InSpace Magazin #477 vom 2. Oktober 2012

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"InSpace" Magazin

Ausgabe #477
ISSN 1684-7407
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Mars Express: Der Hadley-Krater auf dem Mars

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Cassini: Der Saturnorbit Nummer 173

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Intro von Simon Plasger

Sehr verehrte Leserinnen und Leser,

in den letzten Tagen gab es gleich zwei interessante Entdeckungen auf unseren Nachbarplaneten: Zum einen konnte der Marsrover Curiosity Bilder von einem ausgetrockneten Flussbett auf dem roten Planeten zur Erde senden. In diesem wurden Steine gefunden, welche so abgerundet waren, dass dies nicht durch den Wind alleine möglich war.

Zum Anderen wurde bei der Auswertung der Daten von Venus Express herausgefunden, dass es in der Atmosphäre der Venus möglicherweise Eis und Schnee aus Kohlenstoffdioxid gibt. Dies könnte weitere Hinweise auf den Aufbau der Schutzhülle des von der Größe her erdähnlichen Planeten geben.

Beide Nachrichten zeigen, dass Wissenschaft wichtig ist und der Menschheit dabei helfen kann, weitere Lebensräume außerhalb der Erde zu finden. Deswegen ist es wichtig, weiter in sie zu investieren und nicht ihre Mittel zu kürzen.

In diesem Sinne wünsche ich Ihnen viel Freude beim Lesen dieser Ausgabe, in welcher sie auch Informationen zu den beiden interessanten Funden finden.

Simon Plasger

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Updates / Umfrage

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News

• Eine seltsame Schicht in der Venusatmosphäre «mehr» «online»
• Der Kugelsternhaufen Messier 4 «mehr» «online»
• Der Emissionsnebel NGC 2736 «mehr» «online»
• 2 neue Beidou-Satelliten im All «mehr» «online»
• Erster regulärer Dragon-Flug zur ISS am 8. Oktober «mehr» «online»
• INSAT 3E mit Problemen «mehr» «online»
• Zweifel an Boeings Motivation? «mehr» «online»
• Der EPSC-Kongress 2012 in Madrid «mehr» «online»
• Das Wasser des Jupitermondes Europa «mehr» «online»
• GOES 14 übernimmt für GOES 13 «mehr» «online»
• Red Bull Stratos - Der Countdown läuft «mehr» «online»
• Raumsonde DAWN: Wasserstoff auf Vesta «mehr» «online»
• Vesta: Ein differenzierter Protoplanet «mehr» «online»
• Amateurastronom fotografiert Ganymed-Oberfläche «mehr» «online»
• Hubbles tiefster Blick ins Universum veröffentlicht «mehr» «online»
• Ariane-5-Start mit zwei Kommunikationssatelliten «mehr» «online»
• Venezuelas Erdbeobachtungssatellit VRSS 1 gestartet «mehr» «online»
• Heller Komet im November 2013 «mehr» «online»


» Eine seltsame Schicht in der Venusatmosphäre
02.10.2012 - Die europäische Sonde Venus Express hat eine interessante Entdeckung gemacht: In einem bestimmten Bereich der Atmosphäre der Venus ist es so kalt, dass sich dort Eis und Schnee aus Kohlenstoffdioxid bilden könnte.
Bei der Untersuchung des Sonnenlichts, welches in der Region des Terminators, der Tag-Nacht-Grenze, die Venusatmosphäre passierte, wurde entdeckt, dass es in etwa 125 km über der Oberfläche eine Schicht gibt, welche bis zu -175°C kalt ist. Diese Temperatur ist niedriger als die kältesten Temperaturen in der Erdatmosphäre, was sehr ungewöhnlich ist, da die Venus sehr viel näher an der Sonne ist und unter anderem dafür bekannt ist, insgesamt sehr warm zu sein.

Die Kälte in der Atmosphäre würde dazu ausreichen, dass sich Eis und Schnee aus Kohlenstoffdioxid bilden kann, dem Hauptbestandteil der Schutzhülle unseres Nachbarplaneten. Aus den Eispartikeln könnten sich Wolken bilden, welche das Sonnenlicht stark reflektieren würden.

Bei den Untersuchungen wurde auch herausgefunden, dass die kalte Schicht am Terminator von für die Verhältnisse der Venus normalwarmen Schichten umgeben ist. Die Messungen konnten durch andere Datensätze von Venus Express bestätigt werden, dabei flossen auch Daten ein, die während des diesjährigen Venustransits gemessen wurden.

Håkan Svedhem, Projektwissenschaftler für Venus Express, sagte dazu „Die Entdeckung ist sehr neu und wir müssen noch darüber nachdenken und verstehen, was sie für Konsequenzen hat. Allerdings ist sie speziell, da wir an den Terminatoren in den Atmosphären von Erde und Mars, welche andere chemische Zusammensetzungen und andere Temperaturbedingungen haben, keine ähnlichen Temperaturprofile sehen.“

Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA finanziert und von EADS Astrium und anderen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus. Seit dem 11. April 2006 befindet sich die Sonde in einem Orbit um den inneren Nachbarplaneten der Erde.

Verwandte Meldungen:

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(Autor: Simon Plasger - Quelle: ESA)


» Der Kugelsternhaufen Messier 4
20.09.2012 - Eine kürzlich veröffentlichte Aufnahme des La-Silla-Observatoriums der Europäischen Südsternwarte (ESO) zeigt den Kugelsternhaufen Messier 4. Astronomen konnten in einem Stern dieses Haufens einen deutlich höheren Gehalt an Lithium nachweisen als eigentlich zu erwarten wäre.
Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternansammlungen verfügen über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei wiederum gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie mehr als 150 solcher Kugelsternhaufen entdecken. Die meisten dieser die Milchstraße umkreisenden Kugelsternhaufen befinden sich von unserem Sonnensystem aus gesehen in Richtung der zentralen Verdickung der Milchstraßenscheibe. Größere und entsprechend massereichere Galaxien können allerdings von noch deutlich mehr Kugelsternhaufen umkreist werden. Aus der Umgebung der Andromedagalaxie - auch bekannt unter der Bezeichnung Messier 31 - sind so zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 solcher Kugelsternhaufen umkreist.

Die Beobachtungen der Astronomen zeigen, dass sich die in einem Kugelsternhaufen konzentrierten Sterne alle zur gleichen Zeit und aus der gleichen Ansammlung von interstellaren Gaswolken gebildet haben. Allgemein geschah dies bereits vor mehr als 10 Milliarden Jahren. Dies datiert die Entstehungsphase dieser Sterne in ein kosmisches Zeitalter, in dem seit dem Urknall erst wenige Milliarden Jahre vergangen waren.

Dementsprechend setzen sich die in einem Kugelsternhaufen angesammelten Sterne hauptsächlich aus den beiden leichtesten im Universum enthaltenen Elementen - Wasserstoff und Helium - zusammen. Diese geringe Häufigkeit von schweren Elementen ist einer der Hauptunterschiede zwischen den in Kugelsternhaufen enthaltenen Sternen und den Sternen, welche erst zu einem späteren Zeitpunkt entstanden sind, wie zum Beispiel den in offenen Sternhaufen konzentrierten Sternen oder Einzelsternen wie unserer Sonne.

Die Sterne dieser jüngeren Sterngenerationen - die Sonne wurde zum Beispiel erst vor rund 4,6 Milliarden Jahren "geboren" - entstanden aus interstellaren Materiekonzentrationen, welche bereits mit schwereren Elementen angereichert waren, so dass diese eine höhere Metallizität aufweisen. Durch die Analyse der unterschiedlich alten Sterne können die Astrophysiker viele neue Erkenntnisse über die Entwicklungsgeschichte des Universums, der Entstehung und Evolution der Sterne sowie der dabei ablaufenden Prozesse gewinnen.

Bei einem der erdnächsten Kugelsternhaufen handelt es sich um den im Sternbild Skorpion (lat. Scorpius) gelegenen Sternhaufen Messier 4, welcher alternativ auch als M 4 beziehungsweise NGC 6121 bezeichnet wird. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahren zur Erde und verfügt bei einer Winkelausdehnung von etwa 36 Bogenminuten über einen Durchmesser von rund 75 Lichtjahren. Dem irdischen Betrachter erscheint er mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,12 mag. Interessierte Amateurastronomen können dieses vergleichsweise helle Objekt bereits mit einem Fernglas in der Nähe des hellen, rötlich leuchtenden Sterns Antares betrachten. Einzelne Sterne des Kugelsternhaufens können bereits bei der Verwendung kleinerer Teleskope aufgelöst werden.

Aufgrund der relativ geringen Entfernung zur Erde erregt Messier 4 aber auch immer wieder das Interesse der Berufsastronomen. So richtete ein internationales Astronomenteam im Jahr 2010 den Wide Field Imager (WFI) am MPG-ESO-2,2-Meter-Teleskop am La-Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte ESO auf M 4 aus, um die Farbspektren der Einzelsterne des Kugelsternhaufens im Rahmen einer Himmelsdurchmusterung zu untersuchen. Durch solche Untersuchungen können die chemische Zusammensetzung und das Alter der Sterne bestimmt werden. Entsprechend der bestehenden Entstehungsmodelle für Kugelsternhaufen zeigte sich dabei, dass die Sterne von M 4 über ein sehr hohes Alter und entsprechend nur über minimale Mengen an schwereren Elementen verfügen.

Einer der Sterne von M 4 fiel trotzdem aus der Reihe. Der betreffende Stern enthält deutlich größere Mengen des Elements Lithium als eigentlich zu erwarten ist. Die Herkunft des Lithiums ist den an der Untersuchung beteiligten Astronomen bisher allerdings noch ein Rätsel. Üblicherweise wird Lithium im Laufe der Milliarden von Jahren eines Sternenlebens nach und nach abgebaut. Dieser Stern scheint dagegen das Geheimnis der "ewigen Jugend" entdeckt zu haben. Entweder hat er es auf irgendeine bisher nicht bekannte Art und Weise bewerkstelligt, seinen ursprünglichen Vorrat an Lithium zu behalten, oder aber er hat einen effizienten Weg gefunden, sich mit Lithium-Nachschub aus der näheren Umgebung seiner kosmischen Heimat zu versorgen.

Die Forschungsergebnisse der Untersuchung werden demnächst in der Fachzeitschrift "Astronomy & Astrophysics" publiziert.

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Fachartikel von Monaco et al.:


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


» Der Emissionsnebel NGC 2736
20.09.2012 - Eine bereits letzte Woche von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den Emissionsnebel NGC 2736. Hierbei handelt es sich um einen Teil eines ringförmigen Überrestes einer Supernovaexplosion, welche sich vor etwa 11.000 Jahren ereignete.
Trotz der stillen und scheinbar unveränderlichen Schönheit, welche der nächtliche Sternhimmel seinen Betrachtern vermittelt, ist das Universum alles andere als ein unveränderlicher Ort. In einem schier endlosen Kreislauf entstehen seit Jahrmilliarden immer wieder neue Sterne, welche sich anschließend über Zeiträume von Millionen und Milliarden Jahren entwickeln um schließlich wieder zu erlöschen. Unter bestimmten Voraussetzungen endet das "Leben" eines Sternes im Rahmen einer gigantischen Explosion - einer so genannten Supernova. Die Materie, welche im Rahmen einer solchen Supernova-Explosion in das umgebende Weltall geschleudert wird, erzeugt dabei für den irdischen Betrachter zeitweise wundervolle Beobachtungsobjekte. Eine Aufnahme eines solchen Objektes wurde von der Europäischen Südsternwarte (ESO) bereits in der letzten Woche veröffentlicht.

Diese neue Aufnahme, welche mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La-Silla-Observatorium der ESO in Chile angefertigt wurde, zeigt den "Bleistiftnebel" vor einem dichten Sternhintergrund. Diese seltsam geformte Wolke, welche offiziell auch die Katalogbezeichnung NGC 2736 trägt, wurde bereits am 1. März 1835 von dem britischen Astronomen John Herschel von Südafrika aus entdeckt. Herschel beschrieb ihn dabei als "einen außergewöhnlich langen und schmalen, aber äußerst schwachen Strahl aus Licht".

In Wirklichkeit handelt es sich bei NGC 2736 um einen Emissionsnebel, welcher einen Teil eines Supernovaüberrestes darstellt. Der Nebel befindet sich in einer Entfernung von etwa 815 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem in dem nur von der südlichen Hemisphäre aus zu beobachtenden Sternbild "Segel des Schiffs" (lat. Vela) und verfügt über eine Winkelausdehnung von 30 x 7 Bogenminuten, was einem Durchmesser von etwa 0,75 Lichtjahren entspricht. Der hellste Teil des Nebels ähnelt in seinem Aussehen in der Tat einem Bleistift. Die gesamte Struktur erinnert dagegen vielmehr an eine Art "kosmischer Hexenbesen".

Dieser Emissionsnebel ist die sich immer noch ausdehnende Hülle einer Supernovaexplosion, der so genannten Vela-Supernova, welche sich vor etwa 11.000 Jahren ereignet hat. Ursprünglich bildete sich dabei bedingt durch die Explosion eines Sternes eine Stoßfront, welche anfangs mit einer Geschwindigkeit von mehreren Dutzend Millionen Kilometern pro Stunde durch das Weltall raste. Diese Stoßwelle traf dabei auf interstellare Gase, welche den Raum zwischen den Sternen ausfüllen. Trotz der äußerst geringen Konzentration solcher interstellarer Gase wurde die Stoßwelle durch die Kollisionen stark abgebremst und es bildete sich eine Schockfront, in welcher sich seltsam geformte Nebelfetzen bildeten.

Der Bleistiftnebel, welcher sich gegenwärtig immer noch mit einer Geschwindigkeit von rund 650.000 Kilometern pro Stunde durch das interstellare Medium bewegt, ist der hellste Teil der Überreste der Vela-Supernova. Die Geschwindigkeit, mit der er sich durch das Weltall bewegt, ist in Kombination mit der relativ geringen Entfernung zur Erde so groß, dass sich die Position des Nebels am Himmel im Vergleich zu den Hintergrundsternen während eines Menschenlebens wahrnehmbar verschiebt. Auch nach mittlerweile 11.000 Jahren verändert diese Supernovaexplosion somit immer noch das Antlitz des Nachthimmels.

Das von der ESO veröffentlichte Bild zeigt nicht nur lange, bogenförmige Filamente, sondern auch kleine, helle Knoten und Flecken aus diffusen Gasansammlungen. Sein hell leuchtendes Erscheinungsbild verdankt der Nebel dichteren Gasregionen, welche von der Schockwelle der Supernova regelrecht überrollt wurden. Wo diese Welle auf das interstellare Gaskonzentrationen traf, heizte sie diese auf Temperaturen von mehrere Millionen Grad Celsius auf. Obwohl sich die interstellaren Gase mittlerweile bereits wieder abkühlen, kann das so angeregte Leuchten immer noch auf fotografischen Abbildungen erkannt werden.

Die dabei sichtbaren unterschiedlichen Farben ermöglichen es den Astronomen, die Temperaturen der Gase innerhalb des Nebels zu kartieren. Einige Bereiche sind demzufolge nach wie vor noch so heiß, dass ihr Leuchten - in diesem Bild in blauen Farbtönen dargestellt - vornehmlich von ionisierten Sauerstoffatomen stammt. Kühlere Regionen lassen sich dagegen anhand ihres rötlich schimmernden Wasserstoffgases identifizieren.

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


» 2 neue Beidou-Satelliten im All
20.09.2012 - Am Dienstag startete eine chinesische Langer Marsch 3B/E mit zwei Beidou-Navigationssatelliten in den Weltraum. Nun ist das chinesische Navigationssystem regional so gut wie einsatzbereit.
Der Start erfolgte am Mittwoch, dem 19.9.2012, um 3.10 Uhr Ortszeit (Dienstag, 21.10 Uhr MESZ) von der Startanlage 2 des chinesischen Weltraumbahnhofs Xichang im Süden der Provinz Sichuan. Der Start verlief nach chinesischen Angaben erfolgreich und die dreistufige Rakete, welche zur Startunterstützung über vier Booster verfügt, brachte ihre Nutzlasten auf einen mittleren Erdorbit (MEO) mit einem Perigäum bei etwa 21.500 km und einem Apogäum bei etwa 24.100 km mit einer Inklination von etwa 55 Grad.

Bei den beiden Nutzlasten handelt es sich um zwei weitere Satelliten des Compass-Navigationssystems der Chinesen, auch bekannt als Beidou. Die auf dem chinesischen Satellitenbus DFH-3, welche auch von chinesischen Kommunikationssatelliten benutzt wird, basierenden Satelliten verfügen über zwei Solarzellenpaneele zur Energieversorgung und über ein Haupttriebwerk mit einem Schub von 490 kN. Zwar ist die Masse der Satelliten nicht bekannt, doch wogen andere Satelliten, welche auf dem DFH-3-Bus basieren, in etwa 2,2 t.

