Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL.

Derzeit bewegen sich zwei Kometen, der langperiodische Komet C/2012 S1 (ISON) und der kurzperiodische Komet 2/P Encke, durch das innere Sonnensystem und befinden sich dabei gegenwärtig nicht nur in einer sehr geringen Entfernung zur Sonne, sondern auch zu dem innersten Planeten unseres Sonnensystems – dem Planeten Merkur. Neben verschiedenen erdgebundenen Teleskopen und mehreren Satelliten und Raumsonden wird dabei auch der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Merkurorbiter Messenger dazu eingesetzt, um diese beiden Kometen näher zu untersuchen (Raumfahrer.net berichtete). Erst vor wenigen Stunden wurden neue Aufnahmen dieser Beobachtungskampagnen veröffentlicht.

Das nebenstehende Foto wurde am 17. November 2013 um 23:56 MEZ aufgenommen und zeigt den Kometen 2/P Encke. Zum Zeitpunkt der Aufnahme befand sich dieser kurzperiodische Komet bei einer Distanz von 52,6 Millionen Kilometern zur Sonne in einer Entfernung von lediglich rund 3,7 Millionen Kilometern zum Merkur. Die Aufnahme verfügt über ein Gesichtsfeld von 7 x 4,7 Grad. Der Schweif des Kometen zeigte zum Aufnahmezeitpunkt in die Richtung der Raumsonde und erstreckte sich über eine Länge von mehreren Grad in die von der Sonne abgewandte Richtung.

Diese Aufnahme wurde mit der Weitwinkelkamera (kurz „WAC“), einer der beiden Komponenten des Mercury Dual Imaging System (kurz „MDIS“), angefertigt. An diesem Tag wurden alle 12 Filter des MDIS-Experiments eingesetzt, um den Kometen abzubilden. Neben der WAC-Kamera kam dabei auch die hochauflösende NAC-Kamera zum Einsatz, welche den Kometen Encke etwa alle 10 Minuten abbildete. Das Ziel dieser Aufnahmen bestand in der Erstellung eines 360-Grad-Panoramas des Kometenkerns und der diesen Kern umgebenden Koma.

Die zweite Aufnahme, angefertigt am 20. November 2013 um 02:54 MEZ, zeigt dagegen den Kometen C/2012 S1 (ISON). Dieser Komet befand sich zum Aufnahmezeitpunkt in einer Entfernung von 67,8 Millionen Kilometern zur Sonne und war mit 36,2 Millionen Kilometern deutlich weiter vom Merkur entfernt als rund zwei Tage zuvor der Komet Encke. Auch diese Aufnahme verfügt über ein Gesichtsfeld von 7 x 4,7 Grad.

Trotz der größeren Entfernung und der scheinbar geringeren Länge des Schweifes sind auch in dieser Aufnahme einige feine Strukturen erkennbar, deren Auswertung den Kometenforschern dabei behilflich sein wird, die Geheimnisse dieses aus den äußeren Regionen unseres Sonnensystems stammenden „Besuchers“ zu enträtseln. Auch bei der Untersuchung von ISON kam neben der WAC die NAC-Kamera zum Einsatz, welche diesmal allerdings lediglich etwa alle 30 Minuten eine Aufnahme anfertigte.

Neben dem MDIS-Kamerasystem wurden zur Untersuchung dieser beiden Kometen zwei weitere der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde – das „Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer“ (kurz „MASCS“) und das „X-Ray Spectrometer“ („XRS“) – eingesetzt. Gegenwärtig sind die beteiligten Wissenschaftler damit beschäftigt, die gewonnenen Daten auszuwerten. Erste Analysen der durch das MASCS gewonnenen Daten zeigen, dass dabei der Nachweis verschiedener Moleküle und Atome wie zum Beispiel von Hydroxiden, Ammoniumverbindungen, Sauerstoff, Kohlenstoff, Schwefel und Wasserstoff gelang. Durch die Daten des XRS erhoffen sich die beteiligten Forscher zudem den Nachweis von Silizium, Magnesium und Aluminium. Allerdings wurden die damit verbundenen Messungen durch verschiedene Strahlungsausbrüche auf der Sonne kompliziert.

„Das von der NASA betriebene Weltraum-Röntgenteleskop Chandra hat die Kometen ISON und Encke bereits in der Vergangenheit beobachtet und dabei von diesen Objekten ausgehende Röntgenemissionen detektiert. Wir waren in der Lage, diese Beobachtungen zu einem Zeitpunkt zu wiederholen, an dem sich beide Kometen noch näher an der Sonne befanden und zu dem die Emissionen dementsprechend intensiver ausfallen sollten“, so Ron Vervack vom Applied Physics Laboratory (APL) der Johns Hopkins University (JHU) in Laurel, Maryland/USA, der für die Beobachtungskampagnen dieser beiden Kometen durch die Raumsonde Messenger verantwortlich ist.

Leider ereigneten sich zum Zeitpunkt der XRS-Messungen auf der Sonne mehrere intensive Strahlungsausbrüche, welche eventuell zu einer Verfälschung der durch das XRS gewonnenen Daten führten. „Wir haben keinen Einfluss auf die Sonnenaktivität, aber wir werden unsere gewonnenen Daten sorgfältig darauf hin überprüfen, ob sich darin trotz der störenden Einflüsse auswertbare Informationen finden lassen.“

Die Beobachtung des Kometen C/2012 S1 (ISON) wird bereits am 26. November eingestellt, das sich ISON ab diesem Tag von Messenger aus gesehen zu dicht an Sonne befindet und weitere Messungen, welche dann mehr oder weniger direkt in die Richtung der Sonne zielen würden, ein zu hohes Risiko für die Instrumente bedeuten. Die Beobachtungskampagne des Kometen 2/P Encke soll dagegen noch bis Anfang Dezember fortgesetzt werden.

Die Raumsonde Messenger trat am 18. März 2011 nach einem fast sieben Jahre dauernden Flug durch das innere Sonnensystem in eine Umlaufbahn um den Merkur ein und untersuchte diesen innersten Planeten unseres Sonnensystems in den folgenden Monaten eingehend mit den an Bord der Raumsonde befindlichen Instrumenten. Aufgrund des guten technischen Zustandes der Raumsonde und der hohen wissenschaftlichen Ausbeute wurde die ursprünglich auf 12 Monate ausgelegte Orbit-Mission von Messenger schließlich um ein weiteres Jahr verlängert.

Nach dem Ende dieser am 17. März 2013 abgelaufenen ersten Missionsverlängerung hat sich die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA mittlerweile für den Weiterbetrieb der Mission entschieden. Bisher hat Messenger mehr als 150.000 Aufnahmen der Merkuroberfläche angefertigt und an sein Kontrollzentrum übermittelt. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll die Erkundung des Merkur bis zum März 2015 fortgesetzt werden.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL, NASA Science.

Der am 21. September 2012 von den beiden Amateurastronomen Witali Njewski und Artjom Nowitschonok mit einem der zehn Teleskope des International Scientific Optical Network entdeckte Komet C/2012 S1 (ISON) nähert sich auf seiner Bahn durch das innere Sonnensystem derzeit immer weiter der Sonne. Dabei wird er nicht nur von der weltweiten Community der Amateurastronomen sondern auch von professionellen Wissenschaftlern regelmäßig beobachtet, welche hierzu diverse erdgestützte Teleskope und verschiedene Raumsonden einsetzen (Raumfahrer.net berichtete).

Vor wenigen Tagen gelang es dabei auch erstmals, diesen Kometen mit dem Mercury Dual Imaging System (kurz „MDIS“) abzubilden, welches sich an Bord des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Merkurorbiters Messenger befindet. Die entsprechenden Aufnahmen wurden zwischen dem 9. und dem 11. November angefertigt.

„Wir sind begeistert, dass es uns gelungen ist ISON abzubilden“, so Ron Vervack vom Applied Physics Laboratory (APL) der Johns Hopkins University (JHU) in Laurel, Maryland/USA, der für die Beobachtungskampagne des Kometen durch die Raumsonde Messenger verantwortlich ist. „Die Helligkeitsentwicklung des Kometen verlief in der letzten Zeit unterhalb der zuvor erstellten Prognosen und so waren wir darauf gespannt, ob wir etwas erkennen würden.“ Die erfolgreiche Abbildung des Kometen ISON wird von den beteiligten Wissenschaftlern als ein gutes Vorzeichen für weitere Beobachtungskampagnen angesehen, welche neben C/2012 S1 (ISON) auch einen weiteren Kometen zum Ziel haben werden, der sich gerade in Sonnennähe bewegt.

Der Komet Encke
Unmittelbar vor der ISON-Kampagne konnte das MDIS zwischen dem 6. und dem 8. November den Kometen 2/P Encke abbilden. Im Gegensatz zu dem erst vor 14 Monaten entdeckten Kometen ISON ist der Komet Encke den Astronomen schon seit längerer Zeit bekannt. Obwohl er bereits am 17. Januar 1786 erstmals beobachtet wurde, stellte sich erst im Jahr 1819 heraus, dass es sich bei diesem Objekt um einen sogenannten kurzperiodischen Kometen handelt, dessen Umlaufbahn im Bereich des inneren Sonnensystems verläuft.

Mit einer Umlaufzeit um die Sonne von lediglich 3,3 Jahren verfügt der Enckesche Komet über die kürzeste Umlaufzeit aller bekannten periodischen Kometen innerhalb unseres Sonnensystems. Am 21. November 2013 wird dieser Komet auf seiner Bahn das Perihel, den Punkt der dichtesten Annäherung an die Sonne, durchlaufen. Hierbei handelt es sich um den mittlerweile 62. Periheldurchgang dieses Kometen, welcher seit seiner Einstufung als kurzperiodischer Komet zu beobachten ist.

Bessere Daten in der nächsten Woche
„Encke befindet sich bereits seit längerer Zeit auf unserem ‚Radar‘, da wir festgestellt haben, dass der Komet Mitte November die Bahn des Merkur kreuzen wird“, so Ron Vervack. „Der Komet wird die Bahn dabei aber nicht nur kreuzen, sondern sich dem Merkur auch sehr dicht annähern.“

Am 18. November wird die Entfernung zwischen Merkur – und somit auch Messenger – und 2/P Encke lediglich 3,7 Millionen Kilometer betragen. Lediglich einen Tag später wird auch der Komet C/2012 S1 (ISON) den Merkur in einer Entfernung von dann 36,2 Millionen Kilometern passieren. Zum gleichen Zeitpunkt wird dessen Entfernung zur Sonne nur noch 71 Millionen Kilometer betragen.

