Quelle: Max-Planck-Institut für Radioastronomie.

Ein internationales Forscherteam unter Beteiligung von Astronomen vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie hat mit extrem hoher Präzision vermessen, dass sich Neutronensterne und Weiße Zwerge in einem Schwerefeld mit gleicher Beschleunigung bewegen. Dies gelang ihnen, indem sie die Bewegung des Pulsars PSR J0337+1715, eines Neutronensterns in einem ungewöhnlichen Dreifachsternsystem mit zwei Weißen Zwergen als Begleiter äußerst präzise vermessen haben. Das Ergebnis, erhalten durch eine neue stringente Untersuchungsmethode und die Verknüpfung von neuen Radioteleskopbeobachtungen mit den neuesten Ergebnissen von Gravitationswellendetektoren, bedeutet die bisher beste Überprüfung einer der fundamentalsten Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie, dass nämlich die Schwerkraft alle Objekte mit der gleichen Beschleunigung anzieht, unabhängig von deren Zusammensetzung, Dichte oder Stärke des eigenen Gravitationsfeldes.

Diese Erkenntnis bezeichnete Einstein als seinen „glücklichsten Gedanken“, da sie ihn schlussendlich zur allgemeinen Relativitätstheorie führte. Dies gilt sogar im extremen Fall von Neutronensternen, bei denen die Raumzeit viele Billionen mal stärker gekrümmt wird als bei Planeten und selbst bei der Sonne. Vielleicht deutlicher als jeder vorhergehende Test zeigt dieses Ergebnis, dass die allgemeine Relativitätstheorie eine tiefere Wahrheit der Natur erfasst.

Die Ergebnisse werden in der aktuellen Ausgabe der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht.

Ein Test für die Universalität des freien Falls
Der Pulsar PSR J0337+1715 in Richtung des Sternbilds Stier (Taurus) ist ein Neutronenstern von 1,44 Sonnenmassen, der sich 366mal pro Sekunde um die eigene Achse dreht und dabei einem Leuchtturm gleich regelmäßige Radiopulse in dieser Frequenz Richtung Erde sendet. Er bildet eine Komponente in einem außergewöhnlichen Dreifachsternsystem, in gegenseitiger Wechselwirkung mit zwei weiteren Sternen, beides Weiße Zwerge (vgl. Abb. 1). Ein Weißer Zwerg ist ein recht exotisches Objekt, nämlich ein Stern von ungefähr Erdgröße, aber mit einer Dichte von vielen Hundert Kilogramm pro Kubikzentimeter in seinem zentralen Bereich. Verglichen mit Weißen Zwergen sind Neutronensterne aber noch wesentlich extremer. Mit einer Masse größer als die unserer Sonne zusammengequetscht in einem Gebiet von nur etwas mehr als 20 km Durchmesser erreichen sie zentrale Dichten von mehr als einer Milliarde Tonnen im Volumen eines Zuckerwürfels.

Ein Forscherteam unter der Leitung von Guillaume Voisin (Jodrell Bank Centre for Astrophysics/UK und Observatoire de Paris), unter Beteiligung von Paulo Freire, Norbert Wex und Michael Kramer vom Bonner Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) sowie Wissenschaftlern aus mehreren Forschungsinstituten in Frankreich, hat mit dem Nançay-Radioteleskop in der Sologne-Region in Frankreich (Abb. 2) die Ankunftszeiten der Radiopulse von PSR J0337+1715 über einen Zeitraum von acht Jahren genau vermessen. Als Ergebnis können die Wissenschaftler nun zeigen, dass Neutronensterne und Weiße Zwerge sich mit einer Genauigkeit von zwei Teilen pro Million mit gleicher Beschleunigung in einem Schwerefeld bewegen.

Diese fundamentale Eigenschaft, bekannt unter dem Stichwort “Universalität des freien Falls“, bildet die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein. „Die Bestätigung mit dieser Genauigkeit stellt einen der bisher überzeugendsten Tests überhaupt für Einsteins Theorie dar – und die Theorie besteht den Test mit Bravour“, sagt Dr. Guillaume Voisin. „Das bedeutet, dass für alternative Theorien der Schwerkraft, die in Konkurrenz zur allgemeinen Relativitätstheorie zum Beispiel zur Erklärung der „Dunklen Energie“ vorgeschlagen werden, enge Grenzen gesetzt werden.“

Was ist die Universalität des freien Falls?
Die Universalität des freien Falls ist eine einzigartige Eigenschaft der Gravitation. Im Unterschied zu allen anderen Wechselwirkungen in der Natur zieht die Schwerkraft alle materiellen Objekte mit gleicher Beschleunigung an. Galileo Galilei hat angeblich eine Reihe unterschiedlich großer Gewichte vom Schiefen Turm von Pisa aus herunterfallen lassen, um dies zu überprüfen. Später hat Isaak Newton diesen Sachverhalt als fundamentale Eigenschaft der Gravitation bezeichnet, ohne es indes näher zu erklären. Die höchste Genauigkeit bei der Überprüfung der Universalität des freien Falls konnte bisher mit einem speziell dafür entwickelten Satelliten namens MICROSCOPE erreicht werden, der vom französischen „Centre Nationale d’Études Spatiales“ entwickelt wurde. Die kleinen Prüfmassen im Inneren des Satelliten zeigen eine identische Beschleunigung im Schwerefeld der Erde bis zu einer Genauigkeit von 1 zu 10¹⁴ (oder 1 zu 100 Billionen).

Einsteins glücklichster Gedanke
Nach der Veröffentlichung seiner speziellen Relativitätstheorie im Jahr 1905 begann Einstein darüber nachzudenken, wie er seine neue Theorie mit der Gravitation zusammenbringen könnte, da Newtons Gravitationsgesetz mit dem Relativitätsprinzip in der speziellen Relativitätstheorie unvereinbar ist. Im Herbst 1907 kam ihm ein entscheidender Gedanke, dass es einem Beobachter im freien Fall genauso erscheint, als ob die Gravitation ausgeschaltet worden wäre. Aufgrund der Universalität des freien Falls wird nämlich alles in seinem Umfeld auf die gleiche Weise beschleunigt. Diese einfache aber trotzdem tiefgreifende Erkenntnis brachte Einstein schließlich dazu, die Gravitation als ein Resultat der gekrümmten Raumzeit anzusehen, die in gleicher Art auf alle Massen einwirkt und ein Schlüsselkonzept der allgemeinen Relativitätstheorie darstellt. Er hat diese plötzliche Eingebung später als „den glücklichsten Gedanken meines Lebens“ bezeichnet.

Da Experimente wie der MICROSCOPE-Satellit die Universalität des freien Falls mit derart hoher Genauigkeit bestätigen konnten, haben die meisten Gravitationstheorien inklusive der allgemeinen Relativitätstheorie selbst Einsteins Erkenntnis als Grundvoraussetzung integriert. Das heißt, dass alle diese Theorien die Gravitation als geometrisches Phänomen beschreiben, das aus der Krümmung der Raumzeit resultiert. Die anderen Theorien unterscheiden sich von der allgemeinen Relativitätstheorie nur dadurch, wie die Raumzeit durch die Massen großer Objekte verbogen wird, was sich durch radioastronomische Beobachtungen von Neutronensternen besonders gut testen lässt.

Wie unterscheidet sich die allgemeine Relativitätstheorie von anderen Theorien der Schwerkraft?
Obwohl alle die genannten Theorien vorhersagen, dass kleine Objekte sich mit identischer Beschleunigung im gleichen Gravitationsfeld bewegen, ist der Sachverhalt nicht mehr so einfach, wenn es sich statt kleiner Körper um astronomische Objekte mit großer Masse handelt, die durch die Gravitation selbst zusammengehalten werden. In diesem Fall vermittelt die allgemeine Relativitätstheorie das einfachste Bild, dass nämlich die Universalität des freien Falls auch für solche „selbstgravitierenden“ Objekte gilt, während viele alternative Theorien zur Gravitation Abweichungen von einer universellen Beschleunigung vorhersagen. Diese Abweichungen vergrößern sich in der Regel in dem Maß, mit dem die Raumzeit durch die Masse des Objekts selbst verkrümmt wird. Für Objekte wie die Erde, die Sonne und selbst weiße Zwergsterne ist das Maß der Raumkrümmung ziemlich klein. Im Vergleich dazu ist die Raumkrümmung bei Neutronensternen Millionen bis Billionen mal stärker. In Gravitationstheorien, die eine Verletzung der Universalität des freien Falls in Bezug auf die Eigengravitation der Objekte vorhersagen, ist das Ausmaß dieser Verletzung im Fall von Neutronensternen generell wesentlich stärker als bei allen anderen Objekten.

Ein Pulsar in einem Dreifach-Sternsystem
Im Jahr 2014 entdeckten Radioastronomen, dass der Pulsar PSR J0337+1715 zusammen mit zwei Weißen Zwergen ein Dreifachsternsystem bildet. Dieses System stellt ein ideales Labor dar, um die Universalität des freien Falls für einen Neutronenstern zu überprüfen. Durch die systematische Erfassung der Bewegung des Pulsars aufgrund seiner Radiosignale konnte nun ein hochpräziser Test durchgeführt werden, der zeigt, ob der Pulsar sich mit der gleichen Beschleunigung im Gravitationsfeld des äußeren Weißen Zwergs bewegt wie der benachbarte „innere“ Weiße Zwerg. Der neue Test verbessert frühere Untersuchungen des gleichen Systems in zweifacher Hinsicht. Zum einen liefert er einen schärferen Grenzwert für einen Unterschied in der Schwerebeschleunigung zwischen Pulsar und innerem Weißen Zwerg, zum anderen verwendet er Ergebnisse zu den Eigenschaften von Neutronensternen, die sich aus der vernichtenden Kollision zweier Neutronensterne ergeben, die mit den LIGO/VIRGO-Gravitationswellenobservatorien beobachtet werden konnte. „Der zweite Aspekt ist besonders wichtig in Hinblick auf die Abgrenzung der allgemeinen Relativitätstheorie zu alternativen Gravitationstheorien“, erklärt Dr. Norbert Wex vom MPIfR, ein Ko-autor der Veröffentlichung.

