Quelle: Freie Universität Berlin 14. Mai 2024.

14. Mai 2024 – Im Jahr 2018 wurden in Eispartikeln des Saturnmonds Enceladus sehr große organische Moleküle entdeckt. Noch ist unklar, ob sie auf die Existenz von Leben hindeuten oder auf andere Weise entstanden sind. Eine aktuelle Studie könnte helfen, diese Frage zu beantworten. Bedingungen, die zur Entstehung oder Aufrechterhaltung von Leben in extraterrestrischen Ozeanen führen können, könnten demnach molekulare Spuren in Eiskörnern hinterlassen. Die Arbeiten wurden an der Freien Universität Berlin durchgeführt – der leitende Wissenschaftler Dr. Nozair Khawaja ist gerade an die Universität Stuttgart gewechselt.

Die Wiege des Lebens auf der Erde befand sich vermutlich in einem Heißwasser-Schlot auf dem Grund des Ozeans. „In der Forschung sprechen wir auch von einem Hydrothermal-Feld“, erklärt Dr. Nozair Khawaja vom Institut für Raumfahrtsysteme (IRS) der Universität Stuttgart. „Es gibt gute Hinweise darauf, dass in solchen Feldern Bedingungen herrschen, die für die Entstehung oder Aufrechterhaltung einfacher Lebensformen wichtig sind.“

Möglicherweise gibt es derartige Schlote auch auf einem Himmelskörper, der nach kosmischen Maßstäben nicht weit von unserem Heimatplaneten entfernt ist: dem Saturnmond Enceladus. Der Trabant misst ungefähr 500 Kilometer im Durchmesser, seine Oberfläche ist mit einer 30 Kilometer dicken Hülle aus Eis bedeckt. Im Jahr 2005 entdeckten Wissenschaftler*innen über seinem Südpol eine riesige Wolke aus Eispartikeln. Drei Jahre später durchflog die NASA-Raumsonde Cassini diese Wolke. Die Messinstrumente der Sonde offenbarten Erstaunliches: Die Zusammensetzung der Partikel deutete mit großer Sicherheit darauf hin, dass unter Enceladus‘ Eisdecke ein Ozean aus flüssigem Wasser vorhanden sein muss.

Enceladus-Meer enthält organische Moleküle
Khawaja hat die Daten der Cassini-Mission zusammen mit dem Planetologen Professor Frank Postberg von der Freien Universität (FU) Berlin genauer analysiert. „In den Jahren 2018 und 2019 sind wir dabei auf verschiedene organische Moleküle gestoßen, darunter auch solche, die typischerweise Bausteine biologische Verbindungen sind.“ Die Daten wurden mit einem niedrig auflösenden Messinstrument von Cassini aufgezeichnet. Dennoch könnten sie darauf hindeuten, dass der Ozean auf dem Saturnmond Enceladus voll von organischen Molekülen ist. „Und das bedeutet möglicherweise, dass dort chemische Reaktionen ablaufen, die irgendwann zu Leben führen könnten.“

Forscher*innen vermuten auch auf dem Grund des Enceladus-Meeres Hydrothermalfelder. Unklar war bislang, ob die entdeckten organischen Moleküle in diesen Feldern entstanden sind. Khawaja hat nun zusammen mit seinen Mitarbeiter*innen Lucia Hortal und Thomas Sullivan nach einer Möglichkeit gesucht, diese Frage zu beantworten. „Dazu haben wir an der FU Berlin im Labor die Parameter eines möglichen Hydrothermalfelds auf Enceladus simuliert“, sagt Khawaja, der gerade von der Freien Universität Berlin an die Universität Stuttgart gewechselt ist. „Dann haben wir untersucht, welche Auswirkungen diese Bedingungen auf eine einfache Kette von Aminosäuren haben.“ Aminosäuren sind die Grundbausteine von Proteinen und die Basis sämtlichen Lebens, wie wir es kennen.

