Quelle: DLR 27. Oktober 2022.

27. Oktober 2022 – Die NASA-Mission InSight registrierte an Heiligabend 2021 mit seinem Seismometer SEIS die Erschütterungen eines Meteoriteneinschlags auf dem Mars, die so stark waren wie ein Beben der Magnitude 4. Unabhängig davon fotografierte der Mars Reconnaissance Orbiter der NASA einen neuen, 150 Meter großen Krater, der sich genau auf diesen 24. Dezember 2021 datieren ließ. Beide Forschungsteams tauschten sich aus und kamen zu dem Schluss, dass die Quelle der seismischen Aktivität und der Ort des neuen Kraters zusammenpassen. Dies war das erste Mal, dass ein Meteoriteneinschlag auf einem anderen Planeten sowohl fotografisch als auch seismisch registriert wurde. Erstaunlich waren große Mengen von Wassereis, die durch den Einschlag mit dem offiziellen Namen S1094b aus dem neuen Krater geschleudert wurden. In zwei heute in der Fachzeitschrift Science veröffentlichten Artikeln werden das Ereignis und seine Auswirkungen detailliert beschrieben. Wissenschaftler des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) sind an den Analysen beteiligt. Zudem erschien parallel ein Artikel in Nature Astronomy zur Tektonik auf dem Mars, welcher die in den letzten Jahren mit InSight beobachteten Marsbeben als Auswirkung früherer vulkanischer Aktivitäten im Gebiet Cerberus Fossae interpretiert.

Als der Meteorit in der Region Amazonis Planitia einschlug, sprengte er einen Krater mit einem Durchmesser von 150 Metern und einer Tiefe von 21 Metern in den Marsboden. Ausgeworfenes Material färbt die Oberfläche bis in etliche Kilometer Entfernung dunkel und ist vereinzelt noch in 37 Kilometer Entfernung zu sehen. Mit der seismischen Detektion durch InSight und den nachfolgenden Bildern des Mars Reconnaissance Orbiter hatten die Forscherinnen und Forscher das äußerst seltene Glück, die Entstehung eines Kraters dieser Größe zu beobachten. Mars hat insgesamt eine Vielzahl deutlich größerer Krater, die allerdings auch mehrere Millionen oder Milliarden Jahre alt sind.

Der fotografische Nachweis hat den großen Vorteil, dass damit die genaue Richtung und Entfernung zum Epizentrum exakt bekannt ist, was sich mit einem einzelnen Seismometer sonst nur deutlich ungenauer abschätzen lässt. Dadurch kann viel genauer berechnet werden, auf welchem Weg die seismischen Wellen durch den Mars gelaufen sind, und welche Eigenschaften die Gesteine entlang dieses Wegs haben. Die Beobachtung von Meteoriteneinschlägen hilft so, das Innere des Mars noch besser zu verstehen.

Eis unter der Oberfläche nahe des Marsäquators
Brandneue Krater bieten Einblicke in die Prozesse der Kraterbildung und legen frische, noch nicht von Wind, Wetter und Sonnenstrahlung modifizierte Materialien unter der Oberfläche frei. In diesem Fall wurden große Eisbrocken, die durch den Einschlag verstreut wurden, von der HiRISE-Farbkamera (High-Resolution Imaging Science Experiment) des Mars Reconnaissance Orbiter der NASA aufgenommen, was das Forschungsteam vermuten lässt, dass der Einschlag eine Eisschicht in 10 bis 20 Metern Tiefe unter der Oberfläche freigelegt hat. Für zukünftige bemannte Marsmissionen ist es besonders interessant, wo auf dem Mars unterirdisches Eis für die menschliche Nutzung zu finden ist: Unterirdisches Wassereis wurde schon mehrmals in den nördlichen Tiefebenen, aber noch nie so nahe am Marsäquator gesichtet, wo der Mars am wärmsten ist.

Zweiter Einschlag in seismischen Daten entdeckt
Nach der Untersuchung des seismischen Signals des Einschlags nahmen sich das Forschungsteam auch ältere Daten noch einmal vor, um nach ähnlichen Seismogrammen zu suchen. Tatsächlich fanden sie, dass das Epizentrum eines Marsbebens vom 18. September 2021 zu einem frischen Krater von mehr als 100 Meter Größe passt. Dieser Einschlag wird ebenfalls in der Studie beschrieben. „Es ist außergewöhnlich einen frischen Krater dieser Größe zu entdecken“, sagt Ingrid Daubar von der Brown University im US-Bundesstaat Providence, die die wissenschaftliche Arbeitsgruppe für Einschläge bei InSight leitet. „Das ist ein aufregender Moment in der geologischen Geschichte des Mars, und wir durften ihn miterleben.“

Oberflächenwellen erlauben Rückschlüsse auf Struktur der Marskruste
Das Beben, das durch den massiven Einschlag im Dezember 2021 ausgelöst wurde, war das erste von der Mission beobachtete Beben mit Oberflächenwellen – einer Art seismischer Welle, die sich entlang der Oberseite der Planetenkruste ausbreitet. In der zweiten der beiden heute in der Zeitschrift Science veröffentlichten Arbeiten wird beschrieben, wie die Wissenschaftler diese Wellen nutzten, um die Struktur der Marskruste zu untersuchen. „Die Analysen der beiden Einschlagsereignisse zeigen, dass sich die Krustenstruktur auf der jeweiligen Strecke zwischen Impakt und der InSight-Plattform von der Krustenstruktur an der Landestelle selbst unterscheiden“, erklärt Dr. Ana-Catalina Plesa vom DLR-Institut für Planetenforschung. „Die im Durchschnitt höhere Ausbreitungsgeschwindigkeiten der seismischen Wellen deuten auf eine andere Zusammensetzung der Kruste in diesen Bereichen hin. Eine niedrigere Porosität der Kruste dort könnte ebenfalls eine Ursache sein. Beides wiederum würde auf eine höhere Krustendichte hinweisen und auf lokale Variationen in der Dichte der Mars-Kruste, wie wir sie bisher nicht kannten.“ Vorläufige Analysen deuten darauf hin, dass die Krustenstruktur der nördlichen und südlichen Mars-Hemisphäre in den Tiefen von 5 bis 30 Kilometern ähnlich sein könnten. „Weitere Analysen und der direkte Vergleich von seismischen Wellen beider Einschlagsereignisse werden uns wichtige Hinweise über die Bildung und Ausprägung der ‚Mars-Dichotomie‘ geben, die die Teilung in nördliche Tiefländer und südliche Hochländer auf dem Mars beschreibt“, so Plesa weiter, die an der Studie beteiligt ist.

Viele Marsbeben liefern Hinweise zur Tektonik des Mars
In einer weiteren aktuellen Veröffentlichung im Fachmagazin Nature Astronomy werden die in den vergangenen drei Jahren registrierten Marsbeben in einen geologischen Kontext gesetzt: Die meisten dieser Beben, für die ein Epizentrum berechnet werden konnte, ereigneten sich im Gebiet Cerberus Fossae etwa 1500 Kilometer östlich der Position des InSight-Landers. Dabei handelt es sich um ein Gebiet von relativ jungem Vulkanismus, dessen letzte Ausbrüche vor etwa 50.000 bis 200.000 Jahren stattfanden. „Ein auffälliges Merkmal von Cerberus Fossae sind hunderte Kilometer lange, aber sehr schmale und tiefe Gräben, die sich wie Risse in einem aufgehenden Teig durch die Landschaft ziehen“, erklärt der Seismologe Dr. Martin Knapmeyer vom DLR-Institut für Planetenforschung, der an dieser Studie beteiligt ist. „Solche Gräben können entstehen, wenn sich vulkanische ‚Gänge‘ bilden, wenn also Magma aus größerer Tiefe in Risse der oberen Kruste eindringt, und dabei das ganze Gebiet aufwölbt und anhebt. Im Laufe der Zeit erstarrt das Magma und zieht sich dabei etwas zusammen. Einige der registrierten Marsbeben fanden an Orten statt, die sich in der Nähe der zuletzt ausgeworfenen Lava befinden und einige eben auch unter den sichtbaren Gräben. Dabei zeigen sich Seismogramme, die gut zu abkühlenden Ganggesteinen passen“, so Knapmeyer weiter.

Eine andere „Familie“ von Marsbeben dagegen zeigt eine ungewöhnlich langsame Bruchausbreitung, wie sie aus vulkanischen Gebieten auf der Erde, wie etwa auch der Eifel, bekannt ist. Diese langsame Bruchausbreitung steht im Zusammenhang mit der Erwärmung des Gesteins durch das eingedrungene Magma – je wärmer ein Gestein, desto langsamer die Ausbreitung seismischer Wellen. „Damit zeigen die Daten von SEIS, dass Cerberus Fossae auch im Untergrund von der Erde bekannten vulkanischen Gebieten ähnelt, und der Vulkanismus dort vielleicht wie in der Eifel noch nicht ganz erloschen ist, sondern gegenwärtig nur ruht“, unterstreicht Knapmeyer.

InSight liefert den Blick ins Marsinnere
Die Marssonde InSight wurde zum Mars geschickt, um das tiefe Innere des Planeten – seine Kruste, seinen Mantel und seinen Kern – zu untersuchen, was den Wissenschaftlern Aufschluss über die Entstehung aller Gesteinsplaneten, einschließlich der Erde und des Mondes, geben kann. Seismische Wellen sind der Schlüssel zu diesem verbesserten Verständnis. Seit der Landung im November 2018 hat das SEIS-Experiment (Seismic Experiment for Interior Structrue) auf InSight 1.318 Marsbeben aufgezeichnet, darunter mehrere, die durch viel kleinere Meteoriteneinschläge verursacht wurden. Die meisten Beben haben allerdings tektonische Ursachen, also Verschiebungen von Gesteinspaketen wie bei Erdbeben, verursacht.

Wie oft es zu großen Meteoriteneinschlägen kommt ist nicht nur wegen einer möglichen Gefährdung von zukünftigen Astronauten von Interesse. Die Anzahl und Größe von Kratern auf anderen Planeten wird herangezogen, um das Alter ihrer Oberflächen zu bestimmen. In diese statistische Auswertung geht die Einschlagshäufigkeit ein, welche umso genauer ermittelt werden kann, je mehr Einschläge unmittelbar nach dem Ereignis entdeckt werden können. Bei dem kürzlich erfolgten Experiment der DART-Mission schließlich ging es darum, Einschläge wie jenen von S1094b auf der Erde zu verhindern.

Die Mission InSight wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena, Kalifornien, im Auftrag des Wissenschaftsdirektorats der NASA durchgeführt. InSight ist eine Mission des NASA-Discovery-Programms. Die Raumfahragentur im DLR hat mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie einen Beitrag des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung zum französischen Hauptinstrument SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) gefördert. Forschende des DLR sind an der Auswertung der SEIS-Daten beteiligt. Darüber hinaus hat das DLR das Experiment HP³ (Heat Flow and Physical Properties Package) mit dem „Marsmaulwurf“ beigesteuert.

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• InSight auf Atlas V 401

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Quelle: TU Dortmund.

Die digitalen Geländemodelle haben eine Auflösung von 25 cm pro Pixel und helfen dabei, die Geographie und geologischen Eigenschaften der Region zu verstehen und den Weg des Rovers um den Standort herum zu planen. Der Rover soll im Rahmen des ExoMars-Projekts der europäischen Weltraumorganisation ESA die Oberfläche des Planeten Mars erkunden. Die ESA arbeitet dabei mit der russischen Raumfahrtagentur Roskosmos zusammen.

Um die Genauigkeit der Modelle zu erhöhen, hat das Team um Prof. Christian Wöhler von der Fakultät für Elektrotechnik und Informationstechnik der TU Dortmund eine innovative Technik entwickelt, die die Eigenschaften der Planetenatmosphäre bei der Konstruktion der digital erzeugten Szenen berücksichtigt. Die Modelle wurden von Kay Wohlfarth vom Arbeitsgebiet Bildsignalverarbeitung beim Europäischen Kongress zur Planetenforschung EPSC-DPS am Montag, 16. September, in Genf vorgestellt.

Die digitalen Geländemodelle basieren auf hochauflösenden Marsbildern des HiRISE-Instruments auf dem Erkundungssatelliten „Mars Reconnaissance Orbiter“ der NASA. HiRISE-Bilder wurden bislang weitgehend mit der klassischen Stereomethode verarbeitet, bei der zwei Bilder aus leicht unterschiedlichen Winkeln kombiniert werden, um ein 3D-Bild der Landschaft zu erstellen. Herkömmliche Stereotechniken haben jedoch Einschränkungen, wenn sie auf homogene Regionen angewendet werden, wie etwa die staubige und sandige Planetenoberfläche rund um den Landeplatz des Rovers.

Die ESA wählte das Gebiet Oxia Planum als Landeplatz für den Rover Rosalind Franklin, da diese Region vergleichsweise flach ist. So lässt sich das Risiko einer harten Landung minimieren und gewährleisten, dass der Rover seine Mission erfüllen kann. Aus wissenschaftlicher Sicht ist Oxia Planum zudem besonders interessant, weil das Gebiet Tonmineralien und Strukturen alter Flussbetten enthält, die möglicherweise Hinweise auf vergangene Lebensspuren bieten.

„Shape from Shading“-Technik
Um die digitalen Geländemodelle zu verbessern, hat das Team der TU Dortmund eine Technik namens „Shape from Shading“ angewendet, bei der die Intensität des reflektierten Lichts im Bild in Daten über Steigung und Gefälle der Oberfläche umgewandelt wird. Diese Informationen zur Unebenheit werden in die Stereobilder integriert, um eine bessere Schätzung der 3D-Oberfläche zu erhalten und die bestmögliche Auflösung in der rekonstruierten Landschaft zu erzielen. Kay Wohlfarth vom Team der TU Dortmund erläutert: „Mit dieser Technik können sogar kleinräumige Details wie Sandverwehungen in Kratern und raues Grundgestein reproduziert werden.“

Marcel Hess, Erstautor der Studie, fügt hinzu: „Wir haben besonders auf die Wechselwirkung zwischen Licht und Marsoberfläche geachtet. Bereiche, die zur Sonne geneigt sind, erscheinen heller, und Bereiche, die von der Sonne weg weisen, erscheinen dunkler. Unser Ansatz verwendet ein kombiniertes Reflexions- und Atmosphärenmodell, das die Reflexion an der Oberfläche ebenso berücksichtigt wie atmosphärische Effekte, die das Licht streuen. “

Missionsstart im Sommer 2020
Der ExoMars-Rover Rosalind Franklin wird eine Reihe wissenschaftlicher Instrumente zur Analyse von Gesteinen und der Oberflächenumgebung bei Oxia Planum mitführen. Um unter die Oberfläche zu blicken, trägt er einen Bohrer, der für die Suche nach Untergrundwasser und Lebensspuren ausgelegt ist. Die Mission soll im Sommer 2020 auf einer russischen Proton-M-Trägerrakete starten und im März 2021 auf dem Mars eintreffen.

Video des digitalen Höhenmodelles des Landeplatzes:
Virtual flyover of high-resolution DTM of Oxia Planum, Mars

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• ExoMars-Rover Rosalind Franklin

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Malin Space Science Systems, The Planetary Society, UMSF-Forum.

Auf seinem Weg über das Meridiani Planum erreichte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Opportunity bereits am 9. August 2011 den Rand des etwa 22 Kilometer durchmessenden und bis zu 300 Meter tiefen Endeavour-Kraters. Seitdem ist der Rover damit beschäftigt, am westlichen Rand dieses rund 3,8 Milliarden Jahre alten Impaktkraters diverse Gesteinsformationen zu untersuchen. Durch die Ermittlung der chemischen und mineralogischen Zusammensetzung dieser Gesteine ergeben sich für die an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler neue Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte dieser Region unseres Nachbarplaneten.

Seit Mitte August 2014 bewegt sich Opportunity am Rand einer mit dem Namen „Cape Tribulation“ belegten Geländeformation, welche einen mehrere Kilometer langen Teilbereich des stark erodierten Randes des Endeavour-Kraters bildet. Am 7. Januar 2015, dem Sol 3894 der Mission, erreichte der Rover schließlich den Gipfel des Cape Tribulation (Raumfahrer.net berichtete) und verbrachte die nächsten Tage damit, aus dieser erhöhten Position heraus diverse Aufnahmen der Umgebung anzufertigen. Ab dem 15. Januar setzte Opportunity seine Fahrt schließlich in die südliche Richtung fort. Bei dem dabei angepeilten ‚Fern-Ziel‘ handelte es sich um ein in rund 500 Metern Entfernung gelegenes und mit dem Namen „Marathon Valley“ belegtes Tal, welches sich ebenfalls im Bereich des Cape Tribulation befindet.

Diese Strecke wurde letztendlich im Rahmen von 13 Etappen zurückgelegt. An den Endpunkten der einzelnen Fahrten wurden jeweils mehrtägige Stopps für die Anfertigung von weiteren Aufnahmen der Planetenoberfläche und für die Untersuchung einzelner Boden- und Gesteinsformationen eingelegt. Auf dem Weg zu diesem Tal überschritt der Rover am 8. Februar, dem Sol 3926 der Mission, im Rahmen einer Fahrt über 31,2 Meter auch die Marke von insgesamt 42 auf der Marsoberfläche zurückgelegten Kilometern. Am 14. März wurde schließlich mit der Gesteinsformation „Jean Baptiste Charbonneau“ ein Bereich erreicht, welcher sich unmittelbar am nordwestlichen Rand des Marathon Valley befindet.