PSR J0337+1715 zeigt uns also, dass Einsteins geniale Einsicht auch bei so extremen Objekten wie Neutronensternen zutrifft, die erst ein halbes Jahrhundert nach der Veröffentlichung der allgemeinen Relativitätstheorie entdeckt wurden. „Vielleicht mehr als in allen vorhergehenden Studien zeigt dieses Ergebnis, dass Einsteins glücklichster Gedanke tatsächlich eine fundamentale Aussage über die Gravitation und die innere Funktion der Natur darstellt“, schließt Dr. Paulo Freire, ein weiterer Ko-autor vom MPIfR.

Hintergrundinformation
Die Überprüfung der Universalität des freien Falls mit einem Pulsar in einem Dreifachsternsystem ist vergleichbar mit einem klassischen Test, der im Lauf der vergangenen 50 Jahre regelmäßig durchgeführt worden ist, dem sogenannten „Lunar Laser Ranging“ (LLR).

Wie bereits erwähnt, sagen eine Reihe von alternativen Theorien der Gravitation im Gegensatz zur allgemeinen Relativitätstheorie voraus, dass astronomische Objekte in einem Gravitationsfeld unterschiedlich beschleunigt werden, und zwar abhängig vom Ausmaß der von ihnen selbst erzeugten Krümmung der Raumzeit. Diesen Theorien zufolge sollten sich also die Erde und der Mond im Schwerefeld der Sonne mit geringfügig unterschiedlicher Beschleunigung bewegen, da nämlich die Erde im Vergleich zum Mond eine größere Krümmung der Raumzeit hervorruft.

Aus diesem Grund hat Kenneth Nordtvedt bereits in den 1960er Jahren vorgeschlagen, die auf der Mondoberfläche von amerikanischen Astronauten und sowjetischen Rover-Missionen installierten Retroreflektoren zu verwenden, um zu überprüfen, ob sich Erde und Mond mit gleicher Beschleunigung im Schwerefeld der Sonne bewegen. Mit Hilfe von Laserstrahlen in Richtung Mond, die von den Retroreflektoren zurückreflektiert wurden, war es möglich, die Entfernung zwischen Sender und Reflektor mit einer Genauigkeit von wenigen Zentimetern zu vermessen. Die Ergebnisse stimmen mit den Vorhersagen der allgemeinen Relativitätstheorie überein und zeigen, dass Erde und Mond sich mit einer Genauigkeit von 1 zu 10¹³ (1 zu 10 Billionen) mit identischer Beschleunigung im Gravitationsfeld der Sonne bewegen.

Trotz der hohen Genauigkeit hat dieser Test aber einen entscheidenden Nachteil. Er liegt in dem geringen Ausmaß der Krümmung der Raumzeit durch Erde oder Mond. Neutronensterne sind im Vergleich dazu viel extremere Objekte. In einem Durchmesser von nur wenig über 20 Kilometern konzentrieren sie eine Masse, die größer ist als die der Sonne, und einige Hunderttausend mal größer als die Masse der Erde. Ihre zentralen Dichten von rund einer Milliarde Tonnen pro Kubikzentimeter machen sie zur dichtgepacktesten Form von Materie im gegenwärtigen Universum. Als Ergebnis ist die von ihnen hervorgerufene Krümmung der Raumzeit 10¹⁴ (oder 100 Billionen) mal stärker als die der Erde; Neutronensterne verursachen also ein extrem starkes Gravitationsfeld.

Das Experiment mit dem Pulsar im Dreifachsternsystem ist in einer Reihe von Aspekten vergleichbar mit dem „Lunar Laser Ranging“-Experiment. Der Pulsar ist in einem Orbit mit 1,6 Tagen Umlaufdauer mit dem inneren Weißen Zwerg (von 0,2 Sonnenmassen). Das lässt sich vergleichen mit dem Erde-Mond-System. Der äußere Weiße Zwerg von 0,4 Sonnenmassen wiederum ist in einem Orbit von 327 Tagen Umlaufdauer mit dem inneren Binärsystem und damit vergleichbar mit der Sonne, in deren Gravitationspotential sich das Erde-Mond-System bewegt. Statt des LLR dort erfolgt hier nun die präzise Analyse des Pulsar-Radiosignals. Das hat nicht annähernd die Genauigkeit der Lasermessung; statt einer Genauigkeit von wenigen Zentimetern wird im Fall des „Pulsar Timings“ eine Genauigkeit von einigen Hundert Metern erzielt. Das ist einer der Gründe, warum die Pulsarmessung der Universalität des freien Falls mit 2 zu 106 wesentlich weniger genau ist als das LLR mit 1 zu 10¹³. Aber wie bereits erwähnt, gibt es einen wichtigen Unterschied. Die Krümmung der Raumzeit durch den Pulsar ist um so vieles stärker, dass so manche alternative Theorie der Gravitation, die den hochpräzisen LLR-Test mit Bravour besteht, im starken Feld des Neutronensterns jedoch versagt.

Zum Forscherteam gehören Guillaume Voisin, Ismael Cognard, Paulo Freire, Norbert Wex, Lucas Guillemot, Gregory Desvignes, Michael Kramer, und Gilles Theureau. Drei der Autoren, Paulo Freire, Norbert Wex und Michael Kramer, sind Mitarbeiter des MPIfR.

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Der Beitrag Einsteins glücklichster Gedanke… erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2014.

Am 2. März 2004 begann für die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Kometensonde Rosetta eine mehr als 10 Jahre dauernde Reise zu dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt). Während des Fluges zu dem Zielkometen hat Rosetta dreimal die Erde und einmal den Mars passiert und dabei im Rahmen dieser Swing-by-Manöver ‚Schwung‘ für die weitere Reise genommen.

Außerdem wurden bei zwei nahen Vorbeiflügen, welche am 5. September 2008 und am 10. Juli 2010 erfolgten, die beiden Asteroiden (2867) Steins und (21) Lutetia mit verschiedenen Instrumenten näher untersucht. Am 8. Juni 2011 wurde die Raumsonde schließlich in einen rund 31 Monate andauernden, energiesparenden Tiefschlafmodus versetzt, welcher bis zum 20. Januar 2014 andauerte (Raumfahrer.net berichtete live). In den folgernden Monaten näherte sich Rosetta dem Ziel der Reise weiter an. Der Komet wurde schließlich am 6. August 2014 erreicht (Raumfahrer.net berichtete).

Aber bereits in den Jahren zuvor war der Komet 67P ein Objekt, welches von diversen Observatorien und Weltraumteleskopen intensiv studiert wurde. Die an diesen Kampagnen beteiligten Astronomen kamen dabei unter anderem zu dem Ergebnis, dass der Kern des Kometen leicht in die Länge gezogen ist und sehr wahrscheinlich einen Durchmesser von etwa 5 x 3 Kilometern aufweist.

Die Prognose erweist sich als nicht zutreffend
Im Juli 2014 musste diese Ansicht jedoch revidiert werden. Aufgrund der immer weiter abnehmenden Distanz zwischen Rosetta und 67P erreichten die Aufnahmen der OSIRIS-Kamera – der vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Hauptkamera an Bord der Raumsonde – eine immer höhere Auflösung. Auf den Aufnahme, welche von der OSIRIS-Kamera am 4. Juli angefertigt wurden, war deutlich zu erkennen, dass der Komet nicht nur über eine leicht unregelmäßige Form verfügt, sondern vielmehr eine ‚kartoffelähnliche‘ Gestalt aufweist.

Nochmals deutlich besser aufgelöste Aufnahmen vom 11. Juli erweckten den Eindruck, dass 67P scheinbar sogar aus zwei einzelnen Objekten besteht. Ein ‚Kopfstück‘ ist dabei durch einen ‚Hals‘ mit einem ‚Hauptkörper‘ verbunden. Diese faszinierende Form machte es den beteiligten Wissenschaftlern relativ einfach, die Rotationsachse des Kometen zu bestimmen und so dessen Rotationsperiode zu ermitteln. Für eine vollständige Drehung um seine Rotationsachse benötigt 67P demzufolge ziemlich genau 12,4053 Stunden.

Die extrem unregelmäßige Form des Kometenkerns macht es jedoch ungleich schwerer, aus den gewonnenen Daten die exakten Abmessungen des Kometen sowie das daraus resultierende Volumen zu ermitteln. Kompliziert werden diese Bestimmungen durch verschiedene Oberflächenformationen, welche dem Kern von 67P eine sehr unebene Oberfläche verleihen. Ein direkt an der Spitze des ‚Kopfes‘ befindliches Bassin verfügt zum Beispiel über eine Tiefe von etwa 250 Metern. Diverse kleinere Bassins erreichen typischerweise Tiefen von etwa 30 Metern. Größere Depressionen sind dagegen sogar bis zu 300 Meter tief.

Zwecks der Ermittlung von Durchmesser, Masse und Volumen von 67P wurde zunächst aus einer Vielzahl von OSIRIS-Aufnahmen ein möglichst naturgetreues 3D-Modell des Kometenkerns erstellt. Anschließend wurden an diesem Modell ‚Körper‘ und ‚Kopf‘ getrennt untersucht und ‚vermessen‘.

