Erstellt von Raumfahrer.net Redaktion. Quelle: Ideenflug-Wettbewerbsbüro

Ihr habt lauter tolle und innovative Ideen für den Luft- und Raumfahrtbereich und denkt schon lange darüber nach wie man diesen Bereich effektiver, sicherer oder umweltschonender gestalten könnte? Dann seid ihr beim Schülerwettbewerb „Ideenflug“ der Airbus Group genau richtig. Denn hier suchen wir eure Ideen! Was genau gesucht wird und was ihr bei einer Teilnahme beachten müsst findet ihr hier nochmal kurz und knapp zusammengefasst. Wir freuen uns auf eure Beiträge!

Was wird gesucht?
In diesem Wettbewerb geht es um zwei Dinge: ums Fliegen und um eure Ideen! Deshalb heißt der Wettbewerb „Ideenflug!“ Die Frage ist also: Was sind Ideen für die Zukunft der Luft- und Raumfahrt? Wie fliegen und reisen wir künftig am Himmel und im All? Die Jury freut sich auf Wettbewerbsbeiträge, die die Luft- und Raumfahrt umweltfreundlicher, effizienter, komfortabler, sicherer und schneller machen. Gefragt sind kleine und große Ideen.

Wie kann ein Wettbewerbsbeitrag aussehen?
Teilnahmebeiträge können auf der Internetseite des Wettbewerbs hochgeladen werden. Das können Texte sein, Fotos, aber auch Videos, Audiodateien, Präsentationen, Bilder und Grafiken. Modelle können postalisch eingereicht werden.

Wer kann mitmachen?
Mitmachen können alle Schüler zwischen 12 und 18 Jahren. Bewerben können sich Teams von zwei bis fünf Schülern! Auch mehrere Teams aus einer Schul-AG, Schulklasse, außerschulischen Arbeitsgemeinschaft, zum Beispiel in einem Jugendclub oder Verein sind erlaubt.

Was gibt es zu gewinnen?
Unter allen Wettbewerbsbeiträgen wählt eine Jury zehn Teams aus für den Endausscheid und die Preisverleihung im Herbst in Berlin. Es werden ein Hauptgewinn, zwei Sonderpreise und 5.000 Euro Preisgeld vergeben. Alle Reise- und Übernachtungskosten sind inklusive.

Wann muss der Beitrag fertig sein?
Einsendeschluss ist der 16. September 2016.

Mehr Informationen stehen auf der Webseite www.airbusgroup-ideenflug.de bereit. Außerdem steht dort ein downloadbares Informationsblatt bereit, auf dem das Wichtigste nochmals kompakt zusammengefasst ist: www.airbusgroup-ideenflug.de/mediabase/pdf/670.pdf.

Noch Fragen?! Dann einfach wenden an:
Lydia Georgi
Ideenflug-Wettbewerbsbüro
jungvornweg Verlag für Kinder- und Jugendkommunikation
Loschwitzer Straße 13
01309 Dresden
Tel. 0351 65698401
Fax 0351 65698402

ideenflug@jungvornweg.de
www.airbusgroup-ideenflug.de

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

Am 18. März 2011 trat die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Messenger (so die Kurzform für MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) nach einem fast sieben Jahre dauernden Flug durch das innere Sonnensystem in eine Umlaufbahn um den Planeten Merkur ein und untersuchte diesen innersten und zugleich kleinsten Planeten unseres Sonnensystems in den folgenden Jahren intensiv mit den sieben an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten. Aufgrund des exzellenten technischen Zustandes und der hohen wissenschaftlichen Ausbeute wurde die ursprünglich auf 12 Monate ausgelegte Messenger-Mission zwischenzeitlich zwei mal verlängert.
Seit ihrer Ankunft beim Merkur hat die Raumsonde mittlerweile mehr als 250.000 Aufnahmen von dessen Oberfläche angefertigt und dabei die gesamte Planetenoberfläche fotografisch erfasst. Weitere Untersuchungen bezogen sich auf den inneren Aufbau dieses als terrestrischer Planet klassifizierten Himmelskörpers, auf dessen Magnetfeld, auf die früheren vulkanischen und tektonischen Aktivitäten des Merkur, auf die langfristige Entwicklung der dortigen Topographie sowie auf die Entstehung, Entwicklung und Zusammensetzung der Exosphäre des Merkur und auf die Interaktion der Planetenoberfläche und der Exosphäre mit der Sonne. Des weiteren konnten mit den Instrumenten von Messenger unter anderem auch Wassereisablagerungen in den Polarregionen des Merkur nachgewiesen werden.

Um ihre elliptische Umlaufbahn um den Merkur beibehalten zu können musste Messenger in den vergangenen Jahren allerdings in regelmäßigen Abständen Bahnkorrekturmanöver durchführen, in deren Verlauf die Höhe der Umlaufbahn der Raumsonde über der Planetenoberfläche wieder angehoben wurde. Ohne derartige Manöver wäre Messenger innerhalb weniger Monate auf der Oberfläche des Merkur zerschellt. Mittlerweile sind die hierfür zur Verfügung stehenden Treibstoffreserven jedoch nahezu vollständig erschöpft.

Derzeit führt die gegenwärtige Umlaufbahn die Raumsonde bis auf eine Entfernung von nur noch rund 100 Kilometern zu der Merkuroberfläche heran. Am 21. Januar 2015 wird die Raumsonde ein letztes Manöver zur Anhebung der Umlaufbahn durchführen, bei dem dieser Wert von den dann nur noch etwa 25 gegebenen Kilometern wieder auf gut 80 Kilometer erhöht werden soll. Im Rahmen dieses Manövers werden jedoch auch die letzten Reste des für derartige Korrekturmanöver zur Verfügung stehenden Hydrazins aufgebraucht werden. Ohne weitere Orbitkorrekturen – so die Berechnungen der an der Missions beteiligten Flugdynamik-Ingenieuren – würde Messenger somit voraussichtlich Ende März 2015 auf der Merkuroberfläche aufprallen.

Helium statt Hydrazin
Jetzt haben die beteiligten Ingenieure jedoch einen Weg gefunden, um dieses letztendlich unausweichliche Ende der Messenger-Mission noch einmal um mehrere Wochen aufzuschieben. Hierbei soll das Helium-Druckgas, welches eigentlich ausschließlich dazu gedacht ist, den Treibstofftank der Raumsonde ‚unter Druck‘ zu halten, zu einer weiteren Anhebung des Orbits genutzt werden. Dabei soll das Helium durch die Triebwerksdüsen geleitet werden und dabei einen ‚Schub‘ erzeugen, durch den die Höhe der Umlaufbahn des Merkur-Orbiters erneut angehoben werden kann.
„Normalerweise ist eine Raumsonde nach dem kompletten Verbrauch ihrer Treibstoffvorräte nicht mehr dazu in der Lage, die erforderlichen Anpassungen an der Flugbahn durchzuführen“, so der Messenger-System-Ingenieur Dan O’Shaughnessy vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. Für Messenger hätte dies bedeutet, dass die Raumsonde unwiderruflich Ende März 2015 auf der Merkuroberfläche aufprallt. „Allerdings können wir das Helium dazu nutzen, um auch weiterhin kleinere Anpassungen an der Flugbahn durchzuführen.“

„Meines Wissens nach ist dies das erste Mal, dass Helium bewusst als Kaltgastreibmittel in einem Hydrazin-Triebwerk verwendet werden soll“, so Stewart Bushman vom Applied Physics Laboratory, der leitende Triebwerksingenieur der Messenger-Sonde. „Die Triebwerke sind allerdings nicht dazu optimiert, um unter Druck stehendes Gas als Antriebsquelle zu verwenden.“
Die Triebwerke sind vielmehr dafür ausgelegt, um flüssiges Hydrazin zu zersetzen und sind hierfür mit entsprechenden Durchflussbegrenzern, Druckminderern und Zerstäubern bestückt, welche den Förderdruck regulieren, um einen kontrollierten Schub zu erzeugen. Aufgrund seines im Vergleich zu Hydrazin geringeren Molekulargewichts kann mit dem Helium-Gas auch nur ein eher geringer Schub erzeugt werden. Dieser soll letztendlich trotzdem ausreichen, um die Mission der Raumsonde Messenger um bis zu voraussichtlich etwa vier Wochen zu verlängern.

