InSpace Magazin #540 vom 24. Mai 2015

InSpace Magazin
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Das Email-Magazin von Raumfahrer.net.

"InSpace" Magazin

Ausgabe #540
ISSN 1684-7407


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Mars Express - Eine Kraterlandschaft im Arabia Terra

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Raumsonde Cassini: Der Saturnumlauf 216 beginnt

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Progress-M-27M ist abgestürzt - Folgen für die ISS

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Intro von Axel Orth

Liebe Leserinnen und Leser,

bei den Starts russischer Raketen ist in den letzten Jahren ja so langsam ein mulmiges Gefühl aufgekommen. Jetzt ist erstmals die Rede davon, einen bemannten Start zur ISS zu verschieben, bis die Ursache des Versagens beim Start einer Progress-Versorgungskapsel aufgeklärt ist. Die privaten Unternehmen SpaceX und Boeing arbeiten an eigenen Lösungen, Astronauten und Material zur ISS zu bringen. Über den aktuellen Stand dieser Projekte können Sie sich in diesem Inspace-Magazin informieren, zu dem ich Ihnen nun viel Spaß wünsche.

Axel Orth

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Updates / Umfrage

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

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

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News

• Express-AM 7 kann Regelbetrieb beginnen «mehr» «online»
• Blue Origin & SpaceX fliegen New Shepard & Falcon 9 «mehr» «online»
• Verfügt Pluto über eine Polkappe? «mehr» «online»
• Tschüss, MESSENGER! «mehr» «online»
• Die Säulen der Schöpfung - erstmals in 3D «mehr» «online»
• Direkt abgebildet: Vier Exoplaneten auf einen Streich «mehr» «online»
• EM-1: Baubeginn einer neuen Raumkapsel «mehr» «online»
• Der Vulkan Loki Patera auf dem Jupitermond Io «mehr» «online»
• Ceres: DAWN hat die erste Erkundungsphase beendet «mehr» «online»
• New Horizons fotografiert auch Plutos kleinste Monde «mehr» «online»
• Geheimnisvolle Kugelsternhaufen bei Centaurus A «mehr» «online»
• SLS- Los geht’s mit dem CDR «mehr» «online»
• Astronomen entdecken das erste Quasar-Quartett «mehr» «online»
• Rosetta: Ein Wackelstein auf dem Kometen 67P «mehr» «online»
• Kommerzieller Crewtransport- Sicherheit geht vor «mehr» «online»
• Express-AM 6: Nach Schwierigkeiten jetzt in Betrieb «mehr» «online»
• Orion: Ein besserer Hitzeschild «mehr» «online»


» Express-AM 7 kann Regelbetrieb beginnen
01.05.2015 - Die russische föderale Satellitenkommunikationsgesellschaft (Russian Satellite Communications Company, RSCC) hat am 23. April 2015 mitgeteilt, Express-AM 7 sei bereit, am folgenden Tag die Ausstrahlung der vorgesehenen Programme und die Bereitstellung unterschiedlicher Kommunikationsverbindungen aufzunehmen.
Der Kommunikationssatellit Express-AM 7 war am 18. März 2015 auf einer Proton-M-Rakete mit Breeze-M-Oberstufe von Baikonur in Kasachstan aus in den Weltraum transportiert worden. Neun Stunden und 13 Minuten nach dem Start hatte die Oberstufe den Satelliten am 19. März 2015 im All ausgesetzt. Die erreichte Übergangsbahn war eine mit einem Perigäum, d.h. dem erdnächsten Bahnpunkt, von rund 5.400 Kilometern, und einem Apogäum, dem erdfernsten Bahnpunkt, von rund 35.760 Kilometern über der Erdoberfläche. Die verbliebene Neigung der Bahn gegen den Erdäquator, die Inklination, betrug zwischen 19 und 20 Grad.

Mittlerweile ist das Raumfahrzeug mit einer Startmasse von 5.720 Kilogramm (unbetankt 1.438,5 Kilogramm) nach mit Hilfe seines Apogäumsmotors durchgeführten Bahnanhebungen und dem Abbau der Restinklination im Geostationären Orbit positioniert. An der vorher festgelegten Position von 40 Grad Ost im Geostationären Orbit steht es über dem Äquator etwa im Bereich der Küstenlinie Ostafrikas.

Tests des neuen Satelliten im Orbit wurden laut RSCC erfolgreich abgeschlossen, RSCC hat das Raumfahrzeug eigenen Angaben zufolge als einsatzbereit abgenommen.

Die Ausstrahlungen des Satelliten sollen Empfänger in Europa, dem Mittleren Osten, Russland, dem Süden Asiens und in Gebieten Afrikas südlich der Sahara erreichen. Geplant ist die Übertragung von Fernsehprogrammen sowie die Breitstellung von Kommunikationsverbindungen für das Büro des russischen Präsidenten, die russische Regierung und spezielle, nicht näher beschriebene Nutzer, und für kommerzielle Nutzer und solche aus dem öffentlichen Sektor.

15 Jahre lang will RSCC den dreiachsstabilisierten Satelliten nutzbringend einsetzen, eine entsprechende Auslegungsbetriebsdauer ist nach Herstellerangaben beim Bau berücksichtigt worden. Entstanden ist der Satellit beim westeuropäischen Unternehmen Airbus Defence and Space bzw. Astrium. Die Konstruktion erfolgte auf Basis des Satellitenbusses Eurostar E3000.

Nach Angaben von RSCC besitzt die Kommunikationsnutzlast von Express-AM 7 insgesamt 80 Transponder und 9 Antennen für das С-, das Ku- und das L-Band. Der staatliche russische Betreiber von Bodenanlagen im Dienste der Raumfahrt Tsenki zählt 24 С-, 36 Ku- und 2 L-Band-Transponder. Die Leistung der Kommunikationsnutzlast liegt laut Tsenki bei rund 13,7 Kilowatt, die beiden Solarzellenausleger des Satelliten können nach Angaben der gleichen Quelle 18 Kilowatt elektrische Leistung generieren.

Der Bau des Satelliten wurde mit Mitteln der staatlichen russischen Bank für Entwicklung und Außenwirtschaft (Vnesheconombank) finanziert. Als Gesamtprojektkosten nennt RSCC einen Betrag von 152,8 Millionen Euro.

Express-AM 7 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.505 und als COSPAR-Objekt 2015-012A.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:


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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Astrium, Chrunitschew, Roskosmos, RSCC, Tsenki)


» Blue Origin & SpaceX fliegen New Shepard & Falcon 9
01.05.2015 - SpaceX hat den Satelliten TurkmenAlem52E/Monacosat in den geostationären Transferorbit gestartet und plant den Test des Rettungssystems der bemannten Dragonkapsel für Dienstag. Blue Origin führt den ersten Flug des New Shepard durch: der Start gelingt, die Kapsellandung ebenfalls, die Triebwerkslandung des Boosters allerdings nicht.
Blue Origin
Lange war es relativ still um Blue Origin, die Raumfahrtfirma von Amazon.com-Gründer und Multimilliardär Jeff Bezos. Diese Woche dann plötzlich die Meldung, dass der erste Testflug des New Shepard mehr oder weniger erfolgreich durchgeführt worden ist. Dabei handelt es sich um eine Crewkapsel (bei diesem Start unbemannt), die von einem Booster ins Weltall auf eine suborbitale Bahn transportiert wird. Der Booster hat flüssigen Sauerstoff und Wasserstoff geladen, der im BE-3 Triebwerk verbrannt wird.

Nach der Brennschluss trennen sich Booster und Kapsel und fliegen getrennt weiter. Beide erreichen ein Apogäum von über 100 km und fallen wieder auf die Erde nieder. Anschließend landet die Kapsel an Fallschirmen auf der Erde. Der Booster soll eine Triebwerkslandung ähnlich der Falcon 9-Erststufe machen. Bei dieser Mission ist die Kapsel erfolgreich gelandet, der Booster jedoch zerschellte offenbar am Boden, weil es technische Probleme mit dem Hydrauliksystem gab. Auch SpaceX hatte Hydraulikprobleme bei dem ersten Landeversuch der Falcon 9 auf der Seeplattform.

Neben dem suborbitalen System arbeitet Blue Origin auch an einem orbitalem System. Hier entwickelt man für die Hauptstufe ein neues Methantriebwerk mit gestufter Verbrennung. Dieses Triebwerk soll auch an die ULA für den Einsatz in der neuen Vulcan-Rakete verkauft werden. Die Vulcain soll die Atlas und Delta-Raketen ersetzen. In der Oberstufe soll das BE-3 Triebwerk zum einsatz kommen.

SpaceX startet TurkmenAlem52E /Monacosat
Bereits Anfang der Woche, genauer am Dienstag um 01:03 Uhr deutscher Zeit startete SpaceX den Satelliten TurkmenAlem52E/Monacosat in einen geostationären Orbit. TurkmenAlem52E ist Turkmenistans erster Kommunikationssatellit. Ein Teil der Transponder wurde Space Systems International (SSI) überlassen im Gegensatz für den Platz im geostationären Orbit bei 52° Ost von Monaco. Deshalb trägt der Satellit den Zusatz Monacosat. SSI hat die Transponder weiter an SES vermietet. Der Satellit wurde von Thales Alenia Space gebaut, hat eine Startmasse von ca. 4500 kg und eine Lebensdauer von 15 Jahren.

Im Gegensatz zum letzten Falcon 9-Start war aufgrund der großen Startmasse keine Performance mehr für eine Erststufenlandung übrig. Der Satellit wurde ca. 30 Minuten nach dem Start ausgesetzt. Dies war der 5. Falcon 9-Start in 4 Monaten.

Dragontest für Dienstag angesetzt
Für Dienstag plant SpaceX den ersten Test des Rettungssystems bei dem Start. Auf einer heutigen Pressekonferenz, die live auf NASA TV übertragen wurde, hat Hans Königsmann von SpaceX einige Details zum Test bekannt gegeben. Der auf Englisch mit Pad Abort bezeichnete Test soll testen, ob das Rettungssystem bei einem Abbruch vom Startplatz ordnungsgemäß funktioniert.

Dragon startet dabei von Bodenhöhe auf dem Startplatz 40 von der Cape Canaveral Luftwaffenbasis. Die 8 Superdraco zünden für ca. 6 Sekunden und beschleunigen die Kapsel dabei auf 150-180 m/s bei einer Beschleunigung von 4-4,5 G. Danach folgt eine Freiflugphase bis zum Apogäum, welches bei ca. 1,4 km liegt. Dort trennt sich der hintere Zylinder mit den aerodynamischen Stabilisierungsflügeln (engl. "trunk" - Kofferraum) von der Kapsel und die Kapsel fällt Richtung Meer. Anschließend werden zwei Bremsfallschirme gefolgt von drei Hauptfallschirmen ausgeworfen. Schlussendlich folgt die Wasserung im atlantischen Ozean. Die Kapsel wiegt bei diesem Test 9,3 Tonnen, von denen 1,6 Tonnen Treibstoff sind.

Im Innern der Kapsel befinden sich mehrere "crash-dummies", wie man sie z.B. auch von Automobiltests kennt. Bei diesen Testkörpern werden Beschleunigungen und einwirkende Kräfte gemessen um eventuelle Gefahren für den künftigen Astronauten zu identifizieren. Diese Testkörper haben den Spitznamen "Buster" - offenbar eine Referenz auf die Fernsehserie Mythbuster.

Obwohl bei diesem Test nur eine Flughöhe von etwas über 1 km erreicht wird, muss auch hier das Wetter stimmen. Ein starker Wind landeinwärts könnte die Kapsel auf falsche Wege gleiten lassen. Darüber hinaus hat die Kapsel keinen Sprengsatz zur Notsprengung im Falle einer Gefährdung von Menschen an Bord. Da die Antriebsenergie nur begrenzt ist, wird einfach ein entsprechend großes Gebiet evakuiert.

Da die Kapsel vom Boden startet, müssen zusätzlich ein Teil der Leitungen für den Blitzschutz abgenommen werden, weil ansonsten eine Kollisionsgefahr der Kapsel mit diesen Leitungen bestehen würde. Bei einem normalen Start würde die Kapsel auf der Rakete sein und die Leitungen wären keine Gefahr.

Das Startfenster öffnet sich am Dienstag um 13 Uhr deutscher Zeit und schließt um 20:30 Uhr. NASA TV übertragt den Test ab 12:35 Uhr deutscher Zeit.

Weitere Informationen:


(Autor: Tobias Willerding - Quelle: SpaceX, NASA, Blue Origin)


» Verfügt Pluto über eine Polkappe?
03.05.2015 - Erstmals konnte die LORRI-Kamera der Raumsonde New Horizons jetzt Helligkeitsunterschiede auf der Oberfläche ihres zukünftigen Ziels - dem Zwergplaneten Pluto - ausmachen. Diese Fotos verleiten die beteiligten Wissenschaftler zu der Annahme, dass zumindestens einer der beiden Pole des Pluto von einer Polkappe bedeckt sein könnte. Zukünftige Aufnahmen der Raumsonde sollen der Öffentlichkeit fast in Echtzeit zur Verfügung gestellt werden.
Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile mehr als neun Jahren, in denen eine Distanz von rund fünf Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, immer weiter dem primären Ziel ihrer Reise - dem im äußeren Bereich unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto. Bereits am 15. Januar 2015 - und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ in einer Entfernung von 12.500 Kilometern über dessen Oberfläche erfolgenden Vorbeiflug am Pluto - begann dabei eine systematische Beobachtungskampagne des Zwergplaneten und seiner bisher fünf bekannten Monde. Neben der LORRI-Kamera, welche in regelmäßigen Abständen Aufnahmen des Pluto anfertigen wird, erfolgen dabei gegenwärtig auch Messungen und Analysen der interplanetaren Staubpartikel, der energiereichen Teilchen in dieser Region des Sonnensystems sowie des Sonnenwindes (Raumfahrer.net berichtete).

Bereits am 29. April 2015 veröffentlichte das für den wissenschaftlichen Betrieb der Raumsonde verantwortliche Team weitere Aufnahmen von Pluto und von Charon - dem größten der Monde des Zwergplaneten. Auf diesen Bildsequenzen ist zu erkennen, wie diese beiden etwa 2.310 beziehungsweise 1.212 Kilometer durchmessenden Objekte innerhalb von 6,4 Tagen ihr gemeinsames Baryzentrum umkreisen. Die entsprechenden Aufnahmen wurden von der LORRI-Kamera zwischen dem 12. und dem 18. April 2015 aus Entfernungen zwischen etwa 111 und 104 Millionen Kilometern zum Pluto angefertigt. Aufgrund der dabei verwendeten kurzen Belichtungszeit von jeweils einer Zehntelsekunde sind die restlichen vier Monde des Pluto, welche über deutlich geringere Durchmesser verfügen (Raumfahrer.net berichtete), auf diesen Aufnahmen nicht erkennbar.

Auf den nachträglich bearbeiteten Versionen dieser Fotos sind dafür jedoch zur Überraschung der beteiligten Wissenschaftler erstmals Helligkeitsunterschiede auf der Oberfläche von Pluto sichtbar. Eigentlich wurde erwartet, dass es noch vier weitere Wochen dauern würde, bis die LORRI-Kamera helle und dunkle Oberflächenregionen erfassen und unterscheiden kann. Durch eine spezielle Technik, dem Stacking mehrerer Aufnahmen der LORRI-Kamera, konnte diese ’Wartezeit’ jetzt jedoch deutlich verkürzt werden.

Einer der dabei allerdings nur unscharf erkennbaren hellen Flecken befindet sich direkt über einer der beiden Polarregionen des Zwergplaneten. Diese Struktur könnte ein Anzeichen dafür sein, dass sich hier eine aus gefrorenem Stickstoff bestehende Polarkappe befindet. Für eine genaue Analyse und Interpretation bedarf es jedoch noch besserer Aufnahmen. Und diese sollen bereits in Kürze angefertigt werden.

"Mit der fortschreitenden Annäherung an das Pluto-System werden jetzt immer mehr Oberflächenstrukturen wie etwa diese helle Region in der Nähe des Pols von Pluto sichtbar", so John M. Grunsfeld, der für das Wissenschaftsprogramm der US-amerikanischen Weltraumbehörde zuständige NASA-Administrator. "Die Daten, welche New Horizons dabei sammeln wird, werden uns dabei helfen, die Geheimnisse von Pluto zu entschlüsseln."

"Nach einer über neun Jahre andauernden Reise durch das Weltall ist es atemberaubend zu verfolgen, wie sich Pluto von dem kleinen, unscheinbaren Lichtpunkt, den er von der Erde aus betrachtet darstellt, vor unseren Augen in einen real existierenden Ort verwandelt", so Dr. Alan Stern vom Southwest Research Institute (SwRI) in Boulder im US-Bundesstaat Colorado, der für die New Horizons-Mission verantwortliche wissenschaftliche Projektleiter. "Diese unglaublichen Bilder sind die ersten Aufnahmen, auf denen Details von Pluto erkennbar sind. Sie zeigen uns, dass Pluto über eine komplexe Oberfläche verfügen muss."

Derzeit ist die Raumsonde New Horizons noch etwa 85 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt und nähert sich dem für den 14. Juli 2015 angepeilten ’Treffpunkt’ mit Pluto dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 13,8 Kilometern pro Sekunde an. Stündlich aktualisierte Angaben dieser Entfernungs- und Geschwindigkeitswerte finden Sie auf dieser Internetseite des Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. In den kommenden Wochen und Monaten wird sich die Qualität der Aufnahmen der Raumsonde somit immer weiter verbessern.

"Wir können derzeit nur Vermutungen darüber anstellen, welche Überraschungen wohl enthüllt werden, sobald New Horizons im Sommer [genauer gesagt am 14. Juli 2015] die Oberfläche von Pluto in einer Abstand von lediglich 12.500 Kilometern überfliegt", so Hal Weaver, der zuständige Projektwissenschaftler der New Horizons-Mission vom JHU/APL. Eines dürfte jedoch sicher sein: Das Wissen der Menschheit über die im Kuiper-Gürtel unseres Sonnensystems befindlichen Himmelskörper wird sich dabei ungemein erweitern.

Zeitnahe Freigabe der Aufnahmen

Leider war es in der Vergangenheit üblich - und ist es stellenweise immer noch - dass die im Rahmen einer interplanetaren Forschungsmission erstellten Aufnahmen die interessierte Öffentlichkeit erst mit einer deutlichen Verzögerung von mehreren Monaten oder teilweise sogar erst Jahren erreichten. Diese Vorgehensweise wurde und wird von den beteiligten Wissenschaftlern damit begründet, dass sie einen gewissen Zeitraum benötigen, um anhand dieser Daten - welche ja immer wieder zuvor unbekannte Regionen unseres Sonnensystems offenbaren - wissenschaftliche Publikationen zu erstellen und zu publizieren. Sollten die entsprechenden Daten jedoch ’zeitnah’ freigegeben werden, so hätten auch nicht direkt an der Mission beteiligte Personen die Möglichkeit, diese Daten zu nutzen, auszuwerten und daraus resultierende Ergebnisse zu veröffentlichen.

Glücklicherweise sind die direkt in die Mission der Raumsonde New Horizons involvierten Wissenschaftler jedoch einer anderen Meinung. In der Regel lediglich maximal 48 Stunden nachdem die Aufnahmen der LORRI-Kamera die Erde erreichen, so eine kürzlich veröffentlichte Mitteilung, sollen diese Fotos zukünftig auf einer speziellen Internetseite der Öffentlichkeit zur Verfügung gestellt werden. Die entsprechende Seite kann hier aufgerufen werden.

Die dort veröffentlichten Aufnahmen sind nicht bearbeitet oder kalibriert und zeigen somit lediglich die Originalaufnahmen, welche dabei zudem in dem verlustbehafteten JPEG-Format dargestellt werden. Allerdings werden neben Informationen zu der Entfernung zu dem abgebildeten Zielobjekt, dem Aufnahmedatum und der Belichtungszeit auch kurze Beschreibungen zu dem Foto veröffentlicht. Ein entsprechendes Beispiel finden Sie hier.

Mit einem gewissen zeitlichen Einsatz, einer guten Bildbearbeitungssoftware und etwas Übung und Geschick dürften sich aus diesen RAW-Aufnahmen jedoch trotzdem ansehnliche Wiedergaben des Pluto-Systems erstellen lassen. Weitere für die Dekodierung und Bearbeitung dieser Aufnahmen behilfliche Informationen finden Sie auf dieser Internetseite der Planetary Society in englischer Sprache.

Unabhängig davon sollen die dann kalibrierten Daten der Raumsonde New Horizons auch in Zukunft in regelmäßigen Abständen innerhalb von neun Monaten bis spätestens einem Jahr nach ihrem Eingang auf der Erde im Planetary Data System (abgekürzt PDS) der NASA veröffentlicht werden.

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


» Tschüss, MESSENGER!
05.05.2015 - Am 30. April endete die Mission der Raumsonde MESSENGER, die mehrere Jahre lang den Planeten Merkur erforscht hatte. Während dieser Zeit konnten zahlreiche neue Erkenntnisse über den sonnennächsten Planeten gewonnen werden.
Vor fast elf Jahren, am 3. August 2004, startete am Weltraumbahnhof in Cape Canaveral eine Delta II-Rakete. Bei ihrer Nutzlast handelte es sich um eine Raumsonde der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA mit einer Masse von etwa einer Tonne: MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging). Ihr Ziel war Merkur, der sonnennächste Planet unseres Sonnensystems. Bei ihm handelt es sich um einen Gesteinsplaneten, der den extremen Bedingungen in der Nähe der Sonne ausgesetzt ist, nämlich hohen Temperaturen und starker Strahlung. Um sich hiervor zu schützen, verfügte MESSENGER über einen Sonnenschild mit dem Abmessungen 2 x 2,5 Metern, lediglich die Solarzellen und der Ausleger des Magnetometers ragten heraus. Die Sonde selbst verfügte neben den für Raumsonden üblichen Komponenten wie Kommunikationssystemen, einem Antrieb oder der Steuerelektronik über insgesamt sieben verschiedene wissenschaftliche Instrumente, um den Planeten näher zu erforschen:

- Mercury Dual Imaging System (MDIS): Hierbei handelte es sich um eine Weitwinkel- und Schmalwinkelkamera, mit der Nahaufnahmen einzelner, interessanter Gebiete und Stereobilder für eine topografische Erfassung der Oberfläche im sichtbarem Licht gemacht werden sollten.
- Gamma-Ray and Neutron Spectrometer (GRNS): Mit diesem Instrument sollte die chemische Zusammensetzung des Merkur bestimmt werden. Dazu verfügte es über zwei Spektrometer, das eine erfasste Gammastrahlung, das andere Niedrigenergie-Neutronen.
- Magnetometer (MAG): Dieses Instrument war auf einem Ausleger angebracht, damit keine Störungen durch das Magnetfeld der Sonde auftreten. Mit ihm sollte die Magnetosphere des Merkur vermessen werden.
- Mercury Laser Altimeter (MLA): Das MLA sollte Laserpulse aussenden, aus deren Laufzeit sich dann Rückschlüsse auf die Topografie der Oberfläche ergeben sollten.
- Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer (MASCS): Mit diesem Spektrometer sollte die Zusammensetzung der Merkur-Atmosphäre analysiert werden.
- Energetic Particle and Plasma Spectrometer (EPPS): Mit diesem Instrument sollte die Verteilung und Beschaffenheit von geladenen Teilchen in der Atmosphäre erforscht werden.
- X-Ray Spectrometer (XRS): Elemente auf der Oberfläche des Merkur können durch die Strahlung der Sonne angeregt und dabei Röntgenstrahlung aussenden. Diese Röntgenstrahlung kann von XRS aufgespürt werden, wodurch erneut die chemische Zusammensetzung des Planeten genauer untersucht werden sollte.
Daneben konnte noch die Kommunikationsantenne an Bord dazu verwendet werden, um mithilfe des Dopplereffekts auf minimale Geschwindigkeitsveränderungen der Sonde und so auf die Verteilung der Masse des Planeten zu schließen.

Nach dem Start wurde 2005 ein Swingby an der Erde durchgeführt, um Schwung für die Reise zum Merkur zu holen. Es folgten zwei Flybys an der Venus 2006 und 2007, während denen auch das erste Mal während des Fluges die Instrumente von MESSENGER aktiviert wurden. Dann, am 14. Januar 2008, erreichte die Raumsonde zum ersten Mal den Merkur. Dieses Mal flog sie noch an ihm mit einem Abstand von etwa 200 km vorbei, genauso wie im Oktober 2008 und im September 2009. Bei diesen Swing-Bys wurden nicht nur die Geschwindigkeit von MESSENGER abgebaut, sondern auch erste Messungen durchgeführt und die Oberfläche teilweise kartographiert. Lediglich bei dem letzten Swing-By konnten keine Daten gesammelt werden, weil die Sonde sich unerwartet in den abgesicherten Modus schaltete. Knapp zwei Jahre später, am 18. März 2011, war es dann soweit: MESSENGER zündete sein Haupttriebwerk. Durch diese Geschwindigkeitsänderung um 862,4 m/s gelang es der Raumsonde, in eine Umlaufbahn um den Merkur einzuschwenken. Im April begann dann die erste wissenschaftliche Untersuchungskampagne, die zunächst ein Jahr dauern sollte. Im März 2012 und 2013 wurde diese bis zum März 2015 verlängert.