Auf den in der vergangenen Woche angefertigten MDIS-Aufnahmen erscheinen beide Kometen lediglich als kleine, „verwaschene“ Flecken. Bei zukünftigen Aufnahmen sollte sich dies jedoch deutlich erkennbar ändern. Die beteiligten Wissenschaftler gehen davon aus, dass der Komet Encke – vom Merkur aus gesehen – in der nächsten Woche um einen Faktor von etwa 200 heller erscheinen wird als noch vor zehn Tagen. Im Fall von ISON sollte die Helligkeitszunahme dagegen bei einem Faktor von immer noch 15 liegen. Aus diesem Grund bestehen hohe Erwartungen bezüglich besserer Fotoaufnahmen und aussagekräftigerer Daten, welche durch den Merkurorbiter Messenger gesammelt werden sollen.

„Wir werden den Kometen Encke nur einen Tag vor seiner größten Annäherung an die Sonne beobachten“, so Ron Vervack. „Somit werden wir ihn zu einem Zeitpunkt beobachten, wo er bereits eine hohe Aktivität entwickelt hat.“ Insgesamt soll 2/P Encke dabei über einen Zeitraum von 15 Stunden in das Zentrum der wissenschaftlichen Beobachtungen rücken. Die Beobachtungskampagne des Kometen C/2012 S1 (ISON) wird dagegen insgesamt 25 Stunden andauern. Der Beginn dieser erneuten Kometenbeobachtungen ist für den heutigen Tag angesetzt.

Hierzu sollen drei der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde – neben dem MDIS handelt es sich dabei um das „Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer“ (kurz „MASCS“) und das „X-Ray Spectrometer“ („XRS“) – eingesetzt werden. Alle drei Instrumente sollen während der dichtesten Annäherung der beiden Kometen so viele Daten wie nur irgend möglich und zugleich vertretbar sammeln.

Messenger in Sonnennähe
Unter allen Planeten unseres Sonnensystems besitzt der Merkur die Umlaufbahn mit der größten numerischen Exzentizität – der Abweichung von einer idealen Kreisbahn. Während eines Umlaufs um die Sonne schwankt die Entfernung des Merkur zu dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems zwischen 0,307 und 0,467 Astronomischen Einheiten. Dadurch bedingt empfängt der Merkur während eines Umlaufs um die Sonne deutlich variierende Mengen an der von der Sonne ausgehenden Strahlung, was sich auch in den Temperaturen bemerkbar macht, welche dabei auf dem Merkur und in dessen unmittelbaren Umgebung herrschen.

Derzeit befindet sich der Merkur in der Nähe des sonnennächsten Punktes seiner Umlaufbahn. Sowohl Merkur als auch Messenger sind deshalb in diesen Wochen erhöhten thermalen Belastungen ausgesetzt. Die Phasen der dichtesten Annäherungen der beiden Kometen ereignen sich somit zu einer Zeit, welche auch als „Hot Season“ bezeichnet wird. Um zu verhindern, dass die empfindliche Elektronik der Raumsonde dabei überhitzt wird müssen gegenwärtig Teile eines jeden Orbits von Messenger um den Merkur in einem ‚thermally safe mode‘ absolviert werden. Während dieses speziellen Modus ist die Sammlung von Daten durch die Instrumente der Raumsonde stark limitiert beziehungsweise zu bestimmten Zeitpunkten von vornherein nicht vorgesehen.

Außerdem dürfen die geplanten Beobachtungen das eigentliche wissenschaftliche Ziel der Messenger-Mission, nämlich die Beobachtung und Untersuchung des Planeten Merkur, nicht beeinträchtigen. „Wir dürfen den Datenspeicher der Raumsonde nicht mit zu vielen Kometen-Daten füllen, da dies die primären Aufgaben der Mission, nämlich die Beobachtung des Merkur, beeinträchtigen würde“, so Ron Vervack. Nach der Zwischenspeicherung der Daten im Computersystem der Raumsonde müssen diese Daten also schnellstmöglich zur Erde übermittelt werden, wobei allerdings auch die derzeitige Auslastung des für die Kommunikation mit der Raumsonde benötigten Deep Space Network der NASA berücksichtigt werden muss.

Das Messenger-Team ist jedoch zuversichtlich, dass die geplanten Beobachtungen wertvolle Erkenntnisse über diese beiden Kometen liefern werden. Erste Aufnahmen von Encke und ISON sollen der Öffentlichkeit bereits wenige Tage nach deren Merkur-Passagen präsentiert werden. „Ich kann nichts garantieren, aber ich bin auf diese Aufnahmen wirklich sehr gespannt“, so Ron Vervack.
Messenger-Mission bis 2015 verlängert
Die Raumsonde Messenger trat am 18. März 2011 nach einem fast sieben Jahre dauernden Flug durch das innere Sonnensystem in eine Umlaufbahn um den Merkur ein und untersuchte diesen innersten Planeten unseres Sonnensystems in den folgenden Monaten mit den sieben an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten eingehend. Aufgrund des guten technischen Zustandes der Raumsonde und der hohen wissenschaftlichen Ausbeute wurde die ursprünglich auf 12 Monate ausgelegte Messenger-Mission schließlich um ein weiteres Jahr verlängert. Nach dem Ende dieser am 17. März 2013 abgelaufenen ersten Missionsverlängerung hat sich die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA mittlerweile für den Weiterbetrieb der Mission entschieden. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll die Erkundung des Merkur demzufolge bis zum März 2015 fortgesetzt werden.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: University of Arizona.

Der am 21. September 2012 von den beiden Amateurastronomen Witali Njewski und Artjom Nowitschonok entdeckte Komet C/2012 S1 (ISON) passierte auf seinem Weg in das innere Sonnensystem in der Nacht vom 1. auf den 2. Oktober 2013 den Mars in einer Entfernung von rund 10,8 Millionen Kilometern. Bereits einige Tage zuvor starteten mehrere der gegenwärtig auf der Oberfläche und im Orbit unseres Nachbarplaneten aktiven Rover und Raumsonden den Versuch, den Kometen bei dieser relativ nahen Passage mit ihren Kamerasystemen abzubilden (Raumfahrer.net berichtete).

Die entsprechenden Bemühungen der beiden Marsrover Opportunity und Curiosity verliefen anscheinend erfolglos. Auf den jeweiligen Missionsseiten wurden zwar diverse Aufnahmen des nächtlichen Marshimmels im Rohdatenformat veröffentlich – der Komet ist darauf jedoch nicht erkennbar. Sollten die Kameras der Rover in der Lage gewesen sein, den Kometen C/2012 S1 (ISON) aufzulösen, so ging dieser in den Kompressionsartefakten „verloren“ und kann erst im Rahmen einer aufwendigen Nachbearbeitung der Bilder sichtbar gemacht werden. Aufgrund der gegenwärtigen Situation in den USA steht der NASA hierfür allerdings zur Zeit kein Personal zur Verfügung (Raumfahrer.net berichtete).

Mehr Glück bei der Kometenbeobachtung hatte hingegen die Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Deren HiRISE-Kamera, eines der sechs wissenschaftlichen Instrumente an Bord dieses Marsorbiters, konnte C/2012 S1 (ISON) bereits am 29. September 2013 erfolgreich abbilden. Die hier gezeigten Aufnahmen der HiRISE-Kamera geben einen 256 x 256 Pixel abmessenden Ausschnitt des Himmels wieder. Pro Pixel wurde dabei eine Auflösung von etwa 13,3 Kilometern erreicht. Vorläufige Analysen der Aufnahmen zeigen, dass sich die Helligkeit des Kometen am unteren Ende der vorhergesagten Entwicklung bewegt, weshalb die Aufnahmen auch nicht sonderlich spektakulär erscheinen.

Allerdings hat die derzeitige geringe Aktivität des Kometen zur Folge, dass dessen Koma nur einen geringen Durchmesser aufweist, was den Wissenschaftlern wiederrum ermöglicht, genauere Aussagen über die Größe des Kometenkerns zu tätigen. Durch Vergleiche, welche auf der Grundlage der Helligkeit anderer Kometenkernen basieren, können die ungefähren Abmessungen des Kerns von C/2012 S1 (ISON) ermittelt werden.

Drei weitere Beobachtungskampagnen des Kometen durch die HiRISE-Kamera erfolgten am 1. und 2. Oktober. Von diesen Beobachtungen wurden bisher allerdings noch keine Aufnahmen veröffentlicht.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013.

Es ist unklar, wann genau der letzte wirklich große Einschlag eines Asteroiden oder Kometen auf der Erde erfolgte. Die Zeugnisse solcher Einschläge existieren jedoch überall auf der Welt. Prominente Beispiele hierfür sind das Nördlinger Ries in Bayern oder der Barringer-Krater im US-Bundesstaat Arizona.

Das Risiko von Asteroideneinschlägen auf der Erde
Ein weiteres Beispiel, diesmal aus der jüngeren Geschichte, findet sich in der Tunguska-Region in Sibirien, wo am 30. Juni 1908 durch die Explosion eines Asteroiden in der Erdatmosphäre Millionen von Bäumen entwurzelt wurden. Und erst am 15. Februar 2013 ging über der russischen Stadt Tscheljabinsk ein lediglich etwa 17 Meter durchmessender Asteroid nieder (Raumfahrer.net berichtete), der nicht nur enorme finanzielle Schäden verursachte. Durch die Auswirkungen der bei diesem Ereignis erzeugten Druckwelle wurden laut russischen Medienberichten weit über 1.000 Menschen verletzt.

Die in Arizona, Sibirien und dem Ural verursachten Schäden wurden durch relativ kleine Objekte mit lediglich wenigen Dutzend Metern Durchmesser hervorgerufen. Allerdings existieren in unserem Sonnensystem eine Vielzahl solcher der Erde potentiell gefährlich nahe kommende Objekte, welche teilweise über Durchmesser von mehreren hundert Metern, in einigen Fällen sogar von mehreren Kilometern verfügen. Sie werden als „Near Earth Objects“ (kurz „NEO“) bezeichnet. Bisher wurden von Amateur- und Berufsastronomen über 10.000 solcher NEOs entdeckt und jeden Monat kommen etwa 70 weitere Objekte hinzu.

Derzeit laufen weltweit mehrere Projekte, welche sich mit den Gefahren eines zukünftigen Asteroideneinschlages auf der Erde und möglichen Abwehrmaßnahmen beschäftigen. Eine zwingende Voraussetzung für die Erforschung möglicher Abwehrmethoden ist jedoch, dass die Wissenschaftler die physikalischen Eigenschaften der NEOs genau kennen. Neben astronomischen Untersuchungen durch Großteleskope und direkten Besuchen durch Raumsonden nutzen die Astronomen hierfür auch Radaraufnahmen, welche von Asteroiden angefertigt werden, die der Erde relativ nahe kommen. Hierbei wird ein Radiosignal in Richtung des betreffenden Asteroiden ausgestrahlt, dessen Reflexionen anschließend wieder aufgefangen und ausgewertet werden. Mit diesen Daten können die Größe und Form der Asteroiden, deren Oberflächenbeschaffenheit und deren Bahnparameter bestimmt werden.