Weitere Forschungen
Die beteiligten Wissenschaftler werden diese unerwartete ‚Bonuszeit‘ dazu nutzen, um aus einer geringen Entfernung zur Merkuroberfläche heraus weitere Daten zu gewinnen. Während des vergangenen Sommers konzentrierte sich das wissenschaftliche Interesse unter anderem auf die Anfertigung von hochaufgelösten Aufnahmen, mit denen verschiedene Fließfronten von vulkanischen Lavaströmen, tektonische Oberflächenverwerfungen und Schichtungen in Kraterwällen in noch nie zuvor erreichter Auflösung abgebildet werden konnten.

Während der zusätzlichen vier Wochen soll zusätzlich zu der Anfertigung weiterer Aufnahmen auch das Magnetfeld des Merkur in einer noch nie zuvor erreichten Detailgenauigkeit analysiert werden. Messungen mit einem Neutronen-Spektrometer werden zudem während der dichtesten Annäherungen an die Merkuroberfläche aus Entfernungen von lediglich sieben bis 15 Kilometern weitere Erkenntnisse über die Wassereisablagerungen liefern, welche bereits in den vorherigen Jahren in der Nordpolregion des Merkur nachgewiesen wurden.

Auch Dank der so zu gewinnenden Daten wird sich das Wissen der Menschheit über diesen innersten Planeten unseres Sonnensystems auch in den kommenden Monaten ungemein erweitern. Bereits für den Juli 2016 ist dann der Start einer weiteren, diesmal aus gleich zwei Orbitern bestehenden Merkur-Mission vorgesehen. Die von der europäischen Weltraumagentur ESA und der japanischen Raumfahrtagentur JAXA betriebene Mission BepiColombo soll nach dem bisherigen Planungsstand im Januar 2024 in einen Merkurorbit eintreten.

Bis dahin finden Sie weitere Fotos, Grafiken, Videos und Animationen der Messenger-Mission auf dieser Internetseite der Johns Hopkins University.

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• Planet Merkur
• Messenger-Mission

Der Beitrag Merkurorbiter Messenger: Das Ende naht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 19. Juli 2013 wurde das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehenden ISS-Kameraexperiment, eines der insgesamt 12 an Bord der Raumsonde Cassini befindlichen wissenschaftlichen Instrumente, dazu eingesetzt, um das Ringsystem des Saturn im Gegenlicht der Sonne abzubilden. Hierbei geriet auch unser Heimatplanet in das Aufnahmefeld der Kamera (Raumfahrer.net berichtete).

Insgesamt fertigten die beiden Kameras von Cassini 323 Aufnahmen an, welche derzeit von den Mitarbeitern der Mission bearbeitet und zu einem Gesamtporträt zusammengefügt werden. Aufgrund der Komplexität dieser Arbeit – das Mosaik teilt sich in 33 einzelne Aufnahmebereiche auf, welche jeweils mit verschiedenen Spektralfiltern abgebildet wurden – werden voraussichtlich noch mehrere Wochen vergehen, bis das gesamte Porträt des Saturn-Systems der Öffentlichkeit präsentiert werden kann. Der Teilausschnitt, auf dem die Erde erkennbar ist, wurde jedoch bereits am gestrigen Tag von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA veröffentlicht.

Erde und Mond vom Saturn
Zeitgleich mit der Weitwinkelkamera wurde auch die nochmals deutlich höher auflösende NAC-Kamera dazu eingesetzt, um speziell die Erde abzubilden. Hierbei gelang es den für den Betrieb der ISS-Kamera verantwortlichen Wissenschaftlern vom Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (kurz „CICLOPS“) erstmals, auch den Erdmond aus dem Saturnorbit heraus erfolgreich wiederzugeben.

„Auf diesem Porträt der Erde können wir zwar keine einzelnen Kontinente oder gar Menschen erkennen. Dieser kleine blaue Punkt ist jedoch eine bündige Zusammenfassung und zeigt, wo wir alle uns am 19. Juli aufgehalten haben“, so Linda Spilker, die Projektmanagerin der Cassini-Mission am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/USA. „Die Cassini-Aufnahme erinnert uns daran, wie klein unser Heimatplanet in der Unendlichkeit des Alls ist und ist gleichzeitig ein Zeugnis für den Erfindungsreichtum ihrer Bewohner, welche in der Lage sind, eine Raumsonde in die Weiten des Weltalls zu schicken, den Saturn zu untersuchen und von dort aus ein Bild von der Erde anzufertigen.“
Die jetzt angefertigten Aufnahmen werden in ihrer finalen Fassung das dritte im Gegenlicht der Sonne erstellte Mosaik des Saturnsystems ergeben und dürften nicht nur für die interessierte Öffentlichkeit einen spektakulären Anblick bieten. Auf diesen Aufnahmen können die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler besonders gut die Dichte, die Struktur und die Zusammensetzung der einzelnen Ringe analysieren, welche in der Regel aus lediglich millimetergroßen Partikeln aus Eis und Staub bestehen. Auf früher angefertigten Gegenlichtaufnahmen konnten zum Beispiel zuvor nicht bekannte Ringe entdeckt werden.
Erde und Mond vom Merkur
Aber nicht nur aus dem Saturnorbit heraus wurden am vergangenen Wochenende Aufnahmen von der Erde erstellt. Auch von der anderen Seite des Sonnensystems konnte das Erde-Mond-System erfolgreich abgebildet werden.

Bereits am 18. März 2011 trat die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Messenger nach einem fast sieben Jahre dauernden Flug durch das innere Sonnensystem in eine Umlaufbahn um den Planeten Merkur ein und untersuchte diesen innersten Planeten unseres Sonnensystems in den folgenden Jahren mit den sieben an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten eingehend. Seit dem Februar 2013 wird das Kamerasystem des Orbiters, das Mercury Dual Imaging System (kurz „MDIS“) neben der Abbildung der Merkuroberfläche gelegentlich auch dazu eingesetzt, um in der Umgebung des sonnennächsten Planeten in unserem Sonnensystem nach bisher nicht entdeckten Merkur-Monden zu suchen.

Im Februar 2013 befand sich der Merkur auf seiner stark elliptischen Umlaufbahn um die Sonne im Bereich seiner größten Sonnenentfernung. Dadurch bedingt waren die Sensoren der Kamera relativ niedrigen Umgebungstemperaturen ausgesetzt, was wiederum dazu führte, dass sich das „Rauschen“ auf den Aufnahmen der MDIS-Kamera auf einen minimalen Wert beschränkte. Ein solches Rauschen vermindert die Qualität der angefertigten Aufnahmen und führt dazu, dass eventuell vorhandene Monde, welche über einen nur geringen Durchmesser verfügen dürften, auf den Aufnahmen nicht erkennbar wären. Die Kehrseite der Medaille besteht darin, dass eventuell vorhandene Merkur-Monde im Bereich des sonnenfernsten Punktes der Merkurbahn entsprechend weniger Licht von der Sonne reflektieren und somit auf Kameraaufnahmen dunkler erscheinen dürften.

Das von Clark Chapman vom SwRI geleitete Team für die Mondsuche musste deshalb entscheiden, ob man ein „Rauschen“ auf den Bildern in Kauf nimmt oder bei einem minimalen Rauschen in einer größeren Entfernung zur Sonne nach lichtschwächeren Objekten Ausschau hält. Letztere Option hat dabei den Zuschlag bekommen, führte bisher aber noch zu keinem positiven Beobachtungsergebnis. Die im Februar 2013 gesammelten Daten werden gegenwärtig immer noch von den Mitarbeitern der Messenger-Mission ausgewertet.
Inzwischen wurde die Suchmethode allerdings noch weiter verfeinert. Die MDIS-Kamera nimmt bei entsprechenden Beobachtungskampagnen innerhalb eines bestimmten Zeitraumes mehrere Bilder in unterschiedlichen Zeitintervallen auf, wobei eine möglichst lange Belichtungszeit verwendet wird. Abhängig von der Entfernung zwischen Merkur und Messenger – die Suche erfolgt bei Entfernungen, welche zwischen dem 2,5-fachen und dem 25-fachen Merkurradius liegen – beträgt der Zeitintervall zwischen den einzelnen Bildern mehrere Sekunden bis hin zu fast einer Stunde. Theoretisch, so die beteiligten Wissenschaftler, kann die Kamera auf ihrer Suche nach Merkurmonden auf diese Weise Objekte auflösen, welche über einen Durchmesser von lediglich etwa 100 Metern verfügen.

