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

Am 7. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 03:49 MESZ erneut die Apoapsis – den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,43 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren bereits 218. Umlauf um den Ringplaneten beginnen.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini eine Inklination von lediglich 0,3 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden. Außerdem passiert die Raumsonde auf dieser in der Äquatorebene des Saturn verlaufenden Flugbahn regelmäßig mehrere der inneren Saturnmonde in verhältnismäßig geringen Entfernungen.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 18,9 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 217“ lautet, insgesamt 24 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Teil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen zudem auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler. Den Höhepunkt des in Kürze beginnenden Saturnumlaufs stellt dabei ein für den 16. Juni 2015 vorgesehener dichter Vorbeiflug an dem Mond Dione dar.
Die ersten Beobachtungsziele: Titan und Saturn
Nur wenige Stunden nach dem Beginn dieses neuen Umlaufs um den Ringplaneten wird die ISS-Kamera auf den größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, den 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, gerichtet sein und diesen aus einer Entfernung von etwa 1,88 Millionen Kilometern abbilden. Unmittelbar darauf wird die Kamera direkt auf den Saturn ausgerichtet, um dort nach markanten Wolkenformationen Ausschau zu halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen dieser langfristig angelegten ‚Sturmbeobachtungskampagne‘ lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ‚Großwetterlage‘ auf dem Saturn dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Planeten um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum 14. Juni sind noch fünf weitere derartige ‚Wetter‘-Beobachtungen vorgesehen.

Der Mond Hyrrokkin
Am 10. Juni wird sich die ISS-Kamera schließlich auf einen der kleineren, äußeren Saturnmonde – den Mond Hyrrokkin – richten. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 23,5 mag handelt es sich bei diesem nur etwa acht Kilometer durchmessenden und erst im Jahr 2006 entdeckten Mond um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist.

Im Rahmen dieser mehrere Stunden andauernden Kampagne soll Hyrrokkin aus einer Entfernung von etwa 14,7 Millionen Kilometern mehrfach mit der ISS-Kamera abgebildet werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen wollen die beteiligten Wissenschaftler die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse noch besser als bisher bekannt ermitteln.

Astrometrische Beobachtungen
Für den 12. Juni sind diverse sogenannte ‚astrometrische Beobachtungen‘ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde vorgesehen. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Parameter von deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Derartige Messungen sind außerdem dazu dienlich, um den exakten Masseschwerpunkt innerhalb des komplexen Saturnsystems zu ermitteln und fortlaufend zu präzisieren. Eine weitere astrometrische Beobachtungskampagne soll am 14. Juni durchgeführt werden.

Weitere Monde
Ebenfalls noch am 14. Juni wird die ISS-Kamera dokumentieren, wie der Mond Enceladus vor der nördlichen Hemisphäre des Mondes Mimas vorbeizieht und diese dabei verdeckt. Die beiden Monde werden dabei 1,19 Millionen Kilometer beziehungsweise 1,46 Millionen Kilometer von der Raumsonde Cassini entfernt sein.

Für den folgenden Tag ist die Beobachtung eines weiteren äußeren Mondes – diesmal handelt es sich um den etwa 13 Kilometer durchmessenden Mond Tarvos – vorgesehen. Wie bereits einige Tage zuvor bei Hyrrokkin sollen auch hier Daten über die Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse gesammelt werden. Zum Zeitpunkt der mehrstündigen Beobachtungskampagne wird sich Tarvos in einer Entfernung von etwa 21,5 Millionen Kilometern zu Cassini befinden. Eine zweite Tarvos-Kampagne ist für die frühen Morgenstunden des 16. Juni eingeplant.

Zwischen diesen beiden Beobachtungssequenzen wird die ISS-Kamera jedoch zunächst auf den zweitgrößten Saturnmond – den 1.528 Kilometer durchmessenden Mond Rhea – gerichtet sein und zusammen mit einem weiteren Instrument der Raumsonde, dem Composite Infrared Spectrometer (kurz „CIRS“) aus einer Entfernung von 220.000 Kilometern diverse Aufnahmen von dessen Oberfläche anfertigen.

Periapsis
Am 16. Juni 2015 wird Cassini schließlich um 14:44 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 218, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 188.520 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren. Bereits wenige Stunden zuvor – um 07:25 MESZ – wird die Raumsonde zudem den kleinen, inneren Mond Polydeuces mit einer Geschwindigkeit von 6,6 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von lediglich 34.744 Kilometern ‚überfliegen‘. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um die Oberfläche von Polydeuces mit dem ISS-Kamerasystem abzubilden. Aufgrund seines geringen Durchmessers von lediglich vier Kilometern wird Polydeuces auf diesen Fotos jedoch trotzt der dabei gegebenen relativ geringen Entfernung lediglich eine Fläche mit einen Durchmesser von etwa 14 Pixeln einnehmen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Saturn soll das CIRS-Spektrometer zum Einsatz kommen. Mit den dabei zu gewinnenden Beobachtungsdaten soll erneut der Einfluss untersucht werden, welche die in den oberen Schichten der Saturnatmosphäre auftretenden Dunstschleier auf die in den tiefer gelegenen Schichten befindlichen Wolkenformationen ausüben. Diese CIRS-Messungen werden durch zusätzliche Aufnahmen der ISS-Kamera unterstützt.

Der Dione-Vorbeiflug D-4
Ebenfalls am 16. Juni steht zudem der Höhepunkt dieses 218. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 22:12 MESZ wird die Raumsonde den viertgrößten Saturnmond – den Mond Dione – im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 7,3 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 515,9 Kilometern passieren. Der am 21. März 1684 von dem italienischen Astronomen Giovanni Cassini entdeckte Mond Dione verfügt über einen mittleren Durchmesser von rund 1.123 Kilometern. Im Durchschnitt verläuft die Bahn von Dione in einer Entfernung von 377.420 Kilometern zum Saturn. Für einen Umlauf um den Ringplaneten benötigt der Mond etwa 2,7 Tage.

