Erstellt von Andreas Morlok. Quelle: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI

Die NASA Sonde Dawn hat sich auf ihre niedrigste (und wohl endgültige) Umlaufbahn um Ceres heruntergeschraubt, knapp 385 Kilometer über der Oberfläche. Das nennet sich Low Altitude Mapping Orbit (LAMO) und aus dieser Warte sind nochmals bessere Beobachtungen der Oberfläche des Beinahe-Planeten möglich, mit bis zu 40 Metern Auflösung pro Pixel.

Die typische Oberflächenstruktur auf Ceres sind die zahlreichen Impakt-Krater. Die Oberfläche wurde also in ihrer Geschichte unzählige Male durch Einschläge aller Größenordnungen regelrecht umgewälzt. Will man also Einblicke in tiefere Schichten von Ceres erhalten, wäre ein frischer Krater nützlich, der nicht seinerseits von vielen Neuen Einschlägen und deren Auswurfsmassen überprägt worden ist.

Eine solche Gelegenheit bietet der Haulani Krater, mit soliden 34 Kilometern Durchmessern in etwa in der Größenordnung des irdischen Nördlinger Rieses. Woher weiß man, dass es sich um einen jungen Krater handelt? Für die Datierung von planetaren Oberflächen wird, da in der Regel keine Proben verfügbar sind, die Kraterdichte ermittelt. Je älter, desto mehr Impakte sollten stattgefunden haben, was dann durch eine erhöhte Dichte an Kratern erkennbar wäre. Und tatsächlich finden sich nur wenige kleinere Krater innerhalb des Kraterbeckens. Das ist schon mal ein gutes Zeichen. Und es lässt sich noch mehr Information aus dem auf den ersten Blick tristen Grau der Aufnahmen ziehen. So ist das Material des Kraters heller, deutet also auf einen Unterschied in der Zusammensetzung hin.

Weitere Informationen kommen aus Falschfarbenbildern. Hier werden die Farbtöne absichtlich geändert, so dass feine Unterschiede, die im Grau-in-Grau nicht so auffallen, sichtbar werden. Und so kann der ‚blaue‘ Farbton der Auswurfsmassen auch als weiteres Kennzeichen für die Identifikation junger Flächen auf Ceres verwendet werden.

Auch die Form des Kraters ist interessant – statt eines gewöhnlichen Kreises (mehr oder weniger…) sieht Haulani mehr wie ein Sechseck aus. Da scheinen Spannungen am Werk zu sein, die so an der Oberfläche nicht sichtbar sind. Sichtbar sind Erdrutsche, Zeichen dafür, das der Krater vielleicht noch recht instabil ist.

Und dann gibt es noch den Oxo Krater. Der ist etwas kleiner, knapp 10 Kilometer im Durchmesser, wiederum mit nur geringer Überprägung durch spätere Ereignisse. Da er am 0-ten Längengrad liegt, wird er auf den Oberflächenkarten gerne übersehen. Eine interessante Eigenschaft: einer der hellen Spots, nämlich Nummer 5. Jetzt hat man sich ihn aber genauer angeschaut, und auch dieser Krater hat ein interessantes Innenleben. So scheint eine ganze Flanke des Kraters in einem gigantischen Ceresrutsch in das Kraterinnere gestürzt zu sein. Dadurch werden weitere Teile der Kruste von Ceres sichtbar, die vom Oberflächenschutt, dem Regolith, überlagert werden.

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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern an seinem Äquator ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann der äußere Nachbarplanet der Erde mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas Planitia verfügt so zum Beispiel über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem gegenwärtigen Wissensstand um das zweitgrößte Impaktbecken in unserem Sonnensystem.

Es entstand, als in der Zeitphase des Großen Bombardements vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren ein vermutlich mehr als 100 Kilometer durchmessender Asteroid mit dem noch jungen Mars kollidierte. Durch die bei dem Impakt auftretenden Kräfte wurden zusätzlich zu dem eigentlichen Einschlagsbecken mehrere das Hellas Planitia umgebende Ringgebirge gebildet. Das äußere dieser Ringgebirge erhebt sich dabei um bis zu 2.000 Meter über das umliegende südliche Hochland des Mars.

Das Hellas Planitia ist zugleich auch das tiefste bis in die Gegenwart erhaltene Einschlagsbecken auf dem Mars. Von seinem Grund bis zum Rand des innersten Ringgebirges wird ein Höhenunterschied von mehr als 4.000 Metern erreicht. Bis zu den Gipfeln auf den weiter entfernt gelegenen Bergketten des äußeren Ringgebirges sind es teilweise sogar mehr als 9.000 Meter Höhenunterschied.

Infolge der enormen, durch den Asteroiden-Impakt verursachten Massenbewegungen bildeten sich verschiedene tektonische Verwerfungen, welche zu Veränderungen des Geländes führten. Im Laufe der Jahrmilliarden wurden schließlich sowohl das umgebende Ringgebirge als auch das Innere des Hellas Planitia durch verschiedene geologische und erosive Prozesse stark verändert.

Der Wind verfrachtete Sand, Staub und Vulkanasche in das Innere des Beckens, Wassereisgletscher und fließendes Wasser haben Sedimente mit sich geführt und abgelagert und Vulkane haben auf dem Boden des Hellas Planitia verschiedene Ablagerungsschichten von dünnflüssiger Lava gebildet.

Trotz der langen Zeit, in der das Hellas Planitia dieser Erosion ausgesetzt war und durch Ablagerungen verändert und teilweise verfüllt wurde, ist es das am besten erhaltene große Einschlagsbecken auf dem Mars. Amateurastronomen können es aufgrund seiner großen Ausdehnung bei guten Beobachtungsbedingungen bereits mit einem mittleren Teleskop als hellen Fleck erkennen, welcher sich deutlich gegen die ansonsten eher dunklere Marsoberfläche abhebt.

Einen deutlich besseren Blick auf das Hellas Planitia haben jedoch die derzeit in einer Umlaufbahn um unseren Nachbarplaneten befindlichen Marsorbiter der NASA und der ESA.

Mars Express dokumentiert das Hellas Planitia…
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 17. Dezember 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.690 das Hellas Planitia und bildete bei dieser Gelegenheit einen Teilbereich dieses Impaktbeckens ab, welcher sich bei 57 Grad östlicher Länge und 33 Grad südlicher Breite befindet. In diesem nordwestlichen Bereich des Hellas Planitia befinden sich auch dessen tiefsten Bereiche, wo der atmosphärische Druck fast doppelt so hoch wie auf dem Nullniveau im angrenzenden Marshochland ausfällt.

Die dort gegebenen Druck- und Temperaturbedingungen liegen stellenweise sogar über dem sogenannten Tripelpunkt des Wassers, so dass in diesen Bereichen mancherorts zumindestens kurzfristig sogar flüssiges Wasser auf der Oberfläche stabil sein könnte. Die hierfür notwendigen Bedingungen sind allerdings nur in einem kurzen Zeitraum während des Sommers und dann auch nur am frühen Nachmittag für wenige Stunden gegeben. An allen höher gelegenen Regionen auf dem Mars würde plötzlich freigesetztes Wasser wegen des zu niedrigen Atmosphärendrucks dagegen unverzüglich verdampfen.

… unter ungewöhnlich guten Bedingungen
Die am 17. Dezember 2013 vorherrschenden guten Sichtbedingungen, welche einen freien Blick auf die Oberfläche ermöglichten, waren eher ungewöhnlich, denn während der meisten Zeit wehen – vom Hochland und von den Ringgebirgen ausgehend – heftige Staubstürme über die Hellas-Tiefebene. Diese Schleier aus Staub und Aerosolen machen es den Kamerasystemen der Marsorbiter nahezu unmöglich, die Oberfläche im Inneren des Impaktbeckens zu erkennen und abzubilden. Die von der HRSC-Kamera angefertigten Aufnahmen erreichen eine Auflösung von etwa 15 Metern pro Pixel.

Mächtige Gletscher werden vermutet
Die Form und Gestalt von zahlreichen Landschaftsmerkmalen im Bereich des Hellas Planitia deuten an, dass einstmals Eis und Gletscher im Innern des Beckens wirkten, welche eventuell sogar noch in der Gegenwart unter einer dicken Staubschicht existent sind. So lassen Radarmessungen mit dem Instrument SHARAD an Bord des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) vermuten, dass unter den länglichen, teilweise gewundenen Schutt- und Geröllstrukturen in einigen kleineren Impaktkratern im Hellas Planitia noch heute Wassereisgletscher mit einer Mächtigkeit von bis zu 450 Metern vor den Blicken der Kameras verborgen sind. Die großräumige Betrachtung der Bilder legt nahe, dass das gesamte Gebiet von einer dicken Staubschicht bedeckt sein muss. Ein rund 40 Kilometer durchmessender alter Krater ist in der südlichen (linken) Bildhälfte der Draufsichten nur noch an seinen Umrissen zu erkennen. Vermutlich wurde er von Lavaströmen angefüllt, deren Fließfront sich von Ost nach West, also quer durch die Bildmitte, erstreckt.

Auf den Aufnahmen von Mars Express sind auch noch zwei deutlich besser erhaltene Krater zu erkennen. Die größere dieser beiden Strukturen verfügt über einen Durchmesser von etwa 25 Kilometern. Auffallend ist die ungewöhnliche Morphologie in den Kratern und in ihrer Umgebung. Von Norden (rechts oben in den Draufsichten, links oben in der Perspektive) erstreckt sich ein ‚dickes Band‘ bis zum Kraterrand. Im Innern des größeren Kraters befindet sich eine ähnlich gemusterte ovale Struktur. Und am südlichen Kraterrand findet sich Material, dessen Oberfläche Fließstrukturen zeigt. Bei genauerer Betrachtung zeigt es die Fließrichtung an, welche parallel zu den Rändern dieser Strukturen verlief. Es ist sehr wahrscheinlich, dass von Geröll und Gesteinsschutt bedecktes Gletschereis diese Phänomene erzeugt hat. Bei Betrachtung des weiter unten zu sehenden Anaglyphenbildes lassen sich zudem Schichtungen in den Kraterrändern erkennen.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Hellas Planitia wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Blau- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft 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. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche von 34 Instituten aus elf Ländern stammen.