Nach dieser äußerst erfolgreichen Mission stand diesen April das Ende bevor: Die Raumsonde sollte auf dem Merkur einschlagen. Mit den letzten Tropfen Treibstoff wurde die Umlaufbahn in insgesamt sieben Manövern ein letztes Mal angehoben. Nachdem das Hydrazin aufgebraucht war, begann man bei den letzten vier Manövern, stattdessen den Heliumvorrat zu verwenden. Die letzte dieser Bahnanhebungen wurde am 28. April durchgeführt. Da diese letzten Orbits nur noch in geringer Höhe (5 bis 35 Kilometer) über der Oberfläche stattfanden, gelang es den Wissenschaftlern, noch ein paar letzte Nahaufnahmen von Merkur zu machen. Allen Bemühungen zum Trotz war es dann in den Abendstunden des 30. Aprils soweit: Durch die Schwerkraft der Sonne wurde MESSENGERs Umlaufbahn so stark gestört, dass die Raumsonde planmäßig mit einer Geschwindigkeit von 3, 91 km/s auf die Oberfläche des Planeten stürzte, den sie so lange umrundet hatte. Dieser Einschlag fand auf der sonnenabgewandten Seite des Merkur statt, vermutlich entstand bei dem Aufprall ein neuer Krater mit einem Durchmesser von etwa 16 Metern.

Wegen der harschen Bedingungen in seiner Nähe stattete neben MESSENGER bisher nur eine andere Raumsonde Merkur einen Besuch ab: Mariner 10 1974. Anders als MESSENGER schwenkte diese nicht in eine Umlaufbahn um den Planeten ein, sondern flog nur dreimal an ihm vorbei. Dabei konnten lediglich 45 % seiner gesamten Oberfläche fotografiert werden. Auch eine Erforschung durch erdgebundene Teleskope gestaltet sich als schwierig. MESSENGER gelang es dagegen während seiner Mission, die gesamte Oberfläche des Merkur zu kartographieren. Fast 256.000 Bilder wurden zur Erde gesendet, zehn Terrabyte Daten gesammelt. Auch wurden Ende 2013 die beiden Kometen ISON und Encke vom Merkurorbit heraus beobachtet. Darüber hinaus gelang es MESSENGER, zahlreiche neue Erkenntnisse über den Merkur zu gewinnen:

Vulkanismus: Bisher ist man davon ausgegangen, dass Merkur wegen seiner geringen Größe geologisch weitgehend inaktiv war. Durch MESSENGER kam man nun zu einem anderen Schluss: XRS fand große Mengen Schwefel auf der Oberfläche, größtenteils auf der Nordhalbkugel. Auch konnten auf Bildern Gebiete erkannt werden, die offensichtlich durch vulkanische Aktivität geprägt wurden. Dort fanden sich große, glatte Flächen und sogar Vulkankrater. Der Grund dafür könnte darin liegen, dass Merkur über einen außergewöhnlich großen und dichten Kern aus Nickel und Eisen verfügt. Darüber existiert eine dünne Gesteinskruste. Da sich der Kern im Inneren des Planeten abkühlt und sich so zusammenzieht, „schrumpft“ Merkur jährlich um einige Kilometer.

Eis in Kratern: An dem Nordpol finden sich zahlreiche Krater, in die nie ein Sonnenstrahl trifft. Bereits bei ihrer Entdeckung wurde vermutet, dass sie aufgrund der Kälte in ihrem Inneren Wassereis enthalten könnten. Inzwischen gilt diese Theorie als bestätigt: Das Arecibo-Radioteleskop und das MLA-Instrument hat in den Kratern reflexierende Flächen ausfindig gemacht, mit dem GNRS konnte überschüssiger Wasserstoff in den Kratern gemessen werden und die Temperaturen sind niedrig genug. Über den Eisschichten existiert eine 10 bis 20 cm dicke Schicht aus dunklen, organischen Materialien, die das Eis isolieren. Sie ist wahrscheinlich durch Einschläge von Kometen und Asteroiden entstanden. Auch glaubt man mittlerweile, optische Aufnahmen des Wassereises gemacht zu haben. Insgesamt existieren wohl einer bis 100 Milliarden Kubikmeter Wassereis auf dem Merkur.

Magnetfeld: Bereits in den 70ern wies Mariner 10 ein Magnetfeld auf dem Merkur nach, das etwa ein Prozent der Stärke des Erdmagnetfelds besaß. Ungewöhnlich ist es, dass dieses Magnetfeld asymmetrisch ist: Es ist auf der Südhalbkugel wesentlich stärker als auf der Nordhalbkugel. Da ein Magnetfeld für gewöhnlich durch Zirkulationen geschmolzener Materialien in einem Metallkern entstehen, müsste Merkurs Magnetfeld wesentlich stärker sein. Der Ursprung von Merkurs Magnetfeld ist also weiterhin unklar, genauso wie für seine Asymmetrie.

MESSENGER wird nicht die letzte Mission zum Merkur darstellen: Es wird bereits an einer weiteren Raumsonde zu dem sonnennächsten Planeten gearbeitet, BepiColombo. Diese wird nicht mehr nur aus einer Raumsonde, sondern gleich aus zwei Orbitern und einer Transferstufe bestehen. Beide Orbiter werden auf der Transferstufe, die über einen chemischen und einen solar-elektrischen Antrieb verfügt, angebracht sein: Oben unter einem Sonnenschild der MMO-Magnetosphärenorbiter (Mercury Magnetospheric Orbiter, drallstabilisiert, Kaltgastriebwerke), darunter der MPO-Fernerkundungsorbiter (Mercury Planetary Orbiter, dreiachsenstabilisiert, Hydrazinantrieb). Die Transferstufe und der MPO werden von der europäischen Raumfahrtagentur ESA gebaut, der MMO von der japanischen JAXA. Nach mehreren Vorbeiflügen an der Erde, der Venus und dem Merkur wird die Transferstufe abgeworfen und beide Orbiter schwenken mithilfe ihres eigenen Antriebs in eine Merkurumlaufbahn ein. 2017 soll die Raumsonde auf einer Ariane 5-Rakete starten, 2024 sollen die Orbiter in den Orbit einschwenken. Wer weiß, vielleicht finden sie sogar den Einschlagskrater von MESSENGER?

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(Autor: Martin Knipfer - Quelle: JHU/APL, ESA, DLR)


» Die Säulen der Schöpfung - erstmals in 3D
05.05.2015 - Astronomen ist es jetzt erstmals gelungen, die im Adlernebel befindlichen "Säulen der Schöpfung" in einer dreidimensionale Ansicht abzubilden. Dabei zeigte sich, dass im Bereich dieser faszinierenden Strukturen gerade neue Sterne entstehen. In bereits etwa drei Millionen Jahren werden sich die Säulen jedoch aufgelöst haben.
Einige der in unserer Heimatgalaxie befindlichen schätzungsweise etwa 200 Milliarden Sterne sind mit einem Alter von über 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ’lediglich’ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die mittlere Phase seines Daseins erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter von nur wenigen Millionen Jahren. Diese Sterne haben sich erst vor kurzem in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt.

Bei einer dieser H-II-Regionen innerhalb unserer Galaxie handelt es sich um die Säulen der Schöpfung. Zusammen mit dem nahe gelegenen offenen Sternhaufen NGC 6611 bilden die aus dem Nebel herausragenden Strukturen die Sternentstehungsregion des Adlernebels Messier 16 (abgekürzt M 16), welcher sich in einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahre zu unserem Sonnensystem im Sternbild Serpens Cauda - dem hinteren Teilbereich des Sternbildes "Schlange" - befindet.

Die wohl bekannteste Abbildung der "Pillars of Creation", so der englische Name dieser Struktur, wurde bereits vor etwas mehr als 20 Jahren am 1. April 1995 mit dem Weltraumteleskop Hubble angefertigt. Aufgrund des hohen Wiedererkennungswertes wurde diese Aufnahme schnell zu einem der allgemein bekanntesten Fotos des Hubble Space Telescope (abgekürzt HST). Seitdem fesseln diese Wolken aus interstellarer Materie, welche sich über Entfernungen von bis zu vier Lichtjahren erstrecken, sowohl die professionellen Wissenschaftler als auch interessierte Laien. Erst kürzlich wurden die "Säulen der Schöpfung" anlässlich des 25jährigen Jubiläum des HST erneut abgebildet. Verschiedene der damit verbundenen Fotos finden Sie auf dieser Internetseite des Hubble-News-Center.

Diese Bok-Globulen sind ein klassisches Beispiel für langgestreckte Strukturen, welche sich in großen Gas- und Staubwolken herausbilden, in denen sich gerade neue Sterne bilden. Die erkennbaren säulenartige Gebilde entstehen dabei durch die intensive Ultraviolettstrahlung und den starken Sternwind, den noch realtiv junge und somit heiße Sterne der Spektralklassen O und B in das umgebende Weltall aussenden. Diese Einflüsse haben zur Folge, dass die im Allgemeinen nur dünnen Konzentrationen von interstellarer Materie auseinander getrieben werden.

Dichtere Ansammlungen von Gas und Staubpartikeln können diesen Kräften dagegen länger widerstehen. Hinter derartigen Staubkonzentrationen ist die Materie zudem vor der direkten Einstrahlung der Sterne geschützt. Sozusagen wie hinter einem Schutzschild bilden sich dabei faszinierende Formen wie Blasen, Bögen und dunkle Säulen. Letztere werden auch als "Elefantenrüssel" (engl. "elephant trunks") bezeichnet - säulenartige Gebilde, welche von den gerade erst entstandenen Sternen wegzeigen.

Die "Säulen der Schöpfung" - erstmals in 3D

Jetzt ist es Astronomen von der Universitätssternwarte München, dem Exzellenzcluster Universe und der Europäischen Südsternwarte (ESO) erstmals gelungen, eine vollständige dreidimensionale Ansicht der "Säulen der Schöpfung" zu erstellen. Hiefür verwendeten die beteiligten Wissenschaftler den Multi Unit Spectroscopic Explorer (kurz "MUSE"). Das MUSE-Instrument ist am Hauptteleskop Nummer 4 - dem Yepun-Teleskop - des Very Large Telescope (kurz "VLT") am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden angebracht und hat den wissenschaftlichen Betrieb bereits im Jahr 2014 aufgenommen.

Das MUSE-Instrument hat mit seiner bisher unerreichten Detailschärfe den Astronomen durch die Betrachtung der räumlichen Anordnung der Strukturen zu neuen Erkenntnissen über die fortschreitende Auflösung der Säulen verholfen. Die neuen Beobachtungen zeigen dabei, wie sich die dortigen staubhaltigen Strukturen im Raum verteilen und machen zugleich viele bisher unbekannte Details sichtbar. Die Beobachtungsdaten verdeutlichen, dass das Ende der linken Säule auf unser Sonnensystem gerichtet ist und dabei zugleich auf einer weiteren Säule ’sitzt’, welche sich - im Gegensatz zu den anderen Säulen - in Wirklichkeit hinter dem offenen Sternhaufen NGC 6611 befindet. Diese Säule empfängt dabei die meiste Strahlung der Sterne von NGC 6611. Aus diesem Grund erscheint sie heller als die anderen Säulen unten links, in der Mitte und rechts, deren Enden nicht direkt in ’Richtung Erde’ weisen.

Einflüsse auf die Sternentstehung

Durch die Untersuchung dieser Strukturen erhoffen sich die Astronomen ein besseres Verständnis dafür, wie die jungen O- und B-Sterne im Bereich des Sternhaufens NGC 6611 die Entstehung weiterer Sterne beeinflussen. Mehrere Studien haben in der Vergangenheit gezeigt, dass sich in dieser Staubwolke gerade verschiedene Protosterne bilden. Die Beobachtungsdaten von MUSE haben tatsächlich weitere Hinweise auf zwei gerade entstehende Sterne in der linken und in der mittleren Säule geliefert.

Des weiteren entdeckten die Astronomen in der mittleren Säule einen bislang unbekannten Materiestrom, welcher von einem jungen Stern ausgestoßen wird und der den Astronomen bei vorangegangenen Untersuchungen entgangen ist. Ob sich in der Umgebung der "Säulen der Schöpfung" auch in Zukunft noch weitere Sterne bilden können, ist jedoch fraglich. Da die intensive Strahlung der bereits existierenden hellen Sterne das Säulenmaterial langsam aber sicher abträgt handelt es sich hierbei um einen Wettlauf gegen die Zeit.

Mit der Messung der Auflösungsrate der "Säulen der Schöpfung" hat das MUSE-Instrument den Astronomen einen Zeitrahmen vorgegeben, ab dem die Säulen nicht mehr existieren werden. Über einen Zeitraum von einer Million Jahre gehen den Säulen etwa 70 Sonnenmassen verloren. Basierend auf ihrer gegenwärtigen Masse von rund 200 Sonnenmassen haben die "Säulen der Schöpfung" somit noch eine Lebenserwartung von lediglich weiteren drei Millionen Jahren, was auf kosmischen Zeitskalen betrachtet nur einem kurzen Augenblick entspricht. Es scheint also, als wäre die Bezeichnung "Säulen der Zerstörung" ein ebenso passender Name für dieses faszinierende kosmische Gebilde.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 30. April 2015 von Anna Faye McLeod et al. unter dem Titel "The Pillars of Creation revisited with MUSE: gas kinematics and high-mass stellar feedback traced by optical spectroscopy" in der Fachzeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society publiziert.

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Fachartikel von A. F. McLeod et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: ESO, Hubble Space Telescope)


» Direkt abgebildet: Vier Exoplaneten auf einen Streich
07.05.2015 - Einem internationalen Astronomenteam, dem auch mehrere Mitarbeiter des Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg angehören, ist es gelungen, die vier den Stern HR 8799 umgebenden Exoplaneten direkt abzubilden. Hierfür nutzten die Wissenschaftler das Large Binocular Telescope auf dem Mount Graham im US-Bundesstaat Arizona.
Als Exoplaneten werden in der Astronomie Planeten bezeichnet, welche nicht dem Planetensystem der Sonne angehören, sondern die vielmehr fremde Sterne umkreisen. Mittlerweile gelang den Astronomen der Nachweis von 1.919 Exoplaneten. Allerdings konnte der Großteil dieser Planeten dabei nur durch verschiedene indirekte Methoden nachgewiesen werden.

Die direkte Abbildung von Exoplaneten stellt dagegen eine große Herausforderung dar, da sich diese Planeten zum einen sehr nahe an ihrem viele Lichtjahre entfernt gelegenen Mutterstern befinden und zum anderen auch noch sehr viel lichtschwächer als der jeweilige Zentralstern sind. In einer normalen Aufnahme überstrahlt das Licht eines Zentralsterns deshalb das schwache Leuchten eines den Stern umkreisenden Planeten selbst unter den optimalsten Beobachtungsbedingungen. Nicht zuletzt aus diesem Grund konnten bisher auch lediglich 54 Exoplaneten in 50 verschiedenen Sternsystemen durch direkte Abbildungen nachgewiesen werden.

Jetzt ist es jedoch einem internationalen Team von Astronomen, dem auch sechs Mitarbeiter des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg angehören, gelungen, mit einer neuen Aufnahme gleich ein komplettes Exoplanetensystem abzubilden. Für ihre Studie nutzten die daran beteiligten Astronomen das Large Binocular Telescope (abgekürzt "LBT") auf dem Mount Graham im US-Bundesstaat Arizona. Das LBT besteht aus zwei Hauptspiegeln mit einer Öffnung von jeweils 8,4 Metern, welche auf einer gemeinsamen Montierung befestigt sind. Kombiniert erreichen die beiden Optiken die gleiche Lichtsammelleistung wie ein einzelnes Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 11,8 Metern. Zudem erreicht es in dieser Konfiguration die optische Auflösung eines 22,8-Meter-Spiegels.

Das Sternsystem HR 8799

Bei den von den Astronomen beobachteten Planeten handelt es sich um vier jupiterähnliche Gasriesen, welche den etwa 130 Lichtjahre von unserem Sonnensystem im Sternbild Pegasus gelegenen Stern HR 8799 - auch bekannt unter der Bezeichnung V342 Pegasi - umkreisen. Diese Exoplaneten wurden bereits in den Jahren 2008 (Raumfahrer.net berichtete) und 2010 durch fotografische Abbildungen entdeckt. Ebenfalls im Jahr 2010 gelang es den Astronomen dabei sogar, das Spektrum von einem dieser Planeten - dem Exoplaneten HR 8799 b - zu analysieren (Raumfahrer.net berichtete ebenfalls).

Die bereits im Oktober 2013 mit dem LBT durchgeführten, aber erst kürzlich vollständig ausgewerteten Beobachtungen erfolgten im Wellenlängenbereich des infraroten Lichts. In diesem Bereich des Lichtspektrums erscheinen die beobachteten Exoplaneten relativ zu ihrem Zentralstern vergleichsweise hell. Durch die dabei angefertigten Aufnahmen konnte die gegenwärtige Position der vier Planeten ermittelt werden. In Kombination mit früheren Beobachtungsdaten gelang es so, die Umlaufbahnen dieser Planeten über einen längeren Zeitraum hinweg zu verfolgen.

Die Bahn des innersten und zuletzt entdeckten Planeten HR 8799 e konnte so über einen Zeitraum von vier Jahren verfolgt werden. Bei den drei äußeren Planeten war dies sogar über einen noch deutlich längeren Zeitraum möglich, da diese Exoplaneten sich nachträglich in Aufnahmen nachweisen ließen, welche bereits im Jahr 1998 mit dem Weltraumteleskop Hubble angefertigt wurden.

Die Auswertung dieser Beobachtungsdaten bestätigte die bereits vorher bestehende Annahme, dass im Fall des den Stern HR 8799 umgebenden Planetensystems sogenannte Bahnresonanzen vorliegen. Während eines vollständigen, etwa 164.250 Tage andauernden Umlaufs des äußersten Planeten um sein Zentralgestirn vollenden die näher an diesem Stern umkreisenden Planeten laut dieser Studie jeweils zwei, vier beziehungsweise acht komplette Umläufe.

Frühere theoretische Modelle über die Bahnmechaniken im Bereich des Planetensystems von HR 8799 sagten die Existenz eines weiteren Planeten voraus, welcher sich zwischen dem Stern und dem innersten dieser vier Planeten bewegt und der den Stern dabei entweder 16 oder 24 mal so häufig umläuft wie der äußerste Planet. Die Existenz dieses hypothetischen Planeten konnte jedoch durch die Beobachtungen mit dem Large Binocular Telescope, welches auch Bilddaten aus der unmittelbaren Umgebung des Sterns lieferte, nicht bestätigt werden.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Arbeit von A.-L. Maire et al. wurden bereits am 20. April 2015 unter dem Titel "The LEECH Exoplanet Imaging Survey. Further constraints on the planet architecture of the HR 8799 system" in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert.

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Fachartikel von A.-L. Maire et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, Large Binocular Telescope Observatory)


» EM-1: Baubeginn einer neuen Raumkapsel
09.05.2015 - In der Michoud Assembly Facility nahe New Orleans hat die Konstruktion eines Demonstratorartikels für eine weitere Orion-Kapsel begonnen, des neuen Raumschiffs der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA. Diese soll bei Orions erstem Flug zum Mond eingesetzt werden.
Im US-Bundesstaat Louisiana steht die kaum bekannte Geburtsstätte zahlreicher Elemente der bemannten Raumfahrt der Vereinigten Staaten: Die Michoud Assembly Facility (MAF). Dabei handelt es sich um gewaltiges Fabrikationsgebäude nahe New Orleans. Nachdem im 2.Weltkrieg hier Kampfflugzeuge und im Koreakrieg Panzer gebaut wurden, wurden in den 60ern die Erststufen der Saturn V-Mondrakete in den weitläufigen Hallen hergestellt. Auch der orangefarbene Außentank des Space Shuttles wurde hier lange Zeit gefertigt. Nach der Einstellung des Space Shuttle-Programms kehrte Ruhe in die MAF ein. Doch diese hielt nicht lange an: Mittlerweile wird hier bereits die Hauptstufe der nächsten großen Rakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtbehörde NASA gebaut: Dem Space Launch System (SLS). Zusammen mit dem Raumschiff Orion sollen so wieder Menschen zu Zielen jenseits des niedrigen Erdorbits aufbrechen. Nicht nur das SLS, sondern auch Orion werden beide in der MAF konstruiert.

Dazu verfügt die Herstellerfirma Lockheed Martin über eine spezielle 4-Achsen CNC-Schweißmaschine mit der Bezeichnung Universal Weld System II. Mit ihr werden sieben einzelne Platten aus einer Aluminium-Lithium Legierung zu einem fertigem Raumschiff zusammengeschweißt. Diese Platten werden auf zwei Arbeitsplattformen vor der Schweißmaschine mithilfe von Haltevorrichtungen fixiert und vorbereitet. Bei der Schweißmethode handelt es sich um Rührreibschweißen, einer State-of-the-art Fertigungstechnologie. Bei ihr wird ein Metallstift sehr schnell rotiert und dann zwischen den Metallplatten aufgesetzt. Durch die Reibungswärme verwandelt sich das Metall in einen plastikähnlichen Zustand, in welchem es sich miteinander verbindet. Die Schweißnähte, die so entstehen, sind weitaus stabiler und leichter als bei einer konventionellen Schweißmethode. Sind alle Platten miteinander verschweißt, so ist die Druckkabine der Orion-Kapsel fertig. Dabei handelt es sich um die tragende Struktur der Raumkapsel, in der sich die Astronauten während des Fluges aufhalten sollen.

Zwei solcher Druckkabinen wurden bereits gefertigt: Bei der ersten handelt es sich um den sogenannten Ground Test Article (GTA) von Orion. Mit dieser Kapsel wurden Herstellungstechnologien und -abläufe erprobt sowie Belastungs-, Vibrations- und Akustiktests unternommen. Vom März 2009 bis zum Juni 2010 wurde er in der MAF hergestellt, danach zu den Fabriken des Hersteller in Denver, Colorado, transportiert. Im Juni 2012 kam er in dem Kennedy Space Center in Florida an, das er im Februar 2014 wieder verließ. Momentan befindet sich der GTA in dem Langley Research Center der NASA, wo er auf Wasserlandungstests 2016 vorbereitet wird. Die andere Druckkabine flog tatsächlich in den Weltraum: Und zwar bei EFT-1 (Exploration Flight Test 1) im Dezember 2014. Bei diesem ersten Testflug wurden zahlreiche wichtige Systeme an Bord des Raumschiffs erprobt. Von August 2011 bis Juni 2012 wurde sie in der MAF gefertigt, danach zu Kennedy Space Center gebracht, wo sie auf ihren Flug vorbereitet wurde. Momentan befindet sich diese Raumkapsel nach EFT-1 wieder im Kennedy Space Center in Florida, wo sie sorgfältig inspiziert wurde. Als nächstes soll sie bei Ascent Abort 2 2019 zum Einsatz kommen, einem Testflug des turmförmigen Startabbruchsystems von Orion.

Am 7. Mai begann dann die Konstruktion der nächsten Druckkabine in der MAF. Diese soll als Demonstratorartikel für die Druckkabine dienen, die bei Orions nächstem Flug zum Einsatz kommen wird: Exploration Mission 1 (EM-1) 2018. Bei dieser unbemannten Mission wird Orion erstmals zum Mond fliegen. Für die Konstruktion dieser Druckkabine wurden in den vergangenen Monaten in verschiedenen Fabriken in den gesamten Vereinigten Staaten die notwendigen Platten gebaut und zur MAF transportiert. Durch neue Erkenntnisse von EFT-1 gelang es Lockheed Martin, die Anzahl der Schweißnähte der Druckkabine deutlich zu senken. Für die Druckkabine des GTAs waren noch 33 Schweißnähte nötig, bei EFT-1 waren es schon 19 und bei EM-1 werden es nur noch 15 sein. So kann nicht nur die Arbeitszeit gesenkt, sondern auch die Masse des Raumschiffs reduziert werden.

Dieser sogenannte Pathfinder soll dazu dienen, die Arbeitsschritte zu erproben, die für die Fertigung von tatsächlicher Flughardware benötigt werden. Bei den ersten Einzelteilen, die für den Pathfinder zusammengeschweißt werden sollen, handelt es sich um die vordere Trennplatte und den Andocktunnel. Diese Struktur wird sich bei dem fertigen Pathfinder oben befinden, mit ihr sollen Astronauten bei späteren Flügen von Orion zu Raumstationen und anderen Raumfahrzeugen umsteigen können. Im Spätsommer sollen der Zusammenbau des Pathfinders abgeschlossen sein, er wird dann für weitere Demonstrationen ausgestattet werden. Die ersten Teile für die Druckkabine, die tatsächlich bei EM-1 zum Mond fliegen soll, sind ebenfalls bereits in der MAF angekommen, die Schweißarbeiten an ihnen sollen Ende Juli beginnen. Anfang 2016 wird diese Druckkabine zum Kennedy Space Center in Florida transportiert, wo sie mit den Systemen von Orion versehen und auf den Start vorbereitet werden soll.

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

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

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


» Der Vulkan Loki Patera auf dem Jupitermond Io
09.05.2015 - Einem internationalen Astronomenteam, dem auch Wissenschaftler der Max-Planck-Institute für Radioastronomie in Bonn und für Astronomie in Heidelberg angehören, ist es erstmals gelungen, den auf dem Jupitermond Io befindlichen Vulkan Loki Patera von der Erde aus in einer hohen Auflösung abzubilden und zu untersuchen. Hierfür nutzten die Wissenschaftler das Large Binocular Telescope auf dem Mount Graham im US-Bundesstaat Arizona.
Io, der innerste und drittgrößte der vier bereits im Januar 1610 entdeckten Galileischen Monde des Planeten Jupiter, ist mit einem Durchmesser von 3.643,2 Kilometern nur wenig größer als der 3.476 Kilometer durchmessende Mond der Erde und stellt trotzdem das mit Abstand geologisch aktivste Objekt im gesamten bisher bekannten Sonnensystem dar. Erste Detailaufnahmen von der Io-Oberfläche fertigten im Jahr 1979 die beiden Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 an. Der Großteil des Wissens über den Mond Io stammt jedoch von dem Orbiter Galileo, welcher das Jupitersystem im Jahr 1995 erreichte und der in den folgenden acht Jahren unter anderem auch mehrere dichte Vorbeiflüge an Io absolvierte.