Der Asteroid (214869) 2007 PA8

Der Asteroid (214869) 2007 PA8 wurde bereits am 9. August 2007 im Rahmen des automatischen Himmelsdurchmusterungsprogramms LINEAR entdeckt. Im Rahmen mehrerer Nachfolgebeobachtungen zu Bahnbestimmung stellte sich heraus, dass auch dieser Himmelskörper zur Gruppe der „Near Earth Objects“ gehört und somit eine Kollision mit der Erde auf lange Sicht nicht ausgeschlossen werden kann. Der Asteroid gehört zur Klasse der sogenannten Apollo-Asteroiden, deren Umlaufbahnen in ihrem sonnennächsten Abschnitt die Umlaufbahn der Erde kreuzen. Am sonnenfernsten Punkt seiner Umlaufbahn erreicht 2007 PA8 dagegen eine Entfernung von 4,7 Astronomische Einheiten. Für einen kompletten Umlauf um die Sonne benötigt der Asteroid 5,2 Jahre.

Aus den Bahnberechnungen ergab sich, dass der Asteroid 2007 PA8 die Erde am 5. November 2012 in einem relativ geringen Abstand von lediglich 6,5 Millionen Kilometern – dies entspricht in etwa der 17-fachen Entfernung zwischen Erde und Mond – passieren würde, wobei eine Kollision jedoch ausgeschlossen war. Diese dichte Annäherung nutzten Wissenschaftler der US-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA für eine Radarbeobachtung des Erdbahnkreuzers. Hierfür setzten sie die 70-Meter-Antenne des Deep Space Networks (DSN) der NASA in Goldstone/Kalifornien ein, welche normalerweise für die Kommunikation mit Raumsonden genutzt wird.

Die entsprechenden Beobachtungen erfolgten an 16 Tagen zwischen dem 16. Oktober und dem 13. November 2012, wobei die Radarbilder abhängig von der Entfernung zwischen Erde und Asteroid Auflösungen zwischen 150 bis hin zu 3,75 Metern erreichten. Auf diesen Aufnahmen präsentierte sich 2007 PA8 als ein leicht längliches, irregulär geformtes Objekt mit einem Durchmesser von bis zu 1,6 Kilometern, auf dessen Oberfläche sich verschiedene Bergrücken und Kraterstrukturen befinden.

Bereits im Vorfeld der Radar-Beobachtungskampagne ergab sich aufgrund visueller Beobachtungen durch verschiedene optische Teleskope für die Rotationsperiode des Asteroiden ein ungewöhnlich hoher Wert von 95,1 Stunden mit einem Unsicherheitsfaktor von +/- 3,4 Stunden. Dieser Wert konnte durch die Radaraufnahmen bestätigt werden, da etwa alle vier Tage die gleichen Oberflächenstrukturen von dem Radar erfasst wurden.

Ungewissheit bestand bisher dagegen über den Ursprung von 2007 PA8, der zwar als Asteroid bezeichnet wird, dessen Bahnverlauf aber eher an einen Kometen der Jupiter-Familie erinnert. Allerdings wurden bei 2007 PA8 bisher keine Anzeichen der für einen Kometen typischen Aktivität beobachtet. Aufgrund der Resultate der Radarbeobachtungen gehen die beteiligten Wissenschaftler davon aus, dass es sich bei diesem Objekt wirklich um einen Asteroiden und nicht etwa um einen mittlerweile inaktiven kurzperiodischen Kometen handeln muss.

Keine Gefahr während der nächsten 200 Jahre
Definitiv ausgeschlossen werden kann dagegen zumindest für die nähere Zukunft das Risiko einer Kollision zwischen der Erde und diesem Asteroiden. Erst in etwa 200 Jahren, so die Auswertung der Dank der Radarbeobachtung nochmals verfeinerten Bahndaten, wird sich 2007 PA8 der Erde wieder ähnlich dicht annähern wie im November 2012. Für die absehbare Zukunft stellt dieser NEO somit keine potentielle Gefahr für unseren Heimatplaneten dar. Trotzdem wird 2007 PA8 auch in Zukunft im Rahmen der verschiedenen astronomischen Forschungsprogramme weiterhin beobachtet werden.

Die hier kurz vorgestellte Studie wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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EPSC 2013:

• Goldstone Radar Imaging of Near-Earth Asteroid (214869) 2007 PA8 (engl.)

Der Beitrag Radarbeobachtung des Asteroiden (214869) 2007 PA8 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: NASA, JPL, Max-Planck-Institut für Astrophysik, Raumcon.

Das Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) ist ein gut zehn Meter langes Weltraumteleskop, das mit seinen wissenschaftlichen Instrumenten den Spektralbereich der energiereichen Röntgenstrahlung beobachtet. Seine ungewöhnliche Größe, bei einer Masse von nur rund 350 Kilogramm, wird bedingt durch den speziellen Aufbau: Nach dem Start war NuSTAR in der Lage, seine Brennweite durch das Ausfahren eines leichtgewichtigen Teleskop-Gestänges erheblich zur vergrößern. Diese Bauart liegt begründet in den Reflexionseigenschaften der Röntgenstrahlung, welche sich wegen ihrer großen Intensität nur unter sehr flachen Einfallwinkeln spiegeln lässt. Dies trifft für NuSTAR in noch stärkerem Maße zu als auf verwandte Teleskope, etwa XMM-Newton, da es mit relativ hohen Photonenenergien bis immerhin 80 keV arbeitet.

Besondere Aufgabe des Satelliten war in den letzten Monaten das Aufspüren und Messen von Röntgenemissionen, die von supermassiven Schwarzen Löchern ausgehen. Insgesamt zehn dieser unvorstellbar schweren Himmelskörper hat NuSTAR bisher im Details ins Visier genommen. Ihnen sollen Weitere in dreistelliger Anzahl folgen. Besonders massereiche, und für diese Mission interessante, Schwarze Löcher befinden sich im Zentrum vieler bekannter Galaxien. Durch Kombination mit den Beobachtungen von XMM-Newton und anderen Teleskopen im niederenergetischen Röntgenbereich, waren Forscher nun leichter als bisher in der Lage diese kosmischen Objekte ausfindig zu machen und ihre Eigenschaften einzuschätzen.

Unter anderem konnte der sogenannte kosmische Röntgenhintergrund mit der besonders massereichen Spezies Schwarzer Löchern in Verbindung gebracht werden. Obwohl die diffuse Hintergrundstrahlung im Röntgenbereich bereits vor über einem halben Jahrhundert mit den damaligen astronomischen Mitteln auffindbar war, entwickelte sich erst in den letzten Jahrzehnten das Wissen über ihre Ursprünge weiter. NuSTARs Messungen deuten nun an: Neben bestimmten (Doppel-)Sternen, Neutronensternen und kosmischen Staubwolken kommen besonders auch supermassive Schwarze Löcher als Quellen der Emissionen in Frage. Klar schien bisher schon, dass die Strahlung offenbar hauptsächlich von galaktischen Kernregionen ausgeht und der diffuse Charakter ihrer Verteilung Folge der Überlagerung vieler Emissionsquellen ist.

NuSTAR hat gegenwärtig schon gut ein Drittel seiner im Juni 2012 begonnenen, nominellen Dienstzeit im All absolviert. Erfahrungsgemäß sind jedoch erhebliche Verlängerungen des Betriebs, über die traditionell vorsichtig gesteckten Ziele für den minimalen Missionserfolg hinaus, möglich und auch wahrscheinlich. XMM-Newton etwa, mittlerweile seit fast 14 Jahren im Orbit und schon lange in sogenannter „extended mission“, wird womöglich noch bis ins kommende Jahrzehnt weiter betrieben werden können.

Das Nuclear Spectroscopic Telescope Array ist, nach dem Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS), der erst vor gut zwei Monaten gestartet wurde, der jüngste Spross des Small Explorer Programms (SMEX) der NASA. Es wurde ebenfalls mit dem Pegasus XL-Träger in einen niedrigen, äquatornahen Erdorbit von 550 Kilometer Höhe gebracht und ist damit bereits die elfte SMEX-Mission seit dem Erststart eines Forschungssatelliten 1992.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL.

Die ersten Monate des Jahres 2013 verbrachte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity mit der Untersuchung einer mit dem Namen „Glenelg“ belegten Region im Inneren des Gale-Kraters. Seit mittlerweile etwa zwei Monaten befindet sich Curiosity auf dem Weg zu einer Stelle an der Basis des Zentralbergs des Gale-Kraters, von wo aus der Rover verschiedene geschichtete Gesteinsablagerungen in den unteren Hangregionen dieses mit dem Namen Aeolis Mons belegten Berges erreichen kann. Seit dem Verlassen der Region Glenelg legte Curiosity etwa 1.500 Meter zurück.

Aufgrund der großen Distanz zwischen Erde und Mars – abhängig von der Konstellation der beiden Planeten kann die Signallaufzeit bis zu 22 Minuten betragen – kann Curiosity von den für die Steuerung des Rovers verantwortlichen Roverdrivern des Jet Propulsion Laboratory (JPL) allerdings nicht etwa mittels eines Joysticks in Echtzeit navigiert werden. Vielmehr müssen sämtliche von dem Rover zu absolvierenden Manöver im Voraus bis ins Detail geplant und festgelegt werden. Nach der Übertragung der entsprechenden Kommandosequenzen führt der Rover diese Manöver dann selbstständig durch, ohne dass die Mitarbeiter des JPL dabei über die Möglichkeit eines direkten Eingreifens verfügen.

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

Autonome Navigation
Allerdings ist der Rover in der Lage, dieses Manko auszugleichen, indem er sich im sogenannten „autonomen Navigationsmodus“ fortbewegt. Zu diesem Zweck unterbricht der Rover seine Fahrt in regelmäßigen Abständen von maximal wenigen Metern und fertigt mit seinen Gefahrenerkennungs- und Navigationskameras Fotoaufnahmen des vorausliegenden Geländes an. Jeweils zwei Kameras bilden dabei zeitgleich den gleichen Geländeabschnitt ab. Diese Aufnahmen werden von der „Drive-Software“ des Rovers zu Stereoaufnahmen kombiniert – im Gegensatz zu konventionellen 2D-Aufnahmen ergibt sich bei stereoskopischen Aufnahmen auch ein räumlicher Eindruck der Landschaft – und anschließend autonom ausgewertet. Aus den so gewonnenen Informationen berechnet die Software von Curiosity anschließend einen sicheren Weg zu dem vorgegebenen Ziel.

„Curiosity fertigt mehrere Sätze von Stereo-Aufnahmen an, aus denen der Bordcomputer eine Karte mit allen erkennbaren potentiell gefährlichen Hindernissen oder unwegsamen Geländeabschnitten erstellt“, so Mark Maimone vom Roverdriver-Team des JPL. „Die Software bewertet dann alle denkbaren Wege zum vorgegebenen Zielpunkt und wählt die Route aus, die am besten geeignet erscheint.“ Durch diese Vorgehensweise sind zum Beispiel auch Fahrten zu Punkten durchführbar, bei denen die zu befahrene Route vor dem Beginn der jeweiligen Fahrt nicht komplett einsehbar und damit vom Roverkontrollzentrum aus nicht planbar ist.