Die Abmessungen des Kometen 67P
Der ‚Körper‘ von 67P verfügt laut diesen Analysen über die ungefähren Abmessungen von 4,1 x 3,6 x 1,7 Kilometern. Hieraus berechneten die Wissenschaftler ein Volumen von etwa 13 Kubikkilometern. Der deutlich kleinere ‚Kopf‘ misst in etwa 2,6 x 2,4 x 1,6 Kilometer, woraus sich ein Volumen von rund 5,7 Kubikkilometern ergibt. Zusätzlich zu diesen beiden Werten muss noch das Volumen des ‚Halses‘ berücksichtigt werden, welches mit einem Wert von rund zwei Kubikkilometern veranschlagt wurde. Das Volumen des gesamten Kometenkerns, so das zur Zeit allerdings nur vorläufige Ergebnis dieser Studie, liegt demzufolge bei rund 21 Kubikkilometern mit einem Unsicherheitsfaktor von plus/minus drei Kubikkilometern.

Masse und Dichte…
Außerdem konnten auch erste Aussagen über die Masse des Kometen getätigt werden, welche jedoch ebenfalls noch überprüft und mit aktuelleren Beobachtungen und Messdaten ergänzt werden müssen. Die Gesamtmasse von 67P liegt demzufolge bei einem Wert von 10,2 Milliarden Tonnen, wobei der Unsicherheitsfaktor derzeit noch bei plus/minus 0,7 Milliarden Tonnen liegt.

Anhand der Angaben über Masse und Volumen konnte auch die mittlere Dichte des Kometen auf einen Wert von 0,43 Gramm pro Kubikzentimeter berechnet werden. Dieser Wert deutet darauf hin, dass der Kern des Kometen in seiner Gesamtheit sehr porös sein muss. Derzeit werden dabei verschiedene Modelle bezüglich des inneren Aufbaus des Kometen sowie der Mengenanteile und der Verteilung von Wassereis, Gestein und Staub diskutiert.

Das Gravitationsfeld…
Auch die Vermessung des Gravitationsfeldes des Kometen, welche durch das RSI-Experiment (kurz für „Radio Science Investigation“) erfolgt, befindet sich noch in einem ersten Stadium. Bei dem RSI handelt es sich um ein Radiowellenexperiment, welches für die Bestimmung des kometaren Gravitationsfeldes das Telekommunikationssystem von Rosetta nutzt. Während des Fluges um den Kometen wird die Raumsonde durch die von 67P ausgehenden gravitativen Einflüsse zwar minimal, aber doch nachweisbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt. Diese ‚Störung‘ liefert den Wissenschaftlern letztendlich Erkenntnisse über das Gravitationsfeld des Kometen.

Die Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit sowie durch minimale Änderungen der Phasenfrequenz, Amplitude und Polarisation eines Radio-Trägersignals bemerkbar, welches Rosetta während einer RSI-Messkampagne konstant zur Erde aussendet, bemerkbar. Hierzu sendet Rosetta im Bereich des S-Bandes und des X-Bandes mit einem Oszillator eine hochstabile Trägerwelle in Richtung Erde aus.

Durch die relative Bewegung zwischen der Raumsonde und den Bodenstationen des ESTRACK der ESA, welche dieses Trägersignal empfangen, entsteht ein Doppler-Effekt. Durch die Auswertung dieser Daten lässt sich nicht nur die Gesamtmasse des Kometen und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den inneren Aufbau von 67P getätigt werden. Speziell erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler durch das RSS-Experiment weitere Erkenntnisse über Heterogenitäten und Massekonzentrationen im Kern des Kometen.

Allerdings hat Rosetta den Kometen 97P während der letzten Wochen auf einer Flugbahn umkreist, welche in Höhen zwischen etwa 100 und 50 Kilometern über der Kometenoberfläche verlief. Diese noch relativ große Entfernung und die ‚geringe‘ Masse des Kometen waren dafür verantwortlich, dass die Raumsonde bisher nur minimal von der Gravitation des Kometen beeinflusst wurde. Trotzdem hat das RSI-Team bereits Messungen durchgeführt, welche insgesamt 80 Stunden andauerten.

Diese Daten reichen allerdings noch nicht aus, um das Schwerkraftfeld von 67P exakt zu bestimmen. Je weiter sich Rosetta jedoch in den kommenden Wochen der Oberfläche von 67P nähert, desto deutlicher wird sich die Gravitation des Kometen auf die Flugbahn der Raumsonde bemerkbar machen und desto genauer werden die Modelle des Gravitationsfeldes von 67P ausfallen. Erst vor wenigen Stunden hat Rosetta zum Beispiel ein weiteres Flugmanöver durchgeführt, mit dem ein Orbit erreicht wurde, welcher in einer Entfernung von jetzt nur noch 29 Kilometern zu dem Kometen verläuft.

…und dessen Bedeutung
Eine möglichst genaue Kenntnis des Gravitationsfeldes von 67P ist unter anderem nötig, um die Landung des von Rosetta mitgeführte Kometenlander Philae zu planen. Dieser soll am 11. November 2014 von Rosetta abgetrennt werden und etwa fünf bis sieben Stunden später möglichst punktgenau sein noch festzulegendes Landegebiet auf der Kometenoberfläche erreichen. Zwecks der Festlegung des Zeitpunktes der Abtrennung muss jedoch bekannt sein, wie stark die Gravitation des Kometen die anschließende Flugbahn von Philae beeinflussen wird.

Und auch für den weiteren Verlauf der Rosetta-Mission ist eine möglichst genaue Kenntnis der gravitativen Kräfte notwendig, welche in Zukunft auf die Raumsonde einwirken werden. In Zukunft, so die aktuellen Planungen, soll sich Rosetta der Oberfläche des Kometen bis auf eine Entfernung von nur noch etwa zehn Kilometern nähern. Zu welchen Zeitpunkten wird es dann erforderlich sein, die Flugbahn der Raumsonde durch kurze Aktivierungen der Triebwerke zu korrigieren? Sollten hierbei komplexere Kurskorrekturmanöver nötig sein, so bedarf es einer längeren Vorbereitungszeit, um diese Manöver zu planen.

Aber auch für die wissenschaftliche Untersuchung des Kometen sind exakte Kenntnisse über dessen Gravitationsfeld entscheidend. Nicht nur die Gravitation des Kometen wird in Zukunft die Flugbahn von Rosetta verändern. Ein weiterer Faktor ist hierbei der ‚Gasdruck‘, welcher durch die von dem Kometen entweichenden Gase entsteht, und der ebenfalls auf die Raumsonde einwirken wird. Durch eine genaue Kenntnis der Gravitationskräfte kann letztendlich berechnet werden, wie stark dieser auf Rosetta einwirkende Druck ausfällt.

Die hier nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden an den letzten beiden Tagen auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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EPSC 2014:

• Rosetta Special Session (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Oral Program) (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Poster Program) (engl.)

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Ein Beitrag von Roland Rischer. Quelle: ESA, ESA-Blog Rocket Science, Twitter ESA Operations, Raumcon.

Die Erfolgsmission GOCE ist dem ersten Anschein nach undramatisch zu Ende gegangen. Der ESA-Satellit, der über vier Jahre unter anderem das Schwerefeld der Erde mit unerreichter Präzision vermessen hat, brach am frühen Morgen des 11. November 2013 nach dem Eintritt in die dichteren Schichten der Erdatmospäre auseinander und verglühte größtenteils. Letzter Funkkontakt bestand am 10. November um 23.42 Uhr. Die letzte Hochrechnung des Wiedereintrittszeitraumes lautete auf 23.50 Uhr bis 01.50 Uhr. Die ESA sprach in einer ersten Festlegung von „gegen 01.00 Uhr MEZ“. Das Eintrittsgebiet konnte zu diesem Zeitpunkt ebenfalls noch nicht genauer lokalisiert werden, der Abstiegsorbit lag laut ESA aber hauptsächlich über Sibirien, dem östlichen Indischen und westlichen Pazifischen Ozean sowie der Antarktis. Der Südatlantik wird nicht ausdrücklich erwähnt, ist aber die logische Fortsetzung der Flugbahn. Beim Eintritt hatte GOCE eine Geschwindigkeit von etwa 25.000 Stundenkilometer. Bis zu 200 Kilogramm oder 20 Prozent der Satellitenmasse, verteilt auf rund ein Dutzend Bruchstücke, könnten laut ESA die Erd- oder besser Wasseroberfläche erreicht haben.

Ein kontrollierter Wiedereintritt war bei GOCE nicht vorgesehen. Offensichtlich wurde es bei der Planung der Mission auch nicht zur Prinzipienfrage erhoben. Es war letztendlich ein Spiel mit Wahrscheinlichkeiten, die zugegebenermaßen für diese Strategie sprachen, denn der größte Teil der Erde ist extrem dünn besiedelt oder unbewohnt. In Sachen Gefährdung menschlichen Lebens ging es um Unglückswahrscheinlichkeiten im Billionstel-Bereich. Auf circa 1 zu 35 Billionen lauten die Schätzungen – oder 1/250.000 der Chance auf den Gewinn des deutschen Lotto-Jackpots (die liegt bei 1/140 Millionen, Anm. d. Red.), wie es von Prof. Heiner Klinkrad, ESOC-Chef und Leiter des ESA-Büros für Weltraumschrott, anschaulicher erklärt wurde. Ohne aktive Steuerungsmöglichkeiten waren die Prognosen des Wiedereintrittszeitpunktes und -ortes aufgrund von Zufallseinflüssen bis etwa einen halben Tag vor Schluss mit großer Unsicherheit behaftet. Eine aktive Steuerungsmöglichkeit wäre jedoch zu Lasten der wissenschaftlichen Instrumente gegangen und hätte der Mission vermutlich mehr oder weniger die Rechtfertigung genommen.