Die Oberfläche des Jupitermondes Io

Die überwiegend mit Ablagerungen von Schwefel und Schwefeldioxid bedeckte Oberfläche von Io ist sehr eben und weist in der Regel Höhenunterschiede von lediglich etwa einem Kilometer auf. Vereinzelt erheben sich dort allerdings auch bis zu neun Kilometer hohe Berge, welche vermutlich tektonischen Ursprungs sind. Die markantesten Oberflächenstrukturen bilden jedoch mehrere hundert Calderen, welche über Durchmesser von bis zu mehr als 200 Kilometern verfügen. Im Rahmen der dort erfolgenden vulkanischen Eruptionen wird Material mit Geschwindigkeiten von etwa einem Kilometer pro Sekunde ausgestoßen, welches aufgrund der geringen Schwerkraft des Mondes eine Höhe von mehr als 300 Kilometern erreichen kann. Letztendlich fällt das Material jedoch wieder zurück auf die Oberfläche und bildet dort mehrere Kilometer mächtige Ablagerungen.

Dieser Vulkanismus auf Io wurde bereits im Jahr 1979 mittels der Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 nachgewiesen, was seinerzeit für großes Aufsehen sorgte, da dies zugleich der erste direkt erfolgte Nachweis eines in der Gegenwart stattfindenden aktiven Vulkanismus auf einem fremden Himmelskörper war. Das Auftreten dieser Eruptionen variiert allerdings sehr stark. Bereits über einen Zeitraum von nur vier Monaten, welcher zwischen der Ankunft der beiden Voyager-Sonden verging, konnte festgestellt werden, dass Eruptionen in bestimmten Bereichen der Oberfläche zum Erliegen gekommen waren, während sich im gleichen Zeitraum an anderen Stellen neue Ausbruchstellen öffneten. Die Ablagerungen rund um die Calderen hatten sich in diesem Zeitraum bereits ebenfalls deutlich verändert.

Durch den Vergleich mit den rund 20 Jahre später angefertigten Aufnahmen der Raumsonde Galileo ist erkennbar, dass diese permanent erfolgenden Vulkanausbrüche die Oberfläche von Io durch Ablagerungen von ausgeworfenem Material ständig verändern. Io weist dadurch bedingt die jüngste Oberfläche im gesamten Sonnensystem auf. Ihr Alter wird von den Planetologen auf lediglich etwa 10 Millionen Jahre geschätzt. Daher sind auf der Oberfläche dieses Mondes auch kaum Impaktkrater zu erkennen, da diese durch die fortlaufenden planetologischen Prozesse innerhalb kurzer Zeit ’eingeebnet’ werden.

Der Vulkan Loki Patera

Der größte der Vulkane auf dem Mond Io wurde - benannt nach dem nordischen Gott des Feuers - mit dem Namen Loki Patera belegt. Hierbei handelt es sich um eine flache vulkanische Vertiefung, in welcher die dichte Lavakruste, die sich auf der Oberfläche eines ausgedehnten Lavasees bildet, in regelmäßigen Abständen in diesem See versinkt. Dies führt zu einem regelmäßig zu beobachtenden Anstieg der Wärmestrahlung aus dieser Region. Mit einem Durchmesser von rund 226 Kilometern erschien dieser Vulkan bisher aber als eine viel zu kleine Struktur, um aus einer Entfernung von mindestens 600 Millionen Kilometern - dies entspricht dem Minimalabstand zwischen dem Jupiter und unserem Heimatplaneten - Details mittels von im optischen oder im infraroten Licht arbeitenden Beobachtungsinstrumenten von der Erde aus abzubilden.

Bereits am 24. Dezember 2013 ist es jedoch einem internationalen Team von Astronomen, dem auch mehrere Mitarbeiter der Max-Planck-Institute für Radioastronomie (MPIfR) und für Astronomie (MPIA) in Bonn und Heidelberg angehörten, gelungen, den Vulkan Loki von der Erde aus mit einer sehr hoher räumlichen Auflösung im Detail sichtbar zu machen und dabei im nahen Infrarotbereich des Lichtspektrums auch einen gerade erfolgenden Ausbruch des Vulkans zu dokumentieren. Auf den entsprechenden Aufnahmen des Jupitermondes erscheint Loki Patera als ein auffälliger heller Fleck. Diese Färbung wird durch das Entweichen einer intensiven Wärmestrahlung hervorgerufen.

Das Large Binocular Telescope

Für ihre Studie nutzten die daran beteiligten Astronomen das Large Binocular Telescope (abgekürzt "LBT") auf dem Mount Graham im US-Bundesstaat Arizona. Dieses Teleskop wird im Rahmen einer Zusammenarbeit zwischen verschiedenen Forschungseinrichtungen aus den USA, Italien und Deutschland betrieben. Das LBT besteht aus zwei Hauptspiegeln mit einer Öffnung von jeweils 8,4 Metern, welche in einem Abstand von sechs Metern zueinander auf einer gemeinsamen Montierung befestigt sind. Kombiniert erreichen die beiden Optiken die gleiche Lichtsammelleistung wie ein einzelnes Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 11,8 Metern. Das von den beiden Einzelspiegeln aufgefangene Licht kann interferometrisch überlagert werden, wodurch eine sehr hohe Auflösung erreicht wird, welche der optische Auflösung eines 22,8-Meter-Spiegels entspricht.

"Wir überlagern das von den zwei sehr großen Einzelspiegeln empfangene Licht in kohärenter Weise derart, dass die Spiegel zu einem virtuellen Riesenteleskop verbunden werden", so Albert Conrad von der University of Arizona, der Erstautor der entsprechenden Veröffentlichung und am Large Binocular Telescope Observatory (abgekürzt LBTO) tätiger Wissenschaftler. "Auf diese Weise konnten wir zum ersten Mal die unterschiedlichen Helligkeiten im Bereich des Kratersees von Loki vermessen, welche von verschiedenen Regionen ausgehen."

Für Phil Hinz, dem Leiter des Large Binocular Telescope Interferometer-Projekts (abgekürzt LBTI) vom Steward-Observatorium der University of Arizona, ist dieses Resultat das Ergebnis einer fast 15 Jahre andauernden Entwicklungsarbeit. Der Astronom betont zudem, dass die Beobachtung von Io nur eine der einzigartigen Möglichkeiten des LBTI darstellt.

"Wir haben das LBTI entwickelt, um Aufnahmen mit einer extrem hohen Auflösung zu erhalten, aber auch dafür, um Staub und sehr lichtschwache Planeten um nahe gelegene Sterne zu entdecken. Auch die kürzlich erfolgten Beobachtungen der Sterne Eta Corvus und HR 8799 [Raumfahrer.net berichtete] sind großartige Beispiele für das Potential, das in diesem System steckt."

Angefertigt wurden die Io-Aufnahmen mit einem Instrument names LMIRcam. Hierbei handelt es sich um eine im Infrarotbereich von drei bis fünf Mikrometern Wellenlänge arbeitende Kamera, welche im Rahmen einer Doktorarbeit von Jarron Leisenring an der University of Virginia entwickelt wurde.

"Diese Beobachtungen stellen für mich und das ganze Team einen Meilenstein dar. Mit der interferometrischen Kombination der Spiegel haben wir jetzt den entscheidenden Schritt unternommen, um das volle Potential des LBT auszuschöpfen und eine Fülle von neuen wissenschaftlichen Möglichkeiten anzusteuern", so Dr. Leisenring, der mittlerweile als Instrumentwissenschaftler für die Infrarotkamera NIRCam für das zukünftige James-Webb-Weltraumteleskop am Steward-Observatorium tätig ist.

Um eine Aufnahme mit höchster Auflösung zu erzielen musste jedoch zunächst eine große Zahl von LMIRcam-Rohbildern verarbeitet werden. "Die aufgenommenen Rohbilder sind von Interferenzmustern überzogen und haben dadurch eine nur begrenzte Bildschärfe", so Professor Gerd Weigelt vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn. "Mit modernen interferometrischen Bildrekonstruktionsmethoden, sogenannten Entfaltungsmethoden, ist es uns jedoch möglich, eine wirklich spektakuläre Bildauflösung zu erreichen."

"Es ist sehr wichtig, unterschiedlichen Bildverarbeitungsmethoden zu entwickeln und anzuwenden, damit auch feinste Bilddetails mit hoher Zuverlässigkeit rekonstruiert werden können", ergänzt Mario Bertero, Professor für Informationswissenschaften an der Universität von Genua in Italien. Dabei gelang es den an der Untersuchung des Jupitermondes beteiligten Wissenschaftler Daten zu gewinnen, durch deren Auswertung sich auch neue Einblicke in den auf Io aktiven Vulkanismus ergeben könnten.

Neue Erkenntnisse

"Während wir vorher bereits über die Jahre hinweg immer wieder ein helles Aufblitzen von Loki sahen, zeigen diese phantastischen Aufnahmen des LBTI jetzt erstmals, dass dieses Aufleuchten jeweils gleichzeitig in unterschiedlichen Regionen auftritt", so Imke de Pater, Professorin an der University of California in Berkeley/USA. "Dies ist ein starkes Indiz darauf, dass es sich bei der abgebildeten hufeisenförmigen Struktur - wie schon bereits in der Vergangenheit angenommen wurde - höchstwahrscheinlich um einen aktiven Lavasee mit einem variablen Aussehen handelt."

Neben dem Vulkan Loki sind auf den mit dem LBT erstellten Aufnahmen von Io noch 15 weitere, allerdings deutlich schwächere Ausbruchsstellen erkennbar. Zwei dieser beobachteten Eruptionszonen waren den Wissenschaftlern zuvor unbekannt.

"Zwei der vulkanischen Strukturen auf Io treten an neuen aktiven Plätzen auf", erklärt die Doktorandin Katherine de Kleer von der University of California. "Sie befinden sich in einem Gebiet namens Colchis Regio, wo erst wenige Monate zuvor eine enorme Eruption stattgefunden hat. Bei diesen jetzt neu entdeckten Strukturen könnte es sich durchaus um die Nachwehen dieser Eruption handeln. Die hohe Genauigkeit des LBTI ermöglicht es uns, die Restaktivität in dieser Region in verschiedenen Bereichen getrennt darzustellen. Hierbei könnte es sich um Lavaflüsse handeln."

"Die Untersuchung dieser sehr dynamischen vulkanischen Aktivität auf Io, welche die Oberfläche ständig verändert, gibt uns auch Hinweise auf den Aufbau und die innere Struktur dieses Mondes", so Chick Woodward von der University of Minnesota, ein weiterer der an dieser Studie beteiligten Wissenschaftler. "Hierdurch bereiten wir auch den Weg für zukünftige NASA-Missionen wie den Io Volcano Observer."

Durch die elliptische Umlaufbahn von Io um seinen Planeten, welcher in einem Abstand von durchschnittlich lediglich 421.800 Kilometern um den Jupiter verläuft, wirken extrem starke Gezeitenkräfte auf Io ein. Dabei wird das Innere des Mondes regelrecht ’durchgeknetet’. Diese extrem starke Gezeitenkräfte sind mit dem Quetschen einer reifen Orange vergleichbar, wobei der Fruchtsaft durch Risse in der Schale herausgedrückt wird.

Auch Christian Veillet, der Direktor des LBTO ist von den Aufnahmen begeistert und richtet seinen Blick zugleich in die Zukunft, wo den Astronomen in einigen Jahren noch größere und leistungsfähigere Teleskope zur Verfügung stehen werden.

"Das einzigartige binokulare Design des LBT zeigt jetzt seine Fähigkeit zur Auflösung von Strukturen, die ansonsten nur ein Einzelteleskop der 23-Meter-Klasse erreichen könnte. Die jetzt veröffentlichten spektakulären Resultate des Jupitermondes Io sind eine Anerkennung für viele Mitarbeiter, die an das LBT-Konzept geglaubt und viele Jahre harter Arbeit in seine Realisierung investiert haben. Obwohl es noch eine Menge Arbeit bedeutet, die Kombination der beiden Optiken zu einem interferometrisch arbeitenden Teleskop noch weiter zu perfektionieren, können wir jetzt bereits feststellen, dass das Large Binocular Telescope einen Wegbereiter für die nächste Generation von Riesenteleskopen darstellt, die erst in frühestens einem Jahrzehnt ihren Betrieb aufnehmen werden."

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Untersuchung des Vulkans Loki Patera auf dem Jupitermond Io wurden von Albert Conrad et al. am 30. April 2015 unter dem Titel "Spatially Resolved M-band Emission from Io’s Lok Patera-Fizeau Imaging at the 22.8 m LBT" in der Fachzeitschrift The Astronomical Journal publiziert.

Derartige erdgebundene Beobachtungen stellen neben Beobachtungen durch die in Erdnähe befindlichen Weltraumteleskope bis auf weiteres die einzige Möglichkeit dar, den Jupitermond Io eingehender zu untersuchen. Zwar wird bereits am 4. Juli 2016 die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Juno in eine Umlaufbahn um den größten Planeten unseres Sonnensystems eintreten. Diese ist jedoch mit keinem leistungsstarken Kamerasystem ausgestattet und wird sich im Rahmen der geplanten einjährigen Untersuchung des Jupiters in erster Linie auf dessen inneren Aufbau sowie auf die Atmosphäre und das Magnetfeld konzentrieren. Untersuchungen der Jupitermonde werden dabei nicht erfolgen. Und auch die von der europäischen Weltraumagentur ESA mit einem derzeitigen Startdatum im Juni 2022 geplante Jupitersonde JUICE wird nach dem Erreichen ihrer Umlaufbahn um den Gasriesen im Januar 2030 in den folgenden 3,5 Jahren den Mond Io nach dem derzeitigen Planungsstand wohl leider eher ’stiefmütterlich’ behandeln.

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Fachartikel von Albert Conrad et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Large Binocular Telescope Observatory)


» Ceres: DAWN hat die erste Erkundungsphase beendet
14.05.2015 - Erstmals seit der Ankunft bei ihrem Ziel präsentierte sich der Zwergplanet Ceres dem Kamerasystem der Raumsonde DAWN in den vergangenen Wochen nicht nur als schmale Sichel, sondern vielmehr als vollbeleuchtete Scheibe, welche dabei in einer bisher unerreichten Auflösung abgebildet werden konnte. Eines der auffälligsten Oberflächenmerkmale des Zwergplaneten - zwei besonders helle Flecken auf dessen Nordhemisphäre - entpuppen sich in diesen Aufnahmen als deutlich feiner strukturiert als zuvor vermutet.
Bereits am 6. März 2015 erreichte die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN ihr zweites und finales Forschungsziel - den im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres. In den auf diesen erfolgreichen Eintritt in das Gravitationsfeld von Ceres folgenden Wochen war es der Raumsonde jedoch zunächst nicht möglich, weitere Fotos von ihrem Forschungsziel anzufertigen. Da sich DAWN ihrem Ziel von dessen sonnenabgewandten Seite her näherte, lag der Zwergplanet aus der Sicht der Raumsonde zunächst im Dunkeln. Bereits die letzte Aufnahme der Raumsonde vor dieser Ankunft, welche bereits am 2. März 2015 entstand, zeigte Ceres nur noch als eine schmale Sichel.

Im April hat sich die Raumsonde dem Zwergplaneten jedoch immer weiter genähert und dabei schließlich auch eine Position erreicht, aus der sich der Framing Camera, der unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Kamera der Raumsonde, wieder ein lohnender Blick auf Ceres bot (Raumfahrer.net berichtete).

Seit dem 23. April 2015 umkreiste die Raumsonde DAWN ihr Zielobjekt dabei in einem Abstand von nur noch 13.600 Kilometern und fertigte im Rahmen dieser als "RC3" - so die Abkürzung für die der Beobachtung und Kartierung von Ceres dienenden "Rotation Characterization Phase 3" - bezeichneten Missionsphase fast 2.000 Aufnahmen an, welche die gesamte Oberfläche des Zwergplaneten abdeckten. Für präzise wissenschaftliche Erkenntnisse reicht die dabei erlangte Auflösung von etwa 1,3 Kilometern pro Pixel allerdings noch nicht aus. Mit diesen Aufnahmen wollen die an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler deshalb in erster Linie zunächst auch lediglich die Rotationszeit und die Ausrichtung der Rotationsachse des Zwergplaneten im Detail bestimmen und eine erste, noch grobe Kartierung durchführen.

"Das sind wichtige Informationen, die wir für unsere exakte Kartierung von Ceres benötigen", so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der Mitarbeiter des Kamerateams der Mission. Anhand dieser Daten soll zudem die genaue Flugbahn bestimmt werden, welche DAWN in Zukunft einnehmen wird.

"Aus diesen Daten berechnen wir [zudem] das erste dreidimensionale Geländemodell von Ceres, das im Laufe der Mission mit immer besserer Auflösung verfeinert und optimiert wird", so Prof. Jaumann weiter. Eine erste Version dieses 3D-Modells, dessen Erstellung aufgrund der aufwendigen Verarbeitung der verfügbaren Daten viel Zeit und zudem große Computerkapazitäten erfordert, soll voraussichtlich bereits Ende Mai 2015 vorliegen.

Bereits zum jetzigen Zeitpunkt zeigen sich auf den bisher angefertigten Aufnahmen der Ceres-Oberfläche jedoch diverse Strukturen wie hohe Aufwölbungen, ungewöhnliche Kraterformen, verschiedene ’helle Flecken’ und erstaunlich flache Ebenen, welche in Zukunft wohl für diverse Diskussionen unter den Wissenschaftlern sorgen werden. Die hohe Anzahl an Impaktkratern weist dabei auf ein hohes Alter der Oberfläche hin. Allerdings verteilen sich die Krater nicht gleichmäßig über die Ceres-Oberfläche. Flache Regionen mit nur verhältnismäßig wenigen Kratern sind Hinweise darauf, dass in diesen Bereichen die Oberfläche des Zwergplaneten eventuell durch innere geologische Aktivitäten erneuert wurde.

Das Rätsel der ’Weißen Flecken’ auf der Ceres-Oberfläche

Diese Aufnahmen zeigen auch zum wiederholten Mal verschiedene ’helle Flecken’ auf der Oberfläche des Zwergplaneten. Bereits in der Anflugphase an Ceres zeichneten sich auf den Kameraaufnahmen speziell zwei helle Flecken auf der nördlichen Hemisphäre des Zwergplaneten besonders deutlich ab. Mit jeder neuen der durch die Framing Camera angefertigten Aufnahmen ließen sich diese Strukturen dabei immer besser erkennen, ohne dass jedoch deren Natur entschlüsselt werden konnte. Seit dem Februar ist jedoch zumindestens klar, dass sich diese Flecken im Zentrum eines etwa 92 Kilometer durchmessenden Kraters befinden.

Die jüngsten Aufnahmen der Raumsonde DAWN, welche eine zuvor nicht erreichte Detailgenauigkeit erreichten, enthüllen nun erstmals auch die genauere Form dieser hellen Bereiche. Die ’Weißen Flecken’ sind jetzt in eine Reihe von kleineren Einzelflecken aufgelöst, von denen die meisten einen Durchmesser von weniger als 1,3 Kilometern aufweisen. Diese Bereiche sind somit deutlich feiner strukturiert als bisher angenommen wurde.

"Endlich genau zu sehen, wo die hellen Flecken inmitten des Kraters verteilt sind, ist für uns sehr wichtig. Es kann uns helfen zu verstehen, wie diese Gebiete entstanden sind", so Dr. Andreas Nathues vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, der wissenschaftliche Leiter des Framing-Camera-Expriments.

Die derzeitigen Vermutungen gehen nach wie vor in die Richtung, dass es sich bei diesen Flecken um Ablagerungen von Wassereis handelt, welches sich in einem größeren Umfang unter der Oberfläche des Zwergplaneten befinden könnte und das in diesem speziellen Fall infolge eines - eventuell erst kürzlich erfolgten - Impaktereignisses freigelegt wurde.

"Schon jetzt spricht einiges für dieses Szenario - etwa die charakteristische Helligkeit dieser Bereiche", so Dr. Nathues. "Gewissheit haben wir aber noch nicht. Es könnte sich prinzipiell auch um ein sehr helles Salzmineral handeln." Auch in den kommenden Wochen werden die an der Mission beteiligten Wissenschaftler diese Bereiche der Ceres-Oberfläche deshalb besonders genau untersuchen. Aufschluss erhoffen sie sich dabei neben weiteren Kameraaufnahmen auch von den Daten eines im visuellen und im infraroten Spektralbereich arbeitenden Spektrometers namens "VIR".

"Die [bisherigen] Aufnahmen sind zwar sehr gut, aber zurzeit können wir über vieles nur spekulieren. Ceres lässt sich nicht so einfach verstehen", so Prof. Jaumann.

Der nächste Orbitverlauf - Nur noch 4.400 Kilometer über der Oberfläche

Für die Entschlüsselung der Geheimnisse des Zwergplaneten benötigen die Wissenschaftler noch höher aufgelöste Bilder und weitere Daten aus kürzeren Entfernungen - und diese sollen sie auch bereits in Kürze erhalten. Am 9. Mai 2015 hat die Raumsonde DAWN den zuvor eingenommenen Orbit für die RC3-Phase verlassen und nähert sich jetzt der Ceres-Oberfläche weiter an. Bereits am 6. Juni 2015 soll die Raumsonde dabei eine Umlaufbahn erreichen, auf der Ceres bis zum 30. Juni auf einer über die beiden Pole verlaufenden Umlaufbahn alle drei Tage in einer Entfernung von etwa 4.400 Kilometern umkreist werden wird.

Aus dieser Entfernung werden die Aufnahmen der Framing Camera eine Auflösung von etwa 400 Metern pro Pixel erreichen. Anschließend beginnt am 4. August 2015 der so genannte "High Altitude Mapping Orbit" (kurz "HAMO"), bei dem die Framing Camera aus dann nur noch 1.470 Kilometern Entfernung auf Ceres blicken wird.

"Dieser Orbit ist für die Optimierung unseres dreidimensionalen Geländemodells besonders wichtig, denn man erkennt alle geologischen Formationen auf der Oberfläche des Zwergplaneten", betont Prof. Jaumann die Bedeutung der dabei vorgesehenen Untersuchungen. Im abschließenden "Low Altitude Mapping Orbit" (kurz "LAMO") wird dann in erster Linie der Gammastrahlen- und Neutronendetektor GRAND an Bord der Raumsonde aus einer Entfernung von nur noch 375 Kilometern Daten sammeln, mit denen die chemische Zusammensetzung von Ceres analysiert werden soll.

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

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NASA Press-Kit:

Technische Beschreibung der Framing Camera:


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


» New Horizons fotografiert auch Plutos kleinste Monde
14.05.2015 - Erstmals konnte die Hauptkamera der Raumsonde New Horizons vor zwei Wochen auch die beiden kleinsten der fünf bisher bekannten Monde des Zwergplaneten Pluto abbilden. In 14 Tagen wird die Raumsonde zudem mit einer Beobachtungskampagne beginnen, in deren Verlauf nach weiteren, bisher unentdeckten Monden und einem eventuell den Pluto umgebenden Ringsystem gesucht werden soll.
Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile mehr als neun Jahren immer weiter dem primären Ziel ihrer Reise - dem im äußeren Bereich unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto. Bereits am 15. Januar 2015 - und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ in einer Entfernung von 12.500 Kilometern über dessen Oberfläche erfolgenden Vorbeiflug am Pluto - begann dabei eine systematische Beobachtungskampagne des Zwergplaneten und seiner Monde. Erst kürzlich zeigten sich dabei auf den Aufnahmen der LORRI-Kamera Hinweise darauf, dass zumindestens einer der Pole des Pluto von einer Kappe aus gefrorenem Stickstoff bedeckt sein könnte (Raumfahrer.net berichtete).

Die Monde des Pluto

Bereits seit längerem war die LORRI-Kamera zudem in der Lage, drei der derzeit fünf bekannten Monde, welche den Zwergplaneten umkreisen, abzubilden. Der größte und zugleich innerste der Plutomonde, der etwa 1.212 Kilometer durchmessende Mond Charon, wurde von der LORRI-Kamera bereits erstmals im Juli 2013 fotografiert. Erheblich komplizierter gestaltete sich dagegen die Abbildung der beiden deutlich kleineren Monde Hydra (geschätzter Durchmesser zwischen 61 und 167 Kilometern) und Nix (geschätzter Durchmesser zwischen 46 und 137 Kilometern), welche aufgrund ihrer geringen Größen und der damit verbundenen niedrigen Helligkeit von lediglich 22,96 beziehungsweise 23,41 mag erst im Jahr 2005 auf Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble entdeckt wurden.

Trotzdem konnten auch diese beiden Monde im Juli 2014 beziehungsweise im Januar 2015 erstmals mit dem LORRI-Kamerasystem abgebildet werden (Raumfahrer.net berichtete). Die noch kleineren Plutomonde Kerberos (zehn bis 40 Kilometer Durchmesser) und Styx (sieben bis 25 Kilometer), welche erst in den Jahren 2011 beziehungsweise 2012 ebenfalls mit dem Hubble Space Telescope entdeckt wurden, waren dagegen zunächst zu lichtschwach, um ebenfalls mit der LORRI-Kamera erfasst zu werden. Dies beiden kleinsten der bisher entdeckten Plutomonde sind nochmals deutlich lichtschwächer als Nix und Hydra.