Die folgenden drei Tage wurden mit eingehenden Analysen dieser Formation sowie mit der Anfertigung weiterer Panoramaaufnahmen verbracht. Erste Auswertungen der dabei gewonnenen Daten zeigen, dass die hier untersuchten Gesteine einen ungewöhnlich hohen Anteil an Aluminium aufweisen, während Magnesium und Eisen in lediglich eher geringeren Mengen vertreten sind. Anschließend steuerte Opportunity ein weiteres, etwa 30 Meter südlich gelegenes Ziel namens „Sergeant Charles Floyd“ an, welches zwischen dem 3. und dem 9. März ebenfalls intensiv mit den verschiedenen Kamerasystemen sowie einem Alphapartikel-Röntgenspektrometer (kurz „APXS“) untersucht wurde.

Das APXS verfügt an seinem Kopfende über ein Ringstück, welches eine Isotopenquelle – es handelt sich hierbei um das radioaktiv strahlende Isotop Curium-244 – beinhaltet. Bei den Messungen wird dieses Kopfstück unmittelbar über dem zu untersuchenden Objekt platziert. Die Isotopenquelle sendet bei der anschließenden Messung eine Alphastrahlung in Form von Heliumkernen aus, welche aus zwei Protonen und zwei Neutronen bestehen. Sobald die Heliumkerne in dem zu untersuchenden Objekt auf andere Atomkerne treffen, werden diese dabei abhängig von der Atommasse der getroffenen Atome auf eine charakteristische Art und Weise gestreut und abgelenkt.

Misst man dabei den Winkel der erfolgten Ablenkung und die dabei auftretende Energie, so erhält man genaue Daten über die Masse der für die Ablenkung verantwortlichen Atomkerne und kann so auch die dafür verantwortlichen Elemente bestimmen. Aus der sich so ergebenden Zusammensetzung der verschiedenen Elemente kann wiederum auf das zugrunde liegende Mineral und daraus auf die chemische und mineralogische Zusammensetzung der untersuchten Bodenformation geschlossen werden. Mit dieser Methode lassen sich speziell leichte Elemente wie Natrium, Magnesium und Schwefel identifizieren und ihre Mengenanteile in der untersuchten Gesteinsprobe bestimmen. Das APX-Spektrometer von Opportunity wurden am Max-Planck-Institut für Chemie in Mainz entwickelt.

Anschließende Analysen hatten bis zum 16. März einen unmittelbar benachbarten Felsen namens „Sergeant Nathaniel Pryor“ zum Ziel bevor sich der Marsrover am 17. März im Rahmen einer weiteren Fahrt um 28 Meter in die westliche Richtung und somit vom Marathon Valley weg bewegte. Hier befindet sich in einer Entfernung von nur wenigen Metern von der mit dieser Fahrt erreichten Position ein etwa 50 Meter langes und flaches Tal, welches zunächst fotografisch dokumentiert werden sollte, bevor Opportunity in den nächsten Tagen den am westlichen Ende des Marathon Valley gelegenen und etwa 30 Meter durchmessenden Krater „Spirit of St. Louis“ erkunden wird.

Um diesen Krater zu erreichen erfolgte am heutigen Tag, dem Sol 3966 der Mission, eine weitere Fahrt über diesmal 54 Meter in die südliche Richtung. Derartige Impaktkrater, so Ray Arvidson von der Washington University in St. Louis/USA – der stellvertretende wissenschaftliche Leiter der Opportunity-Mission – sind natürliche Zugänge in den Untergrund und ermöglichen einen Einblick in die Zusammensetzung der obersten Schichten der Planetenoberfläche.
Im Anschluss an die Untersuchungen im Bereich dieses alten und somit bereits stark erodierten Kraters soll dann die intensive Erkundung des Marathon Valley beginnen. Hierbei handelt es sich um ein zwar ebenfalls eher flaches, dafür aber auch sehr breites Tal, in dessen Inneren in den vergangenen Jahren durch das CRISM-Spektrometer des Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) der NASA erhöhte Konzentrationen von verschiedenen Tonmineralen und Schichtsilikaten registriert wurden, welche sich dort anscheinend auf engen Raum konzentrieren.

Durch die eingehende Untersuchung dieser Minerale, welche sich nur unter dem langfristigen Einfluss von Wasser mit einem nahezu neutralen pH-Wert gebildet haben können, und der Erforschung der allgemeinen geologischen Bedingungen in dieser Region erhoffen sich die an der Opportunity-Mission beteiligten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die Vorgänge, welche einstmals zu der Bildung dieser Tonminerale führten und über die Umweltbedingungen, die dabei vor Jahrmilliarden in diesem Bereich der Marsoberfläche vorherrschten.
Außerdem sind auf den Aufnahmen der ebenfalls an Bord des MRO befindlichen HiRISE-Kamera an den Innenwänden dieses Tals verschiedene Gesteinsschichten erkennbar. Wie bei einer extrem verkleinerten Version der Steilwände des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona ergibt sich hier für die Marsforscher eventuell auf kleinstem Raum ein Einblick in die frühe klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche.

Der Flash-Speicher
In den vergangenen Monaten traten mehrfach Probleme mit dem Flash-Speicher des Bordcomputers von Opportunity auf. Diese Probleme waren letztendlich so gravierend, dass der Rover seit dem Dezember 2014 auf diesen nichtflüchtigen Speicher verzichten musste (Raumfahrer.net berichtete). Allerdings gehen die für die technische Durchführung der Mission zuständigen Mitarbeiter des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien davon aus, dass der Flash-Speicher in Kürze wieder genutzt werden kann, denn offenbar – so zeigten entsprechende Analysen bereits im Oktober 2014 – sind die aufgetretenen Probleme auf eine einzige der insgesamt sieben Speicherbänke des Flash-Speichers zurückzuführen, welche für die zwischenzeitliche Ablage von Daten genutzt werden.

Mit einem speziellen Software-Update soll diese anscheinend durch eine altersbedingte Abnutzung fehlerhafte Speicherbank Nummer 7 des Flashspeichers vom Rest des Speichers isoliert und anschließend dauerhaft nicht mehr genutzt werden. Die sich dadurch hoffentlich wieder ergebende Stabilität des Flash-Speichers würde die damit verbundene Reduzierung der Gesamtkapazität des Speichers um rund 14 Prozent auf dann nur noch 192 Megabyte mehr als nur ausgleichen. Während der letzten drei Monate wurde die speziell hierfür entwickelte Softwareversion R9.4 ausführlichen Tests unterzogen und sollte eigentlich bereit am 20. Februar zu Opportunity überspielt werden. Schlechtes Wetter sowie ein technisches Problem bei der hierfür vorgesehenen DSN-Anlage bei Canberra/Australien und die damit verbundenen Kommunikationsengpässe haben dies jedoch zunächst verhindert.

Die Übertragung erfolgte somit erst am 24. Februar. Am folgenden Tag wurde der Rover zunächst neu gebootet und anschließend einem ersten Funktionstest unterzogen. Dabei zeigte sich, dass die neu überspielte Software-Version anscheinend fehlerfrei läuft. Die Tests wurden in den folgenden Wochen – parallel zum ’normalen‘ Betrieb des Rovers – fortgesetzt. Sofern dabei nicht doch noch bisher unentdeckte Schwachstellen erkannt werden ist beabsichtigt, in den nächsten Tagen eine Neuformatierung des Flashspeichers durchzuführen, womit die Isolation der Speicherbank 7 abgeschlossen werden soll.

Wetter und Energiesituation
Neben dem allgemeinen technischen Zustand des Rovers – und dieser kann trotz einiger weiterer altersbedingter Abnutzungserscheinungen immer noch als gut bezeichnet werden – muss bei der Opportunity-Mission jedoch auch immer ein Blick auf die aktuelle Energiesituation geworfen werden. Im Gegensatz zu dem zweiten derzeit aktiven Marsrover der NASA, dem durch einen Radioisotopengenerator mit Strom versorgten Rover Curiosity, ist der mit Solarpaneelen ausgestattete Rover Opportunity bezüglich seiner Energieversorgung ausschließlich auf das Sonnenlicht angewiesen.

Für den Betrieb des Bordrechners, der internen Heizung für die wichtigsten elektronischen Bauteile und die tägliche Kommunikation mit der Erde benötigt Opportunity pro Marstag ein Minimum von etwa 160 Wattstunden Energie. Zusätzlich zur Verfügung stehende Energie kann für wissenschaftliche Arbeiten oder für die Durchführung von Fahrten genutzt werden. Hier ein Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten drei Monate.

Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Wassereiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele des Rovers trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Bei komplett staubfreien Paneelen würde dieser Wert 100 Prozent betragen. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser ist dies für den Energiehaushalt des ausschließlich mittels Sonnenenergie betriebenen Rovers.

• 11.03.2015: 0,577 kWh/Tag , Tau-Wert 0,658 , Lichtdurchlässigkeit 72,50 Prozent
• 03.03.2015: 0,545 kWh/Tag , Tau-Wert 0,708 , Lichtdurchlässigkeit 67,40 Prozent
• 26.02.2015: 0,559 kWh/Tag , Tau-Wert 0,734 , Lichtdurchlässigkeit 67,40 Prozent
• 18.02.2015: 0,559 kWh/Tag , Tau-Wert 0,816 , Lichtdurchlässigkeit 69,50 Prozent
• 09.02.2015: 0,479 kWh/Tag , Tau-Wert 0,824 , Lichtdurchlässigkeit 60,60 Prozent
• 03.02.2015: 0,484 kWh/Tag , Tau-Wert 0,949 , Lichtdurchlässigkeit 63,20 Prozent
• 27.01.2015: 0,534 kWh/Tag , Tau-Wert 0,891 , Lichtdurchlässigkeit 63,60 Prozent
• 21.01.2015: 0,440 kWh/Tag , Tau-Wert 1,037 , Lichtdurchlässigkeit 59,60 Prozent
• 13.01.2015: 0,395 kWh/Tag , Tau-Wert 1,056 , Lichtdurchlässigkeit 60,60 Prozent
• 06.01.2015: 0,438 kWh/Tag , Tau-Wert 1,041 , Lichtdurchlässigkeit 63,10 Prozent
• 17.12.2014: 0,494 kWh/Tag , Tau-Wert 1,189 , Lichtdurchlässigkeit 64,60 Prozent

Die Marsoberfläche ist weitflächig von großen Mengen an Staub bedeckt, welcher durch auftretende Stürme regelmäßig in die Atmosphäre befördert wird, sich dort zunächst verteilt und letztendlich wieder auf der Planetenoberfläche ablagert. Dabei bleibt es nicht aus, dass ein Teil dieses Staubes auch die Solarpaneele des Rovers bedeckt. Dieser Effekt einer kontinuierlich zunehmenden „Staubbedeckung“ der Paneele führt dazu, dass der Rover im Laufe der Zeit immer weniger Energie generieren kann.

Bereits seit dem Juli 2014 registrieren die an der Opportunity-Mission beteiligten Wissenschaftler einen durch die Bildung diverser regional begrenzter Staubstürme bedingten stetig erfolgenden Anstieg des Tau-Wertes, welcher sein Maximum erst Ende Oktober erreichte. In den folgenden Monaten haben Anzahl und Stärke der Stürme zwar abgenommen – gleichzeitig haben sich jedoch auch größere Mengen an Staub wieder auf der Marsoberfläche und somit auch auf den Solarpaneelen des Rovers abgelagert.
Teilweise aufgehoben wird dieses Manko allerdings immer wieder durch sogenannte „Dust Cleaning Events“. Die auf dem Mars wehenden Winde „fegen“ dabei von Zeit zu Zeit über die Solarpaneele des Rovers und „reinigen“ diese teilweise von dem zuvor dort abgelagertem Staub. Am 16. Februar 2015, dem Sol 3934 der Mission, hatte Opportunity das erneute Glück, von einer Windböe getroffen zu werden. Dadurch bedingt erhöhte sich die tägliche Energieausbeute des Rovers im Vergleich zur Vorwoche um etwa 12 Prozent. Ein weiteres, diesmal allerdings schwächer ausfallendes Dust Cleaning Event erfolgte Anfang März.

Sollten auf dem Mars in näherer Zukunft keine signifikanten Staubstürme auftreten, so wird der derzeitige Staubbedeckungsgrad und der damit verbundene Energiewert eine Fortsetzung der Aktivitäten des Rovers während der kommenden Monate deutlich begünstigen. Hierfür spricht auch – trotz erneuter Sturmaktivitäten entlang des „Acidalia Storm Track“ – die gegenwärtige Wettersituation auf dem Mars.

Der Acidalia Storm Track hat seinen Ursprung in der Tiefebene Acidalia Planitia auf der nördlichen Marshemisphäre. Diese Region ist eine der typischen ‚Geburtsstätten‘ von Staubstürmen auf unserem Nachbarplaneten. Von dort aus ziehen diese Stürme dann in die südliche Richtung. Sie bewegen sich dabei zuerst über das Chryse Planitia, erreichen anschließend das Xanthe Terra und überqueren dann den östlichen Bereich der am Marsäquator gelegenen Valles Marineris. Von dort aus bewegen sie sich bis zu dem Impaktbecken Aryre Planitia und dem westlich davon gelegenen Aonia Terra auf der südlichen Hemisphäre. Bedingt durch die jahreszeitlich bedingten klimatischen Veränderungen auf dem Mars treten solche dem Acidalia Storm Track folgenden Stürme etwa alle zwei Jahre speziell während der Zeit des auf der südlichen Hemisphäre beginnenden Frühlings auf.

In dem Zeitraum zwischen dem 9. und dem 15. März 2015 registrierte die MARCIE-Kamera – ein weiteres der insgesamt sieben Instrumente an Bord des NASA-Marsorbiters MRO, welches speziell für die Beobachtung des globalen Wetters auf unserem Nachbarplaneten ausgelegt ist – im Bereich der nördlichen Marshemisphäre eine deutlich zunehmende Aktivität von diversen Staubsturmgebieten. Speziell ein größeres Sturmgebiet, welches sich im Grenzbereich der Regionen Acidalia Planitia, Chryse Planitia und Tempe Terra entwickelte, zog dabei in die südliche Richtung und überquerte – dem besagten Acidalia Storm Track folgend – zunächst die Hochebenen Lunae Planum und Xanthe Terra, bevor es sich ab dem 11. März über den Valles Marineris langsam auflöste.
Weitere lokal begrenzte Sturmgebiete wurden in dem Beobachtungszeitraum zudem über der nördlichen Hemisphäre des Mars über dem Tempe Terra, dem Amazonis Planitia und nordwestlich von Arabia Terra registriert. Des weiteren wurde über der Südhemisphäre im Bereich des Terra Cimmeria ein moderates Sturmgebiet beobachtet, welches sich im Verlauf von mehreren Tagen in die Nähe der südlichen Polarkappe des Mars bewegte. Über dem Meridiani Planum – dem Operationsgebiet von Opportunity – und über dem Gale-Krater – hier agiert der Rover Curiosity – war der Himmel dagegen relativ staubarm und über Entfernungen von mehreren hundert Kilometern frei von Sturmaktivitäten.

Ist Opportunity ein Rover, dessen Zeit abgelaufen ist?
Eine deutlich größere Gefahr für die weitere Fortsetzung der – nicht nur ausschließlich aus wissenschaftlicher Sicht, sondern auch in Bezug auf das Interesse der Öffentlichkeit überaus erfolgreichen Mission des Marsrovers Opportunity – als lösbare technische Probleme oder ’schlechtes Wetter‘ findet sich dagegen derzeit anscheinend – wieder einmal – auf dessen Heimatplaneten.

Wie jedes Jahr üblich wird derzeit in den USA über das NASA-Budget für das anstehende Fiskaljahr 2016 verhandelt. In einer diesbezüglichen Anhörung in einem Unterausschuss des US-Senats stellte der NASA-Administrator Charles Bolden am 12. März 2015 die von ihm angedachte Finanzplanung vor. Trotz einer bewilligten Aufstockung der Finanzmittel des Gesamtbudgets der NASA um 2,9 Prozent ist dabei von Charles Bolden keine Bewilligung weitere Finanzmittel für die Opportunity-Mission vorgesehen. Auch die Mission des seit dem 23. Juni 2009 in einer Mondumlaufbahn befindlichen Mondorbiters Lunar Reconnaissance Orbiter soll laut dieser Präsentation eingestellt werden.

Diese Planung steht in einem deutlichen Widerspruch zu einer erst im Sommer 2014 durchgeführten NASA-Studie – der Planetary Science Senior Review, in deren Verlauf alle zwei Jahre die verschiedenen planetaren Missionen der NASA bezüglich ihres wissenschaftlichen Nutzens in Relation zu dem damit verbundenen finanziellen Aufwand eingestuft werden. Beide Missionen wurden dabei im Jahr 2014 als „Exzellent“ beziehungsweise „Sehr gut“ bewertet.

Auf diesen Widerspruch von dem republikanischen US-Senator Cory Gardner angesprochen antwortete Charles Bolden: „Wir können nicht weiterhin Instrumente nutzen und Missionen fortsetzen, deren Zeit abgelaufen ist. Unter diesen Voraussetzungen kann ich keine weitere Missionen wie zum Beispiel die 2016 zu startende Marsmission InSight umsetzen… Ich muss Entscheidungen treffen.“

Charles Bolden befindet sich hier in einem sich deutlich abzeichnenden Konflikt mit der Abteilung für Planetare Forschung der NASA, deren Mitarbeiter eine Weiterfinanzierung der Mission des Marsrovers Opportunity ausdrücklich befürworten. Und auch aus den Reihen der unmittelbar in die Mission involvierten Wissenschaftler und der Mitarbeiter des JPL sind vermehrt kritische Stimmen zu vernehmen, welche auch deutlich auf einer erst kürzlich auf einer in der vergangenen Woche im US-Bundesstaat Texas durchgeführten Fachkonferenz geäußert wurden.