Bereits in der vergangenen Woche erfolgte eine Art Generalprobe für diesen autonomen Navigationsmodus. Curiosity suchte sich seine Strecke dabei zwar selbstständig aus, musste sich bei der praktischen Umsetzung allerdings an die vorher festgelegten Routen-Vorgaben der Roverdriver halten. Die erste „echte“ Bewährungsprobe erfolgte dann am vergangenen Dienstag, dem „Sol“ 376 der Curiosity-Mission.
Diese Fahrt führte den Rover durch eine kleine Senke, welche vom Endpunkt der vorherigen Fahrt aus nicht einsehbar war. Für diesen Teilbereich der Strecke konnten die Roverdriver somit keine Kommandos vorgeben. Dieser erste Praxistest verlief erfolgreich. Insgesamt wurden am Sol 376 etwa zehn Meter der über eine Gesamtstrecke von rund 40 Meter führenden Fahrt im autonomen Navigationsmodus durchgeführt.

„Wir konnten den Bereich vor der Geländevertiefung einsehen und haben dem Rover mitgeteilt, wo er fahren soll. Wir konnten auch den Bereich auf der anderen Seite der Senke einsehen, wo sich der Zielpunkt der geplanten Fahrt befand. In dem dazwischen liegenden Teilbereich der Strecke war Curiosity allerdings auf sich alleine gestellt und hat die zu befahrende Route selbstständig gewählt“, so John Wright, ein weiterer Roverdriver des JPL.

Bei der Software, welche Curiosity derzeit für seine selbstständigen Fahrten auf der Marsoberfläche nutzt, handelt es sich um eine verbesserte Version eines vergleichbaren Programms, das aktuell auch immer noch bei dem bereits seit dem Januar 2004 auf unserem Nachbarplaneten operierenden Marsrover Opportunity zum Einsatz kommt.

Der zukünftige Weg zum Aeolis Mons

Durch den zukünftigen Einsatz der autonomen Navigation des Rovers könnten sich die Wegstrecken, welche im Rahmen einer einzelnen Fahrt zurückgelegt werden können, theoretisch erhöhen. Bis zum Erreichen seines eigentlichen Ziels, einem Punkt an der Basis des Zentralberges Aeolis Mons, muss Curiosity derzeit noch eine Strecke von weiteren rund 7.100 Metern zurücklegen. Diese Strecke soll schnellstmöglich und ohne größere Unterbrechungen überbrückt werden. Dabei muss allerdings bedacht werden, dass es sich bei der Curiosity-Mission um eine Forschungsmission handelt, welche möglichst viele Daten über den Mars sammeln soll.
Am Rande der vorgesehenen Route befinden sich mehrere Bereiche, welche nach Ansicht der an der Mission beteiligten Wissenschaftler lohnende Untersuchungsobjekte darstellen könnten. An einigen dieser Punkte wird der Rover deshalb voraussichtlich mehrtägige Zwischenstopps einlegen. Der erste dieser Punkte ist derzeit noch rund 400 Meter von der aktuellen Position des Rovers entfernt. Aufnahmen der HiRISE-Kamera, welche sich an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) befindet, deuten darauf hin, dass Curiosity dort verschiedene Ansammlungen von offen zutage liegenden Gesteinsformationen untersuchen kann.

„Jeder dieser Wegpunkte eröffnet Curiosity die Möglichkeit für einen Zwischenstopp auf seinem Weg zum Mount Sharp [so die NASA-interne, allerdings inoffizielle Bezeichnung des Zentralberges Aeolis Mons] und für die Untersuchung interessanter Oberflächenstrukturen in der Umgebung“, so John Grotzinger vom California Institute of Technology (Caltech), der Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission. „Diese Punkte befinden sich sehr nahe am schnellsten Weg zur Basis des Mount Sharp. Wir werden an jedem Punkt über einige Tage hinweg Untersuchungen durchführen und – falls es uns interessant genug erscheint – an diesen Punkten eventuell auch eine Bohrung durchführen.“
Phobos-Transit

Inzwischen stand jedoch wieder einmal Phobos, der größere und innere der beiden Marsmonde auf dem wissenschaftlichen Beobachtungsprogramm des Rovers.

Am 20. August 2013, dem Sol 369 der Mission, konnte die MastCam-100 zum wiederholten Mal einen Transit dieses Marsmondes vor der Sonnenscheibe dokumentieren. Der Rover unterbrach zwecks der Anfertigung entsprechender Bilder seine Fahrt an diesem Tag, um über einen Zeitraum von 31 Sekunden hinweg die Sonne abzubilden. Zuvor angestellte Berechnungen hatten ergeben, dass in diesem Zeitraum der Mond Phobos vor der Sonnenscheibe entlang ziehen wird.

„Der Transit ereignete sich während der Mittagszeit an Curiositys Aufenthaltsort, wodurch Phobos dem Rover besonders nahe war“, so Mark Lemmon von der A&M University in Texas/USA, einer der an dem MastCam-Instrument beteiligten Wissenschaftler. „Dadurch erschien der Mond größer als zu anderen Tageszeiten. Auf dem Mars gibt es nichts, was einer totalen Sonnenfinsternis näher kommt, als dieses Ereignis.“

Selbst unter den günstigsten Umständen bedeckt der rund 27 x 22 x 19 Kilometer durchmessende Mond, welcher den Mars in einer Entfernung von etwa 6.000 Kilometern umläuft, gerade einmal knapp die Hälfte der Sonnenscheibe. Statt einer „totalen Sonnenfinsternis“ sind auf dem Mars somit lediglich ringförmige Finsternisse zu beobachten, welche von den Experten in diesem Fall allerdings als Transits bezeichnet werden.

Die Dokumentationen solcher Ereignisse durch die Rover Curiosity und Opportunity liefern den Wissenschaftlern wichtige Daten, mit denen sich die Bahnparameter der beiden Marsmonde noch genauer als bisher bestimmen lassen (Raumfahrer.net berichtete). Aus den zeitlich exakt dokumentierten Abläufen der Finsternisse (Beginn des Transits, Bahnverlauf der Monde vor der Sonnenscheibe, Ende des Transits) lassen sich die Bahnen von Phobos und Deimos – dem zweiten Marsmond – mit sehr hoher Präzision bestimmen.

Die im Rahmen dieses Transits angefertigten Fotos sind die schärfsten bisher angefertigten Aufnahmen einer Sonnenfinsternis auf dem Mars. Erste Auswertungen der aufgenommenen Bilder zeigen, dass sich Phobos etwa zwei bis drei Kilometer näher am Zentrum der Sonnenscheibe befand als vorausberechnet. Die Bahn von Phobos konnte demnach bisher also noch nicht mit ausreichender Genauigkeit bestimmt werden, was weitere diesbezügliche Forschungen notwendig macht.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 379 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von rund 2.500 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Die bisher letzte Fahrt erfolgte erst vor wenigen Stunden am heutigen Tag und führte über eine Distanz von etwa 22 Metern in die südwestliche Richtung.

Seit dem Erreichen des Mars haben die Kamerasysteme von Curiosity 78.744 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Am 1. August 2013 benutzte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity eine seiner wissenschaftlichen Kameras, die MastCam-100, dazu, um die beiden Marsmonde Phobos und Deimos abzubilden. Bereits in der Vergangenheit wurden die beiden Optiken der MastCam zur Beobachtung der beiden Marsmonde eingesetzt. Bei diesen Aufnahmen wurden allerdings in erster Linie sogenannte Sonnentransits dieser Monde verfolgt (Raumfahrer.net berichtete).

Anfang dieses Monats konnte jedoch dokumentiert werden, wie Phobos, der innere und vom Durchmesser her größere der beiden Marsmonde, auf seiner Bahn um den Mars vor dem weiter außen gelegenen Mond Deimos vorbeizog und diesen dabei bedeckte. Hierbei handelte es sich um die erste von der Marsoberfläche aus dokumentierte Deimos-Bedeckung. Das Ereignis dauerte etwa 55 Sekunden an. In diesem Zeitraum nahm die MastCam-100 insgesamt 41 Einzelbilder auf, welche teilweise erst über eine Woche nach ihrer Anfertigung an das Roverkontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt wurden.

Aus diesen Einzelaufnahmen, welche in Abständen von jeweils 1,4 Sekunden angefertigt wurden, haben die Mitarbeiter der Mission mittlerweile eine kurze Videosequenz erstellt. Das Video kann sowohl bei YouTube als auch auf einer entsprechenden Internetseite des JPL Photojournal betrachtet werden. Bei der nebenstehenden Version des Videos wurden die 41 Originalaufnahmen durch die Einfügung von interpolierten Bildern ergänzt.

Auf den Aufnahmen sind auf der Oberfläche des etwa 6.000 Kilometer entfernt befindlichen Mondes Phobos verschiedene größere Impaktkrater erkennbar. Der wissenschaftliche Zweck dieser Aufnahmen weist allerdings einen anderen Schwerpunkt auf, denn mit dieser Beobachtung der Deimos-Bedeckung von der Planetenoberfläche aus lassen sich die exakten Verläufe der Umlaufbahnen der beiden Marsmonde mit einer extrem hoher Genauigkeit bestimmen.

„Unser ultimatives Ziel besteht darin, das Wissen über die Umlaufbahn von Phobos so weit zu verfeinern, dass wir darauf basierend die Kräfte berechnen können, welche von Phobos aus auf dem Mars einwirken“, so Mark Lemmon von der A&M University in Texas/USA, einer der für den Einsatz der MastCam verantwortlichen Mitarbeiter des Curiosity-Teams. „Eventuell erhalten wir durch diese Daten auch weitere Erkenntnisse über den inneren Aufbau des Mars oder über Dichteschwankungen im Inneren von Phobos. Außerdem wollen wir in Erfahrung bringen, ob sich der Orbit von Deimos systematisch verändert.“
Phobos benötigt für einen vollständigen Umlauf um den Mars gegenwärtig lediglich 7 Stunden, 39 Minuten und 12 Sekunden, wobei er sich in einer Entfernung von weniger als 6.000 Kilometern über der Marsoberfläche bewegt. Im Gegensatz zu der Umlaufbahn des Deimos befindet sich die Phobos-Umlaufbahn somit am Rand der Roche-Grenze des Mars, was zu einer langsamen Zunahme der Umlaufgeschwindigkeit und zugleich zu einer stetigen weiteren Annäherung an die Planetenoberfläche führt. Laut den aktuellen Berechnungen liegt diese Annäherungsrate gegenwärtig bei etwa 1,8 Metern pro 100 Jahre.