Als Nutzlast verfügen die Satelliten, ähnlich wie andere Navigationssatelliten, wie etwa den amerikanischen GPS-Satelliten, Satelliten der russischen GloNaSS-Serie oder den europäischen Galileo-Satelliten über mehrere Sender, welche das Navigationssignal senden. Zudem verfügen die Satelliten über Atomuhren, da wegen relativistischer Effekte das Licht etwas Zeit bis zur Erde braucht und dadurch das Ergebnis der Navigation verfälscht werden kann. Der Satellit sendet deswegen die Zeit, welche die Atomuhr für sich ermittelt hat, mit zum Empfänger, der dann mit dem Signal mehrerer Satelliten seinen genauen Standort auf der Erde ermitteln kann.

Eine Besonderheit dieses Starts war, dass beide Satelliten zusammen gestartet wurden. Dafür verfügte die Rakete über eine Nutzlastverkleidung für Doppelstarts, ähnlich dem System SPELTRA, welches bei der europäischen Ariane eingesetzt wurde. Dazu wurde der erste Satellit auf seinen Nutzlastadapter, welcher auf der Drittstufe der Rakete befestigt war, montiert. Danach wurde ein Teil der Nutzlastverkleidung montiert, wobei auf seiner Spitze ein zweiter Nutzlastadapter war. Darauf wurde der zweite Satellit befestigt und schließlich wurde der Rest der Verkleidung montiert.

Dies war der insgesamt 12. Flug einer CZ 3B/E, sowie der 68. einer CZ 3 und der 164. im Langer Marsch-Programm. Zudem war dies der zwölfte Start der Chinesen dieses Jahr sowie der international 50. Start 2012.

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(Autor: Daniel Maurat - Quelle: Beidou Programm, NSF, SFN)


» Erster regulärer Dragon-Flug zur ISS am 8. Oktober
22.09.2012 - Der erste Flug eines Dragon-Raumschiffes der Firma Space Exploration Technologies (SpaceX) im Rahmen der Commercial Resupply Services (CRS) könnte am 8. Oktober (MESZ) starten.
Dies verkündete die NASA nach Feststellung der Flugbereitschaft sowie Abstimmung mit den ISS-Partnern. An Bord der Kapsel sollen sich etwa 450 kg Fracht befinden, darunter Materialien für die Durchführung von Experimenten während der ISS-Expedition 33. Auf dem Rückweg werden dann etwa 330 kg wissenschaftliche Materialien sowie 230 kg nicht mehr benötigter Stations-Hardware zur Erde transportiert.

Das Experimentiermaterial betrifft vor allem pflanzliche Zellbiologie, Human-Biotechnologie und verschiedene Materialuntersuchungen. So werden bei Micro 6 die Auswirkungen der Schwerelosigkeit auf Hefekulturen der Gattung Candida albicans erforscht. Dieser Pilz kommt auf Schleimhäuten und auf der Haut des Menschen und vieler Warmblüter vor und kann Krankheiten auslösen.

Beim Experiment Resist Tubule hingegen wird untersucht, wie die Schwerelosigkeit die Bildung von Zellwänden der Pflanze Arabidopsis beeinflusst. Auf der Erde müssen Pflanzen etwa 50% ihrer Energie dafür aufbringen, um eine der Schwerkraft entgegenwirkende Struktur zu bilden. Beide Experimente sollen nach dem mehrwöchigen Flug Ende Oktober wieder zur Erde transportiert werden.

Im Mai hatte SpaceX einen ersten Demonstrationsflug eines kompletten Dragon-Raumschiffes bereits dazu genutzt, die Internationale Raumstation anzufliegen. Nach mehreren Halte- und Abbruchmanövern hatte Dragon unter der ISS Stellung bezogen und war mittels des Stationsmanipulators Canadarm2 "eingefangen" und angekoppelt worden. Nach erfolgreicher Mission kehrte die Kapsel zur Erde zurück und wasserte im Pazifischen Ozean.

Wie heute bekannt wurde, hat der Landedemonstrator Grasshopper, der für erste Versuche, die Erststufe der Falcon-9-Rakete nach erfolgreichem Start auf der Erde landen zu lassen, verwendet wird, einen ersten kleinen Hopser absolviert.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: NASA, SpaceX)


» INSAT 3E mit Problemen
23.09.2012 - Der indische Kommunikationssatellit INSAT 3E hat nach Angaben der Indischen Raumfahrforschungsorganisation (ISRO) am Morgen des 22. September 2012 seine Orientierung Richtung Erde verloren.
Die über INSAT 3E gesendeten Dienste wurden unterbrochen. Insbesondere betroffen war davon Indiens größter Telekommunikationsanbieter Bharat Sanchar Nigam Limited (BSNL). Ein Sprecher der ISRO gab an, üblicherweise hätte man in einem solchen Fall für BSNL Verbindungen über andere Satelliten geschaltet, was im aktuellen Fall aber unterblieb. Auch die Nutzer zahlreicher VSAT-Kommunikationsterminals waren von dem Ausfall betroffen. Das Ausbleiben der Zurverfügungstellung geeigneter Ersatzverbindungen kann als Resultat der besorgniserregenden Knappheit an nutzbaren Transpondern im System indischer geostationärer Satelliten gewertet werden.

Die über INSAT 3E etablierten Verbindungen brachen gegen 9:50 Uhr IST am 22. September 2012 ab (6:20 Uhr MESZ), als der Satellit seine Ausrichtung zur Erde nicht mehr ein hielt. Im MCF für Master Control Facility bezeichneten Satellitenkontrollzentrum im indischen Hassan begannen intensive Bemühungen, den Satelliten wieder in eine nützliche Betriebsposition zu bringen. Nach vielen Stunden konzentrierter Arbeit hatte sich die Situation am Abend des 22. September soweit normalisiert, das ab 20:45 Uhr IST (17:15 Uhr MESZ) die über INSAT 3E verbreiteten Dienste wieder bereitgestellt werden konnten.

INSAT 3E befindet sich seit dem 27. September 2003 im All, das er im Rahmen des Flugs Nr. 162 an Bord einer Ariane-V-Rakete erreichte. Der in Indien gebaute, auf dem Satellitenbus I-2K (I-2000) basierende Erdtrabant ist mit 24 Transpondern für das C-Band und 12 Transpondern für das erweiterte C-Band ausgestattet. Positioniert ist der Satellit mit einer Startmasse von ca. 2.750 kg im Geostationären Orbit bei 55 Grad Ost.

Hinsichtlich der Auslegungsbetriebsdauer von INSAT 3E gibt es unterschiedliche Informationen. Die ISRO gab im Oktober 2003 an, der Satellit besitze eine Auslegungsbetriebsdauer von mehr als 12 Jahren. In aktuellen Meldungen zum Ausfall am 22. September 2012 heißt es, der Satellit befände sich jetzt 9 Jahre im All und habe eine Auslegungsbetriebsdauer von 15 Jahren. Zusätzlich wurde verschiedentlich darauf hingewiesen, dass ISROs Satelliten ihre Auslegungsbetriebsdauer oft übertreffen. Das darf man angesichts der zahlreichen Schwierigkeiten, die es mit in Indien gebauten Kommunikationssatelliten gab und gibt, getrost als Marketingbehauptung auffassen.

INSAT 3E ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 27.951 bzw. als COSPAR-Objekt 2003-043E.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: ISRO, The Hindu)


» Zweifel an Boeings Motivation?
23.09.2012 - In der US-amerikanischen Raumfahrtpresse wird gegenwärtig über Äußerungen führender Boeing-Mitarbeiter diskutiert, man würde nur bei Garantie auf finanziellen Erfolg die Entwicklung der CST-100-Kapsel vorantreiben.
Im Rahmen eines Förderprogramms zur Entwicklung eines bemannten Raumschiffes für niedrige Erdumlaufbahnen (CCiCap) hat Boeing eine Zusage von 460 Millionen US-Dollar erhalten, wenn 19 zuvor festgelegte Entwicklungsabschnitte erreicht werden. Um daraus ein flugfähiges System zu machen, wären danach aber noch weitere 33 Meilensteine zu erreichen.

"Unser Geschäftsmodell basiert auf Transporten zur ISS bis 2020, sagte John Elbon, Boeings Vizepräsident in Sachen Weltraum. Um profitabel zu sein, benötige man aber mindestens zwei Flüge pro Jahr. Dies sei noch nicht vereinbart. "Bisher ist da nur die ISS, als eine Art Grundlage."

Damit drückt Boeing seine Sorge aus, die Entwicklung im Rahmen eines Wettbewerbs voranzutreiben und anschließend keine Abnehmer für ihr Produkt zu haben. Ohne weiteres Investment über das Ende des CCiCap-Zeitraumes hinaus werde man die Entwicklung der CST-100-Kapsel gegebenenfalls aufschieben. Neben den Fördergeldern sei es notwendig, zusätzliche Investitionen vorzunehmen und dies mit ungewissem Ausgang. Boeing denke in Puncto Investitionen aber konservativ.

Nun wirft man Boeing von verschiedenen Seiten Furcht vor Wettbewerb vor. Boeing habe sich, wie andere etablierte Firmen der Luft- und Raumfahrtbranche, in den letzten 30 Jahren an den leicht zu erreichenden Fleischtöpfen der Regierung bedient und unternehmerisches Risiko vermieden. Dabei habe man mit Bigelow Aerospace, die entfaltbare Raumstationen entwickeln und das Tourismus-Unternehmen Space Adventures doch Partner mit privaten Raumfahrtambitionen.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: FlightGlobal, Behind the Black)


» Der EPSC-Kongress 2012 in Madrid
24.09.2012 - Vom 23. bis 28. September 2012 lädt das europäische Forschungsnetzwerk Europlanet die weltweite Wissenschaftsgemeinde der Planetenforscher nach Madrid ein. Es werden bis zu 700 Teilnehmer erwartet, welche im Rahmen dieses internationalen Kongresses unter anderem den Vorträgen führender Projektwissenschaftler der ESA, der NASA und verschiedener in die planetare Forschung involvierter Institute und Universitäten freuen dürfen.
Immer mehr Raumsonden und Rover, welche mit hochauflösenden Kamerasystemen, hochmodernen Messinstrumenten, immer intelligenteren Sensoren und leistungsfähigeren Computersystemen und Softwareprogrammen ausgerüstet sind, dringen gegenwärtig immer tiefer in die Weiten unseres Sonnensystems vor. Sowohl verschiedene Weltraumteleskope wie zum Beispiel das Hubble Space Telescope, das Spitzer-Teleskop oder die Exoplaneten-Sucher Kepler und CoRoT als auch erdgestützte Groß-Teleskope liefern ständig neue Bilder und Daten über die Planeten, Monde, Kometen und Asteroiden unseres Heimatsystems und erfassen mit ihren innovativen Aufnahmetechniken mittlerweile auch bereits die Exoplaneten, welche fremde und oftmals viele hunderte von Lichtjahren entfernt gelegene Sterne umkreisen. Mittlerweile vergeht dabei keine Woche mehr, in welcher nicht neue Forschungsdaten, atemberaubende Bilder und sensationelle Erkenntnisse aus dem weiten Forschungsfeld der Planetologie veröffentlicht werden, welche sowohl die in die Planetenforschung involvierten Experten als auch die interessierte Öffentlichkeit begeistern.

Aus den gewonnenen Daten leiten die Wissenschaftler neue Erkenntnisse über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Planetensystems und des Universums sowie über die physikalischen, chemischen und geologischen Eigenschaften der einzelnen planetaren Objekte ab. Gleichzeitig ergeben sich dabei aber mit jeder erhaltenen Antwort auch fast automatisch immer wieder neue Fragestellungen, welche durch weitere Forschungen und zukünftige Raummissionen beantwortet werden sollen. Vom 23. bis zum 28. September 2012 wird sich die weltweite Wissenschaftsgemeinde der Planetenforscher im Rahmen des diesjährigen "European Planetary Science Congress" (EPSC) neben der Präsentation weiterer neuer Forschungsergebnisse genau solchen neu aufgetretenen Fragen widmen.

Durch den von dem europäischen Forschungsnetzwerk "Europlanet" organisierten Kongress ergibt sich die Gelegenheit, Fachkräfte aus den verschiedensten Bereichen der Planetenforschung - Wissenschaftler, Techniker und Ingenieure der einzelnen gegenwärtig aktiven und für die Zukunft geplanten interplanetaren Missionen, Fachleute für bodengebundene astronomische Beobachtungen und überwiegend in den verschiedensten theoretischen Arbeitsbereichen tätige Forscher - an einem Ort zu einem gegenseitigen Wissens- und Gedankenaustausch zusammenzuführen.

Dem am 1. Januar 2005 gegründete Forschungsnetzwerk "Europlanet" gehören gegenwärtig 27 Forschungseinrichtungen und -gesellschaften an, welche aus 16 Ländern, 13 davon sind Mitgliedsstaaten der Europäischen Union, stammen. Aus Deutschland sind derzeit das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), die Max-Planck-Gesellschaft, das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg, das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau, die Technischen Universität in Berlin sowie das Institut für Raumfahrtsysteme der Universität Stuttgart vertreten. Weitere 70 Institute, welche zum Beispiel auch in den USA, Japan oder Brasilien ansässig sind, werden als assoziierte Partner geführt.

Die wichtigste Aufgabe von Europlanet besteht dabei darin, eine bisher einzigartige Forschungsinfrastruktur für die europäische Planetenforschung zu schaffen, welche Wissenschaftlern und Studenten Zugang zu hochmodernen Labor- und Feldforschungseinrichtungen sowie zu Modell- und Simulationsanlagen ermöglicht. Dabei, so die Zielsetzung, soll die Arbeit der europäischen Planetenwissenschaftler noch besser als bisher koordinieren und vernetzt werden. Neben der Abstimmung der einzelnen Aktivitäten sollen dabei Studien, Laborexperimente, Simulationen und Synergien zwischen den verschiedenen Forschungsansätzen erläutert und diskutiert werden. Durch diesen Erfahrungsaustausch soll eine bessere nationale und internationale Vernetzung der an den unterschiedlichen Aktivitäten und Forschungsprojekten beteiligten Wissenschaftler erreicht werden.

Des weiteren sollen durch die Aktivitäten von Europlanet bessere Möglichkeiten zur Datenauswertung bereitgestellt werden. Darunter fällt auch die Auswertung der Daten von Raumfahrtmissionen und erdgestützter Teleskope. Das dabei angestrebte Ziel ist es, aus den Forschungsaktivitäten der europäischen Raumfahrtmissionen und Bodenstationen einen optimalen wissenschaftlichen Nutzen zu ziehen. Aufbauend auf den Synergien von Diensten und gemeinsamen Forschungs- und Netzwerkaktivitäten bietet das Forschungsnetzwerk somit die idealen wissenschaftlichen und technischen Voraussetzungen für die Auswertung von Daten aus aktuellen und früheren Planetenerkundungsmissionen und bereitet zugleich die nächste Generation von planetaren Forschungsmissionen vor. Auf diese Weise trägt Europlanet aktiv dazu bei, die Rolle Europas bei der Erforschung von Planeten und der Durchführung der dafür erforderlichen Raumfahrtmissionen zu stärken.

Der EPSC ist der größte regelmäßig in Europa stattfindende Kongress der Planetenforscher. Für den EPSC-Kongress 2012, welcher in diesem Jahr auf dem Gelände des Messe- und Kongresszentrums IFEMA-Feria de Madrid in Spanien abgehalten wird, haben sich rund 700 Teilnehmer aus Europa und den USA, aber zum Beispiel auch aus Russland oder Japan angekündigt. Die von Montag bis Freitag stattfindende Tagung setzt sich aus über 50 verschiedenen Sessions sowie 16 verschiedenen, auf spezielle Themen ausgerichtete Splinter-Meetings und Wokshops zusammen, welche ein umfassendes Themenspektrum abdecken.

Die darin enthaltenen fast 1.000 Beiträge, welche in Form kurzer mündlicher Vorträge oder im Rahmen einer Posterpräsentation dargebracht werden, reichen vom Themenbereich der Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun, deren Ringsystemen, Atmosphären und Monden über die sogenannten terrestrischen (erdähnlichen) Planeten Merkur, Venus und Mars und über unseren Erdmond bis hin zu den kleinsten Objekten unseres Sonnensystems, den Asteroiden, Kometen und Meteoren. Besondere Höhepunkte dürften die Präsentationen der jüngsten Forschungsergebnisse der Raumsonden DAWN, welche sich bis vor wenigen Wochen in einem Orbit um den Asteroiden Vesta befand, und des Merkurorbiters Messenger sein. Und auch von der neuesten Rovermission der NASA, von dem Marsrover Curiosity, werden bereits erste Ergebnisse erwartet.

Aber auch neueste Erkenntnisse aus dem Themenbereich der Exoplanetenforschung, Forschungsergebnisse aus der Astrobiologie und diverse Feldforschungsstudien sollen vorgestellt und dabei im Rahmen der jeweiligen Vorträge kurz diskutiert werden. Ebenso werden die technischen Aspekte zukünftiger Raum-Missionen bei dem Kongress nicht außer Acht gelassen. Neben den technischen Erfahrungen der aktuellen Missionen wird im Rahmen mehrerer Workshops auch ein Austausch über zukünftige Raummissionen stattfinden. So werden die Wissenschaftler und Ingenieure zum Beispiel über die Zielsetzungen künftiger Missionen oder die technischen Möglichkeiten von Orbitern, Landern und Rovern bei der Erforschung fremder Planeten und Monde und die mit der Planung und Durchführung solcher Missionen verbundenen Probleme diskutieren.