Die mit diesem mittlerweile vierten Vorbeiflug an Dione – das Manöver trägt deshalb die offizielle Bezeichnung „D-4“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung mit dem Einsatz des ISS-Kamerasystems. Die Kameras sollen dabei verschiedene Bereiche der Oberfläche in einer hohen Auflösung abbilden. Diese Aufnahmen sollen den Planetologen dabei behilflich sein, die Entwicklungsgeschichte von Dione noch besser als bisher möglich zu beschreiben und Erkenntnisse über die Prozesse zu gewinnen, welche zu der Bildung der vielfältig gestalteten Oberfläche geführt haben.

Auf Diones Oberfläche sind sowohl Gebirgsketten als auch stark verkraterte Regionen und ausgedehnte, flache Ebenen mit nur wenigen Kratern vertreten. Die verkraterten Regionen weisen zahlreiche Impaktkrater mit Durchmessern von teilweise mehr als 100 Kilometern auf. In den Ebenen erreichen die Krater dagegen nur selten Durchmesser von mehr als 30 Kilometern. Diese unterschiedliche Kraterverteilung weist auf ein unterschiedliches Alter der Oberfläche von Dione hin. Bei einem der am 16. Juni abzubildenden Oberflächenbereiche handelt es sich um eine Region namens „Eurotas Chasmata“ – einem offenbar tektonisch deformierten Gebiet, welches über eine Ausdehnung von fast 1.000 Kilometern verfügt und das erstmals in den Jahren 1980 und 1981 durch die NASA-Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 dokumentiert wurde.

Der wissenschaftliche Schwerpunkt dieses Vorbeifluges wird allerdings durch den Einsatz des Radio Science Subsystems (kurz „RSS“) der Raumsonde Cassini dominiert. Mit einem Wert von 1,47 Gramm pro Kubikzentimeter weist Dione nach Enceladus und Titan die drittgrößte mittlere Dichte aller Saturnmonde auf. Dione besteht zwar größtenteils aus Eis, dürfte allerdings auch über einen signifikanten Anteil an Silikatgesteinen verfügen, welches etwa ein Drittel der Gesamtmasse des Mondes ausmacht.

Durch die RSS-Messungen soll entschlüsselt werden, ob diese Gesteine undifferenziert verteilt sind, oder ob sie sich – wie bei einem terrestrischen Planeten – in einem Gesteinskern konzentrieren. Entsprechende Informationen lassen sich aus der hochgenauen und durch das RSS-Experiment durchzuführenden Vermessung des Schwerkraftfeldes von Dione ableiten.

Während des Vorbeifluges an dem Mond wird die Raumsonde durch die von Dione ausgehenden gravitativen Einflüsse zwar minimal, aber doch deutlich registrierbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt werden. Diese Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit der Radiosignale, welche Cassini während des Vorbeifluges konstant zur Erde aussenden wird, bemerkbar. Hierzu sendet Cassini im Bereich des S-Bandes eine hochstabile Trägerwelle in Richtung Erde aus, ohne selbst Signale zu empfangen. Hierfür wird der Sender der Kommunikationsanlage der Raumsonde verwendet, welcher die Trägerwelle mit einer Sendeleistung von zehn Watt abstrahlt.

Durch die Auswertung dieser auf dem Doppler-Effekt basierenden Daten lässt sich nicht nur die Masse von Dione und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den inneren Aufbau dieses Mondes getätigt werden. Neben der Beantwortung der Frage, ob Dione über einen regelrechten Kern verfügt, erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler durch das RSS-Experiment weitere Erkenntnisse über einen eventuell existierenden unterirdischen Ozean (Raumfahrer.net berichtete) sowie über Heterogenitäten und Massekonzentrationen in dessen Inneren.

Die über einen Zeitraum von fünf Stunden durchzuführende RSS-Kampagne wird etwa 2,5 Stunden vor der dichtesten Annäherung an Dione beginnen. Während der erfolgenden RSS-Messungen muss die vier Meter durchmessende Hauptantenne der Raumsonde allerdings exakt auf die Erde ausgerichtet sein. Nur so können die von Cassini abgesetzten Radiosignale von den Empfangsstationen des Deep Space Network (DSN) der NASA mit einer ausreichenden Präzision empfangen werden. Da die wissenschaftlichen Instrumente starr auf einer Instrumentenplattform montiert sind, ist es somit während der Hauptphase dieses Vorbeifluges nicht möglich, Fotoaufnahmen von der Dione-Oberfläche durch die ISS-Kamera zu gewinnen.

Erst nach dem Abschluss der RSS-Messungen können somit neben der ISS-Kamera auch verschiedene Spektrometer ihre Beobachtungen von Dione fortsetzen. So soll dann zum Beispiel das CIRS-Instrument die ‚Nachtseite‘ von Dione abtasten und Temperaturmessungen durchführen. Hierdurch erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler Informationen über die Mechanismen des Wärmetransports und der Wärmeabgabe auf der Oberfläche von Dione, woraus sich auch Rückschlüsse über deren mineralogische Zusammensetzung ableiten lassen.

Nicht von den RSS-Messungen betroffen ist dagegen ein weiteres Instrument der Raumsonde – das Ion and Neutral Mass Spectrometer (kurz „INMS“). Dieses Spektrometer wird auch während der Phase der dichtesten Annäherung versuchen, Gasmoleküle zu detektieren, welche von Dione entweichen und die eine äußerst dünne und laut dem bisherigen Erkenntnisstand hauptsächlich aus Sauerstoff bestehenden Atmosphäre um diesen Mond bilden (Raumfahrer.net berichtete).

Der Abschluss des Orbits Nummer 218
Nach dem Abschluss des Dione-Vorbeifluges wird sich ISS-Kamera am 17. Juni erneut auf einen der kleineren, äußeren Saturnmonde – diesmal handelt es sich um den rund 32 Kilometer durchmessenden Mond Albiorix – richten und über mehrere Stunden hinweg zwecks der Bestimmung der Rotationsdauer aus einer Entfernung von etwa 20,5 Millionen Kilometern abbilden. Für den 18. und 19. Juni sind mehrere Beobachtungen des Mondes Titan vorgesehen, welcher sich dabei 1,3 Millionen Kilometer von Cassini entfernt befinden wird.

