InSpace Magazin #537 vom 14. März 2015

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #537
ISSN 1684-7407


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Raumsonde Cassini - Der Saturnumlauf Nummer 214

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Intro von Simon Plasger

Sehr verehrte Leserinnen und Leser,

fängt Rosetta noch ein Signal von Philae auf? Was ist auf Enceladus los? Wie ist der aktuelle Stand bei der Mission DAWN?
Auf einige dieser Fragen finden Sie in dieser Ausgabe antworten, zu anderen zumindest weitere Informationen. Zusätzlich natürlich noch einige weitere Nachrichten aus dem Bereich der Raumfahrt und Astronomie.

Viel Freude bei der Lektüre wünscht Ihnen,

Simon Plasger

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Updates / Umfrage

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» 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

• SpaceX startet ABS-3A & Eutelsat 115 West B «mehr» «online»
• Raumsonde DAWN ist auf der Zielgeraden «mehr» «online»
• Kometensonde Rosetta fotografiert eigenen Schatten «mehr» «online»
• Raumsonde DAWN - Im Bann des Zwergplaneten Ceres «mehr» «online»
• Interview: Das Square Kilometer Array «mehr» «online»
• SLS: Booster QM-1 bereit zum Test «mehr» «online»
• Rosetta sucht nach einem Signal vom Lander Philae «mehr» «online»
• SLS: Booster QM-1 erfolgreich getestet «mehr» «online»
• MUSE - Ein dreidimensionaler Blick in das Universum «mehr» «online»
• Raumsonde DAWN: Krater auf der Oberfläche von Ceres «mehr» «online»


» SpaceX startet ABS-3A & Eutelsat 115 West B
02.03.2015 - Heute um 04:50 MEZ ist eine Falcon 9 Rakete mit den Satelliten ABS-3A & Eutelsat 115 West B in einen supersynchronen Transferorbit gestartet. In Zukunft soll es auch Landeversuche bei GTO-Missionen geben.
Heute sind die beiden Kommunikationssatelliten ABS-3A & Eutelsat 115 West B mit einer Falcon 9-Rakete ins All transportiert worden. Der Start erfolgte gegen 04:50 MEZ vom Startplatz 40 auf dem US-amerikanischen Luftwaffenstützpunkt Cape Canaveral. 3 Minuten nach dem Start erfolgte die Stufentrennung zwischen erster und zweiter Stufe. Anschließend erfolgte eine erste Brennphase der zweiten Stufe, die bis ca. 9 Minuten nach dem Start brannte und einen Parkorbit erreicht. Anschließend erfolgte eine Freiflugphase von 15 Minuten, worauf eine zweite Brennphase die Satelliten auf einen Orbit von ca. 400 km x 63.000 km x 24,8° brachte. Dieser Orbit hat ein Apogäum jenseits des geostationären Orbits, jedoch ist bei einem hohen Apogäum weniger Energie für eine Inklinationsänderung erforderlich. Die Satelliten werden nun 6-8 Monate brauchen um ihren finalen geostationären Platz zu erreichen.

ABS-3A und Eutelsat 115 West B wurden von ABS und Eutelsat (damals Satmex) 2012 bei Boeing in Auftrag gegeben. Es handelte sich um den ersten kommerziellen Auftrag für all-elektrische Satelliten, der in der Satellitenindustrie unerwartet war. Daraufhin mussten die anderen Satellitenhersteller nachziehen und haben inzwischen auch eigene all-elektrische Satelliten im Angebot. Insgesamt wurden 4 Satelliten bestellt – ein zweiter Doppelstart auf einer Falcon 9 ist für Ende 2015 geplant. Die Satelliten haben eine Lebensdauer von 22 Jahren.

Satelliten mit einem elektrischen Antrieb brauchen mehrere Monate um ihren finalen Orbit zu erreichen, dafür wird jedoch im Gegensatz zu einem chemischen Triebwerk viel weniger Treibstoff benötigt. Dies senkt die Startmasse und erlaubt einen Start auf einer kleineren Rakete. Eine Falcon 9 kostet derzeit ca. 60 Millionen Dollar, jeder musste also nur 30 Millionen Dollar für seinen Satellitenstart zahlen. Dies ist ein sehr günstiger Preis.

Landeversuch der ersten Stufe?
Bei diesem Start gab es keine Landung der ersten Stufe, weil die Falcon 9 ihre gesamte Performance für die beiden Satelliten brauchte, die zusammen immerhin ein Gewicht von 4200 kg auf die Waage brachten. Jedoch wird das sich wohl in Zukunft ändern. SpaceX CEO Elon Musk setzte kurz nach dem Start einen Tweet ab, in dem er bekannt gab, dass es bald ein Falcon 9 Upgrade geben wird. Dieses Upgrade beinhaltet eine Steigerung des Schubs des Merlin-1D um 15%, 10% mehr Tankvolumen in der Oberstufe und flüssigen Sauerstoff, der kälter als der Siedepunkt ist und somit eine höhere Dichte aufweist. Mit diesem Upgrade soll eine Landung der Erststufe auch bei manchen GTO-Missionen möglich sein. Zusätzlich steigert sich die Performance im "Wegwerf"-Modus.

Wann kommt nun das Upgrade? SpaceNews berichtete bereits vor kurzem, dass SES der erste Kunde sein wird, dessen Satelliten mit den stärkeren Triebwerken fliegen sollen. SES-9 soll nach aktueller Planung im Juni 2015 fliegen und wiegt ca. 5300 kg, ist also deutlich schwerer als bisher geflogenen GTO-Nutzlasten auf der Falcon 9. Es ist unklar, ob auch die anderen Verbesserungen bereits integriert sind, das scheint jedoch wahrscheinlich. Ebenfalls unklar ist, wie sich dieses neue Upgrade auf die Zertifizierung der Falcon 9 für Nutzlasten der NASA oder Nutzlasten der US-Luftwaffe auswirken wird.

Zukunft
Bereits Ende März soll der nächste Falcon 9 Start erfolgen. Diesmal mit dem Kommunikationssatelliten TurkmenSat, der von Thales Alenia Space gebaut wurde. Mitte April ist dann der Start von Dragon CRS-6 geplant, wo es wieder einen Landeversuch auf der Seeplattform geben soll. Darüber hinaus ist noch der Dragon Startabbruchtest geplant. Die Dragonkapsel wurde schon nach Florida transportiert, der Test soll im Zeitraum März/April erfolgen.

Themen im Raumcon-Forum


(Autor: Tobias Willerding - Quelle: SpaceX, SpaceNews, NASASpaceflight, SpaceflightNow)


» Raumsonde DAWN ist auf der Zielgeraden
03.03.2015 - Am 6. März 2015 wird die Raumsonde DAWN ihr finales Ziel erreichen und anschließend mit der voraussichtlich bis zum Juni 2016 andauernden intensiven Erforschung des Zwergplaneten Ceres beginnen.
Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN befindet sich im Anflug auf ihr zweites und finales Forschungsziel - den im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten Ceres. Gegenwärtig befindet sich die Raumsonde noch in einer Entfernung von etwa 54.000 Kilometern zu Ceres und bewegt sich dabei mit einer relativen Geschwindigkeit von etwa 50 Metern pro Sekunde zu dem Zwergplaneten. Am 6. März gegen 13:20 MEZ wird die Geschwindigkeit der Raumsonde dann so weit abgebaut sein, dass DAWN durch das Schwerefeld des Zwergplaneten ’eingefangen’ und in den darauf folgenden Wochen auf eine Umlaufbahn gelenkt wird.

Nur wenige Wochen später beginnt dann eine ausführliche, nach dem derzeitigen Planungsstand bis mindestens Ende Juni 2016 andauernde systematische Erkundung von Ceres. Neben einem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden Spektrometer und einem Gamma- und Neutronenspektrometer wird 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 kommen.

Ceres - Ein Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems

Durch die Untersuchung von Ceres erhoffen sich die Planetologen weitere Erkenntnisse über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Sonnensystems. 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 4,56 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.

"Ceres genau zu untersuchen, ist wie eine Art Geschichtsforschung im Weltall", so Jim Green, der Direktor der Planetary Science Division der NASA. "Die Daten, die DAWN zur Erde senden wird, könnten entscheidend dazu beitragen zu verstehen, wie das Sonnensystem entstand." 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 ebenfalls von DAWN in den Jahren 2011 und 2012 untersuchten Asteroiden (4) Vesta unterscheiden.

"Beide Körper sind Fossilien aus der Geburtsstunde des Sonnensystems und werfen Licht auf dessen Entstehung", so die stellvertretende wissenschaftliche Missionsleiterin Carol Raymond vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA zu der Bedeutung dieser Forschungsmission. Der gleichen Meinung ist auch Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler: "Wir werden mit der DAWN-Mission vieles lernen, das uns die Entstehung unseres Sonnensystems vor 4,5 Milliarden Jahren besser verstehen lässt."

Rätselhafte Geologie

Bereits seit dem Dezember 2014 fertigt die Framing Camera während der Annäherung von DAWN 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).

Schon jetzt enthüllen diese Aufnahmen aus der letzten Anflugphase eine Vielfalt von Strukturen auf der Oberfläche von Ceres. Neben zahlreichen eher kleinen und anscheinend ’flachen’ Einschlagskratern zeigen die Bilder auch von Kraterwällen umgebene Impaktstrukturen und auffallend viele Krater, in deren Zentrum sich ein Zentralberg befindet. Außerdem konnten die Wissenschaftler verschiedene ’helle Flecken’ ausmachen, deren Natur jedoch nach wie vor ein Rätsel darstellt.

"Strukturen dieser Art kennen wir von keinem anderen Körper im Asteroidengürtel“, so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des Kamerateams. Da diese Bereiche mehr als 40 Prozent des einfallenden Lichts reflektieren, halten die Wissenschaftler es für denkbar, dass diese Strukturen gefrorenes Wasser oder Salze enthalten. Erst kürzlich hatte das Weltraumteleskop Herschel den Nachweis erbrachte, dass sich in der Umgebung des Zwergplaneten Wasserdampf befindet, welcher von dessen Oberfläche entweicht (Raumfahrer.net berichtete).

In den kommenden Monaten wollen die an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler die Flecken deshalb genau beobachten und überprüfen, ob diese sich möglicherweise im Laufe der Zeit verändern. Dies könnte ein Anzeichen für eine gegenwärtig erfolgende kryovulkanische Aktivität sein, in deren Verlauf Wasser aus dem Inneren von Ceres an die Oberfläche befördert wird. Es ist aber auch denkbar, dass diese Flecken mit - in geologischen Zeiträumen betrachtet - erst kürzlich erfolgten Impakten in Zusammenhang stehen. Was Ceres den Wissenschaftlern bisher preisgegeben hat, wirft zurzeit jedenfalls eindeutig mehr Fragen als Antworten auf.

"So punktgenaue, extrem helle Flecken, wie wir sie auf den Kameraaufnahmen sehen, sind ungewöhnlich und bisher einfach noch nicht zu deuten", so Prof. Ralf Jaumann. Und auch die Vielfalt der unterschiedlich geformten Krater und ihr Erhaltungszustand haben die Wissenschaftler in diesem Umfang nicht erwartet. Der Zwergplanet verfügt beispielsweise über einen Krater mit einem Durchmesser von rund 300 Kilometern, der flacher ist als für einen Einschlagskrater üblich. "Ganz ehrlich: Ceres ist viel spannender als ich gedacht habe", betont Prof. Jaumann.

16 Monate Forschung

Mit dem bevorstehenden Eintritt in eine Umlaufbahn um den Zwergplaneten wachsen bei den beteiligten Wissenschaftlern zugleich auch die Neugier und die Spannung. Die bisher am höchsten aufgelösten Aufnahmen der Framing Camera erreichten aus einer Entfernung von rund 40.000 Kilometern eine Auflösung der Ceres-Oberfläche von etwa 3,7 Kilometern pro Pixel. Aus dieser Entfernung nehmen die besagten ’hellen Flecken’ jedoch gerade einmal eine Fläche von einem Pixel ein und sind somit kleiner als vier Quadratkilometer. Für eine detaillierte Analyse ist dies noch deutlich zu wenig. In den kommenden Monaten sollen jedoch noch deutlich höher aufgelöste Aufnahmen angefertigt werden.

Nachdem die Raumsonde DAWN am 6. März 2015 in einer Entfernung von etwa 41.000 Kilometern Entfernung von dessen Gravitation ’eingefangen’ wird, werden zunächst bis zum 10. April keinen weiteren Aufnahmen erstellt. Bis dahin wird sich die Raumsonde dem Zwergplaneten zunächst weiter annähern, wobei Ceres DAWN die zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchtete Hemisphäre zuwendet. Am 10. April wird die Framing Camera dagegen aus einer polaren Umlaufbahn heraus bereits 18 Prozent der Ceres-Oberfläche abbilden können. Aus einer Entfernung von etwa 33.000 Kilometern soll dabei eine Auflösung von etwa 3,1 Kilometern pro Pixel erreicht werden.

In April und Mai wird der Zwergplanet dann über einen Zeitraum von 20 Tagen zunächst aus einer Umlaufbahn in 13.500 Kilometern Höhe erforscht, wobei Ceres von der Sonne voll beleuchtet sein wird. Bei dieser Gelegenheit sollen auch die ersten Farbaufnahmen der Framing Camera angefertigt werden. Im Juni wird die Umlaufbahn dann auf eine Höhe von 4.430 Kilometern abgesenkt. Anschließend wird bis zum August 2015 eine Überflughöhe von 1.470 Kilometern eingenommen. Die größte Annäherung an die Ceres-Oberfläche erfolgt schließlich Ende November 2015. DAWN wird den Zwergplaneten dabei bis zum Missionsende in einer Entfernung von nur noch 375 Kilometern Abstand umkreisen. Dabei wird es den Wissenschaftlern auch möglich sein, die Oberfläche von Ceres dreidimensional darzustellen.

"Viele Rätsel, die Ceres uns zurzeit noch aufgibt, werden wir erst mit der dritten Dimension lösen können", so Prof. Ralf Jaumann. Ab dem Mai 2015 wird die Framing Camera den Zwergplaneten systematisch aus verschiedenen Blickwinkeln abbilden. Aus diesen Bilddaten wird anschließend ein dreidimensionales Höhenmodell des Himmelskörpers erstellt. Dazu wurde von den Mitarbeitern des hierfür zuständigen DLR-Instituts für Planetenforschung exakt geplant, wie viele Bilder an welchem Punkt aufgenommen werden müssen, um schließlich erstmals eine genaue Topographie eines Zwergplaneten zu berechnen - eines Himmelskörpers, welcher sich dabei in einer Entfernung von 500 Millionen Kilometern von der Erde befindet.

Derzeit ist vorgesehen, den Zwergplaneten bis mindestens Ende Juni 2016 zu erkunden. Der genaue Zeitpunkt für das Missionsende wird allerdings von den Treibstoffreserven diktiert, über welche DAWN verfügt. Während der Umkreisung von Ceres wird DAWN in den kommenden Monaten immer wieder kleinere Korrekturmanöver durchführen müssen, welche sowohl der Lagekontrolle der Raumsonde als auch der exakten Ausrichtung der Instrumente dienen. Sobald das hierfür benötigte Hydrazin aufgebraucht ist muss dann auch die Mission beendet werden. Anschließend soll DAWN in einer Umlaufbahn von Ceres verbleiben.

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)


» Kometensonde Rosetta fotografiert eigenen Schatten
05.03.2015 - Am 14. Februar 2015 überflog die Raumsonde Rosetta die Oberfläche des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko in einer Entfernung von lediglich sechs Kilometern. Neben diversen Oberflächendetails konnte die Hauptkamera der Raumsonde dabei auch den Schatten abbilden, welchen Rosetta dabei auf den Kometen warf.
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 aus unterschiedlichen Entfernungen.

Bereits am 14. Februar 2015 erfolgte dabei ein in einer Höhe von lediglich sechs Kilometern verlaufenden Überflug. Dieser extrem dichte ’FlyBy’ bot den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern die Möglichkeit, Details der Oberfläche mit einer hohen Auflösung abzubilden. Die 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 - fertigte dabei Aufnahmen an, welche über eine Auflösung von bis zu 11 Zentimetern pro Pixel verfügen.

Eine bereits am vergangenen Dienstag veröffentlichte Aufnahme vom 14. Februar zeigt dabei einen 228 mal 228 Meter abmessenden Bereich der Region Imhotep. Neben einem auffallend eben erscheinenden Gelände sind auf der Aufnahme diverse zerklüftete Strukturen erkennbar. Beide Geländetypen sind von einem Netzwerk aus Steilhängen und schroffen Terrassen voneinander getrennt.

"Die Höhe dieser Terrassen ist nur schwer abzuschätzen, weil wir exakt von oben auf die Oberfläche blicken", so Dr. Ekkehard Kührt vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der an dem OSIRIS-Kameraexperiment beteiligten Wissenschaftler.

Eine einzigartige Beobachtungsposition

Während des 14. Februar flog die Raumsonde Rosetta nicht nur näher an "ihrem" Kometen vorbei als je zuvor, sondern nahm dabei zugleich auch eine einzigartige Beobachtungsposition ein. Für eine kurze Zeit waren während des Manövers Sonne, Raumsonde und Komet exakt auf einer Linie ausgerichtet.

"Bilder aus dieser Perspektive sind von hohem wissenschaftlichen Wert", so Dr. Holger Sierks vom MPS, der wissenschaftlicher Leiter des OSIRIS-Teams. Da die Oberflächenstrukturen in dieser Anordnung so gut wie keine Schatten werfen, lassen sich aus diesen Aufnahmen die Reflexionseigenschaften des auf der Kometenoberfläche abgelagerten Staubes besonders gut erkennen.

"Bei Aufnahmen mit einer solchen Konstellation erkennt man vor allem die echten Helligkeitsunterschiede auf der Kometenoberfläche, die nicht durch einen Schattenwurf entstehen, sondern durch Streuung an den Staubkörnern an der Kometenoberfläche", erläutert Dr. Ekkehard Kührt. "Man kann so beispielsweise gut die Größe der Staubkörner auf der Oberfläche weit unterhalb der Auflösung der Kamera bestimmen."

"Dieser Art von Aufnahmen sind der Schlüssel zu Untersuchungen der Korngröße", fügt Dr. Sierks hinzu.

Rosettas Schatten

Als Nebeneffekt dieser außergewöhnlichen Beobachtungsgeometrie lässt sich in der unteren Bildhälfte auf der Oberfläche des Kometen zudem der ’Halbschatten’ von Rosetta als verschwommener, rechteckiger dunkler Fleck erkennen, welcher eine Fläche von etwa 20 x 50 Metern bedeckt. Halbschatten treten auf, wenn ein Objekt von mehr als einer Lichtquelle oder aber von einer ausgedehnten Lichtquelle - in diesem Fall von der Sonne - beleuchtet wird. In beiden Fällen trifft das Licht aus verschiedenen Richtungen auf das Objekt.

Darüber hinaus erscheint die unmittelbare Umgebung des Schattens auf der OSIRIS-Aufnahme deutlich heller als die restliche Kometenoberfläche. Wissenschaftler bezeichnen dieses optische Phänomen als Oppositionseffekt. Er ist beispielsweise auf Fotografien zu erkennen, welche die Astronauten der Apollo-Missionen einstmals auf dem Mond anfertigten. Typischerweise tritt der Oppositionseffekt auf rauen, von Regolith überzogenen Oberflächen auf, wenn das Licht aus derselben Richtung einfällt, in die es anschließend reflektiert wird. In dieser Situation ’verschwinden’ die Schatten, welche die Oberflächenrauheit üblicherweise wirft, und die Helligkeit nimmt deutlich zu. Dieser Effekt wird dabei durch die Rückstreuung von Licht durch kleine Partikel auf der Kometenoberfläche noch weiter verstärkt.

Kritischer Moment während des Überfluges

Dieser extrem dichte Überflug bot den beteiligten Wissenschaftlern am 14. Februar nicht nur die Möglichkeit, Details der Kometenoberfläche 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 heraus mit den anderen Instrumenten der Raumsonde zu analysieren. Diese Gelegenheit beinhaltete jedoch zugleich auch das Risiko, dass sich die Raumsonde dabei durch eine Region bewegen musste, in der sich viele Staubpartikel befanden. Hierdurch erhöhte sich automatisch auch die Gefahr, dass die Raumsonde oder einzelne Instrumente durch Kollisionen mit diesen Staubpartikeln beschädigt werden. Dieser Fall trat glücklicherweise nicht ein. Allerdings wurde stattdessen ein anderes Problem registriert.