Erst die kommenden Monate werden zeigen, ob die für den Weiterbetrieb von Opportunity benötigten Finanzmittel aufgetrieben werden können. Diese belaufen sich übrigens aktuell auf eine für die Umsetzung einer interplanetaren Mission eher geringe Summe von 16 Millionen US-Dollar pro Jahr. Einen weiterführenden Bericht hierzu – verfasst von Casey Dreier – finden Sie in englischer Sprache auf der Internetseite der Planetary Society.

Bis zum heutigen Tag – dem gerade beginnenden Sol 3967 seiner Mission – hat der Rover Opportunity rund 42.172 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei 201.717 Aufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre des „Roten Planeten“ aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am JPL übermittelt. Bereits in Kürze wird der Rover die noch fehlenden Meter zurücklegen, welche jetzt noch für die Bewältigung der symbolträchtigen Marathondistanz von 42.195 Metern fehlen.

• Opportunity erreicht den Gipfel des Cape Tribulation (10. Januar 2015)
• Opportunity: Weiterfahrt auch ohne Flash-Speicher (20. Dezember 2014)
• Marsrover Opportunity ist wieder auf Südkurs (16. November 2014)
• Opportunity: Speicherformatierung war erfolgreich (21. September 2014)
• Opportunity: Formatierung des Flash-Speichers nötig (30. August 2014)
• Marsrover Opportunity stellt neuen Streckenrekord auf (30. Juli 2014)

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

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 der Marsorbiter den an dieser 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).

Am 16. Dezember 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.699 den nördlichen Bereich des „Nili Fossae“ und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 18 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 24 Grad nördlicher Breite und 75 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Grabenbruchsystem der Nili Fossae
Bei den Nili Fossae (zu deutsch die ‚Gräben des Nil‘) handelt es sich um ein ausgedehntes Grabenbruchsystem, welches sich am nordöstlichen Rand der Marsebene Syrtis Major befindet. Diese Hochebene wurde erstmals von dem niederländischen Naturforscher Christiaan Huygens, einem der führenden Physiker und Mathematiker des 17. Jahrhunderts, registriert. Bei der Beobachtung unseres äußeren Nachbarplaneten entdeckte dieser im Jahr 1659 eine dunkle, dreieckige Zone in der Äquatorregion des Mars, welche er mit dem Namen Syrtis Major belegte. Im Verlauf seiner weiteren Beobachtungen berechnete Christiaan Huygens die Eigenrotation des Mars aufgrund der Positionsveränderungen von Syrtis Major auf einen Wert von 24,5 Stunden. In Anbetracht der damaligen eher einfachen Beobachtungsmittel ist dieses Ergebnis durchaus bemerkenswert – mit Hilfe moderner Beobachtungsmethoden konnte die Rotationsperiode des Mars in der Neuzeit auf einen Wert von 24 Stunden, 37 Minuten und 22 Sekunden festgelegt werden.

Südöstlich der Nili Fossae befindet sich das Isidis-Impaktbecken. Das aus mehreren Grabenbrüchen bestehende Nili Fossae, welches in seiner Gesamtheit eine Länge von rund 670 Kilometern aufweist, verläuft fast parallel zu dem nordwestlichen Rand dieses etwa 1.200 Kilometer durchmessenden Einschlagbeckens, wobei die einzelnen Gräben ein konzentrisches Muster bilden. Eine von den Planetenwissenschaftlern favorisierte Theorie geht davon aus, dass die Entstehung des Nili Fossae unmittelbar mit dem Impakt in Zusammenhang steht, welcher für die Bildung des Isidis-Bassins verantwortlich war.

Das Grabenbruchsystem der Nili Fossae zeichnet durch seine halbkreisförmige Krümmung den nordöstlichen Rand dieses Einschlagsbeckens nach. Es handelt sich somit um Brüche in der Marskruste, welche unmittelbar nach dem Isidis-Impakt als Folge der Setzungsbewegungen in der Planetenkruste durch Dehnungsspannungen entstanden sind. Als das mehrere Kilometer tiefe Isidis-Becken durch die Auflast von schweren, eisenreichen Lavamassen weiter abgesenkt wurde, kam es im Kraterrand zu starken Dehnungsspannungen und einem Aufbrechen der Kruste. Ähnliche Spannungsbrüche sind auf der gegenüberliegenden Seite des Einschlagsbeckens in Form der Amenthes Fossae, sozusagen dem ‚Gegenstück‘ der Nili Fossae, erkennbar.

Das Isidis Planitia war als Landstelle für den von der Raumsonde Mars Express mitgeführten Marslander Beagle 2 vorgesehen, deren Schicksal jedoch seit dem Abtrennen von dem Orbiter am 19. Dezember 2003 ungewiss war. Erst kürzlich gelang es, den Lander auf Aufnahmen zu entdecken, welche die an Bord des NASA-Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) befindliche HiRISE-Kamera angefertigt hat (Raumfahrer.net berichtete).

Das Isidis Planitia ist zum einen von dem intensiven Vulkanismus geprägt, der in dessen Frühzeit weite Oberflächenbereiche auf unserem Nachbarplaneten umgestaltete. Zum anderen dürften dort aus ehemaligen Flusstälern abgelagerte Sedimente anzutreffen sein, welche von fließendem Wasser bis in die Niederungen des Beckens transportiert wurden. Die von verschiedenen Marsorbitern mitgeführten Instrumente haben in den vergangenen Jahren gezeigt, dass die Mineralogie des Isidis Planitia sehr vielseitig ist. Aber auch das Nili Fossae kann mit einigen Besonderheiten aufwarten.

Eine vielfältige Mineralogie und Spuren von Methan
Im Jahr 2008 gelang so zum Beispiel mit einem weiteren Instrument des Marsorbiters MRO – bei dem betreffenden Instrument handelt es sich um das CRISM-Spektrometer (kurz für „Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars“), einem bildgebenden Spektrometer für die Erkennung von Mineralen auf der Marsoberfläche – im Bereich des Nili Fossae der Nachweis eines Karbonatvorkommens. Es wird vermutet, dass sich die dort befindlichen Carbonate im Rahmen einer Serpentinisierung bei einer lokal begrenzten chemischen Reaktion von olivinhaltigen Gesteinen mit kohlensäurehaltigem Wasser gebildet haben.

Des weiteren gelang in der Vergangenheit der Nachweis von Tonmineralen – sogenannten Phyllosilikaten, in deren Kristallstruktur Wassermoleküle eingebaut sind – und von amorphen Silikaten. Im Verlauf der Marsgeschichte wandelten sich die Minerale der ursprünglich dort vorhandenen Gesteine durch den Einfluss von Wasser immer wieder um. Dieses Wasser floss vermutlich nicht nur direkt über die Marsoberfläche, sondern wirkte in Form von vulkanisch erwärmten, hydrothermalen Lösungen auch in Hohlräumen unter der Oberfläche, wo es durch Spalten zirkulierte. Die diversen unterschiedlichen Minerale, welche in dieser Landschaft identifiziert wurden, machten die Nili Fossae in den letzten Jahren zu einem wichtigen Ziel für die Untersuchungen der verschiedenen Marsorbiter, welche hierzu mit verschiedenen Spektrometern ausgestattet sind.

Das Nili Fossae hat sich in der Vergangenheit aber noch aus einem anderen Grund als interessant für die Planetenforscher erwiesen. Anfang des Jahres 2003 gelang einem von Dr. Michael Mumma vom Goddard Space Flight Center (GSFC) der NASA geleitetem Team der Nachweis von geringen Mengen an Methan in der Marsatmosphäre. Diese Messungen, welche mittels spektroskopischer Untersuchungen unter der Verwendung verschiedener irdischer Großteleskope gelangen, konnte im Jahr 2004 durch Messungen von Mars Express bestätigt werden (Raumfahrer.net berichtete).

Die Messungen deuteten darauf hin, dass das Methan zum Messzeitpunkt nicht gleichmäßig in der Atmosphäre verteilt war. Vielmehr konzentrierte es sich auf eine 2.500 Kilometer durchmessende Region in der Nähe des Marsäquators. Laut den Berechnungen der beteiligten Wissenschaftler wurden dabei in den Regionen Terra Sabaea, Syrtis Major und Nili Fossae etwa 19.000 Tonnen des Gases freigesetzt. Die Freisetzung des Methan muss dabei erst kurz zuvor erfolgt sein, denn unter den in der Marsatmosphäre vorherrschenden Bedingungen wird dieses Gas relativ schnell unter anderem durch die fast ungehindert auf den Planeten einfallende UV-Strahlung in seine einzelnen chemischen Bestandteile zerlegt. Auch die auf der Marsoberfläche anscheinend weitläufig vorhandenen Perchlorate sind durch ihre aggressiven Eigenschaften für den relativ schnell erfolgenden Abbau von organischen Verbindungen – und somit auch für den Abbau von Methan – verantwortlich.

Tritt auf dem Mars Methan in erhöhter Konzentration auf, so sollte dies ein Hinweis darauf sein, dass dort eine ‚Quelle‘ existiert, welche regelmäßig neues Methan an die Atmosphäre abgibt. Hierfür denkbar sind hier zum einen verschiedene geologische Prozesse wie zum Beispiel die Reste einer vulkanischen Aktivität in der Marskruste. Methan entsteht auf der Erde – als Stoffwechselprodukt von Organismen – aber auch auf rein biologischem Weg. Ein biologischer Ursprung für das Methan auf dem Mars ist zwar eine reine Spekulation, kann allerdings auch nicht endgültig ausgeschlossen werden. Erst kürzlich gelang auch dem Marsrover Curiosity der Nachweis von geringen Mengen an Methan (Raumfahrer.net berichtete).

Wasserdampfexplosionen
Auf den Aufnahmen, welche der Orbiter Mars Express am 16. Dezember 2014 anfertigte, ist ein Teilbereich des am weitesten im Osten gelegenen bogenförmigen Grabens der Nili Fossae zu erkennen, der über eine Breite von rund 20 Kilometern und über eine Tiefe von etwa 1.000 Metern verfügt. Die Abhänge, welche dieses Tal begrenzen, sind auffallend steil und geben ihm ein kastenförmiges Profil. Stellenweise sind in den Abhängen zudem einzelne Schichtungen im Gestein erkennbar.

Die Hochfläche ist dagegen von mehreren Senken geprägt, von denen manche in Verbindung mit dem Hauptgraben stehen. Diese Formationen erinnern an Täler mit einer rückschreitenden Erosion. Die rückschreitende Erosion wird in solchen Tälern durch Grundwasser verursacht, welches unter der Geländekante am hinteren Talende austritt. Die dadurch entstehenden Hohlräume stürzen ein und das erodierte Material wird durch fließendes Wasser entlang des Talverlaufs abtransportiert. So schneidet sich die Wasserquelle mit dem immer länger werdenden Tal langsam in das bestehende Plateau ein.

In den rechten Bildhälften der verschiedenen Draufsichten ist ein großer Impaktkrater mit einem Durchmesser von etwa 55 Kilometern sichtbar, in dessen Inneren sich eine rund zweihundert Meter tiefe Kuhle befindet. Diese Kuhle ist von einem Ring aus Material umgeben, welches offensichtlich aus dieser Vertiefung stammt. Die Entstehung dieser Struktur, so die Marsforscher, lässt sich mit einer Wasserdampfexplosion erklären. Bei dem Impakt, durch den dieser Krater entstand, wurde Wärmeenergie freigesetzt, durch welche im Untergrund befindliches Wasser oder Eis schlagartig erhitzt wurde und verdampfte. Der Wasserdampf dehnte sich aus und es kam zu einer unterirdischen Explosion, deren Energie sich ihren Weg in Richtung Planetenoberfläche bahnte. Im Rahmen eines solchen Prozesses wird die Kruste zerrüttet, teilweise sogar durchbrochen und ein solches Loch verursacht. Eine große Menge des durchstoßenen Gesteins wird nach oben geschleudert und anschließend wieder in der Umgebung abgelagert.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Nili Fossae wurde aus dem senkrecht auf die Marsoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das nebenstehende 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-Bilder wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Nili Fossae finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, JPL, University of Arizona, University of Leicester.

Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express erreichte den äußeren Nachbarplaneten der Erde am 25. Dezember 2003. Seitdem untersucht dieser Orbiter die Oberfläche und die Atmosphäre des Mars sowie dessen beiden Monde Phobos und Deimos mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten.

Durch die Auswertung der dabei gewonnenen Daten ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in die Entwicklungsgeschichte des Mars. Aufgrund der Vielzahl der daraus resultierenden Erkenntnisse über dessen Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und des guten technischen Zustandes der Raumsonde wurde die Mars Express-Mission erst kürzlich bis zum Jahr 2018 verlängert (Raumfahrer.net berichtete).

Der Marslander Beagle 2
Weniger Glück war dagegen der von Mars Express mitgeführten Landeeinheit Beagle 2 beschert. Dieser lediglich 57 Kilogramm wiegende Marslander wurde am 19. Dezember 2003 von seiner ‚Muttersonde‘ abgekoppelt. Nach einem sechstägigen Flug sollte der Lander am Morgen des 25. Dezember gegen 04:00 MEZ im Bereich des knapp nördlich des Marsäquators gelegenen Einschlagsbeckens Isidis Planitia die Marsoberfläche erreichen und die Umgebung seines Landeplatzes anschließend mit verschiedenen Instrumenten und Sensoren untersuchen.

Allerdings warteten die für die Überwachung von Beagle 2 verantwortlichen Mitarbeiter der ESA an diesem Morgen vergeblich auf den Eingang eines Signals, welches die erfolgreiche Landung bestätigen sollte. Auch die in den folgenden Tagen und Wochen wiederholt erfolgenden Versuche einer Kontaktaufnahme blieben erfolglos. Schließlich wurde die Mission Beagle 2 am 6. Februar 2004 von der ESA als verloren erklärt. Eine daraufhin eingerichtete Untersuchungskommission konnte mangels Daten keinen Grund für den Verlust der Mission ermitteln.

Da – wie geplant – während des Landeanfluges kein Funkkontakt zwischen dem Kontrollzentrum auf der Erde und der Landeeinheit bestand und somit auch keine Telemtriedaten zur Verfügung standen, war unklar, ob der Lander die Marsoberfläche ‚in einem Stück‘ erreicht hatte oder während der Landung vielleicht zerschellt war. Auch ein Verglühen in der Marsatmosphäre konnte nicht ausgeschlossen werden. In den folgenden Jahren wurden die hochauflösenden Kamerasysteme von verschiedenen Marsorbitern dazu genutzt, um nach den Überresten von Beagle 2 zu suchen. Aber auch diese Bemühungen blieben erfolglos. Beagle 2 blieb ‚verschollen‘.

Dies hat sich jetzt – mehr als elf Jahre nach dem Tag der Landung – jedoch geändert.

Die Suche war schließlich doch noch erfolgreich…
Seit dem März 2006 befindet sich die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene und mit sechs wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattete Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht dabei mit ihren Aufnahmen unter optimalen Bedingungen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel.

Bei passenden Gelegenheiten wurde von dieser Kamera in den vergangenen Jahren auch immer wieder die für Beagle 2 vorgesehene Landezone im Bereich des Isidis Planitia abgebildet. Allerdings verfügt diese Zone mit einer Ausdehnung von 170 x 100 Kilometern über eine Fläche von rund 17.000 Quadratkilometern. Die Hauptkamera des MRO kann dagegen pro Aufnahme normalerweise nur eine Fläche von lediglich rund 50 Quadratkilometern abbilden. Da der MRO die Region Isidis Planitia nur gelegentlich überfliegt und zudem nicht genau bekannt war, an welcher Stelle der Lander die Oberfläche exakt erreicht hat, waren die Bemühungen zunächst erfolglos. Zusätzlich erschwert wurde diese Suche auch durch die geringen Abmessungen, über welche Beagle 2 verfügt. Selbst mit voll entfalteten Solarpaneelen würde der Lander lediglich knapp zwei Meter durchmessen und somit auf den HiRISE-Aufnahmen nur schwer erkennbar sein.

…Dank der Hilfe eines Außenstehenden
Trotz der somit nur geringen Erfolgsaussichten setzte das Team der HiRISE-Kamera seine Suche fort. Dabei konnte man auch auf die Mitarbeit der interessierten Öffentlichkeit zählen. Seit dem Januar 2010 besteht auch für nicht direkt in die Mission eingebundene Personen – egal ob Studenten, Wissenschaftler oder einfach nur ‚interessierte Laien‘ – die Möglichkeit, Vorschläge für zukünftige Beobachtungsziele der HiRISE-Kamera abzugeben. Hierzu muss ein Vorschlag für eine abzubildende Region auf dem Mars eingereicht und kurz begründet werden. Sofern sich dieser Vorschlag mit den gegebenen technischen Möglichkeiten und den wissenschaftlichen Zielsetzungen der HiRISE deckt – die abzubildende Region sollte so zum Beispiel nicht bereits schon zuvor mehrfach abgebildet sein und auch die zukünftigen Orbitparameter des MRO müssen genauso stimmen wie die Beleuchtungsverhältnisse auf der Marsoberfläche während einer möglichen Aufnahme – werden diese Vorschläge dann eventuell in das zukünftige ‚Arbeitsprogramm‘ der HiRISE eingebunden.

„Hierdurch wird Studenten und anderen Interessierten die Möglichkeit gegeben, aktiv an der Erforschung des Mars teilzunehmen“, so Rich Zurek, der Projektwissenschaftler der MRO-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien.
Michael Croon aus Trier, ein ehemaliger Mitarbeiter des für die Kontrolle des Marsorbiters Mars Express zuständigen Operationsteams, hat das HiWish-Projekt dazu genutzt, um eine Aufnahme vorzuschlagen, welche der Suche nach dem verschollenen Lander Beagle 2 dienen sollte. Auf der entsprechenden Aufnahme, welche am 28. Februar 2013 angefertigt wurde, war tatsächlich eine Struktur erkennbar, bei der es sich um den gesuchten Lander handeln könnte.