Ebenfalls am 19. Juni wird die ISS-Kamera zudem wieder auf den Saturn gerichtet sein und in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (kurz „UVIS“), im Bereich des dortigen Südpols nach dort eventuell gerade auftretenden Polarlichtern Ausschau halten.

Die Untersuchung solcher durch die Aktivität der Sonne verursachten Leuchterscheinungen innerhalb der Atmosphäre eines von einem Magnetfeld umgebenen Planeten im äußeren Sonnensystem erlaubt Rückschlüsse auf die dort auftretenden Auswirkungen der Sonnenaktivität und ist zugleich von Bedeutung für die zukünftig zu erstellenden Vorhersagen des in der Umgebung unseres Heimatplaneten zu erwartenden Weltraumwetters.

Am 26. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 01:56 MESZ in einer Entfernung von rund 2,4 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 218. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 219 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 7. Juli 2015 in einer Entfernung von diesmal rund 11.000 Kilometern passiert werden soll.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden (Raumfahrer.net berichtete).

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Der Beitrag Raumsonde Cassini – Der Saturnumlauf Nummer 218 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 19. Mai 2015 erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 06:31 MESZ erneut die Apoapsis – den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystem. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,43 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 217. Umlauf um den Ringplaneten beginnen.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von lediglich 0,3 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 19 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 216“ lautet, insgesamt 21 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler.
Das erste Beobachtungsziel: Der Saturn
Nur wenige Stunden nach dem Beginn dieses neuen Umlaufs um den Ringplaneten wird die ISS-Kamera auf den Saturn gerichtet sein und in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), im Bereich des dortigen Südpols nach dort eventuell gerade auftretenden Polarlichtern Ausschau halten. Ähnliche Beobachtungen sind für den 23. und den 30. Mai vorgesehen.

Der Mond Titan aus der Ferne

Für den 20. Mai ist eine Beobachtungskampagne des größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, vorgesehen. Aus einer Entfernung von etwa 1,66 Millionen Kilometern soll dabei speziell der östliche Bereich der Region Xanadu abgebildet werden. Bei der Xanadu-Region handelt es sich um ein Gebiet, welches sich über eine Länge von rund 3.400 Kilometern entlang des Äquators erstreckt und das in etwa über die Fläche Australiens verfügt. Diese Region ist von mehreren bis zu 2.000 Meter hohen Bergrücken durchzogen.

Der Titan ist von einer dichten Atmosphäre umgeben, welche im Bereich des sichtbaren Lichts keinen direkten Blick auf dessen Oberfläche zulässt. Die ISS-Kamera wird bei diesen Beobachtungen jedoch mehrere Spezialfilter einsetzen, so dass die an der Mission beteiligten Wissenschaftler mit diesen Aufnahmen trotzdem verschiedene Oberflächenstrukturen wie den vermutlichen Eisvulkan Hotei Arcus oder das 392 Kilometer durchmessende Impaktbassin Menrva abbilden können.

Erneut der Saturn
Ebenfalls noch am 20. Mai wird erneut der Saturn in den Mittelpunkt der Beobachtungen rücken. Neben dem ISS-Kameraexperiment wird dabei auch ein weiteres Instrument, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), zum Einsatz kommen und die Atmosphäre des Planeten im Wellenlängenbereich der fernen und der extremen ultravioletten Strahlung abbilden. Eine zweite derartige Beobachtungskampagne wird am 24. Mai erfolgen.

Zuvor wird jedoch am 22. und 23. Mai neben der ISS-Kamera ein drittes Spektrometer, diesmal handelt es sich um das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), eingesetzt und ebenfalls Daten über die Saturnatmosphäre sammeln. Dabei wird am 22. Mai auch zu beobachten sein, wie der Mond Titan vor der Saturnscheibe vorbei zieht. Am 23. Mai sollen zudem ähnliche Transits der inneren Monde Mimas, Enceladus und Epimetheus beobachtet werden.

Für den 25. Mai ist eine weitere, diesmal 16 Stunden andauernde Saturnbeobachtung durch das ISS-Kameraexperiment angesetzt. Diese Aufnahmen dienen zum einen der Dokumentation des aktuellen Wettergeschehens. Durch die regelmäßig erfolgende Abbildung von markanten Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen dieser langfristig angelegten ‚Sturmbeobachtungskampagne‘ lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ‚Großwetterlage‘ auf dem Saturn dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Planeten um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete).

Außerdem soll mit diesen Beobachtungsdaten der Einfluss untersucht werden, welche die in den oberen Schichten der Saturnatmosphäre auftretenden Dunstschleier auf die in den tiefer gelegenen Schichten befindlichen Wolkenformationen ausüben. Hierzu wird auch eine für den darauffolgenden Tag vorgesehene Kampagne beitragen, in deren Verlauf die ISS-Kamera zusammen mit dem Spektrometer VIMS den Saturn über einen Zeitraum von diesmal 19 Stunden beobachten soll.

Periapsis
Am 28. Mai 2015 wird Cassini schließlich um 16:54 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 217, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 188.590 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um die turbulenten, tiefer gelegenen Schichten der Saturnatmosphäre mit einem weiteren Instrument der Raumsonde, dem Cassini-RADAR im Mikrowellenbereich zu analysieren. Mit den dabei zu gewinnenden Daten sollen ähnliche Messungen ergänzt werden, welche bereits in den Jahren 2005, 2009, 2010 und 2011 erfolgten. Des weiteren wird unmittelbar vor und nach den RADAR-Messungen erneut das VIMS eingesetzt, um ebenfalls die Saturnatmosphäre im Wellenlängenbereich der nahinfraroten Strahlung zu untersuchen.

Nur wenige Minuten vor dem Erreichen der Periapsis wird Cassini zudem um 16:09 MESZ den kleinen, lediglich etwa 32,6 × 23,6 × 20,0 Kilometer abmessenden Mond Telesto in einer Entfernung von 44.722,4 Kilometern passieren und mit der ISS-Kamera verschiedene Aufnahmen anfertigen. Dieser Mond weist eine ausgesprochen helle Oberfläche auf, welche über eine Albedo von 0,994 verfügt.

