und die dadurch hervorgerufenen Prozesse bedingt sind. Nach der Auswertung von Radardaten, welche der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter in den vergangenen Jahren zum Nachweis von unterirdischen Eisschichten und für die Untersuchung der dortigen Landschaftsformen gesammelt hat, sind zahlreiche Wissenschaftler zu der Auffassung gelangt, dass diese Region vor Hunderten von Millionen Jahren stark vergletschert gewesen sein muss.

In einigen Bereichen in der Nähe von Berghängen sind Strukturen erkennbar, welche eine starke Ähnlichkeit mit den Blockgletschern auf der Erde aufweisen. Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf der Erde vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als ein typisches Landschaftselement.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus oberflächlichem Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt das darunter befindliche Eis so über lange Zeiträume vor einer direkten Einstrahlung von Sonnenlicht und somit auch vor dem Abschmelzen. Die Ablagerungen werden dabei infolge der plastischen Eigenschaften von Eis bei hohem auflastenden Druck bis zu einem gewissen Grad ’fließfähig’ und so hangabwärts befördert. Auch in der Gegenwart, so die Marsforscher, könnten sich in diesen Bereichen der Phlegra Montes in einer Tiefe von lediglich etwa 20 Metern noch größere Vorkommen an Wassereis befinden.

Lava-Decken vom 450 Kilometer entfernten Vulkan Hecates Tholus?

Das Alter der Phlegra Montes wurde auf der Grundlage von Kraterhäufigkeitszählungen auf einen Wert von 3.65 bis 3.91 Milliarden Jahre eingegrenzt. Der Bergrücken ist somit sehr viel älter als das umliegende Tiefland. Der westliche Bereich der am 8. Oktober 2014 von der HRSC-Kamera dokumentierten südlichen Ausläufer der Phlegra Montes wird von einer Ebene dominiert, deren auffallend glattes Material bis an die Berge heranreicht und deren Basis überdeckt.

Bei einer genaueren Betrachtung sind auf dieser Ebene mehrere sogenannte Runzelrücken erkennbar, welche bei dem Erkalten von dünnflüssiger basaltischer Lava durch Kontraktion entstehen. Möglicherweise haben die Laven, die diese Ebene bilden, ihren Ursprung an dem Vulkan Hecates Tholus, welcher sich etwa 450 Kilometer weiter westlich befindet und der zusammen mit den Vulkanen Albor Tholus und Elysium Mons die Elysium-Vulkanregion bildet.

In Zentrum der Nadir-Aufnahmen sind zudem an den Flanken einer Gruppe größerer Hügel mehrere von West nach Ost verlaufende kleine Täler erkennbar, welche in eine beckenartige Struktur münden. Das Material, welches in dieser Vertiefung abgelagert wurde, sieht anders aus als das Material an den Berghängen. Im Vergleich zur Umgebung scheint es stärker von der Erosion angegriffen zu sein. An den am weitesten östlich gelegenen Hügeln - erkennbar am unteren Bildrand der Draufsichten - wölbt sich dieses Material am Fuß dieser Berge stellenweise auf. Dies deutet darauf hin, dass es an den westlich davon gelegenen Bergflanken zu Hangrutschungen ganzer Gesteinsdecken gekommen sein muss.

In den Bereich der Phlegra Montes und deren unmittelbaren Umgebung sind somit die Auswirkungen von einigen der wichtigsten geologischen Prozesse - frühe tektonische Kräfte sowie glaziale und vulkanische Aktivitäten - erkennbar, welche im Verlauf der Jahrmilliarden das jetzige Erscheinungsbild des Mars geformt haben. Das Studium dieser Strukturen wird das Wissen der Menschheit über die Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten auch in Zukunft ungemein erweitern.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der südlichen Phlegra Montes 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 Phlegra Montes 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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ISSN 1684-7407


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24. Februar 2015
Auflage: 5148 Exemplare


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