Im Falle von Deimos könnte sich die Situation anders herum gestalten. Es ist denkbar, dass dessen gegenwärtige mittlere Entfernung von etwa 20.000 Kilometern zur Marsoberfläche im Laufe der Zeit langsam zunimmt.

Mark Lemmon und sein Team hatten im Vorfeld der am 1. August dokumentierten Deimos-Bedeckung berechnet, dass dieses Ereignis kurz nach einer geplanten Datenübertragung durch den Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) erfolgen würde. Somit war die Durchführung der Beobachtungssequenz möglich, ohne dabei in Konflikt mit anderen Tätigkeiten des Rovers zu geraten. Auch der notwendige Energieverbrauch fiel lediglich minimal aus.

Bis zum heutigen Tag, dem „Sol“ 366 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von fast 2.000 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Die bisher letzte Fahrt erfolgte am gestrigen Tag und führte über eine Distanz von etwa 26 Metern in die südwestliche Richtung.

Seit dem Erreichen des Mars haben die Kamerasysteme von Curiosity 74.793 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, The Planetary Society.

Der am 21. September 2012 von den beiden Amateurastronomen Witali Njewski und Artjom Nowitschonok entdeckte Komet C/2012 S1 (ISON) nähert sich derzeit immer weiter dem inneren Bereich unseres Sonnensystems. Bereits im Mai 2013 hatte der Komet dabei eine Position am Himmel eingenommen, auf der er sich von der Erde aus betrachtet in der Nähe der Sonne befand, was eine erfolgreiche Überwachung durch erdgestützte Beobachter während der letzten Monate unmöglich machte.

Mittlerweile kann der Komet jedoch wieder von der Erde aus gesehen werden. Die ersten entsprechenden Aufnahmen gelangen dem US-amerikanischen Amateurastronomen Bruce Gary bereits am 12. August 2013, der den Kometen C/2012 S1 (ISON) an diesem Tag im Rahmen einer gezielten Suche mit einem Celestron-11-Teleskop – einem Teleskop mit einer Hauptspiegeldurchmesser von 28 Zentimetern – von seiner Hobbysternwarte aus „wiederentdeckte“. Auf den entsprechenden Aufnahmen ist der immer noch extrem lichtschwache Komet als ein Objekt mit einer Helligkeit von etwa 14 mag erkennbar, bei dem sich langsam ein Schweif ausbildet.

Auf seiner Umlaufbahn um die Sonne wird sich C/2012 S1 (ISON) dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems am 28. November 2013 bis auf eine Distanz von etwa 1,8 Millionen Kilometern annähern. Professionelle wie Amateurastronomen rechnen damit, dass der Komet dabei einen spektakulären Anblick am Himmel bieten wird. Es wird erwartet, dass der Komet von Anfang November 2013 bis Mitte Januar 2014 mit dem bloße Auge zu sehen ist, wobei er kurzzeitig sogar die Helligkeit des Vollmondes erreichen könnte. Unter besonders günstigen Umständen könnte der Komet dabei Ende November während des Tages sogar als sogenannter „Tageskomet“ als heller Fleck neben der Sonne erkennbar sein.

Eine Grundvoraussetzung für ein spektakuläres Himmelsereignis im Dezember und Januar ist allerdings, dass der Komet diese Sonnenpassage übersteht und nicht durch die dabei auf den Kometenkern einwirkenden enormen Gravitationskräfte zerrissen wird. Unabhängig davon sind Prognosen über die zukünftige Helligkeitsentwicklung von Kometen allerdings extrem schwierig und führen aufgrund des immer noch geringen Wissens über die Kometen im Allgemeinen und einzelne Kometen im Speziellen sowie über die verschiedenen Prozesse, welche zur Ausbildung einer Koma und eines Kometenschweifes führen, zu fehlerhaften Vorhersagen.

Auch um das bisherige Wissen zu erweitern wird der Komet C/2012 S1 (ISON) deshalb in den kommenden Monaten ein bevorzugtes Ziel der Astronomen darstellen. Neben diversen erdgebundenen Großteleskopen werden dabei auch verschiedene Weltraumteleskope und Raumsonden zum Einsatz kommen.

Geplante Aufnahmen aus der Umlaufbahn des Mars

Eine der hierzu einzusetzenden Raumsonden befindet sich gegenwärtig etwa 2,355 Astronomische Einheiten – dies entspricht rund 352 Millionen Kilometern – von der Erde entfernt in einer Umlaufbahn um den Mars. Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) soll den Kometen am 20. August 2013 mit einem der sechs an Bord dieses Marsorbiters mitgeführten Instrumente, der HiRISE-Kamera, abbilden.

Hierzu müssen die für die Steuerung des Orbiters verantwortlichen Mitarbeiter des in Pasadena/Kalifornien beheimateten Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA die Raumsonde jedoch zunächst entsprechend ausrichten. Der Orbiter befindet sich normalerweise in einer Orientierung im Raum, durch welche die verschiedenen Instrumente direkt auf die Marsoberfläche zeigen. Zwecks der erfolgreichen Beobachtung des Kometen muss der MRO so „gedreht“ werden, dass statt unseres Nachbarplaneten der Komet in das Aufnahmefeld der Kamera gerät. Außerdem muss berücksichtigt werden, dass die HiRISE-Kamera dazu ausgelegt ist, lediglich wenige 100 Kilometer entfernte Ziele in hoher Auflösung abzubilden. Der Komet ISON wird am 20. August jedoch fast 150 Millionen Kilometer von dem Marsorbiter entfernt sein.

Zu Beginn dieser Woche wurden am JPL verschiedene Simulationen durchgeführt, in deren Rahmen die verschiedenen für die Beobachtung notwendigen Steuerungssequenzen getestet wurden. Dabei wurden keine Fehler in den zuvor erstellten Kommando-Scripts entdeckt. Sofern es zu keinen kurzfristigen Änderungen in den Plänen kommt, wird die HiRISE-Kamera am 20. August ab 19.22 Uhr MESZ 13 Aufnahmen des Kometen anfertigen. Ab 21.00 Uhr MESZ soll der Orbiter dann wieder auf den Mars ausgerichtet werden und den reguläre Beobachtungsbetrieb der Marsoberfläche fortsetzen.

Bei diesen Beobachtungen handelt es sich allerdings nur um einen Testlauf. Aufgrund der großen Distanz zwischen dem Orbiter und dem Kometen werden die HiRISE-Aufnahmen über eine extrem geringe Auflösung verfügen, welche bei lediglich etwa 150 Kilometern pro Pixel liegen dürfte.

Anders wird sich die Situation dagegen am 2. Oktober 2013 gestalten. An diesem Tag wird sich der Komet C/2012 S1 (ISON) dem Mars bis auf eine Distanz von etwa 10,8 Millionen Kilometern annähern. Bereits einige Tage zuvor – am 29. September wird sich dem MRO die beste Sicht auf den Kometen bieten – sollen erneute Beobachtungen durchgeführt werden. Neben der HiRISE-Kamera wird dabei auch das CRISM-Spektrometer des Orbiters – ein mit 544 verschiedenen Spektralkanälen ausgestattetes Spektrometer zur Analyse von Mineralen auf der Marsoberfläche – Daten von ISON sammeln. Die dabei erwartete Auflösung der HiRISE-Kamera liegt bei etwa 10 Kilometern pro Pixel. Dies ist zwar zu wenig, um den etwa fünf Kilometer durchmessenden Kern des Kometen aufzulösen, reicht aber aus, um vermutlich spektakuläre und zudem wissenschaftlich relevante Aufnahmen von der Koma und dem Schweif anzufertigen.

Ebenfalls zur Beobachtung des Kometen sollen zudem die beiden derzeit aktiven Marsrover Opportunity und Curiosity eingesetzt werden. Auch die Hauptkameras dieser beiden ebenfalls von der NASA betriebenen Rover sollen Aufnahmen von ISON anfertigen. Etwas unklar ist dagegen bisher die Lage bei dem zweiten derzeit von der NASA betriebenen Marsorbiter, der Raumsonde Mars Odyssey. Sollte sich in den kommenden Wochen zeigen, dass der Komet ohne zusätzlichen Aufwand auch in deren Aufnahmebereich gerät, so sind Beobachtungen durch deren THEMIS-Spektrometer – auch dieses dient der Analyse von Mineralen auf dem Mars – vorgesehen. Ein spezielles Manöver, durch welches Mars Odyssey auf ISON ausgerichtet würde, ist dagegen aufgrund des fortgeschrittenen Alters dieses dienstältesten Marsorbiters nicht vorgesehen.

C/2012 S1 (ISON)
Der Komet C/2012 S1 (ISON) gehört zu den langperiodischen Kometen, welche sich auf extrem langgestreckten Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. Er stammt somit sehr wahrscheinlich aus der Oortschen Wolke – einem Bereich des äußersten Sonnensystems, welcher vermutlich die Heimat von mehreren 100 Milliarden Kometen darstellt. Durch gravitative Störungen werden die Umlaufbahnen dieser Kometen gelegentlich verändert, wodurch einige von ihnen in das innere Sonnensystem abgelenkt werden können. Die dabei erreichten Umlaufperioden dieser Kometen können dann von einigen zehntausend Jahren bis hin zu mehreren Millionen Jahren betragen.

Die bisherigen Berechnungen der Umlaufbahn von C/2012 S1 (ISON) haben ergeben, dass der Komet sich jetzt – mehr als 4,5 Milliarden Jahre nach seiner Entstehung – möglicherweise das erste Mal der Sonne nähert. Aus diesem Grund gehen die Kometenforscher davon aus, dass der Kern von C/2012 S1 (ISON) noch über seine ursprüngliche Oberflächenzusammensetzung verfügt, welche große Mengen an leichtflüchtigen Stoffen wie gefrorenes Kohlendioxid oder Wassereis enthalten dürfte.

Der Oktober 2014
Die jetzt bevorstehende dichte Passage von C/2012 S1 (ISON) am Mars ist allerdings nur das Vorspiel für ein noch „größeres“ Ereignis. Bereits im Oktober 2014 wird ein weiterer „Schweifstern“, der Komet C/2013 A1 (Siding Spring), unseren äußeren Nachbarplaneten in einer Entfernung von wahrscheinlich lediglich etwa 100.000 bis 130.000 Kilometern passieren (Raumfahrer.net berichtete). Dabei, so die aktuellen Prognosen, dürfte die HiRISE-Kamera eine maximale Auflösung von sogar etwa 100 Metern pro Pixel erreichen. Auch während dieser nächsten Kometenpassage am Mars sind zusätzliche Beobachtungen durch die dann aktiven Marsorbiter und -rover vorgesehen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA.

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 15. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.504 einen Teilbereich der Region Hesperia Planum und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 22 Metern pro Pixel.