Die Wiedereintrittsprognose hängt von Zufallsfaktoren wie dem plötzlichen Verlust der optimalen Ausrichtung des Satelliten (beispielsweise durch „Aufbäumen“) in der zunehmend dichter werdenden Restatmosphäre, der Funktionsfähigkeit der Höhenkontrolle, der Sonnenaktivität und dem Verhalten des Erdmagnetfeldes ab. Laut Christoph Steiger, GOCE Spacecraft Operations Manager bei der ESOC in Darmstadt, war es das Ziel, auch in der Endphase die Funktionsfähigkeit des Satelliten so lange wie möglich aufrecht zu erhalten. In dieser Extremsituation jenseits aller konstruktiven Anforderungen liefern die Messinstrumente von GOCE seltene Erfahrungswerte. Die Missionsanalyse durch Flugdynamiker ist ein wichtiger Aufgabenbereich. Das ESOC liefert mit den gewonnenen Daten Informationen für den Bau künftiger Satelliten. Datenaustausch und Ortung werden jedoch zu einer zunehmenden Herausforderung für die Bodenstationen.

Die letzten Tage und Stunden von GOCE stellten sich wie folgt dar (die Zeiten sind zum Teil circa-Angaben in MEZ):

• 13.09.2013: Seitens der ESA wird offiziell mitgeteilt, dass die GOCE-Mission mangels Treibstoff absehbar zu Ende gehen wird. Entscheidend für das Abschalten des Ionen-Triebwerks ist der Druck im Xenon-Tank. Theoretisch wird es unter 2,5 bar kritisch.
• 14.10.2013: Druck im Xenon-Tank liegt bei 5 bar. Die Orbithöhe beträgt 224 Kilometer.
• 18.10.2013: Im Tank werden 2,5 bar gemessen. Der Rest an Xenon im Tank wird auf 350 Gramm von einst 40 Kilogramm geschätzt. Auch unterhalb des kritischen Drucks läuft das Triebwerk noch einige Tage weiter.
• 21.10.2013: Die Triebwerksabschaltung erfolgt, das Ende der Mission wird erklärt. Der Satellit bewegt sich zu diesem Zeitpunkt in rund 220 Kilometer Höhe.
• 01.11.2013: GOCE ist inzwischen auf 205 Kilometer Höhe angekommen, der Wiedereintrittstermin wird von Prof. Volker Liebig vom ESA-Erdbeobachtungszentrum in Frascati auf den 06. November plus/minus drei bis vier Tage eingegrenzt.
• 04.11.2013: Die Flughöhe beträgt 192 Kilometer. Die Abstiegsrate wird mit 4 Kilometer pro Tag angegeben.
• 08.11.2013: Die Umlaufbahn erreicht 170 Kilometer. Die Abstiegsrate hat sich auf über 8 Kilometer pro Tag mehr als verdoppelt. Der atmosphärische Widerstand beträgt 50 Millinewton. Erstmals wird der Wiedereintrittstermin auf die Nacht vom 10. auf den 11. November eingegrenzt, wenn GOCE auf rund 80 Kilometer abgesunken ist und in dieser Höhe auseinanderbrechen dürfte. Das liegt an der oberen Grenze des Prognosekorridors vom 01. November.
• 09.11.2013: Der Verlust an Höhe wird auf über 13 Kilometer pro Tag beziffert. Die Flughöhe beträgt 160 Kilometer. Der durch die Restatmosphäre verursachte Widerstand erreicht 90 Millinewton. Die Lageregelung arbeitet anstandslos, in verschiedenen Teilen des Raumfahrzeugs werden jedoch ansteigende Temperaturen gemessen, weiteres Indiz für die zunehmende Atmosphärendichte.
• 10.11.2013, 11.20 Uhr: Die Höhe beträgt grob 147 Kilometer. Der Abstieg erfolgt jetzt mit einem Kilometer pro Stunde. Der Atmosphärenwiderstand kann nicht mehr genau gemessen werden. Die Modellschätzungen gehen von 165 Millinewton aus. Der Widerstand überschreitet die in der GOCE-Konstruktion unterstellten Planwerte um das Fünfzehnfache. Die Fluglage ist stabil. An der Spitze von GOCE sind die Temperaturen in den letzten 24 Stunden um 13 Grad Celsius gestiegen. Für die Funktionsfähigkeit von GOCE ist das laut Christoph Steiger noch nicht bedrohlich.
• 10.11.2013, 13.00 Uhr: Der Wiedereintritt wird auf den Zeitraum zwischen 19.30 Uhr und 01.00 Uhr eingegrenzt.
• 10.11.2013, 16.40 Uhr: Die Höhe beträgt 133 Kilometer. Der Abstiegsrate hat sich um 50 Prozent auf 1,5 Kilometer pro Stunde beschleunigt. Der Atmosphärenwiderstand liegt bei 200 Millinewton. Die Temperatur des im vorderen Teil des Satelliten befindlichen Bordrechners beträgt 40 Grad Celsius gegenüber 25 Grad anderthalb Tage zuvor. Der Wiedereintritt kann laut Heiner Klinkrad auf plus/minus zwei Erdorbits vorausgesagt werden. Europa wird mit hoher Wahrscheinlichkeit als betroffenes Gebiet ausgeschlossen. Christoph Steiger berichtet von einem aktuellen Kontakt zwischen GOCE und der KSAT Bodenstation in Svalbard auf Spitzbergen. Es stünden nur noch wenige Kontaktmöglichkeiten bevor, von denen man so viele wie möglich herstellen möchte.
• 10.11.2013, 18:30 Uhr: Kontakt mit der ESTRACK-Station in Kiruna, GOCE bewegt sich unter 130 Kilometer. Die Temperatur von Bordrechner und Batterien beträgt 45 Grad Celsius.
• 10.11.2013, 19.56 Uhr: Ein weiterer Kontakt mit der ESTRACK-Station in Kiruna kommt zustande. GOCE ist auf unter 126 Kilometer abgesunken. Am Bordrechner werden 50 Grad Celsius gemessen.
• 10.11.2013, 20:50 Uhr: Der Kontakt mit der norwegischen Troll Satellite Station in der Antarktis gelingt. Die Temperatur des Bordrechners ist auf 54 Grad Celsius angestiegen.
• 10.11.2013, 23.42 Uhr: Erneuter Kontakt mit der Troll Satellite Station. Im Bordrechner wird eine Temperatur von 80 Grad Celsius gemessen. Auch in nunmehr rund 120 Kilometer Flughöhe funktioniert GOCE entgegen allen Erwartungen.
• 11.11.2013, 01.30 Uhr: Der Kontakt ist verloren. Es wird keine Kommunikation mehr mit GOCE erwartet. Der Satellit ist zu diesem Zeitpunkt höchst wahrscheinlich bereits verglüht, so das implizite Fazit im ESA-Blog. Teams der ESA warten jetzt auf Daten aus der Radarverfolgung, um die Endphase zu rekonstruieren.

Update 11.11.2013, 19:55 Uhr:
Im Verlauf des Vormittags teilt die ESA offiziell mit, dass GOCE um 01:16 Uhr MEZ in etwa 80 Kilometer Höhe über dem Südatlantik bei 60 Grad westlicher Länge und 56 Grad südlicher Breite, also nahe der Falklandinseln, verglühte. Die Überreste sind in den Ozean gefallen. Den Angaben liegen Schätzungen des ESA Space Debris Office und des U.S. Strategic Command zugrunde. Eine direkte Beobachtung des Wiedereintritts ist offensichtlich nicht gelungen.

Update 12.11.2013, 19:30 Uhr:
GOCE hat doch noch ein würdiges „Abschiedsbild“ bekommen (siehe hier). Bill Chater hat es zufällig am 10. November 2013 um 21.20 Uhr Ortszeit auf den Falklandinseln aufgenommen. Ausgehend von Mitteleuropäischer Zeit (MEZ) beträgt die Zeitverschiebung zur Ortszeit auf den Falklandinseln minus vier Stunden. Von daher decken sich die Zeitangaben von Bill Chater sehr gut mit den Modellberechnungen von ESA und U.S. Strategic Command, die auf 01.16 Uhr MEZ am 11. November 2013 kamen. Chater beobachtete in der Abenddämmerung eine von Süden nach Norden ziehende Leuchtspur, die erst in zwei und dann in mehrere Teile zerfiel. Geistesgegenwärtig konnte er die Aufnahme machen. Die ESA hat im Laufe des 12. November 2013 bestätigt, dass es sich um den verglühenden GOCE handelt.

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Der Beitrag GOCE – Logbuch zum Missionsende (Updates) erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Roland Rischer. Quelle: ESA, DLR.

Dass es von im Weltraum positionierten Satelliten nur selten Aufnahmen gibt, werden viele Raumfahrt-Enthusiasten bedauern. Satelliten und Sonden haben oft eine filigrane Ästhetik, die mit Bildern aus der Startvorbereitungsphase am Boden kaum zu vermitteln ist. Die volle Pracht entfalten sie erst im Weltraum, richtig ausgeleuchtet vor dem Hintergrund der Erde oder sonstigen Himmelskörpern, wenn alle Solarflügel, Reflektoren und Gitterstrukturen ausgefahren sind und die Arbeit beginnt. Zu jenen Satelliten, die man gerne mal in Aktion gesehen hätte, gehört sicherlich auch GOCE (Abkürzung für Gravity field and steady-state Ocean Circulation Explorer). In niedriger Umlaufbahn über der Erde, mit bautechnischen Zugeständnissen an die hier nicht ganz zu vernachlässigende äußert dünne Restatmosphäre und angetrieben von einem Ionentriebwerk, wirkt der Forschungssatellit auf künstlerischen Impressionen wie ein aus einem Science Fiction-Film entsprungenes Raumschiff im Anflug auf die Erde.