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

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

Bereits im Jahr 1997 gelang den Planetenforschern mit dem am 17. November 1995 gestarteten Infrared Space Observatory (ISO) der Nachweis, dass die obere Atmosphäre des Jupiters, des größten Planeten unseres Sonnensystems, deutlich erkennbare Spuren von Wasser enthält. Der Ursprung dieses Wassers war für die Planetenforscher während der letzten 15 Jahre allerdings ein ungelöstes Rätsel.

Das Innere des Jupiters, wo sich größere Mengen an Wasserdampf befinden, scheidet dabei als Quelle definitiv aus. Um die obersten Schichten der Jupiteratmosphäre – die Stratosphäre – zu erreichen, müsste aus dem Inneren des Jupiters entweichendes Wasser zunächst eine zwischen der tiefer gelegenen Troposphäre und der Stratosphäre gelegene Zone passieren, in welcher extrem tiefe Temperaturen vorherrschen. Beim Durchqueren dieser „Kältefalle“ würden die Wassermoleküle ausfrieren und – noch bevor sie die Stratosphäre erreichen – in Form von Eiskristallen in die Troposphäre zurückfallen.

Somit kommt für das nachgewiesene Wasser lediglich eine externe Quelle in Frage. Im Rahmen der entsprechenden Analysen kam schließlich die Vermutung auf, dass ein Komet, welcher drei Jahre zuvor mit dem Jupiter kollidierte, als „Wasserträger“ fungiert haben könnte. Im Juli 1994 stürzten insgesamt größere 21 Fragmente des Kometen Shoemaker-Levy 9 in die Jupiteratmosphäre und hinterließen auf der südlichen Hemisphäre des Jupiters noch über mehrere Monate hinweg deutlich erkennbare Spuren.

Weitere „Verdächtige“ waren in den Augen der Wissenschaftler das Ringsystem des Jupiters, welches sich neben Staub auch aus Wassereispartikeln zusammensetzt, verschiedene mit einer eisbedeckten Oberfläche versehene Jupitermonde und interplanetare Eis- und Staubpartikel, welche durch das Gravitationsfeld des Jupiters eingefangen werden und schließlich in dessen Atmosphäre eintreten. Allerdings war die Qualität der bisher zur Verfügung stehenden Beobachtungsdaten zu schlecht, um die einzelnen Theorie mit ausreichender Sicherheit bestätigen oder ausschließen zu können.

Jetzt konnte jedoch ein Team unter der Leitung von Thibault Cavalié vom Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux/Frankreich nachweisen, dass das in der oberen Jupiteratmosphäre vorhandene Wasser tatsächlich von dem Kometen Shoemaker-Levy 9 stammt.

Für ihre Forschungen nutzten die beteiligten Wissenschaftler die Instrumente HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared) und PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer), welche sich an Bord des Infrarot-Weltraumteleskops Herschel befinden und mit denen der Jupiter in den Jahren 2009 und 2010 mehrfach intensiv untersucht wurde. Erst diese Instrumente lieferten aufgrund ihrer hohen Messempfindlichkeit die erforderlichen Daten, um eine hochaufgelöste vertikale und horizontale Kartierung der Wasserverteilung in der oberen Jupiteratmosphäre durchzuführen.

Hierbei stellte sich heraus, dass die chemische Signatur des Wassers auf der südlichen Planetenhemisphäre eine zwei- bis dreimal höhere Konzentration aufweist als auf der nördlichen Planetenhälfte. Die Untersuchungen mit dem Herschel-Weltraumteleskop zeigen außerdem, dass sich der überwiegende Teil des Wassers in Luftschichten konzentriert, welche über einen Druck von weniger als zwei bis drei Millibar verfügen. Gleichzeitig fällt die Wasserkonzentration im Bereich der Regionen am höchsten aus, an denen im Jahr 1994 die Fragmente von Shoemaker-Levy 9 in die Jupiteratmosphäre eintraten.
Eine derartig unsymmetrische Verteilung des Wassergehalts in der Planetenatmosphäre, so die Wissenschaftler, lässt sich nicht mit einem permanent erfolgenden Einfall eishaltiger Staubpartikel erklären, denn dies hätte eine deutlich homogenere Verteilung des Wassers in der gesamten oberen Atmosphäre zur Folge. Vielmehr ist hierfür ein einziges Ereignis, eben der Einschlag der Fragmente von Shoemaker-Levy 9, verantwortlich.

Die Mitarbeiter des von Thibault Cavalié geleiteten Teams gehen davon aus, dass rund 95 Prozent des gegenwärtig in der Stratosphäre des Jupiters befindlichen Wassers von dem Kometen Shoemaker-Levy-9 stammt. Diverse in den Jahren 2009 und 2010 von Amateurastronomen beobachteten Eintritte von deutlich kleineren Objekten in die Jupiteratmosphäre haben dagegen offenbar – genauso wie die trotzdem nicht auszuschließenden Interaktionen mit den Ringen und Monden oder dem Eintritt von interplanetaren Partikeln – keine signifikanten Auswirkungen auf den Wassergehalt der obersten Atmosphärenschicht gehabt.

„Da der Großteil des gegenwärtig in der Jupiter-Stratosphäre befindlichen Wassers zu einem einzigen Zeitpunkt freigesetzt wurde gehen wir davon aus, dass dessen Anteil im Laufe der Jahre langsam zurückgehen wird. Um diese Annahme zu überprüfen beabsichtigen wir, den Jupiter auch zukünftig zu überwachen“, so Thibault Cavalié. Hierzu soll zukünftig unter anderem das bereits seit dem Jahr 2001 aktive Weltraumteleskop Odin genutzt werden.

Im Januar 2030, so die aktuellen Planungen, soll die von der ESA betriebene Raumsonde JUICE den Jupiter erreichen und den Planeten anschließend über einen Zeitraum von mehreren Jahren untersuchen. Es wird erwartet, dass sich auch zu diesem Zeitpunkt noch signifikante Mengen an Wasser in der obersten Atmosphärenschicht des Jupiters befinden, welche dann mit den Instrumenten dieser derzeit noch in der Planungsphase befindlichen Raumsonde untersucht werden sollen.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Thibault Cavalié et al. wurden kürzlich unter dem Titel „Spatial distribution of Water in the Stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS Observations“ in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

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Fachartikel von Thibault Cavalié et al.:

• Spatial distribution of Water in the Stratosphere of Jupiter from Herschel HIFI and PACS Observations (Abstract, engl.)

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

Auf der Oberfläche des größten der bisher 62 bekannten Saturnmonde, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, sind durch die Einschläge von Asteroiden und Kometen entstandene Impaktkrater nur sehr selten anzutreffen. Im Gegensatz zu anderen Monden in unserem Sonnensystem, deren Oberflächen teilweise mit tausenden von Einschlagskratern übersät sind, konnten auf dem Titan bisher lediglich wenige Dutzend Impaktkrater von den Planetenforschern zweifelsfrei bestätigt werden.

Normalerweise schätzen Planetenforscher das Alter einer Oberfläche durch die Zählung und Vermessung der dort befindlichen Impaktkrater. Je mehr Krater dort erkennbar sind, desto älter ist diese Oberfläche in der Regel. Wenn jedoch Prozesse wie regelmäßig erfolgende Niederschläge, Winderosion oder wandernde Sanddünen die Oberfläche eines Planeten oder Mondes kontinuierlich umformen, so kann es geschehen, dass die Oberfläche viel jünger – weil ärmer an Kratern – erscheint als dies tatsächlich der Fall ist.

„Die meisten der Saturnmonde – sozusagen die Geschwister des Titan – weisen auf ihren Oberflächen Tausende und Abertausende von Kratern auf. Bisher haben wir auf den 50 Prozent der Oberfläche, welche wir mit einer hohen Auflösung abbilden konnten, jedoch nur etwa 60 Krater entdeckt“, so Catherine D. Neish vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt/Maryland.

Einer der Gründe für diesen „Krater-Mangel“ ist zweifelsfrei die dichte Atmosphäre, welche den Titan umgibt. Beim Durchqueren dieser mehrere hundert Kilometer in die Höhe ragenden Hülle aus Stickstoff, Argon und verschiedenen Kohlenwasserstoffverbindungen zerbersten und verglühen viele der in die Atmosphäre eintretenden Objekte noch bevor sie die Oberfläche erreichen.

Damit alleine lässt sich die geringe Anzahl der Impaktkrater auf dem Titan jedoch nicht erklären. Vielmehr müssen auf dem Titan Kräfte wirken, welche die dortigen Krater erodieren lassen und der Mondoberfläche dadurch ein „jüngeres Aussehen“ verleihen. „Es ist durchaus möglich, dass auf dem Titan viel mehr Krater existieren, welche wir aber aufgrund eines fortgeschrittenen Erosionsprozesses nicht vom Weltraum aus erkennen können“, so Catherine D. Neish.

In einer neuen Studie hat ein Team aus Wissenschaftlern jetzt untersucht, welche auf dem Titan ablaufenden Prozesse für die Umwandlung der dortigen Oberfläche verantwortlich sind. Für diese Arbeit nutzte das von Catherine D. Neish geleitete Team Radarbilder und andere Daten, welche im Laufe der letzten Jahre durch die Raumsonde Cassini gesammelt wurden und die den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht.