Derzeit findet eine weitere Suchkampagne nach Merkur-Monden statt. Im Rahmen dieser Kampagne bildete die Kamera von Messenger am 19. und 20. Juli auch mehrfach einen Bereich des Weltalls ab, in dem sich zu diesem Zeitpunkt die Erde befand. Aus einer Distanz von rund 98 Millionen Kilometern konnte dabei auch die MDIS-Kamera die Erde und den Mond räumlich trennen und in Schwarz-Weiß wiedergeben. Beide Objekte nehmen dabei weniger als eine Pixel ein. Aufgrund der langen Belichtungszeit wurden Erde und Mond dabei allerdings überbelichtet, weshalb die beiden Himmelskörper deutlich größer und zudem „verzerrt“ erscheinen.

Die nebenstehende Aufnahme zeigt einen Teilbereich des Himmels, welcher die Grenzregion zwischen den beiden Sternbildern Schütze und Schild bildet. Ebenfalls im Aufnahmebereich befindet sich dabei der Zwergplanet Pluto, welcher allerdings viel zu lichtschwach ist, um durch die MDIS-Kamera aufgelöst zu werden.

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Verwandte Internetseiten:

CICLOPS (engl.)

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

Bereits am 12. Dezember 2012, dem Sol 125 der Mission, erreichte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity die im Inneren des Gale-Kraters gelegene Region „Yellowknife Bay“ (Raumfahrer.net berichtete). Hierbei handelt es sich um eine seicht ausfallende Vertiefung innerhalb des Gale-Kraters, welche von den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern derzeit ausführlich untersucht wird.

Eine weitere Fahrt, welche am 14. Dezember erfolgte, führte über eine Distanz von 32,8 Metern. In den darauf folgenden Tagen wurden zwei der am Endpunkt dieser Fahrt befindliche Gesteinsablagerungen eingehend mit dem APX-Spektrometer und der Mikroskopkamera MAHLI untersucht.

Nach der Beendigung dieser Untersuchungen führte eine weitere Fahrt – diese erfolgte am 17. Dezember – über diesmal 5,6 Meter erneut in die nördliche Richtung. Hierbei erreichte Curiosity den nordwestlichen Rand von Yellowknife Bay. Eine weitere Fahrt ist für die kommenden Tage vorgesehen. Nach deren Ausführung wird das für die Steuerung des Rovers verantwortliche Team des Jet Propulsion Laboratory (JPL) zunächst erst einmal einen wohlverdienten „Weihnachtsurlaub“ antreten. Obwohl für diesen Zeitraum keine weiteren Fahrten von Curiosity vorgesehen sind, wird der Rover seine Untersuchungen der Marsoberfläche aber trotzdem fortsetzen.

Hierfür wird dem Rover ein zu absolvierendes Programm übermittelt, welches er Schritt für Schritt abarbeiten wird. Neben diversen Aufnahmen der verschiedenen Kamerasysteme sind dabei kontinuierlich erfolgende Messungen mit den Instrumenten REMS, RAD und DAN vorgesehen.

Das primäre wissenschaftliche Ziel der dabei vorgesehenen Beobachtungen besteht in der Suche und der anschließend durch die an der Mission beteiligten Wissenschaftler zu treffenden Auswahl einer Gesteinsformation, bei welcher erstmals ein am Ende des Roboterarms des Rovers befestigter Gesteinsbohrer eingesetzt werden soll. Dieses „Powder Acquisition Drill System“ (kurz „PADS“) kann 1,6 Zentimeter durchmessende und bis zu fünf Zentimeter tiefe Löcher in die Marsoberfläche oder in die dort befindlichen Gesteine bohren. Das im Rahmen eines solchen Bohrvorganges pulverisierte Marsgestein kann anschließend durch die verschiedenen Analyseinstrumente des Rovers eingehend untersucht werden.

Dieser erstmalige Einsatz des Bohrers ist mittlerweile für Anfang Januar 2013 geplant. Nach dem Abschluss dieses ersten PADS-Einsatzes, der daraus resultierenden Untersuchung des von der Marsoberfläche entnommenen Materials und weiteren ausführlichen Studien der gegenwärtig erreichten Region wird sich Curiosity während des Jahres 2013 vornehmlich in die südwestliche Richtung bewegen und sich dabei langsam der Basis des im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Zentralberges annähern. Im Verlauf der weiteren Mission soll der Rover an diesem Berg Stück für Stück emporsteigen und dabei die dort zuvor von verschiedenen Marsorbitern beobachteten geschichteten Gesteinsablagerungen ausführlich untersuchen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 132 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von 677 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile 31.570 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Der Beitrag Curiosity untersucht Yellowknife Bay erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Astrium GEO.

Die aufgenommen Bilder stammen vor allem vom französisch-italienischen Erdbeobachtungssatelliten Pléiades 1A, der seit dem 17. Dezember 2011 um die Erde kreist und unter der Ägide von EADS Astrium als Hauptauftragsnehmer entstand. Zur Verfügung gestellt werden die Bilder den adressierten Stellen über einen „GO Monitor“ genannten Monitoring- und Analyseservice, der über das Internet erreichbar ist.

Die Daten von der „GO Monitor“-Webseite ermöglichen es, Verfahren zur Behandlung kontaminierter Materialien, wie beispielsweise den Einschluss in Zement oder Glas und die Lagerung des Materials zu überwachen und zu analysieren. Ebenso erlauben es die Daten, den Fortgang von Abriss- und Bauarbeiten vor Ort zu verfolgen, sowie den Einsatz von Großgerät, wie Kränen und Baumaschinen und von Lagereinrichtungen, Anlagen und Maschinen zu beurteilen.

Beobachtende Stellen können sich dank „GO Monitor“ einen Überblick über die Aktivität der verschiedenen am Kraftwerksstandort tätigen Repräsentanten des Kraftwerksbetreibers, seiner Auftragnehmer und öffentlicher Institutionen verschaffen. Verwendet werden dabei auch Methoden wie die Abschätzung der Menge vor Ort anwesenden Personals, Auszählung im Kraftwerksbereich vorhandener Fahrzeuge und die Ermittlung des Fahrzeugtyps.

Die auf Bildern von Pléiades 1A basierende Untersuchung der Aktivitäten auf dem Kraftwerksgelände Fukushima Daiichi, das am 11. März 2011 durch das sogenannte Tōhoku-Erdbeben katastrophale Zerstörungen erlitt, ist Fortsetzung der Analysen, die mit Daten vom mit einem Satellitenbus von Astrium ausgestatteten FORMOSAT 2 der Nationalen Taiwanesischen Raumfahrtbehörde (Taiwanese National Space Program Office, NSPO) am 11. März 2011 begonnen wurden. Diese Daten können über die gleiche Webseite wie die von Pléiades 1A bezogen werden.

Seit dem Erdbeben lieferten unter Beteiligung von Astrium gebaute Satelliten den vor Ort tätigen Einsatzkräften wertvolle Informationen. SPOT 5 steuerte schon einen Tag nach dem Beben Aufnahmen von der betroffenen Küste und den dort liegenden Kraftwerksstandorten bei. Daten von FORMOSAT 2 wurden zur Untersuchung des späteren Sperrgebiets verwendet. Informationen vom Radarsatelliten TerraSAR-X erlaubten den Vergleich der Situation in der Region Sendai vor und nach dem Beben, die Visualisierung der erzeugten Trümmerlandschaft und eine Beurteilung der Zerstörungskraft.

Der Beitrag Astrium liefert Bilder zur Überwachung von Fukushima erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 31. Oktober 2012, dem Sol 87 seiner Mission, nutzte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity eines seiner zehn wissenschaftlichen Instrumente dazu, um ein Selbstporträt anzufertigen. Die an diesem Tag mit der MAHLI-Kamera angefertigten Aufnahmen wurden anschließend von den Missionsmitarbeitern zu einer Mosaikaufnahme des Rovers zusammengesetzt.

Die aus verschiedenen Blickwinkeln angefertigten 55 Einzelaufnahmen der am Ende des beweglichen Instrumentenarmes des Rover montierten Kamera dienen den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern und Ingenieuren unter anderem dazu, die aktuelle Verteilung des Marsstaubes auf der Oberfläche des Rovers zu bestimmen. Außerdem lassen sich anhand solcher Aufnahmen Aussagen über den aktuellen Status der Räder des Rovers (Staubbedeckung, Bodenkontakt) tätigen.