Auf früheren Aufnahmen der Raumsonde Cassini von diesem Mond sind mehrere Impaktkrater erkennbar. Allgemein ist die Oberfläche jedoch sehr eben und weist nur wenige Spuren älterer Krater auf. Dies deutet auf eine dicke Schicht aus Staub und feinkörnigen Eispartikeln hin, welche möglicherweise von einem andauernden Bombardement durch die Partikel des benachbarten E-Ringes des Saturn herrühren. Zudem weist die Oberfläche keine einheitliche Färbung auf. Der Ursprung der Farbunterschiede ist noch nicht verstanden. Möglicherweise stammen sie jedoch von feinen Unterschieden in der chemischen Zusammensetzung der Oberfläche oder von einer unterschiedlichen Größe der Partikel der Regolithschicht.

Zwei der inneren Monde des Saturn
Am 31. Mai stehen dann zwei weitere der inneren Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Zunächst wird die ISS-Kamera dabei auf den 504 Kilometer durchmessenden Mond Enceladus gerichtet sein und aus einer Entfernung von 1,35 Millionen Kilometern die von der Südpolregion dieses Mondes ausgehenden feinen Jets aus Wasserdampf und Eispartikeln dokumentieren.

Nur wenige Stunden später, um 15:36 MESZ, wird die Raumsonde Cassini die Oberfläche des 360,2 x 266 x 205,4 Kilometer abmessenden Mondes Hyperion mit einer Geschwindigkeit von 4,3 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 34.286,9 Kilometern passieren. Dies ist die dichteste Annäherung der Raumsonde an diesen Mond seit dem 16. September 2011 (Raumfahrer.net berichtete) und zugleich der letzte dichtere Vorbeiflug an Hyperion bis zum Ende der Cassini-Mission im Jahr 2017. Dieser ‚Flyby‘ soll genutzt werden, um mit der ISS-Kamera diverse Aufnahmen von der Oberfläche des Mondes anzufertigen. Die besten Aufnahmen werden dabei eine Auflösung von etwa 205 Metern pro Pixel erreichen. Zudem soll das CIRS die Mondoberfläche abtasten und so Informationen über deren chemische Zusammensetzung und Temperatur liefern.

Hyperion erinnert auf den ersten Blick eher an einen ‚gigantischen Schwamm‘ denn an einen Mond. Der Grund hierfür konnte bisher noch nicht entschlüsselt werden. Sehr wahrscheinlich steht dieses ungewöhnliche Aussehen aber mit der geringen Dichte dieses Mondes in Zusammenhang, welche lediglich 0,544 Gramm pro Kubikzentimeter beträgt. Dieser Wert wurden von der Raumsonde Cassini während eines am 26. September 2005 in einer Entfernung von nur 514 Kilometern erfolgten Vorbeifluges an diesem Mond ermittelt.

Da Hyperion anscheinend hauptsächlich aus Wassereis besteht, bedeutet dieser Wert somit, dass der Mond extrem porös ist und sein Inneres zu 42 Prozent aus Hohlräumen bestehen muss. Hyperion ist also eher ein so genannter Rubble Pile und kein ‚kompakter Körper‘. Beimischungen von Komponenten mit einer höheren Dichte – zum Beispiel signifikante Anteile an Gesteinen – würden den Wert dieser Porosität noch weiter erhöhen.

Trotzdem ist die Oberfläche von Hyperion mit einer Vierzahl an eng beieinander liegenden relativ kleinen, dafür aber offenbar gut erhaltenen Kratern überzogen, welche über Durchmesser von lediglich etwa zwei bis zehn Kilometern verfügen. Derartig kleine Krater sollten eigentlich im Verlauf der Zeit – gemeint sind hierbei Zeiträume von Jahrmillionen und Jahrmilliarden – erodieren und letztendlich ‚verschwinden‘.

Eine wichtige Rolle bei einer solchen ‚atmosphärenfreien‘ Erosion spielt die ‚Verschüttung‘ dieser Impaktstrukturen unter dem im Rahmen von zu späteren Zeitpunkten erfolgenden Impakten ausgeworfenen Material. Bei dem Einschlag eines kleinen, aber trotzdem ausreichend massereichen Himmelskörpers auf die Oberfläche eines größeren Objektes wird Material in die Höhe geschleudert, welches kurz darauf wieder in der Umgebung des Einschlagsortes niedergeht. Im Rahmen eines solchen Ereignisses werden in der Umgebung gelegene und bereits zuvor vorhandene Impaktkrater mit diesem Ejekta-Material überdeckt.

Erfolgen diese Einschläge jedoch in ‚Ziel‘-Objekte mit einer geringen Dichte – das getroffene Objekt verfügt zum Beispiel über eine relativ hohe Porosität – so wird bei einem solchen Ereignis deutlich weniger Material in die Umgebung befördert als üblich. Porositätswerte von über 40 Prozent reduzieren dabei die Menge des Auswurfmaterials unter Umständen auf einen Wert von weniger als 25 Prozent.

Im Verlauf der Zeit sind also eine Vielzahl an kleineren Himmelskörpern auf der Oberfläche von Hyperion eingeschlagen und dabei auch relativ weit in diese eingedrungen, ohne dass dabei jedoch die umliegenden Krater durch ausgeworfenes Material ‚ausgewischt‘ wurden. Daraus könnte das in der Gegenwart erkennbare, durch anscheinend ‚gestochen scharfe‘ Kraterränder verursachte schwammartige Aussehen der Oberfläche von Hyperion verursacht werden, welches noch zusätzlich dadurch verstärkt wird, dass die Böden der erkennbaren Krater über eine im Allgemeinen eher dunkle Farbe verfügen.

Weitere Beobachtungen des Saturn und des E-Rings
Am 2. und am 4. Juni soll im Rahmen von insgesamt drei weiteren ‚Sturmbeobachtungskampagnen‘ erneut das Wettergeschehen auf dem Saturn dokumentiert werden. Ebenfalls an diesen beiden Tagen wird die ISS-Kamera zudem Teilbereiche des diffusen E-Rings des Saturn abbilden, welcher sich aus Staubpartikeln und Eis zusammensetzt. Gespeist wird dieser Ring in erster Linie durch das Material, welches durch die kryovulkanische Aktivität des Saturnmondes Enceladus in das Weltall befördert wird (Raumfahrer.net berichtete). Durch die bei diesen Beobachtungen gegebenen Beleuchtungsverhältnisse lassen sich speziell die in dem Ring enthaltenen Staubteilchen besonders gut untersuchen.