Bei der Region Hesperia Planum handelt es sich um eine ausgedehnte Hochebene, welche sich unmittelbar südlich des Marsäquators befindet und die über einen Durchmesser von mehr als 1.500 Kilometern verfügt. Die Hochebene dient als Namensgeber für das mittlere der drei geologischen Zeitalter des Mars, welches als die „Hesperianische Epoche“ oder auch als „Hesperium“ bezeichnet wird. Das Hesperium deckt in etwa den Zeitraum von 3,7 bis 3,3 Milliarden Jahren vor unserer Zeit ab.

In dieser Periode spielten sich auf dem Mars verschiedene Prozesse ab, welche den gesamten Planeten nachhaltig veränderten. So ergossen sich zum Beispiel aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste riesige Lavamengen über die Planetenoberfläche und bildeten weite, ausgedehnte Ebenen.

In diesem Zeitraum entstanden auch die ältesten, in der Tharsis- und in der Elysium-Region gelegenen Marsvulkane sowie das Grabensystem der Valles Marineris. Durch die vulkanischen Aktivitäten wurden zudem große Mengen an Wasser freigesetzt, welche sich anschließend über die Marsoberfläche ergossen und dabei gewaltige Ausflusstäler erzeugten.

Das Zentrum des von der HRSC am 15. Januar abgebildeten Gebietes befindet sich bei vier Grad südlicher Breite und 114 Grad östlicher Länge und gibt somit einen Teilbereich des nördlichen Hesperia Planum wieder. Auf den heute veröffentlichten Aufnahmen können einige der in der Vergangenheit erfolgten geologischen Veränderungen zum Teil exemplarisch nachvollzogen werden.

Die abgebildete Region ist von zahlreichen Kratern unterschiedlichster Größen übersät, welche im Laufe der Zeit durch verschiedene erosive Prozesse stark verändert wurden. Bei manchen Kratern wurden die Kraterwälle abgetragen, andere Krater wurden fast vollständig mit Sand, Staub und Lockermaterial verfüllt. Dies führt zu dem Schluss, dass es sich bei diesem Hochlandgebiet um eine der ältesten Gesteinsformationen überhaupt handelt, welche auf dem Mars zu beobachten sind.

Südlich des hier gezeigten Teilbereiches des Hesperia Planum nimmt ein kleines, verzweigtes System von Tälern namens „Tagus Valles“ seinen Ausgang. Die Ausläufer der Täler sind auf den hier gezeigten Aufnahmen nicht ganz leicht zu erkennen, da verschiedene geologische Prozesse die Oberfläche und auch den Talverlauf verändert haben. In der nebenstehenden farbkodierten topographischen Karte lassen sich stellenweise unterhalb (östlich) und rechts (nördlich) des großen Kraters im Zentrum dieser Nadir-Ansichten ansatzweise noch mäandrierende Talverläufe erkennen.

Nördlich und nordöstlich dieser nur noch schemenhaft erkennbaren Täler verfügen dagegen viele Krater über eine sehr glatte Oberfläche. Es wird vermutet, dass diese Krater im Laufe der Zeit mit Sedimentmaterial aufgefüllt wurden. Diese Sedimente, so die Annahme der Planetologen, wurden einstmals von Wasser, welches durch die Täler der Tagus Valles floss, dorthin transportiert und schließlich dort abgelagert.

Im rechten unteren Bildquadranten der verschiedenen Nadir-Ansichten ist zudem eine Gruppe von Kratern zu erkennen, welche miteinander verbunden sind und die ebenfalls verfüllt wurden. Im Zentrum dieser drei sich überlagernden Krater befindet sich ein kleinerer Krater mit einem Durchmesser von rund 6,5 Kilometern und einem sehr viel schärfer umrissenen Rand. Dieses Profil lässt erkennen, dass dieser Impaktkrater zu einem späteren Zeitpunkt als die flacheren Krater entstanden ist.

Der Krater ist von einer auffälligen Auswurfdecke umgeben, die sich mit ihrem markanten Rand wie mit einem Wall über die Ebene erhebt. Diese auch als „Ejektadecke“ bezeichnete Formation ist ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu dem Zeitpunkt, als sich der für die Entstehung des kleineren Kraters verantwortliche Impakt ereigneten, direkt unter der Oberfläche Wassereis befunden haben muss. Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen des Impaktprozesses freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des dortigen Marsbodens führte.

Das jetzt teilverflüssigte Untergrundmaterial wurde durch die Wucht des Impaktes zuerst in die Höhe geschleudert und fiel anschließend in der Umgebung des Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

Einen weiteren Hinweis auf das zeitweilige Vorhandensein von Wasser liefert ein dunkel gefärbte Krater im Süden der abgebildeten Region (erkennbar im linken oberen Bildbereich der Nadir-Ansichten). Dieser Krater verfügt über einen Durchmesser von etwa 34 Kilometern. Auffallend sind zahlreiche große Tafelberge und so genannte Yardangs, welche sich im Inneren des einstmals teilweise von Sedimenten aufgefüllt Kraters gebildet haben. Vieles deutet darauf hin, dass der Krater zu verschiedenen Zeitpunkten gleich mehrfach überflutet wurde. Während solcher Flutereignisse wurden Sedimente im Inneren des Kraters abgelagert.

Damit die in der Gegenwart auf den Aufnahmen zu erkennende ungewöhnlich „chaotisch“ anmutende Landschaft im Innern des Kraters entstehen konnte, mussten zuvor Teile dieser Sedimente wieder abgetragen werden. Eine mögliche Erklärung für die Entfernung der kraterinneren Sedimente sind Lösungsprozesse, welche sich unter der Oberfläche abgespielt haben. Hierbei wurden durch Wasser Hohlräume ausgewaschen, in welche anschließend Material von der Oberfläche nachgesackt ist. Im oberen rechten Bereich des Kraterbodens sind die Überreste eines schmalen Tals zu erkennen, durch welches einstmals Wasser geströmt sein könnte.

Ein weiteres interessantes Merkmal dieses Kraters sind die dunkel getönten Ablagerungen, welche sowohl Teilbereiche von dessen Innen- als auch von dessen Außenseite überdecken. Bei diesen Ablagerungen könnte es sich um vulkanische Aschepartikel handeln, die durch eine äolische Verfrachtung, also durch Winde transportiert, über große Flächen verteilt wurden. Ein möglicher Herkunftsort für diese Ascheablagerungen könnte die Elysium-Vulkanprovinz sein, welche sich nordöstlich des hier gezeigten Gebietes befindet. Ein weiterer Kandidat ist der mehrere hundert Kilometer südöstlich gelegene Vulkan Tyrrhena Patera.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Hesperia Planum wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.504 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hesperia Planum finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA. Vertont von Peter Rittinger.

Dies gab die NASA am 17. Mai bekannt. Mittlerweile sucht man seit 8 Jahren speziell nach derartigen Ereignissen, der Einschlag vom 17. März war bisher der hellste. Von der Erde aus hätte man die sekundenlange Leuchterscheinung sogar durch Zufall mit bloßem Auge beobachten können, erreichte der Lichtblitz doch eine Helligkeit der Magnitude 4. Er war damit in etwa so hell wie der sogenannte Augenprüfer, der Stern Alkor, der in geringem Abstand zu Mizar in der Deichsel des Großen Wagen zu sehen ist.

Bill Cooke vom Meteoroid Environment Office der NASA: „Am 17. März traf ein Objekt der Größe eines kleinen Felsbrockens die Mondoberfläche im Mare Imbrium. Es explodierte in einem Blitz, der nahezu 10-mal heller war, als alles, was wir bisher gesehen haben.“

Das Projekt verzeichnet mittlerweile Hunderte Meteoroideneinschläge auf dem Mond. Man schätzt die Größe des Brockens vom 17. März auf 30 bis 40 cm und die Masse auf etwa 40 kg. Die Einschlaggeschwindigkeit lag zudem bei etwa 90.000 km/h. Der entstandene Krater könnte einen Durchmesser um 20 Meter aufweisen und wäre damit ein gutes Ziel für die Kameras des Lunar Reconnaissance Orbiters, eines Mondsatelliten der NASA mit einer besonders hochauflösenden Optik und Elektronik.

In der Nacht des 17. März verzeichneten Kameras der NASA und der Universität von West-Ontario im Rahmen einer kompletten Himmelsüberwachung auch auf der Erde eine ungewöhnlich hohe Anzahl von tief eindringenden, also schnellen Meteoriten. Diese bewegten sich offenbar auf ähnlichen Bahnen wie der Himmelskörper, der den hellen Mondeinschlag verursachte. Bill Cooke vermutet einen Zusammenhang.

Ein Ziel des Mondüberwachungsprogramms, welches im Jahre 2005 ins Leben gerufen wurde, ist, neue Meteoritenströme mit potentiell für die Erde gefährlichen Bahnen im All aufzuspüren. Offenbar hat man nun durch die Sternschnuppen auf der Erde und den Einschlag auf dem Mond einen Kandidaten gefunden.

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• Mond (ab 21.05.2013)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel und Gertrud Felber. Quelle: American Museum of Natural History, CalTech.

US-Astronomen haben mit einem neuen abbildenden Infrarot-Sensor am 5-Meter-Hale-Teleskop des Palomar-Observatoriums in Kalifornien Spektren der vier im Jahre 2008 entdeckten Planeten um den Stern HR 8799 gewonnen. Dabei zeigte sich, dass die Planetenatmosphären recht unterschiedliche und ungewöhnliche Zusammensetzungen besitzen. Normalerweise würde man bei derart großen und warmen Planeten, die Temperaturen liegen um 1.000 K, eine bestimmte Mischung von Ammoniak und Methan erwarten. Die Planeten von HR 8799 zeigten hingegen nur Spektrallinien des einen oder des anderen Stoffes. Zusätzlich fand man neben Kohlendioxid auch Hinweise auf Azetylen.

Ein weiterer erstaunlicher Fakt war, dass die Planeten „röter“ als angenommen waren, das heißt, die reflektierte Strahlung war langwelliger als erwartet. Man erklärt dies durch eine unvollständige Bewölkung in den Atmosphären. Auf jeden Fall ist die Luft auf allen Planeten zu giftig und zu heiß, um Leben nach unseren Vorstellungen zu ermöglichen.

Auch der Stern HR 8799 ist ungewöhnlich. Er besitzt die 1,6-fache Masse unserer Sonne, ist fünfmal heller, strahlt etwa 1.000-mal mehr UV-Strahlung ab und seine Helligkeit kann im Verlaufe von 2 Tagen um 8% variieren. HR 8799 befindet sich im Sternbild Pegasus. (HR steht für Harvard Revisited Photometry Catalogue, dessen Nachfolger der aktuelle Bright Star Cataloge ist. Im Nachhinein hat man übrigens die Planeten des Systems auf Aufnahmen des Hubble Space Telescope gefunden, die bereits im Jahre 1998 angefertigt wurden.)

