Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: USGS, JPL, University of Leicester, UMSF-Forum.

Bereits seit dem August 2012 erforscht der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity das Innere des 154 Kilometer durchmessenden Gale-Kraters. Neben den anderen wissenschaftlichen Zielen, welche die NASA mit dieser ambitionierten Mission verbindet, richtet sich das Interesse der Marsforscher dabei besonders auf die Untersuchung der klimatologischen und geologischen Bedingungen, welche einstmals in dieser Region des Mars vorgeherrscht haben. Ein speziellen Interesse gilt dabei dem im Inneren des Gale-Krater gelegenen Zentralberg „Aeolis Mons“.

Diverse Aufnahmen von verschiedenen Marsorbitern zeigten bereits im Vorfeld der Curiosity-Mission, dass dieser etwa 5.500 Meter über den Boden des Kraters hinausragende Berg an seinen Flanken über einen ausgeprägten Schichtaufbau verfügt. In den einzelnen Schichten ist – vergleichbar mit den Steilwänden des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona – die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche enthalten. Anders als in den auf der Erde gewonnenen Bohrkernen liegen diese Informationen dabei mehr oder weniger offen zutage und sind für den Rover Curiosity somit relativ leicht einsehbar.

Durch eine langsame ‚Besteigung‘ des Berges, welche mit ausführlichen Analysen von aus geologischer Sicht interessant erscheinenden Ablagerungen verbunden ist, soll diese Entwicklungsgeschichte im weiteren Verlauf der Mission Schritt für Schritt erforscht und entschlüsselt werden. Auf diese Weise erhoffen sich die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse darüber, wann, wie, warum und in welchen Zeiträumen sich das Klima und die Umweltbedingungen auf dem Mars einstmals so dramatisch verändert haben.

Auf seinem Weg zu der Basis dieses Berges erreichte Curiosity bereits am 18. September 2014, dem Sol 753 seiner Mission, die Region „Pahrump Hills“, wo er sich seitdem intensiv als ‚Feldgeologe‘ betätigt hat. Dieses Gebiet ist nach der Meinung der an der Curiosity-Mission beteiligten Geologen ein Bestandteil der untersten Gesteinsschicht auf der sich der Zentralberg Aeolis Mons aufbaut. Zwecks der Untersuchung der hier befindlichen Gesteine wurde am 24. September ein an dem Instrumentenarm befindlicher Bohrer eingesetzt um Material zu gewinnen, welches anschließend über mehrere Wochen hinweg ausführlich mit den verschiedenen Instrumenten des Rovers analysiert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Erhöhte Hämatit-Vorkommen
Bei den Untersuchungen mit dem CheMin-Spektrometer zeigte sich, dass die untersuchte Bodenprobe über einen signifikanten Anteil des Eisenoxidminerals Hämatit verfügt. Diese Entdeckung ist für die beteiligten Wissenschaftler besonders deshalb von Bedeutung, weil bereits im Jahr 2010 eines der Instrumente des NASA-Orbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) in genau dieser Region des Gale-Kraters Hinweise auf erhöhte Hämatit-Vorkommen geliefert hatte.
„Dieser Fund stellt eine direkte Verbindung zu den Messdaten her, welche wir aus dem Orbit heraus gewonnen haben“, so der Curiosity-Projektwissenschaftler John Grotzinger vom California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien. Die Wissenschaftler können sich jetzt sicher sein, dass sie die bisherigen Messungen des MRO zur Identifikation von Mineralen auf der Marsoberfläche richtig interpretiert haben und werden dies in Zukunft bei der Planung der wissenschaftlichen Aktivitäten berücksichtigen.

„Wir haben mittlerweile den Bereich des Kraters erreicht, aus dem die mineralogischen Informationen stammen, die bei der Auswahl des Gale-Kraters als Landeplatz eine wichtige Rolle gespielt haben“, erläutert Ralph Milliken von der Brown University. „Wir sollten nun in der Lage sein, auf der Grundlage der Daten der Orbiter vorherzusagen, welche Mineralien wir wo vorfinden werden. Auf diese Weise können wir in Zukunft die Orte, wo weitere Bohrungen durchgeführt werden sollen, ganz gezielt auswählen.“