Zwecks der Bestimmung der aktuellen Flugbahn und der Ermittlung der dabei gegebenen Orientierung im Raum verfügt die Raumsonde Rosetta über sogenannte Sternsensoren - Kameras, welche in regelmäßigen Abständen den Sternenhimmel abbilden. Bereits etwa zwei Stunden vor der dichtesten Annäherung der Raumsonde an die Oberfläche von 67P konnten die Star-Mapper die hierfür ausgewählten Sterne jedoch nicht mehr einwandfrei identifizieren, da sich zu viele Staubpartikel durch das Sichtfeld der Kamera bewegten, welche dabei die Aufnahmedaten verfälschten. Das Bordsystem der Raumsonde interpretierte dieses Problem als einen Ausfall des primären Sternsensors und schaltete - wie für einen solchen Fall vorgesehen - auf den sekundären Star-Mapper um. Auch dieser konnte jedoch die abzubildenden Sterne nicht mit einer ausreichenden Genauigkeit erkennen. Glücklicherweise blieb dieses Problem jedoch ohne negative Folgen.

"Wir hatten sehr viel Glück, dass sich die Raumsonde nicht in einen Sicherheitsmodus versetzte", so Sylvain Lodiot vom ESOC, der für den Flugbetrieb von Rosetta verantwortliche Spacecraft Operations Manager der ESA. "Wäre ein solcher Fall eingetreten, so hätten wir die Raumsonde zwar wieder in den normalen Operationsmodus versetzen können. In der Zwischenzeit hätten sich jedoch die wissenschaftlichen Instrumente abgeschaltet. Bis diese wieder damit begonnen hätten, Daten zu sammeln wären wir bereits wieder relativ weit von dem Kometen weg gewesen." Und somit wäre es den beteiligten Wissenschaftlern nicht möglich gewesen, die gewünschten Informationen ’aus allernächster Nähe’ zu sammeln.

"Der wissenschaftliche Betrieb der Raumsonde während eines so nahen Vorbeifluges an dem Kometen ist alles andere als einfach. Wir suchen jetzt nach Mitteln und Wegen, um zukünftige Vorbeiflüge noch besser vorzubereiten. Hierbei soll die wissenschaftliche Ausbeute maximiert werden ohne die Sicherheit der Raumsonde zu gefährden", so Matt Taylor, der für die Rosetta-Mission verantwortliche Projektwissenschaftler der ESA.

Derzeit werden von den beteiligten Wissenschaftlern und Ingenieure Pläne diskutiert, mit Rosetta im Sommer 2015 direkt durch einen der von der Kometenoberfläche ausgehenden Jets zu fliegen. Hierbei soll auf die jetzt gewonnenen Erfahrungen zurückgegriffen werden. Unter anderem soll dazu die für die Auswertung der Star-Mapper-Daten verantwortliche Software so abgeändert werden, dass diese effizient zwischen ’normalen Sternen’ und Staubpartikeln unterscheiden kann.

Aufnahmen vom Kometenlander Philae

Die Aufnahmen der Telekamera des OSIRIS-Kameraexperiments vom 14. Februar 2015 erreichten eine Auflösung von bis zu 11 Zentimetern pro Pixel. Höher aufgelöste Aufnahmen der Kometenoberfläche konnte bisher nur die ROLIS-Kamera anfertigen, welche als eines der zehn Instrumente des von Rosetta mitgeführten Kometenlanders Philae bereits während des am 12. November 2014 erfolgten Landeanfluges an 67P Fotos mit einer Auflösung von bis zu vier Zentimetern pro Pixel anfertigte. Weitere Aufnahmen von ROLIS, welche nach der finalen Landung direkt auf der Kometenoberfläche entstanden, werden zurzeit noch von den für dieses Instrument verantwortlichen Wissenschaftlern ausgewertet. Die entsprechenden Aufnahmen verfügen über eine Auflösung von weniger als einem Millimeter pro Pixel und sollen Aufschluss über die Feinstruktur des Kometen 67P geben. Erste Ergebnisse dieser Fotokampagne werden für den April 2015 erwartet.

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


» Raumsonde DAWN - Im Bann des Zwergplaneten Ceres
06.03.2015 - Vor wenigen Stunden wurde die Raumsonde DAWN von dem Schwerefeld des Zwergplaneten ’eingefangen’ und befindet sich jetzt in einer Umlaufbahn um dieses größte und massereichste Objekt des Asteroidengürtels unseres Sonnensystems. In den kommenden 16 Monaten soll Ceres jetzt intensiv untersucht werden.
Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN hat am heutigen Tag ihr zweites und finales Forschungsziel - den im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten Ceres - erreicht. Um 13:39 MEZ wurde DAWN von dem Schwerefeld des Zwergplaneten ’eingefangen’. Die Signale, welche den Orbiteintritt bestätigten, wurden um 14:36 MEZ von der 70-Meter-Antenne des Deep Space Network in Goldstone/USA empfangen. Die Auswertung der dabei ebenfalls übertragenen Telemetriedaten ergab, dass sich die Raumsonde in einem guten Zustand befindet und dass das Ionentriebwerk wie vorgesehen arbeitet.

DAWN ist damit die erste Raumsonde in der Geschichte der Menschheit, welche nacheinander in eine Umlaufbahn um zwei verschiedene planetare Körper eingetreten ist. Bereits am 16. Juli 2011 hatte DAWN den ebenfalls im Asteroidengürtel gelegenen Asteroiden (4) Vesta erreicht und diesen rund 13 Monate lang umrundet und untersucht. Zugleich ist DAWN auch überhaupt die erste Raumsonde, welche einen Zwergplaneten aus nächster Nähe erkunden wird.

Damit DAWN durch die Anziehungskraft von Ceres in einen Orbit gezogen werden konnte, bremsten die Ionentriebwerke die Raumsonde in 61.000 Kilometern Entfernung von dem Zwergplaneten ab. In den kommenden Wochen wird sich DAWN ihrem Ziel noch weiter annähern und anschließend über einen Zeitraum von voraussichtlich 16 Monaten intensiv mit den drei mitgeführten wissenschaftlichen Instrumenten untersuchen. Neben einem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden Spektrometer (abgekürzt "VIR") und einem Gamma- und Neutronenspektrometer ("GRAND") wird 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 kommen.

Dabei wollen die an dem Kameraexperiment beteiligten Wissenschaftler mindestens 10.000 Aufnahmen, welche zum Teil Strukturen von nur 40 Metern Größe sichtbar machen sollen, anfertigen. Zu den Zielen der Mission gehört es, die Oberfläche des Zwergplaneten genau zu kartographieren. Unter anderem sollen dabei auch Farbkarten von Ceres erstellt werden. Zu diesem Zweck ist die Framing Camera mit sieben Farbfiltern ausgestattet. Diese Filter ermöglichen es, bestimmte Wellenlängenbereiche aus dem Licht, welches der Zwergplanet in das All reflektiert und die charakteristische Fingerabdrücke bestimmter Mineralien enthalten, herauszufiltern. Die Forscher können so unter anderem auch die mineralogische Zusammensetzung der Ceres-Oberfläche bestimmen.

"Viele dieser mineralogischen Unterschiede sind mit dem bloßen Auge nicht zu sehen", so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des Kamerateams. "Die Farbkarten erzählen deshalb Ceres‘ wahre Geschichte und enthalten Informationen über ihre Entstehung und Evolution, die in rein topographischen Karten nicht enthalten sind."

Im Fall des Asteroiden (4) Vesta, des ersten Ziels der Raumsonde DAWN, konnten solche mineralogischen Untersuchungen beispielsweise dabei helfen, die innere Struktur des Asteroiden zu ermitteln. Die Farbkarten haben gezeigt, dass das dort vorhandene Mineral Olivin - ein typischer Bestandteil des inneren Gesteinsmantels von terrestrischen Planeten - auf Vesta allein in der Nähe kleinerer Impaktkrater auftritt und somit von außen eingetragen wurde. Es entstammt also nicht Vestas eigenem Mantel. Dieser muss somit unter einer mindestens 30 bis 80 Kilometer dicken Gesteinskruste liegen, was deutlich tiefer ist als zuvor angenommen wurde.

Für den Zwergplaneten Ceres erwarten die Planetologen schwächere Farbkontraste als bei Vesta. Dennoch sollte es mit Hilfe der anzufertigenden Farbkarten auch gelingen dem Eis, welches unter der Oberfläche von Ceres vermutet wird, auf die Spur zu kommen. Auf die nächsten Aufnahmen von Ceres wird das Kamera-Team allerdings noch mehrere Wochen warten müssen. Da DAWN von der sonnenabgewandten Seite in eine Umlaufbahn um Ceres eingetreten ist, blickt das Kamerasystem derzeit auf die Seite des Zwergplaneten, welche im Dunkel liegt. Bereits die letzte Aufnahme, welche vor der heutigen Ankunft bereits am 2. März 2015 entstand, präsentierte sich Ceres nur noch als schmale Sichel. Die nächsten Bilder der Framing Camera sollen erst am 10. April aus einer Entfernung von dann 33.000 Kilometern angefertigt werden.

Ein weiterer Grund dafür, dass die am heutigen Tag erfolgte ’historische Ankunft’ nicht fotografisch dokumentiert wurde, war dagegen rein technischer Natur. "Die insgesamt fast 20 Meter langen Solarpaneele mussten bei diesem Manöver zur Sonne ausgerichtet sein, und daher blickte die Kamera auch nicht in Richtung Ceres", so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler.

"Wir haben in den nächsten anderthalb Jahren viel zu tun, aber wir haben die notwendigen Ressourcen und einen robusten Zeitplan, um unsere wissenschaftlichen Ziele zu erreichen", so Christopher Russell von der University of California in Los Angeles, der wissenschaftlicher Leiter der DAWN-Mission. "Wir sind sehr aufgeregt und voller Vorfreude."

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, NASA)


» Interview: Das Square Kilometer Array
06.03.2015 - Im australischen Outback und der südafrikanischen Wüste soll ab 2018 das größte Radioteleskop der Welt entstehen. Darüber sprach für Raumfahrer.net Roman van Genabith mit Prof. Dr. Dominik Schwarz, Mitglied der SKA Science Working Group.
Durch das Square Kilometer Array erhoffen sich Astronomen und Kosmologen neue Erkenntnisse über die Entstehung und die frühe Geschichte des Universums. Darüber hinaus stellt das SKA ein Leuchtturmprojekt dar, das nicht nur rein wissenschaftliche Herausforderungen angeht.

Raumfahrer.net (RN) sprach mit Dominik Schwarz, Mitglied der SKA Science Working Group, über das SKA, seine wissenschaftlichen und technologischen Implikationen, sowie die geopolitischen Dimensionen des transkontinentalen Forschungsvorhabens.

RN: Bevor wir beginnen, wollen Sie sich vielleicht zunächst kurz vorstellen und ein wenig über sich und den Weg, der Sie zur Physik und letztlich zur Kosmologie geführt hat, erzählen?

Prof. Dr. Schwarz: Mein Name ist Dominik Schwarz. Ich bin Kosmologe an der Universität Bielefeld. Ich hatte irgendwann ein mal entschieden, mich für ein Physikstudium zu interessieren. Nach meinem Physikstudium bin ich zunächst in die theoretische Teilchenphysik gegangen. Dann bin ich über den Zusammenhang zwischen der Teilchenphysik und den Fragen des frühen Universums zur Kosmologie gekommen, die auch Thema meiner Promotion wurde. Seitdem bin ich in diesem Feld aktiv.

RN: Wie führte Ihr Weg Sie anschließend zum SKA-Projekt? Wie sprechen Sie das eigentlich aus, wie S K A oder Ska, die Musikrichtung?

Schwarz (Lacht): Wir sagen S K A. In den letzten Jahren haben wir uns primär mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund beschäftigt, das ist die erste Strahlung, die man aus dem Universum beobachten kann, da sie aus der Zeit stammt, als das Universum zum ersten Mal durchsichtig wurde.
Der kosmische Mikrowellenhintergrund, aufgrund der geringen Energiedichte auch Drei-Kelvin-Strahlung genannt, erfüllt das gesamte Universum und stammt aus der Zeit ca. 380.000 Jahre nach dem Urknall. Er gilt allgemein als Beleg für die Urknalltheorie des Standard-Modells.
Bei diesen Überlegungen sind uns einige Ungereimtheiten aufgefallen, und ich fing an darüber nachzudenken, ob man mit anderen Teleskopen mehr über diese Zeit lernen kann, als wir es über die Beobachtung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds können. Auf diesem Weg kam ich dann zunächst auf das LOFAR-Projekt (Low-Frequency-Array), ein derzeit aktives Radioteleskop mit seinem Aktionsschwerpunkt in den Niederlanden, 36 Stationen, und sechs Stationen in Deutschland – drunter unter anderem eine gemeinsam mit der Sternwarte Hamburg betriebene Anlage in Norderstedt. LOFAR misst ein Wellenspektrum von 30-150 MHz, also rund um das FM-Band. Das LOFAR-Projekt gilt als Pfadfinderprojekt zu SKA. Hierüber bin ich letztendlich zur SKA-Community gestoßen.

RN: Dann sprechen wir mal über SKA. Das steht ja für Square Kilometer Array. Das Teleskop soll also eine Gesamtfläche von einem Quadratkilometer aufweisen?

Schwarz: Das war ursprünglich die Idee. Die Lichtsammelfläche aller Antennen und Schüsseln sollte einen Quadratkilometer ergeben. Das ist nicht, was derzeit geplant ist. SKA wird nicht diese monströse Lichtsammelfläche haben, wird aber trotzdem das weltgrößte Radioteleskop werden. Die Lichtsammelfläche wird in etwa 15 Fußballfeldern entsprechen. Das ist deutlich weniger als ein Quadratkilometer, aber es ist trotzdem eine riesige Fläche.

RN: Sprechen wir ein mal über die Grundlagen, den Aufbau und auch die geografische Anordnung. SKA ist ja buchstäblich transkontinental.

Schwarz: Ja! Das SKA soll als erstes globales astronomisches Großprojekt auf zwei Kontinenten entstehen, und zwar zum einen Teil in Australien und zum anderen Teil in Afrika, genauer gesagt zum größten Teil in Süd-Afrika, zumindest im ersten Bauabschnitt. In weiteren Ausbaustufen dann auch in anderen südafrikanischen Staaten. Es werden in den beiden Kontinenten verschiedene Antennentypen aufgebaut. Wie viele von welchem Typ an welchem Ort ist derzeit Gegenstand unserer Vorarbeiten.
Es geht dabei darum ein Teleskop aufzubauen, das mit einem festen Budget (etwa 640 Millionen Euro) ein Maximum an Wissenschaft zulässt. Deshalb versuchen wir derzeit in genauer Detailplanung herauszufinden, welche Technologie, welche Geräte an welcher Stelle uns am besten helfen. Soll ich lieber mehr in den einen Antennentyp investieren und dafür in den anderen weniger, das Geld gleichmäßig verteilen über das gesamte Frequenzspektrum, das sind Fragen, die uns im derzeitigen Planungsstadium beschäftigen.

RN: Das ist ja doch häufiger ein Problem in Astronomie- und Raumfahrtprojekten, dass die Diskrepanzen von Budget und Feature Request die Planungen übermäßig in die Länge ziehen und komplizieren.

Schwarz: Ja natürlich, aber man muss das auf der anderen Seite auch positiv sehen, als einen zusätzlichen Kreativitätsanreiz. Wenn man ein fixes Budget für eine Sache hat, dann fördert das die Kreativität mehr und bringt vielleicht innovativere Ideen hervor als wenn man unbegrenzte Geldmittel zur Verfügung hätte.

RN: Aus Ihrer Website geht hervor, dass sie Mitglied in der SKA Science Working Group sind. Können Sie kurz die Rolle dieser Arbeitsgruppe innerhalb des SKA-Projekts erläutern? Ist das die wissenschaftliche Expertise, die die gewünschten Zielvorstellungen skizzieren soll?

Schwarz: Ja genau. Die Science Working Group ist dafür zuständig, dazulegen, welche wissenschaftliche Fragen das SKA angehen könnte, und durch Simulationsrechnungen herauszufinden, welche technischen Spezifikationen das SKA erfüllen sollte, damit unsere wissenschaftlichen Ziele erreicht werden können. Wir wollen zum Beispiel mehr über die großräumige Verteilung von Materie im Universum lernen. Dabei müssen wir uns zum Beispiel fragen, wie viele Teleskope brauchen wir, welche Auflösung brauchen wir dafür. So geht unser Input an die anderen Gruppen, die an Aspekten wie Design und Technologie arbeiten. Auf der anderen Seite kriegen wir zum Beispiel von den Ingenieuren Input über die Machbarkeit bestimmter Anforderungsprofile.

RN: Die Science Working Group ist ein sehr internationales Team.

Schwarz: Ja, das ist komplett international gemischt. Viele Mitglieder sind auch Wissenschaftler aus Ländern, die nicht oder noch nicht am SKA-Projekt beteiligt sind, wobei wir auch davon ausgehen, dass sich in den nächsten Jahren noch weitere Staaten für das Projekt begeistern werden, und es noch nicht endgültig feststeht, wer alles mitmacht.

RN: Bevor wir zu den zentralen wissenschaftlichen Fragen der SKA-Arbeit kommen, noch eine Frage zur dezentralen Komponente des Projekts. Wie kommt diese starke räumliche Verteilung zustande, oder anders gefragt, wieso baut man nicht einfach eine einzige Riesenschüssel?

Schwarz: Das SKA wird als Interferometer funktionieren und nicht als ein Einzelteleskop. Ein Interferometer ist die Zusammenschaltung vieler einzelner Antennen zu einem großen Verbund. Das hat einerseits den großen Vorteil, dass man dadurch enorme Kosten sparen kann.
Zum anderen ist, wenn man zum Beispiel an Teleskope wie das Effelsberg-Radioteleskop denkt, die Größe dessen, was mit klassischen Stahlkonstruktionen realisiert werden kann, nahezu erreicht. Wir wollen aber eine wesentlich darüber hinaus gehende Lichtsammelfläche haben. Um das zu erreichen müssen wir viele viele kleinere Antennen nehmen - die jede für sich deutlich billiger ist - und diese dann via Netzwerk zusammenschalten.

Exkurs
Mit 100 Metern Durchmesser gehört das Radioteleskop Effelsberg zu den größten vollbeweglichen Radioteleskopen der Erde. Seit der Inbetriebnahme im Jahre 1972 wurde kontinuierlich an der Verbesserung seiner Technologie gearbeitet (z.B. eine neue Oberfläche der Antennen-Schüssel, bessere Empfänger für hochqualitative Daten, extrem rauscharme Elektronik), so dass es auch heute noch als eins der weltweit modernsten Teleskope gilt. (vgl. “ MAX-PLANCK-Institut für Radioastronomie - Radioteleskop Effelsberg“)

RN: Sprechen wir über die zukünftigen Aufgabenfelder von SKA. Zu ihnen zählt u.A. die Prüfung der Allgemeinen Relativitätstheorie. Diese Theorie existiert ja schon eine ganze Weile. Wie wollen Sie an dieser Theorie mit SKA forschen?

Schwarz: Wir wollen sie ganz hart testen. Wir wollen fragen, ob alle Vorhersagen, die die Allgemeine Relativitätstheorie trifft auch eintreffen und eine dieser Vorhersagen ist zum Beispiel: Es gibt Gravitationswellen.

RN: Perfekte Überleitung. Genau das wäre mein nächster Punkt gewesen.

Schwarz (lacht): Das ist eigentlich fast die spektakulärste Vorhersage dieser Theorie von Einstein, dass es etwas gibt wie Wellen, die Raum und Zeit verzerren. Die Methode, mit der SKA diese Gravitationswellen messen will, funktioniert über die Beobachtung von Pulsaren, sehr kompakte Sterne mit einem ungefähren Durchmesser von nicht mehr als zehn Kilometern bei einem ungefähren Gewicht unserer Sonne.
Diese Radiosterne rotieren sehr schnell, mehrere Tausend Umdrehungen in der Sekunde und senden dabei einen regelmäßigen Radiopuls aus, den unsere Radioteleskope messen können. Da diese Objekte nun so kompakt sind und so schnell rotieren, können wir sie quasi als Uhr verwenden. Würde nun eine angenommene Gravitationswelle zwischen dem aussendenden Radiostern und dem messenden Teleskop diese gedachte Linie des Radiopulses schneiden, würde das den Durchgang des Pulses verändern.
Die Pulsaruhr würde um einen messbaren Zeitbetrag abweichen, verglichen mit einer Referenzzeit, einer Atomuhr auf der Erde beispielsweise. Mit einem Teleskop von der Größe des SKA kann man nun ganze Netzwerke von Radiopulsaren betrachten, diese sind über die ganze Milchstraße verteilt. So können wir zahlreiche dieser kosmischen Uhren vergleichen und über den Vergleich des Durchgangs der ausgesandten Radiopulse feststellen, ob Gravitationswellen durch die Milchstraße laufen oder eben auch nicht. (Siehe hierzu auch Georg Wolschin: Pulsare als Gravitationswellen-Detektor. In: Spektrum der Wissenschaft. Nr. 05, 2010 S. 16-18)

RN: Also vom methodischen Ansatz mit den Nachweisverfahren von Exponaten insofern vergleichbar, als man eine indirekte Beobachtung heranzieht und durch die Beeinflussung von nachvollziehbaren Konstanten auf ein bestimmtes Phänomen schließt, auch wenn die Durchführung natürlich völlig anders geartet ist.