Um die Gespräche und Diskussionen der Beteiligten in einer möglichst entspannten Atmosphäre zu ermöglichen, wurde für den diesjährigen Kongress - wie auch bereits in den Vorjahren - erneut ein vielfältiger Mix aus teilweise parallel stattfindenden Vorträgen, Workshops, Splinter-Meetings, Panels und Posterpräsentationen als Veranstaltungsform gewählt.

Ein spezieller Themenkomplex wird sich dabei erneut der Zusammenarbeit der professionellen Wissenschaftler mit der internationalen Gemeinde der Amateurastronomen und "Hobbyplanetologen" widmen. Diese Zusammenarbeit erwies sich in den vergangenen Jahren bereits als sehr erfolgreich und erstreckte sich dabei speziell auf die Beobachtung der Planeten Jupiter und Saturn, wo Amateurastronomen wertvolle Bilder über Kometen- und Asteroidenimpakte (Jupiter) oder das aktuelle Wettergeschehen (Saturn) liefern konnten, welche aufgrund der begrenzten Beobachtungszeiten in diesem Umfang nicht mit professionellen Instrumenten hätten angefertigt werden können. Aber auch bei der gezielten und regelmäßig erfolgenden Beobachtung des Mondes oder von Meteoren und der Bestimmung von deren Fallraten sind Amateurastronomen gefragt und werden aktiv in aktuelle Beobachtungsprogramme der Wissenschaftler eingebunden.

Diese Zusammenarbeit geht Hand in Hand mit einem weiteren erklärten Ziel von Europlanet. Durch die Arbeit des Forschungsnetzwerkes soll unter anderem auch das sogenannte "Public Outreach", die Verbreitung der neuesten wissenschaftlichen Erkenntnisse und die gleichzeitig erfolgende Einbindung der interessierten Öffentlichkeit in die damit verbundenen Arbeiten der beteiligten Wissenschaftler der europäischen Forschungsinstitute verbessert werden. Durch eine innovative Öffentlichkeitsarbeit, so das Ziel, sollen die Aktivitäten der Planetenforscher bei den Bürgern, bei der Industrie und nicht zuletzt auch bei den für die Vergabe der benötigten Finanzmitteln verantwortlichen politischen Entscheidungsträgern mehr Beachtung finden. Entsprechend dieser Zielsetzung wird mittlerweile jährlich ein Preis für "Excellence in Public Engagement with Planetary Science" an Einzelpersonen, Gruppen oder Institute vergeben, welche sich im Bereich der Öffentlichkeitsarbeit besonders engagiert haben.

Der European Planetary Science Congress 2013 findet im nächsten Jahr vom 8. bis zum 13. September am University College in London statt.

Verwandte Website:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Europlanet, EPSC 2012)


» Das Wasser des Jupitermondes Europa
25.09.2012 - Bereits seit längerem wird vermutet, dass sich in 10 bis 20 Kilometern Tiefe unter der Oberfläche des Jupitermondes Europa ein gigantischer Ozean aus flüssigem Wasser befindet. Neuere Forschungsergebnisse legen nahe, dass Teile des Wassers sich zwar näher an der Oberfläche befinden, sich dort jedoch nicht lange halten können.
Mit einem Durchmesser von 3.121 Kilometern ist der Jupitermond Europa zwar der kleinste der vier Galileischen Monde, mit etwa 3 Gramm pro Kubikzentimeter verfügt er jedoch zugleich über eine ungewöhnlich hohe Dichte. Über einen Kern aus Eisen und Nickel, so die allgemein anerkannte Theorie über den inneren Aufbau dieses Mondes, befindet sich ein Mantel aus Silikatgestein. Die Oberfläche Europas wird dagegen von einem 15 bis 20 Kilometer dicken Panzer aus Wassereis gebildet, welcher aufgrund der sehr niedrigen Temperaturen auf der Mondoberfläche (-160 Grad Celsius am Äquator, bis zu -220 Grad Celsius in den Polarregionen) steinhart gefroren ist.

Detaillierte Aufnahmen der Jupitersonde Galileo zeigten, dass sich Teile des Eispanzers gegeneinander verschoben haben und zerbrochen sind, wobei ein Muster von Eisfeldern entstand. Die Bewegung der Kruste wird durch Gezeitenkräfte verursacht, welche die Oberfläche Europas um bis zu 30 Meter heben und senken. Die Eisfelder müssten aufgrund der gebundenen Rotation des Jupitermondes eigentlich ein bestimmtes, vorhersagbares Muster aufweisen. Die Galileo-Aufnahmen zeigen jedoch, dass lediglich die geologisch jüngsten Gebiete der Mondoberfläche über ein solches Muster verfügen.

Dieses Phänomen kann damit erklärt werden, dass sich die Oberfläche Europas geringfügig schneller bewegt, als der innerer Mantel und der Kern. Die Eiskruste ist dabei vom Mondinnern durch einen dazwischen liegenden Ozean mechanisch abgekoppelt und wird von den Gravitationskräften des Jupiters beeinflusst. Der unter der Eiskruste befindliche Ozean aus flüssigem Wasser könnte über eine Tiefe von bis zu 100 Kilometern verfügen, was bedeutet, dass sich auf Europa mehr als die doppelte Wassermenge des in den irdischen Ozeanen enthaltenen Wassers befindet.

Neuere Forschungen aus dem Jahr 2011 deuteten darauf hin, dass oberhalb dieses durch vulkanische Aktivitäten erwärmten Ozeans das Eis an der Basis des Eispnazers von Europa erwärmt wird, wobei es sich in Richtung Oberfläche ausdehnt. Im Rahmen diesesa Prozesses schmilzt das Eis und bildet lokal begrenzte Linsen aus Schmelzwasser, welche sich in Tiefen von bis zu etwa drei Kilometern unter der Oberfläche ansammeln können. (Raumfahrer.net berichtete).

Eine Gruppe von Planetenforschern um Klára Kalousová von der Charles-Universität in Prag dämpft jetzt jedoch die Erwartungen der Astrobiologen, welche über die Möglichkeit von Lebensformen unter der Oberfläche des Jupitermondes spekulieren. "Ein den gesamten Mond umspannender Ozean aus Wasser dürfte sich relativ weit unterhalb der Oberfläche - ab etwa 25 bis 50 Kilometer Tiefe - befinden. Ebenfalls könnte es Bereiche mit flüssigen Wasser in deutlich geringeren Tiefen bis zu etwa fünf Kilometern Tiefe geben. Diese Wassertaschen könnten sich dort jedoch lediglich über einen Zeitraum von einigen Zehntausend Jahren halten, bevor das Schmelzwasser sich einen Weg durch den Eispßanzer sucht und in die Tiefe absinkt."

Zukünftige Raummissionen zu dem Jupitermond Europa müssten demzufolge sehr tiefe Bohrungen durchführen, um Zugang zu dem unterirdischen Ozean zu erhalten und dort direkt nach außerirdischen Lebensformen zu suchen.

Für ihre Analysen benutzte das Team um Klára Kalousová mathematische Modelle, welche unterschiedliche Mischungsverhältnisse von flüssigem Wasser und Eis berücksichtigten. Abhängig von einer Vielzahl von Faktoren wie zum Beispiel der Mächtigkeit der Eisschicht, der Viskosität des Eises in unterschiedlichen Tiefen, der Temperatur und der Menge des Wassers sinkt das zuvor durch die freigesetzte Wärme geschmolzene Wasser innerhalb von wenigen Zehntausend Jahren in die Tiefe und erreicht schließlich den unterirdischen Ozean.

Für die Untersuchung anderer Objekte innerhalb unseres Sonnensystems, so Klára Kalousová, könnten die Untersuchung des Wasserkreislaufes unter Europas Oberfläche von großer Bedeutung sein. "Neben einem besseren Verständnis des Wasserzyklus auf Europa könnte diese Arbeit einen besseren Einblick in den inneren Aufbau und die Aktivitäten verschiedener Eismonde im äußeren Sonnensystem - zum Beispiel von dem geologisch aktiven Saturnmond Enceladus - geben."

Die hier kurz angerissene Forschungsarbeit von Klára Kalousová et al. wurden heute auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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EPSC 2012:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2012)


» GOES 14 übernimmt für GOES 13
25.09.2012 - Der US-amerikanische geostationäre Wettersatellit GOES 14 übernimmt bis auf Weiteres die Aufgaben von GOES 13. Die Beobachtungsnutzlast von GOES 13 war nach dem Auftreten technischer Probleme am 22. September 2012 abgeschaltet worden.
GOES 13 hatte man schließlich in eine Art Standby-Modus versetzt, nachdem die von dem Wettersatelliten gesammelten Daten ab dem 12. September 2012 immer mehr Störkomponenten aufwiesen. Jetzt versuchen Techniker, die Ursache des Problems zu ergründen.

Nach Angaben der US-amerikanischen Wetterbehörde, der National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA), kann zum gegenwärtigen Zeitpunkt nicht gesagt werden, wann GOES 13 wieder zur Wetterbeobachtung eingesetzt werden wird. Das von Boeing gebaute Raumfahrzeug befindet sich seit 2006 im Weltraum und löste im Jahr 2010 GOES 12 bei 75 Grad West im Geostationären Orbit ab.

Zwischenzeitlich arbeitete der bei 135 Grad West positionierte GOES 15, der vorher Bildmaterial von der Westküste der Vereinigten Staaten von Amerika geliefert hatte, als Ersatz für GOES 13 im sogenannten Full-Disk-Scan-Modus, bei dem die gesamte Erdscheibe abgebildet wird. GOES 15 war so in der Lage, die Vereinigten Staaten vollständig zu erfassen, allerdings mit verminderter Bildqualität im Bereich der Ostküste.

Jetzt nimmt GOES 14 die Aufgaben von GOES 13 war. Wenn die Probleme an Bord von GOES 13 nicht behoben werden können, wird man die Postion von GOES 14 im Geostationären Orbit über kurz oder lang anpassen. Im Augenblick steht GOES 14 bei 105 Grad West im Geostationären Orbit, nach einem Umzug würde er weiter östlich bei 75 Grad West zum Einsatz kommen, der aktuellen Position von GOES 13. Diese Position wird auch als GOES-East bezeichnet.

GOES 13 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 29.155 und als COSPAR-Objekt 2006-018A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: NOAA)


» Red Bull Stratos - Der Countdown läuft
25.09.2012 - Zwar scheitert diese Mission daran, den Maßstab unserer Plattform bezüglich Raumfahrt zu erfüllen. Aber nur knapp. Denn was der Österreicher Felix Baumgartner am 8. Oktober 2012 vor hat, kann man sowohl kühn als auch waghalsig bezeichnen. Und erinnert an die riskanten Anfänge der Raumfahrt.
Mit der Ankündigung, die Schallmauer durchbrechen zu wollen, lockt man heute keinen Hund mehr hinter dem Ofen hervor. Außer vielleicht, man versucht es wie Felix Baumgartner. Nämlich mit dem bloßen Körper als "Struktur", geschützt lediglich durch einen Raumanzug vor dem freien Fall aus 36km Höhe. Die Mission wird seit Jahren akribisch vorbereitet. Nichts wird dem Zufall überlassen. Denn der Sprung ist gefährlich, lebensgefährlich. Niemand weiß genau, was passiert, wenn der Mensch die Schallmauer durchbricht. Unkontrollierbare Schockwellen entstehen und destabilisieren möglicherweise die Flugbahn. Um das zu vermeiden wurden zahlreiche Übungssprünge aus geringeren Höhen absolviert und auch im Windkanal mussten Anzug und Körperhaltung beweisen, ob Sie das Zeug zum Überschall haben.

Bislang hält Joseph Kittinger den absoluten Rekord im Fallschirmsprung. Im Rahmen des Projektes Excelsior sprang er vor 53 Jahren aus mehr als 31 Kilometern und raste mehr als vier Minuten ungebremst auf die Erde zu. Er erreichte dabei schließlich eine Geschwindigkeit von 998km/h in 1.829 Metern Höhe. Das sind ca. 90% der Schallgeschwindigkeit. Nicht nur Felix Baumgartner arbeitete daran Projekt, diesen Rekord zu knacken. Mit Michel Fournier gab es lange ein spannendes Duell, wer es zuerst schafft. Das Rennen war entschieden, als auch der dritte Versuch fehl schlug und der Ballon aufgrund einer Fehlfunktion ohne die Kapsel aufstieg und verloren ging. Wegen Finanzierungsproblemen ist ein weiterer Versuch Fourniers auszuschließen.

"Ich fühle mich wie ein Tiger im Käfig der es kaum erwarten kann, herauszukommen", sagt Felix Baumgartner, 43, der durch waghalsige Basejumps von populären Gebäuden bekannt wurde. Mit Red Bull fand er schließlich einen finanzstarken Investor, der seine Vision hat Wirklichkeit werden lassen. Der Sprung am 8. Oktober wird selbstverständlich nur stattfinden können, wenn das Wetter mitspielt. Denn der 850.00 Kubikmeter fassende Helium-Ballon mit einer Außenhaut zehn mal dünner als ein handelsüblicher Gefrierbeutel ist extrem empfindlich. Ob es klappt, berichtet live der Red Bull eigene Sender Servus-TV aus Österreich. Wir drücken die Daumen!

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(Autor: Klaus Donath - Quelle: redbullstratos.com)


» Raumsonde DAWN: Wasserstoff auf Vesta
26.09.2012 - Während der letzten mehr als 13 Monate hat die Raumsonde DAWN den Asteroiden (4) Vesta umkreist und dabei mit der Instrumenten wissenschaftliche Daten gesammelt. Obwohl die an der Mission beteiligten Wissenschaftler noch Jahre benötigen werden, um diesen Datenschatz vollständig auszuwerten, werden immer mehr Details über Vesta bekannt.
Noch bis vor Kurzem wurde der Asteroid (4) Vesta von den Wissenschaftlern als ein Himmelskörper eingestuft, auf der sich so gut wie kein Wasser befinden kann. Neue Abbildungen der Vesta-Oberfläche und Messdaten der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Raumsonde DAWN zeigen jetzt jedoch, dass auf dem Asteroiden anscheinend deutlich mehr Wasserstoff enthalten ist als ursprünglich angenommen.

Ein Wissenschaftlerteam um Brett B. Denevi von der Johns Hopkins University in Laurel/US-Bundesstaat Maryland hat die Kameraaufnahmen der auf der Oberfläche von Vesta befindlichen Impaktkrater näher analysiert. Dabei stießen die Planetologen auf verschiedene ungewöhnliche, mit Einbrüchen durchzogene Geländeformationen. Diese unregelmäßig geformten Senken befinden sich in erster Linie in der unmittelbaren Umgebung verschiedener Impaktkrater in der Äquatorregion Vestas. Ähnliche Strukturen sind den Planetologen auch vom Mars her bekannt. Die Wissenschaftler gehen in beiden Fällen davon aus, dass diese Geländeformationen durch den schlagartig erfolgenden Abbau von flüchtigen chemischen Elementen entstehen, welche infolge der bei einem Impakt freigesetzten Hitze verdampfen. "Dies ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass zumindestens Teile der Asteroidenoberfläche einen relativ großen Anteil an flüchtigen Stoffen enthalten", so Brett Denevi.

Diese Annahme wird durch ein von Thomas H. Prettyman vom Planetary Science Institute in Tucson/USA geleitetes Team unterstützt. Die Wissenschaftler untersuchten die Verteilung und Zusammensetzung der auf der Asteroidenoberfläche befindlichen chemischen Verbindungen mittels des Gammastrahlen- und Neutronen-Spektrometers GRAND, einem der drei an Bord der Raumsonde befindlichen Instrumente. Grand kann die in den chemischen Verbindungen enthaltenen Elemente bis zu einer Tiefe von einigen Zentimetern nachweisen, indem es Gammastrahlen und Neutronen registriert, welche bei den erfolgenden Wechselwirkungen zwischen den geladenen Teilchen der kosmischen Strahlung und den unterschiedlichen Elementen auf der Asteroidenoberfläche erzeugt werden.

Laut den daraus resultierenden Ergebnissen enthält das auf der Oberfläche von Vesta befindliche Regolith einen substantiellen Anteil an Wasserstoff. Der höchste Wasserstoffgehalt konnte dabei in der Äquatorregion des Asteroiden nachgewiesen werden, wo sich zugleich auch die ältesten Oberflächenformationen befinden. Hier konnte regional ein Wasserstoffgehalt nachgewiesen werden, welcher einem Eisgehalt von rund sechs Kilogramm pro Kubikmeter entspricht.