Im Rahmen ihrer Forschungen verglichen die Wissenschaftler die Krater auf der Titanoberfläche mit Impaktstrukturen auf dem nur geringfügig größeren Jupitermond Ganymed. Im Gegensatz zum Titan verfügt Ganymed über keine Atmosphäre, welche die Krater verändern könnte. Beim Vergleichen der Verhältnisse der Kraterdurchmesser zu ihrer jeweiligen Tiefe zeigte sich, dass die Krater auf dem Titan in der Regel wesentlich flacher ausfallen als auf Ganymed. Im Durchschnitt beträgt dieser Unterschied mehrere hundert Meter. Dies wird als ein sicheres Indiz dafür interpretiert, dass die Krater auf der Titanoberfläche nach ihrer Entstehung mit Sand verfüllt werden. Diese Verfüllung hat wiederrum zur Folge, dass viele der Krater auf dem Titan aufgrund ihrer sich so ergebenden flachen Erscheinungsform auf den Radaraufnahmen der Raumsonde nicht mehr ausgemacht werden können.

Welchen Einfluss übt dabei die Atmosphäre aus?
Die Wissenschaftler haben auch untersucht, inwieweit die Atmosphäre des Titan für dessen Oberflächengestaltung verantwortlich ist. Der Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem, welcher von einer dichten Atmosphäre umgeben ist, auf dessen Oberfläche ausgedehnte Seen und Meere existieren und auf dem ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet (Raumfahrer.net berichtete).

Die Atmosphäre des Titan, welche deutlich dichter ausfällt als die irdische Atmosphäre, besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weitere komplexe Kohlenwasserstoffverbindungen enthalten.

Da der Titan jedoch über kein nennenswertes Magnetfeld verfügt, ist speziell die äußerste Schicht seiner Atmosphäre einem ständigen Bombardement durch die von der Sonne ausgehenden ultravioletten Strahlung ausgesetzt. Dies hat zur Folge, dass das in der Titanatmosphäre enthaltene Methan nicht über längere Zeiträume hinweg stabil ist. Vielmehr werden die Moleküle im Laufe der Zeit durch die energiereiche Sonnenstrahlung in einzelne Bruchstücke aufgespalten. Diese Bruchstücke gehen mit anderen Molekülen neue Bindungen ein und „verschmelzen“ dabei teilweise zu größeren und zugleich massereicheren Molekülen.

Schließlich formen sich aus diesen Molekülen feste Aerosole, welche für die charakteristische, orangefarbene Dunstschicht verantwortlich sind, die den Titan umspannt. Letztendlich werden die Partikel so massereich, dass sie langsam auf die Oberfläche des Mondes herabrieseln – vereinfacht gesagt „regnet“ es praktisch Staub. Einmal auf der Titanoberfläche angekommen verklumpen diese Staubpartikel zu feinen Sandkörnern, welche anschließend von den auf der Oberfläche vorherrschenden Windströmungen über die gesamte Mondoberfläche verteilt werden. Dabei lagern sich der Sand auch im Inneren der Impaktkrater ab und füllt diese langsam.

„Da der Sand anscheinend durch das in der Atmosphäre vorhandene Methan erzeugt wird muss dieses Methan bereits seit mindestens mehreren hundert Millionen Jahren in der dortigen Atmosphäre präsent sein“, so Catherine D. Neish. „Anderenfalls könnten die Krater nicht in dem Maße mit Sand verfüllt sein wie wir es beobachtet haben.“

Allerdings sollte das derzeit in der Titanatmosphäre befindliche Methan unter der Einwirkung der Sonnenstrahlung innerhalb von mehreren Millionen Jahren komplett zersetzt werden. Entweder, so die Wissenschaftler, verfügte die Titanatmosphäre in der Vergangenheit über einen deutlich höheren Methananteil, oder aber es existiert eine bisher nicht bekannte Quelle, durch welche der Titanatmosphäre ständig neues Methan zugeführt wird. Die Herkunft des in der Titanatmosphäre enthaltenen Methans stellt für die Wissenschaftler allerdings ganz generell immer noch ein Rätsel dar.

Andere Prozesse?
Im Rahmen ihrer Studie analysierten die Wissenschaftler deshalb auch andere Prozesse, welche ebenfalls für eine Verfüllung der Impaktkrater auf dem Titan verantwortlich sein könnten. Eine hierfür in Frage kommende Möglichkeit wäre ein langsames „Fließen“ der Eiskruste, auf der sich die Krater befinden. Tatsächlich besteht die Kruste des Titan hauptsächlich aus Wassereis. Allerdings sind die Temperaturen auf der Oberfläche des Titan so niedrig (etwa minus 180 Grad Celsius), dass sich das Wassereis dort wie ein festes Gestein verhält und auch über Zeiträume von vielen Millionen Jahre hinweg kaum fließen würde. Auch würde eine Deformation der Oberfläche durch fließendes Eis andere Spuren hinterlassen als zu beobachten ist.

Eine weitere in Erwägung gezogene Möglichkeit ist eine Erosion der Krater, welche durch Flüssigkeiten ausgelöst wird. Über die Titanoberfläche fließende Bäche aus Methan und Ethan könnten ganz ähnliche Effekte erzielen wie die auf der Erde stattfindende Erosion durch Wasser. Allerdings würden solche durch Flüssigkeiten ausgelöste Verwitterungsprozesse die Krater zunächst rasch mit Sand und Geröll auffüllen. Sobald die Kraterränder jedoch weitgehend abgetragen sind, wodurch sich auch die Form der Krater ändert, geht die Verfüllung nur noch relativ langsam vonstatten. Deshalb müsste sich auf dem Titan eine Vielzahl von lediglich teilweise verfüllten Kratern befinden, welche über stark erodierte Ränder und in etwa über den gleichen Füllstand verfügen.

„Dies ist jedoch nicht der Fall“, so Catherine D. Neish. „Stattdessen sehen wir Krater in allen Stufen der Verwitterung. Einige sind fast gar nicht mit Ablagerungen verfüllt, andere sind zur Hälfte aufgefüllt und wieder andere sind fast vollständig mit Ablagerungen bedeckt. Diese Beobachtung legt nahe, dass die Verfüllung der Krater durch eine durch Wind ausgelöste Verfrachtung des Sandes erfolgt, durch welche die Krater [nach ihrer Entstehung] in einer konstanten Rate verfüllt werden.“

Somit erscheint ein äolischer Transport als die wahrscheinlichste Erklärung dafür, dass die Wissenschaftler in den letzten Jahren kaum Impaktkrater auf der Oberfläche des Titan nachweisen konnten. Die Krater werden im Laufe der Jahrmillionen in einem immer weiter zunehmenden Umfang von Sandablagerungen, welche ihren Ursprung in der Titanatmosphäre haben, überdeckt und sind schließlich nicht mehr von ihrer Umgebung zu unterscheiden. Weitere erosive Prozesse könnten dabei jedoch durchaus ihren Teil zu der „Verjüngungskur“ für die Titanoberfläche beitragen.

Somit präsentiert sich der Titan als der einzige bisher bekannte Ort im äußeren Bereich unseres Sonnensystems, an dem ein umfangreicher Austausch zwischen der Atmosphäre und der Oberfläche stattfindet. Ein Fachartikel, welcher sich näher mit der Untersuchung der Impaktkrater auf dem Titan auseinandersetzt, wurde von den an der Studie beteiligten Wissenschaftlern kürzlich unter dem Titel „Crater topography on Titan: Implication for landscape evolution“ in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

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

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Ein Beitrag von Thomas Wehr. Quelle: NASA: Orbital Debris Programm Office.

Während der Flugabschlussuntersuchung vom Space Shuttle Discovery, nach Ihrem Flug im August/September 2009, wurden 14 Mikrometeoriten- und Weltraummüll-Treffer (MMOD – micrometeoroid and orbital debris) auf dem Kabinenfenster, bis zu 16 Treffer an Flügelkante und Nase und 21 Treffer an den Nutzlastbucht-Kühlradiatoren gefunden.
Einer der Treffer ist vielleicht der bedeutendste, weil er eine 10 Jahre alte Erfolgsgeschichte aufdeckt, so das Orbital Debris Programm Office. Obwohl nicht der größte Krater, lag die Einschlagstelle des MMOD-Treffers an einer strategisch wichtigen Stelle, wo eine Kühlflüssigkeitsröhre an der Radiatorrückwand mit dem Radiator verbunden war.

Dieser Einschlagskrater ist deshalb so bedeutend, zeigt er doch, wie richtig die Entscheidung in den 1990er Jahren war, die Shuttle-Flotte stärker gegen MMOD-Treffer abzusichern, ohne welche die FREON-Kühlmittelleitung gebrochen und das Shuttle durch die entsprechenden Flugrichtlinien, innerhalb von 24 Stunden, zu einer Rückkehr zu einer primären Landebahn (Primary Landing Site – PLS) gezwungen wäre. Das Resultat wäre unter Umständen ein Missionsverlust (lost-of-mission) – ein Abbruch der Mission, ohne die Missionsziele auch nur annähernd erreicht zu haben.

Das Space Shuttle wurde in den 1970ern entwickelt, zu einer Zeit, wo menschlich hergestellter Weltraummüll noch weitestgehend unbemerkt war. Somit wurde das Shuttle nur mit Mikrometeoritenschutz ausgestattet. Das führte dazu, dass sich sehr schnell Beschädigungen durch Weltraummüll zeigten. Der erste bemerkenswerte Treffer war eine 0,2 mm große Delle an einem Fenster, während der STS-7-Mission (1983), welche dafür sorgte, dass das Fenster für den nächsten Flug ausgetauscht werden musste.

In den frühen 1990ern führte die NASA den sogenannten BUMPER-Code in Ihre Simulationsmodelle ein, mit welchem das Beschädigungsrisiko verschiedener Flächen eines Raumfahzeuges in Abhängigkeit von Orbit und Flugrichtung durch MMOD ermittelt werden konnte.