In der Testapparatur herrschten Temperaturen von 80 bis 150 Grad Celsius und ein Druck von 80 bis 100 bar – etwa hundertmal höher als auf der Erdoberfläche. Unter diesen extremen Verhältnissen veränderten sich die Aminosäureketten mit der Zeit auf charakteristische Weise. Doch lassen sich diese Änderungen mit den Messinstrumenten auf Raumsonden überhaupt nachweisen? Anders gefragt: Hinterlassen sie eine unverwechselbare Signatur, die man in den Daten von Cassini (oder auch künftiger Raummissionen) finden können müsste?

Hydrothermalfelder hinterlassen Spuren in den Messdaten
Das Messinstrument an Bord der Cassini-Raumsonde, der sogenannte Cosmic Dust Analyzer, analysiert Staub- und Enceladus-Eispartikel im All, die mit Geschwindigkeiten von bis zu 20 Kilometern pro Sekunde unterwegs sind. Der High-Speed-Crash führt dazu, dass das Material verdampft und die Moleküle in ihm zertrümmert werden. Die Bruchstücke verlieren dabei Elektronen und sind dann positiv geladen. Sie lassen sich mit einer negativ geladenen Elektrode anziehen und treffen dort dann umso früher ein, je leichter sie sind. Wenn man die Laufzeit aller Bruchstücke misst, erhält man ein sogenanntes Massenspektrum. Daraus kann man dann Rückschlüsse auf das Ursprungsmolekül ziehen.

Im Labor lässt sich diese Messmethode nur mit großem Aufwand anwenden. „Wir haben stattdessen erstmals für Eispartikel, die hydrothermal verändertes Material enthielten, eine alternative Messmethode namens LILBID genutzt“, erklärt Khawaja. „Sie liefert ganz ähnliche Massenspektren wie das Cassini-Instrument. Damit haben wir unsere Aminosäurekette vor und nach dem Versuch vermessen. Dabei sind wir auf charakteristische Signale gestoßen, die durch die Reaktionen in unserem simulierten Hydrothermalfeld hervorgerufen wurden.“ Die Forschenden werden dieses Experiment nun mit weiteren organischen Molekülen unter erweiterten geophysikalischen Bedingungen im Enceladus-Ozean wiederholen. Ihre Ergebnisse ermöglichen es, die Cassini-Daten (oder auch die Daten künftiger Missionen) auf solche Signaturen zu durchforsten. Falls man sie findet, wäre das ein weiterer Hinweis auf die Existenz eines Hydrothermalfeldes auf Enceladus. Damit stiege auch die Wahrscheinlichkeit, dass auf Enceladus Leben entstehen und überdauern kann.

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• Leben im Sonnensystem

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Quelle: Freie Universität Berlin 25. März 2024.

25. März 2024 – Die unterirdischen Ozeane einiger Eismonde von Saturn und Jupiter sind Kandidaten für die Suche nach außerirdischem Leben. Eine laborbasierte Studie, durchgeführt größtenteils von Wissenschaftlern von Freier Universität Berlin und University of Washington in Seattle, zeigt, dass Leben, wenn es dort welches gibt, nachweisbar ist. Und zwar in einzelnen ausgestoßenen Eisteilchen. „Wir konnten erstmals zeigen, dass Zellmaterial von Bakterien mit einem Massenspektrometer auf einer Raumsonde nachweisbar ist“, betont Dr. Fabian Klenner, Leiter der Studie. Klenner ist Postdoc am Department of Earth and Space Sciences der University of Washington, zuvor forschte er an der Freien Universität Berlin.

Die Studie mit dem Titel „How to identify cell material in a single ice grain emitted from Enceladus or Europa“ wurde am 22. März in der wissenschaftlichen Fachzeitschrift Science Advances veröffentlicht (doi.org/10.1126/sciadv.adl0849, https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adl0849).

“Unsere Ergebnisse zeigen zunehmend, dass zukünftige Instrumente in der Lage sind, auf Eismonden winzige Lebensformen aufzuspüren, die denen ähneln, die wir von der Erde kennen“, betont Dr. Fabian Klenner, der Leiter der Studie.