Intensive Erforschung der Pahrump Hills
Auch in den auf die Analyse der Bohrprobe folgenden Wochen hat sich Curiosity auf die Untersuchung der in der unmittelbaren Umgebung der Pahrump Hills befindlichen und dort frei zutage tretenden Grundgesteine konzentriert. Der Rover absolvierte hierzu in Abständen von jeweils einigen Tagen mehrere kurze Fahrten über jeweils nur wenige Meter. Am Ende einer jeden Etappe erfolgten weitere Analysen und Messungen, welche von ausführlichen Beobachtungskampagnen der verschiedenen bildgebenden Instrumente begleitet wurden. Im Rahmen einer ersten ‚Besichtigungstour‘ durch die Pahrump Hills legte der Rover dabei eine Strecke von insgesamt rund 110 Metern zurück und untersuchte dabei Bereiche, welche sich von ihrem Höhenniveau her um etwa neun Meter unterschieden.

„Wir konnten [hierbei] eine vielfältige Geologie beobachten“, so Dr. Ashwin Vasavada, der stellvertretende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. „Einige Bereiche weisen eine feine Schichtung auf und sind von ihrer Zusammensetzung her sehr feinkörnig. Andere Bereiche sind eher blockartig gestaltet und haben sich gegenüber den erosiven Kräften als sehr widerstandsfähig herausgestellt.“
Einige diese Formationen sind von Ablagerungen bedeckt, welche Unterschiede in ihrer jeweiligen chemischen Zusammensetzung aufweisen. Andere Strukturen sind von feinen Mineraladern durchzogen oder weisen unterschiedliche Grade einer Zementation auf. „Es gibt hier viel zu erforschen“, so Dr. Ashwin Vasavada weiter.

Nach dem Abschluss seiner ersten ‚Runde‘ durch die Pahrump Hills begann Curiosity einen zweiten ‚Durchgang‘, bei dem mehrere der bereits zuvor kurz untersuchten Oberflächenziele erneut angesteuert wurden. Diesmal ließen sich die beteiligten Wissenschaftler jedoch etwas mehr Zeit und untersuchten dabei ausgewählte Bereiche ausführlicher und im Detail.

„Die Variationen, die wir bisher gesehen haben, zeigen uns, dass sich die Umweltbedingungen in diesem Bereich der Marsoberfläche im Laufe der Zeit verändert haben. Dies trifft sowohl für die Zeit zu, als sich die Sedimente gebildet haben als auch für die Zeit, in der sie sich zu Grundgestein verfestigt haben. Wir konnten mehrere Ziele identifizieren, von denen wir denken, dass sie uns die besten Chancen bieten, Antworten auf die Fragen zur Entstehung dieser Ablagerungen zu erhalten. Haben sie sich in stehenden oder in fließenden Gewässern gebildet? Welchen Einfluss hatte der durch den Wind verfrachtete Sand? Und in welchem Ausmaß und auf welche Art hat sich die Zusammensetzung der Materialien während der Zeit verändert?“, so Dr. Vasavadas Erklärung für diese ausführlichen und somit auch zeitintensiven Arbeiten, welche jedoch voll und ganz der Zielsetzung der Mission entsprechen.

Im Verlauf der vergangenen Woche konzentrierte sich das Interesse der Wissenschaftler hierbei auf eine mit dem Namen „Book Cliffs“ belegte Gesteinsformation. Hierbei kam unter anderem an drei verschiedenen auf diesem Gesteinsaufschluss gelegenen Stellen das „Dust Removal Tool“ (kurz DRT) zum Einsatz, bevor diese Bereiche eingehenderen Analysen unterzogen wurden.

Bei dem DRT handelt es sich um eine aus Borsten aus Edelstahl bestehende Bürste, mit der eine zu untersuchende Gesteinsformation von der obersten Staubschicht befreit werden kann. Eine solche Staubschicht, welche unter Umständen seit Jahrmillionen den auftretenden Umweltbedingungen – einschließlich der einfallenden kosmischen Strahlung – ausgesetzt war, kann zum Beispiel die Messergebnisse des APX-Spektrometers verfälschen.

Die weitere Vorgehensweise
Für den heutigen Tag ist vorgesehen, speziell diese drei Bereiche erneut mit der MastCam – der Hauptkamera des Rovers – abzubilden und dabei durch den Einsatz verschiedener Filter multispektrale Aufnahmen zu gewinnen, welche in Kombination mit den Daten von anderen Instrumenten Informationen über die Zusammensetzung von Book Cliffs liefern sollen. Die ChemCam wird diese Stellen zudem erneut in einem passiven Beobachtungsmodus abtasten. Außerdem sollen die Kameras des Rovers genutzt werden, um eventuell derzeitig über dem Gale-Krater befindliche Wolken abzubilden.