Analysen zeigten, dass das Beschädigungsrisiko des Shuttle extrem von Fluglage und Ausrichtung abhängig war. Die höchste Verwundbarkeit, welche zu einem sofortigen Missionsabbruch führt, war die Kühlschleife, welche nahe der Radiatoroberfläche verlegt ist.

Zu dieser Zeit gab es für das Hitze-Abstrahlsystem des Shuttles zwei Freon-Kühlmittelschleifen (F21), welche durch die Radiatoren an der Ladebucht zu den Vorratstanks geführt wurden. Es gab keinerlei Vorkehrungen Lecks im System abzuschotten. Die Beschädigung einer Kühlmittelleitung führte zum Verlust eines kompletten Kühlstranges und damit zur Abschaltung etwa der Hälfte der Bordelektronik in der Kabine.

Die damals existierenden Flugrichtlinien forderten in einer solchen Situation den umgehenden Missionsabbruch und die Rückkehr zur nächstmöglichen „Primary Landing Site“.

Ein Leck in einer Kühlmittelleitung führt zu einem schnellen Verlust der Kälteleistung, welche ein sequetielles Abschalten der Bordelektronik notwendig macht und damit das Reaktionsvermögen, unter anderem beim Wiedereintritt, auf andere Anomalien in dieser kritischen Missionsphase stark einschränkt, da die Redundanz in der Bordelektronik verlorengeht.

Die BUMPER-Vorhersagen wurden, im Rahmen des ersten Fluges des U.S. Mikrogravitätslabors (USML-1) während STS-50 im Jahre 1992 einem Test unterzogen.

Eins der Experimente bedingte, dass das Shuttle mit der Nase nach oben und der Nutzlastbucht in Richtung des Geschwindigkeitsvektors 10 Tage der 14-tägigen Mission fliegen musste.

Nach umfangreichen Diskussionen mit den Shuttle-Managern und Einschlag-Tests auf verschiedenen Komponenten des Raumschiffs, welche sich in der Nutzlastbucht des Orbiters befanden, wurde entschieden, die Mission wie geplant zu fliegen.

Glücklicherweise traf kein MMOD-Einschlag die Kühlleitungen. Jedoch zeigte die Nach-Flug-Untersuchung der Radiatoren, dass das MMOD-Einschlagsbild dem der BUMPER-Vorhersage sehr nahe kam und weitaus mehr Treffer zu verzeichnen waren, als bei Shuttle Missionen, bei denen die Nutzlastbucht zur Erde zeigte.

Somit traten nach STS-50 neue Flugregeln in Kraft, welche das Shuttle nötigten mit dem Heck voraus und der Ladebucht zur Erde gewandt zu fliegen, sofern von Nutzlast oder Orbiter keinerlei andere Anforderung ausgingen.

Diese Regeln funktionierten gut, solange das Shuttle unabhängig flog. Flüge zur russischen Raumstation MIR oder zur Internationalen Raumstation ISS setzten das Kühlsystem einem höheren MMOD-Einschlags-Risiko während der gekoppelten Phase aus.

1997 wurden durch das Space-Shuttle-Programm Modifikationen an den Orbitern genehmigt, um sie stärker gegen die anwachsende MMOD-Umgebung zu schützen.

Drei dieser Modifikationen betrafen das Freon-Kühlsystem, wobei zwei durch STS 128 kritisch geprüft wurden.

Zum Einen wurde ein Extra-Layer, eine 0,5 mm dicke Aluminiumschicht (aluminium doubler – Aluminium Doppler) auf dem Radiator, direkt über den Kältemittelleitungen aufgebracht (Bild 2b). Außerdem wurden automatische Trennventile in die Kältemittelleitungen eingefügt, die das Gesamtsystem von einem evtuellen Leck in einem Radiator abtrennen und somit schützen sollen.

Somit soll genügend Freon zurückgehalten werden, um die Kühlung aller Bordelektronik während des Wiedereintritts zu gewährleisten und die Wärme an das „flash evaporator system“ abzugeben.

Wenn also genügend Kühlmittel am Austritt gehindert werden konnte, ist eine vorzeitige Rückkehr unnötig.

Die Modifikationen wurden im Rahmen von Routinewartungen der Shuttle-Flotte zwischen 1998 und 1999 vorgenommen. Diese vor 11 Jahren getätigten Modifikationen retteten die STS-128-Mission, so die Orbital Debris Quarterly News, vor dem vorzeitigen Ende.

Während der STS-128-Mission traf ein Weltraummüllpartikel den „aluminium doubler“, jenes während der Modifikation über der Kältemittelleitung aufgebrachte Aluminium-Material direkt über der FREON-Leitung. Simulationen ergaben, dass die Leitung ohne den „aluminium doubler“ gebrochen wäre. Ohne die zweite Modifikation, „Begrenzung der Leckagen auf die Radiator-Paneele“, wäre alles unter Druck stehende Kühlmittel entwichen und hätte das Shuttle innerhalb von 24 Stunden zur Landung mit halbierter Bordelektronik gezwungen.

Nur durch die Zusammenarbeit folgender Teams wurde dieser Erfolg sichtbar

• NASA Orbital Debris und Space Shuttle Management Teams
• Das Orbital Debris Program Office erstellte das Weltraummüll-Flussmodell anhand von wissenschaftlichen Modellen und Messdaten.
• Das Hypervelocity Impact Technology Facility (HITF) Team, welches den BUMPER-Code einsetzte und somit die Anfälligkeit des Kühlsystems und dessen missionskritische Bedeutung demonstrierte
• Das Space Shuttle Program Management, welches sich unter angespannten ökonomischen Bedingungen für eine Erweiterung der Orbitersicherheit entschied

Modifikationen, die sich erst ein Jahrzehnt später auszahlten …
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• *DISCOVERY* – STS 128 *MPLM Leonardo* /Mission & Landung
• Weltraummüll gefährdet Raumfahrt
• Konzepte zur Bekämpfung des Weltraummülls
• 685 Mikrometeoriten-Treffer an Hubbles alter Kamera

Der Beitrag Besserer MMOD-Schutz vermied Discoverys Notlandung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Wehr. Quelle: NASA: „Orbital Debris Quarterly News“ (Volume 14, Issue 1, January 2010). Vertont von Peter Rittinger.

Raumfahrer.net informierte in den News vom 17.Oktober 2009 über erste Untersuchungsergebnisse an Hubbles alter Wide Field and Planetary Camera 2 (Weitwinkel- und Planetenkamera, kurz WPFC 2). Die WPFC 2 wurde im Mai 2009 während der überaus erfolgreichen HST-Wartungsmission STS 125 gegen die neue Wide Field Camera 3 (WFC 3) ausgetauscht und mit dem Space Shuttle Atlantis zur Erde zurückgebracht. Mittlerweile sind die Untersuchungen voran geschritten und neuere Erkenntnisse wurden in der aktuellen Ausgabe der „Orbital Debris Quarterly News“ (Volume 14, Issue 1, January 2010) veröffentlicht. Der sich an der Kamera befindende Radiator misst 2,2 Meter mal 0,8 Meter und besteht an der Außenseite aus einem gewölbten, 4 Millimeter starken, mit weißem Wärmeanstrich versehenen Aluminiumblech. Seit dem Einbau der Kamera ins HST im Jahre 1993 war dieser Radiator dem Weltraum ausgesetzt. Aufgrund seiner großen Abmessungen und seiner langen Aufenthaltsdauer im All ist dieser Radiator eine einzigartige Messplatte für die MMOD-Umgebung in einer Höhe von 560 km und 620 km, so die Bewertung durch das Orbital Debris Programm Office der NASA. MMOD steht dabei für Micrometeorids and Orbital Debris, soviel wie Mikrometeoriten und Weltraummüll.

Die 6-wöchige Untersuchung, die vom NASA Orbital Debris Program Office geleitet und mit dem NASA Hypervelocity Impact Technology Facility, dem NASA Meteoroid Environment Office, dem NASA Curation Office und mit voller Unterstützung des HST-Programms durchgeführt wurde, bediente sich im Wesentlichen zweier Instrumente – zum Einen einem Laser-Scanner, um ein schnelles Abbild der Einschläge zu erstellen, und zum Anderen einem digitalen Mikroskop für detaillierte zwei- und dreidimensionale Bilder der einzelnen Einschläge. Zusätzlich wurde ein Laser-Schablonen-Projektor eingesetzt, um die genauen Koordinaten der Einschläge zu ermitteln. Die Untersuchung wurde auf Einschläge größer 300 µm Durchmesser begrenzt, da diese Größenordnung wahrscheinlich die Grenze darstellt, welche wichtig für MMOD-Risikoanalysen ist. Letztendlich wurden im Rahmen dieser Untersuchung 685 MMOD-Einschläge identifiziert und dokumentiert. Der größte wies einen Kraterdurchmesser von 1,6 mm auf, mit einer umgebenden Splitterzone auf der beschichteten Radiatorfläche von 1,4 cm Durchmesser.

Der Beitrag 685 Mikrometeoriten-Treffer an Hubbles alter Kamera erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Raumfahrer.net Gastautor. Quelle: NASA Orbital Debris Program Quarterly News July 2009.

Ein Beitrag von unserem Gastautor Thomas Wehr.

Die Wide Field Planetary Camera 2 (WPFC 2), auf deutsch etwa „Weitwinkel- und Planetenkamera“, wurde im Mai 2009 während der überaus erfolgreichen HST-Wartungsmission STS 125 gegen die neue Wide Field Camera 3 (WFC 3) ausgetauscht und mit dem Space Shuttle Atlantis zur Erde zurückgebracht.