Schwarz: Ja, im Prinzip ist das ähnlich. Wobei wir hier eigentlich schon die direkteste Methode haben, um Gravitationswellen überhaupt nachzuweisen. Man kann sie nur sehen, indem man bemerkt, dass Raum und Zeit verzerrt werden und zwar in einer periodischen Art und Weise.

RN: Was weiß man heute schon über Gravitationswellen, wie würden die sich für einen Beobachter vor Ort darstellen?

Schwarz: Sie bewegen sich lichtschnell, genau wie elektromagnetische Wellen, wahrscheinlich werden wir ständig von Gravitationswellen durchlaufen, aber deren Wirkung ist so schwach, dass wir sie einfach nicht wahrnehmen können. Also, sie sind komplett ungefährlich (lacht).
Es ist im Grunde nur eine Frage der Empfindlichkeit der Messgeräte ob ich sie wahrnehmen kann oder nicht. Natürlich spielt auch die Wellenlänge eine Rolle, wir erwarten, dass es Gravitationswellen in allen möglichen Wellenlängen gibt, und es gibt verschiedene Instrumente, die verschiedene Wellenlängen absuchen mittels dieses PulsarTimings. Mit dem SKA wird man sehr sehr langwellige Gravitationswellen suchen. Wenn man hingegen sehr kurzwellige Gravitationswellen detektieren möchte, gibt es Experimente wie das LIGO-Experiment, die in diesem Teil des Spektrums suchen.

RN: Sie erwähnten es und in der Aufgabenbeschreibung von SKA findet man es: Die Untersuchung von Regionen extremer räumlicher Krümmung.

Schwarz: Ja, Schwarze Löcher. Regionen wie das Zentrum der Milchstraße.

RN: Die Nähe eines Schwarzen Loches ist natürlich absolut lebensfeindlich. Kann man denn sagen, wie groß diese No-Go-Area um ein Solches in etwa ist?

Schwarz: Naja, ich weiß nicht, in wie weit sie wirklich lebensfeindlich sind. Dazu wissen wir wohl auch zu wenig darüber, wo und wie überhaupt Leben existieren kann. Ich weiß nicht, ob man überhaupt von einer No-Go-Area sprechen kann. Schwer zu sagen. Ich schätze, wir müssen diese Regionen einfach sehr viel eingehender untersuchen, um darüber Genaueres sagen zu können.

RN: Ein weiterer Punkt im Portfolio von SKA ist eine erhöhte Sensibilität bei der 21-Zentimeter-Wasserstofflinie. Was hat es damit auf sich?

Schwarz: Ja, das ist eigentlich ein Hauptfokus meines wissenschaftlichen Interesses bei diesem Projekt. Der Wasserstoff, genauer das Wasserstoffatom, hat eine sogenannte Übergangslinie, die einer Wellenlänge von 21 Zentimetern entspricht. Da Wasserstoff das häufigste Element im Universum ist, etwa 75%, können wir, sobald wir diese 21 Zentimeter-Linie sehr präzise messen können, im Wesentlichen jede Art konventioneller Materie im Universum sehen. Denn in dem wir die Dichte des Wasserstoffs im gesamten Universum abbilden können, bekommen wir den Großteil der Materie im Universum abgebildet.
Der Vorteil der Betrachtung dieser Übergangslinie ist auch, dass sie schon zu einer Zeit existierte, zu der es weder Sterne noch Planeten gab. Wir hoffen also mit diesem Teleskop Bilder davon zu bekommen, wie Materie im Universum verteilt war, knapp bevor die ersten Sterne entstanden. Einerseits wollen wir also sehr weit zurückgehen; Ein weiterer Vorzug von SKA ist unsere Fähigkeit damit recht zügig den gesamten Himmel durchzumustern.
Das bedeutet, wenn ich die Verteilung von Materie an zwei verschiedenen Punkten am Himmel betrachte, die möglichst weit voneinander entfernt sind, dann sehe ich nicht nur weit in die Vergangenheit, sondern ich sehe auch Phänomene, die auf sehr ausgedehnten räumlichen Abstandsskalen wirken. Und wenn ich das tue, sehe ich Dinge, die durch physikalische Konstanten, die lange nach der Entstehung des Universums manifest wurden, nicht beeinflusst wurden. Das nährt unsere Hoffnung auf diesen allergrößten Skalen mehr über die Anfänge des Universums zu lernen.

RN: Man vergleicht also räumlich weit entfernte Punkte zu einer sehr frühen Zeit. Nicht zuletzt soll SKA ja auch bei der Suche nach extrem weit entfernten Galaxien helfen. Das Universum hat ein heute geschätztes Alter von 13 Milliarden Jahren. Weiter können diese Galaxien also nicht entfernt sein.

Schwarz: Wenn wir von einem Alter von 13 Milliarden Jahren sprechen, sprechen wir auch von Distanzen von bis zu 13 Milliarden Lichtjahren.

RN: SKA soll außerdem helfen bei der Gewinnung neuer Erkenntnisse über Dunkle Energie. Vielleicht zunächst ein kurzer Exkurs. Dunkle Energie? Ein nicht ganz einfacher Punkt auf dem Feld der Kosmologie?

Schwarz: Ja! Dunkle Energie ist, wie der Name schon sagt, dunkel (lacht). Das Dunkel steht hierbei für zwei Dinge. Einerseits meint dunkel, dass wir es noch nicht verstehen. Andererseits meint dunkel, dass man es anscheinend nicht direkt sehen kann.
Wir sind auf dieses Konzept der Dunklen Energie in der Kosmologie so gestoßen, dass zwei Gruppen von Wissenschaftlern um die Jahrtausendwende Supernovaexplosionen beobachtet haben und ihre Beobachtungen dazu verwendeten, das Hubblediagramm genauer zu vermessen, das ist das Diagramm, das belegt, dass das Universum expandiert. Es ist ein Diagramm, bei dem man im Wesentlichen den Abstand von einem explodierenden Stern gegen seine Geschwindigkeit aufträgt. Also im Grunde eine Art Weg-Geschwindigkeits-Diagramm.
Wenn man dieses Diagramm nun genau vermisst kann man feststellen, dass das Universum heute beschleunigt expandiert. Daraus folgt natürlich auch, dass der Abstand zwischen den Galaxien, global gesehen, nicht nur zunimmt, sondern auch die Geschwindigkeit, mit der der Abstand wächst. Nach den Einsteinschen Feldgleichungen aus der Allgemeinen Relativitätstheorie kann man das nicht ableiten, wenn man annimmt, dass das Universum nur aus konventioneller Materie besteht. Dann wäre nämlich die eindeutige Vorhersage, dass das Universum zwar expandiert, aber mit einer abnehmenden Geschwindigkeit. Jetzt braucht man etwas, das quasi wie Antigravitation wirkt und diese Annahme aushebelt. Hier kommt dann die Dunkle Energie ins Spiel.

RN: Das ist bis jetzt eher ein Konstrukt, eine Art theoretischer Unterbau, um eine sonst so gut nach-vollzogene und plausible Theorie zu retten, etwas provokativ gesagt.

Schwarz: Es gibt allerdings schon einen theoretischen Kandidaten für diese Dunkle Energie, nämlich die Vakuumenergie. Diese Vakuumenergie hat, als einzige Energieform, die wir kennen, die Eigenschaften, die wir der Dunklen Energie zuschreiben. Allerdings haben wir sie auch noch nie direkt gemessen.

RN: Vielleicht können Sie diese Energieform kurz etwas näher erläutern.

Schwarz: Die klassische Physik nimmt an, dass der Energiegehalt eines Kubikzentimeters Vakuum = 0 ist. Im Rahmen von Teilchenphysik und Quantenfeldtheorie kann aber auch gesagt werden, dass es konsistent ist, wenn ich einen Energieinhalt ungleich 0 annehme, auch wenn ich ihn nicht direkt messen kann. Der einzige Weg diesen Energieinhalt zu messen führt dann über die Gravitation. Vakuumenergie hat zudem den Vorteil zu allen übrigen in der Teilchenphysik und Quantenmechanik in den letzten 100-150 Jahren aufgebauten Prinzipien kompatibel zu sein. Es gibt eine Redewendung unter theoretischen Physikern: Alles, was nicht verboten ist, ist erlaubt. Da wir nun kein Naturgesetz kennen, das uns verbietet eine Vakuumenergie einzuführen, würden wir zunächst auch erwarten, dass es eine solche Vakuumenergie geben sollte. Das Problem ist aber, wenn es sie gibt, muss sie sehr klein sein, verglichen mit unseren gängigen Teilchenphysikskalen.

RN: Deshalb ist sie so schwer nachweisbar?

Schwarz: Deswegen ist sie einerseits schwer nachweisbar und andererseits auch schwer zu verstehen. Denn wenn die Größenordnungen so extrem klein sind, kann man schnell auf den Gedanken kommen eine Gesetzmäßigkeit vergessen oder übersehen zu haben und in Wirklichkeit ist der Vakuumenergiegehalt = 0. Wenn wir aber von dieser Größe annehmen, dass sie ungleich 0, aber sehr klein ist, muss es eine Gesetzmäßigkeit geben, die für diese immens geringe Größe verantwortlich ist, diese kennen wir allerdings auch noch nicht. Das sind die Rätsel, die mit der Dunklen Energie einhergehen. Vom Square Kilometer Array würden wir uns erwarten mehr über die Materieverteilung im Universum im Laufe der Zeit seit dessen Entstehen zu lernen.
Am Anfang gab es im Universum nur kleinere Wasserstoffwolken, manche dichter, manche weniger dicht, unter der Wirkung der Gravitationskraft ballten sie sich zu immer dichteren Wolken zusammen, aus denen schließlich Sterne und Galaxien entstanden. Mit dem SKA hoffen wir nun diesen Prozess sehen und abbilden zu können und aus den Wachstumsraten können wir besser verstehen, wie Schwerkraft präzise wirkt. In diesem Prozess sollte dann auch die Dunkle Energie eine Rolle spielen. Und wenn sie sich nicht so verhält wie die Vakuumenergie, werden wir das in den SKA-Daten sehen können.

RN: Zum Verständnis: Das alles basiert auf der präziseren Wahrnehmung der 21-CM-Wasserstofflinie?

Schwarz: Ja, alles basiert im Grunde darauf, dass wir diese Übergangslinie messen wollen. Damit können wir nämlich nicht nur die räumliche Verteilung von Wasserstoff über den Himmel feststellen, sondern wir können auch die Entfernungen messen. Die vorerwähnte kosmische Expansion bewirkt eine Rot-Verschiebung, dadurch wird jede Welle bei ihrem Durchgang durch das kosmische Medium im Laufe der Zeit langgezogen. Dadurch, dass wir mit SKA ein sehr großes Frequenzband durchrastern können werden, können wir nun auf die Distanzen rückschließen. Denn wir messen diese Übergangslinie nicht bei 21 CM, sondern bei viel größeren Wellenlängen.

RN: Aufgrund dieser Verzerrung?

Schwarz: Genau. Und wenn wir sie zum Beispiel bei zwei Metern messen, liegt eine Verzerrung um den ungefähren Faktor 10 vor. Daraus können wir auf den Zeitpunkt der Aussendung dieser Wasserstofflinie schließen, was uns auch die zurückgelegte Wegstrecke und das Alter des Universums zum Zeitpunkt der Aussendung verrät.

RN: Noch ein Forschungsziel von SKA ist die nähere Betrachtung kosmischer Magnetfelder.

Schwarz: Ja. Das funktioniert mit Hilfe der Faraday-Rotation. Diese beschreibt die Drehung der Polarisationsebene linearpolarisierter elektromagnetischer Wellen. Dieser Verschiebungseffekt wird um so größer, je größer die Wellenlängen werden. Das heißt, wenn ich mir ein Objekt in der Milchstraße anschaue, das auf verschiedenen Radiofrequenzen abstrahlt und ich weiß, die Strahlung auf diesen verschiedenen Frequenzen kommt vom selben Punkt, dann kann ich aus dem Vergleich der Polarisation der verschiedenen Wellenlängen etwas darüber lernen, wie groß die Magnetfeldstärke entlang des Weges der Lichtwelle gewesen sein muss. Darüber lässt sich dann eine Karte des Magnetfelds der Galaxis erstellen.

RN: Gibt es denn bereits Magnetfeldkarten der Galaxis?

Schwarz: Ja, die gibt es schon.

RN: Also geht es hauptsächlich um präzisere Daten?

Schwarz: Für die Milchstraße geht es dabei primär um ein noch genaueres und lückenloseres Bild der Magnetfelder der Milchstraße, für außerhalb der Galaxis sind unsere Kenntnisse hier noch deutlich geringer. Da geht es unter Anderem auch darum Magnetfelder zwischen Galaxien und Galaxienclustern aufzuspüren und noch deutlich schwächere Magnetfelder zu sehen, als wir sie bisher sehen können.

RN: Gibt es denn Magnetfelder im Leerraum?

Schwarz: Ja! Erstaunlicherweise gibt es die, wenn auch schwach. Man hat so zum Beispiel Magnetfelder zwischen Galaxien eines Clusters von rund einem Nanogaus gemessen. Zum Vergleich: Ein Gaus ist die Magnetfeldstärke auf der Erde, ein Nanogaus ist ein Milliardstel davon. Also, diese Größenordnungen sind sehr klein, aber sie sind da und messbar.

RN: Weiß man etwas über die Entstehung von Magnetfeldern im absoluten Leerraum?

Schwarz: Man weiß ein bisschen, aber es ist kein 100%ig verstandenes Problem. Ich bin allerdings kein Experte auf diesem Gebiet.

RN: Auf ihrer Website schreibt die SKA Science Working Group unter Anderem, eine der großen Herausforderungen beim praktischen Betrieb des SKA seien die auflaufenden Datenmengen. Die dort erwähnten Größenordnungen sind buchstäblich astronomisch. An einem Tag fallen mehr Daten an, als das Gesamtvolumen des Datenverkehrs im gesamten Internet an einem Tag ausmacht.
Unter anderem arbeitet IBM zusammen mit der Süd-Afrikanischen National Research Foundation (NRF) an einer Big Data-Lösung und der Entwicklung wüstentauglicher Exascale-Systeme zur Bewältigung der Datenflut.

Schwarz (lacht): Ja, das ist buchstäblich astronomisch. Aber das ist auch eine interessante technologische Herausforderung. Die beteiligten Ingenieure sind allerdings der Meinung, dass das, was wir für die erste Bauphase planen, mit heute verfügbarer Technologie darstellbar ist. Für die zweite Phase wird man zum Teil wohl auch Technologien weiterentwickeln müssen. Insofern ist das SKA-Projekt nicht nur wissenschaftlich, sondern auch technologisch ein spannendes Projekt.

RN: Wie soll denn konkret mit den enormen Datenmengen umgegangen werden?

Schwarz: Wir werden sicher nicht die gesamten Messdaten von Australien und Süd-Afrika nach Europa jagen, sondern schon versuchen so viel wie möglich vor Ort zu verarbeiten.

RN: Also werden dort auch Forschungsstätten aufgebaut und nicht, wie etwa in der Atacama-Wüste in Chile alles weitgehend ferngesteuert erledigt?

Schwarz: Es ist eines der Kernziele bei diesem Projekt, dass es auch mit der Etablierung einer Infrastruktur einhergeht, die den afrikanischen Staaten weiter zugute kommt und SKA nicht etwas ist, das nur westliche Industrienationen dort in die Wüste bauen und dann alles fernsteuern. Das wird sicher nicht der Fall sein.

RN: Das bringt uns zu den geopolitischen Implikationen, die dieses Projekt mit sich bringt. In Australien kann natürlich jedes Projekt verwirklicht werden, so lange man sich mit den lokalen Behörden einigt. Aber in Afrika stellt sich der Betrieb eines so empfindlichen und kostspieligen Projekts sicher nicht ganz unkompliziert dar.

Schwarz: Für die erste Bauphase bleiben wir ziemlich im Süden von Afrika. Dort ist eigentlich alles politisch stabil. Die Standorte hierfür stehen auch bereits fest: Eine Wüstenregion im Osten Süd-Afrikas. Wir wollen ja vor allem auch deshalb ins australische Outback und die afrikanische Wüste, weil wir mit den Antennen möglichst weit weg wollen von der Zivilisation. Wir wollen keine Störungen durch Radiosender, Geschirrspülmaschinen oder Ähnlichem.

RN: So wie optische Teleskope mit Lichtverschmutzung zu kämpfen haben, gibt es bei Radioteleskopen vermutlich eine äquivalente EM-Verschmutzung.

Schwarz: Ja. Jedes Auto, das vorbeifährt, emittiert beispielsweise einige Radiowellen.

RN: Ein Auto?

Schwarz: Ja, das kommt zum Beispiel durch die Verbrennungsmotoren. Jedes Mal, wenn die Zündkerze zündet, wird ein niederfrequenter EM-Impuls erzeugt. Der ist zwar nicht sehr stark, aber für das Teleskop stark genug, dass er stören würde. Deshalb wollen wir wirklich weg von der Zivilisation sein. In sofern kommen wir auch mit niemandem in Konflikt, weil dort sowieso nichts und niemand ist, den wir bei irgend etwas stören würden.
Was natürlich die Herausforderung ist, ist die Infrastruktur dort hin zubringen. Wir brauchen natürlich die Datenleitungen dort hin. Die Wissenschaftler werden nicht mitten in der Wüste sitzen. Die werden zwar schon in Australien und Süd-Afrika sein, aber vielleicht doch an etwas angenehmeren Orten. Und wir müssen auch die Stromversorgung zu den Teleskopen bringen.

RN: Die Standorte sind sicherlich prädestiniert für eine Versorgung durch Solarstrom?

Schwarz: Es gibt diese Erneuerbare Energien-Komponente. Es gibt Arbeitsgruppen, die sich damit beschäftigen so viel wie möglich der benötigten Energie vor Ort mittels Solarzellen herzustellen. Wir wollen dort keine großen Dieselgeneratoren haben, die würden uns auch stören. Das SKA-Projekt hat viele interessante Dimensionen, die uns vor spannende Herausforderungen stellen, die deutlich über den eigentlichen wissenschaftlichen Horizont hinausreichen.

RN: Wie ist der weitere Verlauf?

Schwarz: 2016 finden die Vertragsverhandlungen statt. 2017 erfolgen die Ausschreibungen und 2018 beginnt die erste Bauphase.

RN: Wann erwarten Sie die ersten Daten?

Schwarz: Da SKA ein Interferometer ist und nicht alles fertig aufgebaut sein muss, um Daten zu erhalten, reicht es, wenn einige der Grundbausteine der Infrastruktur und einige erste Antennen fertig sind, das sollte 2020-2021 passieren. Dazu sei noch gesagt, es gibt sowohl in Australien, als auch Süd-Afrika sogenannte Pfadfinderexperimente. In Australien ist das das ASKAP.
Und in Süd-Afrika das MeerKAT. Diese Anlagen werden derzeit gebaut und nehmen demnächst bereits ihren Betrieb auf. Diese Anlagen werden dann später Bestandteil des SKA sein. Das wird sozusagen um diese dann bereits bestehenden Installationen herum gebaut und diese noch erweitern.

RN: Der deutsche Rückzug aus dem SKA-Projekt hat für deutliche Unmutsäußerungen in der wissenschaftlichen Community gesorgt. Sie sind Österreicher, dennoch die Frage: Wie stehen Sie hierzu?

Schwarz: Es ärgert mich natürlich trotzdem, weil ich als Wissenschaftler an einer deutschen Universität letztendlich davon abhängig bin, ob Deutschland bei SKA mitmacht oder nicht. Momentan arbeite ich in der Science Working Group, die ist derzeit vollkommen offen. Die Mitgliedschaft dort ist nicht geknüpft an eine Landesmitgliedschaft in der Organisation, auch weil ja die Verträge für das SKA noch nicht endgültig verhandelt sind. Sobald allerdings feststeht, wer final dabei ist und auch mit bezahlt, werden auch Wissenschaftler aus nicht teilnehmenden Ländern keine führende Rolle mehr in der Organisation übernehmen können.
Aber wir lassen uns da noch nicht entmutigen. Wir steigen nicht aus unseren Aktivitäten aus, da wir denken, dass es so viele gute Gründe gibt und auch noch einige Jahre Zeit sind, noch weitere Wege zu finden die Bedenken der deutschen Politik auszuräumen.
Ich glaube tatsächlich, dass wir hier gute Argumente haben und auch in den nächsten Monaten noch weitere stichhaltige Punkte anführen werden. Im Laufe dieses Jahres wird ein Rebaselining stattfinden, das heißt das Design wird nochmals überarbeitet und die ersten Wissenschaftsziele werden festgelegt, und die Kosten werden genauer kalkuliert. Ich denke, wenn alle diese Aspekte final auf dem Tisch liegen, werden wir eine bessere Basis für weitere Gespräche haben.