Die Cassini Mission, die bis 2017 im Saturnsystem operierte, hatte in der Nähe des Südpols des eisigen Saturnmondes Enceladus nahezu parallele Risse entdeckt. Aus diesen Rissen strömen Gase und Eispartikel in das Weltall, die von dem unterirdischen Ozean des Mondes stammen. Europa, ein Eismond von Jupiter, wird bald detailliert von Instrumenten auf NASA’s Europa Clipper Raumsonde untersucht werden. Start der Mission ist für Oktober diesen Jahres (2024) vorgesehen.

In Vorbereitung auf diese und andere zukünftige Missionen untersuchen Forschende, was moderne Instrumente auf den Eismonden finden könnten. Aufgrund der hohen relativen Geschwindigkeiten der Eisteilchen zur Raumsonde, ist es sehr schwierig, Einschläge von einzelnen Eisteilchen auf Massenspektrometer zu simulieren. Die Forschenden haben stattdessen ein Experiment an der Freien Universität Berlin genutzt. Mit dem Versuchsaufbau haben die Forschenden einen dünnen Wasserstrahl in eine Vakuumkammer injiziert. Der Wasserstrahl zerfällt in winzige Tröpfchen, die dann mit einem Laser beschossen wurden. Die durch den Laserbeschuss entstandenen geladenen Teilchen wurden in einem Massenspektrometer im Labor untersucht, um vorherzusagen, was Instrumente auf Raumsonden detektieren würden.

Die neu veröffentlichten Ergebnisse zeigen, dass Instrumente, die für zukünftige Raumsonden vorgesehen sind, Zellmaterial aufspüren können. Und das funktioniert sogar, wenn das Zellmaterial in nur sehr wenigen einzelnen Eisteilchen vorhanden wäre. Ein Instrument, das diese Fähigkeit besitzt, ist der SUrface Dust Analyzer auf Europa Clipper.

Für ihre Studie verwendeten die Forschenden Sphingopyxis alaskensis, ein Bakterium, das in Gewässern von Alaska vorkommt. Im Vergleich zu Escherichia coli, einem gängigen Modellorganismus für Studien auf der Erde, leben die viel kleineren S. alaskensis Bakterien in kalter Umgebung und können mit nur wenigen Nährstoffen auskommen. Aufgrund all dieser Eigenschaften ist dieser Organismus womöglich ein geeigneterer Kandidat für potenzielles Leben auf einem Eismond.

“Die Bakterien sind extrem klein, sodass sie theoretisch in die ausgestoßenen Eisteilchen passen”, erläutert Fabian Klenner.

Von früheren Studien ist bekannt, dass verschiedene Substanzen in einem unterirdischen Ozean in einzelnen Eisteilchen getrennt ausgestoßen werden. Die neue Studie zeigt, dass die Analyse einzelner Eisteilchen deutlich vorteilhafter ist, um mögliches Leben zu identifizieren, als zuerst Milliarden von Eisteilchen zu sammeln und alle gemeinsam zu analysieren.

In einer weiteren Studie, die von den gleichen Wissenschaftlern angeleitet wurde, wurden kürzlich Phosphate in Enceladus‘ Ozean nachgewiesen. Enceladus hat somit genügend Energie, Wasser, Phosphate und andere Salze, sowie kohlenstoffbasiertes organisches Material, was es zunehmend wahrscheinlicher macht, dass der Mond lebensfreundliche Bedingungen für bakterielle Lebensformen wie wir sie von der Erde kennen aufweist.

Die Forschenden vermuten, dass Bakterien, wenn sie eine Lipidmembran besitzen, eine hauchdünne Schicht auf der Oberfläche des Ozeans bilden würden. Ein Prozess, den man von der Erde kennt. Auf einem Eismond, bei dem der Ozean mit der Oberfläche verbunden ist (z.B. durch Risse in der Eiskruste), bringt der Druckunterschied zum Vakuum des Weltalls den kalten Ozean zum Kochen. Zudem platzen Gasblasen, die im Ozean aufsteigen, an der Wasseroberfläche, wodurch Zellmaterial in sich bildende Eisteilchen eingeschlossen werden könnte.