Der geringste Wasserstoffgehalt findet sich dagegen im Bereich des am Südpol des Asteroiden gelegenen Impaktbeckens Rheasilvia, welches zugleich mit einem Alter von etwa einer Milliarde Jahren zu den jüngsten geologischen Strukturen auf Vesta zählt. Allgemein ergibt sich bei den Messungen die Tendenz, dass sich die Wasserstoffanteile in der Oberfläche umgekehrt proportional zur Albedo des Asteroiden verhalten. Je dunkler das Oberflächenmaterial erscheint, desto mehr Wasserstoff ist in ihm vorhanden. Der Wasserstoff liegt dabei aber nicht in molekularer Form vor, sondern ist vielmehr in so genannten hydratisierten Mineralen gebunden. Dieser in Mineralen gebundene Wasserstoff wäre dann identisch mit den "flüchtigen Stoffen", welche von dem Team um Brett Denevi postuliert wurden.

Nach den gegenwärtigen Theorien hat sich Vesta in der Frühphase der Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems innerhalb der so genannten "Schneegrenze" gebildet. Hierbei handelt es sich um einen Bereich des inneren Sonnensystems, welcher relativ nahe an der jungen Sonne gelegen war und in dem aufgrund der von der Sonne ausgehende Strahlung alle flüchtigen Substanzen - also auch Wassermoleküle und Eispartikel - verdampft sind. Wie konnte sich trotzdem Wassereis auf Vesta ablagern? "Unsere Messungen stehen in einem guten Einklang mit einer langsam erfolgenden Ansammlung von Wasserstoff, welcher durch eine permanent Zufuhr von kohligen Chondriten verursacht wurde. Bei den kohligen Chondriten handelt es sich um eine bestimmte Klasse von Meteoriten, welche über einen hohen Anteil an Wasser verfügen. Da kohlige Chondrite auch über einen hohen Anteil von Kohlenstoff verfügen - und somit sehr dunkel erscheinen - könnte dies auch erklären, warum der auf Vesta nachgewiesene Wasserstoff bevorzugt in den dunklen Regionen des Asteroiden auftritt.

Zu dem gleichen Ergebnis gelangte auch ein weiteres Team, welches von Maria Cristina De Sanctis vom Institute of Astrophysics and Space Planetology in Rom geleitet wird. Die Wissenschaftler werteten die Daten des Visible and Infrared Spektrometers (kurz "VIR") aus. Die Ergebnisse zeigen große, allerdings regional begrenzte Konzentrationen von Hydroxyl - einer chemischen Verbindung, bei der ein Wasserstoff- und ein Sauerstoffatom miteinander verbunden sind. Im Gegensatz zum Erdmond, wo sich Wasserstoff fast ausschließlich in den ewig im Schatten liegenden und somit dauerhaft besonders kalten Kratern an den Polen halten kann, ist die Verteilung des Wasserstoffes auf Vesta nicht abhängig von einer signifikanten Abschattung oder ungewöhnliche niedrigen Temperaturen.

Die hydroxylreichen Regionen auf Vesta sind auch laut den VIR-Analysen im Großen und Ganzen identisch mit den ältesten gebieten auf Vestas Oberfläche. Rund um relativ große und noch verhältnismäßig junge Impaktkrater oder im Bereich des Rheasilvia-Beckens am Südpol, welches über ein Alter von etwa einer Milliarde Jahre verfügt, sind Hydroxyl-Signaturen dagegen kaum oder gar nicht vorhanden. Dies wiederrum deutet darauf hin, dass es sich bei dem Transport von Hydroxyl auf die Oberfläche von Vesta nicht um einen kontinuierlich ablaufenden Prozess handelt.

Sollten sich diese Forschungsergebnisse bestätigen, so würden sich dadurch wertvolle Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte der terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem ergeben. Kohlige Chondriten und Asteroiden des C-Typs, welche sehr wahrscheinlich die Ursprungskörper dieser Meteoritenart sind, wären dann mit dafür verantwortlich, dass die im inneren Sonnensystem gelegenen Planeten trotz ihrer Entstehung innerhalb der Schneegrenze über einen hohen Anteil an Wasser verfügen.

Laut Maria Cristina De Sanctis wurde das Hydroxyl in erster Linie durch relativ kleine Partikel mit einem Durchmesser von weniger als eine Zentimeter und über einen relativ eng begrenzten Zeitraum auf den Asteroiden verfrachtet. Hierfür kommt die Periode des Late Heavy Bombardement in Frage, welches vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren stattfand. Die Vielzahl der in dieser Zeit erfolgten Kollision von Asteroiden und Planetesimalen setzte eine erhebliche Menge an kleinen Partikeln frei, welche in der Folgezeit auf die Oberflächen der Planeten und Asteroiden "herabregnete".

Dies ist jedoch offensichtlich nicht die vollständige Geschichte der wasserhaltigen Materialien auf Vesta. Der relativ junge Krater Oppia weist zum Beispiel eine deutliche Konzentration von Hydroxyl auf, ist jedoch nicht mit dem Material bedeckt, aus dem sich die kohligen Chondriten zusammensetzen. Dies legt nahe, dass mehr als ein Mechanismus für den Hydroxylanteil auf Vesta verantwortlich ist. "Der Ursprung des Hydroxyls auf Vesta ist sicherlich komplex und möglicherweise nicht einzigartig im inneren Sonnensystem", so De Sanctis. Erst weitere Analysen werden hierüber Klarheit liefern.

Dies ist jedoch nicht alles, was die Planetenforscher in den vergangenen Monaten herausgefunden habe. Die Gammastrahlen- und Neutronenmessungen von GRAND zeigen zudem, dass Vesta aller Wahrscheinlich nach - wie bereits seit längerem vermutet - tatsächlich die Quelle der so genannten HED-Meteoriten ist. Diese Schlussfolgerung ergibt sich aus einem Vergleich der GRAND-Messdaten bezüglich der Zusammensetzung von Vesta mit der chemischen Zusammensetzung der auf der Erde aufgefundenen HED-Meteoriten, welche übrigens auch Bruchstücke von kohligen Chondriten enthalten. Dagegen konnten keine Anzeichen von vulkanischen Aktivitäten entdeckt werden. Sollte es auf Vesta einmal aktive Vulkane gegeben haben, so wurden deren Spuren in den folgenden Jahrmilliarden durch die Einschläge von Asteroiden verwischt.

Untersuchungen des Gravitationsfeldes erlauben erste Aussagen über den inneren Aufbau von Vesta. Der Asteroid verfügt demzufolge über einen Eisenkern mit einem Radius von 107 bis 113 Kilometern. Die Krustenstärke variiert stark, besitzt im Mittel jedoch eine Dicke von etwa 19 Kilometern. Verschiedene signifikante Mascons müssen noch näher analysiert werden.

Die in der Äquatorregion befindlichen Rillen und Gräben verlaufen parallel zu dem Impaktbecken Rheasilvia am Südpol und entstanden vermutlich infolge des verursachenden Impaktes. Dieser Impakt hat die gesamte Geomorphologie des Asteroiden verändert. und einen Großteil der älteren Krater und andere Geländeformen mit seinem Auswurfmaterial teilweise oder vollständig verdeckt. Hierbei war besonders die südliche Asteroidenhemisphäre betroffen. Das Gelände auf der Nordhälfte weist ein deutlich höheres Alter auf, obwohl auch in der Nordpolregion des Asteroiden verschiedene größere Impaktbecken entdeckt wurden. Während der letzten 3,5 Milliarden Jahre ereigneten sich über 900 größere Einschläge auf Vesta. Gegenwärtig arbeitet das DAWN-Team mit Hochdruck an der Erstellung einer topografischen Karte, welche fast die gesamte Oberfläche abdeckten wird. Lediglich ein kleiner Bereich am Nordpol konnte nicht mit der Framing Camera der Raumsonde erfasst werden.

Das VIR-Spektrometer hat über vier Millionen Spektren aufgenommen, welche mehr als 65 Prozent der Oberfläche mit hohen Auflösungen abdecken. Besonders die Südpolregion konnte dabei sehr gut erfasst werden. Besonders im Inneren der größeren Krater in der Äquatorregion befindet sich eine Regolithschicht, welche eine Stärke von bis zu einem Kilometer aufweist. Im Rheasilviabecken ist diese Schicht dagegen deutlich dünner. Analysen der Temperatur, der Wärmeleitfähigkeit und des Wärmeflusses ergaben, dass von Regolith bedecktes Wassereis auf Vesta auch über längere Zeiträume stabil sein könnte - allerdings nur dann, wenn es sich in hohen Breiten befindet und zudem an Hanglagen abgelagert ist, welche in die Richtung des jeweiligen Pols weisen.

Mit dem Abschluss der Erkundung von Vesta ist die Mission der Raumsonde DAWN aber noch längst nicht beendet. Nach einem rund zweieinhalbjährigen Flug durch den Haupt-Asteroidengürtels unseres Sonnensystems soll schließlich im Februar 2015 das zweite und letzte Ziel der Mission, der knapp 950 Kilometer durchmessende Zwergplanet Ceres, erreicht werden. Auch mit der Untersuchung dieses größten und massereichsten Objektes des Haupt-Asteroidengürtels, welche bis mindestens zum Juli 2015 andauern soll, wollen die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die früheste Entwicklungsphase unseres Sonnensystems gewinnen.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Das JPL ist eine Abteilung des California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Bereich der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau 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.

Die hier kurz angerissenen Resultate der DAWN-Mission wurden heute auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2012, JPL, Science)


» Vesta: Ein differenzierter Protoplanet
27.09.2012 - Analysen der Rillensysteme, welche sich um den Äquator des Asteroiden (4) Vesta ziehen, lassen darauf schließen, dass Vesta nach der Entstehung komplett aufgeschmolzen ist und deshalb über einen differenzierten Schichtaufbau verfügt.
Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und einer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Zwergplanet, noch - streng betrachtet - ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Wissenschaftlern als ein "Protoplanet" bezeichnet, eine Art "Vorplanet", welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem "vollwertigen" Planeten stecken geblieben ist.

Während der letzten mehr als 13 Monate hat die Raumsonde DAWN diesen im Hauptasteroidengürtel unseres Sonnensystem befindlichen Himmelskörper umkreist und dabei mit der drei an Bord befindlichen Instrumenten wissenschaftliche Daten gesammelt. Obwohl die an der Mission beteiligten Wissenschaftler noch viele Jahre benötigen werden, um diesen Datenschatz vollständig auszuwerten, werden mittlerweile immer mehr Details über Vesta bekannt.

Besonders überraschend für die an der Mission beteiligten Wissenschaftler war dabei die Entdeckung von einem weit gespannten System aus Gräben und Furchen, welche - wie mit einem gigantischen Pflug gezogen - parallel zum Äquator verlaufen. Der größte dieser Gräben, Divalia Fossae, übertrifft mit einer Länge von 465 Kilometern, einer Breite von 22 Kilometern und einer Tiefe von bis zu 5 Kilometern in seiner Ausdehnung sogar noch das größte Grabensystem auf der Erde, den Grand Canyon in den USA.

Schnell kamen die Planetenforscher zu dem Schluss, dass die Entstehung der Gräben durch ein oder mehrere Impaktereignisse ausgelöst wurden. Für die Entstehung dieser in ihrer Ausrichtung, Ausdehnung und Gestalt ungewöhnlichen Strukturen sind offensichtlich zwei gigantische, sich teilweise überlagernde Einschlagbecken verantwortlich, deren Zentren sich fast genau auf dem Südpol des Asteroiden befinden. Vermessungen der Oberfläche von Vesta ergaben, dass die Rillen parallel zu dem jüngeren dieser beiden Impaktbecken verlaufen. Dieses fast 500 Kilometer durchmessende Rheasilvia-Becken entstand vor etwa einer Milliarde Jahren und ist eine der jüngsten geologischen Formationen auf Vestas Oberfläche.

Allerdings weicht die Form der Gräben auf Vesta deutlich von dem ab, was Planetologen bisher von anderen kleinen Himmelskörpern wie dem Marsmond Phobos oder den Asteroiden Eros oder Lutetia kannten. Während die auf diesen nur wenige Kilometer durchmessenden Himmelskörpern vorhandenen Rillen eine V-Form aufweisen, sind die Gräben auf Vesta eher wie ein "U" geformt. Ein relativ ebener Boden wird an beiden Seiten von deutlich erkennbaren und steil aufsteigenden Wänden begrenzt. Diese Komplexität in der Morphologie der Gräben und der Grad der Fragmentierung von Vestas Oberfläche ließ die Vermutung aufkommen, dass es sich bei diesen Strukturen um regelrechte Grabenbruch-Systeme handeln muss.

Dies jedoch wäre laut Debra L. Buczkowski von der Johns Hopkins University in Laurel/US-Bundesstaat Maryland und ihren Kollegen ein deutliches Indiz dafür, dass es sich bei Vesta tatsächlich um einen differenzierten Himmelskörper handelt, welcher - vergleichbar mit dem inneren Aufbau der terrestrischen Planeten - über einen Kern, einen Mantel und eine Kruste verfügt. Kurz nach seiner Entstehung vor etwa 4,55 Milliarden Jahren muss der Asteroid vollkommen geschmolzen gewesen sein. In den folgenden etwa 50 Millionen Jahren kühlte Vesta ab und die Gesteine trennten sich nach ihrer unterschiedlichen Dichte, wobei das schwerere Material nach innen wanderte und sich im Kern des Asteroiden ablagerte.

"Jede der einzelnen Schichten verfügt über eine andere Zusammensetzung und - daraus resultierend - über eine andere Dichte. Dies hatte zur Folge, dass jede Schicht anders auf die durch den Impakt verursachten Schockwellen reagierte, was schließlich zur Bildung der Gräben in der Äquatorregion führten", so Debra L. Buczkowski.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Das JPL ist eine Abteilung des California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Bereich der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau 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.

Die hier kurz angerissenen Resultate der DAWN-Mission wurden gestern auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt und werden in Kürze in der Fachzeitschrift "Geological Research Letters" publiziert.

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EPSC 2012:

Geological Research Letters (Abstract):


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2012, JPL)


» Amateurastronom fotografiert Ganymed-Oberfläche
27.09.2012 - Aufgrund der sich in den letzten Jahren immer weiter verbessernden Technologie können Amateurastronomen mittlerweile in Regionen des Universums vordringen, welche bis vor kurzem nur den professionellen Astronomen mit ihren großen und entsprechend teuren Instrumenten vorbehalten waren. So ist es jetzt einem Amateurastronomen gelungen, mit einem vergleichsweise kleinen Teleskop eine Albedokarte des Jupitermondes Ganymed anzufertigen.
Der griechische Amateurastronom Emmanouil I. Kardasis von der "Hellenic Amateur Astronomy Association" hat mit einem handelsüblichen 28-Zenimeter-Teleskop, einer speziell für die Astrofotografie ausgelegten CCD-Kamera und einem Computerprogramm für die nötige Bildbearbeitung die erste von einem Hobbyastronomen hergestellte Albedokarte des Jupitermondes Ganymed angefertigt. Zur Herstellung der Karte montierte Emmanuel Kardasis eine CCD-Kamera an seinem Teleskop und fertigte damit ein Video des Jupitermondes an. Aus diesem Video suchte er die Bilder heraus, welche unter den besten Seeing-Bedingungen angefertigt wurden und somit die meisten Details des Mondes enthüllen. Diese Einzelaufnahmen wurden anschließend mit einer Bildbearbeitungssoftware gestackt und zu der besagten Albedokarte zusammengefügt.

Bei einer Albedokarte handelt es sich nicht um eine Karte, welche topografische Details einer Planeten- oder Mondoberfläche wiedergibt, sondern vielmehr um eine Karte, auf der das unterschiedliche Reflektionsvermögender Oberfläche - die Albedo - hervorgehoben wird, was wiederum Rückschlüsse auf die Gestalt und Zusammensetzung der das Licht reflektierenden Oberfläche gestattet.

Die von Emmanouil Kardasis produzierte Albedokarte erreicht eine Qualität, welche sich nicht hinter entsprechenden professionellen Karten von der Ganymed-Oberfläche verstecken muss. Auf ihr sind verschiedene Oberflächenformationen wie zum Beispiel die Phrygia Sulcus (eine Region aus Furchen und Grate mit einer Länge von 3.700 Kilometern Länge) und die Nicholson-Region (ein tiefliegender, dunkler Bereich auf Ganymeds Oberfläche) deutlich erkennbar. Dies ist lediglich eine weitere Demonstration von dem, wozu engagierte Amateurastronomen in der Gegenwart in der Lage sind.

"Von der Erde aus erscheint Ganymed lediglich als eine winzige Scheibe. Für das Erstellen von aussagekräftigen Bildern von Planeten benötigt man ein Teleskop mit einer Objektivöffnung von mindestens acht Zoll. Bei den Jupitermonden ist dagegen eine größere Öffnung nötig. Außerdem benötigen Sie ein stabiles Stativ, eine äußerst präzise Mechanik für die Nachführung des Teleskops, eine empfindliche Kamera, eine normalerweise frei verfügbare Software für die Bildbearbeitung, ein sehr gutes Seeing und sehr, sehr viel Geduld", so Kardasis. "Wenn wir die gleiche Methode auch bei anderen Welten wie zum Beispiel dem vulkanisch aktiven Jupitermond Io anwenden, dann können wir dort vielleicht sogar die aufgrund des Vulkanismus regelmäßig erfolgenden Veränderungen auf der Oberfläche dokumentieren."