Einen solchen Anflug wird es aber nicht geben. Es wird nach Lage der Dinge noch nicht einmal einen halbwegs kontrollierten Absturz geben. Dem 2009 gestarteten GOCE wird voraussichtlich Mitte Oktober 2013 der Treibstoff ausgehen. Die ursprünglich vorgesehene Missionsdauer von 20 Monaten hat sich damit mehr als verdoppelt. Ohne Treibstoff kann der Satellit nicht mehr die Bremswirkung der Gasmoleküle im gegenwärtigen Arbeitsorbit in rund 230 Kilometer Höhe kompensieren. Für den Antrieb hat GOCE ein Ionen-Triebwerk an Bord, das mit Xenon arbeitet. Etwa Mitte Oktober dürfte der letzte Rest von ursprünglich 40 Kilogramm Xenon verbraucht sein. Der Satellit wird zunächst langsam seinen Orbit verlassen, mit zunehmenden Reibungswiderstand aber immer schneller sinken. Die ESA rechnet etwa drei Wochen nach dem Aus des Triebwerks mit dem Absturz.

GOCE wird zwar zum größten Teil in der Erdatmosphäre verglühen, einige Teile können jedoch die Oberfläche erreichen. Das können durchaus 25 Prozent der Satelliten-Masse von etwas über 1.000 Kilogramm sein. Wann und wo die Reste von GOCE niedergehen, kann die ESA gegenwärtig nicht voraussagen. Das wird erst kurz vor dem Wiedereintritt mit akzeptabler Fehlertoleranz möglich sein. Auch wenn die Wahrscheinlichkeit einer Gefährdung von Menschen niedrig ist, sind die nationalen Raumfahrtbehörden weltweit inzwischen über das Inter-Agency Space Debris Coordination Committee in die Beobachtung von GOCE eingebunden. Die ESA behält über ihr Space Debris Office die Federführung bei der Erstellung von Wiedereintrittsprognosen und Risikoabschätzungen für die betroffenen Regionen.

Es bleibt zu hoffen, dass das offensichtlich kaum kontrollierbare Ende von GOCE eine unspektakuläre Randnotiz in der Geschichte dieser Erfolgsmission bleibt. Der Satellit hat nicht nur ein detailgenaues Bild vom Schwerefeld der Erde geliefert. Erstmals wurde die Oberflächenzirkulation der Weltmeere mit einem einheitlichen Ansatz analysiert. Das aus GOCE-Daten errechnete Geoid, ein an eine Kartoffel erinnerndes Schwereabbild der Erde, dient unter anderem als hypothetischer Meeresspiegel im Ruhezustand. Dadurch wurden erstmals Meeresspiegeländerungen beispielsweise im Mittelmeer und vor Australien vergleichbar.

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Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: NASA, MIT, Raumcon. Vertont von Peter Rittinger.

Die GRAIL-Mission, bestehend aus zwei nahezu baugleichen Einzelsonden, wurde im September 2011 von der US-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA gestartet. Nach mehrmonatiger Reise auf einer komplexen, aber energiesparenden Flugbahn über den L1-Punkt des Sonne-Erde-Systems, trafen beide Raumfahrzeuge zum Jahreswechsel 2011/2012 im Mondorbit ein. Ebb und Flow, so ihre Bezeichnungen, begannen schließlich ab März des vergangenen Jahres ihre wissenschaftliche Mission in einer kreisförmigen, fast polaren Umlaufbahn nur 55 Kilometer über der Mondoberfläche und im Abstand von 175 bis 225 Kilometern zueinander. Bereits Mitte Dezember endete ihr Einsatz planmäßig mit einem gezielten Absturz auf der Mondoberfläche. Aus den Wirkungen der beiden Einschläge auf das Oberflächenmaterial unseres Trabanten wurden nochmals, mithilfe von Beobachtungen des Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), letzte Daten gewonnen.

Größter Erfolg der Mission, so die Bekanntgabe der NASA vor zwei Tagen, ist wohl die bislang präziseste Vermessung des lunaren Schwerefelds. Sie lässt weitreichende Rückschlüsse auf den inneren Aufbau und die Zusammensetzung des Mondes zu. Unter anderem die Apollo-Astronauten hatten ab den späten 1960er Jahren Pionierarbeit für diese geologische Erforschung unseres nächstgelegenen Himmelskörpers geleistet. Etwa zur selben Zeit wurde auch erstmals festgestellt, dass unter verschiedenen Gebieten seiner Oberfläche ungewöhnlich dichte Materialansammlungen, sogenannte „mascons“, lokalisiert waren. Schon relativ bald war man sich einig, dass diese Dichteanomalien die Folge größerer Einschläge auf dem frühen Mond sein mussten, bei denen die verhältnismäßig leichte, dünne Kruste des Himmelskörpers durchschlagen, und mit schwererem Mantelmaterial vermischt wurde.

Unklar war bislang, wie genau diese Durchmischung vonstatten gegangen war. Für möglich gehalten wurden als Einflussfaktoren sowohl, dass dichtes Lavamaterial die Einschlagskrater in der Kruste von unten auffüllte, als auch die Aufwölbung schweren Mantelgesteins durch die Wucht des Aufpralls um dessen Zentrum.

Die Gravitationskartierung von GRAIL bringt diesbezüglich größere Klarheit und zeigt nun, dass die Masseverteilung um die Orte der Impakte eine doppelte Ringstruktur aufweist. Unter dem Zentrum der beobachtbaren Krater befindet sich demnach ein punktueller Bereich großer Dichte als Folge von Materialaufschmelzung beim Auftreffen eines Asteroiden. Er ist von einem ringförmigen Abschnitt relativ leichten Materials umgeben. An diesen inneren Kranz schließt sich wiederum ein äußerer Ringbereich mit erneut dichtem Gestein an.

Ebb und Flow führten ihre Messungen durch exakte Bestimmung des gegenseitigen Abstandes während ihres Tandemflugs durch. Bereits minimale Veränderungen in dieser Distanz ließen sich auf eine lokal veränderte Gravitation und damit Dichteabweichung unter der überflogenen Lunar-Oberfläche zurückführen. Zur Interpretation der Daten wurden außerdem bisher schon bekannte Fakten über die Mondgeologie, sowie Computersimulationen der Impakt-Ereignisse vor mehreren Milliarden Jahren verwendet.

Zukünftig, so die Forscher, könnten GRAILs Ergebnisse helfen, mondnahe Raummissionen und ihre Flugbahnen exakter als bisher auf die Gravitationscharakteristika unserer Trabanten abzustimmen. Weiterhin ließe sich das neue Verständnis von „mascons“ auf andere Himmelskörper, etwa den Mars oder den Merkur, übertragen. Sie verfügen nach bisherigem Wissensstand über ähnliche Gravitationsanomalien wie der Erdmond.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Astrium, NASA, SpaceTech GmbH.

In Grace-FO steht FO für Follow On, auf Deutsch Nachfolger. Der Namensbestandteil Grace ist die Abkürzung für Gravity Recovery and Climate Experiment und beschriebt die Aufgaben der Raumfahrzeuge. Sie dienen der Bestimmung der zeitlichen Veränderung des Schwerefeldes Erde, an Hand derer man Erkenntnisse über dynamische Vorgänge im Inneren der Erde, über Strömungen in den Tiefen der Ozeane und an ihren Oberflächen sowie die Veränderung der Eisbedeckung von Arktis und Antarktis und in Gebirgen gewinnen kann.

Mit dem ersten Satellitenpaar war es Wissenschaftlern zum ersten Mal überhaupt möglich, die Masse des Wassers, von Eis und von beweglichem soliden Material auf der Oberfläche der Erde zu bestimmen. Die beiden zu Grace gehörenden, auch bei Astrium gebauten Satelliten befinden sich seit dem 17. März 2002 im All. Sie haben ihre Auslegungsbetriebsdauer bereits deutlich überschritten. Die Raumfahrzeuge für Grace-FO sollen ab August 2017 im Weltraum arbeiten und ihren Aufgaben mindestens fünf Jahre lang nachkommen.

Die beiden neuen, voraussichtlich etwa 580 kg schweren Satelliten mit den Abmessungen von rund 3 x 2 x 0,8 m sollen auf polaren Umlaufbahnen in circa 500 km über der Erdoberfläche zum Einsatz kommen. Dort werden sie laut Plan in rund 220 km Abstand hintereinander her fliegen und dabei fortlaufend geringste Veränderungen der Entfernung zwischen ihnen aufzeichnen. Die Veränderungen sind Ergebnis des variierenden Schwerefeldes der Erde, dessen Schwankungen auf diese Weise kontinuierlich bestimmt werden können. Ein vollständiges Modell des Schwerefeldes für die gesamte Erdoberfläche wird nach jeweils 30 aufeinander folgenden Messtagen vorliegen.

Von Grace-FO erwartet man besonders genaue Daten. GPS-Empfänger an Bord der Satelliten können minütlich Updates der Positionsdaten besorgen, und eine Mikrowellenverbindung zwischen den beiden Satelliten erlaubt eine Bestimmung der Entfernung zwischen den Satelliten mit einer Genauigkeit von einigen tausendstel Millimetern.

Eine zusätzliche Neuigkeit stellt das dann zwischen Satelliten im Weltraum betriebene Laserinterferometer (Laser Ranging Instrument, LRI) dar. Im Gegensatz zu den Vorgängermodellen wird es bei Grace-FO möglich sein, den Abstand von Satellit zu Satellit zusätzlich mit Laserlicht zu bestimmen. Die dabei erzielbare Genauigkeit liegt voraussichtlich im Bereich einiger Nanometer. Den Bau des experimentellen Instruments zur Laserabstandsmessung übernimmt das Labor für Strahlantrieb (JPL, Jet Propulsion Lab) der NASA zusammen mit dem US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtkonzern Ball Aerospace. Entwicklungsarbeiten zum Entwurf des optischen Systems erledigen das Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut, AEI) und die SpaceTech GmbH, Immenstaad. Die eigentlichen Laser des deutschen Entwurfs steuert Tesat-Spacecom bei.

Neben den technischen Einrichtungen zur Gewinnung der Daten zum Schwerefeld der Erde will man Grace-FO auch mit Instrumenten zur Aufzeichnung von Temperaturprofilen und dem Gehalt an Wasserdampf in Atmosphäre und Ionosphäre ausstatten.