Am 7. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 03:49 MESZ in einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 217. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 218 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Des weiteren werden am 16. Juni die Monde Polydeuces und Dione von der Raumsonde passiert. Der Vorbeiflug an Dione wird dabei in einer Entfernung von lediglich 515,9 Kilometern erfolgen.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden (Raumfahrer.net berichtete).

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Raumsonde Cassini: Der Saturnumlauf 216 beginnt (25. April 2015)
• Raumsonde Cassini beginnt den Saturnumlauf Nummer 215 (28. März 2015)
• Hydrothermale Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus? (12. März 2015)

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Verwandte Internetseiten:

• Cassini-Huygens Sonderseite
• Cassini-Huygens Newsarchiv
• CICLOPS (engl.)

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

Nach einer Flugdauer von fast sieben Jahren und einer bis dahin zurückgelegten Distanz von über drei Milliarden Kilometern trat die Raumsonde Cassini am 1. Juli 2004 in eine Umlaufbahn um den Saturn, dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, ein. In den folgenden zehn Jahren hat die Raumsonde den Saturn bis zum heutigen Tag 210 mal umkreist. Neben der Atmosphäre des Planeten, dessen komplexen Magnetfeld und dem Ringsystem gilt das Interesse der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler auch der Untersuchung der 62 bisher bekannten Monde des Saturn.

Bei einem dieser Monde handelt es sich um den bereits am 16. September 1848 entdeckten Mond Hyperion. Mit Abmessungen von 360,2 x 266 x 205,4 Kilometern handelt es sich bei diesem Mond um einen für seine Größe auffällig unregelmäßig geformten Körper. Vermutlich handelt es sich bei diesem Mond um das Bruchstück eines größeren Ursprungskörpers, welcher in der Vergangenheit infolge einer ‚kosmischen Katastrophe‘ zerbrochen ist. Mit einem Wert von 0,544 Gramm pro Kubikzentimeter weist Hyperion eine geringe mittlere Dichte auf. Da dieser Mond überwiegend aus Wassereis mit einem geringen Anteil an Silikaten besteht deutet dieser Wert darauf hin, dass der innere Aufbau von Hyperion extrem porös ist und zu mindestens 40 Prozent aus Hohlräumen bestehen muss.

Untersuchungen der Raumsonde Cassini
Detaillierte Untersuchungen dieses Mondes erfolgten erstmals am 26. September 2005, als Cassini Hyperion im Rahmen eines Vorbeifluges in einer Entfernung von lediglich 520 Kilometern passierte und diesen Mond dabei mit mehreren der von der Raumsonde mitgeführten 12 wissenschaftlichen Instrumenten eingehender untersuchte. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen zeigten zum Beispiel, dass Hyperions Oberfläche vollständig mit einer Vielzahl an lediglich zwei bis zehn Kilometern durchmessenden und verhältnismäßig tiefen, allerdings noch sehr gut erhaltenen Kratern übersät ist, was diesem Mond das einzigartige Aussehen eines Schwammes verleiht. Der größte dieser Krater verfügt über einen Durchmesser von etwa 120 Kilometern und ist rund zehn Kilometer tief.

Dieses ungewöhnliche Aussehen – so die Ansicht der Wissenschaftler – könnte seinen Grund in der hohen Porosität des Mondes haben, denn bei der Erosion von Kratern auf atmosphärefreien Himmelskörpern spielt die Verschüttung unter dem bei späteren Einschlägen ausgeworfenem Material eine wichtige Rolle. Bei Einschlägen von Meteoriten und Asteroiden auf eine kompakte Oberfläche wird Material in die Höhe geschleudert, welches sich anschließend wieder in der Umgebung ablagert und umliegende, bereits zu früheren Zeitpunkten entstandene Impaktkrater überdeckt. Bei Einschlägen in poröses Material wird die Oberfläche jedoch lediglich ‚zusammengedrückt‘, aber nur in einem geringen Umfang als Ejektamaterial in die Umgebung ausgeworfen.

Durch Messungen mit verschiedenen Spektrometern konnte im September 2005 zudem die chemische und mineralogische Zusammensetzung der Oberfläche von Hyperion ermittelt werden. Dabei stellte sich heraus, dass der größte Teil der Oberfläche dieses Mondes von einer Mischung aus Wassereis, Staub und gefrorenen Kohlendioxid überzogen ist. Viele Kraterböden sind zudem mit einer vermutlich bis zu mehrere Dutzend Meter dicken Schicht eines dunkelroten Materials bedeckt. Die Analysen führten zu dem Ergebnis, dass es sich hierbei um Kohlenwasserstoff-Verbindungen handelt.

Weitere Ergebnisse über den Mond Hyperion wurden erst kürzlich durch die erneute Auswertung dieser bereits älteren Datensätze gewonnen.

Elektrostatische Aufladung
Ebenfalls während des Vorbeifluges am 26. September 2005 konnte ein Elektronen-Massespektrometer (abgekürzt ELS) – eines der drei Einzelinstrumente, aus denen das Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) besteht – etwa sechs Minuten vor der dichtesten Annäherung an Hyperion in einer Entfernung von 2.233 Kilometern zu dessen Oberfläche kurzzeitig einen deutlich erhöhten Strom energiereicher Elektronen nachweisen, welcher die Raumsonde traf. Ein Magnetometer stellte dabei fest, dass sich dieser Elektronenstrom – ausgehend von der Oberfläche Hyperions – entlang der Feldlinien des Saturn-Magnetfeldes bewegte. Zur gleichen Zeit registrierte ein drittes Instrument – das Radio and Plasma Wave Instrument (RPWS) – intensive Plasmawellen-Schwankungen, welche durch den Elektronenstrahl ausgelöst wurden. Ein weiteres Instrument – das Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) – ermittelte dagegen die Absorption von weiteren geladenen Teilchen durch Hyperion.