“Wir beschreiben hier ein plausibles Szenario wie Bakterien in Eisteilchen eingeschlossen werden könnten, die sich von flüssigem Wasser auf Enceladus oder Europa bilden und dann in das Weltall ausgestoßen werden“, sagt Fabian Klenner.

Der SUrface Dust Analyzer auf Europa Clipper hat bessere analytische Fähigkeiten als Instrumente vergangener Missionen. Zudem wird dieses Instrument zum ersten Mal in der Lage sein, negativ geladene Ionen von Einschlägen der Eisteilchen zu detektieren, was vorteilhaft für das Aufspüren möglicher Fettsäuren und Lipide ist.
“Ich finde es sogar etwas spannender, nach Lipiden oder Fettsäuren zu suchen als nach den Bestandteilen von DNA, da Fettsäuren etwas stabiler zu sein scheinen“, ergänzt Fabian Klenner.

“Mit geeigneten Instrumenten, wie zum Beispiel dem SUrface Dust Analyzer auf NASA’s Europa Clipper Raumsonde, könnte es einfacher sein als wir dachten, Spuren von Leben auf einem Eismond zu finden”, erklärt Prof. Frank Postberg, Mitautor der Studie. Frank Postberg ist Professor für Planetologie am Institut für Geologische Wissenschaften der Freien Universität Berlin. „Die Voraussetzung ist natürlich, dass es dort Leben gibt und die Lebensformen auch in Eisteilchen eingeschlossen werden, die sich z.B. aus flüssigem Wasser unter der Eiskruste bilden“

Die Studie wurde vom Europäischen Forschungsrat (ERC), der NASA und der Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) finanziert. Die weiteren Mitautoren sind Janine Bönigk, Dr. Maryse Napoleoni, Dr. Jon Hillier und Dr. Nozair Khawaja von der Freien Universität Berlin, Prof. Karen Olsson-Francis von The Open University in Großbritannien, Dr. Morgan Cable und Dr. Michael Malaska von NASA’s Jet Propulsion Laboratory (USA), Prof. Sascha Kempf von der University of Colorado in Boulder (USA) und Prof. Bernd Abel von der Universität Leipzig.

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• Europa Clipper (EC) zum Jupitermond Europa

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Quelle: Freie Universität Berlin 2. Juni 2023.

2. Juni 2023 – Vor genau 20 Jahren startete die europäische Raumsonde „Mars Express“ zum „roten“ Nachbarplaneten der Erde. Sie liefert wichtige Bilder und Daten, aus denen sich unter anderem Aussagen zur Zusammensetzung und zur Klimageschichte ableiten lassen. Mars Express gilt als eine der erfolgreichsten Raumfahrtmissionen, die jemals zum Nachbarplaneten der Erde geschickt wurden. An Bord der Sonde befindet sich die deutsche Hochleistungskamera „High Resolution Stereo Camera“ (HSRC), die am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelt wurde. Anlässlich des 20-jährigen Jubiläums des Raumsondenstarts haben Planetologen der Freien Universität Berlin nun ein neues globales Bildmosaik des Mars mit noch nie gesehenen Oberflächendetails veröffentlicht.

Die Aufnahmen des deutschen Kamerasystems bieten einen Einblick in die vielfältige Zusammensetzung der Oberflächenmaterialien des vermeintlich roten Nachbarplaneten der Erde. In ihrer Gesamtheit der Farbinformationen sind die Bilder bislang einzigartig, betonen die Forschenden vom Institut für Geowissenschaften, Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung. Ermöglicht wird das Forschungsprojekt an der Freien Universität Berlin durch die Unterstützung des DLR im Rahmen der Förderung 50 OO 2204 im Auftrag des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz.