Die Vereinbarung mit NASAs JPL über den Bau von Grace-FO wurde nach Angaben von Astrium am 29. November 2012 in Friedrichshafen unterzeichnet.

Datenblatt der SpaceTech GmbH zum Laser Ranging Instrument:

• LRI Datasheet (PDF)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC-DPS 2011.

Seit dem 30. Juni 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn, den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems. Die 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde liefern seitdem regelmäßig Daten und hochaufgelöste Bilder von der Planetenatmosphäre, dem Ringsystem und den vielfältigen Monden des Saturn, welche sowohl die interessierte Öffentlichkeit als auch die Fachwelt begeistern.

Die Ziele dieser Mission sind vielschichtig und oftmals miteinander verknüpft. Neben der Erforschung der atmosphärischen Bedingungen auf dem Saturn und seinem größten Mond, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan werden auch das Ringsystem des Planeten, die Magnetosphäre und die weiteren Monde des Saturn regelmäßig von den verschiedenen Instrumenten abgebildet und analysiert. Eines dieser Untersuchungsobjekte ist der Mond Enceladus. Im Rahmen eines nahen Vorbeifluges an dem Mond konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler am 14. Juli 2005 die Existenz einer extrem dünnen Atmosphäre um diesen Himmelskörper nachweisen. Mit einem mittleren Durchmesser von lediglich 504 Kilometern verfügt der sechstgrößte Mond des Saturn aber über eine viel zu geringe Masse, um die Gaspartikel über einen längeren Zeitraum in seinem Gravitationsfeld festzuhalten. Die Gashülle müsste eigentlich bereits nach einer relativ kurzen Zeit in den Weltraum entweichen.

Die Tatsache, dass die Dichte der beobachteten Atmosphäre mit zunehmender Höhe stark abnimmt, wurde als ein Indiz dafür interpretiert, dass eine Quelle direkt auf der Oberfläche des Eismondes für deren Existenz verantwortlich sein muss. Hierfür, so die Wissenschaftler im Jahr 2005, käme unter anderem ein geothermaler Hotspot in Frage, welcher durch vulkanische Aktivität gespeist wird. Aufgrund von Messdaten, welche mit verschiedenen Magnetometern, Spektrometern und einem Gerät zur Staubanalyse gewonnen werden konnten, wurde dieser Hotspot im Bereich der Südpolregion von Enceladus vermutet.

Am 27. November 2005 gelang den Wissenschaftlern der Cassini-Mission dann schließlich auch tatsächlich dessen direkter Nachweis. Auf den an diesem Tag im Gegenlicht angefertigten Enceladus-Aufnahmen der ISS-Kamera, einem der Instrumente an Bord von Cassini, waren eine Vielzahl von feinen Jets erkennbar, welche von der Südpolregion ausgingen und sich bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstreckten. Als Ausgangspunkt für diese feinen Strahlen aus Wasserdampf und Eispartikeln konnten bei späteren dichten Vorbeiflügen an Enceladus vier nahezu parallel verlaufende Einschnitte in der Mondoberfläche ausgemacht werden, welche sich direkt über dem Südpol befinden (Raumfahrer.net berichtete). Die „Tigerstreifen“, so die Bezeichnung dieser Formationen, erstrecken sich über eine Länge von jeweils 130 Kilometern und erreichen eine Breite von bis zu zwei Kilometern. Die von der Mondoberfläche ausgehende Jets sind die hauptsächlichen Materiallieferanten für den E-Ring des Saturn und werden durch einen Salzwasserozean gespeist, welcher sich unter der Oberfläche des Mondes befindet (Raumfahrer.net berichtete).

„Als wir mit den Instrumenten von Cassini entdeckten, dass Enceladus gegenwärtig Wolken aus Eispartikeln und Wasserdampf ausstößt, hat dies die Planetenforschung revolutioniert“, so Dr. Paul Schenk vom Lunar and Planetary Institute in Houston/USA, einer der an der aktuellen Studie beteiligten Wissenschaftler. „Anfang dieses Jahres konnten wir darüber berichten, dass sich ein Teil des ausgestoßenen Materials auf den Oberflächen anderer Saturnmonde niederschlägt. Und jetzt haben wir zwei Beweisketten aufgedeckt, welche belegen, dass die ausgestoßenen Eispartikel sich auch in einer dicken Schicht auf der Oberfläche von Enceladus selbst ablagern.“

Bereits seit der Entdeckung der Eisgeysire wurde spekuliert, dass ein Teil der Eispartikel wieder auf die Oberfläche von Enceladus zurückfallen könnte. Anschließend erstellte Modelle der Flugbahnen des von den Geysiren ausgestoßene Materials zeigten, dass die Eispartikel hauptsächlich in zwei Gebieten niedergehen müssten, welche sich auf entgegengesetzten Seiten des Mondes befinden. Hierdurch sollten bestimmte, unverwechselbare Muster auf der Oberfläche des Mondes entstehen. In den anderen Bereichen sollte sich dagegen deutlich weniger Eisschnee ablagern. Bei der Erstellung der Modelle wurden sowohl die Gravitation des Mondes als auch die Anziehungskraft des ungleich massereicheren Saturns berücksichtigt.

Diese theoretischen Modelle konnten jetzt durch Aufnahmen bestätigt werden, welche die Oberfläche des Mondes in Farbe wiedergeben. Auf den Farbbildern sind Regionen erkennbar, welche sich durch ihre leicht bläuliche Farbe deutlich von der eher grau erscheinenden Umgebung abheben. Die fast perfekte Übereinstimmung der berechneten Ablagerungsorte mit den farblich auffälligen Regionen wird als ein Beweis dafür interpretiert, dass sich in diesen Gebieten die von den Geysiren ausgestoßenen Wassereispartikel als eine Art Pulverschnee abgelagert haben.

Durch diesen Erfolg ermuntert suchten die Forscher nach weiteren Hinweisen. Dazu wurden die Bilder analysiert, welche eines der farblich veränderten Gebiete in der höchsten zur Verfügung stehenden Auflösung wiedergeben. Bei diesen Aufnahmen wurden Auflösungen von 12 Metern pro Pixel erreicht.

Auf den Bildern zeigten sich ungewöhnlich ebene Gebiete, welche von wellenförmigen Strukturen durchzogen sind und geologisch ältere Geländeabschnitte und Krater überdecken. An den Hängen von verschiedenen in diesen Regionen gelegenen Canyons zeigen sich zudem auffällige topologische Formationen, sogenannte Abbruchkanten, in der Geländestruktur. Entsprechende Strukturen bilden sich, wenn sehr feines Material auf einen Hang niedergeht.

Diese wellenförmigen Gebiete und die Veränderungen an den Canyons werden als Ablagerungen von extrem feinen Eispartikeln interpretiert, welche sich auf einer soliden Eisschicht abgesetzt haben. Als Quelle für die feinen Eispartikel, so die Wissenschaftler, kommen lediglich die Geysire der Südpolregion von Enceladus in Frage. Die Schicht aus Eispartikeln erreicht dabei in der untersuchten Region eine mittlere Stärke von etwa 100 Metern. Die Dicke der Schicht aus Eispartikeln lässt sich hierbei durch die Bedeckung der Krater errechnen, von denen teilweise nur noch die oberen Ränder sichtbar sind. Durch Kratermodelle lässt sich die ursprüngliche Tiefe dieser Impaktstrukturen berechnen.

Auch in drei weiteren Regionen konnten Strukturen ausgemacht werden, welche ebenfalls Hinweise auf vergleichbare Ablagerungen zeigen. Allerdings haben die von diesen Gebieten verfügbaren Bilder eine geringere Auflösung, so dass noch keine Aussagen über die Dicke der dortigen Ablagerungen möglich sind. Trotzdem lassen sich aus den bisher gewonnenen Erkenntnissen erste Rückschlüsse ziehen, welche unter anderen auch einen Einfluss auf die Kenntnis über die Aktivitätsdauer der Südpolgeysire haben könnten.

Laut den Messungen mit verschiedenen Instrumenten der Raumsonde Cassini liegt der gegenwärtige Wasserausstoß der Geysire bei etwa 200 Kilogramm pro Sekunde. Abzüglich der Wassereiskristalle, welche nicht wieder auf die Oberfläche von Enceladus zurückfallen, ergibt sich daraus, dass die Schicht aus Eispartikeln pro Jahr im Bereich der beobachteten 100-Meter-Ablagerung um weniger als ein tausendstel Millimeter anwächst. Daraus ergibt sich wiederum, dass der „Schneefall“ bereits seit mehreren zehn Millionen Jahren, eventuell sogar seit 100 Millionen Jahren andauern muss. Die Beobachtung legt somit nahe, dass Enceladus über eine langlebige Wärmequelle verfügt, welche das Wasser unter seiner Eiskruste flüssig hält und die Eisvulkane antreibt, so die Ansicht des Wissenschaftler-Teams.

Allerdings ergeben sich dabei verschiedene Unsicherheitsfaktoren. Zum einen ist die Bestimmung der Stärken der Eisablagerungen an den unterschiedlichen Ablagerungsorten noch nicht vollständig abgeschlossen. Hierfür sind weitere hochauflösende Bilder der betreffenden Oberflächenbereiche erforderlich. Zum anderen – und dies ist die entscheidende Frage im Bezug auf die Dauer der Aktivität der Plumes und damit der Existenz eines Reservoirs an flüssigem Wasser unter der Oberfläche von Enceladus – trifft dieses Modell einer unter Umständen seit 100 Millionen Jahren anhaltenden Aktivität der Plumes nur dann zu, wenn sich die Aktivitätsrate – sprich die Menge der ausgestoßenen Wassereiskristalle – in diesem Zeitraum nicht signifikant verändert hat.