Eine Erklärung für dieses Phänome lieferte jetzt ein von Tom Nordheim vom Mullard Space Science Laboratory (MSSL) des University College London geleitetes Wissenschaftler-Team. Der Schlüssel für das Verständnis der beobachteten Vorgänge liegt demzufolge in der Umlaufbahn des Mondes um den Saturn und dessen dabei erfolgende Interaktion mit dem Saturn-Magnetfeld.

Der Mond Hyperion umkreist den Saturn auf einer exzentrischen Bahn in Entfernungen zwischen 1,438 bis 1,489 Millionen Kilometern innerhalb von 21 Tagen, sechs Stunden und 43 Minuten. Diese elliptische Umlaufbahn hat zur Folge, dass dieser Mond zeitweise die Magnetosphäre des Saturn durchquert und zu diesen Zeitpunkten einem fortlaufenden Bombardement aus den dort ‚gefangenen‘ geladenen Partikeln ausgesetzt ist. Sobald die Bahn dieses Mondes jedoch außerhalb der Magnetosphäre verläuft – die genauen Zeitpunkte sind abhängig von der Orbitalposition Hyperions und der Expansion beziehungsweise Kontraktion des Saturn-Magnetfeldes – erreichen dagegen Partikel der kosmischen Strahlung und dem von dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems ausgehenden Sonnenwind die Oberfläche von Hyperion.

Das permanente Auftreffen dieser aus drei Quellen stammenden hochenergetischen Partikel ist dafür verantwortlich, dass die Oberfläche dieses Mondes elektrostatisch aufgeladenen wird.

Die Analyse der CAPS-ELS-Daten führte das Team um Tom Nordheim zu dem Schluss, dass zum Zeitpunkt des beobachteten Ereignisses auf der Oberfläche von Hyperion – relativ zu Cassini – ein starkes negatives Oberflächenpotential von minus 200 Volt vorherrschte. Als die Raumsonde Cassini am 26. September 2005 zufälligerweise auf der exakt für diese Messungen notwendigen Flugbahn an Hyperion vorbeiflog, entstand kurzzeitig eine magnetische Verbindung zwischen beiden Körpern. Dabei wurden geladene Teilchen von Hyperion zu der Raumsonde geleitet, wo diese dann von den Messinstrumenten erfasst wurden.

„Die große Potentialdifferenz zwischen der Mondoberfläche und der Raumsonde führte dazu, dass sich ein Strom von Elektronen in Richtung Cassini in Bewegung setzte“, so Tom Nordheim. „Es war geradezu so, als ob Cassini von Hyperion einen 200-Volt-Stromschlag erhielt – und das obwohl sich die Raumsonde zu diesem Zeitpunkt mehr als 2.000 Kilometer von diesem Mond entfernt befand.“ Die Wissenschaftler vergleichen diesen Effekt mit der auf der Oberfläche eines aufgeblasenen Luftballons aufgebauten elektrostatischen Ladung, wenn dieser an Haaren oder einem Pullover gerieben wird.

Auf ähnliche Weise können auch im Weltraum befindliche Himmelskörper elektrostatisch aufgeladen werden, sobald diese dem von der Sonne ausgehenden UV-Licht oder auf sie einströmenden geladenen Partikeln ausgesetzt sind. Ein prominentes Beispiel hierfür ist der Mond der Erde.

Im Gegensatz zu unserem Heimatplaneten verfügt der Mond nicht über ein globales Magnetfeld, welches ihn vor der Strahlung des Weltalls schützt. Dadurch bedingt interagieren freie Elektronen im Sonnenwind mit dem auf der Mondoberfläche abgelagerten Mondstaub und laden diese Staubkörner dadurch auf. Im Rahmen der Apollo-Missionen stellte sich der Mondstaub dann auch als ziemlich lästig dar. Aufgrund seiner elektrostatischen Aufladung setzte er sich an Raumanzügen, Ausrüstung und Instrumenten fest. Die scharfkantigen Staubkörnchen drangen auch durch kleinste Öffnungen, zerkratzten die Visiere der Raumanzüge, verstopften Leitungen, schwärzten Oberflächen und machten Instrumentenanzeigen unlesbar.

Verschiedene Berechnungen und theoretische Modelle, welche sich auf den Asteroiden (433) Eros und einigen der größeren Saturnmonde bezogen, haben in der Vergangenheit zwar darauf hingedeutet, aber wissenschaftlich belastbare Belege für vergleichbare statische Aufladung auf anderen Objekten im Sonnensystem konnten bislang nicht gefunden werden. Die Analyse der Daten der Raumsonde Cassini zeigt jetzt allerdings, dass sich derartige Vorgänge offenbar tatsächlich selbst auf kleinen Himmelskörpern wie dem Mond Hyperion ereignen können. Die war selbst für die beteiligten Wissenschaftler überraschend, da dieser Mond aufgrund seiner geringen Größe und Masse bisher als ein ‚primitives‘, inaktives Objekt galt, welches eigentlich nicht in der Lage sein sollte, mit der Magnetosphäre des Saturn auf eine derart stark ausgeprägte Weise zu interagieren.

Vorsicht bei zukünftigen Missionen!
Glücklicherweise hatte der am 26. September 2005 erfolgte Vorfall keine Schäden an der Raumsonde Cassini verursacht. Trotzdem, so die an der Studie beteiligten Wissenschaftler, sollten zukünftige Raummissionen gewappnet sein. Zu diesem Zweck müssten die dabei zu verwendenden Hardware-Komponenten mit einem entsprechenden Schutz ausgestattet werden.

„Derartige Aufladungen der Oberfläche eines Himmelskörpers sind gegenwärtig noch nicht gut verstanden. Sie wurden zwar bereits auf dem Mond der Erde beobachtet – im Saturnsystem bietet sich uns jedoch die Möglichkeit, diese Phänomene unter vielen unterschiedlichen Ausgangsbedingungen zu untersuchen“, so Geraint Jones vom MSSL, einer der Mitarbeiter des Teams.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden von Tom Nordheim et al. unter dem Titel „Detection of a strongly negative surface potential at Saturn’s moon Hyperion“ am 16. Oktober 2014 in der Fachzeitschrift „Geophysical Research Letters“ publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

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Verwandte Internetseiten:

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Fachartikel von Tom Nordheim et al.:

• Detection of a strongly negative surface potential at Saturn’s moon Hyperion (Volltext, engl.)