Seit ihrem Start am 2. Juni 2003 liefert die Raumsonde Mars Express ununterbrochen Bilder. Der Datenstrom der HRSC hat in den letzten Jahren eine Vielzahl von neuen Erkenntnissen hervorgebracht. Der 2014 verstorbene Physiker Prof. Dr. Gerhard Neukum leitete die Entwicklung der HRSC, die dafür ausgelegt ist, eine globale Kartierung des Mars in Farbe und Stereo und mit einer hohen Auflösung von 12 Metern pro Bildpunkt durchzuführen. Die HRSC wurde erstmals auf der russischen Sonde Mars 96 installiert, die unglücklicherweise nach dem Start nicht die Erdumlaufbahn verließ und in der Atmosphäre verglühte. Doch Gerhard Neukum machte weiter, als Direktor des DLR Instituts für Planetenforschung in Berlin Adlershof wurde er der maßgebliche Befürworter für die erste Forschungssonde der Europäischen Weltraumagentur ESA, die zu einem anderen Planeten entsandt wurde. 2002 wechselte Gerhard Neukum als Professor an die Freie Universität Berlin, wo er die Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung neu aufbaute.

Mars in Farbe mit noch nie gesehenen Details
Für die üblichen Oberflächenbilder fotografiert die HRSC den Mars normalerweise aus einer Höhe von etwa 300 Kilometern, etwa an dem Punkt, an dem die elliptische Umlaufbahn des Satelliten Mars Express dem Planeten am nächsten ist. Die daraus resultierenden Ansichten der Marsoberfläche haben eine räumliche Auflösung von bis zu 12,5 Metern pro Pixel und decken einen Bereich von etwa 50 Kilometern Breite ab. Dank ihrer vier Farbkanäle (rot, grün, blau, infrarot) und der fünf panchromatischen Nadir-, Stereo- und Photometriekanäle kann die Stereokamera den Mars nicht nur dreidimensional, sondern auch in Farbe darstellen.

Für das nun vorgestellte neue globale Datenprodukt wurden 90 Einzelbilder verwendet, die aus größeren Höhen (etwa zwischen 4000 und 10.000 km) über der Marsoberfläche aufgenommen wurden und somit Gebiete mit einer durchschnittlichen Breite von etwa 2500 Kilometern bei geringerer räumlicher Auflösung (zwischen 200 und 800 m/px) abdecken.

Die nun gezeigte globale Ansicht des Mars hat eine räumliche Auflösung von 2 Kilometern pro Pixel und zeigt eine noch nie dagewesene Vielfalt und Detailtreue der Farben auf der Marsoberfläche. Gleichzeitig gibt die Abbildung Aufschluss über die Zusammensetzung der Planetenoberfläche.

Allgemein bekannt ist, dass der größte Teil der Marsoberfläche rötlich gefärbt ist, was auf den hohen Anteil von oxidiertem Eisen im Staub auf der Oberfläche zurückzuführen ist und ihm den Spitznamen „Roter Planet“ eingebracht hat. Mit den neuen Aufnahmen bzw. Datenprodukt fällt sofort auf, dass ein nicht geringer Teil des Mars eher dunkel, bläulich, gefärbt ist. Tatsächlich handelt es sich um gräulich-schwarze Sande, die vulkanischen Ursprungs sind und ausgedehnte dunkle Sandschichten auf dem Mars bilden, vor allem aber auch vom Wind zu imposanten Sanddünen oder riesigen Dünenfeldern auf dem Boden von Einschlagskratern aufgeschüttet wurden. Diese unverwitterten Sande bestehen aus dunklen, basaltischen Mineralen, aus denen auch vulkanische Lava auf der Erde zusammengesetzt ist.

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• Mars Express (MEX) auf Sojus-Fregat ST11 von Baikonur

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Quelle: Freie Universität Berlin 2. Dezember 2022.

2. Dezember 2022 – Die Studie entstand im Rahmen des Forschungsprojektes „Habitat OASIS“, das vom Europäischen Forschungsrat mit einem ERC Consolidator Grant gefördert wird, und wurde am Freitag in der wissenschaftlichen Fachzeitschrift Astrobiology veröffentlicht.