Diese Situation hat sich jedoch mittlerweile aufgrund der zunehmenden Annäherung der Raumsonde New Horizons an ihr Ziel geändert. Auf verschiedenen Aufnahmen, welche von der LORRI-Kamera zwischen dem 25. April und dem 1. Mai 2015 aus einer Entfernung von etwa 88 Millionen Kilometern angefertigt wurden, sind jetzt auch diese beiden Monde erkennbar. Die für die Erstellung der Aufnahmen verantwortlichen Wissenschaftler verwendeten hierzu eine spezielle Technik, bei der zunächst jeweils fünf über je zehn Sekunden belichtete Einzelaufnahmen überlagert und anschließend bearbeitet wurden. Durch diese Prozessierung entstand auch der in den Aufnahmen erkennbare Blooming-Effekt, durch den der Zwergplanet Pluto und der unmittelbar rechts von diesem gelegene Mond Charon überbelichtet und ’verzerrt’ erscheinen.

Zeitnahe Freigabe der Aufnahmen

Die bei dieser Beobachtungskampagne angefertigten Aufnahmen finden Sie auch auf dieser Internetseite des Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland, von wo aus die Raumsonde kontrolliert wird. Die dort veröffentlichten Aufnahmen sind allerdings nicht nachträglich bearbeitet oder kalibriert und zeigen somit lediglich die Originalaufnahmen, welche dabei zudem nur in dem verlustbehafteten JPEG-Format dargestellt werden. Allerdings werden hier neben allgemeinen Informationen zu der Entfernung zu dem abgebildeten Zielobjekt, dem Aufnahmezeitpunkt und der Belichtungszeit auch kurze Beschreibungen zu dem jeweiligen Foto veröffentlicht. Auch weiterhin sollen auf dieser Internetseite die zukünftig anzufertigenden Aufnahmen der LORRI-Kamera der interessierten Öffentlichkeit innerhalb von lediglich maximal 48 Stunden zur Verfügung gestellt werden.

Datenübertragung zwecks ’Housekeeping’

Beginnend mit dem heutigen Tag wird die Raumsonde New Horizons ihre Fotokampagne des Pluto und seiner Monde jedoch zunächst erst einmal unterbrechen, denn während der kommenden 14 Tage wird die Hauptantenne der Raumsonde - eine 2,1 Meter durchmessende Parabol-Hochgewinnantenne - direkt auf die Erde gerichtet sein. Diese Orientierung der Raumsonde im Weltall erlaubt es, die im Verlauf der vergangenen Wochen gesammelten Daten mit einer möglichst effizienten Übertragungsrate an das Deep Space Network (kurz "DSN") der NASA zu übermitteln und so den Speicherbereich des Bordcomputers für zukünftig zu gewinnende Bildaufnahmen und Messdaten zu leeren. In den kommenden Tagen dürften somit auch weitere Aufnahmen auf der zuvor erwähnten Internetseite des JHU/APL veröffentlicht werden.

Suche nach weiteren Monden und einem eventuellen Ringsystem

Am 28. Mai 2015 wird die LORRI-Kamera dann erneut auf den Pluto gerichtet und von diesem Tag an bis unmittelbar nach dem Pluto-Vorbeiflug fast täglich neue Aufnahmen von dem Zwergplaneten und von dessen Monden anfertigen, welche dabei eine immer höhere Auflösung erreichen werden. Durch diese Aufnahmen erhoffen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler zunächst bessere Angaben bezüglich der Durchmesser, der Bahnparameter und der Rotationsperioden der verschiedenen Monde des Pluto. Speziell die bisher zur Verfügung stehenden Parameter der vier kleineren Monde sind diesbezüglich immer noch mit großen Unsicherheiten behaftet. Durch genauere Angaben können zum einen die für die nächsten Monate vorgesehenen Beobachtungssequenzen dahingehend optimiert werden, dass dabei ein maximaler wissenschaftlicher Output ermöglicht wird.

Zusätzlich sollen diese Aufnahmen jedoch auch genutzt werden, um in der Umgebung des Pluto nach weiteren, bisher unbekannten Monden zu suchen und zu ergründen, ob der Zwergplanet eventuell von einem Ringsystem umgeben ist, denn nicht nur die Gasplaneten unseres Sonnensystems, sondern auch verhältnismäßig kleine planetare Objekte können offensichtlich von solchen aus Staubpartikeln und Eiskristallen bestehenden Ringen umgeben sein (Raumfahrer.net berichtete). Sollte dies auch bei Pluto der Fall sein, so könnte dies eine ernsthafte Gefahr während der Durchführung des Pluto-FlyBys darstellen. Eine auf die eventuelle Existenz eines solchen Ringsystems im Bereich des Pluto bezogene Studie wurde zum Beispiel im Jahr 2014 von P. M. Pires dos Santos et al. veröffentlicht.

New Horizons wird den Pluto am 14. Juli 2015 mit einer Geschwindigkeit von etwa 14 Kilometern pro Sekunde beziehungsweise 50.400 Kilometern pro Stunde passieren. Sollte die Raumsonde dabei unvorhergesehenerweise mit Staubpartikeln kollidieren, so würde dies sehr wahrscheinlich bereits dann zu ernsthaften Beschädigungen oder eventuell sogar zu einem Totalverlust der Mission führen, wenn diese Partikel lediglich über Durchmesser von wenigen Millimetern verfügen. Durch eine rechtzeitige Entdeckung von solchen den Zwergplaneten umgebenden Ringen oder von kleineren Monden wäre es jedoch noch bis zum 4. Juli 2015 möglich, die derzeit für den Pluto-Vorbeiflug vorgesehene Flugbahn abzuändern und trotzdem die vorgesehenen Untersuchungen durchzuführen.

Derzeit ist die Raumsonde New Horizons noch etwa 71,8 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt und nähert sich dem für den 14. Juli 2015 angepeilten ’Treffpunkt’ mit Pluto dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 13,79 Kilometern pro Sekunde an. Stündlich aktualisierte Angaben dieser Entfernungs- und Geschwindigkeitswerte finden Sie auf dieser Internetseite des JHU/APL.

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


» Geheimnisvolle Kugelsternhaufen bei Centaurus A
15.05.2015 - Beobachtungen mit dem Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte in Chile haben eine bisher unbekannte Klasse von Kugelsternhaufen im Bereich der Galaxie Centaurus A zu Tage gefördert. Diese Objekte ähneln zwar auf den ersten Blick den normalen Kugelsternhaufen, enthalten jedoch deutlich mehr Masse als sie eigentlich aufweisen dürften. Bisher konnte die Ursache für dieses Phänomen noch nicht entschlüsselt werden.
Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternkonzentrationen verfügen typischerweise über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen. Die Kugelsternhaufen zählen zu den ältesten bekannten Sternensystemen im Universum und haben beinahe die gesamte Zeitspanne der Entstehung und Entwicklung ihrer jeweiligen Galaxien überlebt.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie mehr als 150 solcher Kugelsternhaufen entdecken, welche viele der ältesten bekannten Sterne unserer Galaxie beherbergen. 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 als Messier 31 bezeichnet - sind so zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name "Virgo") gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 solcher Kugelsternhaufen umkreist.

Die Untersuchung von Kugelsternhaufen und der darin befindlichen Sterne kann den Astronomen dabei helfen zu verstehen, wie diese sich bilden und auf welche Weise sie miteinander interagieren. Bisher haben Astronomen jedoch lediglich Kugelsternhaufen eingehender untersucht, welche die zu der Lokalen Gruppe gehörenden Galaxien umgeben. Die hier gegebene vergleichsweise geringe Entfernung zu diesen Objekten ermöglicht zum Beispiel direkte Messungen der jeweiligen Massen.

Die Galaxie Centaurus A

Bei der Galaxie Centaurus A, auch bekannt unter der Bezeichnung NGC 5128, handelt es sich um eine elliptische Galaxie. Diese am 29. April 1826 von dem schottischen Astronomen James Dunlop entdeckte Galaxie befindet sich in einer Entfernung von etwa 12 Millionen Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Zentaur (lateinischer Name "Centaurus"). Mit einer Winkelausdehnung von 25,7 x 20,0 Bogenminuten und einer scheinbaren Helligkeit von 6,6 mag kann sie bereits mit kleineren Teleskopen auch von Amateurastronomen erfolgreich beobachtet werden. Sie ist im Bereich des sichtbaren Lichts die zweithellste Galaxie außerhalb der Lokalen Gruppe und zugleich die fünfthellste Galaxie am Nachthimmel.

Für die professionellen Astronomen ist Centaurus A besonders deshalb von Interesse, da es sich bei dieser Galaxie um die nächstgelegene Radiogalaxie und zugleich um die dritthellste Radioquelle am Himmel handelt. Die von Centaurus A ausgehende Radiostrahlung konnte bereits in den 1950er Jahren nachgewiesen werden. Die Astronomen gehen davon aus, dass die Radiostrahlung von einem im Zentrum der Galaxie gelegenen supermassereichen Schwarzen Loch verursacht wird, welches über eine Masse von mehr als 100 Millionen Sonnenmassen verfügt. Zusätzlich ist Centaurus A eine starke Quelle von Röntgen- und Gammastrahlung (Raumfahrer.net berichtete). Zudem ist Centaurus A von mehr als 2.000 Kugelsternhaufen umgeben, von denen viele heller und somit auch massereicher sind als die entsprechenden Sternhaufen im Bereich der Milchstrasse.

Die Kugelsternhaufen der Galaxie Centaurus A

Anhand einer stichprobenartigen Analyse von 125 der Kugelsternhaufen um Centaurus A führte ein von Matthew A. Taylor - Doktorand an der Pontificia Universidad Catolica de Chile in Santiago und Empfänger eines ESO-Stipendiums - geleitetes Astronomenteam jetzt die bisher genaueste Untersuchung von Kugelsternhaufen durch, welche nicht der Lokalen Gruppe angehören. Hierfür verwendeten die Wissenschaftler den FLAMES-Spektrografen des Very Large Telescope (kurz "VLT") am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden.

Die FLAMES-Daten lieferten den beteiligten Astronomen Informationen über die Bewegungen von einzelnen Sternen innerhalb der jeweiligen Haufens. Diese Bewegungen hängen von der Stärke des Gravitationsfeldes im Inneren eines Kugelsternhaufen ab und können deshalb dazu genutzt werden, um die Gesamtmasse eines Haufens abzuschätzen. Anschließend wurden diese Ergebnisse mit der Helligkeit, mit der jeder einzelne Haufen leuchtet, verglichen. Bei dem Großteil der so analysierten Kugelsternhaufen gelangten die Astronomen zu keinen überraschenden Ergebnissen. Wie erwartet verfügten die helleren Sternhaufen von Centaurus A auch über eine größere Masse, denn je mehr Sterne ein Haufen enthält, desto größer ist auch dessen Gesamthelligkeit und -masse.

Bei einigen dieser Kugelsternhaufen zeigte sich allerdings ein seltsames Phänomen. Sie waren um ein Vielfaches massereicher als sie es entsprechend ihrer Helligkeit eigentlich hätten sein dürfen. Das Mysteriöse dabei: Je massereicher diese ungewöhnlichen ’dunklen Haufen’ waren, desto größer ist zudem der dortige Anteil an nicht sichtbarer Materie. Es muss in diesen Haufen also eine signifikante Komponente an nicht sichtbarem Material existieren. Worum könnte es sich dabei jedoch handeln? Derzeit gibt es dazu zwei Lösungsansätze, welche allerdings nicht wirklich befriedigend ausfallen.

Schwarze Löcher?

Eventuell enthalten die ’dunklen’ Kugelsternhaufen in ihren Zentren Schwarze Löcher oder andere, nicht sichtbare Überreste von bereits erloschenen Sternen. Dies könnte zwar zumindestens einen Teil der ’versteckten Masse’ erklären, reicht aber nicht aus, um die ungewöhnlich hohe Masse der Sternhaufen vollständig abzudecken, so die beteiligten Wissenschaftler.

Dunkle Materie?

Ein anderer Erklärungsansatz geht davon aus, dass sich im Bereich der Kugelsternhaufen ein höherer Anteil an Dunkler Materie befinden könnte. Dies würde die Beobachtungsresultate zwar erklären, würde aber gleichzeitig den bislang akzeptierten Theorien widersprechen, welche besagen, dass Kugelsternhaufen eigentlich keine größeren Mengen an Dunkler Materie beherbergen sollten.

"Unsere Entdeckungen von Sternhaufen, die verglichen mit ihrer darin enthaltenen Anzahl an Sternen eine unerwartet hohe Masse haben, deuten darauf hin, dass es verschiedene Arten von Sternhaufen gibt, die sich in ihrer Entstehungsgeschichte unterscheiden. Auf den ersten Blick erscheinen manche Sternhaufen wie 08/15-Haufen, aber im wahrsten Sinne des Wortes könnte mehr in ihnen stecken", so Thomas H. Puzia von der Pontificia Universidad Catolica de Chile, einer der an der Untersuchung beteiligten Astronomen.

"Kugelsternhaufen und die darin enthaltenen Sterne sind der Schlüssel zum Verständnis von Entstehung und Entwicklung von Galaxien. Über Jahrzehnte hinweg dachten Astronomen, dass all die Sterne in einem Kugelsternhaufen dasselbe Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben - aber wir wissen jetzt, dass es auch merkwürdigere und kompliziertere Kreaturen unter ihnen gibt. Das zeigt, dass wir noch viel über die verschiedenen Aspekte der Entstehung von Kugelsternhaufen lernen können. Das ist ein wichtiges Ergebnis und wir müssen nun weitere dunkle Haufen um andere Galaxien aufspüren", so Matthew A. Taylor.

Bis auf weiteres bleibt die Natur der ’dunklen Kugelsternhaufen’ in der Umgebung der Galaxie Centaurus A somit ein Rätsel. Allerdings hat das Team um Matthew A. Taylor mittlerweile damit begonnen, im Rahmen einer weiteren Studie auch die Kugelsternhaufen von anderen Galaxien zu analysieren. Dabei deuten verschiedene der bisher gewonnenen Messergebnisse darauf hin, dass solche dunklen Haufen offenbar auch an anderen Orten des Universums vorhanden sind.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse werden von Matthew A. Taylor et al. unter dem Titel "Observational evidence for a dark side to NGC 5128’s globular cluster system" in der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal veröffentlicht.

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Fachartikel von Matthew A. Taylor et al.:


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


» SLS- Los geht’s mit dem CDR
16.05.2015 - Am 11. Mai hat eine entscheidende Designprüfung des Space Launch Systems (SLS) begonnen, der neuen Schwerlastträgerrakete der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA. Unterdessen wird die nötige Infrastruktur geschaffen, um die Rakete zu testen, zu transportieren und zu starten.
Bei der Entwicklung der neuen Schwerlastträgerrakete Space Launch System (SLS) muss die US-amerikanische Luft- und Raumfahrtagentur NASA von Zeit zu Zeit das Design der Rakete überprüfen und festlegen. Dies geschieht in sogenannten Designprüfungen. Diese sind für den Beobachter weitaus weniger spektakulär als etwa eine Testzündung eines Feststoffboosters oder eines Haupttriebwerks, für den weiteren Verlauf der Entwicklungsarbeiten jedoch von großer Bedeutung. Eine Designprüfung läuft derart ab, dass zahlreiche beteiligte Experten und Ingenieure zusammenkommen, um technische Dokumente und Baupläne zu kontrollieren, mögliche Probleme ausfindig machen und dann das Design des Produkts verbessern. Zwei solcher Designprüfungen wurden bereits abgeschlossen: Das Systems Requirements Review im Juli 2012, bei dem die Vorraussetzungen im Bezug auf Kosten, Leistung, Technik und Zeitplan für das SLS festgelegt wurden, und das Preliminary Design Review im August 2013, bei dem das vorläufige Design der Rakete auf diese Vorraussetzungen überprüft wurde. Nun steht die nächste bedeutende Designprüfung an: Das Critical Design Review (CDR).

Mit diesem CDR wurde am 11. Mai im Marshall Space Flight Center in Alabama begonnen. Zuvor wurden noch die CDRs der einzelnen Elemente des SLS abgeschlossen, wie etwa der Hauptstufe (Juli 2014) oder der Feststoffbooster (August 2014). Auch das letzte CDR eines einzelnen Elements macht Fortschritte: Dem des SPIE-Büros (Spacecraft and Payload Integration and Evolution). Dieses Büro koordiniert die Entwicklung und den Bau von drei Komponenten am oberen Ende der Rakete: Der Oberstufe, des Adapters der Hauptstufe zur Oberstufe und des Adapters der Oberstufe zur Nutzlast. Auch ist das SPIE-Büro für die Weiterentwicklung des SLS zu einer noch leistungsfähigeren Rakete zuständig. Ein Critical Design Review ist -wie der Name schon sagt- kritisch. Es wird geprüft, ob das Design sämtliche Vorraussetzungen erfüllt, und grünes Licht für weitere Produktion von Hardware, Zusammenbau, Integration und Tests gegeben. Auch kann der nächste Meilenstein angestrebt werden, sobald das CDR abgeschlossen ist: Die Zertifizierung des Produkts. Das CDR des SLS wird aufgrund der Komplexität mehrere Monate dauern, Ende Juli soll es abgeschlossen sein.

An verschiedenen Orten in den Vereinigten Staaten wird unterdessen die nötige Infrastruktur geschaffen, um das SLS zu starten, zu transportieren und zu testen. So wurde auf dem Gelände des Stennis Space Centers in Mississippi ein neues großes Wasserventil installiert. Diese Installation ist Teil der Modifizierung des Hochdruck-Wassersystems des Zentrums, das für die Kühlung der Abgase der Raketentriebwerke zuständig ist. Etwa eine Million Liter Wasser wird mit einem Druck von 23 Bar während eines Triebwerkstests durch die Leitungen fließen. Da das jetzige System aus den 1960ern stammt, wird es modernisiert und verbessert. Zu diesem Zweck wurde ein 80 Tonnen schweres, 90 cm breites und 240 cm hohes Wasserventil gefertigt, das größte Produkt, das die Herstellerfirma jemals gebaut hat. Nach der Fertigstellung wurde es per Lastwagen zum Stennis Space Center transportiert und mit einem Kran installiert. Nach der Renovierung des Wassersystems ist das Stennis Space Center bereit für Testzündungen des RS-25 Triebwerks, das später einmal in der Hauptstufe des SLS zum Einsatz kommen soll. Die nächste Testzündung eines RS-25 Triebwerks ist gegenwärtig für den 28. Mai geplant. Daneben hat die Herstellerfirma Aerojet Rocketdyne inzwischen ein 16. Triebwerk aus vorhandenen Ersatzteilen zusammengebaut, das erste neue RS-25 seit 2010.

Auf dem Stennis Space Center sollen jedoch nicht nur die Triebwerke des SLS getestet werden, sondern auch die Hauptstufe selbst. Diese Tests, die auch zwei Testzündungen aller vier Haupttriebwerke beinhalten werden, sollen auf dem B-2 Teststand durchgeführt werden. Nach der Herstellung der Hauptstufe in der Michoud Assembly Facility nahe New Orleans muss der über 60 Meter lange und über acht Meter durchmessende Zylinder zunächst zum dem Testgelände gelangen. Zu diesem Zweck wird momentan der Pegasus-Leichter bei Conrad Shipyards in Morgan City, Lousiana, umgebaut. Der Leichter diente bereits zum Transport des orangenen Außentanks des Space Shuttles, nun wird das Schiff zum Transport der SLS-Hauptstufe modifiziert. Diese Modifikationen sind fast abgeschlossen, im Sommer soll Pegasus fertiggestellt sein. Bei der Herstellung der Hauptstufe selbst gibt es jedoch ein paar Probleme, da die Führungsschiene einer Schweißmaschine um 0,02° falsch ausgerichtet war. Die Schweißmaschine wurde bereits auseinandergebaut, momentan wird das Fundament unter ihr verstärkt, was zuvor trotz Anweisung nicht durchgeführt wurde. Am 10. August soll die Firma ESAB, die die Maschine gebaut hat, die Schweißmaschine wieder an Boeing übergeben, den Hauptauftragnehmer für die Hauptstufe.

Nach den Tests im Stennis Space Center wird der Pegasus-Leichter dazu verwendet, die Hauptstufe des SLS zum Kennedy Space Center (KSC) in Florida zu befördern, wo die Rakete zusammengebaut werden soll. Dieser Zusammenbau des SLS wird in dem Vehicle Assembly Building (VAB) geschehen, einem gewaltigen, würfelförmigen Gebäude. Damit die Arbeiter während des Zusammenbaus über einen Zugang zu der Rakete verfügen, werden in dem Gebäude neue Plattformen installiert. Diese Plattformen sind durch Führungsschienen dazu in der Lage, nach vorne und hinten zu fahren und sich so der Rakete zu nähern oder sich ihr zu entfernen. Für die neuen Plattformen des SLS wurden vorher zunächst die alten Plattformen aus Space Shuttle-Zeiten ausgebaut. Nun beginnt der Einbau der ersten neuen Plattformen. Insgesamt soll es zehn Stockwerke von Plattformen für das SLS geben, von denen sich jedes Stockwerk aus zwei Plattformhälften zusammensetzt (Insgesamt wird es also 20 Plattformen geben). Für das unterste Stockwerk mit der Bezeichnung K, über das sich Arbeiter dem unteren Ende der Hauptstufe und den Feststoffboostern des SLS nähern können, wurden bereits die beiden Plattformhälften per Lastwagen geliefert, weitere werden das Jahr über folgen. Auf einem Parkplatz vor dem VAB werden die Führungsschienen an den Plattformen angebracht, bevor sie in die High Bay 4 des Gebäudes befördert werden. Dort werden elektrische und mechanische Systeme und Rohre installiert. Danach wird die einzelne Plattformhälfte mithilfe einer der Kräne an den gewünschten Ort gehoben und dort angebracht. Auch die High Bay 3, in der das Stacking stattfinden soll, wird für die Montage der Plattformen vorbereitet: So werden unter anderem 20 Stops für Aufzüge und Zugangswege geschaffen.

Während des Zusammenbaus steht das SLS auf der mobilen Startplattform, dem Mobile Launcher. Dieser wurde von den gestrichenen Constellation-Programm übernommen und muss noch strukturell verstärkt und auf die neue Rakete angepasst werden. Diese strukturellen Modifikationen sind inzwischen fast abgeschlossen, als Nächstes steht die Montage neun verschiedener Arten von Hilfsstrukturen an, durch die das SLS mit der Startplattform verbunden wird. Dazu zählen die beiden Aft Skirt Electrical Umbilicals (ASEUs), durch die je einer der beiden Feststoffbooster mit Daten und elektrischem Strom versorgt werden soll. Vor der Montage wurde dieser zunächst in der Launch Equipment Test Facility (LETF) des KSC getestet. Zunächst wurden Anfang März die Systeme und Aktuatoren erprobt. Als nächstes wurde getestet, den ASEU mit dem Mobile Launcher zu verbinden. Dann wurden die Tests anspruchsvoller: Die Struktur wurde mit einer simulierten Anschlussstelle zum Feststoffbooster verbunden. So konnte eine Abtrennung des ASEUs von dem Feststoffbooster erprobt werden, wie sie bei dem Start des SLS zu erwarten ist. Während den Testläufen wurde auch das Personal für den Betrieb des ASEUs trainiert. Auch wird der Mobile Launcher über 12 Zündkerzen für gasförmigen Wasserstoff verfügen. Diese sollen 10 Sekunden vor dem Start des SLS Funken sprühen und so gasförmigen Wasserstoff abbrennen, dessen Explosion andernfalls die Rakete beschädigen könnte. Mit Tests von diesen „Wunderkerzen“ wurde am 5. Mai im Marshall Space Flight Center in Alabama begonnen. In insgesamt neuen Testläufen werden die Zündkerzen gezündet, während durch ein Gebläse Winde simuliert werden. Die Tests werden von einer Hochgeschwindigkeitskamera aufgenommen, deren Bilder eine Analyse des Verhaltens ermöglicht.

Die weiteren Highlights der SLS-Entwicklungsarbeiten im diesem Jahr werden neben dem besagten Critical Design Review Arbeiten an der Hauptstufe des SLS Testzündungen des RS-25 Haupttriebwerks, integrierte Tests der Avioniksysteme und Vorbereitungen auf die nächste Testzündung des 5-Segmente Feststoffboosters sein.

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

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


» Astronomen entdecken das erste Quasar-Quartett
16.05.2015 - Im Lotto zu gewinnen ist unwahrscheinlich genug. Aber wer gleich vier Mal hintereinander gewinnt, der wird sich vermutlich fragen, ob das wohl noch mit rechten Dingen zugehen kann. In einer vergleichbaren Situation befindet sich jetzt auch ein Team von Astronomen. Die Wissenschaftler entdeckten kürzlich das erste Quasar-Quartett: Eine Anordnung von vier Quasaren - jeder für sich genommen wäre bereits ein äußerst seltene zu beobachtendes Objekt - welche sich in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander befinden.
Bei einem Quasar handelt es sich um den extrem intensiv leuchtenden Kernbereich einer entfernt gelegenen aktiven Galaxie, welcher gewaltige Mengen an Energie abstrahlt. Für diese Leuchtkraft, so die gängige Theorie, ist ein im Zentrum dieser Galaxie gelegenes supermassereiches Schwarzes Loch verantwortlich, welches über eine Masse verfügt, die einigen Millionen bis Milliarden Sonnenmassen entspricht.