„Der Kontrast in dieser Aufnahme war jedoch sehr gering und es war schwierig, dort etwas Genaueres zu erkennen“, so Alfred McEwen, der wissenschaftliche Projektleiter des HiRISE-Kameraexperiments von der University of Arizona. Auf weiteren Aufnahmen dieser Region, angefertigt am 29. Juni 2014 und am 15. Dezember 2014, war schließlich ein heller Fleck erkennbar, welcher sich ‚zu bewegen‘ schien. Die entsprechenden Aufnahmen wurden anschließend von Mitarbeitern des HiRISE-Teams, des JPL und des Beagle 2-Teams weiter ausgewertet.
„Das ist Beagle 2„, ist sich Alfred McEwen sicher. Dieser Meinung schließt sich auch Tim Parker, Geologe und Marsforscher am JPL an, der sowohl an der Planung der Suchkampagne als auch an der Bearbeitung der dabei erstellten Aufnahmen beteiligt war. „Ich habe die Aufnahmen sorgfältig ausgewertet und bin davon überzeugt, dass wir es hier mit Beagle 2-Hardware zu tun haben.“
Die Veränderungen auf den Aufnahmen resultieren demzufolge aus der blütenförmigen Anordnung der Solarzellen, welche den Lander nach ihrer Entfaltung mit Energie versorgen sollten. Durch veränderte Sonnenstände und unterschiedliche Aufnahmewinkel wird das Sonnenlicht jeweils von einem anderen Sonnenkollektor in Richtung des Marsorbiters reflektiert. Dieser Effekt wird zusätzlich dadurch verstärkt, dass sich Beagle 2 auf einem leicht abschüssigen Untergrund befindet.

„Wir sind sehr glücklich jetzt zu wissen, dass Beagle 2 den Mars erreicht hat“, so Alvaro Giménez, der bei der europäischen Weltraumagentur für den Bereich „Wissenschaft und robotische Exploration“ verantwortliche Direktor. „Diese Hingabe, mit der verschiedene Teams versucht haben, den Lander auf den hochaufgelösten Bildern zu entdecken, ist inspirierend.“

„Dass wir über das Schicksal von Beagle 2 überhaupt nichts wussten hat bei uns ein nagendes Gefühl verursacht“, so Rudolf Schmidt, der zu diesem Zeitpunkt für die Mission Mars Express verantwortliche Projektmanager der ESA. „Jetzt zu sehen, dass es der Lander tatsächlich bis auf die Oberfläche geschafft hat, ist eine hervorragende Neuigkeit.“

Die Mission von Beagle 2 wäre fast erfolgreich gewesen
In der unmittelbaren Umgebung der Landestelle sind zudem die Überreste des Landefallschirms sowie der Schutzabdeckung des Landers erkennbar. Durch die Auswertung dieser HiRISE-Aufnahmen lassen sich auch erste Aussagen darüber tätigen, was am Morgen des 25. Dezember 2003 auf dem Mars passiert ist. Die Aufnahmen belegen, dass der Lander die kritische Phase des Eintritts in die Marsatmosphäre und deren Durchquerung ebenso gut überstanden hat wie die anschließende Landung. Beagle 2 hat die Oberfläche unseres Nachbarplaneten offenbar unbeschadet erreicht und dabei das Zentrum der angepeilten Landezone um lediglich rund fünf Kilometer ‚verfehlt‘. Alleine diese ‚Punktlandung‘ , welche bei 11,5 Grad nördlicher Breite und 90,4 Grad östlicher Länge erfolgte, stellt einen durchaus beachtlichen Erfolg dar.

Allerdings scheinen sich anschließend lediglich zwei der Solarpaneele des Landers komplett entfaltet zu haben. Ohne vollständige Energieversorgung und zusätzlich durch die nicht gänzlich ausgefahrenen Solarzellenausleger beeinträchtigt, welche sich vermutlich in einer direkten Linie zwischen der Kommunikationsantenne des Landers und dem in der Marsumlaufbahn operierenden Orbiter befanden, war es dem Lander jedoch nicht möglich, eine Funkverbindung mit dem Orbiter Mars Express zu etablieren oder auf die Kommunikationsversuche seines Kontrollzentrums zu reagieren.

Erste Vermutungen gehen dahin, dass für die nicht vollständig erfolgte Entfaltung eventuell die Landeairbags verantwortlich gewesen sein könnten. Das Airbag-System sollte den mit einer Geschwindigkeit von etwa 50 bis 60 Kilometern pro Stunde auf den Marsboden auftreffenden Lander während des Aufpralls schützen. Eventuell haben diese Airbags sich nach der Landung nicht wie vorgesehen von der Landeeinheit gelöst. Auf den HiRISE-Aufnahmen finden sich Hinweise auf die Lage und Position dieser Airbags. Allerdings, so die beteiligten Wissenschaftler, werden weitere Aufnahmen benötigt, um diese Daten bestätigen zu können.

Somit scheint sich nach mehr als elf Jahren doch noch herauszustellen, dass die Mission von Beagle 2 zumindestens als Teilerfolg bezeichnet werden kann. Leider war es der ‚treibenden Kraft‘ hinter dieser Mission, dem Prof. Colin Pillinger von der Open University in Milton Keynes/England, nicht mehr vergönnt, diesen Teilerfolg zu verfolgen. Colin Pillinger verstarb bereits am 7. Mai 2014. Ebenfalls im Jahr 2014 verstarben zwei weitere in leitenden Funktionen für die Beagle 2-Mission tätige Mitarbeiter – Professor George Fraser von der University of Leicester/England und Professor David Barnes von der Aberystwyth University/Wales.

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Berichte der Untersuchungskommission zum Verlust von Beagle 2:

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: NASA, ESA, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, CIOC, The Planetary Society, Wikipedia.

Eigentlich handelt es sich bei dem bereits am 3. Januar 2013 von dem australischen Astronomen Robert H. McNaught entdeckten Kometen „C/2013 A1 (Siding Spring)“ um einen eher unspektakulären Kometen, welcher derzeit eine scheinbare Helligkeit von lediglich etwa 10,5 bis 11 mag erreicht. Für eine erfolgreiche Beobachtung ist also ein leistungsstarkes Teleskop nötig. Erschwert wird eine solche Beobachtung zudem durch die Position, welche der Komet von Mitteleuropa aus betrachtet derzeit am Himmel einnimmt. Er bewegt sich gegenwärtig zwischen den Sternbildern Schütze und Skorpion und befindet sich somit am abendlichen Himmel nur sehr tief über dem südlichen Horizont. Für Amateurastronomen stellt der Komet Siding Spring somit kein verlockendes Beobachtungsziel dar.

Vollkommen anders gestaltet sich die Situation dagegen für die professionellen Astronomen und Wissenschaftler, deren Augenmerk zur Zeit mit wachsender Spannung auf den Kometen Siding Spring gerichtet ist. Der Grund hierfür ist die Bahn, auf der sich dieser Komet gegenwärtig durch das innere Sonnensystem bewegt.

Kometen sind Überreste aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems, welche sich auf elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. Die langperiodischen Kometen, zu denen auch C/2013 A1 (Siding Spring) zählt, entstammen der sogenannten Oortschen Wolke – einem Bereich des äußersten Sonnensystems, welcher vermutlich die Heimat von mehreren 100 Milliarden Kometen darstellt. Weit entfernt von der Sonne haben sich die dort befindlichen Kometen seit der Geburtsstunde unseres Sonnensystems kaum verändert. Durch gravitative Störungen werden die Umlaufbahnen der dortigen Kometen allerdings gelegentlich verändert, wodurch einige von ihnen in das innere Sonnensystem abgelenkt werden können. Die dabei erreichten Umlaufperioden dieser Kometen können dann von einigen zehntausend Jahren bis hin zu mehreren Millionen Jahren betragen.

Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle‘ bezeichneten Objekte jedoch fernab der Sonne als kalte, nahezu unveränderliche Brocken aus Eis, Staub und gefrorenen Gasen. Erst wenn sich ein Komet auf seiner langgezogenen Umlaufbahn der Sonne bis auf eine Entfernung von etwa fünf Astronomischen Einheiten – dies entspricht in etwa 750 Millionen Kilometern – nähert, setzt eine zunächst langsam ablaufende Verwandlung ein.

Aufgrund der steigenden Temperaturen sublimieren die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns – in erster Linie handelt es sich dabei um gefrorenes Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak – und entweichen mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staub mit sich. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch ein ‚Schweif‘, welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Allerdings sind die dabei ablaufenden Prozesse längst noch nicht bis ins letzte Detail verstanden. Welche Faktoren setzen diesen Ausstoß von Gas und Staub in Gang? Wie entwickelt sich die Aktivität? Und welche Prozesse auf der Oberfläche und im Inneren des Kometenkerns spielen dabei welche Rolle? Durch die Untersuchung des Kometen Siding Spring erhoffen sich die Wissenschaftler Antworten auf einige dieser Fragen. Hierbei kommt ihnen ein Zufall zu Hilfe.

Der Mars bekommt Besuch
Am Abend des 19. Oktober 2014 wird der Komet C/2013 A1 (Siding Spring) auf seinem Weg durch das innere Sonnensystem den äußeren Nachbarplaneten der Erde – den Mars – um 20:27 MESZ in einer Entfernung von lediglich 139.500 Kilometern passieren. Dies entspricht weniger als einem Drittel der Entfernung, welche zum Beispiel den Mond von der Erde trennt. Bei diesem Ereignis handelt es sich zugleich um die engste jemals beobachtete Passage eines Kometen an einem Planeten.

Zum Vergleich: Die dichtste jemals beobachtete Passage eines Kometen an der Erde erfolgte in einer Entfernung von etwa 2,2 Millionen Kilometern. Allerdings standen den Astronomen damals – diese Passage des Kometen Lexell erfolgte bereits am 1. Juli 1770 – nur sehr begrenzte Möglichkeiten zur Beobachtung dieses Himmelskörpers zur Verfügung.

Ganz anders gestaltet sich die Situation allerdings in der Gegenwart. Trotz der großen Entfernung von rund 240 Millionen Kilometern, in der sich der Komet derzeit von der Erde befindet, kann dieser sowohl mit erdgestützten Großteleskopen als auch mit verschiedenen Weltraumteleskopen eingehend untersucht werden. Ein nochmals deutlich besserer Blick auf Siding Spring bietet sich für die Wissenschaftler dagegen direkt vom Mars aus. Gegenwärtig befinden sich gleich fünf aktive Orbiter in Umlaufbahnen um unseren Nachbarplaneten. Außerdem sind zwei Rover auf der Marsoberfläche aktiv. Diesen Marsorbitern und -rovern bietet sich die einzigartige Gelegenheit, dieses seltene Schauspiel ganz aus der Nähe zu verfolgen. In den kommenden Tagen sollen deshalb die Messinstrumente, mit denen die ‚Mars-Kundschafter‘ ausgestattet sind, dazu genutzt werden, um den Kometen Siding Spring eingehender zu untersuchen.

Der Komet ist derzeit mit einer mehrere zehntausend Kilometer durchmessenden Koma umgeben. Es wird erwartet, dass während der Passage des Kometen Gaspartikel und Staubteilchen aus der Koma und dem Schweif des Kometen in die Marsatmosphäre eintreten und dabei mit dieser interagieren. Außerdem erhoffen sich die Wissenschaftler Erkenntnisse über den vermutlich nur wenige Kilometer durchmessenden Kern des Kometen.

Geplante Untersuchungen der NASA
Die beiden von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsrover Opportunity und Curiosity werden so zum Beispiel versuchen, mit ihren Kameras Aufnahmen des Kometen anzufertigen. Obwohl die dichteste Annäherung des Kometen von diesen beiden Rovern aus betrachtet während des Tages erfolgt erscheint diese Absicht erfolgversprechend. Der Komet soll – vom Mars aus betrachtet – eine Helligkeit von bis zu minus sechs Magnitude erreichen. Damit wäre er heller als der Planet Venus, der – von der Erde aus betrachtet – eine Helligkeit von bis zu -4,6 mag erreichen kann. Außerdem soll von diesen beiden Rovers der Nachthimmel über den jeweiligen Operationsgebieten abgebildet werden. Auf diesen Aufnahmen, so die Erwartungen der beteiligten Wissenschaftler, sind dann eventuell Meteore zu erkennen, bei denen es sich um in die Marsatmosphäre eintretende Staubteilchen des Kometen handeln könnte.

Die besten Aufnahmen des Kometen Siding Spring sind allerdings von der HiRISE-Kamera, einem der sechs wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) zu erwarten. Dieser ebenfalls von der NASA betriebene Marsorbiter konnte zuletzt im Herbst 2013 den Kometen C/2012 S1 (ISON) abbilden, welcher sich zu diesem Zeitpunkt in einer Entfernung von etwa 11 Millionen Kilometern zum Mars befand. Auch die ebenfalls auf dem MRO befindlichen, allerdings deutlich niedriger auflösenden Kamerasysteme CTX, MARCIE und MCS sollen zur Abbildung der Koma des Kometen genutzt werden.

Weitere Daten soll zudem das CRISM-Spektrometer (kurz für „Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars“) des MRO liefern. Das CRISM ist ein abbildendes Spektrometer, welches eigentlich für die Untersuchung von auf der Marsoberfläche abgelagerten Mineralien ausgelegt ist. Allerdings – so die Erwartung der Marsforscher – sollte dieses Instrument auch in der Lage sein, Informationen über die in der Koma und dem Schweif von Siding Spring enthaltenen Gas- und Staubpartikel zu liefern.

„Mit etwas Glück werden wir die Verteilung der verschiedenen Gase messen können und zudem auch etwas über die Natur des Staubes lernen“, so David Humm vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland, einer der am CRISM-Spektrometer beteiligten Wissenschaftler.

Auch der NASA-Marsorbiter Mars Odyssey, welcher sich bereits seit dem 24. Oktober 2001 in einer Marsumlaufbahn befindet und somit der derzeit ‚dienstälteste‘ Marsorbiter ist, wird seine zwei noch einsatzfähigen Instrumente nutzen, um zusätzliche Daten über die Koma des Kometen zu gewinnen.
Bei dem dritten für die Untersuchung von Siding Spring einzusetzenden NASA-Orbiter handelt es sich um die auf die Untersuchung der Marsatmosphäre spezialisierte Raumsonde MAVEN, welche den Mars erst am 22. September 2014 erreicht hat. Derzeit befindet sich die Raumsonde noch in einer „Check-Out-Phase“, in deren Verlauf der allgemeine Zustand überprüft und die Einsatzfähigkeit der Instrumente bestätigt werden soll. Sofern dabei keine unvorhergesehenen Probleme auftreten sollen auch drei der insgesamt acht Instrumente von MAVEN genutzt werden, um den Kometen und speziell dessen Interaktion mit der Marsatmosphäre zu untersuchen. Mit einem abbildenden UV-Spektrometer sollen dabei Spektraldaten des Kometen gewonnen werden. Außerdem soll MAVEN ermitteln, ob und – wenn ja – in welchem Umfang Methan und Wasserstoff von dem Kometen in die Marsatmosphäre transferiert wird und ob sich durch diese Prozesse deren Zusammensetzung verändert.

Europa hat ebenfalls einen Logenplatz
Ein weiterer ‚Veteran‘ in der derzeitigen Flotte der Marsorbiter ist die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express, welche sich bereits seit dem 25. Dezember 2003 in einer Umlaufbahn um den Mars befindet und unseren Nachbarplaneten seitdem mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten untersucht. Neben der High Resolution Stereo Camera soll in den kommenden Tagen unter anderem der Teilchendetektor ASPERA-3 eingesetzt werden. Dieses Instrument dient der Analyse der Wechselwirkung der Marsatmosphäre mit dem interplanetaren Medium und misst dabei geladene und ungeladene Teilchen in der Atmosphäre und der Umgebung unseres Nachbarplaneten.

„ASPERA-3 wird während des gesamten Vorbeifluges aktiv sein“, so Dr. Markus Fränz vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen/Niedersachsen. „Wir erwarten, dass sich der Kometenschweif und die Marsatmosphäre zum Teil vermischen werden.“ Die Wissenschaftler gehen aufgrund von Computersimulationen davon aus, dass der Komet Siding Spring während der Phase des Vorbeifluges an dem Mars pro Sekunde rund 100 Kilogramm fremden Materials in die Marsatmosphäre einbringen wird. „Diese geringen Teilchendichten machen die Messungen zu einer großen Herausforderung“, so Dr. Fränz weiter.

Dennoch erwarten die Wissenschaftler, dass sie verfolgen können, wie sich die Zusammensetzung der Marsatmosphäre durch das von dem Kometen freigegebene Material geringfügig verändern wird. Neben anderen Ionen und Molekülen müsste das ASPERA-Instrument zum Beispiel Wassermoleküle aufspüren können, welche in den obersten Schichten der Marsatmosphäre normalerweise nur in einem geringen Umfang vorkommen. Durch die ASPERA-3-Messungen sollen die Bestandteile des Kometenschweifs identifiziert werden. „Die Zusammensetzung des Schweifs von Siding Spring auf diese Weise zu entschlüsseln, liefert uns ein weiteres Puzzleteil zum Verständnis der Entstehung unseres Sonnensystems“, so Dr. Fränz.