RN: Letzte Frage: Sie als theoretischer Physiker, was halten Sie persönlich eigentlich von Science-Fiction?

Schwarz: Ich bin eingeschworener Startrek-Fan. Natürlich gibt es auch schlechte Science-Fiction, aber generell finde ich das häufig sehr inspirierend. Eines meiner ersten SF-Bücher war Stanislaw Lems "Die Astronauten".

RN: Herr Schwarz, Danke für dieses Gespräch!

Prof. Dr. Schwarz ist theoretischer Physiker an der Fakultät für Physik der Universität Bielefeld. Er forscht zu Fragen aus der Frühzeit des Universums.


(Autor: Roman van Genabith - Quelle: RN Interview)


» SLS: Booster QM-1 bereit zum Test
09.03.2015 - Die Herstellerfirma Orbital ATK wird am Mittwoch einen 5-Segmente Feststoffbooster am Boden testzünden. Zwei solcher Booster sollen eines Tages zusammen mit den Haupttriebwerken die neue Schwerlastträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA antreiben, das Space Launch System. Doch auch Technologien für einen Booster, der wohl erst in ferner Zukunft zum Einsatz kommen wird, wurden vor kurzem bereits getestet.


Sie können auf 134 erfolgreiche Einsätze zurückblicken: Die Feststoffbooster des Space Shuttles. 30 Jahre lang beförderten sie seitlich an dem orangefarbenen Außentank angebracht zusammen mit den Haupttriebwerken den Orbiter in die Erdumlaufbahn. Auch als in den 2000er Jahren an einem Nachfolgesystem gearbeitet wurde, sollten sie weiterhin zum Einsatz kommen: Die erste Stufe der Ares-1 Rakete, die das Raumschiff Orion zur Internationalen Raumstation oder zu einem Mondlander transportiert hätte, sollte ebenfalls eine modifizierte Version des ursprünglichen Feststoffboosters bilden. Doch obwohl die Entwicklungsarbeiten bereits im vollen Gange waren, stellte Präsident Obama die Entwicklung von Ares aus Kostengründen ein. Die Feststoffbooster lebten jedoch weiter, und zwar bei der neuen Schwerlatträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA, dem Space Launch System.

Diese Feststoffbooster basieren zu großen Teilen auf denen des Space Shuttles. Jedoch kommen bei ihnen neue Avioniksysteme (elektronische Systeme, die den Booster steuern) und eine neue, umweltfreundlichere Isolierung zum Einsatz. Auch werden die Booster aus Kostengründen nicht wie beim Shuttle nach dem Flug erneut verwendet und ihr Herstellungsprozess wurde vereinfacht. Die größte Veränderung ist jedoch die Verlängerung des Raketenmotors um ein Treibstoffsegment, von vier auf fünf Segmente. Dieser Raketenmotor ist zylinderförmig und besteht aus festem Treibstoff, der nach der Zündung von oben nach unten abbrennt. In der Mitte dieser Treibstoffmasse befindet sich ein Kanal, durch den die Verbrennungsabgase nach unten in die Düse und dann nach draußen ausgestoßen werden. Oberhalb und unterhalb des Motors liegen die Avioniksysteme und die Schubvektorsteuerung, die die Düse und somit auch den Schubstrahl schwenkt. Ein vollständiger Fünf-Segmente Feststoffbooster ist etwa 55 Meter lang, über 700 Tonnen schwer und dazu in der Lage, über 14 Meganewton Schub zu erzeugen. Gleich zwei dieser Höllenmaschinen sind seitlich an der Hauptstufe des SLS angebracht, um die Rakete zusammen mit den vier RS-25 Flüssigtriebwerken anzutreiben.

Zahlreiche Entwicklungsarbeiten wurden bereits für die 5-Segmente Booster durchgeführt: Modelle eines Boosters wurden testgezündet, Verkleidungen strukturellen Belastungstests ausgesetzt, die Avioniksysteme gebaut und getestet und vieles mehr. Im August 2014 wurde das Critical Design Review (CDR) der Booster abgeschlossen, eine rigorose Überprüfung des Designs, bei der die endgültige Auslegung festgelegt wurde. Nun konzentrieren sich die Arbeiten bezüglich der Booster auf die Zertifizierung für den Flugeinsatz. Anfang Februar wurden die Avioniksysteme der Booster von der Herstellerfabrik in Clearfield, Utah zum Marshall Space Flight Center der NASA im US-Bundesstaat Alabama überführt. Dort sollen integrierte Tests zusammen mit den Avioniksystemen der Hauptstufe des SLS stattfinden. Um das Gesamtdesign der Booster unter realistischen Bedingungen zu überprüfen, steht nun jedoch ein wesentlich beeindruckenderer Test an: Eine Testzündung eines vollständigen 5-Segmente Boosters am Boden.

Dieser Test –QM-1 für Qualification Motor 1 genannt- soll auf dem Teststand T-97 des Geländes des Herstellerunternehmens OrbitalATK im US-Bundesstaat Utah stattfinden. Die einzelnen Segmente des Motors wurden bereits 2012 nach der Herstellung zu dem Teststand transportiert und dort zu einem fertigen Booster zusammengebaut. Drei Testzündungen eines 5-Segmente Feststoffboosters wurden bereits problemlos im Rahmen der Ares-Entwicklungsarbeiten durchgeführt: DM-1 2009, DM-2 2010 und DM-3 2011. Bei den Vorbereitungen von QM-1 trat jedoch ein Problem auf: Lücken zwischen der Isolierung und dem festen Treibstoff wurden in einem Treibstoffsegment gefunden. Nach fast anderthalb Jahren wurde jedoch dieses Problem durch eine Änderung der Formel der Isolierung behoben, die Vorbereitungen konnten weitergehen. Inzwischen sind diese Arbeiten weitgehend abgeschlossen, momentan ist die Testzündung für den 11. März um 9:30 Ortszeit (17:30 MEZ) geplant. Bei QM-1 wird der Motor auf 32,8° Celsius erwärmt und 122 Sekunden lang in waagerechter Ausrichtung gezündet. Mehr als 534 Messinstrumente werden Daten zu insgesamt 103 Designthemen sammeln. Der Test wird live auf NASA TV übertragen, auch auf raumfahrer.net und im Raumcon-Forum erfahren Sie natürlich alles über diesen Test. Anfang 2016 soll eine zweite Testzündung eines 5-Segmente Feststoffboosters stattfinden, genannt QM-2.

Der SLS-Booster jenseits von QM-1

Bis mindestens 2025 wird der 5-Segmente Feststoffbooster in dem SLS zum Einsatz kommen. Danach plant die NASA, eine stärkere Version des Space Launch System zu starten: Den Block II. Ist bereits die anfängliche Variante des SLS mit einer Nutzlast von 70 Tonnen in einen niedrigen Erdorbit leistungsfähiger als jede andere Rakete, die gegenwärtig im Einsatz ist, so wird das SLS Block II über eine unglaubliche Nutzlast von 130 Tonnen in einen niedrigen Erdorbit verfügen. Bei dieser leistungsfähigen Trägerrakete werden dann vermutlich neue Booster zum Einsatz kommen. Für solche haben verschiedene Raumfahrtunternehmen bereits Vorschläge eingereicht, die NASA hat jedoch noch nicht das Design festgelegt. Trotzdem finden bereits Arbeiten der entsprechenden Firmen statt, deren Ziel es ist, wichtige Technologien für die Booster zu demonstrieren.

Auch die Herstellerfirma der derzeitigen SLS-Booster, OrbitalATK, hat einen solchen Vorschlag eingereicht. Anders als die Konkurrenz von Aerojet und Dynetics verwendet ihr Booster namens „Batman“ weiterhin festen Treibstoff und stellt eher eine Evolution des 5-Segmente Feststoffboosters dar. Jedoch sollen ein energiereicherer Treibstoff, fortschrittlichere Avionik- und Schubvektorsteuerungssysteme und eine aerodynamisch vorteilhaftere Spitze (ähnlich der der Ariane 5) zum Einsatz kommen. Die größte Innovation ist jedoch, dass die Hülle dieses Boosters nicht mehr aus Stahl, sondern aus CfK-Verbundwerkstoffen besteht. OrbitalATK verspricht für Batman eine deutliche Senkung der Kosten bei gleichzeitig höherer Nutzlast und Sicherheit. Batman ist der klare Favorit, tatsächlich der leistungsfähige Booster des SLS Block II zu werden: SLS-Ingenieure sind mit den hohen Beschleunigungskräften der Flüssigbooster unzufrieden. Auch benötigt die mobile Startplattform des SLS ein komplett neues Design, wenn die Booster flüssigen Treibstoff verwenden.

Zahlreiche Arbeiten wurden bereits zu Batman durchgeführt, um Technologien zu demonstrieren und Erfahrungen zu sammeln: 2013 begannen Windtunneltests der neuen Spitze, verschiedene Formeln für den neuen Treibstoff wurden untersucht und ein erster Prototyp der CfK-Hülle wurde gefertigt. Nun wurde in Promtory, Utah eine solche Hülle strukturell getestet, um die Stabilität zu überprüfen. Dazu wurde eine CfK-Hülle Kräften von etwa 2000 N pro Quadratzentimeter ausgesetzt, wesentlich mehr, als sie jemals bei einem Flug erfahren würde. Dann brach die etwa 2,3 Meter im Durchmesser und ungefähr 7,6 Meter in der Länge messende Hülle, und zwar innerhalb eines Prozentes der Vorhersagen. 112 Kanäle von Messinstrumenten sammelten Daten über den Test. Vorher wurde die Hülle an mehreren Stellen vorsätzlich beschädigt, wodurch bestätigt wurde, dass auch ein beschädigter Booster den strukturellen Belastungen standhält. Außerdem können nun durch die Daten Hüllen aus Verbundwerkstoffen mit Metallhüllen verglichen und Computermodelle nachgeschärft werden.

Die weiteren Highlights der SLS-Entwicklungsarbeiten im diesem Jahr werden neben der besagten Testzündung des neuen 5-Segmente Feststoffboosters Arbeiten an der ersten Hauptstufe des SLS, Testzündungen des RS-25 Haupttriebwerks, integrierte Tests der Avioniksysteme, die Fertigstellung zweier großer Teststände und das Critical Design Review der gesamten Rakete sein.

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: NSF, NASA, OrbitalATK)


» Rosetta sucht nach einem Signal vom Lander Philae
10.03.2015 - Seit dem 15. November 2014 befindet sich der drei Tage zuvor von der Raumsonde Rosetta auf der Oberfläche des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko abgesetzte Lander Philae in einen energiebedingten Schlafmodus. Am kommenden Donnerstag soll Rosetta jetzt erstmals versuchen, einen erneuten Kontakt zu dem Lander herzustellen. Sollte dies gelingen, so könnte die direkte Erkundung der Kometenoberfläche durch den Kometenlander fortgesetzt werden.
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 Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bereits am 12. November 2014 wurde dabei ein weiterer Höhepunkt dieser überaus ambitionierten und erfolgreichen Mission zur Erforschung unseres Sonnensystems erreicht: Der von der Raumsonde Rosetta mitgeführte Kometenlander Philae wurde von Rosetta abgetrennt und erreichte um 16:35 MEZ die Oberfläche des Kometen 67P (Raumfahrer.net berichtete live aus den Raumsondenkontrollzentren in Darmstadt und Köln). Dort kam er schließlich nach einer dreifachen Landung an einem ungeplanten Standort zum Stehen, welcher aufgrund der dort gegebenen schlechten Beleuchtungsverhältnisse - die Sonne erreichte den Lander an diesem Standort pro ’Kometentag’ für lediglich etwa eine Stunde - keine Möglichkeit bot, seine Energiereserven in einem ausreichenden Umfang zu erneuern.

Trotzdem konnte der Lander - mit der Energie aus einer auf eine Einsatzdauer von etwa 60 Stunden ausgelegten Batterie versorgt - in den folgenden 56 Stunden eine Vielzahl an Messungen durchführen. Die dabei gesammelten Daten der zehn Instrumente des Landers wurden regelmäßig bei jedem sich öffnenden Kommunikationsfenster an die Erde übertragen, bevor die Energiereserven am 15. November so weit erschöpft waren, dass sich Philae um 01:36 MEZ in einen ’Schlafmodus’ versetzte.

Warten auf ein erneutes Lebenszeichen von Philae

Damit ist die Mission von Philae jedoch keineswegs zwingend beendet. Aufgrund der zunehmenden Annäherung des Kometen 67P an die Sonne verbessern sich im Bereich des jetzigen Standortes von Philae die dort gegebenen Beleuchtungs- und Temperaturbedingungen immer mehr. Hierdurch bedingt könnte in Zukunft wieder ausreichend Sonnenlicht zur Verfügung stehen, damit der Lander Philae aus seinem Winterschlaf erwacht und sich reaktiviert.

"Philae erhält zurzeit ungefähr doppelt so viel Sonnenenergie wie im November vergangenen Jahres", so der für den Betrieb des Kometenlanders zuständige Projektleiter Dr. Stephan Ulamec vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Immerhin ist der Komet derzeit ’nur’ noch rund 300 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt. "Wahrscheinlich wird es trotzdem noch zu kalt für den Lander sein, um aufzuwachen - aber ein Versuch ist es wert. Die Chancen steigen mit jedem Tag."

Deshalb wird am kommenden Donnerstag, dem 12. März um 05:00 MEZ erstmals die Kommunikationseinheit des Rosetta-Orbiters aktiviert, um den Versuch einer Kontaktaufnahme mit dem Lander durchzuführen. Allerdings, so die Mitarbeiter der Mission, sollten die damit verknüpften Erwartungen nicht zu hoch angesetzt werden, denn es wäre schon sehr viel Glück im Spiel, wenn bereits direkt am 12. März wirklich ein Signal von dem Lander zu empfangen wäre. Eine deutlich realistischere Wahrscheinlichkeit ergibt sich dagegen erst in einigen Monaten.

Sowohl Temperatur- als auch Energiewerte sind entscheidend

Damit der Kometenlander Philae aus seinem Winterschlaf erwachen kann müssen nämlich zunächst zwei Grundvoraussetzungen erfüllt sein.

Zunächst muss im Inneren des Landers ein Temperaturwert erreicht werden, welcher oberhalb von minus 45 Grad Celsius liegt. Neben einer mehrschichtigen Thermalisolierung (engl. "Multi Layer Insulation") ist Philae zu diesem Zweck mit einem elektrischen Heizsystem ausgerüstet, welches seit dem Übertritt in den derzeitigen Schlafmodus den Großteil der zur Verfügung stehenden Energiereserven beanspruchte.

"Philae ist so konstruiert, dass er seit dem November 2014 jedes bisschen Sonnenenergie dafür nutzt, sich aufzuheizen", so Dr. Koen Geurts vom DLR.

Zusätzlich zu diesem zwingend erforderlichen Temperaturwert muss der Lander über seine für die Energiegewinnung zuständigen Solarzellen mit mindestens 5,5 Watt Energie versorgt werden, damit er aufwachen kann. Sobald der Lander feststellt, dass er mit mehr als diesen 5,5 Watt Energie versorgt wird und seine Innentemperatur über den besagten minus 45 Grad Celsius liegt, beendet Philae den derzeitigen Schlafmodus automatisch, heizt sich weiter auf und versucht zudem zusätzlich, seine Batterie zu laden. Bisher fiel die Sonneneinstrahlung an dem mit dem Namen "Abydos" belegten finalen Landeplatz zu gering aus, um diesen erforderlichen Mindestwerte zu überschreiten.

Einmal aufgewacht, schaltet Philae alle 30 Minuten den Empfänger seines Kommunikationssystems ein und versucht dabei ein Signal von dem Kometenorbiter Rosetta zu empfangen. Diese Aktivierung des Kommunikationssystems kann der Lander bereits bei einem noch sehr niedrigen Energiestand durchführen.

"Zu diesem Zeitpunkt wissen wir aber noch nicht, dass er wach ist", erläutert Koen Geurts diese zunächst nur passiv erfolgende Prozedur der Kontaktaufnahme. "Um uns eine Antwort zu schicken, muss Philae nämlich auch seinen Sender einschalten - und dafür benötigt er zusätzliche Energie." Es könnte also durchaus der Fall eintreten, dass der Lander zwar in 500 Millionen Kilometern Entfernung zu Erde bereits aus seinem Winterschlaf aufgewacht ist, seine Energiereserven aber noch nicht ausreichen, um sein Kontrollteam auf der Erde darüber in Kenntnis zu setzen. Insgesamt benötigt der Lander 19 Watt, damit er in Betrieb gehen und zudem eine aktive Kommunikation aufnehmen kann.

Derzeit ist geplant, dass Rosetta zunächst bis zum 20. März versuchen wird, einen Kontakt mit Philae herzustellen. Diese Versuche einer Kontaktaufnahme werden dabei zu Zeitpunkten erfolgen, an denen sich Rosetta mehr oder weniger direkt über dem vermuteten Standort des Landers befindet. Zum gleichen Zeitpunkt muss die Kometenoberfläche dabei zudem von der Sonne beleuchtet werden. Denn nur dann ’steht’ Philae direkt im Sonnenlicht und wird über seine Solarpaneele direkt mit Energie versorgt.

"Sollten wir bis zum 20. März keinen Kontakt zu Philae aufbauen können, werden wir dies bei der nächsten Gelegenheit wiederholen", so Dr. Stephan Ulamec. Die jetzt beginnenden Versuche einer Kontaktaufnahme gehen allerdings von einem optimistisch veranschlagten Szenario aus. Wahrscheinlicher ist dagegen, dass der Lander erst in den kommenden Monaten über genügend Energie verfügen wird, um auf eine ’Anfrage’ des Orbiters zu reagieren.

Blind Commanding

Bisher konnte der exakte Ort, an dem Philae letztendlich auf der Oberfläche von 67P zum stehen kam, trotz aller Bemühungen noch nicht identifiziert werden. Aus diesem Grund arbeitet das Philae-Operations-Team des DLR derzeit mit den Informationen, welche ihnen die Aufnahmen der CIVA- und der ROLIS-Kamera des Landers sowie die Erfahrungswerte bezüglich der Solarenergie aus dem November 2014 bieten.

"Wir gehen aber davon aus, dass die Solarpaneele von Philae durch etwas abgeschattet werden, was wir auf den bisherigen Bildern nicht sehen können", so Dr. Koen Geurts.

Als erstes sollen deshalb immer wieder neue Kommandos an den Lander gesendet werden, welche das Heizen optimieren und den so eingesparten Energieaufwand für die Kommunikation zur Erde zur Verfügung stellen sollen. Selbst wenn Philae noch nicht genügend Energie zur Verfügung hat, um auf die Kontaktrufe des Orbiter zu antworten, könnte der Lander diese Kommandos empfangen und in die Praxis umsetzen.

Diese Prozedur wird auch als "Blindes Kommandieren" bezeichnet und wurde zuvor an einem Bodenmodell des Landers, welches sich an dem für den Betrieb von Philae zuständigen Kontrollzentrum - dem DLR-Nutzerzentrum für Weltraumexperimente (MUSC) in Köln - befindet, ausführlich getestet. Aber auch für den Fall, dass die aufladbare Batterie von Philae die jetzt bereits mehrere Monate andauernde Kältephase nicht unbeschadet überstanden hat, wappnen sich die an der Mission beteiligten Ingenieure und Wissenschaftler.

"Wir arbeiten gerade daran, dass wir mit dem Lander und den Instrumenten dann zumindest während der Kometentage und somit bei direkter Sonnenbestrahlung arbeiten können", so Dr. Koen Geurts weiter.

Telemetriedaten diktieren die weitere Vorgehensweise

Erst wenn Philae nicht nur aufwacht, sondern auch aktiv senden kann, wird der Kometenlander aktuelle Telemetriedaten zur Erde übermitteln, welche den beteiligten Ingenieuren einen Überblick über den gegenwärtigen ’Gesundheitszustand’ des Landers bieten werden.

"Diese Daten werden wir dann auswerten: Wie geht es der aufladbaren Batterie? Funktioniert noch alles am Lander? Welche Temperatur herrscht? Wieviel Energie erhält er?", so Koen Geurts.

Abhängig von diesen Ergebnissen sind auch die weiteren wissenschaftliche Arbeiten, welche dann von Philae noch ausgeführt werden können. Kann die Batterie keine oder nur wenig Energie speichern, so bestimmt die während eines Kometentages zu gewinnende Sonnenenergie, ob man eventuell eine ’abgespeckte’ Version an Messungen durchführen kann. Zurzeit gehen die Wissenschaftler davon aus, dass Philae gegenwärtig während eines Kometentages etwa 1,3 Stunden lang direkt von der Sonne beleuchtet und somit auch mit Energie versorgt wird. Lädt die Batterie hingegen über einen längeren Zeitraum pro Kometentag - insgesamt dauert ein kompletter Tag-/Nachtzyklus auf 67P 12,4 Stunden - auf, dann könnte auch während der ’Kometennacht’ gearbeitet werden. In einem solchen Fall könnten beispielsweise auch Langzeitmessungen durchgeführt werden.