In einer vergrößerten Version dieses Mosaiks werden sogar Details der Oberfläche des Mars‘ und des Rovers sichtbar, welche durch die Optiken der verschiedenen Kamerasysteme reflektiert werden.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 87 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von 484 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile fast 22.000 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Bilder sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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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 6. Juni 2012 überflog die Raumsonde während des Orbits Nummer 10.736 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete dabei einen Teilbereich von dessen nördlichen Randgebirges mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor mehreren Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für „Silber“ – „Argyros“ – ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese in einem Teleskop auffallend hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 40 Grad südlicher Breite und 310 Grad östlicher Länge gelegenen Bereich am nordwestlichen Rand des Argyre Planitia. In dieser Region befinden sich die Nereidum Montes, welche ein Bestandteil des Ringgebirges sind, von dem das Argyre Planitia umgeben ist. Die Nereidum Montes grenzen dabei unmittelbar an den Hauptring dieses Gebirges. Sie erstrecken sich in einem Bogen über eine Länge von etwa 1.100 Kilometer parallel zu dem Rand des Impaktbeckens. Einzelne Bergmassive erreichen dabei Höhen von drei- bis viertausend Metern. Etwa 380 Kilometer südöstlich von der abgebildeten Region befindet sich der Hooke-Krater, welcher Anfang Oktober 2012 von dem HRSC-Team vorgestellt wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Benannt wurden die Nereidum Montes von dem griechischen Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944), welcher auch unter dem Namen Eugenios Antoniadis bekannt ist und der das Gebiet mit seinem Teleskop entdeckt und anschließend beschrieben hat. Die Nereiden sind in der griechischen Mythologie Nymphen, die den Meeresgott Poseidon begleiten. Antoniadi war einer der bedeutendsten Mars-Forscher seiner Zeit. Unter anderem konnte er nachweisen, dass die von dem Astronomen Giovanni Schiaparelli entdeckten „Marskanäle“ nur eine optische Täuschung waren und folglich auch nicht von intelligenten Marsbewohnern gebaut wurden. Auch in der Gegenwart benutzen Astronomen immer noch die von ihm entwickelte Antoniadi-Skala, mit der die Sichtverhältnisse bei astronomischen Beobachtungen beschrieben werden.

Auf den heute veröffentlichten Aufnahmen lassen sich eine Vielzahl von Landschaftsformen erkennen, welche unterschiedlichen Ursprungs sind. Einige der Oberflächenformationen sind durch die erosiven Einflüsse des Windes entstanden. Andere Formationen bildeten sich durch die Bewegungen von Gletschern auf der Marsoberfläche. Ein markantes Netz von kleinen, verästelten Tälern im nördlichen (rechten) Bilddrittel der Nadir-Aufnahmen zeugt von einer früheren Interaktion der Oberfläche mit flüssigem Wasser, welches vom Rand des Argyre Planitia kommend über die Oberfläche in das Innere des Becken geflossen ist. Dieses Wasser, so die Interpretation der Wissenschaftler, könnte eventuell bereits in der Frühzeit des Mars durch Regenfälle freigesetzt worden sein. Eine andere Möglichkeit ist, dass es sich hierbei um Schmelzwasser von geschmolzenen Wassereisgletschern handelt.

Die meisten größeren Krater in der abgebildeten Region weisen nicht das für Impaktkrater eigentlich typisches schüsselförmiges Profil auf. Vielmehr sind sie bis zum Rand mit einem Material aufgefüllt, welches dabei ein auffälliges konzentrisches Oberflächenmuster aufweist. Derartige Strukturen deuten auf Gletscher hin, die von Gesteinsschutt bedeckt sind – so genannte Blockgletscher. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass auch noch in der Gegenwart Wassereis unter dieser staubtrockenen Schutt- und Gerölldecke verborgen ist, welches so vor einer Sublimation – dem direkten Übergang vom festen in den gasförmigen Zustand – geschützt ist.

Abhängig von der Dicke der bedeckenden Schicht könnte ein solcher im Untergrund gelegener Wassereisgletscher in dieser Region des Mars eine Mächtigkeit von mehreren zehn bis hin zu mehreren Hunderten von Metern aufweisen. Aus einem der abgebildeten Krater (zu erkennen am linken oberen Bildrand in der Nadir-Farbansicht) erstreckt sich eine etwa 20 Kilometer lange Gletscherzunge in die tiefer gelegenen Gebiete. Diese Zunge verfügt über fächerförmige, teils gewundene Umrisse. Diese Ablagerungen zeigen die größte Ausdehnung der Blockgletscher an.

Einen weiteren Hinweis auf einstmals oder sogar noch gegenwärtig unter der Oberfläche befindliches Wassereis bietet ein etwa zehn Kilometer durchmessender Krater, welcher am rechten (nördlichen) Bildrand der Nadir-Aufnahme zu sehen ist. Dieser Krater ist von einer deutlich erkennbaren Auswurfdecke umgeben ist. Bei dem Impakt, welcher zu der Entstehung dieses Kraters führte, wurde ursprünglich im Untergrund befindliches Wassereis aufgeschmolzen. Das durch die Einschlagsenergie freigesetzte Wasser vermischte sich mit Sand, Geröll und losem Oberflächengestein und transportierte dieses Material anschließend in die nähere Umgebung, wo es sich in Form der charakteristischen Ejektadecke ablagerte.

Die relativ glatten Ebenen stammen dagegen aus einer jüngeren Periode der Marsgeschichte, in der die Marsoberfläche nicht mehr mit Wasser interagierte. So gehört die glatte Umgebung, in die sich die Blockgletscher-Zungen erstrecken, zu den jüngsten Oberflächen in dieser Region. Durch Windverfrachtung wurden dort im Laufe der Zeit Staub und Sand abgelagert, wodurch unter anderem mehrere ausgedehnte Dünenfelder mit ihre charakteristischen Rippelmustern entstanden sind.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 10.736 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen der Nereidum Montes finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte der Region.

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

Im Zeitraum vom 22. bis zum 29. Oktober 2012 erfolgte eine so genannte „Sonnenkonjunktion“. Hierbei handelt es sich um eine spezielle, in regelmäßigen Abständen auftretende Himmelskonstellation, bei der sich der Saturn von der Erde aus gesehen in einem Abstand von nur wenigen Grad zu der Sonne befindet. Da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen der Erde und der Raumsonde Cassini hin und her gesandt werden, dabei zu sehr stört, erfolgten in diesem Zeitraum keine Datenübertragungen. Zum Zeitpunkt der dichtesten scheinbaren Annäherung – diese erfolgte am 25. Oktober um 11:19 MESZ – befand sich der Saturn lediglich 2,17 Grad von der Sonnenscheibe entfernt. Mittlerweile wurde der reguläre wissenschaftliche Betrieb der Raumsonde jedoch wieder wie geplant aufgenommen.

Unabhängig von der Sonnenkonjunktion erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn am heutigen 30. Oktober 2012 um 09:17 Uhr MEZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini in einer Entfernung von rund 2,67 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 175. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Flugbahn über eine Inklination von 39 Grad. Bis Mitte des Jahres 2013 soll die Neigung der Cassini-Umlaufbahn durch mehrere dichte Vorbeiflüge an dem Saturnmond Titan in mehreren Schritten allerdings noch auf fast 62 Grad erhöht werden.
Dieser Flugverlauf wird es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern letztendlich bis zum März 2015 ermöglichen, speziell die Polarregionen des Saturn und des größten Mondes innerhalb des Saturnsystems, des etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mondes Titan, im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich wird auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde während der kommenden Monate in seiner „Gesamtheit“ wieder besser erfasst werden können.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während dieses 20 Tage andauernden Orbits Nummer 175 – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 174“ – insgesamt 35 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die erste dieser Beobachtungskampagnen wird am morgigen Tag den zu diesem Zeitpunkt etwa 1,86 Millionen Kilometer von der Raumsonde entfernt befindlichen Saturnmond Titan zum Ziel haben. Die hierfür vorgesehenen Aufnahmen sind Teil der langfristig angelegten „Titan Monitoring Campaign“, mit der speziell Wolkenformationen in der Titanatmosphäre abgebildet werden sollen. Deren Studium erlaubt den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern Rückschlüsse auf das dortige gegenwärtige Wettergeschehen. Des weiteren sollen bei dieser Gelegenheit Veränderungen in der Verteilung von Aerosolen in den oberen Schichten der Mondatmosphäre dokumentiert werden. Eine zweite vergleichbare Kampagne ist für den 2. November vorgesehen.

Ebenfalls am 2. November soll zudem der Saturn abgebildet werden. Auch hierbei geht es um die Dokumentation des dortigen Wettergeschehens und speziell um die Suche nach sich neu entwickelnden Sturmgebieten. Bis zum 8. November sollen insgesamt neun dieser jeweils nur wenige Minuten andauernden Beobachtungen erfolgen.