Der indische Marsorbiter Mangalyaan
Bei dem fünften für die Untersuchung des Kometen „C/2013 A1 (Siding Spring)“ einzusetzenden Marsorbiters handelt es sich um die Raumsonde Mangalyaan, welche den Mars am 24. September 2014 und somit lediglich zwei Tage nach der Raumsonde MAVEN erreichte. Die Mars Orbiter Mission (kurz MOM) – so der offizielle Name dieser Mission – ist eine Raumsonde der indischen Raumfahrtbehörde ISRO.
Die Mars Orbiter Mission wird von der ISRO als ‚Technologiedemonstrations-Mission‘ bezeichnet, mit der nachgewiesen werden soll, dass Indien über das Wissen und die technischen Fähigkeiten verfügt, eine Raumsonde in den Orbit eines anderen Planeten zu entsenden. Vorlage für MOM war der indische Mondorbiter Chandrayaan-1, welcher den Mond unseres Heimatplaneten von November 2008 bis zum August 2009 umkreiste. MOM soll den Mars über einen Zeitraum von mindestens sechs Monaten umkreisen und dabei mit insgesamt fünf Instrumenten die Atmosphäre und das Wetter des Mars untersuchen. Als ‚wissenschaftliche Zugabe‘ erhoffen sich die indischen Wissenschaftler Erkenntnisse über den Verbleib des einstmals flüssigen Wassers auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten und über das eventuell in der Atmosphäre enthaltene Methan.

Die ISRO will den Kometen mit der an Bord des Orbiters befindlichen „Mars Color Camera“ abbilden und zudem Messungen bezüglich der in der Koma enthaltenen Gase durchführen. Die diesbezüglichen wissenschaftlichen Messungen sollen mit den Messungen des NASA-Orbiters MAVEN koordiniert werden.

„Jeder Komet ist ein wenig anders“, so Dr. Fränz. „Indem wir möglichst viele genau untersuchen, können wir uns ein immer besseres Bild von ihrem Entstehungsort machen.“ Die Untersuchung des Kometen C/2013 A1 (Siding Spring) bei seiner Marspassage könnte dabei helfen, die Natur dieser immer noch rätselhaften Himmelskörper weiter zu entschlüsseln. Besonders interessant ist dabei die Tatsache, dass der Komet Sinding Spring der erste durch Raumsonden untersuchte Komet sein wird, welcher direkt aus der Oortschen Wolke stammt.

Gefahr für die Raumsonden
Allerdings birgt diese dichte Begegnung zwischen dem Mars und dem Kometen C/2013 A1 (Siding Spring) für die Wissenschaftler nicht nur eine einmalige Gelegenheit für die Untersuchung des Kometen – sie beinhaltet zugleich auch ein gewisses Gefahrenpotential für die Marsorbiter. Hierfür verantwortlich sind die Staubpartikel, welche von der Oberfläche des Kometenkerns in das umgebende Weltall entweichen und dabei entlang der Kometenbahn einen sich langsam immer weiter ausdehnenden Staubschweif bilden.

Etwa 90 Minuten nach der dichtesten Annäherung des Kometenkerns an den Mars wird sich unser Nachbarplanet der Bahn des Kometen bis auf eine Entfernung von etwa 28.000 Kilometern nähern. Ungefähr zu diesem Zeitpunkt ist die Gefahr am größten, dass Staubpartikel des Kometen, welche sich dabei mit einer Geschwindigkeit von 56 Kilometern pro Sekunde relativ zum Mars und den ihn umkreisenden Raumfahrzeugen bewegen, mit den Orbitern kollidieren. Selbst diese normalerweise nur mikroskopisch kleinen und entsprechend massearmen Partikel könnten dabei aufgrund der hohen Aufprallgeschwindigkeiten zu ernsthaften Beschädigungen führen. Neben den empfindlichen Optiken der Messinstrumente sind dabei besonders die großflächigen, für die Energieversorgung benötigten Solarzellenausleger einem erhöhten ‚Trefferrisiko‘ ausgesetzt. Im schlimmsten Fall könnten solche Kollisionen zum Ausfall einer Raumsonde führen.

Modellrechnungen führten Ende des vergangenen Jahres zu dem Schluss, dass der Mars während der Kometenpassage pro Quadratmeter im Durchschnitt von einem Staubteilchen getroffen werden könnte. Für den ESA-Orbiter Mars Express, welcher selbst in einer optimalen Lageausrichtung immer noch eine ‚Angriffsfläche‘ von etwa drei Quadratmetern bietet, hätte dies zum Beispiel bedeutet, dass er von bis zu drei Staubteilchen getroffen werden könnte.
Um dieses Risiko so weit wie möglich zu minimieren haben die für die Steuerung der Raumsonden verantwortlichen Mitarbeiter der beteiligten Weltraumagenturen die Umlaufbahnen der Marsorbiter durch gezielte Schubmanöver so weit verändert, dass diese sich während der Phase der dichtesten Annäherung an den Staubschweif des Kometen auf der anderen Seite des Planeten befinden werden und den Mars dabei als eine Art ’natürlichen Schutzschild‘ nutzen. Der NASA-Orbiter MRO hat entsprechende Orbitkorrekturmanöver bereits am 2. Juli und am 27. August durchgeführt, Mars Odyssey am 5. August. Bei dem erst kürzlich eingetroffene Orbiter MAVEN erfolgte ein entsprechendes Orbitkorrekturmanöver am 9. Oktober.

Bereits zwei Tage zuvor wurde der Orbit der Raumsonde Mangalyaan so verändert, dass sich diese zum Zeitpunkt der dichtesten Annäherung des Kometen an den Mars auf der von dem Kometen abgewandten Seite des Planeten in einer Höhe von rund 400 Kilometern über der Marsoberfläche bewegen wird. Und auch der ESA-Marsorbiter Mars Express absolvierte im Sommer ein Korrekturmanöver, durch welches er sich in dem betreffenden Zeitraum hinter dem Mars befinden wird.

Im Sommer dieses Jahres wurde dann auch der Wert bezüglich der zu erwartenden ‚Trefferraten‘ korrigiert. Basierend auf neuen Berechnungen, welche die aktuelle Aktivität des Kometen und die Verteilung des Staubschweifes mit einbeziehen, wird die Trefferwahrscheinlichkeit für Mars Express derzeit mit einem Wert von nur noch 1:300.000 angegeben. Die Phase der ‚größten Gefahr‘ für die Flotte der Marsorbiter wird außerdem nur wenige Minuten andauern. Bereits nach etwa 20 Minuten wird die Teilchendichte des Staubschweifes wieder deutlich abfallen, da sich der Mars aufgrund seiner Umlaufbewegung um die Sonne immer weiter von dem Zentrum des sich langsam ausbreitenden Schweifs entfernt.

Keine Gefahr für die Rover
Die beiden Marsrover Opportunity und Curiosity sind dagegen vor dem Kometen Siding Spring und dessen Staubschweif gut geschützt. Trotz ihrer geringen Dichte bietet die dünne Marsatmosphäre einen ausreichenden Schutz und wird verhindern, dass die von C/2013 A1 (Siding Spring) ausgehenden Staubpartikel die Marsoberfläche erreichen.

Die nächsten Tage bleiben auf jeden Fall spannend. Werden die den Mars umkreisenden Raumsonden die Marspassage von Siding Spring – wie erhofft – unbeschadet überstehen? Die folgenden Monate werden die an den einzelnen Missionen beteiligten Wissenschaftler dann mit der Auswertung der Daten verbringen. Erste Erkenntnisse dieses einmaligen Ereignisses sollen bereits im Dezember 2014 während der diesjährigen Herbsttagung der American Geophysical Union in San Francisco/Kalifornien präsentiert werden.

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

Im August 2014 führte ein Problem mit dem Flash-Speicher des Bordcomputers dazu, dass sich der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Opportunity mehrfach in einen Sicherheitsmodus versetzte. Daten konnten nicht wie beabsichtigt im Flash-Speicher abgelegt und gespeichert werden, was dazu führte, dass der Bordcomputer dadurch bedingt einen ‚Reboot‘ ausführte. Als Reaktion auf den dadurch automatisch ausgelösten Computer-Reset stoppte der Rover alle weiteren für diesen Tag vorgesehenen Aktivitäten und versetzte sich stattdessen in einen als „Automode“ bezeichneten Zustand, in dem der Rover lediglich passiv auf der Marsoberfläche verharrte und auf weiterführende Kommandos von der Erde wartete.

Der Grund für dieses Problem, so die Mitarbeiter des für die Steuerung des Rovers verantwortlichen Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, liegt in der langjährigen Einsatzdauer des Bordcomputers, welcher seine ‚Garantiezeit‘ bereits deutlich überschritten hat. Durch das permanente Überschreiben von Dateien werden einzelne Bereiche des Flash-Speichers im Laufe der Zeit unbrauchbar. Dies wurde von den Ingenieuren und Technikern des JPL zwar nicht als bedrohlich eingestuft, sorgte aber trotzdem für gewisse Probleme, da diese Resets eine Unterbrechung der täglichen Arbeiten zur Folge haben, welche dann erst nach der Wiederinbetriebnahme des Rovers, was frühestens am folgenden Tag möglich ist, fortgesetzt werden können.

Da unter diesen Bedingungen – alleine im August erfolgten 12 dieser Resets – keine sinnvolle Weiterführung der Mission möglich war entschlossen sich die zuständigen Ingenieure des JPL in Absprache mit den Verantwortlichen der Mars Exploration Rover-Mission Ende August dazu, bei Opportunity eine Neuformatierung des Flash-Speichers durchzuführen. Bei diesem Vorgang werden sämtliche in diesem Speicher abgelegten Daten gelöscht. Zugleich werden die fehlerhaften Bereiche ‚identifiziert‘, als unbrauchbar markiert und anschließend in Zukunft nicht mehr genutzt.

Nach der Übertragung aller noch im Flash-Speicher abgelegten wissenschaftlichen Daten zur Erde wurden am 3. September weitere wichtige Konfigurationsdateien und Skripte vom Flash-Speicher in den EEPROM-Speicher – einen weiteren nichtflüchtigen Speicher des Computers – transferiert. Am nächsten Tag erfolgte dann die Neuformatierung des Flash-Speichers, wobei auch die fehlerhaften Bereiche erfolgreich identifiziert und ‚isoliert‘ werden konnten. Eine anschließende Analyse ergab, dass die Speicherkapazität des Flash-Speichers durch diesen Prozess um weniger als lediglich ein Prozent gesunken ist.

Am 6. September wurden die zuvor im EEPROM-Speicher abgelegten Dateien wieder in den Flashspeicher übertragen und weitere Dateien wurden am 7. September von dem Roverkontrollzentrum an Opportunity übermittelt. Eine anschließende Systemanalyse und die Auswertung der zwischenzeitlich gewonnenen Telemetriedaten zeigte, dass alle Vorgänge erfolgreich verlaufen waren und der Rover seine Arbeit somit fortsetzen konnte.

Weiterfahrt zum Ulysses-Krater
Nach der Anfertigung diverser Fotos, welche unter anderem der Dokumentation verschiedener in der unmittelbaren Umgebung gelegener Rippelmarken dienten, wurde eine erste Fahrt dann auch gleich für den 9. September, den Sol 3778 der Opportunity-Mission, angesetzt. Hierbei sollte der Rover eine als potentielles Hindernis eingestufte Gruppierung von größeren Gesteinsbrocken im Autonavigationsmodus mittels einer als ‚visuelle Odometrie‘ bezeichneten Methode selbstständig umfahren.
‚Autonavigationsmodus‘ bedeutet, dass der Rover seine Fahrt selbstständig durchführt, ohne dass die für die Steuerung des Rovers verantwortlichen Roverdriver hierfür im Vorfeld einen exakten Kurs festgelegt haben. In diesem Autonavigationsmodus unterbricht der Rover seine Fahrt in regelmäßigen Abständen und fertigt mit seinen Gefahrenerkennungs- und Navigationskameras Fotoaufnahmen des umliegenden Geländes an. Jeweils zwei Kameras bilden dabei zeitgleich den gleichen Geländeabschnitt ab.

Diese Aufnahmen werden von der ‚Drive-Software‘ des Rovers zu Stereoaufnahmen kombiniert – im Gegensatz zu konventionellen 2D-Aufnahmen ergibt sich bei stereoskopischen Aufnahmen auch ein räumlicher Eindruck der Landschaft – und anschließend autonom ausgewertet. Aus den so gewonnenen Informationen berechnet die Software des Rovers anschließend einen sicheren Weg für die Weiterfahrt.

Bei der visuellen Odometrie identifizieren die Kameras in einem ersten Schritt zunächst markante Oberflächenmerkmale in der näheren Umgebung. Nach einer erfolgten Fortbewegung über maximal einen Meter werden diese Punkte erneut ‚gesucht‘. Durch die zwischenzeitlich erfolgten relativen Veränderungen in den Entfernungen zueinander lässt sich der erfolgte Geländegewinn bis auf den Millimeter genau berechnen.

Die für den 9. September vorgesehene Fahrt fand jedoch nicht statt, da die Kameras des Rovers zur Berechnung des einzuschlagenden Kurses keine ausreichende Anzahl an markanten Oberflächenpunkten identifizieren konnten. Mit neu gesetzten Sicherheitsparametern konnte sich Opportunity jedoch zwei Tage später um 10,7 Meter in die west-südwestliche Richtung bewegen.

Im Rahmen von zwei weiteren Fahrten, bei denen am 14. und am 16. September insgesamt weitere 50 Meter zurückgelegt wurden, bewegte sich Opportunity am südlichen Rand der „Wdowiak Ridge“ auf einen mit dem Namen „Ulysses“ versehenen Impaktkrater zu. Bei der nächsten Fahrt am 18. September erfolgte dann eine weitere Annäherung an diesen etwa 30 Meter durchmessenden Krater.

Die aktuelle Situation
Gegenwärtig befindet sich Opportunity in einem guten Allgemeinzustand, der keinen Anlass für Sorgen bietet. Der Rover weist eine ‚gesunde‘ Energiebilanz auf, verfügt über einen stabilen Thermalhaushalt und kommuniziert sowohl ‚direkt‘ als auch über die als Relaisstationen eingesetzten NASA-Marsorbiter MRO und Mars Odyssey wie vorgesehen mit seinem Kontrollzentrum auf der Erde. Derzeit ist Opportunity damit beschäftigt, die Umgebung mit den verschiedenen Kamerasystemen eingehend abzubilden. Die nächste Fahrt ist für den heutigen Tag vorgesehen.

Nach dem Verlassen des Randes des Ulysses-Kraters wird sich Opportunity auch weiterhin in die südliche Richtung bewegen. Bei dem dabei angepeilten ‚Fern-Ziel‘ handelt es sich um ein mit dem Namen „Marathon Valley“ belegtes Tal, welches sich im Bereich des „Cape Tribulation“ – einem Teilbereich des stark erodierten Kraterwalls, der den „Endeavour-Krater“ teilweise umgibt – befindet. Hier wurden in den vergangenen Jahren durch das CRISM-Spektrometer des MRO erhöhte Konzentrationen von verschiedenen Tonmineralen festgestellt, welche sich dort auf engen Raum zu befinden scheinen.

Außerdem sind auf den Aufnahmen der ebenfalls an Bord des MRO befindlichen HiRISE-Kamera an den Innenwänden dieses Tals verschiedene Gesteinsschichten erkennbar. Wie bei einer extrem verkleinerten Version der Steilwände des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona ergibt sich hier für die Marsforscher eventuell auf kleinstem Raum ein Einblick in die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche.

Die Energiesituation
Neben dem allgemeinen technischen Zustand des Rovers muss bei der Opportunity-Mission allerdings auch immer ein Blick auf die aktuelle Energiesituation geworfen werden. Im Gegensatz zu dem zweiten derzeit aktiven Marsrover der NASA, dem durch einen Radioisotopengenerator mit Strom versorgten Rover Curiosity, ist der mit Solarpaneelen ausgestattete Rover Opportunity bezüglich seiner Energieversorgung ausschließlich auf die Sonne angewiesen. Hier ein Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten Wochen.

Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Wassereiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele des Rovers trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Bei komplett staubfreien Paneelen würde dieser Wert 100 Prozent betragen. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser ist dies für den Energiehaushalt des ausschließlich mittels Sonnenenergie betriebenen Rovers.

• 10.09.2014: 0,694 kWh/Tag , Tau-Wert 0,879 , Lichtdurchlässigkeit 75,40 Prozent
• 02.09.2014: 0,713 kWh/Tag , Tau-Wert 0,852 , Lichtdurchlässigkeit 77,10 Prozent
• 26.08.2014: 0,680 kWh/Tag , Tau-Wert 0,858 , Lichtdurchlässigkeit 75,30 Prozent

Während der letzten Tage lag der Tau-Wert in einem Bereich zwischen 0,82 und 0,90. Für den gestrigen Sol 3788 wurde ein Wert von 0,83 ermittelt. Sollten auf dem Mars in näherer Zukunft keine signifikanten Staubstürme auftreten, so wird der derzeitige Staubbedeckungsgrad und der damit verbundene Energiewert eine Fortsetzung der Aktivitäten des Rovers während der kommenden Monate deutlich begünstigen. Hierfür spricht auch die gegenwärtige Wettersituation auf dem Mars.
Die meisten der in den vergangenen Woche durch den Mars Reconnaissance Orbiter beobachteten Staubsturmgebiete waren über der nördlichen Hemisphäre über den Regionen Acidalia Planitia und Utopia Planitia aktiv. Lokal begrenzte Sturmgebiete traten zudem kurzfristig über den auf der Südhemisphäre gelegenen Gebieten Terra Sirenum, Noachis Terra und Hellas Planitia auf. Wolken aus Wassereiskristallen wurden speziell über den Vulkanen der Tharsis-Region registriert. Das Meridiani Planum – in diesem Gebiet ist Opportunity aktiv – war dagegen weitestgehend frei von Wolken oder Staubstürmen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 3789 seiner Mission, hat der Rover Opportunity rund 40.750 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückgelegt und dabei 196.664 Aufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre des „Roten Planeten“ aufgenommen und an sein Kontrollzentrum am JPL übermittelt.