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


» SLS: Booster QM-1 erfolgreich getestet
11.03.2015 - Am Mittwoch, dem 11. März 2015, testeten die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA und der Hersteller des Feststoffmotors OrbitalATK zum ersten Mal einen 5-Segmente Feststoffbooster am Boden, wie er zur Verwendung in dem Space Launch System vorgesehen ist, der neuen Schwerlastträgerrakete der NASA.
Für den Brennversuch im Teststand T-97 (Large Motor Static Firing Test Facility, Einrichtung für statische Brenntests großer Motore) auf dem Testgelände des Motorherstellers OrbitalATK in Promontory nördlich von Salt Lake City, Utah war der 5-Segmente Feststoffbooster in waagerechter Lage eingebaut. Der QM-1 genannte Feststoffbooster (QM steht für "Qualification Motor") wurde am 11. März 2015 gegen 16:30 Uhr MEZ gezündet und brannte dann 122 Sekunden. Daten zum erzielten Schub, zum Verhalten der Schubvektorsteuerung, zum erzeugten Lärm und entstehenden Vibrationen wurden aufgezeichnet. Mehr als 534 Sensoren erfassten die gewünschten Informationen zu 106 verschiedenen Testthemen.

Während des statischen Brennversuchs des zur Simulation von Startbedingungen bei warmem Wetter vorher auf rund 33 Grad Celsius aufgewärmten Motors sollte ein Schub von umgerechnet mehr als 14.000 Kilonewton erzeugt werden. Vorläufige Daten deuten auf einen Erfolg des Testes hin. Die in dem Booster verwendeten Segmentgehäuse waren zuvor bei zusammen 23 Missionen des Shuttle-Programms zum Einsatz gekommen, die untere Verkleidung des Boosters war sogar bei der ersten Space Shuttle-Mission STS-1 dabei. QM-1 dient zur Zertifizierung der Booster für den Flugeinsatz an der Seite der Hauptstufe des Space Launch Systems, der neuen Schwerlastträgerakete der NASA. Anfang 2016 soll zu diesem Zweck ein zweiter 5-Segmente Feststoffbooster am Boden testgezündet werden, er befindet sich bereits in der Herstellung.

Die weiteren Highlights der SLS-Entwicklungsarbeiten im diesem Jahr werden neben der besagten Testzündung des neuen 5-Segmente Feststoffboosters Arbeiten an der ersten Hauptstufe des SLS, Testzündungen des RS-25 Haupttriebwerks, integrierte Tests der Avioniksysteme, die Fertigstellung zweier großer Teststände und das Critical Design Review der gesamten Rakete sein.

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 TV, NASA, OrbitalATK, collectSpace)


» MUSE - Ein dreidimensionaler Blick in das Universum
26.02.2015 - Einem internationalen Astronomenteam ist es mit dem MUSE-Instrument am Very Large Telescope der ESO in Chile gelungen, den bisher besten dreidimensionalen Blick in das tiefe Universum zu erlangen. Nach einer gerade einmal 27-stündigen Beobachtung der ’Hubble Deep Field South’-Region konnten die beteiligten Wissenschaftler Aussagen über Entfernungen, Bewegungen und andere Eigenschaften von weitaus mehr Galaxien tätigen als dies jemals zuvor in diesem kleinen Bereich des Weltalls möglich war.
Aus den Daten von sogenannten ’Deep Field’-Aufnahmen, welche mit besonders langen Belichtungszeiten von Teilbereichen des Weltalls angefertigt werden, können Astronomen eine Vielzahl an Informationen über das frühe Universum ableiten. Bei der allgemein bekanntesten derartigen Aufnahme handelt es sich um das Hubble Deep Field-Foto (kurz "HDF"), welches im Dezember 1995 über einen Zeitraum von mehreren Tagen hinweg mit dem Weltraumteleskop Hubble angefertigt wurde.

Diese eindrucksvolle und zugleich auch symbolträchtige Aufnahme, mit der ein lediglich 144 x 144 Bogensekunden abmessender Teilbereich des Sternbildes Großer Bär erfasst wurde, lieferte den Astronomen viele wichtige Erkenntnisse und änderte das Verständnis der Wissenschaft über das frühe Universum von Grund auf. Im September und Oktober 1998 erfolgte mit dem Hubble Deep Field South-Foto (kurz "HDF-S") eine ähnliche Aufnahme, welche einen Teilbereich des südlichen Sternhimmels wiedergab.

Die Deep-Field-Aufnahmen des Hubble Space Telescope hatten jedoch den Nachteil, dass die Astronomen die dort zu erkennenden, oftmals Milliarden von Lichtjahren entfernt gelegenen Galaxien erst mit weiteren Instrumenten beobachten und sorgfältig untersuchen mussten, bevor weitere Aussagen über deren physikalische Eigenschaften getätigt werden konnten. Mit dem Multi Unit Spectroscopic Explorer (kurz "MUSE") steht den Astronomen allerdings seit Kurzem ein Instrument zur Verfügung, welches beide Aufgaben - Beobachtung und Analyse - gleichzeitig durchführen kann.

Das MUSE-Instrument kombiniert das Entdeckungspotential eines bildgebenden Instruments mit den messtechnischen Fähigkeiten eines Spektrografen, wobei es sich die deutlich bessere Bildschärfe einer adaptiven Optik zunutze macht. Diese Methode, welche auch als Integralfeldspektroskopie bezeichnet wird, ermöglicht es den Astronomen, gleichzeitig die Eigenschaften von verschiedenen Teilen eines Objekts wie einer Galaxie zu untersuchen und dabei zu beobachten wie diese rotiert oder um ihre Masse zu bestimmen. Diese Methode erlaubt es ebenfalls, die chemische Zusammensetzung und andere physikalische Eigenschaften in unterschiedlichen Bereichen des zu analysierenden Objekts zu bestimmen. Die Integralfeldspektroskopie wird zwar bereits seit mehreren Jahren eingesetzt, hat aber jetzt mit dem MUSE-Instrument einen deutlichen Fortschritt in Bezug auf Empfindlichkeit, Effizienz und Auflösung erreicht.

Dabei erfolgt die Anfertigung der Aufnahmen zudem deutlich schneller als dies mit dem Weltraumteleskop Hubble möglich ist. Das MUSE-Instrument ist am Hauptteleskop Nummer 4 - dem Yepun-Teleskop - des Very Large Telescope (kurz "VLT") am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden angebracht und hat den wissenschaftlichen Betrieb bereits im Jahr 2014 aufgenommen. Eine der ersten Aufgaben für MUSE nach seiner Inbetriebnahme bestand darin, das Hubble Deep Field South genauer ’unter die Lupe’ zu nehmen. Die dabei erzielten Ergebnisse übertrafen die Erwartungen der beteiligten Wissenschaftler.

"Nach nur wenigen Stunden Beobachtung am Teleskop schauten wir uns die Ergebnisse kurz an und entdeckten viele Galaxien. Das war schon einmal sehr vielversprechend. Nachdem wir nach Europa zurückgekehrt waren begannen wir damit, uns die Daten genauer anzuschauen. Es war als würden wir in tiefem Wasser angeln. Jeder neue Fang versetzte uns in Aufregung und löste viele Diskussionen angesichts der dabei gefundenen neuen Arten aus", so Roland Bacon vom Centre de Recherche Astrophysique de Lyon in Frankreich, der für den Betrieb des MUSE-Instruments verantwortliche Projektleiter.

Jeder einzelne Punkt auf der MUSE-Aufnahme des HDF-S ist nicht nur durch einen Pixel gekennzeichnet, sondern zeigt gleichzeitig auch ein Spektrum, welches die unterschiedlichen Farbzusammensetzungen des Lichts an diesem Punkt enthüllt. Insgesamt wurden so knapp 90.000 Spektren gewonnen, welche im Bereich zwischen 475 bis hin zu 930 Nanometern alle Wellenlängen des Lichts abdecken. Aus diesen Informationen lassen sich Rückschlüsse auf Entfernung, Zusammensetzung und innere Bewegungen von Hunderten weit entfernter Galaxien ziehen. Dies gilt auch für eine kleine Anzahl von sehr lichtschwachen Sternen innerhalb der Milchstraße, welche ebenfalls mit den MUSE-Aufnahmen ’eingefangen’ wurden.

Obwohl die Belichtungszeit mit lediglich 27 Stunden deutlich kürzer ausfiel als im Jahr 1998 bei den entsprechenden Hubble-Aufnahmen - das "Hubble Deep Field South" wurde über einen Zeitraum von zehn Tagen angefertigt - konnte MUSE in diesem kleinen Bereich des Himmels mehr als 25 sehr lichtschwache Galaxien zum Vorschein bringen, welche Hubble nicht beobachten konnte. Der Grund hierfür: MUSE ist im Beobachtungsmodus besonders empfindlich für Objekte, die den größten Teil ihrer Energie in einem eng begrenzten Wellenlängenbereich abgeben. Diese Objekte erscheinen anschließend in den Beobachtungsdaten als besonders auffällige ’helle Punkte’. In der Regel verfügen Galaxien im ’frühen Universum’ über derartige Spektren, da diese Galaxien große Mengen an Wasserstoffgas beinhalten, welches aufgrund der von den ebenfalls dort befindlichen heißen und sehr jungen Sternen ausgehenden ultravioletten Strahlung zum Leuchten angeregt wird.

"Nachdem wir sehr weit entfernte Galaxien entdeckt haben, die selbst im tiefsten Hubble-Bild nicht zu sehen waren, war die Begeisterung riesengroß. Nach so vielen Jahren harter Arbeit am Instrument war es ein beeindruckendes Erlebnis für mich zu sehen, wie unsere Träume Wirklichkeit wurden", so Roland Bacon weiter.

Indem die beteiligten Wissenschaftler alle Spektren aus der MUSE-Beobachtung des HDF-S untersuchten, konnte das Team die Entfernung zu 189 Galaxien bestimmen. Die Bandbreite reicht von relativ nahegelegenen ’Sterneninseln’ bis hin zu Galaxien, welche aus einer Zeit stammen, als das Universum weniger als eine Milliarde Jahre alt war. Dies sind mehr als zehn mal so viele Entfernungsmessungen für diesen Teil des Himmels als zuvor angefertigt.

Speziell für die Untersuchung von näher zu unser Heimatgalaxie gelegenen Galaxien haben sich die Möglichkeiten der Astronomen dank MUSE vergrößert. So können die Wissenschaftler jetzt beispielsweise auch die unterschiedlichen Eigenschaften an verschiedenen Stellen innerhalb der selben Galaxie näher analysieren. Dies lässt sowohl Rückschlüsse auf die Rotation der Galaxie zu als auch darauf, inwiefern sich dort andere physikalische und chemische Eigenschaften von Ort zu Ort unterscheiden. Dies ist entscheidend für das Verständnis dafür, wie sich Galaxien im Laufe der Zeit entwickelt haben.

"Jetzt, da wir das einzigartige Potenzial von MUSE bei der Erforschung des tiefen Universums unter Beweis gestellt haben, werden wir uns andere tiefbelichtete Felder anschauen, wie zum Beispiel das Hubble Ultra Deep Field. Auch dort können wir Tausende von Galaxien untersuchen und neue, extrem lichtschwache und weit entfernte Galaxien entdecken. Diese kleinen Baby-Galaxien, die wir nur so sehen, wie sie vor mehr als 10 Milliarden Jahren aussahen, wurden mit der Zeit erwachsen und reiften zu Galaxien wie der Milchstraße heran, wie wir sie heute kennen", fasst Roland Bacon zusammen.

Die hier vorgestellten Ergebnisse von Roland Bacon et al. wurden am 26. Februar 2015 unter dem Titel "The MUSE 3D view of the Hubble Deep Field South" in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert.

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Fachartikel von R. Bacon et al.:


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


» Raumsonde DAWN: Krater auf der Oberfläche von Ceres
27.02.2015 - In wenigen Tagen wird die Raumsonde DAWN den Zwergplaneten Ceres erreichen und diesen anschließend über 16 Monate hinweg eingehend untersuchen. Bereits jetzt zeigen die Aufnahmen der Raumsonde, dass die Oberfläche von Ceres von einer Vielzahl an Impaktkratern überzogen ist.
Am 6. März 2015 wird die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN von der Gravitation des im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten Ceres ’eingefangen’ und diesen anschließend über einen Zeitraum von 16 Monaten aus einer Umlaufbahn heraus eingehend untersuchen. Neben einem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden Spektrometer und einem Gamma- und Neutronenspektrometer kommt 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.

Bereits seit dem Dezember 2014 fertigt die Framing Camera während der Annäherung von DAWN 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).

"Ceres zeigt bereits während des Anflugs die unterschiedlichsten Formen an seiner Oberfläche", so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler. "Diese Strukturen weisen darauf hin, dass sich die Oberfläche von Ceres im Laufe der Zeit durch gewaltige Prozesse veränderte."

Diverse Impaktkrater

Die jüngsten Aufnahmen des Kamerasystems, welche bereits am 19. Februar 2015 aus einer Entfernung von etwa 46.000 Kilometern angefertigt wurden und mit denen eine räumliche Auflösung von 4,3 Kilometern pro Pixel erreicht wurde, verdeutlichen dabei erneut, dass die Oberfläche des rund 975 x 909 Kilometer durchmessenden Zwergplaneten von einer Vielzahl an Impaktkratern dominiert wird, welche allerdings nicht gleichförmig über die Oberfläche verteilt sind. Zudem weisen diese Krater unterschiedlichen Formen auf. Neben zahlreichen eher kleineren und anscheinend ’flachen’ Kratern zeigen die Bilder auch von Kraterwällen umgebene Impaktstrukturen und auffallend viele Krater, in deren Zentrum sich ein Zentralberg befindet. Der größte Krater auf der Oberfläche von Ceres verfügt über einen Durchmesser von etwa 300 Kilometern. Im Inneren dieses Kraters befindet sich eine auffallend ebene Oberfläche, welche lediglich von wenigen kleineren Kratern durchbrochen ist.

"Dies spricht dafür, dass es sich um das Überbleibsel eines vergleichsweise jungen Einschlags handelt", so der an der DAWN-Mission beteiligte Geologe Michael Schäfer vom MPS. Derzeit ist es jedoch aufgrund der immer noch verhältnismäßig geringen räumlichen Auflösung der Aufnahmen noch nicht möglich, die verschiedenen geologischen Vorgänge zu interpretieren, welche bei der Herausbildung der verschiedenen Kraterstrukturen eine Rolle spielten. Dies wird sich jedoch bereits in Kürze ändern.

"Die Krater werden uns im Laufe der Mission einen indirekten Blick in das Innere von Ceres ermöglichen", so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des für die Framing Camera zuständigen Teams. "Die Art und Weise, wie die einschlagenden Brocken den Untergrund verformen und wie der Untergrund auf längeren Zeitskalen darauf reagiert, erlaubt Rückschlüsse auf das tiefer liegende Material", ergänzt Michael Schäfer. Zu diesem Zweck wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler ab dem Mai 2015 damit beginnen, die Oberfläche von Ceres genau zu vermessen und zu kartieren. Hierbei soll in einem ersten Schritt eine Oberflächenauflösung von 400 Metern pro Pixel erreicht werden.

Helle Flecken - Hinweise auf eine kryovulkanische Aktivität?

Bis vor wenigen Wochen stellten die bereits im Dezember 2003 und im Januar 2004 mit dem Hubble Space Telescope angefertigten Aufnahmen die bis dahin am höchsten aufgelösten Aufnahmen von Ceres dar. Bereits auf diesen Fotos war ein auffälliger heller Fleck auf der ansonsten dunklen Oberfläche des Zwergplaneten erkennbar, dessen Natur jedoch mangels weiterer Daten nicht entschlüsselt werden konnte. In den vergangenen Wochen haben die aktuellen Aufnahmen der Framing Camera gezeigt, dass derartige Strukturen auch an anderen Stellen auf der Ceres-Oberfläche vorkommen. Mit den neuesten Aufnahmen wird deutlich, dass diese Flecken anscheinend in einem räumlichen Zusammenhang mit einzelnen Impaktkratern stehen.

Der bereits zuvor mit dem Hubble Space Telescope dokumentierte Fleck ist auch auf den Aufnahmen vom 19. Februar 2015 deutlich erkennbar. Dabei zeigt sich auf den entsprechenden Aufnahmen, dass dieser Fleck sich nicht nur im Inneren eines Kraters befindet, sondern dass sich in seiner unmittelbaren Nachbarschaft zudem eine zweite, allerdings kleinere und etwas dunklere ’helle Region’ befindet.

"Der helle Fleck auf der Oberfläche von Ceres verfügt über einen Kompagnon von geringerer Helligkeit, der sich offenbar im selben Becken befindet. Dies könnte auf einen vulkanischen Ursprung dieser Strukturen hindeuten. Bevor wir solche geologischen Interpretationen tätigen müssen wir allerdings noch abwarten, bis uns höher aufgelöste Aufnahmen zur Verfügung stehen", so Christopher Russelll, der wissenschaftliche Projektleiter der DAWN-Mission von der University of California in Los Angeles/USA.

Erste Hinweise auf eine möglicherweise gegenwärtig auf Ceres erfolgende kryovulkanische Aktivität lieferte das Weltraumteleskop Herschel, welches in der Vergangenheit den Nachweis erbrachte, dass sich in der Umgebung des Zwergplaneten Wasserdampf befindet, welcher von dessen Oberfläche entweicht (Raumfahrer.net berichtete).

"Dieser Fleck ist immer noch zu klein, um ihn mit unserer Kamera aufzulösen", so Dr. Andreas Nathues. "Trotz seinen geringen Abmessungen ist dieser Fleck jedoch heller als alles andere auf der Oberfläche von Ceres."

Der 6. März 2015

Gegenwärtig befindet sich die Raumsonde DAWN noch in einer Entfernung von etwa 43.630 Kilometern zu Ceres und bewegt sich dabei - mit einem Ionentriebwerk angetrieben - mit einer Geschwindigkeit von 70 Metern pro Sekunde relativ zu dem Zwergplaneten. Am 6. März 2015 wird sich die Raumsonde Ceres schließlich so weit genähert haben, dass diese durch die Gravitation des Zwergplaneten ’eingefangen’ wird.

Aus diesem Anlass hält die NASA bereits am kommenden Montag, dem 2. März 2015 ab 18:00 MEZ eine Pressekonferenz ab, in deren Rahmen über die bevorstehende Ankunft der Raumsonde an ihrem Ziel berichtet werden wird. Die interessierte Öffentlichkeit kann dieser Konferenz, welche zeitgleich im Internet übertragen werden soll, unter diesem Link beiwohnen.

In den folgenden 16 Monaten wird die Raumsonde DAWN den Zwergplaneten Ceres in unterschiedlichen Entfernungen zu dessen Oberfläche umkreisen und dabei mit den drei mitgeführten wissenschaftlichen Instrumenten ausführlich zu erforschen. Mit dem VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND wird es dann auch möglich sein, die zuvor mit dem Herschel-Weltraumteleskop detektierten Wasserdampfemissionen und die dafür verantwortlichen ’Quellregionen’ auf der Ceres-Oberfläche näher zu erfassen und eingehend zu untersuchen.

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)



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Mars Aktuell: Curiosity beendet die Untersuchung der Pahrump Hills von Redaktion



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» Curiosity beendet die Untersuchung der Pahrump Hills
28.02.2015 - Nach etwas mehr als fünf Monaten hat der Marsrover Curiosity die ausführliche Untersuchung der Region Pahrump Hills jetzt fast beendet. Noch an diesem Wochenende soll der Rover sein bisheriges Forschungsgebiet verlassen und die Fahrt zum Zentralberg im Inneren des Gale-Kraters fortsetzen.
Bereits seit dem August 2012 erforscht der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity das Innere des 154 Kilometer durchmessenden Gale-Kraters. Neben den anderen wissenschaftlichen Zielen, welche die NASA mit dieser ambitionierten Mission verbindet, richtet sich das Interesse der Marsforscher dabei besonders auf die Untersuchung der klimatologischen und geologischen Bedingungen, welche einstmals in dieser Region des Mars vorgeherrscht haben. Ein speziellen Interesse gilt dabei dem im Inneren des Gale-Krater gelegenen Zentralberg "Aeolis Mons".

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

Auf seinem Weg zu der Basis dieses Berges erreichte Curiosity bereits am 18. September 2014, dem Sol 753 seiner Mission, die Region "Pahrump Hills", welche sich etwa 150 Meter über den tiefsten Punkten des Gale-Kraters befindet. Dieses Gebiet ist nach der Meinung der an der Curiosity-Mission beteiligten Geologen ein Bestandteil der untersten Gesteinsschicht auf der sich der Zentralberg Aeolis Mons aufbaut. In den folgenden fünf Monaten haben sich die Marsforscher auf die Untersuchung der in der unmittelbaren Umgebung der Pahrump Hills befindlichen und dort frei zutage tretenden Grundgesteine konzentriert.