Professionelle Teleskope können Albedokarten mit einer deutlich besseren Auflösung anfertigen. Allerdings ist die Anzahl der entsprechend ausgerüsteten Observatorien begrenzt, die Beobachtungszeiten sind limitiert und entsprechend teuer und Anträge auf Beobachtungskampagnen müssen mehrere Monate im Voraus eingereicht werden. Dies hat zur Folge, dass die professionellen Astronomen einzelne, speziell ausgewählte Objekte des Himmels nicht regelmäßig überwachen können und deshalb immer öfters auf die Unterstützung der Amateurastronomen angewiesen sind. In den vergangenen Jahren haben die sogenannten "Amateure" mehrfach wertvolle Informationen über Kometen- und Asteroidenimpakte (Jupiter) oder das aktuelle Wettergeschehen (Saturn) geliefert, welche anschließend durch professionelle erdgestützte Observatorien, durch das Weltraumteleskop Hubble oder durch den Saturnorbiter Cassini weiterverfolgt wurden.

Zukünftige Beobachtungsprogramme von Amateurastronomen könnten dazu dienen, Atmosphärenveränderungen auf Planeten wie Uranus und Neptun oder dem Saturnmond Titan zu dokumentieren. Basierend auf diesen Resultaten können dann professionelle Astronomen und Planetenforscher ganz gezielt weiterführende Beobachtungen durchführen.

"Ich hoffe, dass meine Arbeit alle an der Astronomie Interessierten, welche über die entsprechende Ausrüstung verfügen, dazu inspiriert, entsprechende Beobachtungskampagnen durchzuführen", so Emmanouil Kardasis.

Die gleichen Hoffnungen hegt auch G. S. Orton vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. Im Rahmen der Raummission JUNO, welche ab dem September 2016 den Jupiter für ein Jahr ausführlich untersuchen wird, erhofft sich der Wissenschaftler eine enge und produktive Zusammenarbeit mit der internationalen Gemeinschaft der Amateurastronomen, welche die wissenschaftlichen Beobachtungen des Jupiters und seiner Atmosphäre durch entsprechende Beobachtungsprogramme ungemein unterstützen können.

Die Ergebnisse der Arbeit von Emmanouil Kardasis und die damit verbundene Vorgehensweise wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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EPSC 2012:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2012)


» Hubbles tiefster Blick ins Universum veröffentlicht
27.09.2012 - Auch nach mehr als 22 Jahren im Weltraum ist Hubble immernoch für neue, faszinierende Einblicke in die tiefen des Universums gut. Denn die NASA hat jetzt den bislang tiefsten Blick ins Universum veröffentlicht. Das "eXtreme Deep Field" genannte Foto zeigt Galaxien, die zehn-milliarden Mal schwächer leuchten, als es das menschliche Auge sehen könnte.
Um das neue Foto zu produzieren, nutzen Astronomen Hubble-Aufnahmen der letzten zehn Jahre und setzen diese aufwändig zusammen. Aufgenommen wurden die Fotos im Zentrum des "Hubble Ultra Deep Field", dem bisher tiefsten Blick ins Universum im Sternbild "Chemischer Ofen", am Südhimmel. Das jetzt neu veröffentlichte Bild geht weiter und zeigt mehr als 5.500 Galaxien. Mit dabei sind Spiralgalaxien wie unsere Milchstraße, aber auch große rote, unscharfe, in denen die Entstehung von Sternen bereits aufgehört hat.

Hubble hat insgesamt 50 Tage ununterbrochen Licht aus dieser Gegend eingesammelt, verteilt über die letzte Dekade. Die daraus resultierenden 2000 Fotos wurden von den beiden Primärkameras aufgenommen, welche in dieser Zeit am Hubble montiert waren. Erst im Jahr 2009 wurde die bisher verwendete "Advanced Camera for Surveys" im Rahmen der Space Shuttle Mission STS-125 durch die "Wide Field Camera 3" ersetzt. Diese erlaubt auch einen Blick in das nahe infarote Spektrum des Lichts. "Das XDF ist der tiefste Blick ins Universum den wir je gewagt haben und offenbart die entferntesten Galaxien, die wir je gesehen haben. XDF erlaubt es uns weiter in die Vergangenheit zurückzuschauen, als jemals zuvor", sagt Garth Illingworth von der Universität von Kalifornien.

Das Universum ist 13,7 Milliarden Jahre alt und XDF lässt bereits Galaxien erkennen, die etwa 13.2 Milliarden Jahre alt sind. Die meisten Galaxien auf dem Bild sind sehr jung, klein und noch im Wachstum. Sie kollidieren oft und zeigen die dramatischen Ereignisse, die sich nach dem Urknall abgespielt haben. Die ersten Sterne dieser Galaxien waren oft blaue Sterne, sehr viel heller als unsere Sonne, aber auch sehr viel kurzlebiger. Das Licht dieser vergangenen Riesen erreichte uns erst jetzt. Damit ist das XDF ein Zeittunnel zurück in diese Vergangenheit.

Das Hubble-Weltraumteleskop (englisch Hubble Space Telescope, kurz HST) ist ein Weltraumteleskop für sichtbares Licht, Ultraviolett- und Infrarotstrahlung, das die Erde in einer Höhe von 575 Kilometern innerhalb von 96 Minuten einmal umkreist. Das Teleskop entstand aus der Zusammenarbeit der NASA und der ESA und wurde nach dem US-Astronomen Edwin Hubble benannt. Als Nachfolger ist im Moment das James Webb Space Telescope in Bau. Frühester Start wäre 2018.

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(Autor: Klaus Donath - Quelle: NASA)


» Ariane-5-Start mit zwei Kommunikationssatelliten
29.09.2012 - Pünktlich am 28. September 2012 um 23:18 Uhr MESZ startete vom Raumfahrtgelände Kourou in Französisch-Guayana eine Ariane-5-Trägerrakete mit zwei Satelliten an Bord. Die Erdtrabanten für die Indische Raumfahrtforschungsorganisation (ISRO) und den Kommunikationssatellitenbetreiber SES wurden nach rund einer halben Stunde Flug erfolgreich ausgesetzt.
Verwendet wurde eine Ariane-5-ECA, die von der Startrampe ELA-3 zum fünften Flug einer Ariane-5 im Jahr 2012 abhob. Transportiert wurden bei der Mission VA-209 der europäische Kommunikationssatellit Astra 2F (Masse beim Start circa 5,968 kg) und der indische Kommunikationssatellit GSAT 10 (Startmasse rund 3.400,5 kg). Beide Satelliten waren zusammen unter einer 17 Meter hohen Nutzlastverkleidung mit einem Durchmesser von 5,4 Metern untergebracht. Astra 2F wurde als erster der Satelliten etwa 27 Minuten nach dem Start ausgesetzt, er saß zuoberst auf der 6,4 Meter hohen Nutzlaststruktur SYLDA 5 A (SYLDA ist die Abkürzung von "Système de Lancement Double Ariane", Ariane-Doppelstartvorrichtung). Nach Abstoßen der SYLDA 5 A wurde GSAT 10 etwa 30 Minuten und 45 Sekunden nach dem Start freigegeben.

Die beiden Satelliten werden aus dem Geotransferorbit mit einem geplanten Perigäum von 249,7 km über der Erde (erreicht 249,7 km, Schätzung Arianespace) und einem geplanten Apogäum von 35.933 km über der Erde (erreicht 35.938 km, Schätzung Arianespace) mit eigenen Antrieben den Geostationären Orbit ansteuern. Die Antriebe müssen auch den Abbau der Rest-Inklination, der verblieben Neigung der Bahn gegen den Erdäquator, von rund 6 Grad bewerkstelligen. GSAT 10 beispielsweise soll laut Plan nach drei Brennphasen seines mit Monomethylhydrazin (MMH) und einer Mischung von Stickstoffoxiden (MON-3, Stickstofftetroxid mit 3% Stickstoffmonooxid) betriebenen, 440 Newton starken Apogäumsmotors 5 Tage nach dem Start den Geostationären Orbit erreichen.

Bei GSAT 10 handelt es sich um ein in Indien auf Basis des Satellitenbus I-3K entworfenes und gebautes Raumfahrzeug mit einer Leermasse von 1.498 kg, dessen Grundkörper Maße von rund 2,0 auf 1,77 auf 3,1 Metern aufweist. Der dreiachsstabilisierte Satellit ist dazu gedacht, den indischen Subkontinent von einer Position bei 83 Grad Ost im Geostationären Orbit, wo man ihn in Kolokation mit INSAT 4A und GSAT 12 betreiben will, mit einer Bandbreite von Kommunikationsdiensten zu versorgen. Dementsprechend ist die Kommunikationsnutzlast von GSAT 10 mit 18 C-Band- und 12 Ku-Band-Transpondern ausgestattet.

Neben der Kommunikationsnutzlast befinden sich auch Anlagen des indischen Systems zur Unterstützung von GPS im Bereich Indiens durch zusätzliche Korrektursignale, GAGAN für GPS Aided Geo Augmented Navigation genannt, an Bord von GSAT 10. Vom Einsatz der im C-Band- sowie im L1- und L5-Band-Bereich arbeitenden Navigationsnutzlast verspricht man sich in Indien insbesondere Vorteile für die zivile und die militärische Luftfahrt. Eine erste GAGAN-Nutzlast gelangte mit dem Schwestersatelliten von GSAT 10, GSAT 8 am 20. Mai 2011 in den Weltraum. Zur Ausstrahlung der Navigationssignale besitzen die beiden Satelliten 0,8 auf 0,8 Meter messende Antennenfelder mit je 16 Elementen.

Die Energieversorgung der Satellitensysteme von GSAT 10 erfolgt durch zwei Solarzellenausleger, die dem Raumfahrzeug eine Spannweite von rund 15,44 Metern geben. Am Ende der projektierten Einsatzdauer von 15 Jahren sollen die Solarzellenausleger von GSAT 10 noch rund 6.100 Watt elektrische Leistung bereitstellen können. Die maximal erzeugbare elektrische Leistung bei voller Sonneneinstrahlung liegt bei 6.474 Watt. Für die Stromspeicherung besitzt der Satellit zwei Lithlium-Ionen-Akkumulatorensätze mit einer Kapazität von jeweils 128 Ah.

Astra 2F ist eine Konstruktion von Astrium mit einer Leermasse von 2.660 kg und basiert auf der Satellitenplattform Eurostar E3000. Der Satellit wird vom europäischen Betreiber von Kommunikationssatelliten SES insbesondere zur Verbreitung von hochaufgelösten Fernsehprogrammen eingesetzt werden. Außerdem ist vorgesehen, mit Astra 2F VAST- und Breitbanddienste auszustrahlen. Astra 2F soll im geostationären Orbit eine Position bei 28,2 Grad Ost beziehen, um von dort Empfänger in Afrika, Europa und dem Mittleren Osten zu versorgen. Dafür ist er mit einer Anzahl von Ka- und Ku-Band-Transpondern ausgerüstet.

Mit elektrischer Energie versorgt wird die Kommunikationsnutzlast von Astra 2F von zwei Solarzellenauslegern mit Galliumarsenid-Zellen, die dem Raumfahrzeug zusammen eine Spannweite von insgesamt fast 40 Metern geben. Die vorgesehene Standzeit des dreiachsstabilisierten, mit Lithium-Ionen-Akkumulatoren ausgestatteten Satelliten im Orbit beträgt 15 Jahre. An deren Ende erwartet man von den beiden Solarzellenauslegern die Bereitstellung von immer noch 13 Kilowatt elektrischer Leistung.

Vor Astra 2F, der ursprünglich von einer russischen Proton-Rakete hätte befördert werden sollen, besorgte Arianespace den Transport von 35 anderen für Astra bzw. SES gebauten Satelliten in den Weltraum. GSAT 10 wurde zum 15. Satelliten der ISRO, der mit einer europäischen Ariane-Rakete ins All gelangte. VA-209 mit Astra 2F und GSAT 10 auf der Rakete L565 aus dem Produktionslos PB war beim 65. Start einer Ariane 5 die 51. erfolgreiche Ariane-5-Mission in Folge. Bei der Mission VA-209 wurde laut Arianespace bei einer Gesamtstartmasse von rund 780 Tonnen (laut Astrium rund 775 Tonnen beim Abheben) eine Gesamtnutzlast von 10.211 kg transportiert (laut Astrium 10.178,7 kg), von denen nach Angaben von Arianespace 9.401 kg auf die beiden Satelliten entfielen.

Astra 2F wird voraussichtlich katalogisiert mit der NORAD Nr. 38.778 bzw. als COSPAR-Objekt Nr. 2012-051A, GSAT 2 mit der NORAD Nr. 38.779 bzw. als COSPAR-Objekt Nr. 2012-051B.


(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Arianespace, Astrium, ESA, ISRO, SES)


» Venezuelas Erdbeobachtungssatellit VRSS 1 gestartet
29.09.2012 - Am 29. September 2012 brachte eine chinesische Trägerrakete des Typs Langer Marsch 2D den venezolanischen Erdbeobachtungssatelliten VRSS 1 in den Weltraum. Der Satellit soll für die Regierung von Venezuela zahlreiche wichtige Aufgaben zum Wohle der Bevölkerung des Landes erfüllen.
Circa 13 Minuten nach dem Start um 6:12 Uhr MESZ von der Rampe 603 des Startkomplexes 43 des chinesischen Raumfahrtzentrums Jiuquan in der Inneren Mongolei wurde VRSS-1 von der zweiten Stufe der Trägerrakete abgetrennt. Einige Minuten später entfalteten sich die beiden Solarzellenausleger des Satelliten.

Der erfolgreiche Start von VRSS 1 ist bisheriger Höhepunkt eines umgerechnet rund 140 Millionen US-Dollar teuren Programms, das China und Venezuela im Mai 2011 beschlossen hatten. Der Satellit mit einer Startmasse von 880 kg, welcher auf dem chinesischen Bus CAST2000 basiert, wurde nach einem Entwurf der chinesischen Akademie für Weltraumtechnik (China Academy of Space Technology, CAST) mit Unterstützung einer Arbeitsgruppe aus 54 Spezialisten aus Venezuela in China montiert. Der Grundkörper des Vehikels ohne die beiden Solarzellenausleger misst etwa 1,53 x 1,65 x 1,87 Meter.

Jetzt umkreist der Erdbeobachtungssatellit auf einer sonnensynchronen Bahn in rund 639 Kilometern über der Erde unseren Planeten. Die gewählte Bahn mit einer Neigung von rund 98 Grad gegen den Erdäquator gewährleistet, dass der Satellit alle 51 Tage die gleiche Stelle des Erdbodens überfliegt. Seine Beobachtungsnutzlast besteht aus zwei hochauflösenden Kameras mit einer Auflösung von 2,5 Metern im panchromatischen Modus und 10 Metern im multispektralen Modus. Außerdem an Bord befinden sich zwei Kameras mittlerer Auflösung. Ihre Auflösung liegt bei rund 16 Metern.

Der neue Erdtrabant soll nach seiner vollständigen Inbetriebnahme bei rund 14 Erdumrundungen pro Tag etwa 350 Bilder täglich zur Erde funken, und auf diese Weise mit erwarteten rund 127.750 Aufnahmen pro Jahr die Grundlage für eine vollständige Bestandsaufnahme des Territoriums Venezuelas liefern. Vom Satelliten verspricht man sich in Venezuela exakte Informationen zu Bereichen wie Sicherheit und Verteidigung, Bergbau und Erdöl, Landwirtschaft, Nahrungsmitteln, Gesundheit und Umwelt. Geplant ist, dass der Satellit 10 Tage nach dem Start die ersten Bilder erfasst.

Der Staatspräsident Venezuelas, Hugo Chávez, äußerte in der Landeshauptstadt Caracas nach dem Start des Satelliten, das Raumfahrzeug sei ein Teil der bedürfnisorientierten wissenschaftlichen und technologischen Entwicklung des Landes, und ein zukunftsorientierter Schritt.

Jorge Arreaza, Minister für Wissenschaft, Technologie und Innovation, teilte mit, der Satellit werde es dank seiner Fähigkeit, das Territorium Venezuelas genau zu beobachten, ermöglichen, hinsichtlich der unterschiedlichen Aktivitäten im Land künftig fundierte Entscheidungen zu treffen. VRSS 1 soll Bildmaterial für Kartierungsprojekte liefern sowie bei der Beurteilung von Böden, Bewuchs, Bioproduktion, Wasserflächen und Versteppung helfen, was der für die Landwirtschaft zuständige Minister Venezuelas, Elías José Jaua Milano, als einen bedeutenden Fortschritt bei der landwirtschaftlichen Entwicklung des Landes betrachtet.

Bei der Stadtplanung und der Entwicklung von Industrieansiedlungen erwartet man ebenfalls Hilfe durch den Satelliten. Außerdem soll er Daten zu natürlichen Ressourcen liefern sowie Informationen über Fischerei, Viehzucht und Artenvielfalt. Schließlich erhofft man sich von VRSS 1 Unterstützung bei der Katastrophenprävention und -Bewältigung. In Venezuela gilt es immer wieder, bei Erdbeben, Überschwemmungen, schweren Regenfällen und Flächenbränden zu bestehen. Zu guter Letzt ermöglicht es der Satellit auch, in Grenzen die Bewegungen militärischer Einheiten zu verfolgen.