Obwohl Schwarze Löcher in erster Linie dafür bekannt sind, die sie umgebende Materie anzuziehen, welche sich dann in einer schnell rotierenden Akkretionsscheibe in der unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Lochs sammelt, stoßen Quasare einen Teil des sie umgebenden Materials auch wieder ab. Dieses Material wird dabei in Form von langgezogenen Strahlen - sogenannten Jets - mit hohen Geschwindigkeiten entlang der Rotationsachsen der Quasare von diesen weggeschleudert. Die Materie in der rotierenden Scheibe kann dabei Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeiten und Temperaturen von bis zu mehreren Millionen Grad erreichen und sendet gewaltige Mengen an Licht aus. Diese Materieflüsse nehmen letztendlich eine entscheidende Rolle bei der weiteren Entwicklung der jeweiligen Galaxien ein.

Quasare - Selten auftretende ’kosmische Leuchtfeuer’

Quasare treten allerdings nur in einer vergleichsweise kurze Phase der Galaxienentwicklung auf. Während dieser Phase gehört der Galaxienkern zu den hellsten Objekten im Universum überhaupt. Er sendet dabei mehr als hundert Mal mehr Licht aus als der gesamte Rest der Galaxie mit seinen immerhin mehreren Hunderten von Milliarden von Sternen. Die von ihnen erzeugte immense Helligkeit macht Quasare somit praktisch zu ’kosmischen Leuchtfeuern’, deren nähere Untersuchung es den Astronomen und Astrophysikern ermöglicht, die Anfänge der Entstehungsgeschichte unseres Universums und die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien näher zu analysieren und zu interpretieren.

In der Gegenwart finden Astronomen zwar im Zentrum aller massereichen Galaxien supermassereiche Schwarze Löcher. Diese sind allerdings, abgesehen von verhältnismäßig wenigen Ausnahmen, inaktiv. Es strömen also keine nennenswerten Mengen an Gas oder anderer Materie in diese Schwarzen Löcher. In der Vergangenheit muss sich diese Situation jedoch anders gestaltet haben. Den derzeitigen Wachstumsmodellen von supermassereichen Schwarzen Löchern zufolge fand ein beträchtlicher Anteil des Massenzuwachses dieser Objekte während der Quasar-Phase der Galaxie statt. Diese ’Blütezeit’ der Quasar-Aktivitäten in Galaxien fand allerdings vermutlich bereits zu einer Zeit statt, als das Universum nur rund ein Fünftel so alt war wie heute.

Alle supermassereichen Schwarzen Löcher in massereichen Galaxien sollten laut den aktuellen Modellen in einem bestimmten Entwicklungsstadium zu Quasaren geworden sein. Allerdings hält die Quasar-Aktivität nur etwa zehn Millionen Jahre lang an. Verglichen mit den Alter von rund zehn Milliarden Jahren, über das typische Galaxien verfügen, ist dies ein nur sehr kurzer Zeitraum. Die physikalischen Prozesse und Voraussetzungen, unter denen sich ein supermassereiches Schwarzes Loch zu einem Quasar entwickelt, sind allerdings immer noch nicht vollständig verstanden. Von hoher Bedeutung dürften dabei jedoch die Bedingungen in den Zentren der jeweiligen Galaxien sein. Um eine ’Quasar-Phase’ auszulösen, muss sich eine große Menge von Materie in der Kernregionen der Galaxie befinden und dabei zudem hinreichend nahe an das Schwarze Loch gelangen, um von dessen Gravitationskraft angezogen zu werden.

Beobachten die Astronomen einen Quasar, dann beobachten sie damit auch eine Galaxie in einem zeitlich sehr begrenzten Abschnitt ihres Daseins. Dies erklärt auch, warum man bei Himmelsbeobachtungen nur sehr selten auf diese Art von Objekt trifft. Und weil Quasare so selten sind, liegen die bisher bekannten Exemplare zudem weit voneinander entfernt. Typischerweise betragen deren Abständen zueinander einige hundert Millionen Lichtjahren. Entsprechend selten tritt der Fall ein, dass sich zwei Quasare in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander befinden. Unter den mehr als 500.000 Quasaren, welche die Astronomen bislang identifiziert haben, finden sich nur etwa 100 solcher ’Doppelquasare’.

Entsprechend groß war die Überraschung, als ein Team aus US-amerikanischen und Schweizer Astronomen im Jahr 2007 die Entdeckung des ersten ’Tripel-Quasars’ (katalogisiert als LBQS 1429-008) bekannt gab - dreier sich in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander befindlicher Quasare. Die Wahrscheinlichkeit, einen ’Vierfachquasar’ zu entdecken, wurde von den Astronomen dagegen auf der Basis des heutigen Verständnisses von Quasarhäufigkeiten und der großräumigen Verteilung von Materie im Universum auf einen Wert von lediglich eins zu zehn Millionen geschätzt. Doch genau dieser Fall, der von der Wahrscheinlichkeit her fast mit einem "Sechser im Lotto" zu vergleichen ist, ist jetzt eingetreten.

Erstmals entdeckt: Ein Quasar-Quartett

Einem internationalen Astronomenteam unter der Leitung von Dr. Joseph F. Hennawi vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg ist es jetzt erstmals gelungen, einen solchen ’Vierfachquasar’ aufzuspüren. Die vier Quasare befinden sich in einem Bereich des Weltalls, welcher über einen Durchmesser von lediglich einer Million Lichtjahren verfügt. Ihre Entdeckung gelang den Wissenschaftlern mit dem W.-M.-Keck-Observatorium auf dem Vulkan Mauna Kea auf Hawaii.

Dr. Hennawi und seine Kollegen waren dabei ursprünglich auf der Suche nach sogenannten Lyman-Alpha-Nebeln. Hierbei handelt es sich um gigantische, aus kühlen und vergleichsweise dichten Wasserstoff bestehende Gaskonzentrationen im Weltall. Ist ein Quasar von einem solchen Reservoir aus kühlem Wasserstoffgas umgeben, so kann die intensive Quasar-Strahlung wie eine Art kosmischer Flutlichtscheinwerfer wirken, wobei das umgebende Gas letztendlich zum Leuchten angeregt wird und so seine Struktur offenbart.

Um bisher unbekannte Lyman-Alpha-Nebel zu entdecken, hatten die Astronomen zunächst die Spektren von 29 vielversprechenden Quasaren analysiert und darin nach den Spuren einer diffusen, großräumigen Strahlung Ausschau gehalten, wie sie ein zum Leuchten angeregtes Gas aussendet. Einer der so untersuchten Quasare - er trägt die Katalognummer SDSSJ0841+3921 - zeigte in der Tat vielversprechende Anzeichen solcher Spuren. Dieser Quasar wurde anschließend mit der Spektrograf-Kamera-Kombination LRIS (kurz für "Low Resolution Imaging Spectrometer") des Keck-Observatoriums genauer untersucht. Hierzu wurde das besagte Objekt bereits im November 2012 über einen Zeitraum von drei Stunden beobachtet. Dabei kam ein ’maßgeschneiderter’ engbandiger Lyman-Alpha-Filter zum Einsatz, welcher lediglich für das charakteristische Licht des kühlen Wasserstoffgases durchlässig ist.

Diese Beobachtungen zeigten, dass die Astronomen einen der größten und hellsten Lyman-Alpha-Nebel, der anschließend von Dr. Hennawi und seinen Kollegen mit dem treffenden Namen "Jackpot-Nebel" belegt wurde, entdeckt hatten, welcher bis dahin bekannt war. Der etwa 10,5 Milliarden Lichtjahre entfernt gelegene Nebel (kosmologische Rotverschiebung z=2,0412) verfügt über einen Durchmesser von rund einer Million Lichtjahren. Bei der Auswertung der Keck/LRIS-Aufnahmen stellten die Astronomen zudem zu ihrer Überaschung fest, dass sie es nicht etwa mit nur einem einzigen Quasar zu tun hatten, sondern vielmehr mit gleich vier Quasaren, welche offenbar alle in dieselbe riesige Wolke aus Wasserstoffgas eingebettet waren.

Eine nachfolgende Untersuchung der Spektren dieser vier Quasare bestätigte, dass es sich hier in der Tat um vier unterschiedliche Quasare - und damit insbesondere nicht um eine sogenannte Gravitationslinse, bei der die Ablenkung von Licht durch die Gravitation einer großen stellaren Masse Mehrfachbilder von ein und desselben Quasar erzeugen kann - handelte.

Doch wie kam es trotz der geringen Wahrscheinlichkeit, dass sich gleich vier Quasare sozusagen auf in kosmischen Größenordnungen betrachtet engsten Raum befinden, zu dieser Entdeckung? Und sollte es sich hierbei nicht ’nur’ um einen Zufallsfund handeln - welche Prozesse können für die Existenz dieses ’Quasar-Quartetts’ verantwortlich sein?

Erklärungsversuche

Hierbei dürften die besonderen Eigenschaften der Raumregion, in der die vier Quasare aufgespürt wurden, eine entscheidende Rolle spielen. Entdeckt wurden die Quasare - wie bereits erwähnt - im Inneren eines Lyman-Alpha-Nebels, in den diese Objekte eingebettet sind. Außerdem beherbergt die betreffende Raumregion besonders viel Materie. J. Xavier Prochaska von der University of California in Santa Cruz, der Hauptantragsteller für die entsprechenden Beobachtungszeiten mit dem Keck-Teleskop, sagt hierzu: "Diese Raumregion enthält mehrere hundert Mal so viele Galaxien, wie man in dieser Distanz erwarten würde."

Mit der hier zu beobachtenden ungewöhnlich hohen Zahl an Galaxien ähnelt diese Region des Weltalls den Galaxienhaufen, in denen im heutigen Universum auf einem Raum von einigen Millionen Lichtjahren Durchmesser bis zu mehrere tausend Galaxien gravitativ aneinander gebunden sein können. Allerdings ist die betreffende Raumregion soweit von uns entfernt, dass das von dort ausgehende Licht etwa 10,5 Milliarden Jahre benötigt hat, um unseren Heimatplaneten zu erreichen. Die Aufnahmen des Keck-Teleskops zeigen uns diese Region daher so, wie sie sich vor mehr als zehn Milliarden Jahren - und somit weniger als vier Milliarden Jahre nach dem Urknall - präsentierte. Es handelt sich hier um einen Proto-Galaxienhaufen - den Vorläufer eines der massereichsten Galaxienhaufen im heutigen Universum.

Die Astronomen vermuten, dass physikalische Prozesse existieren, welche die Bildung von Quasaren unter bestimmten kosmischen Umweltbedingungen stark begünstigen könnten. Zahlreiche theoretische Modelle sagen so zum Beispiel voraus, dass eine Quasar-Aktivität ausgelöst werden sollte, wenn Galaxien zusammenstoßen und miteinander verschmelzen. Derartig gewaltsame Wechselwirkungen, so die Argumentation, könnten besonders effektiv Gas in die Umgebung eines zentralen Schwarzen Lochs umlenken. Solche ’kosmischen Kollisionen’ sollten in einem dicht mit Galaxien gefüllten Protohaufen deutlich wahrscheinlicher sein als in Regionen des Weltalls, in denen sich nur vergleichsweise wenig Galaxien befinden.

"Auch der gigantische Emissionsnebel dürfte ein wichtiger Puzzlestein sein, denn er zeigt, dass es dort eine gewaltige Mengen an dichtem, kühlen Gas gibt", so Fabrizio Arrigoni-Battaia, ein Doktorand am Max-Planck-Institut für Astronomie, der ebenfalls an der Entdeckung beteiligt war. Supermassereiche Schwarze Löcher entwickeln sich nur dann zu Quasaren, wenn hinreichend viel Gas auf das Schwarze Loch zuströmt. Und dafür wiederum könnte eine Umgebung, die zumindest auf kosmischen Größenskalen reich an dem nötigen Gas ist, entsprechend günstige Bedingungen bieten.

Andererseits erwarten die Astronomen nach dem heutigen Verständnis über die Bildung von großflächigen Strukturen im Universum jedoch eigentlich nicht, dass ein Protohaufen zugleich auch als Lyman-Alpha-Nebel in Erscheinung tritt. Sebastiano Cantalupo von der ETH Zürich, ein weiterer der an dieser Forschungsarbeit beteiligten Wissenschaftler, sagt hierzu: "Unsere heutigen Modelle der kosmischen Strukturbildung sagen aufgrund von Supercomputer-Simulationen vorher, dass massereiche Strukturen im frühen Universum mit extrem dünnen Gas gefüllt sein sollten, mit Temperaturen von rund zehn Millionen Grad. Das Gas im Jackpot-Nebel ist im Vergleich dazu tausend Mal dichter und tausend Mal kühler."

Entweder haben die Astronomen mit der Entdeckung dieses Quasar-Quartett einfach nur ’Glück gehabt’ oder aber sie haben etwas durchaus Ungewöhnlichem entdeckt: Ein Phänomen, das nach der Erklärung verlangt, wie und in welcher Umgebung solche Mehrfachquasare entstehen können. Die Quasar-Umgebung selbst - sowohl der Protohaufen als auch der Lyman-Alpha-Nebel - deutet jedenfalls auf bisher nicht entschlüsselte Widersprüche bei dem gegenwärtig geltenden Verständnis der Galaxienentstehung hin.

"Wenn man etwas entdeckt, das dem heutigen Wissensstand nach extrem unwahrscheinlich ist, gibt es zwei Möglichkeiten: Entweder man hatte einfach nur gewaltiges Glück, oder es ist Zeit, die gängigen Theorien noch einmal genau unter die Lupe zu nehmen", so Dr. Hennawi. "Extrem seltene Ereignisse haben die Macht, langgediente Theorien auf den Kopf zu stellen." In diesem Sinne könnte auch die kürzlich erfolgte Entdeckung des ersten Quasar-Quartetts im Universum die Kosmologen dazu zwingen, das bisher geltende Bild von der Entstehung von Quasaren und der massereichsten Strukturen im Universum neu zu überdenken.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 15. Mai 2015 von Dr. Joseph F. Hennawi et al. unter dem Titel "Quasar Quartet Embedded in Giant Nebulae Reveals Rare Massive Structure in Distant Universe" in der Fachzeitschrift Science publiziert. Die hierfür genutzten Daten wurden mit dem W.-M.-Keck-Observatorium gewonnen, welches als wissenschaftliches Kooperationsprojekt des California Institute of Technology (CIT), der University of California und der NASA betrieben wird. Das Observatorium verdankt seine Existenz der großzügigen finanziellen Unterstützung der W.M.-Keck-Stiftung.

Die Autoren möchten in diesem Zusammenhang zudem auf die wichtige kulturelle und spirituelle Rolle hinweisen, welche der Gipfel des Mauna Kea, wo sich dieses Teleskop befindet, für die Nachfahren der ursprünglichen Hawaiianer spielt. Leider haben verschiedene Interessenkonflikte erst kürzlich dazu geführt, dass der Bau des für eine ursprünglich für das Jahr 2022 vogesehene Inbetriebnahme des Thirty-Meter-Teleskops, welches derzeit ebenfalls auf dem Mauna Kea erreichtet wird, unterbrochen werden musste. Die Astronomen schätzen sich glücklich, von diesem Berg aus beobachten zu dürfen.

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Fachartikel von Dr. Joseph F. Hennawi et al.:


(Autor: Ralph-Mirko Richter - Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, Keck-Observatorium, Science)


» Rosetta: Ein Wackelstein auf dem Kometen 67P
19.05.2015 - Auf den Aufnahmen der OSIRIS-Kamera an Bord der Kometensonde Rosetta entdeckten Wissenschaftler einen Felsblock, der an die von der Erde her bekannten Wackelsteine erinnert. Derzeit ist noch unklar, wie sich eine solche geologische Formation auf dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko bilden konnte.
Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das Ziel ihrer Reise - den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko (der Einfachheit halber ab hier als "67P" abgekürzt). Seitdem ’begleitet’ Rosetta diesen Kometen auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems dabei intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Mitte September 2014 bewegte sich Rosetta dabei in einer Umlaufbahn um den Kometen, welche in einer Entfernung von etwa 30 Kilometern zu dessen Zentrum verlief. Während dieser "Global Mapping Phase" (kurz "GMP") wurden die abbildenden Instrumente der Raumsonde dazu genutzt, um die Oberfläche von 67P zu verschiedenen ’Tageszeiten’ und somit unter unterschiedlichen Beleuchtungsverhältnissen abzubilden und zu charakterisieren. Auf den Aufnahmen zeigte sich, dass der Komet 67P über eine stark variierende Oberfläche verfügt, welche größtenteils von einem rauen Gelände dominiert wird, auf dem sich eine Vielzahl von teilweise sehr stark geneigten Berghängen, scharfkantige Klippen, Vertiefungen, kraterähnliche Strukturen sowie parallel verlaufenden Rillen und Gräben, aber auch Gesteinsbrocken und Felsblöcke befinden. Der größte dieser Felsblöcke - der in der "Imhotep-Region" gelegene Felsen "Cheops" - verfügt dabei über eine Ausdehnung von bis zu 45 Metern (Raumfahrer.net berichtete).

Aber auch in anderen Regionen der Kometenoberfläche stießen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bei der Auswertung der Aufnahmen der OSIRIS-Kamera - der vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Hauptkamera an Bord der Raumsonde - auf relativ große und zugleich ungewöhnliche Felsblöcke.

Eine außergewöhnliche Felsformation wurde so zum Beispiel in der Region "Aker" entdeckt. In einer Gruppe von drei größeren Felsen sticht dort der größte dieser Felsblöcke nicht nur wegen seines Durchmessers von etwa 30 Metern besonders hervor. Unter günstigen Beleuchtungsverhältnissen zeigt sich, dass dieser Felsen offenbar nur über eine kleine Auflagefläche verfügt und sozusagen am Rand einer unmittelbar benachbarten Vertiefung ’balanciert’. Die entsprechenden, hier gezeigten Aufnahmen wurden ebenfalls bereits im September 2014 aus einer Entfernung von 29 Kilometern zur Kometenoberfläche angefertigt, aber schließlich erst am gestrigen Tag veröffentlicht.

Wackelsteine auf der Erde

Derartige geologische Formationen kommen auch auf der Erde vor. Diese zum Teil riesigen Gesteinsbrocken berühren den Untergrund nur mit einem vergleichsweise winzigen Teil ihrer Oberfläche und erwecken so den Eindruck, als könnten sie jeden Moment umkippen oder einen Abhang herunter rollen. Einige dieser Felsen lassen sich in der Tat bereits mit einem minimalen Kraftaufwand bewegen und werden deshalb auch als Wackelsteine bezeichnet. In Deutschland finden sich diese zum Beispiel im Bayrischen Wald oder im Fichtelgebirge. Imposante ’nicht-wackelnde’ Beispiele sind dagegen unter anderem aus Australien oder dem Südwesten der USA bekannt. Oftmals wurden diese Felsbrocken im Rahmen eines glazialen Transports während der Eiszeiten von Gletschern zu ihren heutigen Standorten verfrachtet. In anderen Fällen haben Wind und Wasser weicheres Gestein in der Umgebung abgetragen und dabei die irdischen Wackelsteine freigelegt.

Wie entstand der Wackelstein auf 67P?

Auf dem Kometen 67P gibt es jedoch weder eine Atmosphäre noch flüssiges Wasser, welches die Oberfläche erodieren lassen könnte. Und auch ein glazialer Transport durch Eisgletscher kann ausgeschlossen werden. Entsprechende Entstehungsmechanismen scheiden für die Entstehung des ’Wackelsteins’ auf der Oberfläche des Kometen 67P somit aus.

"Wie der mögliche Wackelstein auf dem Kometen entstanden ist, lässt sich noch nicht sagen", so Dr. Holger Sierks vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des OSIRIS-Kamerateams. Es sei jedoch denkbar, so Dr. Sieks weiter, dass auch auf dem Kometen 67P gewisse Transportprozesse eine Rolle bei der Verfrachtung von Gesteinsblöcken spielen können.

Kometen bewegen sich auf stark elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle’ bezeichneten Objekte dabei fernab des Zentralgestirns unseres Sonnensystems als kalte, nahezu unveränderliche Brocken aus Eis, Staub und gefrorenen Gasen. Erst wenn sich ein Komet auf seiner langgezogenen Umlaufbahn der Sonne bis auf eine Entfernung von etwa fünf Astronomischen Einheiten - dies entspricht in etwa einer Distanz von 750 Millionen Kilometern - nähert, setzt eine zunächst langsam ablaufende ’Verwandlung’ ein.

Aufgrund der jetzt immer weiter steigenden Temperaturen auf der Kometenoberfläche sublimieren die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns - in erster Linie handelt es sich dabei um gefrorenes Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak - und entweichen mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staubpartikeln mit sich, was zu einer Umgestaltung der Kometenoberfläche führt. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch ein Schweif, welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Bei jeder erneuten Annäherung an die Sonne verliert der Komet 67P somit aufgrund der dabei zunehmenden kometaren Aktivität einen Teil seiner Oberfläche. Bedingt durch diese Abtragung von Oberflächenmaterial ist es möglich, dass kompaktere Bestandteile der Oberfläche - wie etwa ’solide’ Felsblöcke - ihre ursprüngliche Basis fast vollständig verlieren und sich in der Gegenwart als ’Wackelsteine’ präsentieren. Durch eine Fortsetzung dieses erosiven Prozesses können diese Felsen auch endgültig ihren Halt verlieren, Abhänge herunter rutschen und so schließlich an einen neuen Standort gelangen. Derartige Vorgänge könnten auch verschiedenen ’Rutschspuren’ von Felsen auf der Oberfläche von 67P erklären.

Komplizierte Interpretation der OSIRIS-Aufnahmen

"Schon in früheren Aufnahmen war uns diese Formation aufgefallen", so Sebastien Besse von der ESA - der Mitarbeiter des OSIRIS-Teams, welcher den Wackelstein entdeckt hat. "Die Brocken schienen sich jedoch zunächst nicht grundlegend von anderen zu unterscheiden." An vielen Stellen auf der Oberfläche von 67P finden sich vereinzelte, zum Teil sehr große Brocken. Andere Regionen der Kometenoberfläche erinnern sogar an Geröllhalden und sind von Felsblöcken geradezu übersät. In einer bestimmten Region wurden zum Beispiel auf einer Fläche von etwa einem Quadratkilometer mehr als 300 Felsblöcke gezählt, welche über einen Durchmesser von teilweise deutlich mehr als drei Metern verfügen.

"Aufnahmen von der Oberfläche des Kometen richtig zu interpretieren, ist eine schwierige Aufgabe", so Dr. Sierks. Je nach dem Beobachtungsstandort der Raumsonde zum Zeitpunkt der Aufnahme, den dadurch vorgegebenen Beleuchtungsverhältnissen und der Auflösung können sehr unterschiedliche und zum Teil auch irreführende Eindrücke entstehen. So erwecken die Aufnahmen der ’Wackelstein-Formation’ vom 16. August 2014, welche aus einer größeren Entfernung von 105 Kilometern entstanden, den Anschein, als rage der mittlere Brocken säulenartig von der Oberfläche empor. Weitere Aufnahmen vom 19. September 2014 vermitteln dagegen einen anderen Eindruck.

Die Mitarbeiter des OSIRIS-Kamerateams wollen den ’Wackelstein-Kandidaten’ deshalb auf jeden Fall auch weiterhin genau beobachten. Dabei müssen sich die Kometenforscher jedoch bis auf weiteres mit Abbildungen zufrieden geben, welche aus deutlich größeren Entfernungen angefertigt werden müssen (Raumfahrer.net berichtete). Weitere Aufnahmen dieses Felsblocks könnten trotzdem Aufschluss über dessen wahres Wesen und möglicherweise auch über seine Entstehung liefern.

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


» Kommerzieller Crewtransport- Sicherheit geht vor
22.05.2015 - Die privaten Raumfahrtunternehmen Boeing und SpaceX versuchen, bei der Entwicklung ihrer kommerziellen Raumschiffe besonders auf die Sicherheit der Astronauten zu achten.
Wenn 2017 Astronauten an Bord der kommerziellen Raumschiffe von den privaten Unternehmen SpaceX und Boeing zur Internationalen Raumstation ISS starten, tun sie das nicht nur auf einer Trägerrakete vom Typ Falcon 9 oder Atlas V. Sie sitzen auch mehr oder weniger auf mehreren hundert Tonnen Kerosin, Wasserstoff und Sauerstoff, den Treibstoffen der Raketen. Nicht auszudenken, was bei einer Explosion geschehen würde. Deshalb verfügt sowohl das Raumschiff von SpaceX – der Dragon 2- als auch der CST-100 (Crew Space Transport 100) von Boeing über ein Rettungssystem, welches die Raumkapsel mitsamt der Astronauten bei einem Notfall in sichere Entfernung befördert. Anders als die Rettungssysteme des Apollo- oder des Orion-Raumschiffs, bei denen eine Rakete über der Kapsel das Raumschiff „wegzieht“, ist bei den kommerziellen Raumfahrzeugen das Rettungssystem in dem Raumschiff integriert und „schiebt“ das Raumschiff von unten weg. Es ist klar, dass man eine solche kritische Komponente nicht unerprobt in den bemannten Einsatz schicken will. Deshalb versuchen nun sowohl Boeing als auch SpaceX, ihre Rettungssysteme zuvor zu testen.