Dabei kam - neben den Instrumenten des Rovers - auch ein an dem Instrumentenarm befindlicher Bohrer zum Einsatz, mit dem an drei verschiedenen Stellen im Bereich der Pahrum Hills Materialproben entnommen und anschließend eingehend analysiert wurden.

Die letzte dieser Bohrungen erfolgte bereits am vergangenen Dienstag, dem 26. Februar 2015 und hatte eine mit dem Namen "Telegraph Peak" belegte Gesteinsformation zum Ziel. Dabei wurde mit dem "Powder Acquisition Drill System" (abgekürzt "PADS") - so die korrekte Bezeichnung für das Bohrsystem des Rovers - ein 1,6 Zentimeter durchmessendes und etwa sechs Zentimeter tiefes Loch in die Gesteinsformation gebohrt. An den drei folgenden Tagen wurde das Bohrloch und ein Teil des bei der Bohrung zutage geförderten Materials ausführlich mit den verschiedenen Kamerasystemen des Rovers dokumentiert und mit mehreren Instrumenten analysiert.

Die bisherige Auswertung der während der letzten Monate in den Pahrump Hills gesammelten Daten hat gezeigt, dass diese Region - verglichen mit der chemischen Zusammensetzung der Gesteine und Böden, welche Curiosity vor dem Erreichen der Basis des Aeolis Mons untersuchte - im Verhältnis zu den vorhandenen Mengen an Aluminium und Magnesium einen erhöhten Anteil an Silizium aufweist. Dieser ’Siliziumüberschuss’ tritt dabei laut einer ersten Analyse der Daten des Alphapartikel-Röntgenspektrometers im Bereich von Telegraph Peak noch deutlicher zutage als bei den beiden anderen Bohrstellen in den Pahrump Hills, welche sich auf einem etwas niedrigeren Höhenniveau befanden.

Gegenwärtig werden Teile des von dem Bohrloch entnommenen Materials mit einem weiteren Instrument, dem im Inneren des Rovers befindlichen CheMin-Spektrometer, analysiert. Hierbei wollen die beteiligten Wissenschaftler die mineralogische Zusammensetzung der Materialprobe entschlüsseln. Durch ähnliche Untersuchungen mit dem SAM-Instrument soll in den kommenden Tagen zudem auch die chemische Zusammensetzung des angebohrten Gesteins offengelegt werden.

Die Fahrt wird fortgesetzt

Mit dieser dritten Bohrung und den damit verbundenen Analysen ist die Untersuchung der Region "Pahrump Hills" beendet. Bereits am morgigen Tag - dem Sol 912 der Mission - soll Curiosity dieses Gebiet verlassen. Dabei wird sich der Marsrover zunächst durch ein kleines mit dem Namen "Artist’s Drive" belegtes Tal bewegen und anschließend seine Fahrt zu höher gelegenen Regionen des Aeolis Mons fortsetzen.

Durch eine langsame ’Besteigung’ des Berges, welche mit weiteren ausführlichen Analysen von aus geologischer Sicht interessant erscheinenden Ablagerungen verbunden sein wird, soll dessen Entwicklungsgeschichte im weiteren Verlauf der Mission Schritt für Schritt erforscht und entschlüsselt werden. Auf diese Weise erhoffen sich die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse darüber, wann, wie, warum und in welchen Zeiträumen sich das Klima und die Umweltbedingungen auf dem Mars einstmals so dramatisch verändert haben.

Verbesserte Software

Dabei wird Curiosity auch ein erneutes Upgrade seiner Betriebssoftware zugute kommen, welches bereits vor rund vier Wochen an den Rover übermittelt, installiert und erfolgreich getestet wurde. Durch dieses Upgrade wurden speziell Curiositys Möglichkeiten der ’autonomen Navigation’ erweitert.

Aufgrund der großen Distanz zwischen Erde und Mars - abhängig von der Konstellation der beiden Planeten kann die Signallaufzeit bis zu 22 Minuten betragen - kann der Rover von den für die Steuerung von Curiosity verantwortlichen Roverdriver des Jet Propulsion Laboratory (JPL) nicht etwa mittels eines Joysticks ’in Echtzeit’ navigiert werden. Vielmehr müssen sämtliche von dem Rover zu absolvierenden Manöver im Voraus bis ins Detail geplant und festgelegt werden.

Zu diesem Zweck werten die Roverdriver die zuvor von Curiosity erstellten Fotoaufnahmen der Umgebung aus und erstellen aus diesen Daten eine zukünftig einzunehmende Route. Hierbei muss ein spezielles Augenmerk darauf gelegt werden, dass der Rover auf dieser Route nicht unbeabsichtigt in ein Gelände gerät, welches wegen eines unebenen Terrains oder aufgrund von dort befindlichen Sanddünen eine potentielle Gefahr darstellt. Nach der Übertragung der entsprechenden Kommandosequenzen führt der Rover diese Fahrtmanöver dann selbstständig durch.

Aufgrund diese Vorgehensweise ist die Länge der im Rahmen einer einzelnen Fahrt zurückzulegenden Strecke normalerweise auf eine Distanz von maximal etwa 100 Metern begrenzt. Dies entspricht der Entfernung, in der die Kamerasysteme des Rovers unter optimalen Bedingungen die Umgebung in einer für die Planung einer zukünftigen Fahrt ausreichend hohen Auflösung wiedergeben können. Bei einer durch Geländeunebenheiten oder schlechte Beleuchtungsverhältnisse bedingten schlechten Sicht auf die zukünftig zu passierenden Oberflächenbereiche fallen die Fahrten dagegen entsprechend kürzer aus.

Allerdings ist der Rover in der Lage, dieses Manko auszugleichen, indem er sich nach dem von den Roverdrivern ’vorgeplanten’ Abschnitt einer Fahrt in einem sogenannten ’autonomen Navigationsmodus’ weiterbewegt. Hierbei unterbricht der Rover seine Fahrt in regelmäßigen Abständen von maximal wenigen Metern und fertigt mit seinen Gefahrenerkennungs- und Navigationskameras Fotoaufnahmen des vorausliegenden Geländes an.

Jeweils zwei Kameras bilden dabei zeitgleich den gleichen Geländeabschnitt ab. Diese Aufnahmen werden von der ’Drive-Software’ des Rovers zu Stereoaufnahmen kombiniert - im Gegensatz zu konventionellen 2D-Aufnahmen ergibt sich bei stereoskopischen Aufnahmen auch ein räumlicher Eindruck der Landschaft - und anschließend autonom ausgewertet. Aus den so gewonnenen Informationen berechnet die Software von Curiosity anschließend einen sicheren Weg zu dem vorgegebenen Endpunkt seiner jeweiligen Tagesetappe.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 911 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity bereits mehr als zehn Kilometer auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 219.245 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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


» Mars - Der einstmals Blaue Planet
07.03.2015 - Eine am 5. März 2015 veröffentlichte Studie zeigt, dass einstmals ein großer Ur-Ozean die Oberfläche des Planeten Mars bedeckte. Dieser Ozean beinhaltete mehr Wasser als das irdische Nordpolarmeer und bedeckte einen größeren Anteil der Planetenoberfläche als der Atlantik auf der Erde.
In der Gegenwart präsentiert sich der Mars - der äußere Nachbarplanet der Erde - als eine lebensfeindliche und ’knochentrockene’ Welt, welche über eine viel zu kalte und vor allem viel zu dünne Atmosphäre verfügt, um das Vorhandensein von flüssigen Wasser auf dessen Oberfläche zu ermöglichen. Selbst in gefrorener Form ist das Wasser auf dem Mars eher eine Seltenheit und tritt dort lediglich im Bereich der Polarkappen in größeren Mengen auf. Wie viel gefrorenes Wasser im Untergrund der wüstenartigen Landschaften vorkommt, ist dagegen bislang unklar.

Diese lebensfeindlichen Bedingungen bestanden jedoch nicht immer. Aufgrund der in den letzten Jahrzehnten von den verschiedenen Orbiter-, Lander- und Rovermissionen gesammelten Daten gilt es heute als gesichert, dass der Mars in seiner Frühzeit über eine dichtere Atmosphäre verfügt haben muss, welche in Kombination mit höheren Temperaturen das Vorhandensein von flüssigen Wasser auch über einen längeren Zeitraum hinweg ermöglicht hat. Auf den Bildern der Orbiter erkennen wir gewaltige Ausflusstäler, Talnetzwerke und Flussdeltas, deren Entstehung sich am besten durch die direkte Einwirkung von Oberflächenwasser erklären lässt. Die Analysen der Lander und Rover haben zudem das Vorkommen verschiedener Mineralien nachgewiesen, welche sich nur in Verbindung mit flüssigem Wasser bilden können.

Nach der Ansicht der meisten Planetenforscher muss der Mars somit einstmals über oberflächennahe Grundwasservorkommen, hydrothermale Quellen, Flüsse und Seen verfügt haben. Selbst die ehemalige Existenz eines großen Ozeans wird für denkbar gehalten. Aber wann und über welchen Zeitraum war dies einstmals der Fall? Und wie viel Wasser war auf dem Mars genau vorhanden?

Der Wasserdampf in der Marsatmosphäre liefert Antworten

Diesen Fragen ging ein internationales Wissenschaftler-Team unter der Leitung von Geronimo L. Villanueva vom Goddard Space Flight Center der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA nach. Für ihre urzeitliche Wasser-Bestandsaufnahme des Mars setzten die Wissenschaftler eine ungewöhnliche Methode ein. Statt wie viele ihrer Kollegen im Untergrund des Mars nach Hinweisen auf Wasser zu suchen, blicken sie vielmehr auf dessen Atmosphäre. Diese enthält zwar mit einem Anteil von lediglich 210 ppm deutlich weniger als ein Prozent Wasserdampf, doch die genaue Zusammensetzung dieses atmosphärischen Wassers ist für die Wissenschaftler sehr aufschlussreich.

"Wir können daraus rekonstruieren, wie sich der Wasserhaushalt des Planeten im Laufe der Jahrmillionen entwickelte und wie viel Wasser ins All entweichen konnte", so Dr. Paul Hartogh vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen, einer der an der Studie beteiligten Wissenschaftler. Unter dem Einfluss der Sonnenstrahlung werden die Wassermoleküle in den oberen Schichten der Marsatmosphäre in ihre einzelnen, leichteren Bausteine aufgespalten, welche dann zum Teil das Schwerefeld des Planeten verlassen können und in das Weltall entweichen.

Doch Wasser ist nicht gleich Wasser. Vielmehr unterscheiden sich einzelne Wassermoleküle - bestehend aus jeweils zwei Wasserstoffatomen und einem Sauerstoffatom - durch die jeweilige Isotopenzusammensetzung des darin enthaltenen Wasserstoffs. Es existieren drei Isotope des Wasserstoffs, welche sich durch die Anzahl der in den Wasserstoffatomen enthaltenen Neutronen unterscheiden. "Normaler" Wasserstoff enthält kein Neutron. "Schwerer" Wasserstoff - auch als Deuterium bekannt - enthält in seinem Atomkern ein Neutron und ein Proton. Der "überschwere" Wasserstoff - Tritium genannt - verfügt in seinem Kern sogar über zwei Neutronen. Hierdurch ergeben sich verschiedene Arten von Wasser wie etwa das als halbschweres Wasser bezeichnete Hydrodeuteriumoxid (chemische Formel HDO).

Da Deuterium schwerer als normales Wasser ist, geht es weniger leicht in den Weltraum verloren. Je mehr Wasser der Mars also im Laufe der Jahrmilliarden aus seiner Atmosphäre in den Weltraum abgibt, desto mehr verändert sich auch das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff (kurz als "D/H-Verhältnis" bezeichnet). Indem sie das D/H-Verhältnis ermitteln, können die Wissenschaftler den HDO-Anteil bestimmen und berechnen, um wie viel sich der Anteil von Deuterium auf dem Mars im Laufe der Zeit erhöht hat. Hierdurch kann zugleich ermittelt werden, wie viel Wasser im Laufe der Zeit in den Weltraum verloren ging. Das wiederum erlaubt Schätzungen über die Menge an Wasser, welche einstmals auf dem Mars vorhanden war.

Um das aktuelle Verhältnis von halbschwerem zu normalem Wasserdampf in der Marsatmosphäre genau zu ermitteln, bestimmten die Wissenschaftler nicht - wie sonst üblich - einen globalen Mittelwert, sondern schauten sich den Planeten vielmehr Stück für Stück an. Sie erhielten so erstmals eine zweidimensionale Karte des Verhältnisses beider Stoffe, welche über eine räumliche Auflösung von nur 500 Kilometern verfügt. Der Schlüssel für die Erstellung dieser ’Wasserkarte’ waren nicht nur leistungsstarke Teleskope, welche die typischen Fingerabdrücke von halbschwerem und normalem Wasser in der Infrarotstrahlung des Mars aufspüren und unterscheiden konnten, sondern in erster Linie sorgfältig ausgewählte Beobachtungszeiträume.

Die Erdatmosphäre komplizierte die Beobachtungen

Kompliziert wurden die Beobachtungen nämlich durch die Atmosphäre unseres Heimatplaneten, welche ebenfalls Wasserdampf enthält. Um die Infrarotstrahlung des irdischen Wassers von jener des Mars-Wassers zu trennen, blickten die an der Studie beteiligten Wissenschaftler mit dem Very Large Telescope (kurz "VLT") am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden sowie dem W.-M.-Keck-Observatorium und der Infrared Telescope Facility - beide Teleskope befinden sich auf dem Vulkan Mauna Kea auf Hawaii - immer nur dann in Richtung Mars, wenn dieser der Erde besonders nahe war.

Die Erde umrundet die Sonne deutlich schneller als der weiter außen liegende Mars. Dadurch bedingt ’überrundet’ unser Heimatplanet den Mars in regelmäßigen zeitlichen Abständen und holt ihn dabei auf der Innenbahn ’von hinten kommend’ ein.

"In dieser Situation ist der relative Geschwindigkeitsunterschied zwischen beiden Planeten in Beobachtungsrichtung am größten", so Dr. Hartogh. Die Wellenlängen der Strahlung, welche von dem Mars-Wasser herrührt, sind dann gegenüber denen Wellenlängen des irdischen Wasserdampfs besonders stark verschoben. Dieser sogenannte Doppler-Effekt ist zum Beispiel auch bei vorbei fahrenden Rettungswagen oder Polizeifahrzeugen zu beobachten. Die Frequenz des Martinshorns ist gegenüber dem eines stehenden Einsatzfahrzeuges verändert. Dabei war die Studie, welche vom März 2008 bis zum Januar 2014 durchgeführt wurde, für die beteiligten Wissenschaftler in erster Linie auch eine Geduldsprobe. Nur etwa alle zwei Jahre ergeben sich für einen Zeitraum von jeweils nur einigen Monaten die für die Untersuchung der Isotopenverhältnisse des Wasserdampfs in der Marsatmosphäre notwendigen Beobachtungsbedingungen.

Der Grund für den Einsatz von Teleskopen für diese planetenweite Beobachtung liegt in der dabei gegebenen Möglichkeit, den gesamten Planeten ’auf einen Schlag’ zu beobachten. Obwohl direkt auf der Marsoberfläche aktive Rover oder Lander beziehungsweise im Marsorbit befindliche Raumsonden detaillierte ’in situ’-Messungen liefern können, sind sie nicht dafür geeignet, die Eigenschaften der gesamten Marsatmosphäre im Rahmen einer einzigen Beobachtungskampagne zu ermitteln. Dies lässt sich am effektivsten mittels Infrarotspektrographen an großen Teleskopen bewerkstelligen, welche sich auf unserem Heimatplaneten befinden.

Sublimation von Eis

Das Team hat sich bei seinen sechs Jahre andauernden Studien besonders auf die Polarregionen des Mars konzentriert6, da die polaren Eiskappen des Mars das größte bekannte Wasserreservoir unseres Nachbarplaneten bilden. Die dort abgelagerten Eismassen sollten - so die Vermutung der Wissenschaftler - die ’Evolution des Wassers’ auf dem Mars über einen Zeitraum gespeichert haben, welcher von der Noachischen Periode - dem frühesten geologischen Zeitalter des Mars - bis in die Gegenwart reicht.

Auf seiner sehr exzentrischen Umlaufbahn um die Sonne - der Wert der Exzentrizität der Marsbahn beträgt 0,0935 und weist nach der Umlaufbahn des Planeten Merkur die größte aus dem Sonnensystem bekannte Abweichung einer Planetenbahn von der idealen Kreisbahn auf - durchlebt der Mars eine regelmäßig erfolgende Veränderung in der Intensität der einfallenden Sonnenstrahlung. Speziell in den äquatornahen Regionen wird es dabei in den Sommermonaten relativ warm.

"Gefrorenes halbschweres Wasser geht erst bei einer etwas höheren Temperatur als normales Wasser in den gasförmigen Zustand über", erklärt Dr. Hartogh. Wenn sich in den kühlen Permafrostregionen des Mars während des einsetzenden Frühlings der Boden erwärmt, sublimiert somit zuerst das dort im Untergrund abgelagerte ’normales’ Wassereis. Eis mit einem erhöhten Deuteriumanteil bleibt dagegen zunächst erhalten. Bei den in Äquatornähe auftretenden Oberflächentemperaturen sublimiert allerdings nicht nur das ’normale’ sondern auch das ’halbschwere’ Wasser und wird dabei in der Atmosphäre freigesetzt.

"Das Eis in den Polkappen hingegen verdampft nie vollständig. Im Verlauf eines Jahres reichert sich dort deshalb Deuterium an", so Dr. Hartogh weiter.

Einstmals 20 Millionen Kubikkilometer Wasser

"Unsere Untersuchungen liefern eine zuverlässige Schätzung, wie viel Wasser einst auf dem Mars vorhanden war, und zwar indem wir bestimmt haben, wie viel Wasser in den Weltraum verloren ging", erläutert Geronimo L. Villanueva, der Leiter des Teams. "Mit dieser Arbeit können wir die Geschichte des Wassers auf dem Mars besser verstehen."

Die neuen Ergebnisse zeigen, dass das Niederschlagswasser in der Nähe der Polarregionen des Mars im Vergleich zum Meerwasser auf der Erde um den Faktor Sieben mit Deuterium angereichert war. Um solch ein hohes Anreicherungslevel zu ereichen, muss der Mars in den vergangenen vier Milliarden Jahren ein Wasservolumen verloren haben, welches etwa 6,5 mal größer ausfällt als das momentane Volumen der dort befindlichen Polkappen. Den für die Ermittlung dieses Wertes erforderlichen ’urzeitlichen’ Vergleichswert entnahmen die Wissenschaftler aus verschiedenen auf der Erde aufgefundenen Mars-Meteoriten, welche sich bereits vor Milliarden von Jahren von ihrem Mutterplaneten lösten und anschließend auf die Erde stürzten. In dem in diesen Meteoriten enthaltenen Wasser sind die ursprünglichen Isotopenverhältnisse auf dem Roten Planeten konserviert. Das Gesamtvolumen des einstmals auf dem Mars befindlichen Wassers muss demzufolge einen Wert von mindestens 20 Millionen Kubikkilometern erreicht haben.

Laut dieser Studie hätte der frühzeitliche Mars demzufolge vor vier Milliarden Jahren über genügend Wasser verfügt, um die komplette Oberfläche mit einer 140 Meter in die Tiefe reichende Schicht aus Wasser zu bedecken. Allerdings ist es deutlich wahrscheinlicher, dass sich diese Wassermengen in einem einzigen Bereich zu einem Ozean vereinte, welcher - angesichts der Topografie der heutigen Marsoberfläche - mehr als die Hälfte der nördliche Hemisphäre des Mars bedeckte und der dabei in manchen Regionen eine Tiefe von mehr als 1,6 Kilometern erreichte. Ein frühzeitlicher Mars-Ozean an dieser Stelle hätte dabei rund 19 Prozent der Planetenoberfläche bedeckt. Zum Vergleich: der Atlantische Ozean nimmt dagegen ’nur’ etwa 17 Prozent der Oberfläche der Erde ein.

Dieses ehemalige Vorhandensein eines Ozeans im Bereich der heutigen, den Nordpol umfassenden Tiefebene Vastitas Borealis und der angrenzenden Regionen Arcadia Planitia, Acidalia Planitia und Utopia Planitia wurde bereits früher vorgeschlagen - konnte aber bisher nicht definitiv nachgewiesen werden. Allerdings deuten diverse Untersuchungen darauf hin, dass sich dort offenbar signifikante Mengen an Wassereis im Untergrund konzentrieren.

Der Mars - eventuell noch länger ’lebensfreundlich’ als bisher gedacht?

Erst im Frühjahr 2013 führten die Untersuchungen des von der NASA betriebenen Marsrovers Curiosity zu dem Schluss, dass auf unserem Nachbarplaneten einstmals Bedingungen vorherrschten, welche prinzipiell die Entstehung von primitiven biologischen Lebensformen begünstigt haben könnten (Raumfahrer.net berichtete). Eine dieser Voraussetzungen beinhaltet das langfristige Vorhandensein von flüssigem Wasser auf dessen Oberfläche.