Enceladus, einer der Monde des Saturn, ist berühmt für seine kryovulkanischen Fontänen, die er ins Weltall ausstößt. Diese Fontänen bestehen zum Großteil aus Eiskörnern, die von einem unterirdischen Wasserozean stammen. Ähnliche Prozesse finden vermutlich auch auf Jupiters Mond Europa statt. Raumsonden können die ausgestoßenen Eiskörner mit sogenannten Einschlagsionisations-Massenspektrometern analysieren und geben somit Einblick in die Zusammensetzung des unterirdischen Ozeanwassers. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern der Freien Universität Berlin ist es nun erstmals in Laborexperimenten gelungen, das Erscheinungsbild von Bakterien-Bestandteilen in Massenspektren solcher Eiskörner detailgetreu vorherzusagen. „In unseren Experimenten konnten wir zeigen, dass DNA, Lipide und sogar Zwischenprodukte von Stoffwechselvorgängen in den ausgestoßenen Eiskörnern mit zukünftigen Raumsonden technisch eindeutig nachweisbar wären“, erläutert Dr. Fabian Klenner, einer der Erstautoren der Studie. „Das funktioniert sogar, wenn diese Biomoleküle in nur wenigen Eisteilchen und in sehr geringen Konzentrationen vorkämen.“

Im Rahmen ihrer Studie untersuchten die Forschenden zwei verschiedene Arten von Bakterien und stellten fest, dass einige der untersuchten Biomoleküle klar voneinander unterscheidbare und vom jeweiligen Bakterium abhängige biologische „Fingerabdrücke“ in den Massenspektren hinterlassen. „Es ist also nicht nur möglich, Bestandteile von Bakterien auf außerirdischen Wasserwelten zu identifizieren, sondern auch verschiedene Bakterienarten voneinander zu unterscheiden“, betont Dr. Fabian Klenner.

Die Ergebnisse dieser Studie kommen gerade rechtzeitig für NASA‘s Europa Clipper Mission, die im Oktober 2024 zu Jupiters Mond Europa starten soll. Die Raumsonde wird ein Massenspektrometer mitführen, das für das Aufspüren der Bausteine des Lebens geeignet ist und an dem die Forschungsgruppe Planetologie und Fernerkundung der Freien Universität Berlin maßgeblich beteiligt ist.

Die internationale Studie wurde in Zusammenarbeit mit Wissenschaflerinnen und Wissenschaftlern der Universität Zürich, der Open University in Milton Keynes, NASA’s Jet Propulsion Laboratory in Kalifornien und der Universität Leipzig durchgeführt.

Originalpublikation:
https://www.liebertpub.com/doi/10.1089/ast.2022.0063

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• Europa Clipper (EC) zum Jupitermond Europa

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Quelle: Freie Universität Berlin 15. September 2022.

15. September 2022 – Einige der Eismonde im äußeren Sonnensystem beherbergen potenziell bewohnbare Ozeane, wie zum Beispiel der Jupitermond Europa oder der Saturnmond Enceladus. Massenspektren, die von Raumsonden in der Umgebung dieser Monde aufgenommen werden, erlauben Rückschlüsse auf die Zusammensetzungen der Ozeane. Eine detaillierte Auswertung dieser Daten erfordert Kalibrationsexperimente in einem Labor der Freien Universität Berlin. Dort wurden bisher tausende Massenspektren aufgenommen, die zunehmend schwierig mit den Weltraumdaten zu vergleichen sind. Um dieses Problem zu lösen, wurde innerhalb der Arbeitsgruppe Planetologie und Fernerkundung eine umfangreiche Datenbank entwickelt.

Die Datenbank beinhaltet alle Laborspektren und erlaubt es, die gespeicherten Daten nach einer Vielzahl von Parametern zu filtern. Dies erleichtert und verbessert die Auswertung von Massenspektren aus dem Weltall erheblich, wie z.B. jene, die vom SUrface Dust Analyzer aufgenommen werden, der sich an Bord von NASA’s bevorstehender Europa Clipper mission befindet.

Ein freigegebener Teil der Daten ist öffentlich zugänglich unter LILBID spectral reference library. Die Studie von Klenner et al. wurde kürzlich in Earth and Space Science veröffentlicht.