Am 2. November sollen zudem mehrere der kleineren, inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser nur wenige Kilometer durchmessenden und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen ihrer jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der inneren Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Parameter über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern. Die entsprechenden Fotosequenzen werden allerdings durchweg aus größeren Distanzen angefertigt, so dass im Rahmen dieser Beobachtungen keine Oberflächendetails der jeweiligen Monde aufgelöst werden können. Eine zweite entsprechende Kampagne ist für den 4. November vorgesehen.

Weitere Fotoaufnahmen werden das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Durch die entsprechenden Aufnahmen, welche für den 2., 4. und 7. November geplant sind, sollen speziell die Speichenformationen im B-Ring des Saturn untersucht werden. Außerdem soll der F-Ring näher abgebildet werden. Mit diesen Aufnahmen sollen dort befindliche Lücken und Massekonzentrationen untersucht werden, welche durch die gravitativen Einflüsse des Mondes Prometheus hervorgerufen werden (Raumfahrer.net berichtete).

Am 11. November wird Cassini schließlich um 08:30 Uhr MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während des Orbits Nummer 175, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 414.590 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Bereits ab dem 10. November wird die ISS-Kamera zusammen mit einem der Spektrometer an Bord von Cassini, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), die zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchteten „Unterseiten“ der Ringe D und F abbilden.
Anschließend sollen beide Instrumente eine Sternokkultation beobachten. Hierbei wird der im Sternbild „Walfisch“ (lat. Name „Cetus“) gelegene Stern Alpha Ceti (Eigenname Menkar), ein sogenannter „Roter Riesenstern“ mit einer scheinbaren Helligkeit von 2,56 mag, verschiedenen Einzelringe des F-Ringes bedecken. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von Alpha Ceti erhoffen sich die Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau und die Struktur der einzelnen Ringe. Durch die zeitliche Abfolge der auftretenden Helligkeitsschwankungen und deren Intensität können so zum Beispiel Rückschlüsse über die Lichtdurchlässigkeit und somit auch über die Materialdichte der einzelnen Ringstrukturen gewonnen werden.

Zwei Tage nach dem Erreichen der Periapsis wird Cassini schließlich am 13. November um 11:22 MEZ einen gesteuerten Vorbeiflug an dem Mond Titan absolvieren, welcher dabei in einer Höhe von 973 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 5,9 Kilometern pro Sekunde passiert werden wird. Während der Anflugphase an den Mond werden zwei Spektrometer der Raumsonde, das bereits erwähnte VIMS und das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), die zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchtete Hemisphäre des Titan abtasten. Das CIRS soll dabei die Temperaturverteilung in der Stratosphäre des Mondes ermitteln. VIMS soll dagegen die Nordpolregion abbilden und dabei nach spektralen Reflexionen Ausschau halten, welche eventuell durch dort befindliche Seen aus Kohlenwasserstoffverbindungen hervorgerufen werden.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan soll die Dichte von dessen obersten Atmosphärenschichten ermittelt werden. Zu diesem Zweck arbeitet das für die Kontrolle des Ion and Neutral Mass Spectrometers (INMS) verantwortliche Team eng mit den für die Flug- und Navigationskontrolle verantwortlichen Mitarbeitern der Mission zusammen.

Die Atmosphäre des Titan erhebt sich etwa zehnmal höher in den Weltraum als die irdische Atmosphäre. Selbst bei der am 13. November erreichten Überflughöhe wird die Raumsonde somit durch die Gaspartikel der Titanatmosphäre zwar minimal, aber doch deutlich messbar abgebremst werden. Diese Abbremsung macht sich unter anderem in den von Cassini ausgestrahlten Radiosignalen durch eine Dopplerverschiebung bemerkbar. Mit den zeitgleich erfolgenden Messungen durch das INMS soll die exakte Partikeldichte in der durchflogenen Region ermittelt werden.

Diese Messungen dienen nicht ausschließlich der Untersuchung der Dichte der Titanatmosphäre, sondern haben vielmehr auch einen praktischen und für den zukünftigen Betrieb der Raumsonde notwendigen Nutzen. Diese bei jedem Titan-Vorbeiflug erfolgenden Abbremsungen der Raumsonde haben direkte Auswirkungen auf die Geschwindigkeit und den Kurs von Cassini. Durch die zu sammelnden Daten, so die Erwartungen der beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure, ergeben sich Informationen über den zukünftigen Treibstoffverbrauch, welcher bei zukünftigen Kurskorrekturmanövern innerhalb des Saturnsystems erforderlich sein wird.

Während der Abflugphase vom Titan werden dann wieder das CIRS und das VIMS „übernehmen“. Das CIRS-Spektrometer soll dabei die Oberflächentemperatur des Titan ermitteln, während das VIMS eine Oberflächenkarte des Mondes mit einer mittleren Auflösung erstellt. Diese Aktivitäten werden durch begleitende Aufnahmen der ISS-Kamera ergänzt, welche dabei in erster Linie die im sichtbaren Bereich des Lichtes erkennbaren Wolkenformationen dokumentieren soll.

Am 19. November 2012 wird Cassini schließlich um 03:54 MEZ in einer Entfernung von rund zwei Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und diesen 175. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 176 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphärenschichten des Saturn vorgesehen. Außerdem wird am 29. November ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug der Raumsonde an dem Mond Titan erfolgen. Cassini wird den Mond dabei erneut mit einer Geschwindigkeit von 5,9 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von diesmal 1.014 Kilometern überfliegen.

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 aufgebrachten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ESO, Wikipedia, Raumfahrer.net.

Das Bild wurde gestern in voller Auflösung durch die ESO veröffentlicht. Mittels spezieller Computerprogramme konnten auf den Aufnahmen etwa 84 Millionen Sterne eindeutig identifiziert werden. Hinzu kommen noch 89 Millionen anderer Objekte, die für eine eindeutige Identifizierung allerdings zu schwach sind oder sich zu nahe an vergleichsweise hellen Objekten befinden, so dass sie überstrahlt werden. Zu jedem Stern wurden die Helligkeiten in verschiedenen Spektralbereichen erfasst und in einem Sternenkatalog gespeichert.

VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) ist ein Teleskop der Europäischen Südsternwarte ESO. Sein Primärspiegel hat einen Durchmesser von 4,10 m, das Teleskop ist eine Ritchey-Chretien-Cassegrain-Konstruktion mit einem Öffnungsverhältnis von 1:3,25. Die Kamera enthält eine dreilinsige Korrekturoptik, 16 einzelne, auf etwa -200°C gekühlte Sensoren mit jeweils 2.048 mal 2.048 Pixeln, die auf einer quadratischen Platte angeordnet sind und ein Filterrad in dem fünf verschiedene Breit- und ein Schmalbandfilter untergebracht waren. Damit kann man das Licht in verschiedenen Spektralbereichen des nahen Infrarot erfassen und somit Aussagen über die Spektralklassen der Sterne sowie Gas und Staub in deren Umgebung machen.

Das Zentrum unserer Galaxie ist von Gas- und Staubwolken durchsetzt und umhüllt, die von sichtbarem Licht nur partiell durchdrungen werden können. Dies gilt zwar auch für infrarotes Licht, hier ist der Durchgang allerdings erheblich besser. Auch die Erdatmosphäre absorbiert einen Teil dieses Lichtes, weshalb Teleskope im Allgemeinen möglichst auf hohen Bergen mit trockener Luft stehen. Daher ist der Cerro Paranal in der chilenischen Atacama-Wüste ein dafür sehr geeigneter Standort.

Die Daten von drei der Spektralbereiche wurden für die zusammengesetzte Aufnahme herangezogen und ihnen die Farben Rot, Grün und Blau zugewiesen. Dadurch wird der Himmelsausschnitt für uns überhaupt sichtbar. Da zwischen den einzelnen Sensoren Lücken bestehen, muss das Teleskop mehrere leicht versetzte Aufnahmen eines Himmelsbereiches anfertigen, um ein geschlossenes Bild zu erhalten. Dies geschieht nach einem ausgeklügelten System, um bei letztlich jedem Punkt des Himmelsausschnitts dieselbe Belichtungszeit zu erhalten. Dazu muss allerdings in jeder Stellung je eine Aufnahme durch die unterschiedlichen Filter gemacht werden. Zudem dauert jede Belichtung trotz der großen Öffnung und des hohen Öffnungsverhältnisses noch mehrere Sekunden. Insgesamt erreicht die Kamera mit einer Aufnahmeserie ein Bild mit etwa 100 Megapixeln und ein Gesichtsfeld von 1,65 Grad im Quadrat am Himmel. Alle Aufnahmen zusammen ergeben damit noch nicht einmal 1% des gesamten Himmels.