Der sich an der Kamera befindende Radiator misst 2,2 Meter mal 0,8 Meter und besteht an der Außenseite aus einem gewölbten, 4 Millimeter starken, mit weißem Wärmeanstrich versehenen Aluminiumblech. Seit dem Einbau der Kamera ins HST im Jahre 1993 war dieser Radiator dem Weltraum ausgesetzt. Aufgrund seiner großen Abmessungen und seiner langen Aufenthaltsdauer im All ist dieser Radiator eine einzigartige Messplatte, so die Bewertung durch das Orbital Debris Programm Office der NASA für die MMOD-Umgebung in einer Höhe von 560 km und 620 km. MMOD steht für Micrometeoroids and Orbital Debris, soviel wie Mikrometeoriten und Weltraummüll.

Das NASA Orbital Debris Program Office leite, so die „Orbital Debris Quaterly News“, einen Versuch, welcher zusammen mit der NASA Hypervelocity Impact Technology Facility, dem NASA Meteoroid Environment Office und dem NASA Curation Office durchgeführt wird und die MMOD-Einschläge am Radiator weiter untersuchen soll. Als Ergebnis erhofft man sich ein neues Modell der erdnahen MMOD-Umgebung. Weitere Unterstützung erfährt dieses Projekt durch das HST-Programm. Bilder, welche während der letzten Wartungsmissionen aufgenommen wurden, zeigen deutlich 20 große MMOD-Einschläge. Das Untersuchungsteam hofft im Verlaufe ihrer Analyse weitere 600 bis 1000 Einschlagskrater von MMOD-Partikeln zu finden, welche sich in einer Größenordnung bewegen, die wichtig für zukünftige Satelliteneinschlagsrisikoanalysen sind.

Auch der zeitliche Verlauf der Einschläge ist grob nachvollziehbar, so wurden einige Einschläge bereits auf Bildern der Wartungsmission im Jahre 2002 entdeckt, weitere bei der Mission 2009. Die größte beschädigte Fläche misst ca. 1 cm im Durchmesser. Weitere Ergebnisse, so die News, werden mit Fortschritt der Untersuchungen veröffentlicht.

Raumcon:

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• Hubble Space Telescope (HST)

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Nationales italienisches Institut für Astrophysik, Rom; Lars-C. Depka.

Eine wirkungsvoll durch Modellrechnungen gestützte Arbeitshypothese geht von letztlich drei Entwicklungsstadien des Riesenplaneten aus, in dessen Anfangszeit auch die Entstehung wenigstens eines der beiden Objekte anhand der spezifischen Kraterhistorie angesiedelt werden kann. In ihr (der Hypothese) wird die Planetenformation als eine Phase der initialen Akkretion des Planetenkerns, über eine Phase der rapiden Gasakkretion (einer Art inflationären Phase während der Jupiterbildung vor dem Hintergrund von bemerkbar gestiegenen Gravitationseinflüssen respektive Adhäsionskräften [auch Anhangskraft genannt, deren herausragendes Wesensmerkmal der durch molekulare Wechselwirkungen hervorgerufene mechanische Zusammenhalt der beteiligten Komponenten ist, was letztlich einen tiefgreifenden Unterschied zur Gravitation darstellt]), gefolgt von einem Zeitabschnitt der verlangsamten und gleichmäßigen Gasakkretion, während dem der Planetengigant seine finale Masse erreichte, beschrieben.

Schon im Auslaufen der zweiten, im Übergang auf die dritte und während der gesamten dritten Entwicklungsphase, begann sich Jupiters anwachsender gravitativer Einfluss auf immer mehr und immer weiter entfernte Objekte wie Asteroide und Kometen des inneren Sonnensystems und ihre Orbits direkt auszuwirken, was sie schließlich zahlreich auf Kollisionskurs mit Vesta und Ceres zwang.

Hierbei spielt die jeweilige Entwicklungsphase des Jupiters im Hinblick auf die Impaktgeschwindigkeit und damit einhergehend auf die kinetische Energie eine entscheidende Rolle. Im Übergang von Phase eins zur zweiten Entwicklungsstufe, zu einer Zeit also, als der Kern des Planeten eine kritische Masse erreicht und unter Berücksichtigung seiner jetzt ausreichend hohen Gravitation die inflationäre Gasakkretion startet, ist ein scharfes Anwachsen von Einschlägen niederer Geschwindigkeiten durch Gesteinskörper, die eine ausgeprägt homogene Kraterverteilung nach sich ziehen, festzustellen. Diese Niedergeschwindigkeits-Kollisionen haben vermutlich auch in nicht unerheblichem Umfang zur Massenbildung von Ceres und Vesta beigetragen.

In einer Zeit des dann immer weiter ausufernden Massenzuwachses des Jupiters nehmen auch die Einschläge weiter entfernter Objekte, sowie die kinetischen Energiepotentiale illustrativ an Bedeutung zu. Wiewohl zu dieser Zeit noch immer die Gesteinskörper des inneren Sonnensystems die quantitativ dominierenden Einschlagereignisse stellen, markieren die Hochenergieeinschläge eisiger Körper des äußeren Sonnensystems die größten Spuren.

Die Charakterisierung der dritten Entwicklungsstufe des Jupiters schließlich wird durch das um die Zeit von vor 4,1 Mrd. bis vor 3,8 Mrd. Jahre stattfindende Late Heavy Bombardment (erhöhter Restkörper-Einschlag aus der Planetenbildungsphase) kompliziert.

Zahlreiche, der während dieser Zeit signifikant gestiegenen Anzahl von mit organischen Komponenten angereicherten Körpern aus dem äußeren Sonnensystem, mögen auch den Asteroidengürtel erreicht haben. Gleichzeitig wird in jener Periode eine Immigration des Jupiter in seinen jetzigen Orbit angenommen, was in der Addition zu einer erhöhten Einsschlagdichte solcher Impaktoren auf Ceres und Vesta geführt haben könnte.

Geht alles gut, sollte spätestens 2011 bzw. 2015 eine Überprüfung der Strukturen und Oberflächenmorphologie der beiden größten Objekte des Hauptgürtels möglich sein. Dann nämlich wird die Ankunft der DAWN-Sonde bei Vesta und Ceres erwartet. Sollte bei dieser Gelegenheit auch ein einheitlich verteiltes Muster alter Kraterstrukturen nachweisbar sein, wäre die Hypothese, wonach sich wenigstens einer der beiden Körper während der finalen Phase der Jupiterakkretion ausbildete, um einige handfeste Nachweise reicher.

Der Beitrag Wie alt ist der Jupiter? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: Space.com/Wikipedia.

Im Jahr 1950 postulierte der Astronom Jan Hendrik Oort ein unsichtbares Reservoir von Kometen auf extrem weiten Orbits um die Sonne, noch weit, weit außerhalb der Planetenbahnen und des Kuiper-Gürtels. Er nahm an, dass die Kometen eine riesige, hohlkugelähnliche, wenn auch dünne Wolke um die Sonne mit einem maximalen Durchmesser von ca. 100.000 Astronomischen Einheiten (AE) bilden, was 1,5 Lichtjahren entspricht. Zum Vergleich: 1 AE ist der Abstand Erde-Sonne, und der äußerste Planet Neptun befindet sich im Mittel gerade mal 30 AE von der Sonne entfernt; der nächste Stern, Proxima Centauri, ist hingegen auch „nur“ 4,2 Lichtjahre entfernt. Die wenigen sichtbaren Kometen, die wir im Sonnensystem beobachten, wie sie sich dicht um die Sonne schwingen und sich entweder auflösen oder wieder in den Regionen jenseits des Neptun verschwinden, stellen Irrläufer aus dieser unsichtbaren „Oortschen Wolke“ dar.

Was, wenn ein Stern durch die Wolke geht?
Oorts Theorie konnte zwar bis heute nicht direkt bewiesen werden, jedoch gibt es genügend Anzeichen für ihre Richtigkeit, so dass sie längst allgemein akzeptiert wird. Astronomen beschäftigten sich seither mit der Frage, was wohl passiert, wenn ein anderer Stern, oder sonstiger großer Körper, der Oortschen Wolke nahe kommt, sie gar durchquert. Wo viele Kometen in stabilen Orbits existieren, wird es auch einige Kometen in nicht so stabilen Orbits geben, wo also schon eine kleine gravitative Störung genügt, den Kometen aus seiner Bahn zu werfen. Einige Szenarien gehen daher davon aus, dass eine nahe Sternpassage einen wahren Schwarm von Kometen durch das innere Sonnensystem auslösen dürfte. Die heute sichtbaren Kometen könnten demnach Resultat einer nahen Sternpassage vor einigen Hundert Millionen Jahren sein.

Dass es auf der Erde in ihrer Milliarden Jahre langen Geschichte schon zahlreiche Einschläge sowohl von Kometen als auch von Asteroiden gegeben hat, ist kaum zu bezweifeln. Es sind nur deshalb so wenige Spuren davon noch sichtbar, weil die Krater von der Erosion in geologisch kurzer Zeit wieder beseitigt wurden. Welche der wenigen erhaltenen Krater von Asteroiden und welche von Kometen stammen, ist nicht zu unterscheiden. Sicher scheint nur, dass der Einschlag eines Kometen mit größerer Wucht erfolgt als der eines gleich großen Asteroiden, da er von „weiter draußen“ kommt und folglich seine Geschwindigkeit beim Einschlag höher ist. Es gibt gewagte Theorien, die in die verschiedenen großen Artensterben der Erdgeschichte eine Periodizität hinein interpretieren und daraus postulieren, dass deren gemeinsame Ursache ein Sternbegleiter unserer Sonne mit einem stark elliptischen Orbit sei. Alle paar Hundert Millionen Jahre solle dieser Stern dem Sonnensystem nahe kommen, dabei die Oortsche Wolke durchqueren und Kometenschwärme auslösen, die wiederum zu Einschlägen auf der Erde und damit den besagten Massensterben führen sollen.