Voraussichtlich am morgigen Tag wird Curiosity den Bereich von Book Cliffs verlassen und sich zu zwei neuen, mit den Namen „Alexander Hills“ und „Carnivore Canyon“ belegten Zielen begeben, welche sich etwa 20 Meter südöstlich vom jetzigen Standort und ebenfalls noch im Bereich der Pahrump Hills befinden. Auch hier sollen dann in der kommenden Woche ausführliche Bodenuntersuchungen durchgeführt werden. Nach der Auswertung der in den letzten Wochen gewonnenen Daten soll zudem entschieden werden, ob und – wenn ja – wo Curiosity im Bereich der Pahrump Hills eine weitere Bohrung durchführen soll.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen an seinem jetzigen Standort soll der Rover weiter in Richtung des Zentralberges dirigiert werden und dabei höher gelegene Regionen ansteuern. Ein potentielles Ziel auf der zukünftigen Route stellt dabei eine mit dem Namen „Hematite Ridge“ belegte Oberflächenformation dar. Auch hier konnte das CRISM-Spektrometer des MRO Anzeichen für erhöhte Hämatit-Konzentrationen vorfinden.

Probleme mit der ChemCam
Ein wichtiges – aber keinesfalls das einzige – Instrument für die Untersuchung der chemischen Zusammensetzung der auf der Marsoberfläche befindlichen Gesteine stellt das „Chemistry and Camera Instrument“ (kurz „ChemCam“) dar. Leider trat bei diesem Instrument während der letzten Tage ein Problem auf. Von der ChemCam empfangene Diagnosedaten zeigen, dass ein in das Instrument integrierter Dauerstrichlaser zunehmend an Leistung verliert. Dieser Dauerstrichlaser wird dazu verwendet, um das Schmidt-Cassegrain-Teleskop der ChemCam zu fokussieren, bevor der Hauptlaser des Instruments aktiv wird und das für eine Untersuchung angepeilte Ziel mit einer Serie von einzelnen Laserpulsen ‚beschießt‘. Bisher kam dieser Dauerstrichlaser bereits mehr als 2.000 mal zum Einsatz.

Für den Fall das die Leistung des Dauerstrichlasers noch weiter abfällt und dabei einen Punkt erreicht, an dem dessen Leistung nicht mehr zum Fokussieren des Teleskops ausreicht, plant das zuständige Instrumententeam den ausführlichen Test einer alternativen Methode. Statt eines dauerhaften Abstrahlens einer Lichtwelle mit konstanter Intensität durch den Dauerstrichlaser soll hierbei vielmehr der Hauptlaser eingesetzt werden, um noch vor der Durchführung einer geplanten Messung einige Pulse abzusetzen, welche dabei ausschließlich der Teleskop-Fokussierung dienen sollen. Erstmals kam diese Methode am gestrigen Tag zum Einsatz.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 816 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity mehr als 9,5 Kilometer auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 202.970 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: USGS, JPL, University of Leicester, UMSF-Forum.

Auf seinem Weg zu der Basis des im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Zentralberges „Aeolis Mons“ sollte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsrovers Curiosity im August 2014 zwei kleine Täler durchqueren und anschließend die noch knappe 500 Meter vom damaligen Standort entfernt gelegene Region „Pahrump Hills“ erkunden. Bei der Einfahrt in das „Hidden Valley“, dem ersten der beiden Täler, zeigte sich jedoch, dass die Räder des Rovers aufgrund des sandigen und somit sehr lockeren Untergrundes und dem damit verbundenen hohen Schlupf einen deutlich geringeren Geländegewinn erzielten als beabsichtigt. Aus diesem Grund entschlossen sich die für die Steuerung von Curiosity verantwortlichen Roverdriver am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien dazu, das „Hidden Valley“ wieder zu verlassen.

Stattdessen wurde das „Hidden Valley“ nach dem vorzeitigen Abbruch einer Bohrung an dessen nördlichen Rand umfahren, bis Curiosity am 5. September ein weiteres Tal, das „Owens Valley“ erreichte. Nach der Einfahrt in dieses Tal bewegte sich der Rover zunächst in die westliche und anschließend in die südliche Richtung. Nach einer zurückgelegten Entfernung von rund 300 Metern, welche im Rahmen von sieben einzelnen Fahrten zurückgelegt wurden, erreichte Curiosity schließlich am 18. September 2014, dem Sol 753 seiner Mission, doch noch die Region „Pahrump Hills“.