Der Beitrag Saturnmond Hyperion ist elektrostatisch aufgeladen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Kirsten Müller. Quelle: ciclops.org; NASA/JPL

Hyperion hat einen ungeregelten Spin und umkreist den Saturn einmal in 21 Tagen. Besonders zeichnet er sich durch seine poröse, schwammähnliche Struktur aus. Grund für diese Struktur, so die Wissenschaftler, ist seine geringe Dichte, welche etwa die Hälfte jener von Wasser beträgt. Dies konnte beim Flyby im September 2005 festgestellt werden, bei dem genaue Messungen der Masse und Größe des Mondes durchgeführt wurden.

„Während des Vorbeiflugs verursachte der Mond eine winzige, aber messbare Abweichung von Cassinis Umlaufbahn. Anhand dieser Abweichung konnten unsere italienischen Kollegen die Masse relativ genau berechnen“, sagt Nicole Rappaport, stellvertretende Leiterin des Cassini Radio Science Team beim Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Kalifornien. „Aus Bildaufnahmen ließ sich außerdem Hyperions Volumen bestimmen, woraus sich schließlich die Dichte errechnen ließ.“

Nach anfänglichen Vermutungen war die Ursache von Hyperions ungewöhnlicher Oberfläche dunkel gefärbtes Material, das sich erst auf den Böden von Kratern bildet und durch die Einwirkung von Sonnenlicht tiefer in die Oberfläche einschmilzt. Den neuen Messungen zufolge sorgen jedoch die niedrige Dichte und folglich die niedrigen Anziehungskräfte an der Oberfläche des Mondes dafür, dass die Krater, die sich auf Hyperion bilden, anders aussehen als die Krater auf anderen, dichteren Himmelskörpern im Sonnensystem. Schlägt ein Objekt auf Hyperions poröser Oberfläche ein, bildet es einen Krater, indem es die Oberfläche „eindrückt“, statt durch seinen Einschlag andere Materie wegzustoßen. Außerdem verschwindet durch die niedrige Gravitation des Mondes viel Materie, die durch den Einschlag weggeschleudert wird, in den Weltraum, statt auf den Mond zurückzufallen. Dadurch sehen Hyperions Krater ausgeprägter aus als bei anderen Himmelskörpern und sind nicht so sehr von Staub und Abfall umgeben.

Auch wurde die Zusammensetzung des Mondes erforscht. So wurden, neben Wasser- und Kohlenstoffdioxideis, in den Kratern Kohlenwasserstoffe entdeckt.

Damit ist Hyperion ein weiterer Ort in unserem Sonnensystem, auf dem Chemikalien vorkommen, welche die Basis für Leben bilden. „Die Anwesenheit dieser Kohlenwasserstoffe ist besonders interessant für uns, da sie auch in Kometen, Meteoriten und dem Staub in unserer Galaxie vorkommen“, so Dale Cruikshank, Planetenwissenschaftler beim NASA Ames Research Center in Moffett Field, Kalifornien, Hauptautor der Nature-Veröffentlichung. „Wenn man diese Moleküle in Eis einbettet und mit ultraviolettem Licht bestrahlt, bilden sich neue, biologisch signifikante Moleküle. Das braucht nicht zu bedeuten, dass wir jetzt Leben gefunden haben, ist aber ein weiteres Indiz dafür, dass die grundlegende Chemie für Leben im Universum weit verbreitet ist.“

Cassinis Ultraviolett-Spektrograph und Visual and Infrared Mapping Spectrometer, mit denen sich die chemischen und mineralischen Eigenschaften des Mondes untersuchen lassen, haben verschiedene Variationen in der Zusammensetzung von Hyperions Oberfläche festgestellt. So wurde Wassereis gefunden, ebenso wie festes Kohlenstoffdioxid (Trockeneis), das sich auf unerwartete Weise mit dem Wassereis gemischt hat. Messungen der hellsten Regionen von Hyperions Oberfläche zeigen kristallines Wassereis, genau wie auf der Erde.

„Größtenteils besteht Hyperions Oberfläche aus einer Mischung von Wassereis und organischem Staub, allerdings ist auch viel gefrorenes Kohlenstoffdioxid vorhanden. Es ist kein reines Kohlendioxid, sondern hängt irgendwie mit anderen Molekülen zusammen“, erklärt Cruikshank.

Frühere Messdaten von anderen Saturnmonden sowie von den Jupitermonden Callisto und Ganymed lassen vermuten, dass das molekulare Kohlenstoffdioxid auf verschiedene Arten mit anderen Oberflächen „Komplexe“ bildet oder sich dort anhängt. Cruikshank: „Wir nehmen an, dass einfaches Kohlendioxid längerfristig von den Monden des Saturn verdampft. Hängt es jedoch mit anderen Molekülen zusammen, ist es viel stabiler.“

Amanda Hendrix, Cassini-Wissenschaftlerin am Ultraviolet Imaging Spectrograph beim JPL in Pasadena, Kalifornien: „Der Hyperion-Vorbeiflug war ein schönes Beispiel dafür, was Cassinis Instrumente bei verschiedenen Wellenlängen vermögen. Bei dieser allerersten Ultraviolett-Beobachtung von Hyperion gibt uns die Entdeckung von Wassereis Informationen über die variierende Zusammensetzung dieses bizarren Himmelskörpers.“

Auch über den Mond Iapetus wurden Berechnungen angestellt. Bei einem Flyby Silvester 2004 stellte Cassini fest, dass dieser Mond die Form einer Walnuss hat mit einer Erhebung in seinen mittleren Regionen. Außerdem hat er eine Bergkette genau an seinem Äquator.

In seinen, für astronomische Begriffe, „Teenagerjahren“ ist der Mond quasi „schockgefroren“ worden und hat dadurch seine jugendliche Gestalt mehr als drei Milliarden Jahre lang behalten können, so die Wissenschaftler. Julie Castillo vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Kalifornien: „Iapetus drehte sich schnell um seine eigene Achse, fror in jungen Jahren ein und behielt dabei einen Körper mit bleibenden Rundungen.“ Anders als die anderen Monde im Sonnensystem hat Iapetus damit die gleiche Form wie früher, als er erst 100 Millionen Jahre alt war, und ist somit ein gut erhaltenes Relikt aus der Zeit, als das Sonnensystem noch jung war. Diese Ergebnisse erschienen in der Online-Version des Journals Icarus.