Nach Angaben der staatlichen Nachrichtenagentur Venezuelas (Agencia Venezolana de Noticias, AVN) wurde der Start des Satelliten im ganzen Land gefeiert. In Caracas trafen hunderte Menschen auf dem Museumsplatz zusammen, um einer Übertragung des Starts beizuwohnen. Vom staatlichen Fernsehen Venezuelas (Venezolana de Televisión, VTV) befragte Teilnehmer äußerten ihren Stolz auf den nach dem Kommunikationssatelliten Venesat 1 alias Simon Bolivar zweiten Satelliten Venezuelas und bezeichneten den Start als Anlass zum Feiern.

Man erwartet nach Informationen aus Venezuela und Angaben der chinesischen Exportorganisation für Raumfahrttechnik CGWIC, den Satelliten 5 Jahre lang einsetzen zu können. Dem Satellitenbus, auf dem VRSS 1 basiert, spricht der chinesische Lieferant eine Auslegungsbetriebsdauer von 3 Jahren zu.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: AVN, CGWIC, Raumfahrer.net, VTV)


» Heller Komet im November 2013
29.09.2012 - Die bisherigen Bahndaten des am 21. September entdeckten Kometen C/2012 S1 (ISON) geben Grund zu der Hoffnung, dass gegen Ende nächsten Jahres ein Komet kurzzeitig auch tagsüber zu sehen sein könnte.
Entdeckt wurde der Komet von Witali Newski und Artjom Nowitschonok auf Bildern, die mit einem automatischen Durchmusterungsteleskop des International Scientific Optical Network in der Nähe von Kislowodsk gewonnen wurden. Das Teleskop verfügt über einen 40 cm großen Hauptspiegel mit einer Brennweite von 1,20 m.

Aus diesen und weiteren Bildern konnten mittlerweile recht zuverlässige Bahndaten berechten werden. Demnach wird sich der Komet, der gegenwärtig noch 6,5 Astronomische Einheiten (980 Millionen km) von der Sonne entfernt ist und durch eine Magnitude von etwa 18 nur in größeren Teleskopen auffällt, im November 2013 auf bis zu 1,8 Millionen Kilometer unserem Zentralgestirn nähern und dabei immer heller werden.

Berechnungen, die auf Erfahrungswerten beruhen, ergeben eine Magnitude von -10,6 am 29. November 2013. Mit bloßem Auge dürfte der Komet von Anfang November bis Ende Dezember zu sehen sein, eine Sichtung am Tage dürfte aber nur um den 29. November herum gelingen. Seinen geringsten Abstand zur Erde erreicht C/2012 S1 mit etwa 0,4 AE (60 Millionen km) im Januar 2014.

Die Bahnberechnungen gelangen deshalb so schnell, da man das Objekt bei Nachforschungen auch auf Bildern vom Mount Lemmon Survey vom 28. Dezember 2011 und vom 1,8-Meter-Teleskop Pan-STARRS vom 28. Januar entdeckte. Demnach handelt es sich offenbar um einen Kometen aus der Oortschen Wolke, der auf extrem exzentrischer Bahn (e = 0,999999964) unterwegs ist und kurzzeitig in extreme Sonnennähe gelangt. Derartige Kometen bezeichnet man auch als Sonnenstreifer.

In der Weihnachtswoche 2011 sorgte auf der Südhalbkugel der Komet Lovejoy für Furore. Er war kurz vor Sonnenaufgang am Himmel deutlich zu sehen und wurde auch von Bord der ISS fotografiert (Raumfahrer.net berichtete).

In der Vergangenheit gab es hin und wieder helle Kometen. Zuletzt erfreuten uns Hyakutake (Helligkeitsmaximum im März 1996) und Hale-Bopp (April 1997) Astronomen und die interessierte Öffentlichkeit. Spektakulär waren auch die Armada von Raumsonden, die in den 1980er Jahren den Halleyschen Kometen ansteuerte und der Einschlag der Bruchstücke von Shoemaker-Levy 9 auf dem Jupiter im Jahre 1994.

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(Autor: Günther Glatzel - Quelle: Associatione Friulana di Astronomia i Meteorologia)



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Mars Aktuell: Mars Express: Der Hadley-Krater auf dem Mars von Redaktion



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» Mars Express: Der Hadley-Krater auf dem Mars
20.09.2012 - Die von dem Hadley-Krater angefertigten Aufnahmen der HRSC-Kamera an Bord der Raumsonde Mars Express ermöglichen einen fast drei Kilometer tiefen Einblick in die Kruste des Mars. Verschiedene geologische Strukturen legen nahe, dass dort einstmals Vulkanlava floss und sich Wassereis im Untergrund befunden haben muss.
Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Planeten Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Am 9. April 2012 überflog die Raumsonde dabei während des Orbits Nummer 10.572 den Hadley-Krater und bildete diesen mit der High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC"), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Der etwa 115 Kilometer durchmessende Hadley-Krater befindet sich rund 600 Kilometer westlich des Al-Qahira-Tals - so der arabische Name für den Mars - in der unmittelbaren Nähe zu der Übergangszone vom alten, südlichen Hochland des Mars zur jüngeren, fast die gesamte nördlichen Planetenhemisphäre umfassenden nördlichen Tiefebene. Benannt wurde dieser Impaktkrater nach dem britischen Anwalt und Meteorologen George Hadley (1685-1768), welcher auch der so genannten Hadley-Zelle seinen Namen gab. George Hadley darf nicht mit dem englischen Astronomen John Hadley (1682-1744) verwechselt werden, nach dem die berühmte Hadley-Rille auf dem Mond benannt ist - ein Lavakanal, welcher im Jahr 1971 das Ziel der bemannten Mondlandemission Apollo 15 war.

Die bereits am 6. September 2012 von der ESA veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 19 Grad südlicher Breite und 157 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche. Aus einer Überflughöhe von knapp 500 Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 19 Metern pro Pixel.

Der Bereich des Hadley-Krater wurde im Laufe der Jahrmilliarden gleich mehrmals von größeren Asteroiden oder deren Bruchstücken getroffen, was die Entstehung eines "Vielfachkraters" zur Folge hatte. Dessen Entstehungsgeschichte kann man sich folgendermaßen vorstellen: Zuerst schlug ein mehrere Kilometer durchmessender Asteroid auf der Marsoberfläche ein, wobei der eigentliche, rund 115 Kilometer durchmessende Hadley-Krater entstand. In den folgenden Jahrmillionen wurde die so entstandene Kratervertiefung zu großen Teilen entweder mit Lava oder mit Sedimenten aufgefüllt.

Dafür, dass es sich um Lava gehandelt haben könnte, spricht das Vorhandensein von so genannten Runzelrücken (engl. "wrinkle ridges"), welche als längliche Formationen durch den nördlichen Teil des Hadley-Kraters verlaufen (rechts im Bild in der nebenstehenden Nadir-Farbansicht). Runzelrücken haben ihren Ursprung immer in vulkanisch-tektonischen Prozessen. Dabei bilden sie sich durch das langsame Erstarrung einer anfangs dünnflüssigen Lavadecke. Durch den Abkühlungsprozess kommt es zu einer Stauchung der Kruste. Dies hat zur Folge, dass die vulkanischen Ablagerungen infolge von tektonischen Druckspannungen komprimiert und übereinander geschoben werden. Vergleichbare geologische Strukturen sind übrigens auch auf dem Erdmond bekannt.

Nach der teilweisen Verfüllung des Hadley-Kraters ereigneten sich weitere Asteroideneinschläge. Über deren zeitlichen Ablauf geben sowohl deren Anordnung als auch der Verwitterungsgrad Auskunft. Speziell im westlichen Bereich des Hadley-Kraters (oberer Bildbereich) befinden sich einige fast vollständig mit Ablagerungen aufgefüllte Krater, von denen lediglich noch die Umrisse erkennbar sind. Als besonders interessant für die Marsforscher gestalten sich dabei die Auswurfdecken von mehreren kleineren Kratern im Inneren des Hadley-Kraters. Zwei von ihnen - der westliche (am oberen Rand der Farbdraufsicht) und der kleinere, tiefe Krater im südlichen Bereich von Hadley - sind von deutlich erkennbaren Auswurfdecken umgeben, welche einen unregelmäßig verlaufenden, lobenförmigen Rand aufweisen.

Diese auch als "Ejektadecken" bezeichneten Formationen sind ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu dem Zeitpunkt, als sich die beiden für die Entstehung der kleineren Krater verantwortlichen Impakte ereigneten, direkt unter der Oberfläche des Hadley-Kraters Wassereis befunden haben muss. Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen der beiden Impaktprozesse freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des Marsbodens führte.

Das jetzt teilverflüssigte Untergrundmaterial wurde durch die Wucht des Impaktes zuerst in die Höhe geschleudert und fiel anschließend in der Umgebung des Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Dabei bildeten die Ejektadecken zu ihrer Umgebung hin deutlich erkennbare Geländestufen aus, welche besonders gut auf der nebenstehenden perspektivischen Schrägansicht zu erkennen sind. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

In der Gegenwart bietet sich durch die Untersuchung des Hadley-Kraters und der darin gelegenen kleineren Impaktkrater ein etwa 2.600 Meter tiefer Einblick in die Marskruste. Unter Berücksichtigung der Topographie der beiden von Auswurfdecken umgebenen Krater könnte dort einstmals bis in eine Tiefe von etwa 1.800 Metern Eis im Untergrund vorhanden gewesen sein beziehungsweise sich immer noch dort befinden.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Umgebung der Hadley-Kraters wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

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

Weitere während des Orbits Nummer 10.572 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hadley-Kraters finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte.

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


» Strukturteile für Indiens Marsmission MOM geliefert
22.09.2012 - Der indische Luft- und Raumfahrtkonzern Hindustan Aeronautics Limited (HAL) hat kürzlich die Strukturbauteile für den indischen Marssatelliten Mangalyaan an das Satellitenzentrum der Indischen Raumfahrtforschungsorganisation (ISRO) übergeben.
Die von HAL gelieferten Strukturbauteile umfassen einen Zentralzylinder aus Kompositmaterial sowie Panele aus Metallwaben und Kompositmaterial. Hergestellt wurden die Teile in der HAL-Niederlassung in Bangalore. An der nunmehr vorhandenen Grundstruktur des Marsorbiters will die ISRO die verschiedenen erforderlichen Untersysteme montieren, und sie mit der wissenschaftlichen Nutzlast, die den Mars untersuchen soll, ausstatten.

Von einer ersten unbemannten indischen Marsmission ist schon einige Zeit die Rede. Schon 2009 arbeitete die ISRO an einem Konzept, das den Start eines Marssatelliten für 2013 vorsah. Damals ging man noch davon aus, auf eine dann zuverlässig einsetzbare Rakete des Typs GSLV zurückgreifen zu können. Weil letztere immer wieder versagten und offensichtliche Entwicklungsdefizite aufweisen, soll nach aktuellen Planungen eine PSLV-XL-Rakete zu Einsatz kommen.

Im August 2012 wurde die erste indische Marsmission offiziell angekündigt, bezeichnet wird sie als Mars Orbiter Mission, kurz MOM, und auf Hindi als Mangalyaan, was schlicht Mars-Fahrzeug bedeutet. Mit rund 25 Kilogramm wissenschaftlichen Instrumenten ausgerüstet will die ISRO Ende Novemer 2013 den aktuell in Bau befindlichen Marssatelliten an Bord einer Rakete des Typs PSLV-XL auf den Weg zum roten Planeten schicken. Kann der Start nicht 2013 erfolgen, ist ein Missionsbeginn erst 27 Monate später wieder möglich.

Beim Bau des Marssatelliten mit einer angenommenen Startmasse im Bereich um 1.400 kg und des benötigten Trägers arbeitet man auf einen virtuellen Starttermin Mitte Oktober 2013 hin. Damit soll sichergestellt werden, dass Raumfahrzeug und Trägerrakete auf jeden Fall zur Verfügung stehen und startbereit sind, wenn sich das Startfenster Richtung Mars tatsächlich öffnet.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: IANS, ISRO, HAL)


» Curiosity beobachtet Sonnenfinsternisse auf dem Mars
25.09.2012 - Wie auf der Erde so ereignen sich auch auf dem Mars in regelmäßigen Abständen Sonnenfinsternisse. Mittels der von dem Marsrover Curiosity angefertigten Aufnahmen sollen diese Gelegenheiten genutzt werden, um die Daten der Umlaufbahnen der beiden Marsmonde Phobos und Deimos noch weiter zu verfeinern.
Auf der Erde verbreiteten Sonnenfinsternisse in früheren Zeiten oftmals Angst und Schrecken. In der Gegenwart rufen diese immer nur in einen schmalen Streifen auf der Erde sichtbaren besonderen Himmelsereignisse unter den irdischen Betrachtern dagegen nur noch allgemeine Begeisterung hervor. Da auch der Mars von zwei Monden umrundet wird, treten auch dort in regelmäßigen Abständen Sonnenfinsternisse auf.

Allerdings verfügen die beiden Marsmonde Phobos und Deimos über deutlich geringere Durchmesser als der irdische Mond. Dies hat zur Folge, dass die Monde die Sonnenscheibe trotz der geringen Entfernungen, in denen sie den Mars umrunden und trotz des geringeren scheinbaren Durchmessers der Sonne auf dem Mars nicht vollständig bedecken können.

Sogar der größere und näher am Mars umlaufende Phobos bedeckt von der Marsoberfläche aus gesehen selbst unter den günstigsten Umständen gerade einmal knapp die Hälfte der Sonnenscheibe. Statt einer so genannten "totalen Sonnenfinsternis" sind auf dem Mars somit lediglich ringförmige Finsternisse zu beobachten, welche von den Experten in diesem Fall allerdings als Transits bezeichnet werden.

Erstmals konnte ein solches Ereignis von der Marsoberfläche aus am 4. März 2004 beobachtet werden. An diesem Tag fertigte der Marsrover Opportunity mit seiner Panoramakamera mehrere Bilder an, welche zeigten, wie der Mond Deimos vor der Sonne vorbeizog. Drei Tage später gelang diesem Rover auch die fotografische Abbildung eines Transits des Phobos.

Im Fall von Phobos ist es so, dass dieser Mond an den meisten Tagen eines Marsjahres von der Planetenoberfläche aus gesehen vor der Sonnenscheibe vorbeizieht. Da die Umlaufbahn von Phobos nur geringfügig gegen die Äquatorebene des Mars geneigt ist, diese Äquatorebene jedoch ähnlich wie bei der Erde eine Neigung gegen die Bahnebene des Mars aufweist, wird der Schatten von Phobos im Laufe eines Jahres auf verschiedene Regionen der Marsoberfläche projiziert.

Für jede gegebene geographische Breite auf der Oberfläche des Mars, welche sich zwischen 70,4 Grad Nord und 70,4 Grad Süd befindet (weiter nördlich beziehungsweise südlich ist Phobos von der Planetenoberfläche aus aufgrund seiner Bahnparameter nicht sichtbar), gibt es dabei zwei Zeitpunkte im rund 24 Monate andauernden Marsjahr, zu denen bis zu sechs Transits des Mondes erfolgen.

Das größte Problem beim Fotografieren einer Sonnenfinsternis auf dem Mars ist ein überaus präzises Timing. Deimos durchläuft die Sonnenscheibe aufgrund der geringen Entfernung zur Marsoberfläche und der hohen Umlaufgeschwindigkeit in lediglich 50 bis 60 Sekunden. Bei Phobos dauert der Vorgang dagegen sogar nur 20 bis 30 Sekunden.

Mit der Kenntnis des exakten Standortes eines Rovers auf der Marsoberfläche lassen sich die theoretischen Transitzeiten mit großer Genauigkeit vorausberechnen. Durch einen Abgleich mit den dann wirklich beobachteten, hochgenauen Transitzeiten und der exakten Position der Monde vor der Sonnenscheibe lassen sich die bisher bekannten Bahnparameter der beiden kleinen und entsprechend massearmen Begleiter unseres äußeren Nachbarplaneten noch weiter zu verfeinern.

Dies ist besonders im Falle des Mondes Phobos von besonderem wissenschaftlichen Interesse. Dieser Mond benötigt für einen vollständigen Umlauf um den Mars gegenwärtig lediglich 7 Stunden, 39 Minuten und 12 Sekunden, wobei er sich in einer Entfernung von weniger als 6.000 Kilometern über der Marsoberfläche bewegt.

Im Gegensatz zu der Umlaufbahn des Deimos befindet sich die Phobos-Umlaufbahn somit am Rand der Roche-Grenze des Mars, was zu einer langsamen Zunahme der Umlaufgeschwindigkeit und zugleich zu einer stetigen weiteren Annäherung an die Planetenoberfläche führt. Laut den aktuellen Berechnungen liegt diese Annäherungsrate gegenwärtig bei etwa 1,8 Metern pro 100 Jahre. Gegenwärtig sind die aktuellen Parameter der Phobos-Umlaufbahn mit einer Genauigkeit von etwa einem Kilometer bekannt.