Dieses Gebiet ist nach der Meinung der an der Curiosity-Mission beteiligten Geologen ein Bestandteil der untersten Gesteinsschicht aus der sich der Zentralberg Aeolis Mons aufbaut. Diverse Aufnahmen von verschiedenen Marsorbitern zeigten bereits im Vorfeld der Curiosity-Mission, dass dieser etwa 5.500 Meter hohe Berg über einen ausgeprägten Schichtaufbau verfügt. In den einzelnen Schichten ist – vergleichbar mit den Steilwänden des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona – die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche enthalten.

Anders als in den auf der Erde gewonnenen Bohrkernen liegen diese Informationen dabei allerdings offen zutage und sind für Curiosity mehr oder weniger leicht einsehbar. Durch eine langsame ‚Besteigung‘ des Berges, welche mit ausführlichen Analysen von aus geologischer Sicht interessant erscheinenden Ablagerungen verbunden ist, soll diese Entwicklungsgeschichte im weiteren Verlauf der Mission Schritt für Schritt erforscht und entschlüsselt werden. Auf diese Weise erhoffen sich die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse darüber, wann, wie, warum und in welchen Zeiträumen sich das Klima und die Umweltbedingungen auf dem Mars einstmals so dramatisch verändert haben.

Die Aktivitäten bei Pahrump Hills während der letzten Tage

Die Ankunft an den „Pahrump Hills“ erfolgte dabei so punktgenau, dass der Rover seine weiteren Untersuchungen ohne ein sonst üblicherweise nötiges Positionskorrekturmanöver aufnehmen konnte. Zusätzlich zu seinen insgesamt zehn wissenschaftlichen Instrumenten setzt Curiosity dabei auch sein an dem Instrumentenarm befindliches Probenentnahmesystem ein. Am 20. September – dem Missionstag Sol 755 – wurde das mit Edelstahlborsten versehene ‚Dust Removal Tool‘ (kurz ‚DRT‘) genutzt, um einen mehrere Zentimeter durchmessenden Bereich der Marsoberfläche von Staubablagerungen zu ‚reinigen‘. Vor und nach dem DRT-Einsatz wurden die MAHLI-Kamera und das APX-Spektrometer genutzt, um diesen Bereich eingehend zu analysieren.

Am folgenden Tag erfolgte eine erste Testbohrung. Durch diese lediglich wenige Millimeter tief reichende Bohrung sollte bestätigt werden, dass der angepeilte Oberflächenbereich ’stabil‘ und somit für eine vollständige Bohrung geeignet ist. Dabei stellte sich heraus, dass der angebohrte Bereich der Oberfläche zwar auffallend ‚weich‘, aber trotzdem für eine Bohrung genutzt werden kann.

Nach einer kurzen Ruhepause – der Sol 757 wurde genutzt, um die Batterien des Rovers neu aufzuladen – kam am Sol 758 jedoch zunächst die ChemCam zum Einsatz, um die Oberflächenziele „Mammoth“ und „Morrison“ zu untersuchen. Beide Ziele wurden anschließend auch von der MastCam – der Hauptkamera des Rovers – abgebildet. Nach dem Abschluss dieser Arbeiten richteten sich die Instrumente auf einen Bereich namens „Moenkopi“. Nach der Anfertigung erster Detailaufnahmen durch die MAHLI-Kamera wurde auch hier das DRT zum Einsatz gebracht. Anschließend erfolgten weitere Aufnahmen durch die MAHLI-Kamera sowie Messungen durch das APX-Spektrometer.

Am 24. September, dem Sol 759 der Mission, wurde der Gesteinsbohrer des Rovers schließlich dazu genutzt, um bei dem Oberflächenziel „Confidence Hills“ eine vollständige Bohrung durchzuführen. Das dabei erzeugte Bohrloch verfügt über einen Durchmesser von 1,6 Zentimetern und reicht 6,7 Zentimeter in die Tiefe.