„Durch die Detailbeobachtung der unzähligen Sterne in der Umgebung des Milchstraßenzentrums können wir eine Menge über die Aufbau und Entwicklung nicht nur unserer Galaxie, sondern aller Spiralgalaxien allgemein lernen“, sagte Roberto Saito, der leitende Autor der Studie. Aufgabe des VISTA-Teleskops ist die komplette Durchmusterung des südlichen Himmels im sichtbaren Licht sowie im nahen Infrarot-Bereich. Am 21. Juni 2008 wurde die erste Testbeobachtung mit dem Teleskop durchgeführt, am 11. Dezember 2009 nahm es offiziell seine Arbeit auf.

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

Bereits am 7. Oktober 2012, dem Sol 61 der Mission, entnahm der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity eine erste Bodenprobe von der Marsoberfläche (Raumfahrer.net berichtete). Diese Probe sollte genutzt werden, um das CHIMRA-Probenentnahmesystem des Rovers von eventuell von der Erde mitgeführten Rückständen zu reinigen und so zu verhindern, dass die Ergebnisse späterer Messungen, welche mit den im Inneren des Rovers befindlichen Analysegeräten durchgeführt werden sollen, verfälscht werden.

Während der Entnahme der ersten Bodenprobe durch den Rover entdeckten die Mitarbeiter der Mission auf dokumentierenden Bildaufnahmen ein auffälliges Objekt. Der helle, glänzende Farbton und die Form dieses lediglich etwa acht Millimeter langen Objektes legten nahe, dass es sich hierbei offensichtlich nicht um einen natürlichen Bestandteil der Marsoberfläche handeln konnte. Vielmehr musste es sich um ein Objekt handeln, welches von dem Rover stammt.

Unmittelbar nach der Entdeckung dieses Objektes entschieden sich die für die Durchführung der Curiosity-Mission verantwortlichen Mitarbeiter des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA dazu, sämtliche Bewegungen und Aktivitäten des Roboterarmes und der daran montierten Instrumente aus Sicherheitsgründen vorerst einzustellen. Sollte es sich bei diesem Objekt um ein Bestandteil des Rovers handeln, so der Hintergedanke, so könnte dessen Ablösung eventuell für gravierende strukturelle Probleme sprechen, welche sich bei zukünftigen Bewegungen des Armes noch deutlicher bemerkbar machen und eventuell zu einem Versagen des Armes führen könnten.
Weitere Aufnahmen mit der MastCam und einem in die ChemCam integrierten Remote Micro Imager (kurz „RMI“) – beide Instrumente sind am Kameramast des Rovers befestigt – zeigten, dass es sich bei dem Objekt um ein semitransparentes Stück Plastik handelt.

Sehr wahrscheinlich, so der Schluss der Missionsmitarbeiter, war dieses Plastikteil ursprünglich ein Bestandteil des für die Landung des Rovers auf der Marsoberfläche verwendeten SkyCranes, welches im Rahmen der Landeprozedur auf dem Rover zum Liegen kam und erst jetzt auf die Planetenoberfläche gefallen war.

Curiosity nahm daraufhin am 10. Oktober, dem Sol 64 der Mission, seine Arbeit wieder auf und leitete diese erste Bodenprobe wie vorgesehen durch die verschiedenen Siebe und Kammern des CHIMRA-Systems. Am darauffolgenden Tag wurde die Bodenprobe wieder aus dem CHIMRA entfernt und auf die Marsoberfläche befördert. Die Auswertung der im Rahmen dieses Prozesses angefertigten Bilder und die Telemetriewerte des Rovers zeigten, dass alle Einzelschritte wie vorgesehen durchgeführt werden konnten.

Daraufhin entnahm Curiosity am Sol 66 eine zweite Bodenprobe, welche am gerade zu Ende gegangenen Sol 67 ebenfalls in das CHIMRA-System eingeleitet wurde. Die Entnahmestelle dieser Probe befindet sich unmittelbar neben der ersten Entnahmestelle. Auf diese Weise soll sichergestellt werden, dass beide Proben über eine identische Zusammensetzung verfügen. Auch diese zweite Probe soll ausschließlich für die Reinigung des CHIMRA-Systems genutzt werden. Die Entnahme einer dritten Probe, welche dann auch erstmals dem CheMin-Spektrometer im Inneren des Rovers zugeführt werden soll, ist nach dem derzeitigen Planungsstand für die nächste Woche vorgesehen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 68 der Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von 484 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Dabei haben die Kamerasysteme des Rovers mittlerweile über 18.500 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des JPL in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Bilder sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Deep Impact startete am 12. Januar 2005 zu dem Kometen Tempel 1, erreichte diesen knapp sechs Monate später am 3. Juli und dokumentierte dabei unter anderem die Auswirkungen des Einschlags eines zuvor von der Raumsonde ausgesetzten Impaktors, welcher größere Mengen Kometenmaterials von der Oberfläche aufwirbelte. Im Rahmen einer Missionsverlängerung setzte Deep Impact den Flug fort und passierte am 4. November 2010 den Kometen Hartley 2 (Raumfahrer.net berichtete).

Mit der Triebwerkszündung am vergangenen Donnerstag, dem 4. Oktober 2012, hält sich die NASA die Option offen, mit der Raumsonde einen weiteren kleinen Himmelskörper in unserem Sonnensystem anzusteuern und diesen dabei aus nächster Nähe zu untersuchen. Bei dem dafür ausgewählten Ziel handelt es sich um den erdnahen Asteroiden 2002 GT, welcher am 3. April 2002 durch Astronomen des Kitt Peak Nationalobservatoriums/USA entdeckt wurde.

Die Berechnung der Umlaufbahn-Parameter zeigte, dass es sich bei diesem Asteroiden um einen so genannten Erdbahnkreuzer vom Apollo-Typ handelt. Der Durchmesser von 2002 GT wird von den Astronomen derzeit mit rund 800 Metern angegeben, wobei allerdings eine Unsicherheit von einigen hundert Metern besteht. Über weitere Parameter wie die Dichte oder die chemische Zusammensetzung ist dagegen bisher noch nichts bekannt.

Allerdings wird der Asteroid die Erde am 26. Juni 2013 in einer Entfernung von lediglich 18 Millionen Kilometern passieren. Als ein potentielles zukünftiges Ziel für die direkte Untersuchung durch eine Raumsonde werden im nächsten Sommer sehr wahrscheinlich mehrere Observatorien ihre Teleskope auf den Asteroiden ausrichten und dabei weitere Daten sammeln.

Dabei ist jedoch noch nicht beschlossen, dass die Mission von Deep Impact wirklich fortgesetzt wird. Eine Missionsverlängerung bis zum Jahr 2020 ist zwar von den an der Mission beteiligten Mitarbeitern beantragt, wurde bisher jedoch noch nicht genehmigt. Sollte sich die NASA allerdings dazu entschließen, die Deep Impact-Mission auch trotz der allgemeinen schlechten finanziellen Lage fortzusetzen, so dürfen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler und die interessierte Öffentlichkeit auf spektakuläre Aufnahmen freuen.
Das letzte Kurskorrekturmanöver war so ausgelegt, dass Deep Impact den Asteroiden 2002 GT am 4. Januar 2020 in einer Entfernung von voraussichtlich lediglich rund 200 Kilometern passieren wird. Die Überfluggeschwindigkeit wird dabei bei einem Wert von sieben Kilometern pro Sekunde liegen. Dies ist sowohl deutlich näher als auch langsamer, als der Vorbeiflug der Raumsonde an dem Kometen Hartley 2. Dieser wurde mit einer Geschwindigkeit von rund 12 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von etwa 700 Kilometern passiert.

Deep Impact wird sich 2002 GT dabei von dessen Nachtseite aus nähern. Die besten Beleuchtungsverhältnisse für die Anfertigung von hochaufgelösten Bildern der Oberfläche ergibt sich somit erst unmittelbar nach dem Überschreiten der geringsten Entfernung zu dem Asteroiden. Größere Kurskorrekturen zum Erreichen eines besseren Anflugwinkels sind aufgrund der extrem geringen Treibstoffreserven, über welche die Raumsonde derzeit noch verfügt, sehr wahrscheinlich nicht mehr möglich.