Neben dem Marsrover Opportunity kann jetzt auch der am 6. August 2012 auf dem Mars gelandete neueste Rover der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der Rover Curiosity, für die Beobachtung von Phobos-Transits eingesetzt werden. Eine erste entsprechende Beobachtungskampagne erfolgte am 13. September 2012, dem Sol 37 der Curiosity-Mission. Die MastCam, so die Bezeichnung für die Hauptkamera des Rovers, konnte an diesem Tag eine partielle Sonnenfinsternis abbilden. Dabei zog Phobos nicht direkt vor der Sonne vorbei, sondern er streifte vielmehr am frühen Nachmittag lokaler Marszeit lediglich für einige Sekunden den äußersten Rand der Sonnenscheibe und bedeckte dabei etwa fünf Prozent der Sonne.

Im Rahmen dieses Ereignisses fertigte die MastCam-100, die größere der beiden Kameraoptiken, unter der Verwendung von für die direkte Sonnenbeobachtung geeigneten Spezialfiltern insgesamt 256 Einzelbilder des Transits an. Die MastCam-34, welche über lediglich ein Drittel des Auflösungsvermögens der größeren Kamera verfügt, fertigte dagegen 384 Bilder an. Während des Transits war auch die Wetterstation des Rovers, die REMS, aktiviert. Deren UV-Sensor konnte während des Transits einen Rückgang der auf der Marsoberfläche einfallenden UV-Strahlung um etwa fünf Prozent registrieren, was identisch mit dem Bedeckungsgrad der Sonnenscheibe ist.

Weitere "Beobachtungsfenster" für Phobos-Transits in diesem Jahr ergaben sich am 16. September, dem Sol 40, unmittelbar vor dem Sonnenuntergang sowie am frühen Morgen des Sol 42 unmittelbar nach dem Sonnenaufgang. An diesem Tag konnte Curiosity auch ein Transit des zweiten Marsmondes, des Mondes Deimos, erfolgreich abgebildet werden. Auch für die beiden nächsten Jahre wurden bereits die vom Gale-Krater, dem Operationsgebiet Curiositys, sichtbaren Phobos-Transits berechnet. Diese ereignen sich Mitte August 2013 und anschließend 51 Wochen später Anfang August 2014.

Laut einer Wissenschaftlergruppe um Gonzales Barderas von der Universidad Complutense de Madrid in Spanien stellen die Beobachtungen der Phobos-Transits zudem eine alternative Möglichkeit dar, um die aktuellen Standorte eines Rovers oder Landers auf der Marsoberfläche zu bestimmen. Dies wäre besonders dann von Interesse, wenn die auf der Marsoberfläche gelandeten Sonden zu klein sind, um auf den Kameraaufnahmen eines Marsorbiters erfolgreich abgebildet und aufgelöst zu werden. Mit der Kenntnis der präzisen Umlaufbahn von Phobos lässt sich der Durchmesser der Landeellipse dabei auf einen Bereich von 20 x 15 Metern einschränken.

Die hier kurz angerissenen Transit-Beobachtungsmöglichkeiten wurden heute auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Bilder des Phobos-Transits vom 13. September finden Sie auf der Curiosity-Missionsseite des Jet Propulsion Laboratory (JPL).

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EPSC 2012:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2012, JPL)


» Wo ist Deimos?
28.09.2012 - Selbst nach über 100 Jahren intensiver Beobachtung sind die exakten Bahnparameter der beiden Marsmonde Phobos und Deimos noch nicht mit ausreichender Genauigkeit bestimmt. Eine neue Methode verspricht jetzt jedoch deutliche Fortschritte.
Bereits 135 Jahre sind vergangen, seit der US-amerikanische Astronom Asaph Hall im August 1877 die beiden Marsmonde Phobos und Deimos entdeckte. Seitdem wurden diese beiden unregelmäßig geformten, jeweils nur wenige Kilometer durchmessenden und entsprechend lichtschwachen Monde unzählige Male von erdgestützten Teleskopen, Weltraumteleskopen und den Mars umkreisenden Raumsonden abgebildet. Auch die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde betriebenen Marsrover Spirit, Opportunity und kürzlich auch Curiosity, der jüngste Vertreter der Marsroverfamilie, konnten die beiden Monde erfolgreich von der Marsoberfläche aus mit ihren hochauflösenden Kameras abbilden und dabei sogar mehrfach Sonnenfinsternisse beobachten (Raumfahrer.net berichtete).

Aufgrund der so gewonnenen Daten konnte die Umlaufbahn von Phobos - dem größeren und inneren Mond - mittlerweile mit einer relativ großen Genauigkeit bis auf etwa einen Kilometer genau bestimmt werden. Die Parameter der Umlaufbahn von Deimos sind dagegen bislang lediglich mit einer deutlich höheren Fehlertoleranz bekannt. Wissenschaftler aus Deutschland und Russland haben jetzt eine neue Technik entwickelt, mit der sich dies schon bald ändern könnte. Hierfür soll auf Aufnahmen der High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marsorbiters Mars Express, zurückgegriffen werden.

Deimos umkreist den Mars innerhalb von einem Tag, sechs Stunden und 18 Minuten auf einer fast kreisrunden, nur um 1,8 Grad gegen den Marsäquator geneigten Bahn in einer mittleren Entfernung von etwa 20.000 Kilometern zur Planetenoberfläche. Im Gegensatz zu den beiden gegenwärtig von der NASA betriebenen Marsorbitern Mars Odyssey und Mars Reconnaissance Orbiter, welche den Mars auf fast kreisrunden Bahnen in lediglich wenigen hundert Kilometern Höhe umlaufen, umkreist Mars Express unseren äußeren Nachbarplaneten dagegen auf einer stark elliptischen, über die Marspole verlaufenden Umlaufbahn. Bei einer Neigung von 86,3 Grad liegt der Punkt der größten Annäherung an den Mars in einer Höhe von 250 Kilometern. Die Apoapsis, der Punkt der größten Entfernung zum Mars, liegt dagegen rund 10.500 Kilometer von der Marsoberfläche entfernt. Dies führt dazu, dass sich die europäische Raumsonde den beiden Marsmonden in regelmäßigen Abständen immer wieder relativ weit nähert.

Zwischen dem Juli 2005 und dem Juli 2011 absolvierte Mars Express 50 Vorbeiflüge an Deimos, welche in Entfernungen von weniger als 14.000 Kilometern erfolgten. Die dichteste Passage erfolgte im März 2011 mit einer Entfernung von lediglich rund 9.600 Kilometern. Da Deimos, genauso wie auch der Mond der Erde, über eine gebundene Rotation verfügt und dem Mars immer die gleiche Seite seiner Oberfläche entgegenwendet, konnte die HRSC-Kamera bei diesen Gelegenheiten auch immer nur diese dem Mars zugewandte Seite abbilden.

Bei diesen Gelegenheiten konnten mit dem in die HRSC-Kamera integrierten Super Resolution Channel (SRC) - hierbei handelt es sich um ein Maksutov-Cassegrain-Teleobjektiv - diverse Aufnahmen von Deimos angefertigt werden, welche eine etwa 4 x bessere Auflösung erreichen als normale HRSC-Aufnahmen. Im Fall von Deimos eignen sich diese SRC-Aufnahmen besonders gut für astrometrische Messungen, mit denen die exakten Orbitpositionen des Mondes vermessen und anschließend die Parameter der Umlaufbahn bestimmt werden können.

Astrometrische Messungen erfordern eine präzise Kenntnis der exakten Position des Beobachters - in diesem Fall die Raumsonde Mars Express - im Weltraum und der Blickrichtung der Kamera. Entsprechende Daten stehen den Wissenschaftlern durch die für die Kontrolle von Mars Express zuständigen Mitarbeiter des Europäischen Raumflugkontrollzentrums ESOC in Darmstadt zur Verfügung.

Bei einer geplanten Beobachtungskampagne wird die Ausrichtung der Raumsonde durch zwei Startracker-Kameras und drei Laser-Gyroskope ermittelt. Das Blickfeld der SRC-Kamera wird dabei durch einen Abgleich der berechneten und der tatsächlich beobachteten Positionen von verschiedenen Hintergrundsternen überprüft und gegebenenfalls korrigiert. Die hierfür erforderlichen Sternpositionen sind durch einen Sternkatalog bekannt, welcher durch den ESA-Satelliten Hipparcos erstellt wurde.

Bei der jetzt neu entwickelten Methode zur Bestimmung der Deimos-Umlaufbahn verwenden die Wissenschaftler eine neue astrometrische Technik. Zu diesem Zweck werden bei einer Beobachtungskampagne über einen Zeitraum von 90 bis 330 Sekunden sieben bis acht Bilder aufgenommen, welche auf die berechnete Bahn von Deimos "zielen" und bei denen sich der Mond somit durch den Aufnahmebereich bewegt. Die erste und die letzte Aufnahmen sind dabei so lange belichtet, dass die SRC-Teleoptik verschiedene Hintergrundsterne mit einer Magnitude von 3,4 bis 8,8 abbilden kann. Auf den restlichen, kürzer belichteten Aufnahmen ist der nur teilweise von der Sonne beleuchtete Mond erkennbar.

Durch die Verwendung eines Oberflächenmodells, welche die äußere Gestalt von Deimos zeigt, können die Wissenschaftler in Kombination mit anderen Daten wie der Position von Raumsonde, Sonne und Mond im Raum, der Eigenbewegung von Raumsonde und Mond, dessen Rotationsperiode und des Phasenwinkels von Deimos berechnen, welche Bereiche der Deimosoberfläche unter der Verwendung der aktuell bekannten Orbitparameter auf den SRC-Aufnahmen theoretisch als von der Sonne beleuchtete Regionen erkennbar sein sollten und mit welcher äußeren Gestalt sich der unregelmäßig geformte Mond dabei präsentieren sollte.

Die anschließend gewonnenen SRC-Aufnahmen von Deimos werden dann mit der berechneten Ansicht des Mondes verglichen. Die dabei auftretenden Unstimmigkeiten zwischen den berechneten und den tatsächlichen Ansichten von Deimos können durch Computersimulationen ausgeglichen werden. Der Grad der Unstimmigkeiten ermöglicht Rückschlüsse auf die Position des Mondes während der Beobachtungskampagne, woraus sich dann wiederum neue, aktuellere Bahnparameter berechnen lassen. Durch die Anwendung diese Methode konnte die Umlaufbahn von Deimos mittlerweile mit einer Genauigkeit von 0,6 bis 3,6 Kilometern ermittelt werden.

"Unsere Vergleiche mit den gegenwärtigen Orbitmodellen zeigen, dass sich Deimos - abhängig von dem verwendeten Modell - entweder bis zu 3,4 Kilometer vor oder bis zu 4,7 Kilometer hinter den vorhergesagten Positionen bewegt. Die Daten aus unserer neuen Methode sollten diese bisherigen Modelle jetzt deutlich verbessern", so Andreas Pasewaldt vom Institut für Planetenforschung des DLR in Berlin-Adlershof. Die gleiche Methode lässt sich auch bei Phobos, dem zweiten Marsmond, anwenden.

Die hier vorgestellte Methode zur Verfeinerung der Orbitparameter von Deimos wurden kürzlich in der Fachzeitschrift "Astronomy&Astrophysics" publiziert und von Andreas Pasewaldt, dem Erstautor der Studie, in einer auf Phobos angepassten Version auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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EPSC 2012:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: ESA, EPSC 2012)


» Curiosity entdeckt altes Flussbett auf dem Mars
01.10.2012 - Der Marsrover Curiosity ist offensichtlich in einem uralten, vor Milliarden von Jahren ausgetrockneten Flussbett gelandet. Diese Schlussfolgerung ergibt sich aus der Auswertung von Bildern, welche die Kameras des Rovers während der letzten Wochen angefertigt haben.
Während unseres letzten ausführlicheren Statusupdates am 11. September 2012 befand sich der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity in der "Calibration Activity Phase 2". Hierbei wurden über einen Zeitraum von neun Tagen der Roboterarm des Rovers und die daran montierten Instrumente ausführlich getestet und kalibriert.

Nach dem erfolgreichen Abschluss dieser Arbeiten setzte Curiosity seine Fahrt am 13. September fort und bewegte sich in mehreren Etappen in die östliche Richtung zu einem mit dem Namen "Glenelg" bezeichneten Geländeabschnitt im Inneren des Gale-Kraters. Neben verschiedenen kurzen Untersuchungen einzelner Oberflächenbereiche, bei denen neben den verschiedenen Kamerasystemen unter anderem auch das DAN-Instrument eingesetzt wurde, konnte Curiosity in den vergangenen Wochen mehrere Transits der beiden Marsmonde Phobos und Deimos beobachten (Raumfahrer.net berichtete).

Am 28. September, dem Sol 52 der Curiosity-Mission, erreichte der Rover schließlich mit einer weiteren Fahrt über 37,3 Meter den westlichen Rand von Glenelg. In den kommenden Wochen wird Curiosity diese Gegend, bei der es sich laut den an der Mission beteiligten Geologen um eine Schnittstelle von drei verschiedenen Geländetypen handelt, ausführlich untersuchen. Neben diversen Untersuchungen mit der Mikroskopkamera MAHLI und dem APX-Spektrometer sollen hier bei einem noch auszuwählenden Oberflächenziel erstmals der am Ende des Roboterarmes montierte Gesteinsbohrer und das Probenentnahmesystem eingesetzt werden.

Obwohl Curiosity seine Kommissionierungsphase erst vor Kurzem beendet hat, konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bereits während der vergangenen Woche erste Ergebnisse der Mission verkünden. Auf verschiedenen Nahaufnahmen der Mast Camera, der Hauptkamera des Rovers, sind Details der Marsoberfläche erkennbar, welche nach der Ansicht der Wissenschaftler zweifelsfrei belegen, dass in diesem Bereich des Gale-Kraters einstmals Wasser über die Marsoberfläche geflossen ist. Die Bilder der Kamera dokumentieren dabei Kieselsteine und Sedimente, welche sich zu einem Konglomerat verfestigt haben.

Die abgerundete Form der Steine ist dabei ein eindeutiger Hinweis darauf, dass diese einstmals am Grund eines mittlerweile ausgetrockneten Flusslaufes gelegen haben und durch das darin fließende Wasser sowohl über größere Distanzen als auch über längere Zeiträume hinweg von diesem transportiert wurden. Aufgrund der Größe der Steine - manche sind nur so groß wie ein Sandkorn, andere erreichen hingegen den Umfang eines Golfballs - kann ein Transport durch Wind mit Sicherheit ausgeschlossen werden.

Die Form und Größe der Kieselsteine vermittelt den Geologen zudem eine Vorstellung von der Fließgeschwindigkeit des Gewässers und von dessen Tiefe. Demzufolge hat sich das Wasser mit einer Geschwindigkeit von etwa 0,9 Metern pro Sekunde bewegt, wobei es eine Tiefe von mindestens 10 Zentimetern bis hin zu einem Meter erreicht haben muss. Die Abrundung der Steine legt zudem nahe, dass diese über erhebliche Distanzen und über längere Zeiträume hinweg transportiert wurden.

Über die Bedeutung dieser Entdeckung äußerte sich William Dietrich von der University of California/Berkeley folgendermaßen: "Über die Talsysteme auf dem Mars und darüber, was darin transportiert wurde, wurden in der Vergangenheit eine Vielzahl von Publikationen mit verschiedenen Hypothesen verfasst. Dies ist das erste Mal, dass wir wirklich sehen, dass dort Kies durch Wasser transportiert wurde. Dies stellt den Übertritt aus der Spekulationsphase über die transportierten Materialien hin zu deren direkten Beobachtung dar."

Die Konglomerate konnten bisher an zwei Stellen im Inneren des Gale-Kraters ausgemacht werden, welche der Marsrover Curiosity am 1. und am 13. September 2012 erreichte. "Link" und "Hottah" - so die vorläufigen Bezeichnungen dieser beiden Oberflächenbereiche - befinden sich beide am südlichen Ende eines Schwemmfächers, welcher seinen Ursprung in einem mit dem Namen "Peace Vallis" belegten Talsystem hat.

Die durch dieses den nördlichen Kraterwall durchschneidendes Talsystem transportierten Kieselsteine bilden eine Gesteinssammlung, welche eventuell einen Querschnitt durch die gesamten dort befindlichen Gesteinstypen darstellt. Durch zukünftig vorgesehene, eingehendere Untersuchungen von vergleichbaren Gesteinsablagerungen sollte es den Marsforschern somit möglich sein, sich auch einen Einblick in die nördlich des Gale-Kraters befindlichen Gesteine zu beschaffen.

Allerdings sind seit der Bildung der Konglomerate offensichtlich bereits mehrere Milliarden Jahre vergangen. Diese Annahme basiert zum einen auf den allgemein anerkannten Klima- und Atmosphärenmodellen des Mars, welche nur in dessen Frühzeit vor mehr als etwa 3,8 Milliarden Jahren das längerfristige Vorhandensein von flüssigem Oberflächenwasser denkbar machen. Zum anderen zeigen auch die bisherigen Messungen des DAN-Instrumentes, dass der Untergrund des Gale-Kraters zumindestens bis zu einer Tiefe von etwa einem Meter extrem trocken ausfällt.