Neue Studie

Um die verschiedenen Thesen zu überprüfen, hat ein Team um Hans Rickman vom Uppsala Astronomical Observatory in Schweden ein Computermodell der Oortschen Wolke aufgesetzt und ihre Reaktion auf verschiedene denkbare Einflussgrößen während langer Zeitspannen untersucht. Sie gingen von einer Million Kometen aus – die genaue Anzahl der Kometen ist unbekannt, liegt wahrscheinlich aber eher im Milliarden- bis Billionenbereich. Simuliert wurde eine Zeitspanne von fünf Milliarden Jahren, also entsprechend der gesamten Existenzzeit unseres Sonnensystems. Die Ergebnisse der Studie wurden neulich in dem Magazin „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy“ vorgestellt.

Rickman und Kollegen konnten zeigen, dass die nahe Passage eines Sterns durchaus Einfluss auf die Oortsche Wolke nehmen dürfte. Eine Sternpassage in 10.000 AE Entfernung von der Sonne, die etwa alle 100 Millionen Jahre auftreten könne, sei kaum in der Lage, die Bahnen von Planeten und Asteroiden zu stören, aber sie würde definitiv „die gesamte Oortsche Wolke durchschütteln“, sagte Rickman. Eine solche Störung könne zwar Kometen dazu veranlassen, ins innere Sonnensystem abzudriften, aber mit dieser Ursache allein könne das Verhalten der Kometen nicht erklärt werden. Der Effekt sei nicht so groß, wie Astronomen bisher gedacht haben. Der Grund dafür ist, dass es auch in den langen Zeiträumen zwischen solchen Sternpassagen mindestens eine weitere Störgröße gibt, die Kometenbahnen beeinflussen kann und damit die Kometenaktivität insgesamt gleichmäßiger ausfallen lässt.

Bei dieser Störgröße handelt es sich um das Gravitationsfeld der Milchstraße. Je näher ein Körper der galaktischen Ebene kommt, desto stärker wirkt dieses Feld auf ihn. Viele Kometen der Oortschen Wolke, die ja nicht scheibenförmig ist, sondern hohlkugelförmig, nähern sich nun auf ihren Orbits um die Sonne der galaktischen Ebene und entfernen sich wieder von ihr. Dabei erfahren sie einen kleinen, aber ständig wechselnden Gravitationsimpuls, eine Art Gezeiteneffekt, der ihre Umlaufbahn leicht verändert.

„Das große Bild, das sich aus unseren Ergebnissen herausschält, ist, dass die Abdrift von Kometen ins innere Sonnensystem aus einem gewissen Teamwork von Gezeiteneffekt und Sternenpassagen zustande kommt“, schreiben die Wissenschaftler. Dadurch bedingt sei die Häufigkeit von Kometen im inneren Sonnensystem auch bei einer nahen Passage eines fremden Sterns nicht viel höher anzunehmen als in den Zeiträumen zwischen solchen Passagen.

Der Beitrag Kometengefahr bei Sternpassage kleiner als angenommen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: ESA.

Über die beiden Marsmonde Phobos und Deimos ist bisher verhältnismäßig wenig bekannt. Sie unterscheiden sich von „typischen“ Monden durch ihre geringe Größe und ihre unsymmetrische Form, was auf eine andere Enstehungsursache als bei großen Monden schließen lässt. Zur Debatte stehen die Möglichkeiten:

1. die Monde sind durch Mars eingefangene Asteroiden.
2. beide Monde sind Planetisimale bzw. Planetenkeimlinge aus der Phase der Planetenentstehung im Sonnensystem.
3. Phobos und Deimos sind Überreste von größeren Einschlägen auf der Oberfläche des Mars´.

Um diese Fragen weiter zu klären, wurde die Bahn von Mars Express so verfeinert, dass bei den anstehenden Vorbeiflügen das Maximum an wissenschaftlichen Daten gewonnen werden kann. Damit wird durch die europäische Sonde die bisher detaillierteste Untersuchung von Phobos unternommen. Es werden hochauflösende Farbaufnahmen von Bereichen erwartet, welche in diesem Detailgrad bisher noch nicht erfasst werden konnten. Außerdem wird es mit den Daten des HRSC-Instruments (High Resolution Stereo Camera) möglich sein, 3D-Aufnahmen der Oberfläche zu erstellen.

Als weiteres Highlight wird versucht, die geplante Landestelle für die 2009 startende russische Marsmission Phobos-Grunt zu erfassen, was hohe Anforderungen an die Missionsspezialisten stellt.

Mit den weiteren Instrumenten an Bord der Sonde sollen die Zusammensetzung der Oberfläche und der innere Aufbau detailliert erfasst werden. Durch genaue Vermessung der Flugbahn soll die Massenverteilung im Inneren bestimmt werden. Ziel ist es, mit den Daten ein digitales Geländemodell des Mondes aufzubauen.

Folgende Flybys sind geplant:

• 12. Juli: Abstand 563 km
• 17. Juli: Abstand 273 km
• 23. Juli: Abstand 97 km
• 28. Juli: Abstand 361 km
• 03. August: Abstand 664 km

Frühere Meldung:
Marsmond Phobos in Gefahr?

Der Beitrag MARS EXPRESS – Rendezvous mit Phobos erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: Northrop Grumman.

Der Orbiter wurde Vibrations-, Akustik- und Vakuumtests unterzogen. Bei den Vibrations- und Akustiktests wurden die Startbedingungen simuliert. Während des 13-tägigen Aufenthalts in der Vakuumkammer wurden die Erwärmungs- und Abkühlzyklen zwischen +110°C und -40°C während der Mission simuliert. Die Tests wurden zwei Monate vorzeitig abgeschlossen. Jetzt werden noch letzte Systemtests durchgeführt, bevor der Orbiter zur Startintegration nach Florida geschickt wird.

Die Sonde wurde innerhalb von 25 Monaten durch Northrop Grumman gebaut. Die Beobachtungsinstrumente stammen vom Ames Research Center der NASA.

LCROSS wird gegen Ende 2008 als sekundäre Nutzlast gemeinsam mit LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) auf einer Atlas V zum Mond gestartet. Die Sonde wird gemeinsam mit der ausgebrannten Centaur-Oberstufe der Trägerrakete zum Mond fliegen und diese dort auf eine gezielte Absturzbahn bringen. Nach der Trennung zwischen Orbiter und Stufe wird diese am Südpol einschlagen. Der Orbiter wird die entstehende Staubwolke beobachten, durchfliegen und kurz darauf selbst auf dem Mond einschlagen. Beide Einschläge sollen auch von der Erde aus beobachtet werden. Die Analyse des Auswurfmaterials soll Aufschlüsse über die Existenz von Wassereis in den Kratern am Südpol des Mondes geben.

Der Beitrag LCROSS – Vakuum- und Vibrationstests abgeschlossen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: NASA.

Die Apollo-Astronauten wurden von diesen Geschossen nie belästigt. Die Größe der Mondoberfläche, entspricht etwa der des Kontinentes Afrika. „Verteilt man die Einschläge über ein so großes Gebiet, ist die Wahrscheinlichkeit, getroffen zu werden sehr gering“, erklärt Bill Cooke vom Meteoroid Environment Office. Zudem sei es hilfreich gewesen, dass die Astronauten nicht lange verblieben sind: Zählt man alle Apollo-Missionen zusammen, waren sie weniger als zwei Wochen auf der Mondoberfläche. „Die Wahrscheinlichkeit, während eines so kurzen Aufenthaltes getroffen zu werden, war wiederum sehr gering.“

Und was ist beim nächsten Mal? Der Vision für die Erforschung des Weltraumes folgend, entsendet die NASA bald wieder Astronauten zum Mond, die dort länger bleiben und größere Basen aufbauen sollen, als es die Apollo-Astronauten taten. Die Wahrscheinlichkeit, dass etwas Wertvolles getroffen werden könnte, wird dadurch steigen. Sollte die NASA darüber besorgt sein? Der Antwort dieser Frage gehen Cooke und dessen Kollegin Anne Dieckmann nach.
Um der Wahrheit die Ehre zu geben, „wir haben wirklich keine Ahnung, wie viele Meteoriten den Mond täglich treffen“, erläutert Cooke. „Unsere besten Schätzungen sind vom ‚Standard-Meteoriten-Modell‘ hergeleitet, das die NASA für die Abschätzung der Risiken für die Raumstation und das Space Shuttle verwendet.“ Das Problem dabei ist, dass dieses Standard-Modell vorwiegend auf Daten der Erdbeobachtung basiert – also auf Satellitenaufzeichnungen und menschlichen Beobachtungen derjenigen Objekte, die in die Erdatmosphäre geraten oder am Nachthimmel geortet werden. „Dieses Standardmodell dürfte für den Mond nicht sonderlich gut funktionieren.“

Für den Mond bräuchten sie mehr Daten, erklärt Cooke. Glücklicherweise gibt es diese Daten bereits: Von den Apollo-Missionen.
Anhaltspunkte, wie oft und wie schwer der Mond getroffen wird, finden sich in den Daten der Seismometer, die zwischen 1969 und 1972 während der Apollo-Missionen 12, 14, 15 und 16 aufgestellt wurden. Diese arbeiteten, bis die NASA sie im Jahre 1977 abschaltete. Jahrelang zeichneten sie alle Arten von Beben und Schockwellen auf, inklusive beinahe 3.000 Mondbeben, 1.700 Meteoriteneinschläge und neun Raumfahrzeuge, die geplant auf dem Mond aufschlugen. All diese Daten wurden zu Analysezwecken zur Erde gesandt.