Das Project 1640 wird von Ben E. Oppenheimer geleitet und vereint Bemühungen und Ressourcen von Forschern des California Institute of Technology (CalTech, USA), des Jet Propulsion Laboratory (JPL, USA) der NASA, der Universitäten Cambridge (Großbritannien) und New York (USA), des Space Telescope Science Institute (STScI) sowie des Amerikanischen Museums für Naturgeschichte der USA. Der neue Messkomplex ist ein Integralfeld-Spektrograph, der dem 5-Meter-Spiegel, einer präzisen adaptiven Optik mit Korrekturbewegungen im Mikrosekundenbereich, einer weiteren Korrekturoptik sowie einem besonders genauen Koronographen nachgeschaltet ist und über eine auf 77 K gekühlte Quecksilber-Cadmium-Tellur-Detektormatrix mit 4 Megapixeln verfügt, in der Infrarot-Spektren parallel in 30 Bändern im Bereich von 1,06 bis 1,78 µm Wellenlänge aufgenommen werden können. Zum System gehört auch eine spezielle Software, welche die Korrekturoptik steuert, die Daten speichert und die Spektren auswertet.

Das Licht des zentralen Sterns wird durch eine Lochblende ausgeblendet, während das Licht der Umgebung des Sterns in die hochkomplizierte Apparatur reflektiert wird. Hier erfolgt nicht nur die spektrale Zerlegung sondern auch ein Ausgleich atmosphärischer Disperion sowie eine weitere Korrektur der Luftbewegungen. Das Licht des Sterns wird außerhalb der Apparatur auf einen Wellenfrontdetektor geleitet. Damit lässt sich mit einer Präszision von etwa 10 nm übrig bleibendes direktes Sternlicht aus den Spektren der beobachteten Planeten herausrechnen. Der Koronograph lässt die Beobachtung von Objekten in der Nähe von Sternen zu, die 1 bis 10 Millionen Mal schwächer leuchten als diese.

Geplant ist eine dreijährige Studie am Palomar-Observatorium, die im Juni 2012 begann und während der etwa 200 Sterne unter die Lupe genommen werden sollen, die sich innerhalb von ca. 150 Lichtjahren um unser Sonnensystem befinden.

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• Direkt beobachtete Exoplaneten

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Astrotreff.de, Celestrak, Raumcon.

Der Start des Raumschiffes erfolgte am Montag, gegen 18.42 Uhr Moskauer Zeit (15.42 Uhr MEZ) vom Kosmodrom Baikonur aus. Dabei gelangten Nutzlast und dritte Stufe in eine Bahn zwischen 191 und 247 km Höhe bei 51,65 Grad Neigung gegen den Äquator. Während das Raumschiff durch mehrere Bahnmanöver rasch an Höhe gewann und bereits knapp 6 Stunden nach dem Start an der Internationalen Raumstation ankoppelte, blieb die Oberstufe auf der niedrigen Bahn zurück.

In einer Höhe von knapp 200 Kilometern ist die Bremswirkung der Restatmosphäre noch so hoch, dass ein Flugkörper nur wenige Runden um unseren Planeten schafft. Das erheblich höhere Apogäum sorgte nun dafür, dass die Raketenstufe ein paar Umläufe mehr schaffte und somit gerade Deutschland überquerte, als sie in dichte Atmosphärenschichten eintrat und in einer Höhe von etwa 60 Kilometern eindrucksvoll verglühte. Der flache Eintrittswinkel sorgte zugleich für eine vergleichsweise lange Spur.

Heute früh wurde von Celestrak noch eine Bahnhöhe zwischen 159 und 179 Kilometern angegeben. Die Daten beruhen auf Messungen des Stategischen Kommandos der USA. Damit war zu erwarten, dass die unter der internationalen Bezeichnung 2013-007B laufende Raketenstufe heute in die Erdatmoshäre eintritt. Simulationen ergaben einen Überflug über Deutschland gegen 22.15 Uhr.

Bereits zu Weihnachten 2011 war das Verglühen einer Sojus-Raketenstufe über Mitteleuropa beobachtet worden. Damals stammte diese allerdings vom Start eines bemannten Raumschiffes. Es hat also wahrscheinlich nichts mit der neu gewählten schnellen Flugbahn zur ISS zu tun, da dieses Verfahren erst ab März auch bei den Sojus-Raumschiffen zum Einsatz kommen soll.

Der Beitrag Sojus-Drittstufe verglüht über Deutschland erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: CICLOPS, JPL, The Planetary Society.

Bereits am gestrigen 7. Februar 2013 hat die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 22.12 Uhr MEZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreicht. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 1,66 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 182. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Saturnumlaufbahn immer noch über eine Inklination von 53 Grad. Bis Mitte dieses Jahres soll die Neigung der Cassini-Umlaufbahn im Rahmen verschiedener naher Vorbeiflüge an dem größten und massereichsten Saturnmond, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, in mehreren Schritten allerdings noch auf fast 62 Grad erhöht werden.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 13 Tage andauernden Orbits Nummer 182 – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 181“ – insgesamt 22 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die erste dieser Beobachtungen erfolgt am morgigen 9. Februar und wird den Saturn zum Ziel haben. Durch die hierbei geplanten Abbildungen der Saturnatmosphäre durch die WAC-Kamera, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagne“ sind, sollen erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden. Durch die Beobachtung von markanten Wolkenformationen in der Atmosphäre des Ringplaneten lassen sich so zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und -geschwindigkeiten tätigen.

Im Anschluss an diese Beobachtungen wird sich die ISS-Kamera zunächst hauptsächlich auf das Ringsystem des Saturn konzentrieren. Neben der Beobachtung des F-Ringes – hier sollen die Wellen und Kanäle innerhalb der dortigen Ringstruktur untersucht werden, welche durch eine gravitative Interaktion mit dem Saturnmond Prometheus verursacht werden – bilden die Speichenformationen im B-Ring des Saturn eines der primären Aufnahmeziele für die WAC-Kamera.

Am 11. Februar soll zudem die Encke-Teilung mit der NAC-Kamera abgebildet werden. Hierbei wird auch der kleine, unregelmäßig geformte und im Durchschnitt lediglich rund 28 Kilometer durchmessende Saturnmond Pan in den Aufnahmebereich der Kamera gelangen.

Zwei Tage später ist die Erstellung von diversen hochaufgelösten Aufnahmen des inneren D-Ringes geplant. Aus einem aus diesen Bildern erzeugten Video soll die Staubverteilung im inneren Bereich des Ringsystems des Saturn abgeleitet werden – einer Region, welche die Raumsonde Cassini im Verlauf ihrer letzten Orbits um den Saturn im Jahr 2017 mehrfach durchfliegen wird.

Am 14. Februar wird Cassini schließlich um 13.50 Uhr MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 182, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 387.760 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden.

Bereits einen Tag zuvor soll die ISS-Kamera in Zusammenarbeit mit einem der Spektrometer der Raumsonde, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), den F-Ring des Saturn abbilden. Anschließende Beobachtungen werden dann den C-Ring zum Ziel haben, wobei dort speziell nach Anzeichen für eventuell in der Vergangenheit erfolgte nahe Begegnungen mit Asteroiden oder Kometenfragmenten gesucht werden soll. Der Durchzug solcher relativ massereicher Objekte durch das Ringsystem des Saturn würde deutlich erkennbare, gravitativ bedingte Veränderungen in der Anordnung der Ringteilchen verursachen, welche sich auch noch nach Jahrzehnten nachweisen lassen würden.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Saturn wird sich die ISS-Kamera auf den Mond Enceladus ausrichten und dort aus einer Entfernung von 290.000 Kilometern die von den in der Südpolregion dieses Saturnmondes gelegenen „Tigerstreifen“ ausgehenden Fontänen aus Gas und feinen Wassereiskristallen abbilden, um eine eventuell veränderte Aktivität der bisher bekannten Auswurfzonen zu dokumentieren.

Drei Tage nach dem Passieren der Periapsis wird Cassini am 17. Februar schließlich im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges um 11.22 Uhr MEZ den größten der Saturnmonde, den Titan, in einer Entfernung von 1.978 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde passieren. In der Phase der dichtesten Annäherung soll das Radio Science Subsystem (RSS) der Raumsonde für nähere Untersuchungen eingesetzt werden.

Während des Vorbeifluges an dem Mond wird die Raumsonde durch die von Titan ausgehenden gravitativen Einflüsse minimal von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt werden. Diese Abweichungen machen sich in einem von Cassini ausgestrahlten und von den Stationen des Deep Space Network (DSN) der NASA zu empfangenden Radiosignals durch eine Dopplerverschiebung bemerkbar. Durch die RSS-Messungen sollen nähere Informationen über die innere Struktur dieses zweitgrößten Mondes innerhalb unsreres Sonnensystems gewonnen werden. Speziell erhoffen sich die Wissenschaftler durch das RSS-Experiment weitere Erkenntnisse über eventuell existierende Heterogenitäten und Massekonzentrationen sowie über das eventuelle Vorhandensein eines unterirdischen Ozeans im Inneren von Titan.

Während der erfolgenden RSS-Messungen muss die für die Kommunikation mit dem DSN genutzte, vier Meter durchmessende HG-Antenne der Raumsonde allerdings exakt auf die Erde ausgerichtet sein. Da die wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde starr auf einer Instrumentenplattform montiert sind, ist es somit während der Hauptphase dieses Vorbeifluges nicht möglich, Aufnahmen des Mondes durch die ISS-Kamera zu gewinnen. Vor dem Beginn des RSS-Experiments und nach dessen Beendigung sind allerdings Aufnahmen der Mondoberfläche vorgesehen, bei denen speziell die Region „Adiri“ – hierbei handelt es sich um ein ausgedehntes Dünenfeld im Bereich des Titan-Äquators – und die vom Saturn abgewandte südliche Hemisphäre des Titan abgebildet werden sollen.

Im Rahmen dieses Titan-Vorbeifluges, es handelt sich dabei um den mittlerweile 90. Vorbeiflug, wird sich die Inklination der Raumsonde zudem auf 57,1 Grad erhöhen. Am 20. Februar 2013 wird Cassini schließlich um 06:02 MEZ in einer Entfernung von rund 1,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und auch diesen 182. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 183 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn vorgesehen.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. 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.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA.

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben.

Am 14. Mai 2012 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 10.657 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Reull Vallis und bildete dabei einen Teilbereich des Oberlaufes dieses Tals mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Das Zentrum der dabei angefertigten Aufnahmen befindet sich bei 41 Grad südlicher Breite und 107 Grad östlicher Länge. Das dargestellte Gebiet umfasst etwa 15.000 Quadratkilometer und verfügt über eine Ausdehnung von 180 mal 80 Kilometern. Aus einer Überflughöhe von rund 320 Kilometern wurde die Marsoberfläche dabei mit einer Auflösung von bis zu 16 Metern pro Pixel abgebildet.