Eine nähere Untersuchung von 2002 GT ist deshalb besonders wünschenswert, weil es sich hierbei um einen Asteroiden handelt, welcher aufgrund seiner Bahnparameter theoretisch einmal mit der Erde kollidieren könnte. Um einen solchen Impakt, welcher deutliche negative Einwirkungen auf der Erde zur Folge hätte, rechtzeitig begegnen zu können, muss im Vorfeld möglichst viel über den Aufbau und die Zusammensetzung solcher potentiell gefährlichen Himmelskörper bekannt sein. Die Raumfahrtagenturen haben zu diesem Zweck in der Vergangenheit bereits diverse Forschungsgruppen ins Leben gerufen. Über eines dieser Forschungsprojekte, NEOShield, hat Raumfahrer.net erst Anfang des Jahres berichtet.

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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 Planeten Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Am 8. Juni 2012 überflog die Raumsonde dabei während des Orbits Nummer 10.743 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete den darin gelegenen Hooke-Krater mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor mehreren Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für „Silber“ – „Argyros“ – ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese in Teleskop hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 19 Grad südlicher Breite und 157 Grad östlicher Länge gelegenen Streifen im nördlichen Bereich des Argyre Planitia. Darauf gut zu erkennen ist der direkt am Rand des Impaktbeckens gelegene, rund 138 Kilometer durchmessende Hooke-Krater, welcher nach dem englischen Physiker und Astronomen Robert Hooke (1635-1703) benannt wurde.

Weite Bereiche des Argyre Planitia wurden durch Winderosion sowie durch den Einfluss von Wasser und Eis gestaltet. Hierauf lässt sich auch das abgerundete Erscheinungsbild der den Hooke-Krater umgebenden Landschaft zurückführen. Im Inneren des Hooke-Kraters wurden so zum Beispiel durch die anhaltenden Windaktivitäten Dünen geformt, während südlich des Kraters diverse linienförmigen Strukturen – sogenannte Yardangs – durch Winderosion geformt wurden. Diese sind besonders gut in der nebenstehenden Farbansicht zu erkennen.

Das auffälligste Merkmal auf den von der Raumsonde übermittelten Bildern ist jedoch eine feine Schicht aus Trockeneis (gefrorenes Kohlendioxid), welche den südlichen Bereich des Hooke-Kraters sowie die unmittelbar südlich angrenzenden Oberflächenregion wie eine Schicht aus Puderzucker überzieht.

Mit einem Anteil von 95,3 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des „Marsfrühlings“ und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über.

Lange Zeit gingen die Marsforscher davon aus, dass Kohlendioxideis sich auf dem Mars ausschließlich als Frost in Bodennähe bilden kann – so, wie es auf diesen Aufnahmen auch im Inneren des Hooke-Kraters der Fall ist. Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter hat jedoch erst kürzlich in der Marsatmosphäre Wolkenstrukturen entdeckt, welche sich aus Kohlendioxidschnee zusammensetzen und diesen auch auf der Oberfläche „ablagern“ können. Bereits einige Jahre zuvor konnten zudem auch mit den Instrumenten an Bord von Mars Express Wolken aus Kohlendioxideis in der Atmosphäre unseres Nachbarplaneten nachgewiesen werden.

Ein weiteres auffälliges Merkmal auf den heute veröffentlichten Aufnahmen ist die Verteilung der Eisablagerungen. Im Gegensatz zum südlichen Bereich des Kraters fehlt diese Schicht aus Trockeneis am inneren, nach Norden weisenden Kraterrand vollständig. Die wahrscheinlichste Begründung für das Fehlen der Eisschicht ist, dass das Eis in diesem Bereich durch die erfolgte Sonneneinstrahlung und die dadurch bedingte Temperaturzunahme bereits geschmolzen wurde und wieder als Gas in die Atmosphäre aufgestiegen ist. Dieser Schluss ergibt sich aus dem Zeitpunkt, zu dem die Aufnahmen der HRSC-Kamera angefertigt wurden.

Die Aufnahmen entstanden gegen 16:30 Uhr lokaler Marszeit zum Zeitpunkt der Wintersonnenwende auf der südlichen Marshemisphäre. Die Sonne befand sich zu dieser Zeit gerade einmal 20 Grad über dem Horizont und konnte anscheinend lediglich die nördlichen Steilhänge des Hooke-Kraters ausreichend erwärmen, um das Kohlendioxid zu schmelzen. Trockeneisablagerungen, welche sich auf horizontalen oder gar von der Sonne abgewandten Oberflächenbereichen befanden, wurden dagegen nicht genügend erwärmt und verblieben im festen Aggregatzustand. Eine genaue Analyse der exakten Verteilung der Kohlendioxidablagerungen ermöglicht den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern somit wichtige Einblicke in den Klimazyklus, dem der Mars auf seiner Umlaufbahn um die Sonne unterliegt.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 10.743 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hooke-Kraters finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte des Hooke-Kraters.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2012.

Am 1. September 1979 passierte die Sonde Pioneer 11 als erste Raumsonde den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems, den Saturn, und nahm im Rahmen dieses Vorbeifluges rund 400 Bilder von diesem Planeten und seinem Ringsystem auf. Vor über 30 Jahren, am 12. November 1980 und am 25. August 1981, folgten die beiden Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2. Deren Bilder und Messdaten ermöglichten den Planetenforschern die ersten wirklich umfassenden Einblicke in den Aufbau und die Struktur des Saturn, seines komplexen Ringsystems und seiner zahlreichen Monde und revolutionierten damit das Bild der Menschheit von diesem faszinierenden Planeten im äußeren Bereich unseres Sonnensystems.
Dies trifft jedoch ohne Zweifel in einem noch viel stärkeren Maß auf die Mission der Raumsonde Cassini zu, welche sich seit dem 30. Juni 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn befindet. Eines der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde, das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, liefert seitdem regelmäßig hochaufgelöste Bilder von der Atmosphäre, dem Ringsystem und den vielfältigen Monden des Saturn.

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

Allerdings ist die Erforschung eines Saturnmondes nach seiner erfolgreichen „Erst-Kartierung“ keineswegs abgeschlossen. Im Verlauf der Cassini-Mission werden die einzelnen Monde permanent mit den Instrumenten untersucht und dabei auch bei sich bietenden Gelegenheiten aus verschiedenen Distanzen und unter unterschiedlichen Beleuchtungsverhältnissen mit der ISS-Kamera abgebildet. Sobald dabei Aufnahmen angefertigt werden, welche die zuvor gewonnenen Bilder an Qualität übertreffen, werden diese neuen Aufnahmen genutzt, um das bisher vorliegende Kartenmaterial zu überarbeiten und so zu verbessern.
Die erste Version eines globalen Kartenwerkes des Saturnmondes Enceladus wurde bereits im Jahr 2006 veröffentlicht. Eine zweite, verbesserte Version folgte im Jahr 2010. In den folgenden Jahren hat sich Cassini dem Mond allerdings mehrfach so weit genähert, dass die bei diesen Gelegenheiten angefertigten Bilder qualitativ hochwertig genug waren, um bei der Erstellung neuer Oberflächenkarten berücksichtigt zu werden.

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

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

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

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

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

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

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

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

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EPSC 2012:

• Improved High Resolution Controlled Enceladus Atlas derived from Cassini-ISS Images (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, MPS, JPL, Science. Vertont von Peter Rittinger.

Die Raumsonde DAWN startete am 27. September 2007 und schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein. In den folgenden Monaten wurde dieser drittgrößte Körper im Haupt-Asteroidengürtel des Sonnensystems mit drei wissenschaftlichen Instrumenten, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht. „Die Erwartungen an die Mission wurden mehr als erfüllt“, so eine erste Bilanz von Prof. Dr. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR).

Im Rahmen der bisherigen Mission fertigte die „Framing Camera“ aus Überflughöhen von teilweise lediglich 175 Kilometern mehr als 28.000 Bilder des Asteroiden an und enthüllte dabei beispiellose Details von dessen Oberfläche. Diese Aufnahmen ermöglichten den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern einmalige Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte von Vesta.

„Wir wissen zum Beispiel, dass Vesta ein sogenannter differenzierter Körper ist, also wie ein Planet in drei Schichten – Kern, Mantel und Kruste – aufgebaut ist“, so Prof. Dr. Jaumann. Vesta ist somit der kleinste bekannte Himmelskörper, für den dieser innere Schichtaufbau bisher nachgewiesen werden konnte. Außerdem haben die spektralen Signaturen des Asteroiden die bereits vorher bestehende Vermutung bestätigt, dass eine bestimmte Sorte von auf der Erde entdeckten Meteoriten, die sogenannten HED-Meteoriten, ursprünglich von Vesta stammt.