"Wenn der Mars so viel Wasser verloren hat, dann gab es höchstwahrscheinlich länger Wasser auf der Oberfläche, als bisher angenommen wurde, was darauf hindeutet, dass er auch länger bewohnbar war", ergänzt Dr. Michael Mumma, ein ebenfalls an dieser Studie beteiligten Wissenschaftler. Möglicherweise verfügte der Mars einstmals sogar über noch mehr Wasser, von dem sich in der Zwischenzeit ein nicht unwesentlicher Teil unter der Planetenoberfläche abgelagert haben könnte. In der fortdauernden Suche nach diesen bisher unentdeckten ’Untergrundwasser’-Reservoirs könnten sich die von dem Team um Geronimo L. Villanueva erstellten Karten zukünftig als sehr nützlich erweisen, da sie neben den Daten über das aktuelle D/H-Verhältnis auch Informationen über Mikroklimata und im Laufe der Zeit erfolgte Veränderungen im Gehalt des Niederschlagswassers aufzeigen.

Ulli Käufl von der europäischen Südsternwarte, welcher für den Bau eines der bei dieser Studie verwendeten Instrumente verantwortlich war, fügt hinzu: "Ich bin abermals überwältigt, welche Leistungsfähigkeit astronomische Teleskope in Bezug auf die Möglichkeit der Untersuchung anderer Planeten von der Erde aus haben: Wir haben einen ehemaligen Ozean in einer Entfernung von 100 Millionen Kilometern gefunden!"

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Geronimo L. Villanueva et al. wurden am 5. März 2015 unter dem Titel "Strong water isotopic anomalies in the Martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs" in der Fachzeitschrift Science veröffentlicht.

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Fachartikel von Geronimo L. Villanueva et al.:


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


» Marsmission InSight: Landeplatzwahl schreitet voran
08.03.2015 - Im Jahr 2016 wird die NASA mit der Raumsonde InSight eine weitere Marsmission starten, welche sich diesmal allerdings auf die Untersuchung des inneren Aufbaus unseres äußeren Nachbarplaneten konzentrieren wird. Bei der Auswahl eines geeigneten Landeplatzes fiel die Entscheidung jetzt auf ein Gebiet innerhalb der Tiefebene Elysium Planitia.
Am 20. August 2012 gab die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA bekannt, dass im Jahr 2016 eine weitere Mission zu unserem äußerem Nachbarplaneten starten wird. InSight - so der Name der Mission - steht als Abkürzung für Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport. Der Marslander soll zwischen dem 4. und dem 30. März 2016 zu unserem Nachbarplaneten aufbrechen und nach seiner Landung, welche derzeit für den 28. September 2016 geplant ist, den inneren Aufbau des Mars untersuchen.

Das Design von InSight beruht auf dem Aufbau der Marslander-Mission Phoenix, welche im Jahr 2008 über einen Zeitraum von fünf Monaten auf unserem Nachbarplaneten aktiv war. Im Gegensatz dazu soll InSight allerdings über einen Zeitraum von 24 Monaten, dies entspricht in etwa einem kompletten Marsjahr, Daten sammeln. Das wissenschaftliche Ziel der InSight-Mission besteht darin, zum ersten Mal überhaupt durch direkte Messungen einen Einblick in das Innere des Planeten Mars zu gewinnen. Der Mars dient hierbei allerdings lediglich als ein Vertreter der Klasse der terrestrischen Planeten. Durch das Studium der Struktur und der Zusammensetzung des Marsinneren erhoffen sich die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die Prozesse, welche bei der Entstehung und Entwicklung eines erdähnlichen Planeten ablaufen.

Vier mögliche Landeplätze

Bereits am 4. September 2013 hat die NASA bekannt gegeben, dass aus den zuvor in Betracht gezogenen 22 potentiellen Landeplätzen für InSight vier favorisierte Landestellen ausgewählt wurden. Alle vier verbliebenen potentiellen Landestellen befinden sich im Bereich der Region Elysium Planitia - einer ausgedehnten Ebene im nördlichen Tiefland des Mars - und dort weniger als fünf Grad nördlich des Marsäquators. Jede der vier potentiellen Landestellen umfasst einen ellipsenförmigen Bereich, welcher in Ost-West-Richtung über eine Ausdehnung von 130 Kilometern und in Nord-Süd-Richtung über eine Ausdehnung von 27 Kilometern verfügt. Wenn man das Zentrum dieser Ellipse als vorgesehenen Landeplatz festlegt, so besteht nach den Berechnungen der NASA-Mitarbeiter eine Wahrscheinlichkeit von 99 Prozent, dass InSight dann auch wirklich innerhalb dieser Ellipse aufsetzt (Raumfahrer.net berichtete).

Der derzeitige Hauptkandidat

Diese vier verbliebenen Regionen wurden in den vergangenen Monaten weiter untersucht und dabei unter anderem auch mehrfach mit den Kamerasystemen des NASA-Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) abgebildet. Aus den derzeit zur Verfügung stehenden Daten hat die für die Auswahl des Landeplatzes verantwortliche "Landing Site Selection Group" der NASA jetzt einen Landeplatz ausgewählt, welcher nach der Ansicht der beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure die besten Voraussetzungen für eine erfolgreiche Durchführung der Mission bietet. Die favorisierte Landezone befindet sich bei 4,5 Grad nördlicher Breite und 136 Grad östlicher Länge.

"Das ist ein wunderbares Gelände für eine Landung, weil es glatt, flach und eben ist. Auf den am höchsten aufgelösten Aufnahmen sind nur wenige Felsen zu erkennen", so Matt Golombek vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, der Leiter der Landing Site Selection Group.

Auch in den kommenden Monaten soll die Analyse der derzeit favorisierten Landeregion fortgesetzt werden. Sollten dabei doch noch bisher nicht erkennbare Risiken oder Probleme registriert werden, so könnte man auf eine der anderen drei Landezonen ausweichen. Auch diese weisen nahezu ideale Bedingungen für die Landung und die anschließende Durchführung der Mission auf. Eine endgültige Entscheidung über den Landeplatz soll jedenfalls noch im Verlaufe dieses Jahres getroffen werden.

Bei der InSight-Mission handelt es sich um ein Gemeinschaftsprojekt des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, von Lockheed Martin Space Systems, der französischen Weltraumagentur CNES, des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) und verschiedener weiterer Institute. Geleitet wird die Mission von Dr. Bruce Banerdt vom JPL - einem der renommiertesten US-amerikanischen Marsforscher. Zwecks der Erfüllung der wissenschaftlichen Zielsetzung ist der Lander mit drei wissenschaftlichen Instrumenten und zwei Kameras ausgestattet (Raumfahrer.net berichtete). Dem wissenschaftlichen Team gehören Forscher aus den USA, Frankreich, Deutschland, Österreich, Belgien, Kanada, Japan, Spanien, der Schweiz und Großbritannien an.

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


» Curiosity: Ein Kurzschluss verzögert die Weiterfahrt
08.03.2015 - Kurz vor seiner für den 1. März 2015 vorgesehenen Weiterfahrt ereignete sich bei dem Marsrover Curiosity ein Kurzschluss, weshalb die geplante Fahrt zunächst ausgesetzt werden musste. Die Ursache für das aufgetretene Problem ist mittlerweile verstanden und bereits in der kommenden Woche - so die derzeitigen Planungen - soll der Rover seine Fahrt fortsetzen.
Nach einer etwas mehr als fünf Monate andauernden Untersuchungskampage hatte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity Ende Februar 2015 seine Arbeiten bei der im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Region "Pahrump Hills" beendet. Am 1. März 2015, dem Sol 912 seiner Mission, sollte der Rover seine Fahrt fortsetzen und sich dabei zunächst durch ein schmales, mit dem Namen "Artist’s Drive" belegtes Tal bewegen, bevor anschließend höher gelegene Regionen des im Inneren des Kraters gelegenen Zentralberges Aeolis Mons angesteuert werden (Raumfahrer.net berichtete).

Aufgrund eines nur wenige Stunden zuvor aufgetretenen technischen Problems konnte diese Fahrt allerdings nicht durchgeführt werden.

Noch am 28. Februar sollte ein Teil des zuvor im Rahmen einer am 26. Februar erfolgten Bohrung gewonnene Materials dem Instrumentenkomplex SAM - einem der beiden im Inneren des Rovers befindlichen Analyseinstrumente - zugeführt werden. Zwecks der Vorbereitung dieses Probentransfers wurde das Material zunächst durch das "Sample Manipulation System" (kurz "SMS") an das "Collection and Handling for Interior Martian Rock Analysis" (kurz "CHIMRA") weitergeleitet. Der CHIMRA-Komplex ist mit zwei Sieben ausgestattet, durch welche Partikel entweder kleiner als 150 Mikrometer oder aber kleiner als ein Millimeter aus einer gewonnenen Bodenprobe herausgefiltert werden können.

Diese so gesiebten Proben - so die übliche Vorgehensweise - werden anschließend in verschiedene Probenauffangbehälter befördert, von wo aus sie zwecks eingehender Untersuchungen an die beiden im Inneren des Rovers befindlichen Analyseinstrumente SAM und CheMin weiter transportiert werden können. Hierfür sind diese beiden Instrumente durch jeweils eine kleine Röhre mit der Oberseite der zentralen Struktur des Rovers verbunden. Der Transport des aufzubereitenden Materials zum CHIMRA wird dabei durch eine gesteuerte Dreh- und Schwenkbewegung des Roboterarm-Aufsatzes sowie durch gezielte Vibrationen kontrolliert.

Ein Kurzschluss stoppt die weiteren Aktivitäten

Von dem Rover zu seinem am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien befindlichen Kontrollzentrum übermittelte Telemtriedaten zeigten jedoch am 1. März, das im Rahmen dieses Probenaufbereitungsprozesses ein Kurzschluss erfolgte. Gemäß seinen Sicherheitsprotokollen stoppte der Rover daraufhin sofort alle weiteren Aktivitäten und wartete stattdessen zunächst auf weiterführende Kommandos von seinem Kontrollzentrum.

"Wir wollen zunächst im aktuellen Zustand des Rovers weitere Tests durchführen, bevor wir seinen Arm bewegen oder gar weiterfahren", so Jim Erickson, der Curiosity-Projektmanager vom JPL in einer Pressemitteilung vom 3. März. "Dies ist die beste Möglichkeit, um die Ursache des Kurzschlusses zu ergründen."

Diese Ursache und die davon betroffenen Systembereiche könnte Auswirkungen auf den weiteren Betrieb des Rovers haben. In einigen Systemen würde ein solcher Kurzschluss die Funktion von Curiosity kaum beeinträchtigen. Ein Kurzschluss in kritischen Komponenten hätte dagegen zur Folge, dass der Rover zumindestens zunächst auf einige Funktionen verzichten müsste. Im schlimmsten Fall wäre sogar die weitere Fortsetzung der Mission gefährdet.

Die Ursache: Stromschwankung im Bohrsystem

Die während der letzten Woche erfolgten Diagnosetest ergaben schließlich, dass der Kurzschluss sehr wahrscheinlich durch eine kurzzeitig aufgetretene Stromschwankung ausgelöst wurde, deren Quelle in dem Schlagbohrmechanismus des Powder Acquisition Drill Systems (abgekürzt "PADS") des Rovers zu finden ist.

Dieses Bohrsystem kann im Rahmen einer durchzuführenden Bohrung 1,6 Zentimeter durchmessende und - abhängig von der Zusammensetzung der anzubohrenden Bodenprobe - bis zu sechs Zentimeter tiefe Löcher in die Planetenoberfläche oder in Gesteine bohren. Die Umdrehungszahl des Bohrers liegt bei einem Bohrvorgang je nach gewählter Einstellung zwischen einer bis hin zu 150 Umdrehungen pro Minute. Neben der drehenden Bewegung kann der Bohrkopf des PADS bei einer erfolgenden Bohrung auch nach dem Prinzip einer Schlagbohrmaschine bis zu 30 mal pro Sekunde gegen das anzubohrende Gestein gehämmert werden, wodurch das Ziel effizienter zerkleinert und durchdrungen werden kann. Die dabei erreichte Aufschlagenergie kann zwischen 0,05 und 0,8 Joule variiert werden.

Zusätzlich wird dieser Schlagbohrmechanismus aber auch dazu genutzt, um eine auf einem der beiden Siebe platzierte Materialprobe ’durchzurütteln’ und so infolge der sich dabei ergebenden mechanischen Erschütterungen durch die Öffnungen der Siebe zu befördern. Der am 28. Februar erfolgte Kurzschluss trat bei genau dieser Vorgehensweise auf.

Bei einem Test am JPL konnte das wenige Tage zuvor auf dem Mars erfolgte Ereignis am 5. März erfolgreich reproduziert werden. Während eines Test, bei dem der Bohrer im Rahmen einer Schlagbohrbewegung auf und ab bewegt wurde, trat für einen Zeitraum von weniger als einer Hundertstel Sekunde eine minimale Stromschwankung auf. Diese kleine Schwankung, so die Ingenieure des JPL, war wahrscheinlich trotz ihres flüchtigen Charakters stark genug, um die Sicherheitsparameter des Rovers zu aktivieren.

"Nach weiteren Analysen, in deren Rahmen wir diese Diagnose bestätigen wollen, werden wir nach Wegen suchen, um derartige Ereignisse zukünftig vermeiden zu können", so Jim Erickson in einer weiteren Presseerklärung vom vergangenen Freitag. Bei vorherigen nach dem gleichen Prinzip ablaufenden Aktionen wurden keine derartigen Probleme registriert. Positiv ist jedoch zu vermerken, dass die Sicherheitsparameter des Rovers anscheinend ’fein genug’ eingestellt sind, um selbst auf minimalste Abweichungen zu reagieren.

Die weitere Vorgehensweise

Diese gegenwärtige ’Auszeit’ hat lediglich Auswirkungen auf die Fortsetzung der Fahrt, auf den Einsatz der am Instrumentenarm montierten Instrumente MAHLI und APXS und auf die geplanten Materialanalysen durch das SAM-Instrument. Die anderen wissenschaftichen Instrumente waren dagegen auch in den vergangenen Tagen aktiv und haben Messdaten gesammelt beziehungsweise Fotoaufnahmen erstellt.

Als nächstes will das für den Betrieb des Rovers verantwortliche Team zunächst den Instrumentenarm minimal bewegen. Anschließend soll dann überprüft werden, ob nach dieser Neuausrichtung eventuell ein erneuter Kurzschluss auftritt. Sollte dieser Fall nicht eintreten - und davon wird ausgegangen - so soll die Probenaufbereitung und anschließende Weiterleitung an das SAM-Instrument fortgesetzt werden. Sollte auch dabei alles wie vorgesehen ablaufen, dann soll der Marsrover Curiosity seine Fahrt bereits im Verlauf der kommenden Woche fortsetzen. Großartige ’Geländegewinne’ wird es dabei aber auch in der nächsten Zukunft nicht geben.

"Wir werden mehr Zeit an [aus wissenschaftlicher Sicht] interessanten Stellen verbringen, als das wir fahren", so Dr. John Bridges von der University of Leicester, einer der an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 919 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity bereits mehr als zehn Kilometer auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 221.015 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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



 

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Saturn Aktuell: Raumsonde Cassini - Der Saturnumlauf Nummer 214 von Redaktion



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• Hydrothermale Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus? «mehr» «online»


» Raumsonde Cassini - Der Saturnumlauf Nummer 214
26.02.2015 - Am heutigen Abend beginnt für die Raumsonde Cassini der mittlerweile 214. Umlauf um den Planeten Saturn. Den Höhepunkt dieses neuen Orbits bildet ein für den 16. März 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug der Raumsonde an dem Saturnmond Titan.
Am 26. Februar 2015 erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 18:15 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 3,44 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 214. Umlauf um den Ringplaneten beginnen. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 8,5 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 30 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung "Rev 213" lautet, insgesamt 31 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 16. März 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-Kameraexperiments zusammen mit einem der Fernerkundungsinstrumente der Raumsonde, dem Composite Infrared Spectrometer (kurz "CIRS"), den Saturn abbilden. Die im Rahmen dieser Kampagne gewonnenen Beobachtungsdaten dienen - wie bereits bei einer vergleichbaren Beobachtungskampagne im vorherigen Saturnumlauf - in erste Linie der Kalibrierung des CIRS-Spektrometers.

Direkt im Anschluss an diese Aufnahmen wird auch die Weitwinkelkamera des Kameraexperiments 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 insgesamt noch sechs weitere derartige Beobachtungen vorgesehen.

Das Ringsystem des Saturn

Am 9. und 10. März steht dann erneut der F-Ring des Saturn auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. 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 den jetzt geplanten Aufnahmen sollen nach einer entsprechenden Bildbearbeitung zwei kurze Videosequenzen erstellt werden.

Am 13. März wird sich die ISS-Kamera in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (kurz "VIMS"), auf die Hauptringe des Saturn richten und diese abbilden. Dabei steht speziell der äußere Bereich des B-Ringes auf dem Beobachtungsprogramm, welcher dabei über einen Zeitraum von rund sechs Stunden mit der Telekamera abgebildet werden soll. Aus diesen Aufnahmen wollen die beteiligten Wissenschaftler eine kurze Videosequenz erstellen, auf der die im B-Ring angeordneten Speichenformationen erkennbar sein sollen. Diese Strukturen wurden erstmals auf den Aufnahmen der Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 ausgemacht, welche den Saturn bereits Anfang der 1980er Jahre passierten. Diese auf Fotoaufnahme in hellen Farben erkennbaren Speichen sind im Durchschnitt lediglich etwa 100 Kilometer breit und erstrecken sich radial über eine Strecke von bis zu 20.000 Kilometer in das Ringsystem hinein.

Bei diesen ’Speichen’ handelt es sich um lediglich vorübergehend auftretende Erscheinungen, welche sich üblicherweise innerhalb von wenigen Stunden ausbilden und dann wieder auflösen. Die Planetenforscher gehen davon aus, dass diese Speichenstrukturen durch elektrisch aufgeladene Staubpartikel verursacht werden, welcher durch elektrischen Abstoßungskräfte vorübergehend aus dem B-Ring herausgedrückt werden. Es wird vermutet, dass die Speichen ein saisonales Phänome darstellen, welche sich nur zu bestimmten Zeiten während eines knapp 30 Jahre andauernden Saturnjahres bilden. Mit dem weiteren Fortschreiten der Jahreszeiten auf dem Saturn und dem Einsetzen des Sommers auf der nördlichen Planetenhemisphäre, so die Prognose der Wissenschaftler, sollten sie dann nicht mehr auftreten.

Periapsis

Am 14. März 2015 wird Cassini schließlich um 16:49 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 214, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 313.780 Kilometern passieren.

Am darauffolgenden Tag soll die ISS-Kamera zusammen mit dem VIMS-Spektrometer eine Sternbedeckungen dokumentieren. Hierbei wird der im Sternbild Schlangenträger gelegene Stern X Ophiuchi 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 X Ophiuchi 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.

Anschließend stehen erneut der F-Ring und danach 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 den D-Ring ausführlich und aus kürzester Distanz zu studieren (Raumfahrer.net berichtete). Durch diese für den 15. März 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-110

Am 16. März steht dann der Höhepunkt dieses 214. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 15:30 MEZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,7 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 2.274,5 Kilometern passieren. Die mit diesem mittlerweile 111. Vorbeiflug am Titan - das Manöver trägt die Bezeichnung "T-110" - assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung. Neben dem ISS-Kamerasystem sollen dabei in erster Linie die Instrumente CIRS und VIMS genutzt werden, um die Oberfläche und die Atmosphäre des Titan zu untersuchen sowie um ein Temperaturprofil zu erstellen.

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 Kraken Mare, Punga Mare und Ligeia Mare abbilden.

Das VIMS wird auch in den Stunden nach dem Flyby aktiv sein. Zusammen mit dem CIRS-Spektrometer 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.

Neben den wissenschaftlichen Untersuchungen ist dieser Titan-Vorbeiflug auch deshalb von Bedeutung, weil dabei die Flugbahn der Raumsonde dahingehend geändert werden soll, dass die Inklination der Flugbahn innerhalb des Saturnsystems auf einem Wert von nur noch 0,3 Grad verringert wird. Durch diese ’neue’ Flugbahn wird sich den Wissenschaftlern in den kommenden Monaten die Gelegenheit bieten, speziell die Ringe des Saturn wieder in ihrer Kantenstellung zu beobachten.

Der Abschluss des Orbits Nummer 214

Nach dem Abschluss der Titan-Kampagne wird die Raumsonde Cassini am 20. und am 22. März zunächst Teilbereiche des diffusen E-Rings des Saturn abbilden, welcher sich in erster Linie aus Staubpartikeln zusammensetzt. Durch die bei diesen Beobachtungen gegebenen Beleuchtungsverhältnisse lassen sich speziell diese Staubteilchen besonders gut untersuchen.