Das System von SpaceX ist -wie fast alle Entwicklungen des kalifornischen Start-Ups- sehr innovativ. Acht Raketentriebwerke sind jeweils paarweise an der Seite ihrer Dragon-2 Kapsel angebracht. Die Triebwerke vom Typ SuperDraco arbeiten mit druckgefördertem, diergolischem Treibstoff und können jeweils bis zu 80 kN Schub erzeugen. Die Brennkammern des Triebwerks werden 3D-gedruckt. An dem Trunk, dem nicht unter Druck stehenden Frachtbehälter unterhalb der Raumkapsel, sind vier Finnen angebracht, die das Raumschiff während des Startabbruchs aerodynamisch kontrollieren. Der Clou dieses Systems liegt zum Einen darin, dass das Rettungssystems während des gesamten Fluges einsetzbar ist, es existiert keine Lücke, in der sich die Besatzung nicht in Sicherheit bringen kann. Zum Anderen ist das Rettungssystem -wie bei allen bisherigen Systemen- keine tote Masse, die einfach in der Erdatmosphäre verglüht, wenn sie nicht benötigt wird. Wird das System nicht benötigt, kann der Dragon auf dem Abgasstrahl der Triebwerke nach der Mission sanft auf der Erde landen.

Um dieses System vor dem Flugeinsatz zu testen, plante SpaceX, einen sogenannten Pad-Abort Test durchzuführen. Dabei sollte eine Testversion des Dragon 2 am Boden das Rettungssystem auslösen und dann einen Startabbruch simulieren. Vorher wurden bereits unzählige Testzündungen der SuperDracos durchgeführt. Um den Flug aufzuzeichnen und Daten zu sammeln, befanden sich im Inneren der Kapsel 270 Sensoren und ein Dummy. Um die Masse der restlichen Ausrüstung zu simulieren, befanden sich des Weiteren Gewichte an Bord. Nachdem sich dieser Test mehrmals verschoben hatte (ursprünglich war er für August 2014 geplant), wurde der Dragon 2 Anfang Mai auf einem Gerüst zu dem Startplatz SLC-40 in Cape Canaveral transportiert. Am 5. Mai fand dann die Generalprobe für den Test statt: Für kurze Zeit wurden am Boden alle acht SuperDracos gezündet, der Dragon 2 wurde jedoch noch am Boden festgehalten. Eine solches „static fire“ ist eine übliche Vorgehensweise bei SpaceX, bei der das Antriebssystem vor dem Flug getestet werden kann.

Dann, am 6. Mai, war der große Tag gekommen. Um 15:00 mitteleuropäischer Zeit hob der Dragon 2 ab. Obwohl die acht SuperDracos gerade einmal sechs Sekunden lang zündeten, hätte das Raumschiff wohl jeden Supersportwagen beim Ampelduell nassgemacht: Nach 1,2 Sekunden war der Dragon bereits über 160 km/h schnell, seine Höchstgeschwindigkeit betrug über 550 km/h. Nach einer halben Sekunde senkrechten Fluges wurden die Triebwerke so gedrosselt, dass das Raumfahrzeug jetzt dem Atlantik entgegenflog. Als wenig später der gesamte Treibstoff verbraucht war, flog der Dragon antriebslos weiter zum höchsten Punkt der Flugbahn, wobei er passiv von den Finnen des Trunks aerodynamisch kontrolliert wurde. Dann wurde der Trunk abgetrennt und zwei Bremsfallschirme wurden entfaltet, die eine korrekte Ausrichtung der Kapsel gewährleisteten, um die drei größeren Hauptfallschirme zu entfalten. Diese bremsten das Raumschiff ab, damit es sanft im Ozean landen konnte, wo es geborgen und an Land gebracht wurde. Wegen Seitenwinden, die hart an der Grenze waren, betrug die zurückgelegte Entfernung statt den geplanten 2.105 nur 1.202 Meter. Da bei einem der SuperDracos die Treibstoffmischung nicht korrekt war, „rülpste“ es kurz, die erreichte Höhe lag mit 1187 Metern etwa 300 Meter unter den Erwartungen.

Dennoch war der Test im Großen und Ganzen erfolgreich, wären Menschen an Bord gewesen, hätten sie den Flug wohl problemlos überstanden. Als nächster Schritt in der Entwicklung des Dragon 2 war ursprünglich ein sogenannter In-Flight Abort vorgesehen. Bei diesem Testflug soll das Raumschiff des Pad Abort-Tests erneut verwendet werden und auf einer Erststufe der Falcon 9 angebracht werden. Nachdem diese Trägerrakete auf ihrem Flug den Punkt, bei dem der höchste aerodynamische Druck auf das Raumschiff wirkt, überschritten hat, soll erneut das Rettungssystem des Dragon ausgelöst werden. Ursprünglich sollte dieser Test im September 2015 auf dem SpaceX-Startplatz in Vandenberg, Kalifornien, stattfinden. Nun wird aber offenbar darüber nachgedacht, zugunsten eines ersten unbemannten, orbitalen Testflugs (bisher geplant für Ende 2016) den In-Flight Abort auf Anfang 2017 zu verschieben. Der bemannte Erstflug von Dragon 2 ist momentan für April 2017 geplant, der etwa 14 Tage dauern und zur ISS führen soll.

Auch Boeing macht Fortschritte in der Entwicklung ihres CST-100 (Crew Space Transport 100). Neben dem Bau eines Zugangsturms am Startplatz, durch den die Astronauten in das Raumschiff an der Spitze der Atlas V-Trägerrakete einsteigen können, wird auch bei dem CST-100 großen Wert auf die Sicherheit der Astronauten gelegt. Dieses Raumschiff wird ebenfalls über ein Pusher-Rettungssystem verfügen, das sich jedoch anders als bei SpaceX nicht in der Raumkapsel, sondern dem zylindrischen Servicemodul unterhalb dieser befindet. Das Rettungssystem besteht aus vier RS-88 Triebwerken, die ursprünglich in den frühen 2000ern für das OSP-Programm (Orbital Space Plane) entwickelt wurden. Für den Einsatz im CST-100 wurden sie modifiziert, beim Treibstoff wurde von flüssigem Sauerstoff und Alkohol auf eine diergolische Mischung gewechselt und bei der Kühlung der Düse von ablativ (Material nimmt Hitze auf und führt sie durch Schmelzen ab) auf eine Filmkühlung (Treibstoffilm über der Düse kühlt sie). Auch diese Triebwerke hat der Hersteller Aerojet Rocketdyne intensiv am Boden getestet. Genauso wie bei dem Dragon sind ist das Rettungssystem keine tote Masse: Sollte bei dem Flug ins All alles problemlos verlaufen und das Rettungssystem nicht benötigt werden, kann mit ihm der Deorbit-Burn ausgeführt werden, mit dem das Raumschiff seine Umlaufbahn senkt, um für die Landung wieder in die Erdatmosphäre eintreten zu können.

Um dieses System zu testen, plant Boeing, ebenfalls einen Pad-Abort Test durchzuführen. Obwohl bis zu ihm noch etwas Zeit vergehen wird (er ist momentan für Februar 2017 geplant), wird auch er schon vorbereitet. Hier zeigt sich auch ein Unterschied in der Unternehmensphilosophie: Während SpaceX (fast) alles selbst baut, testet und startet, arbeitet Boeing mit zahlreichen Zulieferern und NASA-Zentren zusammen. Im Langley Research Center der NASA in Virginia führt Boeing etwa Tests eines ungefähr 60 cm großen Modells des CST-100s im Windtunnel durch, bei denen ein Startabbruch simuliert wird. Auch finden hier Wasserungstests eines Mockups der Kapsel statt. Gewöhnlicherweise landet der CST-100 nach der Mission mithilfe von Fallschirmen und Airbags an Land, bei einem Startabbruch oder anderen Notfällen ist jedoch eine Landung im Ozean erforderlich. Um dieses Szenario zu erproben, wird eine Testversion der Raumkapsel in ein großes Schwimmbecken des Zentrums geworfen. Daneben werden die Triebwerke weiterhin in White Sands getestet. Für weitere Tests soll ein Servicemodul gebaut werden, das am Boden testgezündet werden soll, um einen Startabbruch zu simulieren.

Nach dem Pad Abort-Test wird Boeing im April 2017 einen ersten unbemannten, orbitalen Testflug des CST-100s durchführen. Dieser wird 30 Tage dauern und zur ISS führen. Im Juli folgt eine zweite Mission, die nur 14 Tage dauern wird. Hier werden zwei Astronauten an Bord sein, einen von ihnen stellt Boeing, den anderen die NASA. Wer die Glücklichen sein werden, wird Boeing diesen Sommer bekanntgeben. Später werden auch die Raumanzüge vorgestellt, die sie tragen werden. Sie werden momentan von der Firma David Clark entwickelt.

Nicht nur bei den Transportfahrzeugen, sondern auch bei ihrem Ziel laufen die Vorbereitungen auf Hochtouren: Der Internationalen Raumstation ISS. Neben der Umsetzung eines Lagermoduls, die am 28. Mai mit dem Roboterarm geschehen soll, wird auch ein neuer Adapter an der Station installiert werden. Dieser trägt den Namen IDA-1 und wird es den kommerziellen Raumschiffen ermöglichen, an dem Harmony-Modul der Station anzudocken. Der Adapter soll bei der nächsten Versorgungsmission von SpaceX geliefert werden: CRS-7 (Commercial Resupply Service 7), momentan geplant für den 26. Juni, bei der auch wieder eine Landung der Erststufe auf einer Seeplattform angestrebt wird. Am 21. Mai wurde die vorherige Mission beendet, indem der Dragon-Raumfrachter von der ISS abgekoppelt wurde und mit über 1.500 kg Fracht wieder auf der Erde gelandet ist. IDA-1 wird in dem nicht unter Druck stehenden zylindrischen Trunk des unbemannten Dragon-Raumfrachters transportiert und später dann bei einem Außeneinsatz installiert werden. Ein zweiter derartiger Adapter soll Ende 2015 an der ISS ankommen.

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


» Express-AM 6: Nach Schwierigkeiten jetzt in Betrieb
26.04.2015 - Der russische Kommunikationssatellit Express-AM 6 hat nach Angaben seines Herstellers vom 23. April 2015 bei 53 Grad Ost im Geostationären Orbit den Regelbetrieb aufgenommen und befindet sich im Einsatz jetzt unter der Kontrolle des staatlichen russischen Kommunikationssatellitenbetreibers Russian Satellite Communications Company (RSCC).
Express-AM 6 war am 21. Oktober 2014 auf einer von Chrunitschew gebauten Proton-M- Rakete und einer Oberstufe von Typ Breeze-M des gleichen Erzeugers von Baikonur aus in den Weltraum transportiert worden. Mit Datum vom 22. Oktober 2014 meldete der Satellitenhersteller eine erfolgreiche Separation des Erdtrabanten von der Raketenoberstufe, das nominale Entfalten der dafür vorgesehenen mechanischen Systeme (Antennen, Solarzellenausleger) und die ordnungsgemäße Ausrichtung des dreiachsstabilisierten Satelliten zur Sonne.

Das von Reschetnjow Informational Satellite Systems mit Sitz in Schelesnogorsk nordöstlich von Krasnojarsk auf Basis des Satellitenbus Express-2000 gebaute Raumfahrzeug mit einer Masse von 3.358 Kilogramm war jedoch nicht auf der ursprünglich vorgesehenen Bahn ausgesetzt worden. Es ist davon auszugehen, dass die letzte Breeze-M-Brennphase vor dem Aussetzen zu kurz geriet. Am 22. Oktober 2014 ging Reschentnjow darauf jedoch nicht ein. Mitgeteilt wurde, dass Express-AM 6 Anfang 2015 die vorgesehen Position im Geostationären Orbit erreichen werde.

Reschentnjow berichtete anschließend erst am 11. März 2015 anlässlich der Aufnahme des üblichen Testprogramms für die Kommunikationsnutzlast, dass der Satellit nach dem Start wegen einer Fehlfunktion der Trägerrakete in einem nutzlosen Orbit mit vom Soll abweichender Flughöhe, Exzentrizität und Neigung geraten war.

Geplant war eine 33.799 × 37.787 km Bahn mit einer Restinklinaktion von 0,18 Grad und einer Periode von 1.436,07 Minuten. Die Inklination, also die Neigung der Bahn gegen den Erdäquator, betrug nach dem Aussetzen jedoch rund 0,65 Grad. Die Periode, also die Zeit, die für einen Erdumlauf benötigt wird, lag bei rund 1.373 Minuten. Daten der US-amerikanischen Weltraumüberwachung sprechen für eine erreichte 31.307 x 37.784 km Bahn.

Die Postion von 50,45 Grad Ost im Geostationären Orbit auf annähernd kreisförmiger Bahn, die Express-AM6 im März 2015 inne hatte, war schließlich unter Zuhilfenahme des elektrischen Antriebssystems an Bord des Satelliten erreicht worden. Seit der ersten Dezemberhälfte 2014 ist der Satellit mit einer Periode von rund 24 Stunden unterwegs, die Bahn war im Dezember aber noch inkliniert und elliptisch.

Die elektrischen, Xenon-Gas ausstoßenden Triebwerke des Typs SPT-100 bzw. SPD-100 vom russischen Konstruktionsbüro Fackel bzw. Fakel aus Kaliningrad ermöglichten es, den Orbit des Satelliten, der sich zu Beginn eben auch durch die rund eine Stunde zu kurze Umlaufzeit auszeichnete, in eine geosnychrone, also an die Erdrotation angepasste 24-Stunden-Bahn, zu verwandeln, und darüber hinaus dem Satelliten, eine annähernd fixe Postion über dem Erdäquator, also eine geostationäre Position, einzunehmen.

Im Betrieb bei 53 Grad Ost soll Express-AM 6 den dort bisher eingesetzten Express-AM 22 ablösen. Letzteren will man nach einer entsprechenden Drift bei 80 Grad Ost im Geostationären Orbit weiterbetreiben. Der Satellit befindet sich allerdings bereits seit dem 28. Dezember 2003 im All und sieht dem Erreichen seiner Auslegungsbetriebsdauer von 12 Jahren entgegen.

Die Aufgaben von Express-AM 6 sind die Ausstrahlung von Radio- und Fernsehprogrammen, die Breitstellung von schnellen Datenverbindungen und breitbandigen Zugriffsmöglichkeiten auf Informationsdienste, und die Unterstützung von Telefon- und Mobilfunkverbindungen. Adressiert werden dabei Nutzer im europäischen Teil Russlands, im Ural und im Westen Sibiriens. Im Rahmen internationaler Projekte will man über den Satelliten außerdem Nutzer in Afrika, Europa und dem Mittleren Osten erreichen.

Express-AM 6 besitzt 72 Transponder und 11 Antennen für das C-, Ka-, Ku- und L-Band. Nach Angaben von MacDonald, Dettwiler and Associates Ltd. (MDA) aus Kanada, beteiligt an der Ausstattung der Kommunikationsnutzlast mit Repeatermodul und Antennensystem, besitzt der Satellit 14 Transponder für das C-Band, 44 Transponder für das Ku-Band, 12 Transponder für das Ka-Band und zwei für das L-Band. Drei ausklappbare Antennenreflektoren sind von den Ka-Band-Transpondern ansteuerbar, zwei richtbare Antennen(reflektoren) sind von den Ku-Band-Transpondern nutzbar.

Geplante 15 Jahre soll sich Express-AM 6 nutzbringend einsetzen lassen. Eine Reduzierung der geplanten Einsatzdauer wurde trotz des vorher nicht vorauszusehenden Verbrauchs von Arbeitsgas für das elektrische Antriebssystem bisher nicht kommuniziert. Ein gegenüber dem Vorgängersatelliten Express-AM 5 leichterer Tank ermöglichte es nach Angaben des Journalisten Anatoly Zak, statt 284 Kilogramm wie bei Express-AM 5 316 Kilogramm Xenon mit-zuführen.

Express-AM 6 alias Ekspress AM6 und EAM6 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.277 und als COSPAR-Objekt 2014-064A.

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(Autor: Thomas Weyrauch - Quelle: Chrunitschew, Intersputnik, MDA, Reschetnjow, Roskosmos, RSCC, Russianspaceweb)


» Orion: Ein besserer Hitzeschild
27.04.2015 - Die US-amerikanische Raumfahrtbehörde NASA arbeitet daran, den Hitzeschild ihres neuen Raumschiffs Orion zu verbessern.
Wenn Orion, das neue Raumschiff der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA, nach seiner Mission jenseits des Erdorbits wieder in die Atmosphäre der Erde eintritt, wird sich die Raumkapsel aufgrund der Reibung äußerst stark erhitzen. Temperaturen bis zu 2.400 °C werden auf das Crewmodul einwirken. Zum Glück verfügt die Kapsel über einen Schutz: Das Raumschiff verfügt an der Unterseite über einen diskusförmigen Hitzeschild, mit dem voran sie in die Erdatmosphäre eintritt. Die Oberfläche dieses Hitzeschilds besteht aus einem ablativen Material namens AVCOAT, das in mehrere Tausend Löcher auf der Oberfläche des Hitzeschildes gefüllt wird. Bei dem Wiedereintritt schmilzt das Material teilweise und transportiert so durch die Strömung die Hitze von dem Hitzeschild weg, wodurch die Kapsel gekühlt wird.

Ein solcher Hitzeschild kam auch bei Orions Erstflug erfolgreich zum Einsatz, EFT-1 (Exploration Flight Test 1) im Dezember 2014. Erfolgreich beschützte er die Raumkapsel vor den extremen Temperaturen von über 2.200 °C während des Wiedereintritts nach zwei Erdumrundungen. Inzwischen ist Orion wieder „zu Hause“ angekommen, nämlich im Kennedy Space Center in Florida. Dort wird das Raumschiff gründlich inspiziert, diese Untersuchungen sind inzwischen fast vollständig abgeschlossen. Am 13. Februar wurde die Kapsel in der Launch Abort System Facility (LASF) mithilfe eines speziellen Krans hochgehoben, um den Hitzeschild zu entfernen. Dieser wurde dann auf den Anhänger eines Lastwagens verfrachtet, um ihn für weitere Inspektionen zu dem Marshall Space Flight Center (MSFC) in Alabama zu transportieren. Dort kam der Hitzeschild am 9. März an.

Als nächstes wurde er ausgeladen und auf einer großen Halterung befestigt, damit Ingenieure Proben des AVCOAT-Materials entnehmen konnten. Durch diese Proben kann die Dicke der einzelnen Schichten bestimmt werden, wodurch die NASA das Verhalten des Hitzeschilds besser verstehen kann. Als nächstes wird die verbleibende AVCOAT-Schicht mit der 7-Achsen CNC-Fräse des Marshall Space Flight Centers „wegrasiert“. Auch werden Sensoren entfernt, die als nächstes zu dem Ames Research Center zurückgebracht werden sollen, genauso wie die herausgefrästen Proben des Hitzeschilds. Im Juni wird der Hitzeschild zum Langley Research Center in Virginia befördert, wo er an einer Testversion der Orion-Kapsel angebracht werden soll. Mit dieser Kapsel sollen 2016 Wasserungstests in dem Wasserbecken auf dem Gelände des Zentrums stattfinden. Der ursprüngliche Hitzeschild dieses Testartikels wurde vor Kurzem an Bord eines Super Guppy-Frachtflugzeuges wieder zurück zum Hersteller Lockheed Martin in Denver geschickt. Die Orion-Kapsel, die bei EFT-1 zum Einsatz kam, soll nach Abschluss aller Untersuchungen den Bodenanlagen des Kennedy Space Centers übergeben werden. Die Kapsel wird dann für einen Testflug des turmförmigen Startabbruchsystems 2019 erneut eingesetzt.

Der größte Teil des Hitzeschilds von Orion wird -wie beschrieben- mit AVCOAT-Material bedeckt sein. Es existieren weiterhin jedoch noch sechs scheibenförmige Kompressionspads auf der Oberseite, deren Konsistenz eine andere ist: Sie bestehen aus einem Material namens zweidimensionaler Kohlenfaserphenol. Sie beschützen Orion nicht nur vor der Hitze während des Wiedereintritts in die Erdatmosphäre, sondern verbinden auch die Kapsel mit dem Servicemodul und müssen daher den enormen Kräften während des Starts und der Abtrennung der Kapsel standhalten. Für Orions nächsten Flug haben die Ingenieure des Ames Research Center jedoch ein neues Material als Ersatz entwickelt: Dieser wird als dreidimensionaler Multi-Functional Ablative Thermal Protection (3D-MAT) bezeichnet. Der Unterschied liegt darin, dass nun Schnüre aus Quarz dreidimensional gewoben werden. Das bedeutet, dass die Schnüre nicht mehr nur der Länge und Breite nach, sondern auch senkrecht gewoben werden.

Die Entwicklung dieses Materials begann vor drei Jahren. Der Grund für diese Entscheidung lag darin, dass Orions Hitzeschild bei der nächsten Mission wesentlich höheren Temperaturen widerstehen muss, die jenseits der Grenzen von dem bisherigen zweidimensionalen Kohlenfaserphenol liegen. Deshalb wurden Proben verschiedener Materialien in dem Ames Research Center hohen Temperaturen ausgesetzt. Während diesen Tests zeigte sich, dass 3D-MAT sich wesentlich besser verhält als das bisherige zweidimensionale Material, das unter den selben Bedingungen brach. Nach drei Jahren der Entwicklung werden nun die Ergebnisse dem Orion-Programm übergeben. Die Fertigung des neuen Materials ist aufwändig: 5.000 Fäden, jeder einzeln kontrolliert, werden zu einem etwa 7,5 Zentimeter dicken, 60 cm breiten, 50-lagigen Block verwoben. Mit einem Spezialkleber werden kleinste Lücken zwischen den Lagen und den einzelnen Fäden verschlossen.

Die Daten, die während EFT-1 gesammelt wurden, sollen auch in das Critical Design Review des Raumschiffs im Sommer einfließen, eine rigorose Designprüfung, bei der das endgültige Design von Orion festgelegt wird. Im Mai soll dann in der Michoud Assembly Facility, einer gewaltigen Fabrikationshalle nahe New Orleans, die Fertigung der nächsten Orion-Kapsel beginnen, im April die Montage des turmförmigen Startabbruchsystems für diesen Flug. Ebenfalls soll dieses Jahr eine Testversion des europäischen Servicemoduls strukturell getestet werden.

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

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

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



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Mars Aktuell: Mars Express - Eine Kraterlandschaft im Arabia Terra von Redaktion



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» Mars Express - Eine Kraterlandschaft im Arabia Terra
26.04.2015 - Vor wenigen Tagen veröffentlichte Aufnahmen der Raumsonde Mars Express zeigen erneut die geologische Vielfalt unseres Nachbarplaneten, welche sich besonders eindrucksvoll in den Kraterlandschaften der Hochlandregion Arabia Terra wiederspiegelt.
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert dieser Marsorbiter den an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ’Geschichte des Wassers’ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ’Leben auf dem Mars’ möglich war. Die Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

In der Gegenwart sind es in erster Linie durch den dort einwirkenden Wind verursachte Prozesse wie ein erfolgender aeolischer Transport, welche die auf dem Mars befindlichen Geländestrukturen aufgrund der dabei mitgeführten Sand- und Staubpartikel erodieren lassen und dabei im Laufe der Zeit umgestalten. In der Frühzeit der geologischen Entwicklung des Mars - so zeigten bereits eine Vielzahl von Untersuchungen unseres Nachbarplaneten - trug dazu jedoch vor mehr als drei Milliarden Jahren auch das damals über die Marsoberfläche fließende Wasser bei.

Diese einstmals erfolgte ’Wassererosion’ spiegelt sich auch in den Aufnahmen wieder, welche die High Resolution Stereo Camera (kurz "HRSC") - die Hauptkamera an Bord des Marsorbiters Mars Express - am 25. Oktober 2014 während des Mars-Orbits Nummer 13.728 bei einem Überflug der Mars-Region Arabia Terra anfertigen konnte. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 20 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 25 Grad nördlicher Breite und 349 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Arabia Terra

Das bei diesem Überflug abgebildete Gebiet befindet sich etwa 250 Kilometer östlich der Region Mawrth Vallis - einem ausgedehnten Ausflusstal auf der Marsoberfläche, bei dem in den vergangenen Jahren unter anderem von dem OMEGA-Spektrometer der Raumsonde Mars Express verschiedene Tonminerale nachgewiesen werden konnten und das deshalb ursprünglich als Operationsgebiet für den mittlerweile seit dem August 2012 auf dem Mars aktiven Rover Curiosity vorgeschlagen wurde. Derartige Tonminerale sind ein typisches Produkt der Verwitterung von basaltischen Vulkangesteinen unter der Einwirkung von Wasser mit einem nahezu neutralen pH-Wert. Auch in der weiteren Umgebung finden sich Ablagerungen von Tonmineralen, weshalb dieses Gebiet in Fachkreisen nach wie vor als eine bevorzugte Landeregion für zukünftige Rover-Missionen gilt.

Das Arabia Terra, zu deutsch das "Arabische Land", ist ein Teil der Hochlandregion unseres Nachbarplaneten und stellt eine Übergangsregion zu den nördlichen Tiefebenen des Mars dar. Es befindet sich nördlich des Marsäquators und verfügt in Ost-West-Richtung über eine Ausdehnung von etwa 4.500 Kilometern. Die gesamte Region ist mit steil abfallenden Hügeln, Tälern und einer Vielzahl von Impaktkratern übersät, von denen die größten über Durchmesser von mehr als 200 Kilometern verfügen. Aufgrund der hier gegebenen hohen Kraterdichte und einer tiefgreifenden Erosion wird das Arabia Terra von den auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftlern als eines der geologisch ältesten Gebiete auf dem Mars charakterisiert.