Für die Bestimmung der Aktivitätsrate der Plumes während der letzten Jahrmillionen und der daraus resultierenden Dicke der abgelagerten Eisschichten auf der Oberfläche von Enceladus sind weitere möglichst hoch aufgelöste Aufnahmen der betreffenden Bereiche erforderlich. Auf diesen Aufnahmen ließen sich eventuell einzelne Sichten der Ablagerungen erkennen, die bei der Bestimmung der jährlichen Schneefallrate hilfreich wären.

Gelegenheiten für entsprechende Aufnahmen ergeben sich bei den noch anstehenden Vorbeiflügen der Raumsonde Cassini an Enceladus. Bisher wurden aufgrund der gegebenen Beleuchtungsverhältnisse fast ausschließlich die Bereiche um den Südpol abgebildet. Diese Region wird allerdings gegenwärtig nicht mehr vom Sonnenlicht erreicht, so dass sich die Wissenschaftler auf die fotografische Dokumentation der restlichen Oberfläche konzentrieren können.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Analysen von Dr. Paul Schenk und seinen Kollegen wurden in dieser Woche auf dem EPSC-DPS Joint Meeting 2011, einem in Nantes/Frankreich abgehaltenen Wissenschaftskongress, präsentiert.

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.

Verwandte Meldungen:

Raumcon-Forum:

• Saturnmond Enceladus
• Raumsonde CASSINI

Verwandte Seiten:

• Cassini-Huygens Sonderseite
• Cassini-Huygens Newsarchiv

EPSC-DPS Joint Meeting 2011:

• The Snows of Enceladus (engl.)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: JAXA.

Der Kontakt nach Durchfliegen des „Funklochs“ war eigentlich für 2:12 Uhr MEZ geplant, gelang aber erst gut eine Stunde später gegen 3:28 Uhr. Dies könnte ein Zeichen dafür sein, dass sich die Sonde nicht auf der geplanten Bahn um die Venus befindet.

Heute Nacht sollte das Bremstriebwerk gegen 0:49 Uhr für etwa 12 Minuten gezündet werden und Akatsuki soweit verlangsamen, dass sie im Gravitationsfeld der Venus verbleiben würde. Sie befände sich dann in einem stark elliptischen Orbit, der durch weitere Antriebsphasen an die wissenschaftlichen Anforderungen angepasst werden soll.

Anhand der Verfolgung des Funksignals zur Erde will man in den nächsten Stunden feststellen, wo sich die Raumsonde befindet und ob der Eintritt in einen Venusorbit gelungen ist.

Währenddessen passiert auch die Sonde Ikaros, die mit einem 173 m² großen Sonnensegel ausgestattet ist, die Venus in gebührendem Abstand. Sie hat ihre Aufgabe bereits vollständig erfüllt. Erstmals ist es gelungen, den Strahlungsdruck der Sonne für geringfügige Beschleunigungen eines Raumfahrzeugs zu nutzen. Außerdem konnte nachgewiesen werden, dass man Segel und Sonde mit Hilfe schaltbarer Reflektoren steuern kann.

Raumcon:

• Venus Climate Orbiter Planet C
• Ikaros

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Arxiv.org, Royal Holloway University of London, axion-wimp.desy.de. Vertont von Peter Rittinger.

Die Wissenschaftler um Daniel Cumberbatch von der Universität Sheffield sowie Stephen West von der Royal Holloway University in London betrachten dazu eine bestimmte Klasse theoretischer Teilchen der Dunklen Materie, die sogenannten WIMPs (Weakly Interactive Massive Particles), die wenigstens schwach mit normaler Materie wechselwirken sollen. So könnten einzelne dieser Teilchen bei Kollisionen im Inneren der Sonne Energie verlieren und in ihrem Gravitationsfeld gefangen bleiben. Sie würden sich letztlich im Kern anreichern und dessen Temperatur senken. Dies habe Einfluss auf die Stärke des Neutrinoflusses, der sehr empfindlich auf Temperaturveränderungen reagiere.

Diesen solaren Neutrinofluss aber können wir mit speziellen Teilchendetektoren messen. Dazu gehören NT200 in den Tiefen des Baikalsees, Super-Kamiokande in Japan sowie AMANDA (Antarctic Myon And Neutrino Detector Array) und IceCube im kilometerdicken Eis der Antarktis.

Hier erzeugen einzelne Neutrinos bei Wechselwirkung mit Atomen im Wasser bzw. Eis charakteristische (bläuliche) Lichtblitze, die sogenannte Tscherenkowstrahlung.

Zwei Thesen sehen die Wissenschaftler nun als überprüfbar an. Zum einen müssten ältere Sterne, die über einen längeren Zeitraum Teilchen der Dunklen Materie sammeln konnten, eine niedrigere Kerntemperatur als jüngere mit sonst gleichen physikalischen Eigenschaften besitzen und daher weniger Neutrinos aussenden.

Zum Zweiten müssten Sterne, die sich näher am Galaxiszentrum befinden, wo die Dichte der Dunklen Materie um mehrere Größenordnungen höher liegen sollte, weit stärker davon betroffen sein. Dadurch sollte sich sogar die Lebensdauer der Sterne signifikant verkürzen.

Die Sache wird aber insofern komlizierter, als dass eine Vielzahl von physikalischen und chemischen Parametern übereinstimmen müssten, um wirklich vergleichbare Messungen vornehmen zu können. Außerdem sind WIMPs keine bisher nachgewiesenen Teilchen sondern nur theoretische Konstrukte.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

Juno soll im August 2011 zum größten Planeten unseres Sonnensystems aufbrechen und diesen im Juli 2016 erreichen. Bei mindestens 32 Jupiterumläufen sollen mit 9 wissenschaftlichen Instrumenten neue Erkenntnisse über den Gasplaneten gewonnen werden. Die Endmontage, also der Einbau der technischen Einrichtungen in den Bus, hat in einer Reinraumumgebung Mitte letzter Woche bei Lockheed Martin Space Systems in Denver (USA) begonnen. In den nächsten Monaten werden die Systeme eingebaut und ausführlich getestet.

Ziele der Juno-Mission sind das Feststellen der Wassermenge in Jupiters Atmosphäre, die Ermittlung der Zusammensetzung, Wolkenverteilung und Temperatur in tieferen Schichten der Gashülle, das Anfertigen von Karten über die Stärke von Magnet- und Gravitationsfeld des Planeten zur Ermittlung der Tiefenstruktur sowie das Studium des Magnetfeldes in Polnähe einschließlich der Untersuchung von Polarlichtern. Insgesamt will man damit die Planetenentstehung und -entwicklung allgemein und die des Jupiter im speziellen besser verstehen. Geklärt werden soll außerdem die Frage, ob der Gasriese einen festen Kern besitzt.

Zulieferer zweier Instrumente ist die Italienische Raumfahrtagentur. Sie stellt für Juno ein Infrarot-Spektrometer und ein Funkexperiment zur Verfügung. Aus Dopplerverschiebungen eines einfachen Trägersignals lassen sich dabei winzige Geschwindigkeitsänderungen der Sonde nachweisen. Diese kommen aus geringfügigen Varianzen im Schwerefeld des Planeten, woraus sich Aussagen über Massekonzentrationen im Planeteninneren oder Dichteschwankungen in der Atmosphäre ableiten lassen. Ähnliche Experimente wurden in den letzten Wochen auch an der Venus sowie am Marsmond Phobos und am Saturnmond Titan durchgeführt.

Eine Besonderheit von Juno ist, dass ihre Energieversorgung dauerhaft über Solarzellen sichergestellt werden soll, in diesem Abstand von der Sonne eine echte Herausforderung.

Raumcon:

• Jupitermission Juno

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Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: Mars Express Radio Science Team Blog/ESA Mars Express Blog. Vertont von Peter Rittinger.

Mars Express umläuft den Mars auf einer hochelliptischen Bahn mit Entfernungen zur Oberfläche zwischen 250 und 11.500 Kilometern. Schon öfter kam er dabei dem größeren der beiden Marsmonde, Phobos, nahe genug, um spektakuläre Fotos zu schießen. In diesen Tagen kommt es nun zu einigen Begegnungen mit Phobos in rekordträchtig geringen Entfernungen von nur circa 100 Kilometern, also näher als an der Oberfläche des Mutterplaneten selbst.

Wie Ludmilla Carone, eine an der Mission beteiligte Planetologin an der Universität Köln, in einem Blogeintrag erklärte, diente der Vorbeiflug vom Mittwoch vor allem zur Bestimmung des inneren Aufbaus von Phobos. Dazu brauchten die Wissenschaftler noch nicht einmal ein Instrument an Bord von Mars Express, sondern einfach eine genaue Analyse des Funksignals der Sonde: Phobos hat mit seiner Gravitation Mars Express zwar nur wenig aus seiner normalen Flugbahn abgelenkt, aber doch genug, um die Dopplerverschiebung des Signals messbar zu verändern. Und aus der Betrachtung des Signals über die wenigen Sekunden, die der Vorbeiflug gedauert hat, kann man schon viel ableiten. Auch bei der Landung von Huygens auf dem Titan 2005 wurden aus einer hochgenauen Doppleranalyse des Funksignals unglaubliche Details wie etwa das Schaukeln der Sonde unter dem Fallschirm während des langen Abstiegs durch die Titan-Atmosphäre berechnet. Obwohl der interessante Zeitraum hier nur wenige Sekunden lang ist, rechnet man auch diesmal mit ínteressanten Erkenntnissen. Die Bestimmung der Masse von Phobos beispielsweise, an die man als Laie erstmal denken würde, wurde schon vor einigen Jahren erledigt und ist jetzt schon gar nicht mehr gefragt.