Zudem zeichnet sich Vesta durch eine einzigartige Topographie aus. Während sich die nördliche Hemisphäre des Asteroiden auf den angefertigten Aufnahmen als geradezu übersät mit Kratern zeigt, treten diese Impaktkrater auf der südlichen Hemisphäre deutlich seltener auf. Auch für dieses Phänomen einer Dichotomie – einer Zweiteilung der Oberfläche – konnte mittlerweile eine Erklärung gefunden werden. Durch die Auswertung der gesammelten Daten zeigte sich, dass die Südpolregion des Asteroiden in der Vergangenheit gleich zwei Mal von gewaltigen Impakten erschüttert wurde. Diese Impakte ereigneten sich laut den Analysen der Planetenforscher vor 2,1 beziehungsweise vor einer Milliarde Jahren.

Diese beiden Impakte hatte zur Folge, dass in der Region des Südpols zwei riesige, sich überlagernde Becken mit jeweils mehreren hundert Kilometern Durchmesser entstanden, durch welche die dort vorher vorhandenen Impaktkrater ausgelöscht wurden. Im Inneren dieser Impaktbecken erhebt sich ein gigantischer Zentralberg, welcher mit einer Höhe von mehr als 20 Kilometern zu den höchsten Bergen innerhalb des bekannten Sonnensystems zählt. Rund um den Äquator des Asteroiden hat sich durch diese beiden Einschläge zudem ein ausgedehntes System aus Rillen und Furchen gebildet.

„Dass gleich zwei Mal im Laufe der Zeit so große Kollisionen an ein und derselben Stelle stattfanden, ist sehr ungewöhnlich“, so Prof. Dr. Jaumann weiter. Doch diese erstaunliche Tatsache hatte auch Konsequenzen für die Wissenschaftler und ihre Forschungen: Statt auf eine intakte Kruste blicken und diese untersuchen zu können, schauten die Planetologen auf ein regelrechtes Trümmerfeld.

„Die Einschläge haben die ursprüngliche Kruste zerstört und mit ihren Trümmern zudem Teile der intakten Kruste überdeckt. Wir sehen also auf Auswurfmassen, die gerade einmal ein bis zwei Milliarde Jahre alt sind – und das ist für Planetengeologen verdammt jung.“ Die Trümmer der Impakte und das dabei freigesetzte Auswurfmaterial sind wie ein Scherbenhaufen fast über den gesamten Asteroiden verteilt. „Diesen Scherbenhaufen müssen wir jetzt wie ein Puzzle zusammensetzen.“

„Bereits jetzt hat DAWN unser Verständnis des Sonnensystems verändert“, so Dr. Holger Sierks, Co-Investigator der DAWN-Mission am MPS und verantwortlich für die Entwicklung des Kamerasystems an Bord der Raumsonde. „Die Daten, die wir bereits ausgewertet haben, zeigen, dass Vesta der einzige bekannte Vertreter einer neuen Klasse von Himmelskörpern ist.“
Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und ihrer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Planet, noch – streng betrachtet – ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Wissenschaftlern als ein „Protoplanet“ bezeichnet, eine Art „Vorplanet“, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem „vollwertigen“ Planeten stecken geblieben ist.

Zudem erscheint die mineralogische Zusammensetzung der Asteroidenoberfläche ungewöhnlich und äußerst vielfältig. „Die sieben Farbfilter des Kamerasystems erlauben uns Rückschlüsse auf die Zusammensetzung der Gesteinsarten, die an der Oberfläche zu sehen sind“, so Dr. Sierks. Aus ihren Datensätzen konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler lückenlose, dreidimensionale Farbkarten der gesamten Oberfläche des Asteroiden anfertigen. In den kommenden Monaten sollen die durch das Kamerasystem gewonnenen topografischen Erkenntnisse mit den Daten der Gravitations- und Spektralmessungen in einen näheren Zusammenhang gebracht werden.

Die Flut an wissenschaftlichen Daten, welche die Instrumente der Raumsonde im vergangenen Jahr gesammelt haben, birgt noch zahlreiche Überraschungen und weitere Erkenntnisse. „Bis die Geschichte von Vesta erklärt werden kann, werden noch Generationen von Forschern mit den bisher gewonnenen Daten arbeiten“, so die Einschätzung von Prof. Dr. Jaumann. „Wir haben bisher nur an der Oberfläche gekratzt… Es gibt noch sehr viele Fragen, die wir noch nicht beantwortet haben.“

Einen letzten Blick auf das Untersuchungsobjekt der letzten Monate hat die Framing Camera bereits am 26. August um 17:21 aus einer Entfernung von rund 6.000 Kilometern geworfen. Am 5. September wird die Raumsonde DAWN ihren Orbit um den Asteroiden Vesta endgültig verlassen. Nach einem rund zweieinhalbjährigen Flug durch den Haupt-Asteroidengürtels unseres Sonnensystems soll schließlich im Februar 2015 das zweite und letzte Ziel der Mission, der knapp 950 Kilometer durchmessende Zwergplanet Ceres, erreicht werden. Auch mit der Untersuchung dieses größten und massereichsten Objektes des Haupt-Asteroidengürtels, welche bis mindestens zum Juli 2015 andauern soll, wollen die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die früheste Entwicklungsphase unseres Sonnensystems gewinnen.

Statt einer festen Gesteinskruste wie bei Vesta, so die Erwartungen der Planetenforscher, wird Ceres an seiner Oberfläche allerdings über eine Schicht aus Wassereis verfügen. Eventuell könnte der Zwergplanet sogar von einer hauchdünnen Atmosphäre umgeben sein. „Bisher ist noch nie ein Raumschiff in einer Umlaufbahn um solch einen Körper gekreist“, so Prof. Dr. Jaumann.

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Verwandte Internetseite:

• Missionsseite des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

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Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: NASA/JPL. Vertont von Peter Rittinger.

In den letzten Tagen war es ein wenig ruhiger um Curiosity geworden. Das Wochenende benötigten die Ingenieure des Missionskontrollzentrums, um ein geplantes Softwareupdate durchzuführen. Danach wird es dem Rover beispielsweise möglich sein, mit Hilfe seiner an Front und Heck angebrachten „HazCams“ Hindernisse automatisch zu erkennen und ihnen auszuweichen. Auch die Verwendung des Roboterarms von Curiosity mitsamt dem daran angebrachten Probenentnahmesystem ist erst nach der erfolgreichen Installation des Softwareupdates in vollem Umfang möglich. Am heutigen Montag soll der primäre Bordcomputer des Rovers dauerhaft auf die neue Softwareversion umgestellt werden, womit der Updatevorgang beendet und die Voraussetzung für die Fortsetzung der wissenschaftlichen Mission von Curiosity geschaffen wäre.

Gleichzeitig hat die NASA am Wochenende ein neues Farbpanorama veröffentlicht, das mit der 34-mm-Mastkamera aufgenommen worden ist. Für die Geologen im Missionsteam ist vor allem ein Bereich im Kraterwall nördlich der Landestelle interessant, wo ein Netz von Tälern zu sehen ist, das augenscheinlich durch in den Gale-Krater geflossenes Wasser geformt worden ist. Auch die im Detail sichtbaren Stellen, an denen die Abgase der Landetriebwerke die obere Staubschicht des Marsbodens hinweggeweht haben, weckten das Interesse der Geologen: an einer Stelle ist eine Schicht zu sehen, die Gesteine in einer Matrix feineren Materials enthält.

Das komplette Farbpanorama setzt sich aus 130 Einzelbildern mit jeweils 1.200 x 1.200 Pixeln zusammen, die im Laufe einer Stunde am 8. August auf dem Mars aufgenommen worden sind. Das nun von der NASA veröffentlichte Panorama enthält noch einige schwarze Bereiche, da wegen des in den letzten Tagen durchgeführten Softwareupdates noch nicht alle Einzelbilder zur Erde übertragen werden konnten.

Interessanterweise hat die NASA das hochauflösende Farbpanorama in zwei Versionen veröffentlicht: einmal genau so, wie es die Mastkamera aufgenommen hat (und wie es auch jede andere Digitalkamera auf dem Mars aufnehmen würde), und einmal nach der Durchführung eines so genannten Weißabgleichs. Dabei wurden die Farben der Aufnahmen so angepasst, als ob die ganze Szene auf der Erde fotografiert worden wäre. Diese Farbanpassung hilft Geologen dabei, Gesteine auf dem Mars leichter zu erkennen und auseinanderzuhalten: nach erfolgtem Weißabgleich stellen sie sich so dar, wie es die Wissenschaftler von irdischen Aufnahmen her gewohnt sind. Auf dieser Seite können Sie beide Fassungen des Panoramas ansehen und bei Interesse auch herunterladen.

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• MSL-Rover Curiosity

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