"Frühere Messungen mit dem HEND-Spektrometer an Bord des Marsorbiters Mars Odyssey [dieses Instrument ist vom Aufbau und von der Funktionsweise her mit dem DAN vergleichbar, operiert allerdings an Bord des Marsorbiters in einer Höhe von etwa 300 Kilometern über der Marsoberfläche] führten zu dem Schluss, dass sich im Untergrund des Gale-Kraters bis zu sechs Prozent Wasser befinden sollten. Die bisherigen - allerdings nur vorläufigen - Messdaten unseres DAN-Instrumentes zeigen jedoch nur einen Bruchteil dieses Wertes", so Maxim Mokrousov vom Russian Space Research Institute auf einer am 28. September in Madrid abgehaltenen Pressekonferenz.

Diese Diskrepanz könnte daraus resultieren, dass das HEND-Spektrometer seine Daten nur in einem relativ großen Areal mit einer Abmessung von 300 x 300 Kilometern sammeln kann und somit keine gute Auflösung einzelner, räumlich relativ eng begrenzter Oberflächenbereiche erreicht. Curiosity hat dagegen bisher nur einen Bereich der Marsoberfläche durchquert, welche über eine Breite von etwa 450 Metern verfügt. Weitere Messungen des DAN-Instrumentes, so Maxim Mokrousov, sind nötig, um eine wissenschaftlich korrekte Aussage über die Wasserverteilung im Untergrund tätigen zu können. Eventuell könnten sich dann auch höhere Wasserstoffkonzentrationen zeigen.

Auch von einem weiteren Instrument an Bord des Rovers, von der Wetterstation REMS, liegen erste Daten vor. Unmittelbar nach der Landung des Rovers am 6. August 2012 lagen die durch die REMS ermittelten Tageshöchsttemperaturen in der Landezone bei knapp 0 Grad Celsius beziehungsweise sogar unter dem Gefrierpunkt. Seitdem stieg die Lufttemperatur kontinuierlich an und erreicht gegenwärtig in der Mittagszeit gegen 14:00 lokaler Marszeit Werte von bis zu sechs Grad Celsius. Während der Marsnacht sank die Temperatur dagegen kontinuierlich auf Werte von -70 bis -75 Grad Celsius ab.

Dieser Effekt beruht auf dem gegenwärtig auf dem Mars erfolgenden Wechsel der Jahreszeiten (auf der südlichen Hemisphäre beginnt gerade der Frühling) und hat auch eine Veränderung der Luftdruckwerte zur Folge. Lag der Luftdruck während der ersten etwa drei Wochen im Mittel noch bei Höchstwerten von etwa 730 Pascal, so werden mittlerweile bis zu 750 Pascal erreicht. Die über Curiosity hinwegziehenden Winde verfügen dabei über ausreichend Kraft, um kleinere Sandpartikel, welche sich im Laufe der letzten Wochen auf der Oberseite des Rovers abgelagert haben, zu verfrachten.

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EPSC 2012:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: JPL, EPSC 2012)



 

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Saturn Aktuell: Cassini: Der Saturnorbit Nummer 173 von Redaktion



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» Cassini: Der Saturnorbit Nummer 173
20.09.2012 - Bereits am 14. September 2012 begann der mittlerweile 173. Umlauf der Raumsonde Cassini um den Planeten Saturn. Neben der Untersuchung der Saturnatmosphäre und des Ringsystems gilt das wissenschaftliche Interesse diesmal wieder speziell dem Saturnmond Titan, welcher am 26. September erneut von der Raumsonde passiert werden wird.

Bereits am 14. September 2012 erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 1.17 Uhr MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 2,56 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 173. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Saturnumlaufbahn immer noch über eine Inklination von 32,2 Grad. Bis Mitte des Jahres 2013 soll die Neigung der Cassini-Umlaufbahn im Rahmen verschiedener Passagen an dem Saturnmond Titan in mehreren Schritten allerdings noch auf fast 62 Grad erhöht werden.

Dieser Flugverlauf wird es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern letztendlich bis zum März 2015 ermöglichen, speziell die Polarregionen des Saturn und des größten Mondes innerhalb des Saturnsystems, des etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mondes Titan, im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich wird auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde während der kommenden Monate auch wieder in seiner "Gesamtheit" besser erfasst werden können.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 21 Tage andauernden Orbits Nummer 173 - dieser trägt die Bezeichnung "Rev 172" - insgesamt 50 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Während der ersten zehn Tage des gegenwärtigen Umlaufs konzentrierte sich die Kamera dabei auf diverse routinemäßige Beobachtungen der Saturnatmosphäre und des Ringsystems, verschiedene astrometrische Beobachtungen der kleinen, inneren Saturnmonde sowie Beobachtungen der Monde Titan und Pan. Außerdem wird die ISS-Kamera am 22. September zusammen mit einem der Spektrometer an Bord von Cassini, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), eine Sternokkultation beobachten.

Hierbei wird der im Sternbild Pegasus gelegene Stern Beta Pegasi, ein sogenannter "Roter Riesenstern", verschiedenen Einzelringe des F-Ringes bedecken. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von Beta Pegasi erhoffen sich die Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau und die Struktur der einzelnen Ringe. Durch die zeitliche Abfolge der auftretenden Helligkeitsschwankungen und deren Intensität können so zum Beispiel Rückschlüsse über die Lichtdurchlässigkeit und somit auch über die Materialdichte der einzelnen Ringstrukturen gewonnen werden.

Am 24.September wird Cassini schließlich um 16.59 Uhr MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während des Orbits Nummer 173, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 286.850 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Bereits etwa 17 Stunden zuvor wird sich die ISS-Kamera auf den Saturnmond Mimas richten. Das Ziel dieser Beobachtungskampagne besteht darin, aus einer Entfernung von etwa 885.000 Kilometern nach Anzeichen für kryovulkanische Aktivitäten auf diesem 397 Kilometer durchmessenden Mond zu suchen.

Im Anschluss an diese Beobachtungskampagne werden sich die abbildenden Instrumente der Raumsonde auf den Saturnmond Enceladus richten. Auch bei diesem Mond sollen dabei in erster Linie kryovulkanische Aktivitäten dokumentiert werden. Zu diesem Zweck sollen die von den in der Südpolregion des Mondes gelegenen "Tigerstreifen" ausgehenden Fontänen aus Gas und feinen Wassereiskristallen abgebildet werden, um eine eventuell veränderte Aktivität der bisher bekannten Auswurfzonen zu dokumentieren.

Zwei Tage nach dem Passieren der Periapsis wird Cassini schließlich am 26. September um 16.36 Uhr einen gesteuerten Vorbeiflug am Mond Titan absolvieren, welcher dabei in einer Höhe von 956 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 5,9 Kilometern pro Sekunde passiert werden wird. Während der Anflugphase werden zwei weitere Spektrometer der Raumsonde, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) und das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), die zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchtete Hemisphäre des Titan abtasten. Das Ziel dieser Beobachtungen besteht darin, die Konzentration von Aerosolen in der Atomsphäre des Titan zu ermitteln.

Während der Phase der dichtesten Annäherung werden zwei weitere Instrumente, das Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) und das RADAR-Instrument, die wissenschaftlichen Arbeiten dominieren. Das INMS soll dabei die chemische Zusammensetzung der obersten Atmosphärenschicht ermitteln. Außerdem sollen Veränderungen der Titan-Ionosphäre registriert werden, welche sich durch örtliche und tageszeitliche Unterschiede sowie durch eine eventuelle Interaktion der Titanatmosphäre mit der Magnetosphäre des Saturn und durch Strahlungseinflüsse der Sonne ergeben.

Parallel zu diesen Messungen wird das RADAR-Instrument der Raumsonde einen schmalen Streifen im Bereich der Nordpolregion im SAR-Modus abtasten. Neben Teilbereichen des Kraken Mare, einem ausgedehnten See aus Kohlenwasserstoffverbindungen, welcher mit einer Fläche von rund 400.000 Quadratkilometern zugleich der größte bekannte Methansee auf dem Titan ist, werden dabei auch das Ligeia Mare und verschiedene gegenwärtig anscheinend ausgetrocknete Seebetten in den abzutastenden Bereich geraten.

Während der Abflugphase werden erneut das CIRS und das UVIS auf den Titan gerichtet. Während das CIRS dabei die Temperatur auf der Mondoberfläche ermitteln soll, wird das UVIS die vom Saturn abgewandte Hemisphäre des Titan abbilden. Die Beobachtungen dieser beiden Spektrometer werden dabei von der ISS-Kamera begleitet, welche bei diesen Gelegenheiten nach Anzeichen von Wolkenformationen über der südlichen Mondhemisphäre suchen wird.

Am 1. Oktober wird die ISS-Kamera schließlich auf den kleinen, äußeren Saturnmond Bestla ausgerichtet und diesen über einen Zeitraum von fünf Stunden aus einer Entfernung von mehreren Millionen Kilometern abbilden. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn und seinem Durchmesser von etwa sieben Kilometern ist über diesen erst im Jahr 2005 entdeckten Mond bisher nur sehr wenig bekannt.

Anhand der Variationen in der sich bei der Beobachtung ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit vorherigen Beobachtungen sollen dessen Helligkeitsvariationen und die sich daraus ergebende Rotationsperiode näher bestimmt werden. Diese Beobachtungssequenz ist Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf mehrere der kleinen, äußeren Saturnmonde unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen aus mehreren Millionen Kilometern Entfernung abgebildet werden.

Im Anschluss an diese Beobachtungssequenz steht der A-Ring des Saturn auf dem wissenschaftlichen Beobachtungsprogramm. Die ISS-Kamera soll dabei die dort gelegene Encke-Teilung über einen Zeitraum von 16 Stunden beobachten. Aus den dabei anzufertigenden Einzelbildern ist die Erstellung einer Videosequenz geplant, mit der sich Veränderungen in der Encke-Teilung dokumentieren lassen. Die weiteren ISS-Beobachtungen der folgenden Tage werden dann wieder den Titan zum Ziel haben, welcher dabei aus Entfernungen von mehreren Millionen Kilometern mehrfach gebildet werden wird.

Am 6. Oktober 2012 wird Cassini um 12:19 Uhr MESZ in einer Entfernung von rund 2,7 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und diesen 173. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 174 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphärenschichten des Saturn 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.

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


» Neuer Atlas des Saturnmondes Enceladus in Arbeit
25.09.2012 - Wissenschaftlern des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt sind gegenwärtig damit beschäftigt, einen überarbeiteten Atlas des Saturnmondes Enceladus zu erstellen. Die für diesen Atlas verwendeten Aufnahmen erlauben Aufschlüsse über die geologische Entwicklungsgeschichte und die Oberflächenbeschaffenheit dieses Mondes.
Am 1. September 1979 passierte die Sonde Pioneer 11 als erste Raumsonde den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems, den Saturn, und nahm im Rahmen dieses Vorbeifluges rund 400 Bilder von diesem Planeten und seinem Ringsystem auf. Vor über 30 Jahren, am 12. November 1980 und am 25. August 1981, folgten die beiden Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2. Deren Bilder und Messdaten ermöglichten den Planetenforschern die ersten wirklich umfassenden Einblicke in den Aufbau und die Struktur des Saturn, seines komplexen Ringsystems und seiner zahlreichen Monde und revolutionierten damit das Bild der Menschheit von diesem faszinierenden Planeten im äußeren Bereich unseres Sonnensystems.

Dies trifft jedoch ohne Zweifel in einem noch viel stärkeren Maß auf die Mission der Raumsonde Cassini zu, welche sich seit dem 30. Juni 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn befindet. Eines der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde, das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, liefert seitdem regelmäßig hochaufgelöste Bilder von der Atmosphäre, dem Ringsystem und den vielfältigen Monden des Saturn.

Eines der wissenschaftlichen Ziele des von Dr. Carolyn Porco von der University of Colorado in Boulder im US-Bundesstaat Colorado geleiteten ISS-Kameraprojektes besteht darin, die einzelnen, teilweise sehr hoch aufgelösten Oberflächenaufnahmen der größeren Saturnmonde zusammenzufügen und so globale Oberflächenkarten dieser Monde zu erstellen. Entsprechende Karten der Monde Phoebe, Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Iapetus und Rhea wurden im Verlauf der letzten Jahre veröffentlicht und sind zum Beispiel auf der Internetseite des Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (CICLOPS) abrufbar.

Allerdings ist die Erforschung eines Saturnmondes nach seiner erfolgreichen "Erst-Kartierung" keineswegs abgeschlossen. Im Verlauf der Cassini-Mission werden die einzelnen Monde permanent mit den Instrumenten untersucht und dabei auch bei sich bietenden Gelegenheiten aus verschiedenen Distanzen und unter unterschiedlichen Beleuchtungsverhältnissen mit der ISS-Kamera abgebildet. Sobald dabei Aufnahmen angefertigt werden, welche die zuvor gewonnenen Bilder an Qualität übertreffen, werden diese neuen Aufnahmen genutzt, um das bisher vorliegende Kartenmaterial zu überarbeiten und so zu verbessern.

Die erste Version eines globalen Kartenwerkes des Saturnmondes Enceladus wurde bereits im Jahr 2006 veröffentlicht. Eine zweite, verbesserte Version folgte im Jahr 2010. In den folgenden Jahren hat sich Cassini dem Mond allerdings mehrfach so weit genähert, dass die bei diesen Gelegenheiten angefertigten Bilder qualitativ hochwertig genug waren, um bei der Erstellung neuer Oberflächenkarten berücksichtigt zu werden.

Unter Einbeziehung der bei diesen Gelegenheiten gewonnenen Aufnahmen konnte ein Team um Dr. Thomas Roatsch vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof mittlerweile einen überarbeiteten Atlas von Enceladus erstellen. Hierfür wurden insgesamt 684 von der ISS-Kamera angefertigte hochaufgelöste Bilder mit Auflösungen von jeweils weniger als einem Kilometer pro Pixel verwendet.

Um diese Aufnahmen, welche aus unterschiedlichen Entfernungen mit abweichenden Auflösungen und unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen angefertigt wurden, zu einem auch wissenschaftlich aussagekräftigen Werk zusammenfügen zu können, mussten die einzelnen Fotos zuerst aufwendig bearbeitet werden. Nach radiometrischen Kalibrierungen und geometrischen Korrekturen wurden die Bilder zu einer Mercator-Projektion zusammengesetzt, aus welcher sich einzelne Kartenblätter erstellen lassen.

In den 15 Kartenblättern des neuen Atlanten, welcher in Kürze veröffentlicht werden soll, wird die Oberfläche von Enceladus in einem Maßstab von 1:500.000 wiedergegeben. Im Vergleich zu der Vorgängerversion vom 13. Mai 2010 können besonders in den Einzelkarten Se-3 (Kasim-Region) und Se-6 (Salih-Region) Oberflächendetails deutlich besser aufgelöst dargestellt werden.

Das unten sichtbare Einzelblatt aus dem Jahr 2010 zeigt die Kasim-Region auf der nördlichen Hemisphäre von Enceladus. Die restlichen Kartenblätter (Version 2010) stehen der interessierten Öffentlichkeit auf den Internetseiten von CICLOPS oder vom Photojournal des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in hohen Auflösungen zum Download zur Verfügung. Die in dem Atlas verwendete Nomenklatur für die Bezeichnung von Oberflächenstrukturen wurde vom CICLOPS-Team vorgeschlagen und anschließend von der für die Namensvergabe von Oberflächenstrukturen auf extraterrestrischen Objekten zuständigen Internationalen Astronomischen Union (IAU) übernommen.

Der am 28. August 1789 von dem Astronomen Wilhelm Herschel entdeckte Mond Enceladus verfügt über einen mittleren Durchmesser von 504 Kilometern. Im Durchschnitt verläuft die Bahn von Enceladus in einer Entfernung von 238.020 Kilometern zum Saturn. Für einen Umlauf um den Planeten benötigt der Mond etwa 1,37 Tage. Enceladus besteht größtenteils aus Eis, dürfte allerdings über einen Kern aus Silikatgesteinen verfügen, welcher etwa ein Drittel der Gesamtmasse des Mondes ausmacht.

Die neuen Aufnahmen und Karten werden den Planetologen dabei behilflich sein, die Oberfläche dieses Mondes noch besser zu beschreiben und dadurch Erkenntnisse über die Prozesse zu gewinnen, welche zur Bildung dieser vielfältig gestalteten Oberfläche geführt haben. Neben diversen Impaktkratern sind auf der Oberfläche von Enceladus flache, ausgedehnte Ebenen und ausgeprägte Bruchstrukturen und Verwerfungen erkennbar. Teile der südlichen Hemisphäre des Mondes weisen ein Alter von lediglich rund 100 Millionen Jahren auf. Dieses in geologischen Maßstäben geringe Alter ist ein Resultat des im Juli 2005 entdeckten Kryovulkanismus.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der 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 für das Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

Die hier kurz angerissenen Arbeiten wurden heute auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: EPSC 2012)



 

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ISSN 1684-7407
Erscheinungsdatum:
2. Oktober 2012
Auflage: 4731 Exemplare


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