Phobos präsentiert sich aus dieser geringen Distanz gewissermaßen nicht mehr nur als „Massepunkt im Raum“, sondern als ein Körper mit einer Ausdehnung und einem (schwachen) Gravitationsfeld. Dieser Körper ist nicht rund, sondern eher wie eine 27 x 22 x 19 Kilometer große Kartoffel geformt. Schon allein diese Nicht-Rundheit sorgt dafür, dass die Ablenkung über der Zeit anders verläuft, als es bei einem kugelförmigen, homogenen Mond der Fall wäre.

Außerdem ist Phobos wahrscheinlich kein kompakter Körper „wie aus einem Guss“. Es kann sein, dass er aus mehreren kleineren, nur durch ihre Gravitation zusammen gehaltenen Einzelmassen besteht, mit inneren Hohlräumen dazwischen. Sollten die Einzelmassen unterschiedliche Dichten besitzen, ziehen sie Mars Express unterschiedlich stark an. Es kann allerdings auch sein, dass Phobos komplett aus losem Schutt besteht („rubble pile“, zu deutsch Schutthaufen).

All dies wirkt sich so oder so auf Mars Express´ Flugbahn und damit auf die Dopplerverschiebung des Funksignals aus und diese kann hochgenau gemessen und ausgewertet werden. Selbstredend ist es nicht einfach, aus der winzigen Ablenkung während des kurzen Vorbeiflugs derart weit reichende Schlüsse zu ziehen. Erschwerend kommt außer der unregelmäßigen Form des Mondes noch hinzu, dass die genaue Bahn der Annäherung an Phobos sowie dessen Eigenrotation eine Rolle spielen. Dadurch, dass die Form von Phobos dank früherer Vorbeiflüge gut bekannt ist, kann deren Einfluss wahrscheinlich herausgerechnet werden, indem das Radio Science Team die tatsächliche Ablenkungskurve mit theoretisch errechneten Daten vergleicht, wie sie sich bei demselben Vorbeiflug an einem ideal homogenen Körper von Phobosform ergeben würden. Auch die genauen Flugbahndaten von Sonde und Mond sind bekannt.

Eine wesentliche Bedingung für das Experiment am Mittwoch war eine durchgehend bestehende Funkverbindung während des Vorbeiflugs. Im Vorfeld gab es Befürchtungen, dass es zu einer Unterbrechung kommen könnte, indem Phobos selbst zwischen Mars Express und Erde gerät und im Moment der größten Annäherung das Signal unterbricht. Dies ist aber glücklicherweise nicht eingetroffen. Mit konkreten Ergebnissen ist aber vorläufig noch nicht zu rechnen, da derartige Daten natürlich nicht so unmittelbar auszuwerten sind wie Bilder.

Während dieses Vorbeiflugs waren ansonsten nur noch die Instrumente ASPERA zur Untersuchung der Erosion der Phobosoberfläche durch den Sonnenwind sowie MARSIS zur Durchleuchtung der oberen Mondschichten eingeschaltet. Die Kamera HRSC konnte nicht benutzt werden, da die Mondoberfläche bei diesem Rendezvous nicht im Sonnenlicht lag. Dies soll bei einem weiteren Vorbeiflug am Sonntag aus 107 Kilometern Entfernung nachgeholt werden. Da der Vorbeiflug mit hoher Geschwindigkeit erfolgt und die HRSC fest an der Sonde montiert ist, muss sich Mars Express im Ganzen mitdrehen, um scharfe Bilder zu bekommen. Dieser Bewegung sind wiederum Grenzen gesetzt durch die bis zu 40 Meter langen, fragilen MARSIS-Antennen. Die wegen dieser Antennen normalerweise eingehaltenen Bewegungslimits sollen extra für diesen Vorbeiflug überschritten werden.

Weiterführender Link:
Blogeintrag über den Vorbeiflug

Raumcon:
Marsmonde Phobos und Deimos

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

Zum Atomic Clock Ensemble in Space (ACES) gehören die in Frankreich zu entwickelnde Cäsium-Atomuhr PHARAO (Projet d’Horloge Atomique par Refroidissement d’Atomes en Orbite) und das ehemals Schweizer Projekt Space Hydrogen Maser (SHM), das von der ESA übernommen wird. Die Europäische Weltraumagentur übernimmt auch die Entwicklung der Tragstruktur sowie aller weiteren Einrichtungen an der ISS und am Boden.

Montiert wird ACES an der Außenseite des Labormoduls Columbus. Dort gibt es bereits mehrere Montagepunkte für externe Experimente. 2013 sollen beide Atomuhren fertig sein und von einem japanischen HTV oder einer US-amerikanischen Dragon-Kapsel ins All transportiert werden. Wie üblich fließen zur Bezahlung keine Gelder, sondern werden Leistungen gegeneinander aufgerechnet. In diesem Falle sind dies Entwicklung und Bau einer Kuppel, die gemeinsam mit dem Knotenmodul Tranquility Anfang nächsten Jahres zur Station gelangen sollen. Dafür erhält die ESA Transportkapazität für vier weitere Außenlasten.

Ein Ziel des Experimentes ist die genaue Zeitmessung zur Überprüfung von Aussagen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Dieser entsprechend vergeht die Zeit unter verschiedenen Gravitationsbedingungen unterschiedlich. Uhren, die einer stärkeren Gravitation unterliegen, gehen langsamer. Die Unterschiede sind bei dem vergleichsweise schwachen Gravitationsfeld der Erde allerdings sehr gering. Deshalb benötigt man sehr genaue Uhren. Auf der Erde gibt es derartige Chronometer an verschiedenen Institutionen weltweit. Im All wird ACES allerdings die genaueste Uhr sein. Erreicht werden soll eine Gangabweichung von maximal 10^-16. Das bedeutet, dass die Uhr in einem Jahr maximal um 3,2 Nanosekunden (0,0000000032 s) abweicht.
ACES soll aber auch bei der weltweiten Zeitsynchronisation sowie in der Geodäsie und Fernerkundung helfen. Hier wird beispielsweise mit Licht oder Radar gemessen. Beide Strahlungen breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus. Strecken werden durch die Messung der Zeit, die ein Signal für eine bestimmte Wegstrecke benötigt, ermittelt. Eine Abweichung von einer Millionstelsekunde bei der Zeitmessung bedeutet eine Abweichung von 300 Metern in der Strecke! Auch Navigationssatelliten sind daher mit Atomuhren ausgestattet. Zur Synchronisation dieser Uhren, die auch der Zeitdilatation der speziellen Relativitätstheorie unterliegen, ist eine überaus genaue „Weltzeit“ erforderlich. In diesem Ensemble soll ACES ab 2013 eine wichtige Rolle spielen.

Raumcon:

• Diskussion zu ISS-Forschungseinrichtungen
• ACES-Thread (seit 2006)

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Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: Spaceflight Now.

Kaguya schlug mit ca. 6.400 Kilometer pro Stunde ein, allerdings unter einem extrem flachen Winkel von nur 1 Grad zur Horizontalen. Der Einschlag ähnelte insgesamt jenem der ESA-Sonde SMART-1 vor 3 Jahren und war in ähnlicher Manier geplant worden, wobei Kaguya allerdings die Größe eines Geländewagens hatte und fünfmal so schwer wie SMART-1 war. Kaguya verfügte nur noch über geringe Treibstoffreserven und wäre ohnehin bald außer Kontrolle geraten – ein Schicksal, das aufgrund gewisser Unregelmäßigkeiten des lunaren Gravitationsfeldes früher oder später allen Mondsonden droht.

Unter diesen Umständen hatte sich die JAXA entschieden, einen kontrollierten Absturz einzuleiten, um daraus wenigstens noch etwas Nutzen zu ziehen. So wurde die Sonde bei 80,4 Grad östlicher Länge und 65,5 Grad südlicher Breite zum Absturz gebracht, wo es zu der Zeit auf dem Mond gerade hell wurde, um zu erreichen, dass eine von dem noch im Dunkeln liegenden Mondboden aufsteigende Staub- und Trümmerwolke vom Sonnenlicht getroffen wird und sich so möglichst deutlich von dem dunklen Hintergrund abhebt. Die japanischen Wissenschaftler haben sogar gehofft, dass Kaguya durch seinen extrem flachen Einschlagswinkel eine längere Schleifspur zieht, man diese von der Erde aus sehen und in den kommenden Jahren beobachten kann, ob und wie sich diese Spur verändert.

Raumcon:

• Kaguya-Thread ab 9. Juni
• Lunar Reconnaissance Orbiter ( LRO )

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

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

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

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

Neue Studie

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

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

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

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

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Ein Beitrag von Alexander Höhn. Quelle: ESA.

Von einer niedrigen sonnensynchronen Umlaufbahn wird der Satellit mit bisher unerreichter Genauigkeit und Auflösung das Gravitationsfeld vermessen, das unsere Erde umgibt. Das Raumfahrzeug verfügt dafür über sechs hochempfindliche Beschleunigungsmesser modernster Bauart. Diese messen die Beschleunigung bezüglich aller drei Raumachsen. Mithilfe der gesammelten Daten kann dann ein genaues Abbild der Erdoberfläche und der Gravitations-Anomalien erstellt werden. Dieses ist nicht nur wichtig für unser Wissen über die Zusammensetzung der Erde. Auch für die Klimaforschung, Ozeanologie und andere vergleichbare Forschungsfelder haben diese Daten große Bedeutung.

Dafür mussten die ESA und ihre Partner große technische Herausforderungen meistern. Es musste ein Satellit konstruiert werden, der in niedriger Höhe (ca. 260 km) äußerst geringe Gravitationsabweichungen erkennt und dabei die Störfaktoren der noch vorhandenen Restatmosphäre berücksichtigt. Heraus kam dabei ein ca. fünf Meter langes, pfeilförmiges Raumfahrzeug mit Niedrigschub-Ionentriebwerken zur Kompensation des atmosphärischen Widerstands.

Raumcon: GOCE mit Rockot

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