Am 25. März wird die ISS-Kamera zudem die Monde Titan, Rhea und Mimas abbilden, welche sich dabei zusammen im Aufnahmebereich der Telekamera befinden werden.

Am 26. März beginnt schließlich eine über zwei Tage andauernde Beobachtungskampagne des im Mittel 1.436 Kilometer durchmessenden Saturnmondes Iapetus, welcher sich dabei etwa etwas mehr als eine Million Kilometer von der Raumsonde entfernt befinden wird. Die Aufnahmen werden speziell die nördliche Hemisphäre des mit einer zweigeteilten Oberfläche versehenen Mondes Iapetus wiedergeben, wo sich zwei größere Impaktbecken - Tungis und Roland - befinden. Auch eines der markantesten Merkmale von Iapetus - ein rund 1.300 Kilometer langer, etwa 20 Kilometer breiter und bis zu 13 Kilometer hoher Bergrücken - sollte auf den Aufnahmen erkennbar sein.

Am 28. März 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 17:41 MEZ in einer Entfernung von rund 3,2 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 214. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 215 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen.

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

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


» Hydrothermale Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus?
12.03.2015 - Bereits seit mehreren Jahre ist bekannt, dass sich im Untergrund des Saturnmondes Enceladus ein ausgedehnter Ozean befindet, welcher die Quelle für einen dort erfolgenden Kryovulkanismus bildet. Jetzt haben Wissenschaftler Hinweise darauf gefunden, dass sich auf dem Grund dieses Ozeans auch hydrothermale Aktivitäten abspielen könnten. Im Rahmen dieser Prozesse müsste das Wasser auf dem Grund dieses Ozeans eine Temperatur von mindestens 90 Grad Celsius erreichen. Dies sind Bedingungen, welche in bestimmten Bereichen auch auf dem Grund der irdischen Ozeane auftreten.
Bereits seit dem Sommer 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn und untersucht die Atmosphäre, das Ringsystem und die 62 bisher bekannten Monde dieses zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten. Dabei konnte während eines nahen Vorbeifluges an dem Mond Enceladus am 14. Juli 2005 zur Verwunderung der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler die Existenz einer extrem dünnen Atmosphäre um diesen Himmelskörper nachgewiesen werden. Mit einem mittleren Durchmesser von lediglich 504 Kilometern verfügt der sechstgrößte Mond des Saturn immerhin über eine viel zu geringe Masse, um die detektierten Gaspartikel über einen längeren Zeitraum in seinem Gravitationsfeld zu binden

Die Tatsache, dass die Dichte der beobachteten Atmosphäre mit zunehmender Höhe stark abnimmt, wurde als ein Indiz dafür interpretiert, dass eine Quelle direkt auf der Oberfläche des Eismondes für deren Existenz verantwortlich sein muss. Hierfür, so die Wissenschaftler im Jahr 2005, käme unter anderem ein geothermaler Hotspot in Frage, welcher durch vulkanische Aktivität gespeist wird. Aufgrund von Messdaten, welche mit verschiedenen Magnetometern, Spektrometern und einem Gerät zur Staubanalyse gewonnen werden konnten, wurde dieser Hotspot im Bereich der Südpolregion von Enceladus vermutet.

Am 27. November 2005 gelang den Wissenschaftlern der Cassini-Mission dann schließlich auch tatsächlich dessen direkter Nachweis. Auf den an diesem Tag im Gegenlicht angefertigten Enceladus-Aufnahmen der ISS-Kamera waren eine Vielzahl von feinen Jets erkennbar, welche von der Südpolregion ausgingen und die sich bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstreckten. Als Ausgangspunkt für diese feinen Strahlen aus Staubpartikeln, Wasserdampf und Eis konnten bei späteren dichten Vorbeiflügen an Enceladus vier nahezu parallel verlaufende Einschnitte in der Mondoberfläche ausgemacht werden, welche sich direkt über dem dortigen Südpol befinden (Raumfahrer.net berichtete). Die "Tigerstreifen", so die Bezeichnung dieser Formationen, erstrecken sich über eine Länge von jeweils 130 Kilometern und erreichen eine Breite von bis zu zwei Kilometern. Diese von der Mondoberfläche ausgehenden Jets gelten als die hauptsächlichen Materiallieferanten für den E-Ring des Saturn.

Ungewissheit bestand jedoch zunächst darüber, woher das in diesen Jets enthaltene Wasser stammt. Manche Wissenschaftler favorisierten hierfür einen Zersetzungsprozess von gefrorenem Eis. Andere Forscher gingen dagegen davon aus, dass sich unter der Oberfläche des Mondes ein Ozean oder zumindestens ein ausgedehnter See aus flüssigem Wasser befinden muss. So zeigte eine im Jahr 2009 publizierte Studie der chemischen Zusammensetzung von Eispartikeln im E-Ring des Saturn, dass sich dort drei verschiedene Sorten von Eispartikeln befinden. Eine dieser Eissorten, vertreten mit einem Masseanteil von rund sechs Prozent, enthält verschiedene Salze, deren Menge und Zusammensetzung auf das Vorhandensein von einem Ozean zwischen der Eiskruste auf der Oberfläche von Enceladus und dessen felsigem Kern hindeutete. Mittlerweile gilt es als gesichert, dass sich unter der Oberfläche des Mondes Enceladus tatsächlich ein ausgedehnter Ozean erstreckt (Raumfahrer.net berichtete).

Ein Ozean unter der Oberfläche von Enceladus

Bei jedem dichten Vorbeiflug an einem der Monde des Saturn wird die Flugbahn der Raumsonde Cassini zwar minimal, aber doch deutlich messbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt. Diese Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit der Radiosignale bemerkbar, welche Cassini während eines solchen Vorbeifluges konstant zur Erde aussendet. Durch die Auswertung dieser auf dem Doppler-Effekt basierenden Daten lässt sich nicht nur die Masse eines Mondes und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den genauen inneren Aufbau des betreffenden Körpers getätigt werden.

Die Auswertung der Daten, welche bei drei dichten Enceladus-Vorbeiflügen bei Überflughöhen von weniger als 100 Kilometern in den Jahren 2010 und 2012 gewonnen wurden, haben erst kürzlich die bereits zuvor vermutete Existenz eines Ozeans unter der Oberfläche von Enceladus bestätigt. Dieser bis zu zehn Kilometer tiefe Ozean ist demzufolge unter einem 30 bis 40 Kilometer dicken Eispanzer verborgen und erstreckt sich vermutlich bis zum 50. Breitengrad unter der südlichen Hemisphäre von Enceladus - so die beteiligten Wissenschaftler in einer entsprechenden Publikation, welche am 4. April 2014 in der Fachzeitschrift "Science" veröffentlicht wurde.

Nach den Ergebnissen der Wissenschaftler müssen in der Eiskruste von Enceladus ’Bruchlinien’ existieren, in denen flüssiges Wasser aus diesem Ozean bis an die Oberfläche aufsteigen kann. Dieser Ozean ist demzufolge von einer Schicht aus ’weichem’ Wassereis überdeckt, welches sich - bedingt durch Konvektionsprozesse - bewegt. Diese Bewegungen haben auch Einflüsse über die darüber liegende Schicht aus tiefgefrorenem Eis, in der sich im Rahmen dieses Prozesses tiefe Risse und Spalten bilden.

Diese Spalten werden von dem Wasser aufgefüllt, welches auf diese Weise bis zur Oberfläche des Mondes vordringen kann. Aufgrund des Vakuums und der niedrigen Temperaturen, welche auf der Oberfläche von Enceladus herrschen, verwandelt sich das Wasser dort in eine Mischung aus Wasserdampf und feinsten Tröpfchen aus Salzwasser, welche letztendlich zu Eiskristallen erstarren und in Form von Jets in das Weltall entweichen. Die Partikel, die es schaffen, das Gravitationsfeld des Enceladus zu verlassen, bilden anschließend mit den beigemengten Staubpartikeln die primäre Quelle für den E-Ring des Saturn.

Hinweise auf eine hydrothermale Aktivität

Speziell diese Staubpartikel waren das Untersuchungsobjekt einer weiteren Studie, welche auf den Messergebnissen des Cosmic Dust Analyzer (kurz "CDA") - einem der Instrumente von Cassini - basieren. Mit diesem Instrument gelang in der Vergangenheit mehrfach der Nachweis von extrem kleinen Gesteinspartikeln, welche im Bereich des E-Rings in derselben Entfernung wie der Mond Enceladus um den Saturn kreisen und deren Ursprungsregion sich somit auf diesem Mond befinden dürfte. In einem Ausschlussverfahren ermittelten die beteiligten Wissenschaftler, dass es sich bei diesen Partikeln um Siliziumdioxid-Körner handeln muss, welche auf der Erde in Sand und in dem Mineral Quarz vorkommen.

Zugleich lieferte die immer gleiche Größe dieser Staubkörner - der Durchmesser der von dem CDA detektierten Partikel reicht von lediglich vier bis hin zu 16 Nanometern - auch Hinweise auf den Prozess, welcher der Bildung dieser Körner zugrunde liegen könnte. Auf unserem Heimatplaneten bilden sich Siliziumdioxid-Körner dieser Größenordnung in der Regel im Rahmen einer hydrothermale Aktivität unter einer Reihe von bestimmten Bedingungen. Dabei muss leicht alkalisches Wasser mit einem nur mäßigem Salzgehalt, welches zugleich mit Siliziumdioxid übersättigt ist, einem großen Temperaturgefälle ausgesetzt sein.

"Wir haben methodisch nach anderen Erklärungen für die winzigen Siliziumdioxid-Körnchen gesucht, aber jedes neue Ergebnis war ein Hinweis auf einen einzigen, sehr wahrscheinlichen Ursprung", erklärt Dr. Frank Postberg, einer der an den Untersuchungen beteiligten Wissenschaftler und Zweitautor der damit verbundenen und kürzlich veröffentlichten Publikation.

Die Wissenschaftler kamen zu dem Ergebnis, dass sich die besagten Siliziumdioxid-Partikel sehr wahrscheinlich dann formen, wenn das ’Meerwasser’ von Enceladus in den Gesteinskern eindringt und anschließend mit gelösten Mineralen angereichertes heißes Wasser wieder aus dem felsigen Inneren des Mondes nach oben wandert und dort in Kontakt mit kälteren Wasserschichten gelangt. Für diese Wechselwirkungen, in deren Rahmen dann die winzigen Gesteinskörnchen entstehen, werden Temperaturen von mindestens 90 Grad Celsius benötigt. Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass diese Bedingungen, welche auf unserem Heimatplaneten auch im Bereich der "Weißen" beziehungsweise "Schwarzen Raucher" auftreten und wo heißes Wasser aus dem Inneren auf das relativ kalte Wasser des Ozeanbodens trifft, auch auf dem Meeresboden von Enceladus vorherrschen.

"Es ist sehr aufregend, dass diese winzigen Gesteinskörner, die von Geysiren ins All gespuckt wurden, uns etwas über die Bedingungen auf und unter dem Meeresboden eines eisbedeckten Mondes erzählen können", so Dr. Hsiang-Wen Hsu, der Erstautor der Studie von der University of Colorado in Boulder/Colorado. Die extrem geringe Größe der Siliziumdioxid-Partikel legt zudem nahe, dass diese relativ schnell von ihrem hydrothermalen Ursprung in Richtung Oberfläche und dort zu den Quellen der Geysire des Mondes ’wandern’. Die dabei zu überbrückende Distanz von etwa 50 Kilometern muss innerhalb von einigen Monaten bis einigen Jahren zurückgelegt werden. Andernfalls würden die Partikel deutlich größer werden.

Eine ’habitable Zone’ im Untergrund von Enceladus?

Spätestens seit dem erstmaligen Nachweis eines dort stattfindenden Kryovulkanismus hat der Saturnmond Enceladus auch das Interesse der Exobiologen erweckt.

Bisher ist immer noch unklar, wann genau und unter welchen dabei vorherrschenden Umweltbedingungen sich einstmals das Leben auf unserem Heimatplaneten entwickelt hat. Nicht wenige Wissenschaftler halten es jedoch für wahrscheinlich, dass das Leben auf der Erde vor Milliarden von Jahren im Bereich der hier in der Tiefsee befindlichen hydrothermalen Quellen ’entstand’ und von dort ausgehend in der Folgezeit den gesamten Planeten ’eroberte’. Das mögliche Auftreten einer hydrothermalen Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus erhöht somit möglicherweise auch die Wahrscheinlichkeit, dass dieser Mond an manchen Stellen geeignete Umweltbedingungen für die Entstehung und Weiterentwicklung von dort lebenden Organismen bieten könnte.

"Diese Erkenntnisse erweitern die Möglichkeit, dass Enceladus, der einen unterirdischen Ozean beherbergt und zudem eine bemerkenswerte geologische Aktivität aufweist, über Umweltbedingungen verfügt, die für die Existenz von lebenden Organismen geeignet sind", so John Grumsfield von der NASA. "Die Identifizierung von Orten, wo in unserem Sonnensystem Leben existieren könnte, bringt uns näher an die Beantwortung der Frage: Sind wir alleine im Universum."

Die hier kurz angerissenen Forschungsergebnisse sind das Resultat einer umfangreichen vierjährigen Analyse von Daten der Raumsonde Cassini sowie von Computersimulationen und Laborexperimenten. Die aus diesen Arbeiten resultierende Studie wurde am 11. März 2015 von Dr. Hsiang-Wen Hsu et al. unter dem Titel "Ongoing hydrothermal activities within Enceladus" in der Fachzeitschrift "Nature" publiziert.

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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Fachartikel von Alexis Bouquet et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Universität Heidelberg, JPL, University of Colorado at Boulder, Nature)



 

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ISS Aktuell: Tschüss, ATV! von Redaktion



• Tschüss, ATV! «mehr» «online»


» Tschüss, ATV!
01.03.2015 - Am 15. Februar 2015 endete mit dem Wiedereintritt von ATV-5 die Ära des europäischen Raumtransporters Automated Transfer Vehicle (ATV).
15. Februar 2015, 18:06 GMT, irgendwo über dem südpazifischen Ozean: Ein etwa zehn Meter langes, über 15 Tonnen schweres tonnenförmiges Raumschiff rast der Atmosphäre seines Heimatplaneten entgegen, bevor es schließlich in ihr verglüht. So endete die äußerst erfolgreiche Mission ATV-5, deren Ziel es war, mithilfe des europäischen Raumtransporters ATV (Automated Transfer Vehicle) die Internationale Raumstation ISS zu versorgen. Doch noch viel wichtiger: Mit diesem Wiedereintritt endet auch die Ära des ATVs an sich, denn dies war die letzte Mission des europäischen Versorgungsraumschiffs.

Am 29. Juli 2014 startete dieses Raumschiff mit dem Namen Georges Lemaitre mithilfe einer Ariane 5-Rakete in den Weltraum. Es handelte sich um das insgesamt fünfte ATV, es war mit einem Startgewicht von 20,2 Tonnen zugleich die schwerste Nutzlast, die die Ariane 5 jemals startete. An Bord waren Versorgungsgüter für die ISS, am 12. August dockte das Raumschiff schließlich nach einem langem Freiflug millimetergenau an das russische Swesda-Modul der Station an. Danach wurde die Fracht im Inneren des druckbeaufschlagten Moduls, darunter Nahrung, Wasser und wissenschaftliche Experimente, zu der Raumstation transferiert. Zusätzlich führte Georges Lemaitre mithilfe seiner Triebwerke Bahnmanöver zur Anhebung der Umlaufbahn der ISS oder zum Ausweichen von Weltraumschrott durch. Vor dem Wiedereintritt wurde dann das ATV mit Müll beladen, der durch Verglühen in der Erdatmosphäre entsorgt wird.

Für diesen Wiedereintritt wurden die Pläne geändert: Ursprünglich sollte der Raumtransporter einen 14 Tage langen Freiflug durchführen und daraufhin in einem flachen Winkel in die Erdatmosphäre eintreten. So sollten Daten für den Wiedereintritt der ISS in den 2020ern gesammelt werden. Doch einer der vier Energieführungskreise versagte, sodass man nichts riskieren wollte und den ATV auf die übliche Art und Weise eintreten ließ. Während des Wiedereintritts gab es zudem Probleme mit einem Aufzeichnungsgerät (Reentry Breakup Reciorder, REBR) an Bord, das aus dem Innerem des Raumschiffs Daten über den Eintritt sammeln sollte. Das tat es auch, jedoch wurden keine Bilder empfangen. Diese wurden zwar aufgenommen, erreichten jedoch nie die Bodenstation. Die empfangenen Messwerte legen aber den Schluss nahe, dass der Wiedereintritt planmäßig abgelaufen ist.

Das Vermächtnis des Automated Transfer Vehicles

Diese Probleme sollen aber nicht darüber hinwegtäuschen, dass ATV-5 einen erfolgreichen Abschluss des ATV-Programms darstellt. Bereits 1987 gab es erstmals den Vorschlag, mit einem europäischen Raumtransporter eine internationale Raumstation zu versorgen. Im Oktober 1995 wurde die Entscheidung gefällt, das ATV tatsächlich zu bauen, woraufhin ein Jahr später die Entwicklung des Raumtransporters begann. Durch das Liefern von Versorgungsgütern beglich die ESA ihren Teil der Kosten, die durch den Betrieb der Raumstation anfielen. Insgesamt fünf ATVs flogen zu der ISS: ATV-1 „Jules Verne“ 2008, ATV-2 „Edoardo Amaldi“ 2011, ATV-3 „Johannes Kepler“ 2012, ATV-4 „Albert Einstein“ 2013 und nun ATV-5 „Georges Lemaitre“ 2014. Bei diesen Flügen wurde Fracht mit einem Gesamtgewicht von über 31.500 kg zur ISS geliefert. Jetzt ging dieses erfolgreiche Programm zu Ende, genauso wie es in den ursprünglichen Planungen vorgesehen war.

Doch das ATV lebt weiter, und zwar in Form des europäischen Servicemoduls für das neue Raumschiff der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA, Orion. Dieses neue Raumschiff ist für Missionen jenseits des niedrigen Erdorbits ausgelegt, dem bisherigen Einsatzbereich des ATVs und der ISS. Orion befindet sich momentan noch in der Entwicklung, 2018 soll ein unbemannter Testflug erfolgen. Diese Mission namens EM-1 (Exploration Mission 1) wird das neue Raumschiff in eine Umlaufbahn um den Mond führen, zugleich wird sie auch den Erstflug der neuen Schwerlastträgerrakete der NASA darstellen, dem Space Launch System. Und Europa ist mit dabei, und zwar in Form des Servicemoduls von Orion. Diese zylinderförmige Struktur wird das konusförmige Crewmodul antreiben und mit Strom, Luft und Thermalkontrolle versorgen. Gebaut von der Raumfahrtfirma Airbus Defence and Space in Bremen, werden durch die Lieferung dieses Servicemoduls die Kosten beglichen, die die ESA durch die Nutzung der ISS von 2017 bis 2020 bei der NASA verursacht. Und die Technologie des europäischen Servicemoduls für Orion basiert auf der des ATVs.

Das ATV war kein Versuch, kostengünstig Fracht zur ISS zu befördern. Das ATV war kein Versuch, größtmöglichen Profit zu machen, es wurde nicht so kostengünstig wie möglich gebaut. Der Transporter ist auch nicht unersetzlich, nach dem Ende des Programms werden nun das russische Progress-Raumschiff, das japanische HTV und die kommerziellen Raumtransporter Dragon und Cygnus die Versorgung der Raumstation übernehmen. Nein, das ATV war vielmehr ein Statussymbol für ganz Europa. Es demonstrierte erfolgreich die Leistungsfähigkeit der Raumfahrtindustrie und versorgte Europa mit einem Zugang zu der Station. Des Weiteren wurden wertvolle Erfahrungen gesammelt und Know-How aufgebaut, wichtig für zukünftige europäische Raumschiffe. Viele Vorschläge zur Weiterentwicklung des ATVs gab es, nun wird tatsächlich das Servicemodul des Raumschiffs gebaut, das Menschen jenseits des niedrigen Erdorbits, jenseits der ISS zu neuen, bisher unbekannten Zielen befördern wird. Da EM-1 der einzige Flug dieses europäischen Servicemoduls sein könnte, steht Europas Raumfahrtpolitik in der Pflicht, die bemannte Erkundung des Weltalls auch nach der Einstellung des ATVs ernsthaft und forciert weiterzuverfolgen. So kann ATV-5 nicht nur das Ende der Ära des ATVs darstellen, sondern auch den Beginn eines ganz neuen Zeitalters: Den der bemannten Erkundung des Weltalls, die sich nicht mehr nur auf erdnahe Ziele beschränkt.

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: ESA, Airbus D&S, NASA, spacepolicyonline.com)



 

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"InSpace" Magazin #537
ISSN 1684-7407


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14. März 2015
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