Veröffentlichung
Fabian Klenner, Muhammad Umair, Sebastian H. G. Walter, Nozair Khawaja, Jon Hillier, Lenz Nölle, Zenghui Zou, Maryse Napoleoni, Arnaud Sanderink, Wilhelm Zuschneid, Bernd Abel, Frank Postberg: Developing a Laser Induced Liquid Beam Ion Desorption Spectral Database as Reference for Spaceborne Mass Spectrometers, doi.org/10.1029/2022EA002313,
https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2022EA002313,
pdf: https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/epdf/10.1029/2022EA002313.

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• Europa Clipper (EC) zum Jupitermond Europa

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Mitarbeiter des DLR, der FU Berlin und der Universität Hannover haben erst kürzlich im Rahmen eines gemeinsamen Projekts aus den Einzelaufnahmen der HRSC-Kamera zusammenhängende Bildmosaike der Marsoberfläche erstellt. Aus den Bilddaten der HRSC wurde dabei eine Karte der Region Arabia Terra berechnet, welche ein etwa 1.800 mal 1.300 Kilometer großes Gebiet mit einer Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern wiedergibt. Weitere Informationen zu diesem Projekt finden Sie hier.

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

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Mars Express: Neue Aufnahmen der Cydonia-Region (16. März 2015)
• Mars – Der einstmals Blaue Planet (7. März 2015)
• Mars Express: Das Gebirgsmassiv der Phlegra Montes (21. Februar 2015)
• Mars Express: Missionsverlängerung bis Ende 2018 (23. Dezember 2014)
• Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express (11. September 2014)

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Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Mars-Express-Sonderseite
• Mars-Express-Newsarchiv

Sonderseite des DLR:

• Zehn Jahre Mars Express

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

Eines der auffälligsten Merkmale unseres äußeren Nachbarplaneten ist ein weitläufiges Grabenbruchsystem, welches sich östlich der Tharsis-Vulkanregion längs des Marsäquators erstreckt. Mit einer Länge von fast 4.000, einer Breite von bis zu 700 und einer Tiefe von bis zu 11 Kilometern sind die Valles Marineris das größte Canyonsystem in unserem Sonnensystem. Über weite Strecken verlaufen die Valles Marineris dabei in Form dreier fast paralleler und bis zu 200 Kilometer breiter Canyons, von denen jeder in seiner Ausdehnung den Grand Canyon auf der Erde um ein Vielfaches übertrifft.

Seit der Entdeckung dieses gigantischen Grabenbruchsystems auf Aufnahmen der US-amerikanischen Raumsonde Mariner 9 im Jahr 1972 entwickelten die Marsforscher verschiedenen Theorien zur Entstehung der Valles Marineris. Die gegenwärtig allgemein anerkannte Hypothese sieht dabei eine Verbindung mit der Bildung der benachbarten Tharsis-Vulkanregion.

Zeitgleich mit der Entstehung der Tharsis-Region kam es demnach zu einem Aufwölben der Planetenkruste, was zu erheblichen Oberflächenspannungen führte. Die anschließende zusätzliche Belastung der Planetenoberfläche durch die sich immer höher auftürmenden Lavamassen der Tharsis-Vulkane führte letztendlich zu einem teilweisen Abbau dieser Spannungen, indem die Kruste am Ostrand der Tharsis-Region aufbrach. Dabei bildete sich ein weitläufiges und verzweigtes Grabensystem.

Als zweiter Schritt, so diese Theorie, kam es zu einer verstärkten Aktivität der Tharsis-Vulkane, wobei sich auch das Ursprungsgebiet der Vulkanausbrüche langsam verschob. In der Folge verstärkte sich dabei das Ungleichgewicht der immensen Krustenspannungen noch weiter, so dass die Planetenkruste vollends aufriss und dabei die heutigen Valles Marineris erzeugte. Die Aufwölbung der Tharsis-Region begann vor mehr als 3,5 Milliarden Jahren während des Noachiums, der ältesten Periode in der Marsgeschichte, und setzte sich bis in die Periode des späten Hesperiums fort, welches vor etwa drei Milliarden Jahren endete.