Diese Region des ’alten’ Marshochlands zeigt, dass unser Nachbarplanet über eine sehr bewegten geologische Vergangenheit verfügt. Einstmals wanden sich Flüsse durch diese Landschaft und müssen dabei zum Teil gewaltige Wassermassen nach Norden transportiert haben. Impaktkrater wurden von Sedimenten verfüllt und ihre Kraterränder und Ejektadecken wurden im Laufe der Zeit durch die Kraft des Wassers und des anhaltenden Windes abgetragen. Anhand dieser Strukturen können die Geologen und Planetologen sehr anschaulich viele unterschiedliche Entwicklungen und Veränderungen der Marsoberfläche nachvollziehen.

Erodierte Krater

Die kürzlich veröffentlichten Aufnahmen des Arabia Terra zeigen eine Ansammlung gleich mehrerer Krater verschiedenen Alters und unterschiedlicher Verwitterungsstadien. Ein verhältnismäßig großer und rund 70 Kilometer durchmessender Impaktkrater mit einem relativ steil aufragenden Kraterrand dominiert die linke (südliche) Bildhälfte der entsprechenden Nadiraufnahmen. Am Grund dieses Kraters hat sich ein ausgedehntes Feld aus dunklen Sanddünen aufgetürmt. Das Material dieser Dünen resultiert vermutlich aus der langfristig erfolgten Verwitterung vulkanischer Asche und Basaltgesteins und wurde im Laufe der Zeit von dem Wind an seinen derzeitigen Ablagerungsort verfrachtet. Die Lage und Ausrichtung dieser dunklen Sanddünen erlaubt Rückschlüsse auf die einstmals und gegenwärtig dominierenden Windrichtungen in diesem Bereich der Marsoberfläche.

Im oberen rechten Rand dieses Kraters sind zudem drei Strukturen erkennbar, welche sich regelrecht in den Kraterrand einschneiden. Diese entstanden vermutlich durch das Schmelzen von größeren Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war. Der so ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft. Bei diesem Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dabei wird der Abhang ausgehöhlt.

Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, "wandert" die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Das erodierte Material wird dabei durch das fließende Wasser entlang des sich bildenden Talverlaufs abtransportiert. Die Geologen verwenden für diese Form der Erosion den englischen Fachbegriff "sapping valleys". Am unteren Ende des größeren Tals befindet sich in dessen Auslauf eine drei Kilometer mal vier Kilometer abmessende, fächerförmige Ablagerung. Diese nur schwer erkennbare Struktur ist am besten in der farbkodierten topographischen Übersichtskarte zu sehen. Sie erinnert an die Ablagerungen eines Flussdeltas und besteht wahrscheinlich aus dem erodierten Material, welches mit dem Wasser aus den drei Tälern transportiert wurde.

Unmittelbar rechts (nördlich) neben dem großen Impaktkrater befindet sich ein kleinerer und bereits sehr stark verwitterter Krater, dessen Inneres ebenfalls mit Ablagerungen gefüllt ist. Trotzdem sind hier noch einige Überreste des ursprünglichen Kraterrandes zu erkennen. Noch weiter nördlich liegt ein mit etwa 30 Kilometern Durchmesser ähnlich großer Einschlagskrater, welcher ein weiteres dunkles Dünenfeld beherbergt. Dieser Krater ist - im Gegensatz zu seinem ’Nachbarkrater’ - komplett mit Ablagerungen verfüllt, so dass seine Kraterränder mittlerweile fast vollständig verschwunden sind.

Ein Flussbett breiter als der Mississippi

Unterhalb von diesem Krater befindet sich ein Tal, dessen Form eine sehr große Ähnlichkeit mit verzweigten Flussläufen auf unserem Heimatplaneten aufweist. Nach einem Fluss in Kleinasien werden solche sich durch die Landschaft windenden Täler als Mäander bezeichnet. Der Teilbereich dieses Tals, welcher auf diesen Aufnahmen zu erkennen ist, variiert in seiner Breite zwischen 1,5 und vier Kilometern und ist damit in etwa mit dem Mississippi River vergleichbar. Das Flussbett verläuft über eine Strecke von 500 Kilometer in die nördliche Richtung und mündet dort schließlich im Bereich der Cydonia Montes in die zum nördlichen Tiefland des Mars gehörende Tiefebene Acidalia Planitia.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera

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

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

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

Mitarbeiter des DLR, der FU Berlin und der Universität Hannover haben erst kürzlich im Rahmen eines gemeinsamen Projekts aus den Einzelaufnahmen der HRSC-Kamera zusammenhängende Bildmosaike der Marsoberfläche erstellt. Aus den Bilddaten der HRSC wurde dabei eine Karte der Region Arabia Terra berechnet, welche ein etwa 1.800 mal 1.300 Kilometer großes Gebiet mit einer Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern wiedergibt. Weitere Informationen zu diesem Projekt finden Sie hier.

Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen des Arabia Terra finden Sie dagegen auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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


» Marsrover Opportunity - 4.000 Sols ... and counting
26.04.2015 - Die Erfolgsgeschichte des Marsrovers Opportunity setzt sich auch weiter fort. Ursprünglich für eine Missionsdauer von lediglich 90 Tagen ausgelegt hat der Rover jetzt seinen Missionstag Sol 4.000 abgeschlossen.
In den 90er Jahren des vergangenen Jahrhunderts entwarfen die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftler der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA den Plan, eine aus zwei baugleichen Rovern bestehende Robotermission zu unserem äußeren Nachbarplaneten zu entsenden. Das primäre Ziel dieser Mission, so die gestellte Zielsetzung der NASA, sollte die Suche nach Anzeichen für ein früheres Vorhandensein von flüssigem Wasser auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten sein. Insbesondere sollten zu diesem Zweck die Zusammensetzung und Verteilung von Mineralien und Gesteinen in der unmittelbaren Umgebung der Landestellen der beiden Rover untersucht werden.

In Anlehnung an ihre instrumentarische Ausstattung mit verschiedenen Spektrometern und diversen Kamerasystemen sowie einer Mikroskopkamera und einem Gesteinsbohrer zur direkten Untersuchung der Marsoberfläche werden die beiden Rover Spirit, dessen Mission allerdings bereits im Mai 2011 beendet wurde (Raumfahrer.net berichtete), und Opportunity auch als "Robotergeologen" bezeichnet.

Was von der NASA anfangs als eine Mission von lediglich 90 Tagen Dauer geplant war, in denen jeder dieser beiden Rover auf der Marsoberfläche eine Strecke von optimistisch veranschlagten etwa 700 bis bestenfalls 1.000 Metern zurücklegen sollte, entwickelte sich im Laufe der folgenden Jahre zu einer unvergleichlichen Erfolgsgeschichte. Sowohl aus technischer als auch aus wissenschaftlicher Sicht übertrafen die beiden Rover selbst die am höchsten angesetzten Erwartungen bei Weitem.

Trotz einer Vielzahl von zuvor nicht vorhersehbaren komplizierten Situationen und den daraus resultierenden Problemen, welche im Laufe der Jahre immer wieder die Fortsetzung der Opportunity-Mission in Frage stellten, war es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern, Ingenieuren und Rover-Drivern immer wieder möglich, die Funktionalität von Opportunity seit seiner am 25. Januar 2004 erfolgten Landung auf dem Mars aufrecht zu erhalten. Dabei gelang es den an der Mission beteilten Wissenschaftlern auch immer wieder, neue Daten zu sammeln, welche den Kenntnisstand der Menschheit über die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ungemein erweiterten. Eine ausführliche Berichterstattung über die bisherigen Aktivitäten Opportunitys finden Sie auf einer entsprechenden Sonderseite von Raumfahrer.net.

Neben einer Vielzahl an wissenschaftlichen Erkenntnissen - unter anderem auch aufgrund der während dieser Untersuchungen gesammelten Daten gilt es mittlerweile zum Beispiel als gesichert, dass auf der Oberfläche des Mars vor Jahrmilliarden Wasser geflossen ist, welches dabei lange genug auftrat, um die auf der Marsoberfläche befindlichen Gesteine auch chemisch zu verändern - wurde der Rover Opportunity bereits im Juli 2014 zu dem neuen ’Rekordhalter’ für jenseits der Erde zurückgelegte Fahrten und die dabei überbrückten Distanzen (Raumfahrer.net berichtete).

Erst kürzlich stellte dieser Rover anschließend einen weiteren Rekord auf, welcher voraussichtlich wohl noch über Jahrzehnte hinweg Bestand haben wird. Mit einer Fahrt über 46,5 Meter erreichte der ’Kilometerzähler’ von Opportunity nach fast genau elf Jahren und zwei Monaten am 24. März 2015 einen Stand von 42.195 auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegten Metern, was der bei einem Marathonlauf zurückzulegenden Entfernung entspricht (Raumfahrer.net berichtete).

4.000 Sols

Der heutige Tag markiert dann auch in erster Linie keinen neuer Entfernungsrekord sondern steht vielmehr für den Zeitraum, den dieser Rover im aktiven Modus auf der Marsoberfläche verbracht hat. Der Marsrover Opportunity ist seit dem heutigen Tag seit mittlerweile genau 4.000 Sols - wie anfangs erwähnt wurden lediglich 90 Sols erwartet - auf dem Mars aktiv. Und erst vor wenigen Stunden in seinem Kontrollzentrum auf der Erde eingegangene Telemetriedaten zeigen jetzt, dass auch dieser Missionstag erfolgreich absolviert wurde.

Derzeit befindet sich der Marsrover Opportunity nach einer am 23. April 2015 erfolgten Fahrt am südlichen Rand des etwa 30 Meter durchmessenden Kraters "Spirit of St. Louis". Hierbei handelt es sich um einen bereits älteren und dementsprechend stark erodierten Krater, der in den kommenden Tagen eingehender untersucht werden soll. Im Anschluss an diese Analysen soll dann die intensive Erkundung des benachbarten "Marathon Valley" beginnen. Hierbei handelt es sich um ein zwar flaches, dafür aber auch relativ breites Tal, in dessen Inneren in den vergangenen Jahren durch das CRISM-Spektrometer des Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) der NASA erhöhte Konzentrationen von verschiedenen Tonmineralen und Schichtsilikaten registriert wurden, welche sich dort anscheinend auf engen Raum konzentrieren.

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

Weiterhin Probleme mit dem Flash-Speicher

Im Jahr 2014 traten vermehrt Probleme mit dem Flash-Speicher des Bordcomputers von Opportunity auf. Diese Probleme waren letztendlich so gravierend, dass der Rover seit dem Dezember 2014 auf diesen nichtflüchtigen Speicher verzichten musste (Raumfahrer.net berichtete). Dies hatte zur Folge, dass der Rover alle an einem ’Arbeitstag’ gesammelten Daten noch vor dem Einbruch der Marsnacht und dem dann beginnenden ’Schlafmodus’ an sein Kontrollzentrum übermitteln musste. Daten, welche nicht vor dem routinemäßig erfolgenden Wechsel in den nächtlichen Ruhemodus übertragen werden konnten, gingen dagegen beim Neustart des Computersystems am nächsten Tag unwiderruflich verloren.

Als für die Flashspeicher-Probleme verantwortliche Fehlerquelle wurde eine der insgesamt sieben Speicherbänke des Flash-Speichers identifiziert. Am 24. Februar 2015 wurde schließlich eine neue Softwareversion an den Rover überspielt, durch deren Einsatz diese Speicherbank in Zukunft dauerhaft außer Betrieb gesetzt wurde. Die von Opportunity bereits am 20. März an sein Kontrollzentrum am JPL übermittelte Telemetriewerte zeigten, dass die Übertragung des Softwareupgrades und der anschließend am 19. März erfolgte Reboot des Systems erfolgreich verlaufen ist. Seitdem steht dem Rover somit auch wieder der Flash-Speicher zur Verfügung.

Allerdings zeigte sich in den letzten Wochen, dass das Flash-Speicher-Problem entgegen den Hoffungen der beteiligten Mitarbeiter doch nicht gelöst ist, denn auch in den folgenden Wochen kam es mehrfach zu Aussetzern dieses Systems. Im Gegensatz zu früheren vergleichbaren Vorfällen erfolgte dabei jedoch kein kompletter Neustart des Systems. Der Rover konnte sein Programm somit ohne Unterbrechungen fortsetzen und es gingen keine wissenschaftlichen oder telemetrischen Daten verloren. Der Rover, so die Mitarbeiter des JPL, befindet sich nach wie vor in einem guten technischen Zustand.

In den letzten Tagen wurde deshalb die eingehende Untersuchung der Umgebung des Kraters "Spirit of St. Louis" fortgesetzt. Erst vor wenigen Stunden erfolgte dabei eine Umpositionierung des Rovers. Durch eine Fahrt über etwa fünf Meter gelangte ein neuer Oberflächenbereich in den Aktionsbereich der am Roboterarm des Rovers montierten Instrumente, welcher sich im Inneren dieses Kraters befindet.

Bis zum heutigen Tag - dem gerade ablaufenden Sol 4.000 seiner Mission - hat der Marsrover Opportunity 202.829 Aufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre des "Roten Planeten" aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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


» Marsrover Curiosity untersucht ein altes Tal
11.05.2015 - Auf seinem Weg zu dem Berg Aeolis Mons im Inneren des Gale-Kraters hat der Marsrover Curiosity kürzlich seine vorgesehene Route kurz verlassen, um ein mit Sand aufgefülltes Tal zu untersuchen.
Bereits seit dem August 2012 erforscht der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity das Innere des 154 Kilometer durchmessenden Gale-Kraters. Neben den anderen wissenschaftlichen Zielsetzungen, welche die NASA mit dieser ambitionierten Mission verbindet, richtet sich das Interesse der Marsforscher dabei besonders auf die Untersuchung der klimatologischen und geologischen Bedingungen, welche einstmals in dieser Region des Mars vorgeherrscht haben. Ein speziellen Interesse gilt dabei dem im Inneren des Gale-Krater gelegenen Zentralberg "Aeolis Mons". Die Analyse der dort befindlichen geschichtete Ablagerungen, so die Erwartungen der an der Mission beteiligten Wissenschaftler, soll weitere entscheidende Hinweise auf die früheren Umweltbedingungen in dieser Region unseres äußeren Nachbarplaneten liefern.

Nach dem Abschluss seiner Untersuchungen in der Region "Garden City" zu Beginn des Monats April 2015 (Raumfahrer.net berichtete) bewegte sich der Rover Curiosity zunächst durch ein mit dem Namen "Artists Drive" belegtes Tal und näherte sich dabei im Rahmen von mehreren Fahrten dem bis zu 5.500 Meter über den Boden des Gale-Kraters hinausragendenden Zentralberg noch weiter an. Das Ziel dieser Fahrten bildete dabei ein enges, mit dem Namen "Logan Pass" belegtes Tal, welches von den Rover auf seinem weiteren Weg zum Aeolis Mons passiert werden soll. Hierbei kam es jedoch kürzlich zu einer wissenschaftlich bedingten Planänderung.

Ein altes und inzwischen mit Sandablagerungen verfülltes Tal

"Auf den Aufnahmen, die wir auf dem Weg zum Logan Pass angefertigt haben, fiel einigen der an unserer Mission beteiligten Geologen eine Struktur auf, welche als ’incised valley fill’ bezeichnet wird - einem Tal, das einstmals in das Grundgestein ’eingeschnitten’ und anschließend wieder mit Sedimenten aufgefüllt wurde", so Dr. Ashwin Vasavada, der Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. Derartige geologische Formationen treten auf der Erde häufiger auf. Auf dem Mars konnten sie hier dagegen zum ersten Mal beobachtet werden.

Die besagte Struktur - versehen mit dem Namen "Logan’s Run" - befindet sich unmittelbar neben einer mit dem Namen "Mount Shields" belegten Erhebung, welche sich etwas nordwestlich der ursprünglich vorgesehenen Route zum Logan Pass befindet. Ende April entschlossen sich die an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler aufgrund der bisherigen Einzigartigkeit dieser Struktur zu einem kleinen Umweg, welcher den Rover zum Fuß dieses Berges führte.

"Wir wollten herausfinden, durch welche Prozesse sich das Tal in diesem tonhaltigen Grundgestein gebildet hat und wie es später wieder verfüllt wurde", so die Erläuterung von Dr. Vasavada. "Das Füllmaterial sieht aus, als ob es sich dabei um Sand handelt. Wurde dieser Sand durch Winde oder durch Wasser in das Tal transportiert? Wann bildete sich das Tongestein, wann entstand das Tal und wann wurde dieses wieder verfüllt?"

"Es ist faszinierend, eine derartige Struktur jetzt erstmals auf dem Mars zu sehen", so Dr. Vasavada weiter. "Auf der Erde sind ähnliche Strukturen ein Hinweis auf erfolgte Veränderungen. Welche Umweltbedingungen waren dafür verantwortlich, dass sich [auch auf dem Mars] zunächst bestimmte Gesteinsschichten formen konnten, in denen sich anschließend durch [welche?] erosive Prozesse ein Tal bildete, das dann letztendlich mit einem vollkommen anderem Sedimentmaterial wieder aufgefüllt wurde? Dies ist ein faszinierendes Rätsel, welches uns der Mars hier stellt."

Im Rahmen der achttägigen Untersuchung der Region Logan’s Run wurden mehrere der dort befindlichen Gesteinsformationen und Oberflächenabschnitte intensiv mit den Kameras des Rovers abgebildet und zusätzlich mit verschiedenen ’In Situ’-Instrumenten analysiert. Die entsprechenden Arbeiten wurden bereits am 4. Mai beendet und einen Tag später setzte der Rover seine Fahrt in Richtung des Logan Pass fort. Am gestrigen Tag, dem Sol 981 seiner Mission, passierte Curiosity dabei im Rahmen einer Fahrt über etwa 16 Meter ein weiteres kleines, mit dem Namen "Jocko Chute" belegtes Tal. Der Logan Pass befindet sich jetzt somit südwestlich des aktuellen Standortes und sollte bereits in wenigen Tagen erreicht werden. Auch in diesem Bereich des Gale-Kraters sind dann nach dem derzeitigen Planungsstand diverse Untersuchungen vorgesehen, bei denen die zehn wissenschaftlichen Instrumente des Rovers zum Einsatz kommen sollen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 982 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity etwa 10.600 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 238.953 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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



 

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Saturn Aktuell: Raumsonde Cassini: Der Saturnumlauf 216 beginnt von Redaktion



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• Raumsonde Cassini beginnt den Saturnumlauf Nummer 217 «mehr» «online»


» Raumsonde Cassini: Der Saturnumlauf 216 beginnt
25.04.2015 - Am heutigen Abend beginnt für die Raumsonde Cassini der mittlerweile 216. Umlauf um den Planeten Saturn. Den Höhepunkt dieses neuen Orbits bildet ein für den 8. Mai 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug der Raumsonde an dem Saturnmond Titan.
Am 25. April 2015 erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 19:46 MESZ erneut die Apoapsis - den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystem. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 3,16 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 216. Umlauf um den Ringplaneten beginnen. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von lediglich 0,3 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 21 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung "Rev 215" lautet, insgesamt 37 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler. Den Höhepunkt des jetzt beginnenden Saturnumlaufs stellt ein für den 8. Mai 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten dieser derzeit 62 bekannten Monde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.

Das erste Beobachtungsziel: Der E-Ring

Etwa zwei Stunden nach dem Beginn des neuen Umlaufs wird die ISS-Kamera zunächst Teilbereiche des diffusen E-Rings des Saturn abbilden, welcher sich aus Staubpartikeln und Eis zusammensetzt. Gespeist wird dieser Ring in erster Linie durch Material, welches durch die kryovulkanische Aktivität des Saturnmondes Enceladus in das Weltall befördert wird (Raumfahrer.net berichtete). Durch die bei diesen Beobachtungen gegebenen Beleuchtungsverhältnisse lassen sich speziell die in dem Ring enthaltenen Staubteilchen besonders gut untersuchen.

Wetterbeobachtung auf dem Saturn

Die darauf folgende Beobachtungskampagne hat die Atmosphäre des Saturn zum Ziel. Hierbei soll die Weitwinkelkamera des ISS-Instruments den Ringplaneten abbilden und dabei nach markanten Wolkenformationen in dessen Atmosphäre Ausschau halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

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

Der Mond Titan und astrometrische Beobachtungen

Ab dem 2. Mai wird die ISS-Kamera dann vermehrt auf den Titan ausgerichtet sein und diesen aus unterschiedlichen Entfernungen abbilden. Auch hierbei gilt das Interesse der an diesen Beobachtungen beteiligten Wissenschaftler zunächst in erster Linie der Dokumentation des dortigen aktuellen Wettergeschehens.

Zwischenzeitlich sind für den 3., den 4. und den 6. Mai zudem diverse sogenannte ’astrometrische Beobachtungen’ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde geplant. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Parameter von deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Derartige Messungen sind unter anderem dazu dienlich, um den Masseschwerpunkt innerhalb des komplexen Saturnsystems zu ermitteln und fortlaufend zu präzisieren.

Der Titan-Vorbeiflug T-111

Am 8. Mai steht dann der Höhepunkt dieses 216. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 00:50 MESZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,7 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 2.721,5 Kilometern passieren. Die mit diesem mittlerweile 112. Vorbeiflug am Titan - das Manöver trägt die Bezeichnung "T-111" - assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung. Neben dem ISS-Kamerasystem sollen dabei in erster Linie zwei weitere Instrumente von Cassini - das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) und das Visual and Infrared Spectrometer (VIMS) - genutzt werden, um die Oberfläche und die Atmosphäre des Titan zu untersuchen sowie um ein Temperaturprofil der abgebildeten Regionen zu erstellen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird dann auch das VIMS die wissenschaftlichen Beobachtungen dominieren. Das Instrument soll dabei unter anderem verschiedene Oberflächenstrukturen wie die Umgebung der Bereiche Hotei Regio und Xanadu abbilden. In der Region Xanadu konnten während der letzten Jahre diverse ausgedehnte Dünengebiete, Berge, Täler und Flussbetten beobachtet werden, welche wohl zeitweise mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllt sind.

Nach dem Passieren des Titan wird das CIRS-Instrument speziell die südliche Hemisphäre dieses Mondes untersuchen und dabei unter anderem die Verteilung der dort befindlichen Dunstschleier und Aerosole ermitteln. Diese Daten sollen dabei helfen, ein besseres Verständnis für die Mechanismen zu erhalten, welche zur Bildung eines gegenwärtig über dem Titan-Südpol gelegenen Sturmgebietes geführt haben. Des weiteren soll ein Temperaturprofil von der Nachtseite des Titan erstellt werden.

Periapsis

Ebenfalls noch am 9. Mai 2015 wird Cassini schließlich um 20:03 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 216, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 187.910 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren.

Die hierbei geplanten Beobachtungen, bei denen auch erneut das CIRS-Instrument zum Einsatz kommen soll, werden sich auf verschiedene der größeren, inneren Monde des Saturn konzentrieren. Die Monde Dione, Tethys und Enceladus werden sich dabei in größeren Entfernungen von 525.000 Kilometern, 325.000 Kilometern und 360.000 Kilometern zu der Raumsonde befinden. Der deutlich kleinere Mond Polydeuces wird dagegen am 10. Mai um 03:12 MESZ in einer Entfernung von lediglich rund 34.000 Kilometern passiert. Trotzdem wird dieser lediglich etwa drei bis vier Kilometer durchmessende Mond auch auf den am höchsten aufgelösten Aufnahmen der ISS-Kamera, welche aus einer Distanz von 45.000 Kilometern angefertigt werden sollen, lediglich einen Durchmesser von etwa elf Pixeln einnehmen.

Die Monde Kiviuq und Paaliaq

Am 10. Mai wird sich die ISS-Kamera zudem auf einen der kleineren, äußeren Saturnmonde - den Mond Kiviuq - richten. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 22,0 mag handelt es sich bei diesem rund 16 Kilometer durchmessenden und erst im Jahr 2000 entdeckten Mond um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist.

Im Rahmen dieser rund zehn Stunden andauernden Kampagne soll Kiviuq aus einer Entfernung von etwa 9,85 Millionen Kilometern mehrfach mit der ISS-Kamera abgebildet werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen wollen die beteiligten Wissenschaftler die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse noch besser als bisher bestimmen.

Eine vergleichbare Beobachtungskampagne wird am 18. Mai den ebenfalls im Jahr 2000 entdeckten und etwa 22 Kilometer durchmessenden Mond Paaliaq zum Ziel haben. Die bisherige Messungen von Cassini führten zu dem Resultat, dass Paaliaq für eine vollständige Drehung um seine Rotationsachse einen Zeitraum von etwa 18 Stunden und 49 Minuten benötigt.

Weitere Beobachtungen des Saturn

Zwischen diesen beiden Beobachtungskampagnen werden die ISS-Kamera, das CIRS, das VIMS und ein weiteres Instrument - das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS) - mehrfach auf den Saturn gerichtet sein. Neben allgemeinen Atmosphärenuntersuchungen soll hierbei versucht werden, dort eventuell zu diesem Zeitpunkt in der Südpolregion auftretende Polarlichter abzubilden.

Am 19. Mai 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 06:31 MESZ in einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 216. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 217 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Des weiteren werden in Entfernungen von mehreren 10.000 Kilometern verlaufende Vorbeiflüge an den inneren Monden Telesto und Hyperion erfolgen.