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

Am 20. August 2012 gab die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA bekannt, dass im Jahr 2016 eine weitere Mission zu unserem äußerem Nachbarplaneten starten soll. InSight – so der Name der Mission – steht als Abkürzung für „Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport„. Es handelt sich hierbei um ein Gemeinschaftsprojekt des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, von Lockheed Martin Space Systems, der französischen Weltraumagentur CNES, des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) und verschiedener weiterer Institute.
Geleitet wird die Mission von Dr. Bruce Banerdt vom JPL – einem der renommiertesten US-amerikanischen Marsforscher. Das Design von InSight beruht auf dem Aufbau der Marslander-Mission Phoenix, welche im Jahr 2008 über einen Zeitraum von fünf Monaten auf unserem Nachbarplaneten aktiv war. Im Gegensatz zu Phoenix soll InSight allerdings über einen Zeitraum von 24 Monaten, dies entspricht in etwa einem kompletten Marsjahr, Daten sammeln. Der Marslander soll Anfang 2016 zu unserem Nachbarplaneten aufbrechen und nach seiner Landung im September 2016 den inneren Aufbau des Mars untersuchen.

Bei einem der drei dabei zum Einsatz kommenden wissenschaftlichen Experimente handelt es sich um ein Seismometer zum Nachweis von ‚Marsbeben‘. Durch die Aufzeichnung und Auswertung der Stärke, des Verlaufs, der Amplitude und der Laufzeiten der bei einem Beben auftretenden seismischen Wellen, welche sich vom Hypozentrum eines Bebens ausgehend durch das gesamte Innere des Planeten fortpflanzen, werden neue Erkenntnisse über die Zusammensetzung, die Beschaffenheit und die Ausdehnung der Planetenkruste, des Mantels und des Planetenkerns gewonnen.

Auf der Erde werden Erdbeben im Normalfall durch dynamische Prozesse im Erdinneren ausgelöst, bei denen die Plattentektonik eine entscheidende Rolle spielt. Die sieben großen und diverse kleinere Lithosphärenplatten, aus denen sich die Erdkruste zusammensetzt, verschieben sich pro Jahr um mehrere Zentimeter. Dabei bewegen sich die einzelnen Platten aufeinander zu oder voneinander fort. An manchen Stellen schieben sie sich auch übereinander oder „verhaken“ sich. Sobald durch diese Bewegungen zwischen zwei Platten Spannungen auftreten, werden diese tektonischen Spannungen in Form eines Erdbebens abgebaut.

Mögliche Quellen für Marsbeben
Eine vergleichbare Plattentektonik ist auf dem Mars in der Gegenwart jedoch nicht vorhanden. Sollte auf dem Mars, wie verschiedene Messungen vermuten lassen (Raumfahrer.net berichtete), in der Vergangenheit wirklich einmal eine Plattentektonik aufgetreten sein, so ist diese wahrscheinlich bereits vor mehreren Milliarden Jahren zum Erliegen gekommen. Trotzdem verfügt der Mars über drei potentielle Quellen für Erdbeben.

Zum einen könnte der Mars immer noch über aktive, aber zur Zeit ruhende Vulkane verfügen. Diese könnten dann durch Lavabewegungen in ihren Magmakammern sogenannte ‚vulkanische Beben‘ auslösen. Die zweite, ebenfalls „mars-interne“, Quelle ist das langsame Erkalten von tieferen Schichten in der Marskruste. Diese würden sich im Rahmen des Erstarrungsprozesses langsam zusammenziehen, dabei in die Tiefe absinken und im Rahmen dieser Bewegung seismische Wellen auslösen.

Die dritte Quelle stellen die Meteoriten dar, welche auf der Marsoberfläche aufschlagen und bei diesen Impakten ebenfalls seismische Wellen erzeugen, die mit den bei Erdbeben auftretenden Wellen vergleichbar sind. Diese Quelle von seismischen Erschütterungen sollte nicht unterschätzt werden.

Durch die Auswertung von Aufnahmen, welche mit zwei der an Bord des NASA-Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) befindlichen Kamerasystemen angefertigt wurden, konnten die Planetenforscher im Jahr 2013 berechnen, dass durch die Einschläge von Meteoriten pro Jahr rund 200 neue Impaktkrater auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten entstehen, welche über Durchmesser von mehr als 3,9 Metern verfügen.

Die Suche nach ‚frischen‘ Impaktkratern in der InSight-Landezone
Bereits am 4. September 2013 hat die NASA bekannt gegeben, dass aus den zuvor in Betracht gezogenen 22 potentiellen Landeplätzen vier Landestellen ausgewählt wurden, welche in den kommenden Monaten eingehender auf ihre Eignung hin überprüft werden sollen. Alle vier in Frage kommenden Landestellen befinden sich unmittelbar nördlich des Marsäquators im Bereich der Region Elysium Planitia – einer ausgedehnten Ebene im nördlichen Tiefland des Mars.

Diese Regionen wurden in den vergangenen Monaten unter anderem auch mehrfach mit den Kamerasystemen des MRO abgebildet. Auf einer dieser Aufnahmen ist – allerdings mehr oder weniger zufällig – genau der Typ Oberflächenmerkmal zu erkennen, der während der InSight-Mission in den Fokus der Marsforscher geraten wird: Ein zwar kleiner, dafür aber erst kürzlich entstandener Impaktkrater.
Auf der entsprechenden Aufnahme ist ein besonders deutlich ausgeprägter Einschlagskrater mit einem noch nicht erodierten Rand und einer Ejektadecke erkennbar, welche dunkler und – in Falschfarben dargestellt – ‚blauer‘ erscheint als fast alle anderen in dieser mit einer Staubschicht bedeckten Region erkennbaren Oberflächenstrukturen. Dies deutet darauf hin, dass der Krater über ein sehr geringes Alter verfügen muss, da der in der Marsatmosphäre befindliche Staub noch nicht genügend Zeit hatte, um über dieser Stelle niederzugehen und die Oberfläche wieder ‚aufzuhellen‘. Tatsächlich deuten zu früheren Zeitpunkten angefertigte Aufnahmen darauf hin, dass dieser Krater erst zwischen den Jahren 2008 und 2012 entstanden sein kann.

Das Seismometer von InSight wird in der Lage sein, größere Einschläge nachzuweisen, welche weit entfernt von der Landeeinheit erfolgt sind und kleinere, die in der Nähe stattfinden. Die Kameras des MRO sollen in diesem Zusammenhang genutzt werden, um die bei diesen Ereignissen entstandenen Impaktkrater aufzuspüren und so die von InSight empfangenen seismische Signale in eine Beziehung zu den entsprechenden Ursprungspunkten zu bringen.

Die Aufnahme, auf welcher der hier gezeigte Impaktkrater entdeckt wurde, wurde am 14. Juli 2014 mit der Hauptkamera an Bord des MRO, der von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, angefertigt. Aus einer Überflughöhe von 274 Kilometern zu dem abgebildeten Oberflächenbereich erreichte die HiRISE dabei eine Auflösung von 27,4 Zentimetern pro Pixel. Der Krater befindet sich bei 4,338 Grad nördlicher Breite und 135,253 Grad östlicher Länge in unmittelbarer Nähe zu einem der vier derzeit für InSight in Frage kommenden Landeplätze.

Weitere mit diesem ’neuen‘ Krater in Zusammenhang stehende Bildprodukte finden Sie hier. Neben dieser Aufnahme der HiRISE-Kamera sind derzeit auf den Internetseiten der University of Arizona mehr als 35.900 weitere HiRISE-Aufnahmen einsehbar.

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

Bereits seit dem März 2006 umkreist die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene und mit sechs wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattete Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (kurz „MRO“) den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten.

Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht dabei mit ihren Aufnahmen unter optimalen Bedingungen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Eine zweite Kamera an Bord des Orbiters, die CTX-Kamera, erreicht zwar lediglich eine Auflösung von etwa sechs Metern pro Pixel. Durch das bei den CTX-Aufnahmen erreichte größere Gesichtsfeld kann das durch die HiRISE abgebildete Gebiet jedoch in einen räumlich weiter ausgedehnten Kontext versetzt werden.

Im Rahmen ihrer Aktivitäten bilden diese beiden Kameras bei passenden Gelegenheiten auch immer wieder die gleichen Abschnitte der Marsoberfläche ab und dokumentieren dabei Veränderungen, welche sich dort erst in jüngster Vergangenheit ergeben haben. Durch den Vergleich mit älteren Aufnahmen zeigte sich dabei mehrfach, dass der Mars im geologischen Sinn keinesfalls eine „tote Welt“ ist, sondern dass die Oberfläche unseres Nachbarplaneten einem permanent ablaufenden Veränderungsprozess unterliegt. Durch aeolische Prozesse herbeigeführte Veränderungen von Sanddünen, der Wechsel der Jahreszeiten und immer wieder erfolgende Meteoriteneinschläge führen auch in der Gegenwart dazu, dass die Marsoberfläche immer wieder neu gestaltet wird.

Eine neue Hangrinne
Erst kürzlich konnten die Marsforscher bei der Auswertung der Aufnahmen des MRO eine erst in der jüngeren Vergangenheit neu entstandene Struktur entdecken. Bei dem Vergleich von zwei Aufnahmen, welche die HiRISE-Kamera am 5. November 2010 und am 25. Mai 2013 angefertigt hat, entdeckten die für die Bildanalyse verantwortlichen Wissenschaftler an der Innenwand eines in der Region Terra Sirenum gelegenen Impaktkraters eine neu entstandene Hangrinne. Derartige rinnenartige Landschaftsformen – auch unter der englischen Bezeichnung „gullies“ bekannt – finden sich in vielen Kratern in den mittleren Breitengraden und auf den südlichen Hochländern des Mars.

Im Jahr 2006 konnten die Marsforscher bei der Auswertung von Aufnahmen des mittlerweile nicht mehr aktiven Marsorbiters Mars Global Surveyor (MGS) auch erstmals erst kürzlich erfolgte Veränderungen an diesen Hangrinnen beobachten. Daraufhin erhielt das Studium dieser Landschaftsformen durch die HiRISE-Kamera oberste Priorität, denn es ist bis heute nicht vollständig geklärt, welche Prozesse zu der Bildung dieser Hangrinnen führen. Neben dem Abgang von Staublawinen wird dabei auch immer wieder die These ins Feld geführt, dass hierfür aus unterirdischen Reservoirs austretendes flüssiges Wasser verantwortlich sein könnte.

Erst in der jüngeren Vergangenheit erfolgte Rinnenbildungen, so die Ergebnisse der bisherigen Auswertungen der Orbiteraufnahmen, scheinen allerdings in erster Linie während des Winters und im Vorfrühling zu erfolgen. Dies legt jedoch nahe, dass nicht flüssiges Wasser sondern vielmehr sublimierendes Trockeneis der Auslöser für die Entstehung der Rinnen ist.

Aufgrund der während der Wintermonate auf dem Mars herrschenden niedrigen Lufttemperaturen von bis zu minus 130 Grad Celsius friert das in der Marsatmosphäre befindliche Kohlenstoffdioxid in einem großen Umfang aus der Atmosphäre aus und lagert sich in Form von Trockeneis auf der Planetenoberfläche ab. Mit dem einsetzenden Frühling erhöht sich die Lufttemperatur wieder und das zuvor im festen Zustand abgelagerte Kohlendioxid geht – bedingt durch diesen Temperaturanstieg – wieder in den gasförmigen Zustand über. Im Rahmen dieses Prozesses, so die Vermutung der Wissenschaftler, destabilisiert sich der an den Innenwänden der Krater abgelagerte Sand. Dies führt zu Lawinenabgängen, in deren Rahmen sich die neuen Hangrinnen bilden.

Bei der jetzt neu entdeckten Hangrinne scheint das Material, welches an der Kraterwand abgerutscht ist, aus einer bereits vorher vorhandenen Rinne ausgebrochen zu sein und hat dabei eine neue Rinne geformt. Da zwischen den beiden Aufnahmen mehr als ein volles Marsjahr vergangen ist, lässt sich die Jahreszeit, in welcher die neue Rinne gebildet hat, leider nicht ermitteln.

Weitere mit dieser neuen Hangrinne in Zusammenhang stehende Bildprodukte finden Sie hier. Neben dieser Aufnahme der HiRISE-Kamera sind auf den Internetseiten der University of Arizona derzeit mehr als 32.100 weitere HiRISE-Aufnahmen einsehbar.

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

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) umkreist den Mars bereits seit dem März 2006 und liefert dabei fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht dabei mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung dieser Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, die gegenwärtig stattfindenden Veränderungen auf der Marsoberfläche oder kurzzeitig auftretende atmosphärische Phänomene zu beobachten und näher zu untersuchen. Mehrere Teams von Wissenschaftlern haben sich dabei auch auf die Phänomene konzentriert, welche sich beim Einsetzen des Frühlings in den Polarregionen des Mars abspielen.
Neben verschiedenen Spurengasen wie zum Beispiel Sauerstoff, Kohlenmonoxid, Wasserdampf oder auch Methan besteht die Atmosphäre des Mars zum überwiegenden Teil aus Kohlendioxid, welches dabei mit einen Anteil von 95,32 Prozent vertreten ist. Zwei weitere bedeutende Bestandteile der Marsatmosphäre sind Stickstoff (2,7 Prozent) sowie das mit einem Mengenanteil von 1,6 Prozent vorhandene Edelgas Argon. Diese Mengenanteile sind jedoch nicht konstant, sondern sie verändern sich vielmehr in einem bestimmten, jahreszeitlich bedingten Rhythmus.

Auf seiner sehr exzentrischen Umlaufbahn um die Sonne – der Wert der Exzentrizität der Marsbahn beträgt 0,0935 und weist nach der Umlaufbahn des Planeten Merkur die größte aus dem Sonnensystem bekannte Abweichung einer Planetenbahn von einer idealen Kreisbahn auf – durchlebt der Mars eine regelmäßig erfolgende Veränderung in der Dichte und Zusammensetzung seiner Atmosphäre. Sobald auf einer der beiden Hemisphären des Mars der Winter einsetzt, friert das über dem betroffenen Pol in der Atmosphäre befindliche Kohlendioxid aufgrund der damit verbundenen Lufttemperaturen von bis zu minus 130 Grad Celsius in einem großen Umfang aus der Atmosphäre aus und lagert sich in Form von Trockeneis im Bereich des jeweiligen Pols ab.

Im Rahmen dieses Prozesses fällt der Druck der Marsatmosphäre über dem jeweiligen Polargebiet um rund ein Drittel ab. Es bildet sich ein ausgedehntes atmosphärisches Tiefdruckgebiet, welches die Luft des Planeten regelrecht in die Richtung des betroffenen Pols zieht. Mit dem einsetzenden Frühling erhöht sich die Lufttemperatur wieder und das zuvor im festen Zustand in der Polarregion abgelagerte Kohlendioxid geht – bedingt durch diesen Temperaturanstieg – wieder in den gasförmigen Zustand über, was zu einer erneut erfolgenden Verdichtung der Atmosphäre führt. Dadurch bildet sich jetzt über dem betroffenen Pol ein Hochdruckgebiet, welches die Luftmassen wieder in Richtung des Marsäquators schiebt. Durch diesen Prozess werden in den oberen Atmosphärenschichten des Mars unter bestimmten Bedingungen Windgeschwindigkeiten von bis zu 650 Kilometern pro Stunde erzeugt.

Aber auch auf der Marsoberfläche bleibt dieser Sublimationsprozess nicht ohne Folgen. Eine Besonderheit bei der Sublimation des Trockeneises besteht darin, dass dieser Vorgang nicht an der Oberseite, sondern vielmehr an der Unterseite der Eisschicht beginnt. Das Trockeneis hat sich auf der Oberfläche von dunklen Bodenschichten – zum Beispiel auf Sanddünen – abgelagert, welche die beiden Pole des Mars großflächig umgeben. Diese Bodenformationen werden mit dem Einsetzen des Frühlings durch die Sonnenstrahlung aufgeheizt, welche das transparente Trockeneis durchdringen kann. Durch die so erzeugte Wärmeenergie geht das Eis schließlich an der Unterseite der Eisschicht in den gasförmigen Aggregatzustand über, während es sich an der Oberseite der Eisschicht zunächst noch stabil verhält.

Der so erzeugte und stetig ansteigende Gasdruck wird abgebaut, indem sich das Kohlendioxid schließlich einen Weg durch die darüber liegende Eisschicht bahnt und diese an deren schwächsten Punkten durchbricht. Bei diesem schlagartig erfolgenden Durchbrechen der Eisdecke reißt das aufsteigende Kohlendioxid auch Sand und Staubpartikel mit sich, welche unmittelbar nach dem Erreichen der Oberfläche von den dort vorherrschenden Windströmungen erfasst und verfrachtet werden. Im Rahmen dieses aeolischen Prozesses lagern sich Sand und Staub in Form von dunklen Streifen oder fächerförmigen Strukturen auf der Oberfläche der Trockeneisschicht ab.

Aber auch ein Teil des kurz zuvor freigesetzten Kohlendioxides lagert sich dabei neu auf der Oberfläche ab, da es aufgrund der in wenigen Metern Höhe wieder deutlich niedrigeren Temperaturen erneut in den festen Zustand übergeht. Auch hier verfrachtet der Wind die Trockeneiskristalle und es bilden sich helle Flecken frischen Eises. Erst mit einem weiteren Fortschreiten der Sublimation des Trockeneises verschwinden dann auch diese neu entstandenen Strukturen.