„Interessante Daten haben wir hier,“ meint Cooke. „Von etwa 12.000 Ereignissen konnte weniger als die Hälfte mit bekannten Phänomenen erklärt werden. Es gibt tausende Erschütterungen, die verursacht wurden durch … keiner weiß, wodurch.“

Er hat eine Ahnung: „Viele von ihnen könnten Einschläge von Meteoriten sein.“

„Die Wissenschaftler der Apollo-Missionen waren brillant, aber sie hatten nicht den Segen moderner Computer. Wir hingegen schon“, sagt Cooke. Er und Dieckmann laden nun die alten seismischen Daten in die Rechner des MSFC, in denen Berechnungen durchgeführt werden, die in dieser Geschwindigkeit vor 30 Jahren unmöglich waren. Neue Algorithmen werden zügig getestet, um bislang unbekannte Einschläge zu erkennen.
Besonders wichtig für die Analyse sind die neun von Menschenhand erzeugten Einschläge. „Die NASA ließ einige Raumschiffe bewusst auf dem Mond aufschlagen, während die Seismometer arbeiteten“, erklärt er. „Hierbei handelte es sich um leere Aufstiegsstufen von vier Mondmodulen ( Apollo12, 14, 15 und 17) und die SIV-B Stufen von fünf Saturn-Raketen ( Apollo13 – 17).“ Ihre seismische Wellenform zeigt den Forschern, wie ein Einschlag aussehen sollte.

Ebenfalls im Jahre 1972 schlug ein 1.100 kg schwerer Asteroid auf dem Mond, nördlich des Mare Nubium ein. Hierbei handelte es sich um einen bedeutenden Einschlag, der von allen vier seismologischen Stationen aufgezeichnet wurde. „Sehen wir uns die seismische Kurve dieses Asteroiden an“, erklärt Cooke, „sehen wir dieselben Charakteristika wie bei den künstlichen Einschlägen – ein guter Hinweis darauf, dass wir wissen, was wir tun.“

Cooke und Diekmann werden in den seismischen Aufzeichnungen von Apollo nach Einschlägen suchen, indem sie die bekannten seismischen Kurven als Referenz benutzen. Theoretisch sollten sie in der Lage sein, Einschläge von Objekten zu finden, die nicht kleiner als zehn Zentimeter sind und mindestens ein Kilogramm wiegen. „Zehn Zentimeter klingt nicht viel, aber mit den im Kosmos typischen Geschwindigkeiten kann ein zehn Zentimeter großer Meteorit einen Krater von der Größe Ihres Schreibtisches reißen.“

Nach dem Standard-Modell treffen solche Objekte den Mond beinahe 400 Mal pro Jahr – mehr als einer pro Tag. Der Apollo-Datensatz kann diese Vorhersage testen … und viele weitere.
Die Analyse beginnt erst. „Wir hoffen, viele Einschläge zu finden“, sagt er. Ungeachtet von der letztendlichen Anzahl wird ihre Arbeit von Wert sein. „Wir entwickeln neue Algorithmen, um in den seismologischen Aufzeichnungen Meteoriteneinschläge zu finden.“ Möglicherweise, so glaubt Cooke, werden zukünftige Seismometer auf dem Mond und dem Mars postiert, um Beben und Einschläge aufzuzeichnen. Und wenn die Daten anfangen einzutreffen, „werden wir bereit sein.“

Der Beitrag Zählung der Meteoriteneinschläge auf dem Mond erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von ingofroeschmann. Quelle: ESA.

Das muschelförmige Landegerät wurde am 19. Dezember 2003 von der ESA Sonde Mars Express ausgesetzt. Nach der geplanten Landezeit wurden keine Signale empfangen und auf den Aufnahmen aus dem Orbit konnte das Landegerät nicht ausgemacht werden.
Vor etwa fünf Wochen wurden Bilder des 140 Quadratkilometer großen Landeareals, aufgenommen von der NASA Sonde Mars Global Surveyor, erneut analysiert. Die Wissenschaftler denken nun, dass sie Beagle 2 in einem nur 19 Meter breiten Krater, der an der Seite eines größeren Kraters liegt, gefunden haben.

An der Nordwand des kleinen Kraters sahen die Forscher einen dunklen Punkt, an dem die Sonde möglicherweise zuerst auftraf. Davon ausgehend sind zwei Geröllstreifen erkennbar, welche die Theorie eines Aufpralls unterstützen. Weiter gibt es Anzeichen für eine aufgewühlte Oberfläche an der Seite des Kraters, wo Beagle 2 mehrmals aufprallte, bevor er in der Mitte des Kraters liegen blieb.

Drei symmetrische Formen in der Nähe könnten die Airbags des Landers sowie Beagle 2 selbst sein. In der Nähe befinden sich vier weitere annähernd runde Formen , bei denen es sich ebenfalls um Beagle 2 und seine wie Blütenblätter angeordneten Solarpaneele handeln könnte.

„Wir haben einen Aufschlagpunkt und wir haben Muster im Innenbereich des Kraters die im Falle eines Einschlags dort sein sollten. Auf den übrigen Bildern des 140 Quadratkilometer großen Geländes befindet sich kein vergleichbares Detail,“ sagt Bildanalyst Guy Rennie. „Wir können nicht zu 100 Prozent sicher sein, dass es sich um Beagle 2 handelt, aber wir sind sehr nah dran.

Das Untersuchungsteam räumt ein, dass andere Wissenschaftler ihre Schlüsse in Frage stellen und die beobachteten Details lediglich Bildfehler sein könnten. Kürzlich mussten Wissenschaftler, die Bilder des Mars Global Surveyor verwendet hatten, zugeben, dass sie den gefunden geglaubten Mars Polar Lander doch nicht entdeckt hatten. Was sie für einen Fallschirm gehalten hatten, war nur ein von der Sonne beschienener Hügel.

Pillinger räumt ein, dass die gefundenen Muster an der Grenze des für den Orbiter beobachtbaren liegen, der Objekte bis zu 50 Zentimeter auflösen kann. Er betont, dass die Muster in verschiedenen, in einem Abstand von sechs Wochen aufgenommenen Bildern erkennbar seien. Die symmetrische Anordnung spreche außerdem gegen einen Bildfehler. „Ich glaube nicht an so einen Zufall,“ sagt er.

Der genau Ort des Einschlags gibt Hinweise auf das Unglück von Beagle 2. Der Lander sollte auf ebener Oberfläche landen, bei einem Aufprall auf einer steilen Kraterwand wäre er demnach besonders anfällig. Dadurch könnten zum Beispiel die Airbag und anschließend der Öffnungsmechanismus oder elektronische Bauteile beschädigt worden sein.

„Es könnte sich am Ende einfach um verdammtes Pech handeln,“ sagte Rennie. „Wäre Beagle 2 einen Meter weiter nördlich gelandet, wäre er möglicherweise nicht verloren gegangen.“ Die abschließende Gewissheit wird vermutlich durch die HiRise Kamera an Bord der NASA Sonde Mars Reconnaissance Orbiter, die den Mars im November 2006 erreichen soll.

Der Beitrag Wrack von Beagle 2 möglicherweise gefunden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban und Martin Ollrom. Quelle: NASA / ESA / ESO.

Update 9.07.2005
Ein weiteres Teleskop das Bilder veröffentlichte ist das Gemini Teleskop auf der Erde. Dies sah auch die weggesprengten Teile des Kometen die sehr felsig zu sein scheinen. Das Gemini Teleskop steht auf Hawaii, wo zum Zeitpunkt der Kollision die Bedingungen zur Datenaufzeichnung nicht besser hätten sein können. Dieses Teleskop arbeitet zum größten Teil im infraroten-Licht und zeigt erwartungsgemäß andere Ergebnisse als zum Beispiel SWIFT. Jedoch werden die Daten von Gemini, die großteils nur felsiges Material zeigen, die Wissenschaftler längere Zeit beschäftigen. „Die Infrarotverhältnisse änderten sich nach dem Einschlag komplett“, erklärt David Harker aus der Universität San Diego. „Der Komet wurde im infraroten-Licht was vierfach so hell und nach dem Einschlag hatte er zumindest im infraroten-Licht eine komplett andere Form“, fügt Harker hinzu. Wie sich Tempel 1 nun genau verändert hat, steht bisher wohl noch buchstäblich in den Sternen.
Update 8.07.2005
Nachdem XMM Newton die Sensationsmeldung bestätigt hatte, dass Tempel 1 Wasser besitzt haben nun auch andere Teleskopbetreiber ihre Fotos vom 4. Juli veröffentlicht. Unter ihnen ist auch der Hochleistungssatellit SWIFT der NASA, der Gammastrahlen-Ausbrüche des Kometen überprüfte und analysierte. Eine der wichtigstens Entdeckungen waren die Strahlungsspitzen im Ultravioletten-Bereich. Dies bedeutet, dass der Impactor auf etwas hartes gestoßen sein muss. Jedoch machte SWIFT nicht nur Untersuchungen im Gammastrahlen-Bereich sondern auch im Ultravioletten-, Infraroten- und Röntgenbereich. Jeder Bereich wurde an die 50 Minuten untersucht, teilweise sogar parallel. Dabei wurden interessante Entdeckungen gemacht. Alle Daten wurden noch nicht ausgewertet aber das wird in den kommenden Tagen und Wochen der Fall sein. Die Forscherteams sitzen sowohl in Amerika als auch in Italien und England.