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

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


» Raumsonde Cassini beginnt den Saturnumlauf Nummer 217
19.05.2015 - In den Morgenstunden des 19. Mai 2015 beginnt für die Raumsonde Cassini der mittlerweile 217. Umlauf um den Planeten Saturn. Während der kommenden knapp drei Wochen wird sich das Interesse der an dieser Planetenmission beteiligten Forscher unter anderem auf verschiedene Monde des Ringplaneten richten.
Am 19. Mai 2015 erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 06:31 MESZ erneut die Apoapsis - den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystem. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,43 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 217. Umlauf um den Ringplaneten beginnen.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von lediglich 0,3 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 19 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung "Rev 216" lautet, insgesamt 21 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler.

Das erste Beobachtungsziel: Der Saturn

Nur wenige Stunden nach dem Beginn dieses neuen Umlaufs um den Ringplaneten wird die ISS-Kamera auf den Saturn gerichtet sein und in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), im Bereich des dortigen Südpols nach dort eventuell gerade auftretenden Polarlichtern Ausschau halten. Ähnliche Beobachtungen sind für den 23. und den 30. Mai vorgesehen.

Der Mond Titan aus der Ferne

Für den 20. Mai ist eine Beobachtungskampagne des größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, vorgesehen. Aus einer Entfernung von etwa 1,66 Millionen Kilometern soll dabei speziell der östliche Bereich der Region Xanadu abgebildet werden. Bei der Xanadu-Region handelt es sich um ein Gebiet, welches sich über eine Länge von rund 3.400 Kilometern entlang des Äquators erstreckt und das in etwa über die Fläche Australiens verfügt. Diese Region ist von mehreren bis zu 2.000 Meter hohen Bergrücken durchzogen.

Der Titan ist von einer dichten Atmosphäre umgeben, welche im Bereich des sichtbaren Lichts keinen direkten Blick auf dessen Oberfläche zulässt. Die ISS-Kamera wird bei diesen Beobachtungen jedoch mehrere Spezialfilter einsetzen, so dass die an der Mission beteiligten Wissenschaftler mit diesen Aufnahmen trotzdem verschiedene Oberflächenstrukturen wie den vermutlichen Eisvulkan Hotei Arcus oder das 392 Kilometer durchmessende Impaktbassin Menrva abbilden können.

Erneut der Saturn

Ebenfalls noch am 20. Mai wird erneut der Saturn in den Mittelpunkt der Beobachtungen rücken. Neben dem ISS-Kameraexperiment wird dabei auch ein weiteres Instrument, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), zum Einsatz kommen und die Atmosphäre des Planeten im Wellenlängenbereich der fernen und der extremen ultravioletten Strahlung abbilden. Eine zweite derartige Beobachtungskampagne wird am 24. Mai erfolgen.

Zuvor wird jedoch am 22. und 23. Mai neben der ISS-Kamera ein drittes Spektrometer, diesmal handelt es sich um das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), eingesetzt und ebenfalls Daten über die Saturnatmosphäre sammeln. Dabei wird am 22. Mai auch zu beobachten sein, wie der Mond Titan vor der Saturnscheibe vorbei zieht. Am 23. Mai sollen zudem ähnliche Transits der inneren Monde Mimas, Enceladus und Epimetheus beobachtet werden.

Für den 25. Mai ist eine weitere, diesmal 16 Stunden andauernde Saturnbeobachtung durch das ISS-Kameraexperiment angesetzt. Diese Aufnahmen dienen zum einen der Dokumentation des aktuellen Wettergeschehens. Durch die regelmäßig erfolgende Abbildung von markanten Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

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

Außerdem soll mit diesen Beobachtungsdaten der Einfluss untersucht werden, welche die in den oberen Schichten der Saturnatmosphäre auftretenden Dunstschleier auf die in den tiefer gelegenen Schichten befindlichen Wolkenformationen ausüben. Hierzu wird auch eine für den darauffolgenden Tag vorgesehene Kampagne beitragen, in deren Verlauf die ISS-Kamera zusammen mit dem Spektrometer VIMS den Saturn über einen Zeitraum von diesmal 19 Stunden beobachten soll.

Periapsis

Am 28. Mai 2015 wird Cassini schließlich um 16:54 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 217, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 188.590 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um die turbulenten, tiefer gelegenen Schichten der Saturnatmosphäre mit einem weiteren Instrument der Raumsonde, dem Cassini-RADAR im Mikrowellenbereich zu analysieren. Mit den dabei zu gewinnenden Daten sollen ähnliche Messungen ergänzt werden, welche bereits in den Jahren 2005, 2009, 2010 und 2011 erfolgten. Des weiteren wird unmittelbar vor und nach den RADAR-Messungen erneut das VIMS eingesetzt, um ebenfalls die Saturnatmosphäre im Wellenlängenbereich der nahinfraroten Strahlung zu untersuchen.

Nur wenige Minuten vor dem Erreichen der Periapsis wird Cassini zudem um 16:09 MESZ den kleinen, lediglich etwa 32,6 × 23,6 × 20,0 Kilometer abmessenden Mond Telesto in einer Entfernung von 44.722,4 Kilometern passieren und mit der ISS-Kamera verschiedene Aufnahmen anfertigen. Dieser Mond weist eine ausgesprochen helle Oberfläche auf, welche über eine Albedo von 0,994 verfügt.

Auf früheren Aufnahmen der Raumsonde Cassini von diesem Mond sind mehrere Impaktkrater erkennbar. Allgemein ist die Oberfläche jedoch sehr eben und weist nur wenige Spuren älterer Krater auf. Dies deutet auf eine dicke Schicht aus Staub und feinkörnigen Eispartikeln hin, welche möglicherweise von einem andauernden Bombardement durch die Partikel des benachbarten E-Ringes des Saturn herrühren. Zudem weist die Oberfläche keine einheitliche Färbung auf. Der Ursprung der Farbunterschiede ist noch nicht verstanden. Möglicherweise stammen sie jedoch von feinen Unterschieden in der chemischen Zusammensetzung der Oberfläche oder von einer unterschiedlichen Größe der Partikel der Regolithschicht.

Zwei der inneren Monde des Saturn

Am 31. Mai stehen dann zwei weitere der inneren Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Zunächst wird die ISS-Kamera dabei auf den 504 Kilometer durchmessenden Mond Enceladus gerichtet sein und aus einer Entfernung von 1,35 Millionen Kilometern die von der Südpolregion dieses Mondes ausgehenden feinen Jets aus Wasserdampf und Eispartikeln dokumentieren.

Nur wenige Stunden später, um 15:36 MESZ, wird die Raumsonde Cassini die Oberfläche des 360,2 x 266 x 205,4 Kilometer abmessenden Mondes Hyperion mit einer Geschwindigkeit von 4,3 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 34.286,9 Kilometern passieren. Dies ist die dichteste Annäherung der Raumsonde an diesen Mond seit dem 16. September 2011 (Raumfahrer.net berichtete) und zugleich der letzte dichtere Vorbeiflug an Hyperion bis zum Ende der Cassini-Mission im Jahr 2017. Dieser ’Flyby’ soll genutzt werden, um mit der ISS-Kamera diverse Aufnahmen von der Oberfläche des Mondes anzufertigen. Die besten Aufnahmen werden dabei eine Auflösung von etwa 205 Metern pro Pixel erreichen. Zudem soll das CIRS die Mondoberfläche abtasten und so Informationen über deren chemische Zusammensetzung und Temperatur liefern.

Hyperion erinnert auf den ersten Blick eher an einen ’gigantischen Schwamm’ denn an einen Mond. Der Grund hierfür konnte bisher noch nicht entschlüsselt werden. Sehr wahrscheinlich steht dieses ungewöhnliche Aussehen aber mit der geringen Dichte dieses Mondes in Zusammenhang, welche lediglich 0,544 Gramm pro Kubikzentimeter beträgt. Dieser Wert wurden von der Raumsonde Cassini während eines am 26. September 2005 in einer Entfernung von nur 514 Kilometern erfolgten Vorbeifluges an diesem Mond ermittelt.

Da Hyperion anscheinend hauptsächlich aus Wassereis besteht, bedeutet dieser Wert somit, dass der Mond extrem porös ist und sein Inneres zu 42 Prozent aus Hohlräumen bestehen muss. Hyperion ist also eher ein so genannter Rubble Pile und kein ’kompakter Körper’. Beimischungen von Komponenten mit einer höheren Dichte - zum Beispiel signifikante Anteile an Gesteinen - würden den Wert dieser Porosität noch weiter erhöhen.

Trotzdem ist die Oberfläche von Hyperion mit einer Vierzahl an eng beieinander liegenden relativ kleinen, dafür aber offenbar gut erhaltenen Kratern überzogen, welche über Durchmesser von lediglich etwa zwei bis zehn Kilometern verfügen. Derartig kleine Krater sollten eigentlich im Verlauf der Zeit - gemeint sind hierbei Zeiträume von Jahrmillionen und Jahrmilliarden - erodieren und letztendlich ’verschwinden’.

Eine wichtige Rolle bei einer solchen ’atmosphärenfreien’ Erosion spielt die ’Verschüttung’ dieser Impaktstrukturen unter dem im Rahmen von zu späteren Zeitpunkten erfolgenden Impakten ausgeworfenen Material. Bei dem Einschlag eines kleinen, aber trotzdem ausreichend massereichen Himmelskörpers auf die Oberfläche eines größeren Objektes wird Material in die Höhe geschleudert, welches kurz darauf wieder in der Umgebung des Einschlagsortes niedergeht. Im Rahmen eines solchen Ereignisses werden in der Umgebung gelegene und bereits zuvor vorhandene Impaktkrater mit diesem Ejekta-Material überdeckt.

Erfolgen diese Einschläge jedoch in ’Ziel’-Objekte mit einer geringen Dichte - das getroffene Objekt verfügt zum Beispiel über eine relativ hohe Porosität - so wird bei einem solchen Ereignis deutlich weniger Material in die Umgebung befördert als üblich. Porositätswerte von über 40 Prozent reduzieren dabei die Menge des Auswurfmaterials unter Umständen auf einen Wert von weniger als 25 Prozent.

Im Verlauf der Zeit sind also eine Vielzahl an kleineren Himmelskörpern auf der Oberfläche von Hyperion eingeschlagen und dabei auch relativ weit in diese eingedrungen, ohne dass dabei jedoch die umliegenden Krater durch ausgeworfenes Material ’ausgewischt’ wurden. Daraus könnte das in der Gegenwart erkennbare, durch anscheinend ’gestochen scharfe’ Kraterränder verursachte schwammartige Aussehen der Oberfläche von Hyperion verursacht werden, welches noch zusätzlich dadurch verstärkt wird, dass die Böden der erkennbaren Krater über eine im Allgemeinen eher dunkle Farbe verfügen.

Weitere Beobachtungen des Saturn und des E-Rings

Am 2. und am 4. Juni soll im Rahmen von insgesamt drei weiteren ’Sturmbeobachtungskampagnen’ erneut das Wettergeschehen auf dem Saturn dokumentiert werden. Ebenfalls an diesen beiden Tagen wird die ISS-Kamera zudem Teilbereiche des diffusen E-Rings des Saturn abbilden, welcher sich aus Staubpartikeln und Eis zusammensetzt. Gespeist wird dieser Ring in erster Linie durch das Material, welches durch die kryovulkanische Aktivität des Saturnmondes Enceladus in das Weltall befördert wird (Raumfahrer.net berichtete). Durch die bei diesen Beobachtungen gegebenen Beleuchtungsverhältnisse lassen sich speziell die in dem Ring enthaltenen Staubteilchen besonders gut untersuchen.

Am 7. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 03:49 MESZ in einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 217. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 218 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Des weiteren werden am 16. Juni die Monde Polydeuces und Dione von der Raumsonde passiert. Der Vorbeiflug an Dione wird dabei in einer Entfernung von lediglich 515,9 Kilometern erfolgen.

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

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ISS Aktuell: Progress-M-27M ist abgestürzt - Folgen für die ISS von Redaktion



• Progress-M-27M ist abgestürzt - Folgen für die ISS «mehr» «online»


» Progress-M-27M ist abgestürzt - Folgen für die ISS
14.05.2015 - Durch die jüngst aufgetretenen Vorkommnisse haben sich einige Pläne auf der ISS geändert, da der am 28. April gestartete russische Raumfrachter Progress-M-27M die ISS durch einen Fehler in der Oberstufe der Sojus-Rakete nicht erreichte.
Um 09:09:50 MESZ startete ein russischer Versorgungsfrachter von Startpad 31/6 des russischen Weltraumbahnhofs Baikonur routinemäßig zur ISS, um diese mit Versorgungsgütern für die Crew und Treibstoff zu versorgen. Der Start verlief zunächst ereignislos, das Arbeitstier der russischen Raumfahrt, die Sojus, mit mittlerweile mehr als 1600 erfolgreichen Starts, arbeitete zunächst einwandfrei. Dabei handelte es sich um den zweiten Start eines Progress-Frachters an Bord einer Sojus 2.1a, bisher waren diese Versorgungsschiffe an Bord der älteren Sojus-U gestartet. Kurz vor der Trennung des Raumfrachters Progress-M-27M von seiner Startrakete deuteten sich jedoch erste Probleme an: Die russische Bodenkontrolle konnte nicht wie gewohnt mit dem Raumfrachter Funkkontakt herstellen. Schnell war klar, dass ein Docking mit der ISS sechs Stunden nach dem Start nicht möglich war, da dies erfordert, dass man direkt nach dem Start mit den nötigen "Orbit-Adjustment-Burns", so genannten Delta-V-Burns, beginnt, um den Orbit der Progress, der nach dem Einschuss noch sehr niedrig ist, durch mehrere Zündungen der Steuerungstriebwerke an die Bahn der ISS anzupassen. Aus diesem Grunde wich man nun zu dem alten Muster, dem Docking mit der ISS nach 2 Tagen, aus.

Da die Russen jedoch nur Funkkontakt zu ihren Raumschiffen herstellen können, wenn diese über eigenes Territorium fliegen, da sie nicht wie die Amerikaner über ein erdumspannendes Kommunikationsnetzwerk verfügen, musste man relativ schnell nach dem Start die Versuche unterbrechen, Kontakt mit der Progress aufzunehmen. Erst einige Orbits später und mehrere Stunden nach dem Start schaffte es die russische Bodenkontrolle, ein Funksignal der Progress zu erhalten.

Die empfangenen Telemetrie- und Onboard-Videodaten zeigten, dass das Problem weit größer war als zunächst angenommen. So "taumelte" das Raumschiff förmlich im All, wobei es sich mit bis zu 20 Umdrehungen pro Minute um die eigene Achse drehte (Video). Dies zeigten später auch Teleskopaufnahmen, die stetige Helligkeitsschwankungen auf dem Kurs des Raumschiffs zeigten - ein klares Signal dafür, dass mal besser, mal schlechter reflektierende Teile der Erde zugewandt waren. Gleichzeitig war das Apogäum mit 278 km deutlich zu hoch, nominal wären etwa 240 km. Zudem ist für einen Progress-Frachter vorgeschrieben, dass er binnen 30 Stunden nach dem Aussetzen Maßnahmen zur Erhaltung des Orbits ergreifen muss, sonst genügt die Restatmosphäre, um einen vorzeitigen Wiedereintritt zu erzwingen. In den folgenden zwei Tagen wurde noch versucht, das Raumschiff mit etwa 30 kg Resttreibstoff wieder zu stabilisieren, dann wurde es auch von offizieller Seite als verloren eingestuft.

Zunächst hoffte die russische Bodenkontrolle noch, via Fernsteuerung vom Boden mit dem so genannten TORU-System, welches auch von der ISS Besatzung benutzt wird, um eine Progress, bei der das automatische Andocksystem KURS versagt, ferngesteuert an die ISS zu docken, die Progress wieder in einen stabilen Orbit zu manövrieren, um so einen kontrollierten Abstutz herbeizuführen oder sogar die Progress noch zu retten und doch noch mit der ISS koppeln zu können.

Diese Versuche scheiterten jedoch vor allem daran, dass nach dem initialen Aufbau des Funkkontaktes es nicht mehr möglich war, ein weiteres Mal Kontakt mit der Progress-M-27M herzustellen. Dies ist darin begründet, dass die Progress aufgrund der Orbitalmechanik nur eine gewisse Zeit pro Orbit über russisches Territorium fliegt und man nach einigen Überfügen ca. 12 Stunden warten muss, bis die Progress erneut über Russland fliegt und man so Kontakt herstellen kann. Nach diesen 12h meldete sich die Progress jedoch nicht mehr. Dazu gibt es mehrere Theorien: Zunächst wird die Progress durch Solarpaneele primär mit Strom versorgt. Diese wurden zwar entfaltet, durch das Taumeln konnten sie jedoch nicht permanent zur Sonne ausgerichtet werden. Zum anderen zeigten Radarmessungen schnell eine Wolke aus bis zu 44 Trümmerteilen im direkten Umfeld der Progress, was den Schluss nahelegt, dass zumindest Teile der Progress (Solarpaneele) durch die hohen Rotationskräfte oder durch Trümmer der Oberstufe, die mit der Progress erneut kollidiert sind, desintegriert sind.

Absturzpanik?
Da sich Modellierungen eines Wiedereintritts mit teils unbekannten Bahnparametern als äußerst ungenau erweisen, lagen die Vorhersagen für den Absturz zwischen dem 8. und dem 11. Mai. Ein Absturzgebiet konnte daher, trotz vieler Falschmeldungen in den Massenmedien, auch bis 12 Stunden vor Wiedereintritt nicht bestimmt werden, welcher schließlich am 8. Mai um 4:20 MESZ stattfand. Der Absturzort lag schließlich westlich der südchilenischen Küste, wobei einige schwere Trümmer wie der Docking Adapter auch bis kurz vor die Falklandinseln gekommen sein könnten. Bisher gab es jedoch noch keine Meldungen über Trümmerfunde.

Was war geschehen?
Inzwischen hat die Suche nach dem Fehler begonnen, der den erst dritten Fehlschlag einer Progress-Mission überhaupt verursachte. Da die Telemetrie 1,5 Sekunden vor Trennung des Raumschiffs zum ersten Mal verloren ging, ist ein Fehler in diesem Teil der Rakete wahrscheinlich. Das sagte der Leiter der staatlichen Raumfahrtagentur Roscosmos, Igor Komarow, am 12. Mai. Man gehe davon aus, dass die Stufe enthermetisiert wurde, sprich sich an einer Stelle ein Leck bildete, infolge dessen die Tanks Druck verloren. Durch diesen Impuls erfolgte die Trennung des Raumschiffs unsachgemäß, anschließend könnte es von der Stufe einen letzten Schub bekommen haben, welcher die Rotation verursachte. Zudem muss eine relativ heftige Explosion in der dritten Stufe aufgetreten sein, die den Frachter auf eine 30km höhere Umlaufbahn hob. Weitere Schlüsse könnten erst nach Modellierungsarbeiten der Mission gezogen werden. Die staatliche Kommission wolle ihr Ergebnis am 22. Mai bekannt geben, so Komarow. Neben dem finanziellen Schaden von etwa 50 Millionen US-Dollar ist von Seiten der russischen Raumfahrtagentur die Sorge wegen einer möglichen Wiederholung des Unglücks groß.

In Folge der Vorfälle beim Start von Progress-M-27M hat man jedoch zunächst ein generelles Startverbot für die Sojus ausgesprochen, bis der Vorfall geklärt ist. Dies hat auch Auswirkungen auf den nächsten bemannten Sojus-Start: Der ursprünglich für den 26. Mai geplante Start von Sojus TMA-17M mit Kimiya Yui (JAXA), Kjell Lindgren (NASA) und Oleg Kononenko (Roscosmos) zur ISS musste auf den 24. Juli verschoben werden, um sicher zu stellen, dass ein solches Problem nicht auch bei einem bemannten Flug auftreten kann. Auch hat sich die russische Raumfahrtagentur Roscosmos bereiterklärt, den ursprünglich für den 6. August geplanten Start von Progress-M-28M auf den 3. Juli vorzuverlegen, um den Ausfall von Progress-M-27M zu kompensieren und um vor dem nächsten bemannten Start einen Testflug zu haben.

Planungsverschiebungen an Bord der ISS
Um die Zeit, in der sich auf der ISS nur eine 3-kopfige Besatzung befindet, zu minimieren, haben die Internationalen Partner der ISS beschlossen, die Landung von Sojus TMA-15M mit Anton Schkeplarow (Roscosmos), Samantha Cristoforetti (ESA) und Tery Virts (NASA) vom 14. Mai auf den 11. Juni zu verschieben. Die maximale sichere Betriebszeit einer Sojus-Kapsel im Orbit beträgt 228 Tage, daher kann die Landung nicht beliebig nach hinten verschoben werden. Durch eine Landung am 11. Juni hätte man bereits eine Missionszeit von 200 Tagen. Damit wird der Flug von Sojus TMA-15M der drittlängste Flug einer Sojus nach Sojus TMA-9 (215 Tage) und Sojus TM-27 (207 Tage) Außerdem wird der Flug von Samantha Cristoforetti (IT) zum längsten Flug eines Europäers - und gleichzeitig einer Frau - am Stück werden. Auch wird sie direkt an die vierte Stelle der Europäer mit der längsten Flugerfahrung rücken, hinter Thomas Reiter (350 Tage), Jean-Pierre Haigneré (209 Tage) und André Kuipers (203 Tage). Darüber hinaus wird der Flug von Terry Virts der zweitlängste Flug eines Amerikaners am Stück ins All werden, nach Michael Lopez-Alagria (215 Tage). Jedoch werden sowohl Michael Lopez-Alegria als auch Terry Virts ihren Platz abgeben müssen, da Scott Kelly, nachdem er seinen Flug beendet haben wird, diesen Titel innehaben wird.

Darüber hinaus müssen diverse andere Pläne der ISS angepasst werden. Geplante EVAs müssen verlegt werden da die Besatzung, die diese EVA durchführen sollte noch nicht sich an Bord befindet. So muss die russische EVA-41, die ursprünglich für den 24. Juni geplant war, verlegt werden, da diese von Gennadi Padalka und Oleg Kononenko durchgeführt werden soll. Gleiches gilt für die US-EVA 32, die ursprünglich am 7. Juli hätte stattfinden sollten, da diese von Scott Kelly und Kjell Lindgren durchgeführt werden soll. Welche weitere Anpassungen des ISS-Flugplanes vorgenommen werden müssen, steht in den Sternen, zumal gestern auch bekannt wurde, dass die bekannte britische Sängerin Sarah Brightman, die ursprünglich im September mit Sojus TMA-18M als Weltraumtouristin zur ISS fliegen sollte, von ihrem Flug zurückgetreten ist. Jetzt muss erst einmal geklärt werden, wer den nun frei gewordenen Sitz von ihr einnehmen wird. Der japanische Geschäftsmann Satoshi Takamatu ist eine wahrscheinliche Alternative, da er auch zusammen mit Brightman trainiert hatte.

Auch hat die NASA bekanntgegeben, dass die schon länger geplante Umsetzung des PMM (Permanent Multipurpose Module) "Leonardo" vom Knotenpunkt 1, genannt "Unity" (nadir), zum Knotenpunkt 3, genannt "Traquility" (forward), nun am 27. Mai stattfinden wird, was durch die zusätzliche Crew-Zeit im Mai und Juni ermöglicht wird. Zu dieser Umsetzung von Leonardo hat man sich entschlossen, da man dadurch die Möglichkeit bekommt, zwei US-Frachtschiffe gleichzeitig an der ISS zu beherbergen. Eines, wie gehabt, an Knotenpunkt 2 "Harmony" (nadir) und das zweite dort, wo sich bisher das PMM Leonardo befunden hat. Nur dort können US-Frachschiffe an der ISS anlegen, da sie nicht, wie ihr russisches Äquivalent einen aktiven Docking-Stutzen besitzen, sondern nur eine passive Luke, genannt CBM (common berthing mechanism), was erfordert, das Frachtschiff aus 30 Metern Entfernung von der ISS mit dem ISS-Robotikarm SSRMS einzufangen und dann langsam an den Kopplungsstutzen heranzuführen. Dies hat den Vorteil, dass durch die größeren CBM-Luken auch sperrige Fracht passt, die durch die kleinen, jedoch aktiv dockbaren Luken, nicht passen.

Die Progress-Frachter sind die Lasttiere der russischen Raumfahrt. Sie sind seit 1978 im Einsatz und versorgten die Saljut-Stationen, die Mir und ab 2000 auch die ISS. Bisher ist das Raumschiff 140 Einsätze geflogen, davon waren 137 erfolgreich. Das Design des Frachters ist von der erfolgreichen Sojus-Reihe abgeleitet, er kann bis zu 2,2t Fracht transportieren, darunter auch Treibstoff für die Bahnkorrekturtriebwerke der ISS. Im Gegensatz zu diesen bemannten Raumschiffen oder den privaten Dragon-Frachtern hat Progress keine Möglichkeit, Materialien zur Erde zurückzubringen, da es über keinen Hitzeschild verfügt. Die Trümmer des Raumschiffs lässt man in der Nähe von Neuseeland in die Atmosphäre eintreten und verglühen, die nach dem Wiedereintritt übrigen Teile fallen in den südlichen Pazifik. Wie auch die Sojus erlebte Progress in den vergangenen Jahrzehnten mehrere große Designüberarbeitungen. Mittlerweile fliegt Progress in der vierten Version, genannt Progress-MM, der Erstflug der zukünftigen Version, Progress-MS, ist für den 22. Oktober 2015 an Bord einer Sojus-2.1a geplant.

Ebenfalls an diesem Artikel mitgewirkt hat Ian Benecken.
(Autor: Jonathan Hofinger - Quelle: NASA, Roscosmos, RSC Energia)



 

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"InSpace" Magazin #540
ISSN 1684-7407


Erscheinungsdatum:
24. Mai 2015
Auflage: 5179 Exemplare


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