Bei den zahlreichen Gräben und Tälern, welche sich durch das Hochland unseres äußeren Nachbarplaneten winden, ist nicht immer offensichtlich, durch welche geologischen Prozesse diese einstmals entstanden sind. Manche der Täler auf dem Mars weisen ganz ähnliche Merkmale wie Täler auf der Erde auf, welche durch abfließendes Oberflächenwasser ausgespült wurden. Andere Täler auf dem Mars verfügen dagegen über eine Morphologie, bei der dies nicht so offensichtlich ist. Die am gestrigen Tag veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen den Oberlauf des Reull Vallis, einem Tal, welches zumindest zeitweise durch das Fließen von Gletschereis geprägt wurde.

Bei dem Reull Vallis handelt es sich um einen auf der Südhemisphäre des Mars gelegenen grabenartigen Abflusskanal. Seinen Ursprung hat dieses Tal in der Hochebene Promethei Terra, von wo aus es sich über eine Länge von etwa 1.500 Kilometer durch das südliche Hochland des Mars erstreckt, bevor es in das weiter westlich gelegene Impaktbecken Hellas Planitia mündet. Mit einem Durchmesser von annähernd 1.600 x 2.300 Kilometern und einer Tiefe von bis zu neun Kilometern handelt es sich bei diesem Impaktbecken um die größte Impaktstruktur auf dem Mars und – nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond – zudem um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

Mit den stereoskopischen Bilddaten der HRSC-Kamera, aus denen sich auch digitale Geländemodelle ableiten lassen, erschließt sich den Marsforschern die Topographie der Umgebung des Reull Vallis und das Profil dieses grabenartigen Tals. In dem durch die Kamera abgebildeten Bereich weist das Tal demzufolge über eine Länge von 80 Kilometern eine konstante Breite von zirka sieben Kilometern auf und wird von steil abfallenden, ungefähr 300 Meter hohen und zugleich sehr scharf konturierten Talwänden begrenzt. Auffallend ist dabei das kastenförmige Profil des Reull Vallis. Dieses Profil unterscheidet sich deutlich von den meisten der auf der Erde auftretenden Tälern, welche ein eher „V“ oder „U-förmiges“ Grundprofil aufweisen.

Aus Norden kommend mündet ein Nebental in den Hauptkanal des Reull Vallis (zu sehen in der nebenstehenden Aufnahme). Beim Betrachten der regionalen Umgebung in der topographischen Karte ist erkennbar, dass weiter oben im Talverlauf ein Seitenarm vom Reull Vallis abzweigt und sich an dieser Stelle wieder mit dem Haupttal vereint.

Der Talgrund des Reull Vallis ist von diversen Ablagerungen bedeckt, auf deren Oberfläche ein auffallendes Muster zu erkennen ist. Dieses Muster, welches zumeist parallel zu den Rändern des Tals verläuft, an manchen Stellen aber auch wie bei einem Zopf verschlungene Strukturen aufweist, deutet auf einen in der Vergangenheit aktiven Materialfluss hin. Sehr wahrscheinlich wurde dieses Muster durch einen Eisgletscher erzeugt, auf dessen Oberfläche große Mengen an Schutt und Geröll talwärts transportiert wurde. Die Fließstrukturen weisen eine gewisse Ähnlichkeit mit den sogenannten Blockgletschern auf der Erde auf.

Diese von Felsblöcken und zerriebenem Lockermaterial durchsetzten Eisgletscher kommen auf unserem Heimatplaneten vor allem in den Permafrostgebieten der Hochgebirgsregionen und in den polaren Breiten vor und gelten dort als eines der typischen Landschaftselemente.

Von den irdischen Blockgletschern ist bekannt, dass die eigentliche Eisschicht nicht offen an der Erdoberfläche liegt, sondern vielmehr unter einer Schicht aus Gesteinsschutt, einer sogenannten Auftauschicht, verborgen ist, welcher – von der Seite kommend – auf das Eis rutschte. Der bedeckende Gesteinsschutt schützt den Blockgletscher dabei über längere Zeiträume hinweg vor einer direkten Einstrahlung des Sonnenlichts und somit auch vor einem Abschmelzen. Übertragen auf den Mars ist es somit gut denkbar, dass die im Bereich des Reull Vallis zu beobachtenden Strukturen von langsam über die Marsoberfläche „fließenden“ Blockgletschern gebildet wurden.

Ganz ähnliche Strukturen wie im Talverlauf des Reull Vallis finden sich zudem auch in der Füllung von verschiedenen Impaktkratern in der unmittelbaren Umgebung. Besonders gut ist dies bei zwei kleinen Einschlagskratern zu erkennen, welche sich nordwestlich des Tals befinden (zu erkennen rechts oben in der Nadir-Farbansicht und in der nebenstehenden perspektivischen Ansicht). Zwar schützt diese Auftauschicht das darunter liegende Wassereis prinzipiell viel länger vor einem Abtauen beziehungsweise vor einer Sublimation (dem direkten Übergang des Wassers vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand), jedoch dürfte sich mittlerweile auch in diesen gemäßigten Breitengraden auf dem Mars mit großer Wahrscheinlichkeit kein Wassereis mehr unter den von dem Gletscher abgelagerten Sedimenten befinden.

Nördlich des Reull Vallis befinden sich einige der etwa zwei- bis dreitausend Meter hohen Berge des Promethei Terra (zu erkennen in der rechten Bildhälfte der Nadir-Farbansicht). Deren eher sanft ausfallende Morphologie zeigt, dass auf diese Berge schon seit langer Zeit verschiedene Erosionskräfte eingewirkt haben. In den Zwischenräumen zwischen diesen Bergen sind die Umrisse von großflächig ausfallenden Schichten erkennbar, welche über zungenförmige Ränder und gelegentlich glatte Oberflächen verfügen. Stellenweise ähnelt die hiesige Gestalt der Oberfläche aber auch der im Inneren der Krater zu beobachtenden Topografie. Auch hierbei könnte es sich somit um Sedimente handeln, welche von Gletschereis hinterlassen wurden. Speziell bei den Schichten mit einer glatten Oberfläche könnte es sich allerdings auch um vulkanische Ablagerungen handeln.

Ganz offensichtlich wurden in diesem Bereich der Marsoberfläche im Laufe der Zeit große Mengen an Material von den Bergflanken abgetragen und anschließend in tiefer gelegene Regionen verfrachtet, wo es sich vorzugsweise in Einschlagskratern angesammelt hat. Auch dieses „schlierige“, den kreisrunden Kraterrändern folgende Muster der Ablagerungen in diesen Kratern erinnert stark an Strukturen, welche auf der Erde von Gletschern erzeugt werden. Abgestufte Terrassen an den Innenwänden der Impaktkrater sind Hinweise darauf, dass einstmals aufgrund des in der Vergangenheit unter der Schutt- und Geröllbedeckung befindlichen Gletschereises ein höherer „Geröllpegel“ vorherrschte. Erst durch das Abtauen des Eises und die Einwirkung des dabei freigesetzten Schmelzwassers sackte die Sedimentschicht auf ihren heutigen Höhenstand ab.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 10.657 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Reull Vallis finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Ein Beitrag von Klaus Donath. Quelle: ESA.

Es muss einiges stimmen, damit wir auf der Erde das Vorbeiziehen der Venus an der Sonne beobachten können. Nur wenn die Bahn der Venus genau im Sichtfeld zwischen Erde und Sonne liegt, kann es überhaupt eine Möglichkeit geben, etwas zu sehen. Doch nicht nur die Bahn muss stimmen, auch Venus muss zum gleichen Zeitpunkt an dieser Stelle ihrer Bahn auftauchen. Da die Umlaufbahn der Venus eine geringfügig andere Neigung als die der Erde aufweist, sind derartige Transits sehr selten. Sie treten paarweise im Abstand von jeweils acht Jahren auf, dann allerdings über ein Jahrhundert lang nicht mehr.

Vergangene Transits brachten neue Erkenntnisse
In der Vergangenheit konnte die Menschheit viel von dem Transit der Venus lernen. Im 18. Jahrhundert maß man an verschiedenen Orten die Zeit, die Venus für einen Vorbeiflug an der Sonne benötigte. Durch die Anwendung einfacher Trigonometrie konnten man so den Abstand der Erde zur Sonne messen. Doch das war nicht alles. Durch genauere Beobachtung mit den ersten Teleskopen konnte auch ein leuchtender Halo am Rand des Planeten ausgemacht werden, ein erster Beweis für die Existenz einer Venus-Atmosphäre wurde erbracht.

Mit Transits auf der Jagd nach einer zweiten Erde
Transits sind nicht nur für die Erforschung unseres Sonnensystem wertvoll. In den Tiefen des Alls wurden durch diese Ereignisse schon Planeten um andere Sonnen gefunden. Die sogenannten Exoplaneten verdecken dabei einen Teil vom eintreffenden Licht ihres Sterns und besitzt dieser Planet eine Atmosphäre, verändert diese das bei uns ankommende Licht. Durch das Erstellen eines genauen Spektrums vom empfangenen Licht kann sogar nachgewiesen werden, aus welchen Stoffen die Atmosphäre des fernen Planeten besteht. Die Passage am 6. Juni versetzt Astronomen nun in die Lage, diese Techniken weiter zu testen und bereits vorhandene Daten zu ergänzen, um in Zukunft noch präziser Exoplaneten zu jagen, auf der Suche nach einem erdähnlichen Planeten.

Transit mit bloßem Auge sichtbar – Aber Vorsicht!
Auf keinen Fall dürfen Sie mit bloßem Auge, einer Sonnenbrille oder durch ein Teleskop direkt in die Sonne schauen. Wenn am 6. Juni bei uns die Sonne aufgeht, nur mit speziellen Sofi-Brillen (Sofi = Sonnenfinsternis) in ihr Richtung blicken. Eine kurze Recherche bei google bringt Sie zu einem Händler, der diese günstig (unter 10 €) anbietet. Zwar können wir in Europa nur noch das Ende dieses Transits beobachten, aber bei gutem Wetter wird definitiv etwas zu sehen sein. Gleichzeitig wird die ESA von Spitzbergen, wo die Sonne um diese Jahreszeit niemals untergeht, live berichten und faszinierende Bilder von der Sonne zu uns nach Hause schicken. Zu gegebener Zeit einfach auf www.esa.int gehen und nach Sonnenaufgang mit Sonnenfinsternisbrille bei gutem Wetter selbst rausgehen und staunen. Der komplette Transit ist von 0.04 Uhr MESZ am 6. Juni bis 6.52 Uhr MESZ zu beobachten. In Deutschland wird die Sonne gegen 5.09 Uhr MESZ aufgehen. Also früh aufstehen für dieses, zumindest in unserem Leben, letzte Schauspiel dieser Art!

Update – 06.06. – 00:30 MESZ
Alle Videostreams auf einen Blick:

https://venustransit.gsfc.nasa.gov/

Erstes Foto von der Venus

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