Neben den ästhetischen Aspekten, welche sich durch die fotografischen Dokumentationen dieser Prozesse für die interessierte Öffentlichkeit ergeben, ermöglichen diese Aufnahmen den Marsforschern weitreichende Einblicke in die vielfältigen Prozesse, welche das aktuelle Wettergeschehen und auch noch gegenwärtig erfolgende Veränderungen auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten beeinflussen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Der nächste Marsrover der amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der 899 Kilogramm wiegende Rover Curiosity, soll nach seiner Landung die Oberfläche und die Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten für die Dauer von mindestens einem Marsjahr – dies entspricht in etwa 23 Monaten – eingehend untersuchen. Dabei sollen mehrere wissenschaftlichen Zielsetzungen erfüllt werden, welche letztendlich alle der Beantwortung einer entscheidenden Frage dienen sollen: Gab oder gibt es Leben auf dem Mars? Herrschten auf unserem Nachbarplaneten einstmals „lebensfreundliche“ Bedingungen, welche die Entstehung von mikrobakteriellen Lebensformen ermöglichten und ist es vielleicht sogar möglich, dass die momentanen Umweltbedingungen auf dem Mars auch noch in der Gegenwart die Existenz solcher Lebensformen ermöglichen?

Zwecks der Beantwortung dieser Fragen ist Curiosity in der Lage, mittels seiner wissenschaftlichen Instrumente eventuell vorhandene komplexe organische Verbindungen auf der Marsoberfläche oder in oberflächennahen Gesteinsablagerungen nachzuweisen und Lebensbausteine wie Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Phosphor und Schwefel zu detektieren. Ein weiteres Ziel der Rover-Mission besteht darin, die Geologie und Geochemie der ausgewählten Landeregion durch die Untersuchung der chemischen, isotopischen und mineralogische Zusammensetzung der Oberfläche zu analysieren und die Prozesse, welcher zur Bildung der Böden und Gesteine geführt haben, näher zu charakterisieren. Das dritte Ziel besteht darin, die gegenwärtigen Kreisläufe von Wasserdampf und Kohlendioxid auf der Oberfläche und in der Marsatmosphäre zu untersuchen. Durch die Bestimmung von deren gegenwärtigen Mengenanteilen und der Verteilung sollen Rückschlüsse über deren Bedeutung in der Vergangenheit gezogen werden. Ein viertes Ziel ist es, das breite Spektrum der kosmischen Strahlung zu untersuchen, welche die Planetenoberfläche gegenwärtig erreicht und dabei eventuell vorhandene organische Verbindungen zersetzt.

Die Wissenschaftler der NASA gehen allerdings davon aus, dass die Antworten auf die gestellten Fragen nicht an jedem beliebigen Ort auf dem Mars zu finden sein werden. Um die Instrumente des Rovers in den kommenden Jahren optimal einsetzen zu können, stellte die Auswahl des richtigen Landeortes eine der Schlüsselszenen dar, welche maßgeblich für den Erfolg der Mission entscheidend sein wird.

Noch in der Anfangsphase der Planung der Curiosity-Mission wurden deshalb Wissenschaftler und Planetenforscher dazu aufgerufen, der NASA Vorschläge über den zukünftigen Landeort des nächsten Marsrovers zu unterbreiten und diese zu begründen. Aus den eingereichten Vorschlägen wurde zunächst eine Liste von rund 60 Landeplatz-Kandidaten erstellt, welche im Mai 2006 im Rahmen eines NASA-Workshops durchgearbeitet wurde. Hierbei musste sich zeigen, ob die vorgeschlagenen Landeplätze bestimmte Anforderungen erfüllten, welche von den Planetologen als zwingend notwendig angesehen wurden.

Die Landeplatz-Kandidaten sollten sich vorzugsweise in Gebieten befinden, in denen die Marsoberfläche allem Anschein nach in früheren Zeiten über längere Zeiträume mit Wasser in Kontakt gestanden hat, denn Wasser im flüssigen Aggregatzustand, so die heute allgemein anerkannte Meinung, ist eine der Grundvoraussetzung für die Entstehung und Weiterentwicklung von Leben. Daher konzentrierten sich die an dem Auswahlprozess beteiligten Wissenschaftler in erster Linie auf vermeintliche ehemalige Flussläufe und Flussdeltas auf dem Mars sowie auf Regionen, in denen sich Minerale befanden, welche sich nur unter dem Einfluss von Wasser gebildet haben konnten und somit auf eine „feuchte Vergangenheit“ dieser Gebiete hindeuten. Bei den in Frage kommenden Regionen richtete sich das Augenmerk der Wissenschaftler zudem auf solche Bereiche der Planetenoberfläche, welche aus geologischer Sicht betrachtet über ein sehr hohes Alter verfügen. Denn nur in seiner Frühzeit, so der aktuelle Wissensstand, verfügte der Mars über eine dichte Atmosphäre, welche das Vorhandensein von flüssigem Wasser über einen längeren Zeitraum ermöglichte.

Bei ihrer Auswahl griffen die Wissenschaftler auf Daten zurück, welche in den vergangenen Jahren durch die Spektrometer und Kameras der diversen Marsorbiter der NASA und der ESA gesammelt wurden. Es wurde Wert darauf gelegt, dass die Kandidaten eine reichhaltige Geomorphologie und Stratigrafie mit geschichteten Sedimentablagerungen und einer möglichst großen Vielzahl unterschiedlicher Minerale aufweisen.

Aber auch die für die Konstruktion und den Betrieb des Marsrovers verantwortlichen Techniker und Ingenieure der NASA hatten ihre ganz speziellen Anforderungen an das Landegebiet. Dieses muss in einem Bereich zwischen 45 Grad nördlicher und 45 Grad südlicher Breite gelegen sein, denn je näher sich der Rover in Richtung zu den Polen befindet, desto tiefer sinken die Umgebungstemperaturen während der Nächte und während des Marswinters ab. Sowohl die Instrumente als auch die verschiedenen Hardware-Komponenten wie der Bordcomputer, die Funkanlage oder das Antriebssystem von Curiosity müssen permanent auf einer bestimmten Betriebstemperatur gehalten werden. Je tiefer die Umgebungstemperaturen absinken, desto öfter und intensiver müssen die internen Komponenten des Heizsystems des Rovers aktiv sein und benötigen dabei ein bestimmtes Maß an Energie. Je näher Curiosity am Äquator operiert, desto geringer fallen die täglichen und jahreszeitlich bedingten Temperaturschwankungen aus. Dadurch ergibt sich dann auch ein geringerer Stromverbrauch für die diversen Heizelemente des Rovers. Diese Energie kann stattdessen für andere Aktivitäten des Rovers genutzt werden.

Ein weiterer aus technischer Sicht entscheidender Punkt war die Höhe der angepeilten Landestelle. Diese durfte sich nicht mehr als maximal einen Kilometer über die durchschnittliche Höhe der Marsoberfläche erheben. Anderenfalls würde die Marsatmosphäre den Rover bei seinem Landemanöver nicht ausreichend abbremsen. Außerdem musste die Gestaltung der Landschaft in dem angepeilten Landegebiet im Auge behalten werden. In einem Radius von zehn Kilometern um den Landeort dürfen die dort vorhandene Berghänge nur über Neigungen von maximal 15 Grad verfügen. Auch die Größe der im Landegebiet befindlichen Gesteinsblöcke war entscheidend. Da Curiosity über eine Bodenfreiheit von 60 Zentimetern verfügt, durften sich im Landegebiet nur eine bestimmte Anzahl von Felsblöcken mit mehr als 55 Zentimetern Höhe befinden.

Im Rahmen des ersten Workshops zur Auswahl des zukünftigen Landegebietes von Curiosity wurde die Liste der potentiellen Kandidaten auf 39 Landeorte eingeschränkt. Durch zwei weitere Workshops in den Jahren 2007 und 2008 reduzierte sich deren Zahl auf schließlich nur noch 4 potentielle Landeplätze:

Bei dem rund 65 Kilometer durchmessenden Eberswalde-Krater wurde ein fossiles Flussdelta als potentielles Forschungsziel ins Auge gefasst. Orbitaufnahmen haben gezeigt, dass die Landschaft um das ehemalige Flussdelta herum stärker erodiert und vom Wind abgetragen wurde als das eigentliche Flussbett mit seinen vielschichtigen Sedimenten und Ablagerungen. Das sich so über die Umgebung erhebende Delta beinhaltet Gesteinsstrukturen mit einer Vielzahl von Mineralen.

Der 154 Kilometer durchmessende Gale-Krater zeichnet sich durch einen Zentralberg aus, welcher sich bis zu einer Höhe von rund 5.500 Metern über den Boden des Kraters erhebt. An seinen Flanken konnten mit Hilfe der HiRISE-Kamera an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) geschichtete Gesteinsablagerungen nachgewiesen werden, welche unterschiedliche Minerale enthalten. Direkt am Fuß des Berges wurden so zum Beispiel Tonminerale entdeckt, welche sich nur unter dem Einfluss von Wasser bilden konnten.

In dem 152 Kilometer durchmessenden Holden-Krater befinden sich ebenfalls geschichtete Ablagerungen und Geländestrukturen, welche in eine Vielzahl einzelner Platten zerbrochen sind. Die Ursache hierfür war wahrscheinlich eine gigantische Flutwelle, welche sich vor mehr als 3 Milliarden Jahren aus dem südwestlich gelegenen Uzboi Vallis in das Innere des Holden-Kraters ergossen hat.

Der vierte verbliebene Kandidat war das Mawrth Vallis, welches sich in der Übergangszone zwischen dem Hochland des Mars und der nördlichen Tiefebene befindet und in das Acidalia Planitia mündet. Es handelt sich hierbei um ein selbst in geologischen Zeiträumen gesehen sehr altes Gebiet. Ähnlich wie im Eberswalde-Krater zeigen sich hier eine Vielzahl von invertierten Flussläufen. Diese aus der Landschaft herausragenden versteinerten Flussbetten könnten von Curiosity relativ leicht erreicht und untersucht werden.

Bei zwei weiteren Meetings im September 2010 und im Mai 2011 diskutierten die Wissenschaftler und Ingenieure das Potential dieser vier Kandidaten erneut. Trotz der Verwendung neuester Daten von den aktuell drei aktiven Marsorbitern zeichnete sich keine Entscheidung ab. Alle vier Kandidaten wurden aus wissenschaftlicher Sicht als sehr erfolgversprechend eingestuft und auch die an der Mission beteiligten Ingenieure versicherten, dass die erforderlichen Sicherheitsstandards an allen vier Landeplätzen eingehalten würden. Bei einer nach dem letzten Meeting abgehaltenen Abstimmung votierten die meisten der direkt an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler jedoch für eine Landung im Gale-Krater. Direkt dahinter platzierte sich der Eberswalde-Krater. Die beiden anderen Kandidaten waren somit aus dem Rennen.

Nach weiteren internen Diskussionen und einer erneuten Abwägung aller Fakten gab die NASA im Juli 2011 das endgültige Landegebiet des nächsten Marsrovers bekannt. Curiosity, so die Entscheidung, wird am 6. August 2012 im nordwestlichen Bereich des Gale-Kraters bei 4,5 Grad südlicher Breite und 137,4 Grad östlicher Länge landen. Der für die Landung vorgesehene Bereich umfasst eine Ellipse mit einer Ausdehnung von 7 x 20 Kilometern.

„Unsere Wissenschaftler sind der Meinung, dass es sich bei dem Gale-Krater um das Ziel handelt, bei dessen Untersuchung die ambitionierten Ziele dieser neuen Rover-Mission am besten erfüllt werden können“, so Jim Green, der Direktor der Planetary Science Division der NASA im Juli 2011. „Die gewählte Landestelle stellt eine bereits mit dem bloßen Auge gut erkennbar beeindruckende Landschaft dar und bietet das Potential für bedeutende wissenschaftliche Erkenntnisse.“

Der endgültigen Ausschlag für die Wahl des Gale-Kraters ergab sich durch die Tatsache, dass sich hier verschiedene, aus wissenschaftlicher Sicht potentiell interessante Strukturen direkt innerhalb des vorgesehenen Landebereiches beziehungsweise in dessen unmittelbarer Umgebung befinden. Curiosity kann seine Forschungstätigkeit somit – im Gegensatz zu einer Landung im Eberswalde-Krater – unmittelbar nach der Landung beginnen. Am äußeren Rand der Landezone befindet sich so zum Beispiel ein Schwemmfächer. Diese fächerförmige Struktur, so die Meinung der Wissenschaftler, könnte durch die Ablagerung von durch Wasser transportierten Sedimenten entstanden sein.

Deutlich interessanter erscheint den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern jedoch der 5,5 Kilometer hohe Zentralberg Aeolis Mons im Mittelpunkt des Gale-Kraters. Die geschichteten Sedimentablagerungen am Fuß des Zentralberges beinhalten laut den spektroskopischen Messungen der verschiedenen Marsorbiter Tonminerale und verschiedene wasserhaltige Sulfate. Das Vorhandensein dieser Stoffe deutet zweifelsfrei auf eine in der Vergangenheit erfolgte längerfristige Interaktion der dortigen Marsoberfläche mit Wasser hin. Jede einzelne Sedimentschicht steht dabei für eine andere Phase in der Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten. Analysen bezüglich der Befahrbarkeit des Geländes durch den Rover führten zudem zu dem Schluss, dass diese aus wissenschaftlicher Sicht äußerst interessanten Bereiche sehr wahrscheinlich relativ „einfach“ und gefahrlos von Curiosity erreicht werden können.

„Der Gale-Krater ist unter anderem deshalb so faszinierend, weil es sich um einen gewaltigen Krater innerhalb einer relativ niedrig gelegenen Region auf dem Mars handelt und wir wissen alle, dass Wasser immer bergab fließt“, so der Kommentar von John Grotzinger vom California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien, dem leitenden Projektwissenschaftler für die Curiosity-Mission. „In Anbetracht des erkennbaren vertikalen Profils und der geringen Höhe des Geländes erscheint der Gale-Krater ähnlich interessant wie die berühmten Valles Marineris, das größte bekannte Canyon-System innerhalb unseres Sonnensystems.“

„Der Krater hat eine sehr abwechslungsreiche Topographie“, so Ernst Hauber vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. „Der Landeplatz in der Kraterebene selbst besteht vermutlich aus sehr altem Gestein.“

Nach seiner Landung soll Curiosity zuerst den Bereich am Fuß des Zentralberges untersuchen und sich diesem dabei immer weiter annähern. Indem der Rover diesen Berg anschließend immer weiter hinauffährt und die dabei erreichbaren unterschiedlichen Sedimentschichten mit seinen verschiedenen Instrumenten analysiert, öffnet sich den Wissenschaftlern eine Art Zeitfenster in die geologische Vergangenheit des Mars, wie es sich auf der Erde zum Beispiel am Grand Canyon im US-Bundesstaat Colorado darstellt. „Der Gale-Krater bietet uns vielfältige Möglichkeiten zum Aufspüren von organischen Verbindungen“, so Michael Meyer von der NASA. „Aber egal, ob wir dort solche Verbindungen finden werden oder nicht – im Inneren des Kraters existieren diverse Strukturen, welche uns die Untersuchung der wechselnden Umweltbedingungen auf dem Planeten erlauben und uns so ein besseres Bild von der Lebensfreundlichkeit des urzeitlichen Mars vermitteln.“

„Wir haben den Mars fest im Blick. Curiosity wird uns nicht nur neue wichtige wissenschaftliche Informationen liefern. Vielmehr stellt diese Mission auch eine Art Vorläufermission für die direkte Erforschung des Roten Planeten durch die Menschheit dar“, so die Zusammenfassung des NASA-Administrators Charles Bolden. Zum einen dient die Curiosity-Mission dabei der Vorbereitung einer Sample-Return-Mission, in deren Rahmen Gesteinsproben von der Oberfläche des Mars zur Erde transportiert und in irdischen Labors ausführlich untersucht werden sollen. Zum anderen ist sie auch eine vorbereitende Mission für die erste bemannte Landung auf dem Mars.

Sie können die Landung des Rovers Curiosity, welcher die Marsforschung während der kommenden Jahre wesentlich beeinflussen wird, am kommenden Montag im Rahmen einer deutschsprachigen Internet-Übertragung verfolgen. Spacelivecast.de wird am 6. August 2012 um 06:30 MESZ auf Sendung gehen und Sie neben den aktuellen Bildern von NASA-TV mit entsprechenden Kommentaren und vielen interessanten Hintergrundinformationen versorgen.

Verwandte Webseiten

• USGS: Landeplatzkandidaten
• JPL: Landeplatz Gale-Krater

Diskussion zu diesem Artikel

• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

Der Beitrag Der Gale-Krater erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem März 2006 umkreist der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) den Mars und liefert fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht mit ihren Aufnahmen dabei eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung der Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, Veränderungen auf der Marsoberfläche zu beobachten und näher zu untersuchen.
Am 16. Februar 2012 gelang es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern zum wiederholten Mal, mit der HiRISE-Kamera einen Minitornado, einen sogenannten Staubteufel, „in Aktion“ abzubilden. Aufgrund des Schattenwurfes konnte ermittelt werden, dass sich der am Boden etwa 30 Meter durchmessende Minitornado bis in eine Höhe von mehr als 800 Metern erhebt. Somit handelt es sich hierbei um einen für marsianische Verhältnisse eher kleineren Vertreter dieser auch auf der Erde auftretenden atmospärischen Phänomene. Die auf dem Mars auftretenden Minitornados können bei Durchmessern von mehr als einem Kilometer an ihrer Basis durchaus bis in Höhen von 8 bis 10 Kilometern aufsteigen.