Die einzelne Canyonsysteme der Valles Marineris, auch als sogenannte „Chasmata“ bezeichnet, wurde anschließend mehrfach durch Wassererosion noch weiter ausgespült und durch aeolische Prozesse und Hangrutschungen umgeformt. Mit dem Begriff Chasma (griechisch für Kluft, Abgrund oder Spalte, Plural Chasmata) werden von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) langgestreckte, von steilen Abhängen begrenzte Vertiefungen, Erdspalten oder von steilen Abhängen begrenzte Geländebrüche bezeichnet.

Einer der Canyons innerhalb des Valles Marineris ist das Ius Chasma, welches sich in dessen Westhälfte über eine Länge von etwa 940 Kilometern erstreckt. Der Name Ius bezieht sich auf Io, eine Geliebte des Gottes Zeus in der griechischen Mythologie, nach der auch der vulkanisch aktive Jupitermond Io und das zwischen Griechenland und Italien gelegene Ionische Meer benannt sind.

Am 16. September 2005 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 2.149 den östlichen Bereich des Ius Chasma und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC) ab. Aus einer Höhe von etwas mehr als 250 Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 13 Metern pro Pixel.

Die hier gezeigten Abbildungen geben einen bei 7 Grad südlicher Breite und 282 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder und zeigen einen Ausschnitt der nördlichen Abbruchkante des Ius Chasma, welche nach Norden hin von einem Plateau des Marshochlands abgegrenzt wird. Die Abbruchkante fällt bis zu 8,2 Kilometer zum Boden des Chasmas hin ab. Die immensen Spannungen im Gestein erzeugten mehrere parallele zum Grabenbruch verlaufende Störungen, deren Spur sich auch auf dem angrenzenden Plateau verfolgen lässt. Hier haben die aufgetretenen Spannungen stellenweise zur Bildung verschiedener tektonischer Gräben geführt. Rechtwinklig zum Hauptgrabensystem bildeten sich außerdem weitere Störungszonen (Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Nadir-Aufnahme).

Im Laufe der Zeit stürzten mehrere großflächige und sich überlagernde Hangrutsche in das Chasma hinab (Bildausschnitt 2). Entlang der obersten und damit jüngsten Hangrutschung ist eine helle, schlierige Zone erkennbar. Diese könnte ein Hinweis auf einen Materialwechsel im Aufbau des anstehenden Hochlandes sein. In Bildausschnitt 3 sind zudem die Überreste einer älteren Hangrutschung zu erkennen. Im Zentrum der abgebildeten Szene fallen des weiteren verschiedene großflächige, dunkle Strukturen auf. Hierbei handelt es sich um Dünen, welche dort im Laufe der Jahrmilliarden durch eine Windverfrachtung angehäuft wurden. Die dunkle Färbung des Dünenmaterials ist ein Hinweis darauf, dass es sich hierbei um zu Sand und Staub verwittertes Basaltgestein handelt, einem auch auf der Erde häufig vorkommenden eisen- und magnesiumreichen vulkanischen Gestein.

Einige helle Ablagerungen in dieser Region könnten von abgerutschtem Material herrühren, welches noch nicht so lange den Kräften der Verwitterung ausgesetzt ist. Dieses Material könnte das anstehende Gestein des Marshochlands repräsentieren, welches entlang und unterhalb der Abbruchkante aufgeschlossen ist. Die Ablagerungen der Hangrutschungen weisen zudem Fließstrukturen auf, die sich mit zunehmender Entfernung zum Ausgangspunkt der Rutschungen immer weiter auffächern. Diese Fließstrukturen sind als längliche, gewundene Rillen erkennbar. Möglicherweise, so die Meinung der Planetologen, war im Hochland unmittelbar unter der Oberfläche gespeichertes Eis oder Wasser einer der auslösenden Faktoren für den Abgang der Rutschungen.

Die hier gezeigten Farbansichten des Ius Chasma wurden aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- bzw. rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht.

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 2.149 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Ius Chasma 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.

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