Wie die Wissenschaftler jetzt annehmen, weisen die Erhebungen in der Mitte sowie die langsame Drehung des Mondes auf Erhitzung durch radioaktive Elemente in der Entstehungszeit des Sonnensystems hin, die mittlerweile lange zerfallen sind. „Wie haben mit Modellen nachvollzogen, wie sich auf Iapetus durch seine Eigenrotation der große Buckel gebildet hat und wie sich seine Rotation auf die heutigen achtzig Tage verlangsamt hat. Außerdem hat uns der Mond netterweise sein Alter verraten“, sagt Dennis Matson, Cassini-Wissenschaftler am JPL. „Von einem schnell rotierenden Mond könnte man eine solche Unebenheit erwarten, aber nicht von einem langsam rotierenden – da wäre die Unebenheit viel flacher.“

Ursprünglich drehte sich der Mond, nach den Berechnungen der Wissenschaftler, viel schneller um seine Achse – mit mindestens fünf, aber auf jeden Fall weniger als sechzehn Stunden pro Umdrehung. Durch die schnelle Umdrehung bekam der Mond die Form einer Oblate, und seine Oberfläche vergrößerte sich genauso, wie sich die Oberfläche eines runden Ballons vergrössert, wenn man ihn an beiden Seiten eindrückt. Als sich die Rotation des Mondes auf 16 Stunden verlangsamt hatte, war seine äußere Schale mittlerweile gefroren. Außerdem hatte sich durch die Abkühlung die Oberfläche des Mondes verkleinert. Das überschüssige Oberflächenmaterial war zu starr, um sich in den Mond einzupassen. Stattdessen stapelte es sich als Bergkette am Äquator auf.

„Iapetus’ Entwicklung hat sprichwörtlich mittendrin aufgehört“, so Castillo. „Damit Gezeitenkräfte seine Rotation verlangsamen, hätte der Mond eine viel höhere Innentemperatur haben müssen, in etwa den Gefrierpunkt von Wasser.“ Während der Entwicklung eines Modells über das schnelle Gefrieren von Iapetus lag die Herausforderung darin, zuerst einmal herauszufinden, wie er überhaupt so warm wurde, dass sich auf ihm die Wölbung bilden konnte, und dann, wie diese Wärme wieder verschwinden konnte, damit Iapetus gefrieren konnte.

Die Wärmequelle muss sehr kurzlebig gewesen sein, wenn sich die Kruste so schnell abgekühlt und seine so ursprüngliche Form erhalten hat. Nach dem Betrachten verschiedener Modelle kamen die Wissenschaftler zu dem Schluss, dass die Wärme aus Iapetus’ Gestein gekommen sein muss, wo sich die für geologische Begriffe sehr kurzlebigen Isotope Aluminium-26 und Eisen-60 befinden. Da die Halbwertszeit dieser Isotope bekannt ist, gelang es den Wissenschaftlern anhand des Aluminium-26 mit Hilfe einer Art „Radiocarbonmethode“ das Alter des Mondes auf etwa 4.564 Milliarden Jahre zu schätzen.

Hinweise auf die gleichen Isotope, Aluminium-26 und Eisen-60, sind in Meteoriten im inneren Sonnensystem gefunden worden. So ist es möglich, die frühe Entstehungsgeschichte des äußeren Sonnensystems mit Objekten im inneren Sonnensystem, wie der Erde, dem Erdmond und von Asteroiden, zu vergleichen.

Matson: „Dies ist der erste direkte Beweis über die frühe Geschichte der Rotation bei einem Satelliten im äußeren Sonnensystem. Er lehrt uns mehr über den Einfluss der Rotationsgeschwindigkeit eines Körpers auf seine Evolution und erweitert unser Wissen über die Frühgeschichte von Planetenmonden im äußeren Sonnensystem.“

Am 10. September 2007 wird Cassinis nächste Begegnung mit Iapetus stattfinden, wenn sich die Sonde dem Mond auf bis 1000 km nähern wird.

Quellen: ciclops.org; NASA / JPL

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: NASA.

Die gestern veröffentlichten Aufnahmen wurden während der ersten Annäherung der Raumsonde an Hyperion zwischen dem 9. und 11. Juni gemacht. Hyperion ist eindeutig nicht rund. Seine ungewöhnliche Form ist deutlich in einem Video zu erkennen, das Cassini während der zweieinhalb Tage in der Nähe des Mondes aufzeichnen konnte. Die gezackten Ränder auf der Oberfläche sind Anzeichen für größere Einschläge, die den Mond wie Steinmetze bearbeitet haben.

Vorläufigen Schätzungen zufolge beträgt die Dichte des Mondes nur etwa 60 Prozent von massivem Wassereis, wahrscheinlich gibt es also größere Zwischenräume im inneren des Mondes. Der Mond ist eher ein eisiger Schutthaufen, als ein fester Körper.

Sowohl im Bild als auch im Video sind Krater verschiedener Größen bis hinunter zur Auflösungsgrenze von etwa einem Kilometer pro Bildpunkt zu erkennen. Der frische Eindruck der Krater kombiniert mit der hohen räumlichen Auflösung erweckt den Eindruck einer Schwammstruktur auf Hyperion.

Die schwammförmige Oberfläche des Mondes ist ein interessanter Zufall, da auch das innere des Mondes teilweise leer zu sein scheint. Die Masse des Mondes befindet sich in der Nähe des Punktes, an dem er durch seine Gravitation schwache Materialien wie Eis zerdrücken und so einen annähernd runden Körper formen würde.

Die Aufnahmen wurden mit der Nahwinkelkamera an Bord von Cassini aus Entfernungen zwischen 815 000 und 168 000 Kilometern von Hyperion gemacht. Am 26. September wird Cassini den Mond in einer Entfernung von 510 Kilometern passieren.

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