Update 06.07.2005, 18 Uhr:
Lange und intensive Untersuchungen des Kometen Tempel 1 mit dem Röntgenteleskop XMM-Newton haben sich bezahlt gemacht. Aus Daten und Fotos, die bereits am 3. und 4. Juli gemacht wurden, konnten Wissenschaftler heute die sensationelle Nachricht veröffentlichen. Der Komet Tempel 1 hat Wasser. Die Entdeckungen im Röntgenbereich wurden sofort auch im Ultravioletten Spektralbereich überprüft und bestätigt. Da sich auch in den weggesprengten Teilen Wasser befindet, muss man davon ausgehen, dass Wasser im Kern des Kometen und nicht auf der Oberfläche zu finden ist. Dies unterstützt natürlich die Theorie, dass ein Komet/Asteroid Wasser auf die Erde brachte und somit Leben erst ermöglichte. Dieser Fund soll sich bereits seit längerem durch Untersuchungen der ESA-Raumsonde Rosetta angekündigt haben, meinen ESA-Forscher. Aber dennoch ist diese Entdeckung nun eine kleinere Sensation, auf die hoffentlich noch viele folgen werden.

Es war ein anstrengender Tag für alle Beteiligten: Kurz vor Mitternacht Ortszeit für die verantwortlichen Ingenieure und Wissenschaftler der NASA in Kalifornien ereignete sich der gezielte Einschlag des Impactors von Deep Impact. Doch damit hatte für sie der Tag erst richtig angefangen, wie sich bald herausstellen sollte. Denn sie wurden mit einem perfektem Missionsverlauf für ihre harte Arbeit belohnt.

Den Einschlag um 7.52 Uhr (MESZ) beobachteten jedoch bei weitem nicht nur die NASA-Wissenschaftler mit ihrer erfolgreichen Sonde Deep Impact. So waren Weltraumteleskope wie Hubble, XMM-Newton und Chandra sowie dutzende erdgebundene Teleskope beteiligt, jedes nur erdenkliche Detail des Einschlags und des dabei losgelösten Kometenmaterials aufzuzeichnen. Obwohl die Sichtung und Analyse der Daten wohl noch viele Monate dauern wird, wollen wir einen ersten Überblick geben.

Deep Impact
Als der Impactor mit 37.000 km/h auf Tempel 1 einschlug, war Deep Impact bei weitem der dichteste Beobachter des Ereignisses. Dieses überflog kurz nach dem Einschlag die Stelle in 600 Kilometern Höhe – und machte dabei Aufnahmen mit nur vier Metern pro Pixeln. So genau wurde bisher kein Komet fotografiert. Daraufhin musste die Sonde für rund 30 Minuten abgestellt werden, um sie sicher durch die Koma (den Schweif) des Kometen zu lotsen. Nachdem nun die größten Strapazen und Risiken der Mission überstanden waren, die mit 330 Millionen US-Dollar relativ günstig war, wird sie in den kommenden Monaten weiter ein Auge auf Tempel 1 haben, um die Auswirkungen des Einschlags weiter zu erforschen. Die Aufarbeitung der während des Einschlags gesammelten Bilder hat erst begonnen.

Hubble
Zu den besten Aufnahmen im sichtbaren Teil des Spektrums gehören neben den Aufnahmen der Sonde selbst die des Hubble-Weltraumteleskops. Wohl am beeindruckendsten ist eine Bildersequenz, die den Kometen vor, während und nach dem Einschlag zeigt.

XMM-Newton
Kometen geben geringe Mengen an Röntgenstrahlung ab. Soviel war bisher bekannt, jedoch sind die Gründe dafür noch weitgehend ungeklärt. Das Röntgenstrahlen-Teleskop XMM-Newton der ESA beobachtete aus dem Erdorbit den Einschlag auf Tempel 1. Die aufgezeichneten Emissionen während des Einschlags waren äußerst schwach. Zudem konnte XMM-Newton Wasser entdecken, das vermutlich aus dem Komentenkern zu kommen scheint. Mehr zu dieser Entdeckungen finden Sie hier.
Bisher existieren zwei Theorien, wie es zu den Röntgenstrahlen-Emissionen von Kometen kommt: Die eine geht davon aus, dass es zu Interaktionen zwischen den neutralen Partikeln in der Koma des Kometen und den geladenen Teilchen des Sonnenwinds kommt. Die zweite geht davon aus, dass es sich bei den Röntgenemissionen lediglich um Streuungseffekte von solarer Röntgenstrahlung an den Staubpartikeln der Koma handelt. Ob die XMM-Newton-Daten von Tempel 1 ausreichen um diese Frage endgültig zu klären, muss sich noch zeigen.

Europäische Südsternwarte
Die europäische Südsternwarte hatte mit einem unüberwindbaren Problem zu kämpfen: Der Komet war leider nicht mehr am Himmel, als sich der Einschlag ereignete. Die ersten Großteleskope konnten erst etliche Stunden nach dem Einschlag einen Blick auf Tempel 1 wagen – nachdem der Komet wieder auf- und die Sonne untergegangen war. Etwa 13,5 Stunden nach dem Einschlag warf das Infrarotteleskop TIMMI2 in La Silla, Chile, einen ersten Blick auf den Kometen. Dabei fiel sofort die um den Faktor drei höhere Infrarotstrahlung vom Kometen auf – trotz der vergangenen Zeit seit dem Einschlag. Zudem war die Koma deutlich ausgeprägter als normal.

Nach Sonnenuntergang machten sich gleich sieben Teleskope in La Silla an die Arbeit. Auch beim Very Large Teleskope, dem größten der Welt, wurden die Kuppeln geöffnet. Dabei gelangen Antu, einem der vier 8,2 Meter-Spiegelteleskope im Süden Chiles, Aufnahmen die offenbaren, dass sich durch den Einschlag die Morphologie des Kometen stark verändert hat. Eine neue Komastruktur hat sich herausgebildet, die bis zu 15.000 Kilometer in den Raum hinausreicht, während die noch vor wenigen Tagen beobachtete Koma weiter im Hintergrund erkennbar ist. Die Ausdehnung der neuen Struktur weist darauf hin, dass der Einschlag Material auf 700 bis 1.000 km/h beschleunigt hat.

Fazit
Das enorme Interesse der Betreiber von Großteleskopen weltweit an den Ereignissen um den gezielten Einschlag auf Tempel 1 hat gezeigt, wie interessant für die wissenschaftliche Gemeinschaft Kometenkerne sind. Dieses Material aus der Frühzeit unseres Sonnensystems kann Aufschluss über Sternen- und Planetentstehung aber auch über die Entstehung von Leben geben. Wie weit uns die Mission Deep Impact in diesen fundamentalen Fragen weitergebracht hat, wird die aufwendige Analyse der vielen Daten zeigen. Die weiter offenen Fragen kann dann Rosetta helfen zu klären, wenn die ESA-Sonde ab 2014 einen Kometen aus nächster Nähe erforschen wird.

Der Beitrag Hat Tempel 1 nun andere Form? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: SpaceDaily.

Fast jeden Monat ist ein Komet oder ein Asteroid für kurze Zeit auf Kollisionskurs mit der Erde. Auf der Website, die die Wissenschaftler entwickeln, werden Sie vorgewarnt, falls ein Komet wirklich auf der Erde aufschlagen wird, wie lange sie noch Zeit haben, um sich von ihren Liebsten zu verabschieden oder ob es sich auszahlt, ins Auto zu steigen und zu fliehen.

Die Universität von Arizona arbeitet am Design, das sehr leicht und benutzerfreundlich gestaltet sein soll, während NASA-Experten an den Algorithmen für die Berechnung des Kollisionskurs und mögliche Auswirkungen arbeiten. Dieses Programm berücksichtigt den Durchmesser des Kometen (Asteroiden) und den Durchmesser des Kraters, den er hinterlässt. Auch die Energie, die freigesetzt wird, wird berücksichtigt, um die Konsequenzen auf die Umwelt zu berechnen.
Außerdem wird berechnet, wo der wahrscheinliche Einschlagsort liegt und wie der Sturzflug ausgebremst wird, zum Beispiel von Bergen. Ein Einschlag würde Erdbeben und Vulkanausbrüche heraufbeschwören, die auf die seismologische Aktivität zurückzuführen sind.
„Die Seite wird eine genaue Beschreibung unserer Algorithmen und unserer Quellen beeinhalten“, sagt Robert Marcus, Teammitglied. Das wurde auf der 35. Mond- und Planeten-Forschungskonferenz vorgestellt die in Houston, Texas, stattfand.

Mit seinen Kollegen Dr. Jay Melosh arbeitet Marcus im Lunar and Planetary Laboratory, um diesen Algorithmus auszuarbeiten. Melosh war der erste, der das Weiße Haus auf die Gefahr eines Kometeneinschlags aufmerksam machte und mit Kalkulationen begann.
Damit es uns nicht so ergeht wie den Dinosauriern, die vermutlich von einem Kometeneinschlag ausgerottet wurden, arbeitet die NASA an der Raumsonde Deep Impact. Diese Sonde soll zu einen Kometen fliegen, eine Rakete auf den Kometen abfeuern und analysieren, wie man am besten Kometen zerstören kann, die sich auf Kollisionskurs mit der Erde befinden. Nebenbei wird diese Sonde auch zu anderen wissenschaftlichen Aktivitäten verwendet.
Mit diesem Programm kommen Marcus und Melosh nahe an die momentane Grenze der Genauigkeit für Einschlagsprognosen heran. Sie berücksichtigen sehr viele Faktoren: Die Windgeschwindigkeit, den Einschlagswinkel, den Einschlagsort, die natürliche seismologische Aktivität in dieser Region, um nur einige zu nennen. Natürlich gibt es noch sehr viele andere.

Marcus und Melosh beschwören die US-Regierungen seit Jahren, mehr Geld in die Kometenabwehr zu investieren, doch erst als in letzter Zeit einige Kometen haarscharf an der Erde vorbeiflogen, wurde man aufmerksam und investiert nun wirklich. Als erstes Projekt dieses Programms wird die Raumsonde Deep Impact sein, die voraussichtlich im Dezember dieses Jahres starten wird. Im Großen und Ganzen wird die Gefahr eines Kometeneinschlags von fast allen unterschätzt.

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