Das Besondere an diesem Staubteufel ist jedoch seine gewundene Struktur, welche dadurch hervorgerufen wurde, dass in unterschiedlichen Höhen über der Planetenoberfläche unterschiedliche Windströmungen vorherrschten. Die am Boden vorherrschende Windrichtung trieb den Tornado in die südöstliche Richtung. Die auf der Oberfläche hinterlassenen Spuren von weiteren Staubteufeln zeigen, dass dies die in dieser Region vorherrschende Windrichtung ist. In etwa 250 Metern Höhe führte eine aus der westlichen Richtung kommende Luftströmung jedoch dazu, dass der hier abgebildete Staubteufel ab dieser Höhe einen „Bogen“ in die östliche Richtung schlug.

Die auf dem Mars zu beobachtenden Staubteufel bilden sich auf die gleiche Art und Weise wie auch auf der Erde. Durch die Sonneneinstrahlung wird die Planetenoberfläche auf einen Temperaturwert aufgeheizt, welcher über der Temperatur der bodennahen Luftschicht liegt. Daraufhin gibt der Boden Wärme an die direkt über der Oberfläche befindliche Luft ab, welche dadurch bedingt nach oben steigt. Dabei durchdringt die erwärmte Luft weiter oberhalb der Oberfläche befindliche Zonen kühlerer Luft, welche in Richtung Planetenoberfläche absinkt. Die verschiedenen Luftströmungen bilden Konvektionszellen und werden dabei in eine Rotationsbewegung versetzt.

Diese Luftzirkulation verfügt über genügend Kraft, um den auf der Oberfläche abgelagerten Sand in Bewegung zu versetzen. Sandpartikel, welche dabei über den Boden scheuern, wirbeln nur wenige Mikrometer durchmessende Staubpartikel auf und die zentrale Säule der warmen, aufsteigenden Luftmassen hebt diesen Staub weiter nach oben. Durch horizontale, oberflächennahe Winde wird die so entstandene Staubsäule in eine Vorwärtsbewegung versetzt.

Frühere, auf Fotoaufnahmen von verschiedenen Orbiter- und Oberflächenmissionen basierende Untersuchungen haben ergeben, dass sich die Staubteufel auf dem Mars mit Geschwindigkeiten von teilweise deutlich über 100 Kilometern pro Stunde fortbewegen können.

Interessant ist außerdem, dass sich dieser Staubteufel zu einem Zeitpunkt bildete, als sich der Mars auf seiner Umlaufbahn um die Sonne im Bereich des Apogäums, dem Punkt der größten Entfernung zum Sonne, befand. Obwohl der Mars somit nur ein Minimum an Sonnenergie empfangen konnte, war die einfallende Sonnenstrahlung trotzdem dazu geeignet, um einen für die Entstehung von Staubteufeln ausreichende Temperatur auf der Oberfläche zu erzeugen.

Die hier dargestellte Aufnahme wurde am 16. Februar 2012 angefertigt und zeigt die Planetenoberfläche um 15:00 lokaler Marszeit. Aus einer Höhe von 307,7 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 30,8 Zentimetern pro Pixel. Es handelt sich hierbei um eine von bisher über 21.700 Aufnahmen dieser Kamera, welche auf der Internetseite der University of Arizona einsehbar sind.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: American Geophysical Union, Journal of Geophysical Research.

Bei der Analyse von hochaufgelösten Bildern der Region Cerberus Fossae, einem der jüngsten Grabensysteme auf dem Mars, haben Wissenschaftler neue Hinweise darauf gefunden, dass unser äußerer Nachbarplanet auch in der in geologischen Maßstäben betrachteten jüngeren Vergangenheit durch tektonische Prozesse umgeformt wurde. Für ihre Studie verwendeten die Wissenschaftler Aufnahmen der HiRISE-Kamera, welche sich an Bord des von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) befindet.

Auf den analysierten Aufnahmen entdeckte das von Dr. Gerald Roberts von der University of London geleitete Team eine Vielzahl von bis zu 20 Meter durchmessenden Felsblöcken, welche sich auf und unmittelbar neben verschiedenen Sanddünen abgelagert haben. Diese Felsblöcke, so die Feststellung der Wissenschaftler, sind von verschiedenen in der Nähe befindlichen Felsvorsprüngen herabgestürzt und anschließend teilweise noch viele Meter weit über die Oberfläche gerollt. Dabei haben die Felsblöcke deutlich erkennbare Rollspuren – sogenannte „Boulder Trails“ – auf der Oberfläche hinterlassen.

Solche lawinenartigen Felsabgänge sind auf dem Mars eigentlich nicht ungewöhnlich. Sie werden normalerweise dadurch ausgelöst, dass das im Marsuntergrund befindliche Trocken- und Wassereis aufgrund der jahreszeitlich bedingten Temperaturveränderungen sublimiert und der Boden dadurch seine ursprüngliche Festigkeit verliert. Dieser Prozess hat zur Folge, dass sich an den Rändern von Kratern oder Berghängen Lawinen lösen, welche Staub, Sand und Geröll in die Tiefe reißen.

Eine genauere Untersuchung der Verteilung der Felsblöcke im Bereich des Cerberus Fossae und der Muster der durch sie erzeugten Rollspuren lässt allerdings Zweifel darüber aufkommen, ob auch in diesem Fall ein solcher Sublimationsprozess für die jetzt erkennbare Anordnung der Felsen verantwortlich sein kann. Vielmehr, so das Resultat der Forschungsarbeit, deutet die Verteilung der Felsen darauf hin, dass die zugrunde liegenden Lawinenabgänge durch ein seismisches Ereignis – also durch ein „Mars“-Beben – ausgelöst wurden.

Die Verteilung der Felsblöcke erfolgte nicht von einer Abbruchkante ausgehend auf einer geraden Strecke, sondern vielmehr innerhalb eines Radius‘ von etwa 100 Kilometern rund um einen zentralen Punkt. Dieses beobachtete Verteilungsmuster der Felsen lässt sich laut der Ansicht der Wissenschaftler nicht mit normalen Lawinenabgängen in Einklang bringen, wie sie zum Beispiel durch sublimierendes Eis und ein dadurch bedingtes „Aufweichen“ des Untergrundes ausgelöst werden würden.

„Dies ist vereinbar mit der Hypothese, dass die Felsblöcke durch Erschütterungen der Oberfläche in Bewegung versetzt wurden und dass die Stärke dieser Erschütterungen mit wachsender Entfernung zu dem Epizentrum eines auslösenden Bebens abnahm“, so Gerald Roberts.

Als vergleichendes Studienobjekt verwendete das Team um Gerald Roberts die Daten von einem auf unserem Heimatplaneten erfolgten Erdbeben, welches am 6. April 2009 Mittelitalien heimsuchte. Nach dem Beben, welches die Stadt L’Aquila verwüstete, konnten in ihrer Formation vergleichbare Felsrutschungen in einem Umkreis von etwa 50 Kilometern rund um das Epizentrum des Bebens registriert werden. Diese Ähnlichkeit der Verteilungsmuster und die Ausdehnung des von Felsen bedeckten Gebietes lässt die Wissenschaftler des Weiteren zu dem Schluss gelangen, dass der „Abgang“ der Felsblöcke im Cerberus Fossae durch ein Marsbeben ausgelöst wurde, welches eine Stärke von mehr als sieben Magnitude erreichte.

Aufgrund der minimalen Erosion des Geländes gehen die Planetologen weiterhin davon aus, dass das auslösende Beben erst vor verhältnismäßig kurzer Zeit erfolgt sein kann. Konservativ wird hierbei ein Wert von „innerhalb der letzten Millionen Jahre“ genannt. Ansonsten hätte der die Marsoberfläche permanent umformende Wind die Rollspuren der Gesteinsbrocken inzwischen bereits mit Sand bedeckt und somit für die HiRISE-Kamera unkenntlich gemacht.

Die Missionen der beiden Marsrover Spirit und Opportunity haben allerdings gezeigt, dass die von deren Rädern auf der Marsoberfläche hinterlassenen Spuren bereits nach wenigen Monaten nicht mehr erkennbar sind. Somit wäre es durchaus denkbar, dass das auslösende Beben erst in deutlich jüngerer Vergangenheit erfolgte.

Sollte es zutreffen, dass auf dem Mars auch noch vor relativ kurzer Zeit seismologische Aktivitäten erfolgten – so die Schlussfolgerung der Wissenschaftler – so ist es auch denkbar, dass es auf dem Mars im selben Zeitraum auch einen aktiven Vulkanismus gegeben hat beziehungsweise eventuell sogar immer noch gibt. In diesem Zusammenhang ist zu erwähnen, dass sich das Grabensystem des Cerberus Fossae nur wenige Hundert Kilometer südöstlich der Elysium-Region, der zweitgrößten Vulkanprovinz auf dem Mars, befindet. Durch die bei vulkanischen Aktivitäten freigesetzte Wärme, so die Wissenschaftler, könnten sich wiederum Umweltbedingungen ergeben haben, welche zumindest zeitweise das Vorkommen von flüssigen Wasser unmittelbar unter der Planetenoberfläche ermöglichten.

Dies wiederum könnte Auswirkungen auf die nach wie vor anhaltende Suche nach Spuren von Leben auf dem Mars haben. Das – und sei es auch nur zeitweise – Vorhandensein von flüssigem Wasser könnte für einen gewissen Zeitraum auch in der unmittelbaren Vergangenheit „lebensfreundliche“ Umweltbedingungen für mikrobiologische Lebensformen auf dem Mars geschaffen haben.

Die Frage, ob es auf dem Mars auch in der Gegenwart noch seismologische Aktivitäten gibt, könnte zum Beispiel die derzeit von der NASA angedachte Mission InSight – früher als GEMS-Mission bezeichnet – beantworten. Durch die Messungen dieses Marslanders könnte auch geklärt werden, ob die in der Gegenwart auftretenden Marsbeben durch reale seismische Aktivitäten ausgelöst werden, oder ob es sich dabei um die Folgeerscheinungen von Impaktereignissen handelt, welche die Oberfläche des Mars erschüttern.

Die hier kurz vorgestellten Resultate wurden am 23. Februar 2012 im Fachmagazin „Journal of Geophysical Research“ publiziert.

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Der Beitrag Ist der Mars immer noch seismisch aktiv? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, University of Arizona, Universität Bern, Science. Vertont von Peter Rittimger.

Die Dünenfelder, welche den Rand der nördliche Polarkappe des Mars in der Tiefebene Vastitas Borealis umgeben, bedecken mit etwa 845.000 Quadratkilometern eine Fläche, die über eine größere Ausdehnung als das Land Namibia im südwestlichen Afrika verfügt. Bislang, so Candice J. Hansen vom Planetary Science Institute in Tucson/ Arizona, gingen die Planetenforscher davon aus, dass sich diese ausgedehnten und anscheinend erstarrten Sanddünen bereits vor Milliarden von Jahren gebildet haben, als unser Nachbarplanet noch über eine dichte Atmosphäre mit entsprechend starken Winden verfügte. Seitdem, so die bisherige Meinung, hätten sich die Dünen kaum verändert.

Neue Bilder der „High Resolution Imaging Science Experiment“-Kamera (HiRISE) an Bord der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter erzählen jetzt jedoch eine andere Geschichte: „Die Dünen in der nördlichen Polarregion des Mars zeigen innerhalb nur eines Marsjahres erhebliche Veränderungen“, so die Aussage von Nicolas Thomas von der Abteilung Weltraumforschung und Planetologie an der Universität Bern und Mitglied des HiRISE-Teams.

Bei der Analyse der Aufnahmen stellte sich heraus, dass die Dünen in den höheren marsianischen Breiten durchaus deutlich erkennbaren Veränderungen unterliegen und somit keineswegs stark verkrustet oder gar zu Eis erstarrt sein können. Nach der Meinung der Planetologen ist eine Schicht aus gefrorenem Kohlendioxid, auch als Trockeneis bekannt, für die jährlich wiederkehrenden Erosionsprozesse an den Dünen verantwortlich. Das Kohlenstoffdioxid überzieht die gesamte Polarregion des Mars im Winter mit einer dichten, bis zu mehrere Meter dicken Schicht.

„Das gefrorene Kohlenstoffdioxid geht im Frühling vom festen in den gasförmigen Zustand über. Diese so genannte Sublimation destabilisiert den Dünensand, so dass es zu Sandlawinen kommt, und sich die Oberfläche neu strukturiert.“ Nicolas Thomas und sein Team von der Universität Bern werden diesen Prozess und das Ausmaß der dabei auftretenden Effekte demnächst auch in Computermodellen darstellen können.

Für die aktuelle Studie verglich das internationale Wissenschaftler-Team verschiedene HiRISE-Bilder, welche über einen Zeitraum von mehr als zwei Marsjahren, dies entspricht in etwa vier Erdjahren, aufgenommen wurden. Die drei nebenstehenden Bilder zeigen einen 285 x 140 Meter messenden Ausschnitt der Marsoberfläche am Rand der saisonalen Nordpolarkappe bei 84 Grad nördlicher Breite und 233 Grad östlicher Länge. Auf den Bildern ist der Kamm einer Sanddüne erkennbar. Das oberste Bild wurde am 17. Juni 2008 während des späten Frühlings aufgenommen, das unterste am 2. Juli 2010 während des Marssommers. Zu diesen Zeitpunkten war die abgebildete Region nicht mehr mit einer Schicht aus gefrorenen Kohlendioxid bedeckt. Die mittlere Aufnahme entstand am 23. Februar 2010 während des Marsfrühlings und zeigt eine immer noch mit Trockeneis bedeckte Planetenoberfläche.

Das Ausmaß der Erosion innerhalb von nur einem Marsjahres ist gemäss den Aussagen der beteiligten Forscher erstaunlich. An einigen Stellen sind dabei Hunderte von Kubikmetern Sand als Lawinen an Dünenhängen abgegangen, wodurch sich neue Rinnen und Sandschürzen gebildet haben. Die Unterseite der Eisschicht, welche sich in einem direkten Kontakt mit dem dunklen Boden befindet, erwärmt sich schneller als die Oberseite der Eisschicht. Das durch das Auftauen des gefrorenen Bodens freigesetzte Kohlendioxid wurde dabei vorübergehend unter der Eisschicht eingeschlossen. Mit zunehmenden Druck durchbrach das Gas schließlich die immer dünner werdende Eisschicht und destabilisierte dabei auch den an den Dünenhängen befindlichen Sand.

Besonders überraschend war für die Wissenschaftler die Feststellung, dass die Spuren vergangener Sandlawinen innerhalb von nur einem Marsjahre durch wellenförmige Verwehungen teilweise ausgelöscht werden können, denn die von Modellen der Marsatmosphäre vorhergesagten Windgeschwindigkeiten reichen eigentlich nicht aus, um Sandpartikel anzuheben oder in so kurzen Zeiträumen solche Veränderungen zu bewirken. Außerdem zeigen die Daten von Mars-Landeeinheiten wie den Marslander Viking 1, Viking 2 und Phoenix, dass starke Winde auf dem Mars anscheinend relativ selten auftretende Ereignisse sind.
Die Wissenschaftler vermuten deshalb, dass das polare Wetter aufgrund seiner auch jahreszeitlich bedingten hohen Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht häufiger zu hohen Windgeschwindigkeiten führt. Sie erhoffen sich von zukünftigen Aufnahmen der HiRISE-Kamera weitere Erkenntnisse zur Rolle des Windes im gegenwärtigen Marsklima. Denn, so die Aussage von Alfred McEwen von der University of Arizona in Tucson/USA, das Verständnis heutiger Veränderungen ist ein wichtiger erster Schritt, um grundlegende Prozesse auf unserem Nachbarplaneten aufzudecken und zu verstehen, wie sich das Klima auf dem Mars während der vergangenen Jahrmilliarden verändert hat.

„In den Regionen, welche saisonal mit Kohlenstoffdioxid-Eis bedeckt sind, treten starke Aktivitäten auf. Hierbei handelt es sich um einen Prozess, den wir nicht auf der Erde studieren können. Es ist wichtig, die aktuellen Auswirkungen dieser ungewohnten Prozesse zu verstehen, damit wir sie nicht falsch assoziieren und unzutreffende Rückschlüsse auf das marsianische Klima ziehen“, so Alfred McEwen.

Insgesamt konnten die Wissenschaftler bei 40 Prozent der während der über einen Zeitraum von zwei Marsjahren beobachteten Dünen deutliche Veränderungen erkennen. Die Ergebnisse der hier kurz vorgestellten Studie wurden am 4. Februar 2011 in der Fachzeitschrift Science publiziert.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, University of Arizona. Vertont von Peter Rittinger.

Diese befinden sich an einem Hang im Inneren eines Kraters. An vielen Stellen wird die Erosion der Sanddünen erkennbar, einige zeigen Abflusskanäle, wie sie ähnlich auch auf der Erde zu finden sind. Zuvor gemachte Bilder zeigen einige Kanäle nicht, andere haben sich verändert. Das heißt, die Kanäle sind gegenwärtig aktiv und dies im Winter bzw. zu Beginn des Frühlings.

Für flüssiges Wasser, auch unter dem Sand, ist es aber viel zu kalt. Allerdings befindet sich Trockeneis, also gefrorenes Kohlenstoffdioxid unter dem Sand, welches in diesen Breiten um 52° Süd auch den ganzen Frühling über bestehen bleibt. Man vermutet nun, dass dieses Trockeneis die Haftung zwischen den Sandkörnern herabsetzt und somit das Fließen des Sandes selbst begünstigt.

Die Aufnahme stammt vom 3. Januar 2011 und wurde mit der HiRISE-Kamera an Bord des Mars Reconnaissance Orbiters der NASA aus einer Entfernung von 252 Kilometern angefertigt. Die Auflösung des Originalbildes beträgt traumhafte 25 Zentimeter pro Pixel.

Raumcon:

• MRO-Thema (ab 14. Januar 2011)

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