„Dieser jetzt angebohrte Bereich der Oberfläche befindet sich an der tiefsten Stelle der Basis des Berges und von hier ausgehend beabsichtigen wir die höher gelegenen und somit jüngeren Schichten in den umliegenden Hügeln zu untersuchen“, so Dr. Ashwin Vasavada, der stellvertretende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission am JPL. „Dieser erste Blick auf die Gesteine, die unserer Meinung nach die Basis des Mount Sharp bilden, ist für uns deshalb so spannend, weil sich dadurch ein erster Eindruck darüber ergibt, unter welchen Unständen sich der Berg einstmals gebildet hat.“

Nach dem Abschluss der Bohrung erfolgten weitere Abbildungen durch die verschiedenen Kamerasysteme sowie ergänzende Messungen durch das APX-Spektrometer. Zudem wurden Teile des bei der Bohrung zutage geförderten pulverförmige Material zunächst mit dem Bodenprobenaufbereitungssystem CHIMRA (kurz für „Collection and Handling for Interior Martian Rock Analysis“) aufbereitet und gesiebt. Anschließend – so die Planung – sollten Teile der so präparierten Bodenprobe an die beiden im Inneren des Rovers befindlichen Instrumentenkomplexe SAM und CheMin weitergeleitet werden. Diese Analyseinstrumente sollen nach der Zuführung der Proben die chemische und mineralogische Zusammensetzung des zu untersuchenden Materials ermitteln.

Allerdings wurde die Weiterleitung des Materials am dafür vorgesehenen Sol 761 zunächst durch ein Problem mit einem der dafür notwendigen Gyroskope verhindert. Dieses Problem scheint mittlerweile allerdings behoben, so dass der Transfer des Materials jetzt am heutigen Sol 762 fortgesetzt werden soll. Bevor das aktuell gewonnene Material dem SAM-Instrument endgültig zugeführt wird soll das SAM allerdings noch eine Analyse des bereits im Mai 2014 in der Region „Windjana“ gewonnenen Materials abschließen. Im Rahmen einer aus energietechnischen Gründen während der Nacht vom Sol 763 auf den Sol 764 erfolgenden Analyse soll dabei der Anteil an Edelgasen in der Windjana-Probe ermittelt werden.

Nach dem Abschluss seiner Untersuchungen im Bereich der „Pahrump Hills“ wird Curiosity seine weitere Fahrt zum „Aeolis Mons“ auf einer mittlerweile modifizierten und dabei kürzer ausfallenden Route fortsetzen. Der Verlauf dieser jetzt neu gewählten Traverse, welche eventuell auch eine Reaktion auf die kürzlich geäußerte Kritik am wissenschaftlichen Wert der Mission darstellt, ist auf der nebenstehenden Karte in gelber Farbe eingezeichnet.

Zukünftig, so die Aussagen der an der Mission beteiligten Wissenschaftler, wird Curiosity in deutlich kürzeren Abständen als bisher Zwischenstopps einlegen, um die Marsoberfläche eingehend und detailliert zu untersuchen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 762 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity rund 9.500 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 191.322 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Erstellt von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, DLR

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem, bei dem eine Distanz von rund 6,4 Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt). Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Diese Untersuchungen dienen unter anderem auch dazu, um einen geeigneten Landeplatz für den von Rosetta mitgeführten Kometenlander Philae auszuwählen. Philae soll nach dem gegenwärtigen Stand am 11. November von der ‚Muttersonde‘ abgekoppelt werden, ungefähr sieben Stunden später während der dortigen ‚Morgenstunden‘ auf der Oberfläche des Kometen niedergehen und diese anschließend mit den zehn mitgeführten Instrumenten über einen Zeitraum von mindestens 50 Stunden eingehend untersuchen. Unter optimalen Bedingungen könnten diese Untersuchungen sogar bis zum März 2015 fortgesetzt werden.

Allerdings müssen bei der Auswahl des Landeplatzes verschiedene wissenschaftliche und technische Kriterien berücksichtigt werden. Nach ersten Analysen wurde der Kreis von ursprünglich zehn vorgeschlagenen Landeplätzen bereits vor drei Wochen auf nur noch fünf verbliebene potentielle Landezonen eingeschränkt (Landeregion ausgewählten Bereiches “B“). Seitdem wurden weitere Untersuchungen und Analysen durchgeführt, um aus diesen fünf Regionen das Gebiet auszuwählen, welche den von der an der Mission beteiligten Wissenschaftlern und Ingenieuren vorgegebenen Kriterien am ehesten entspricht.

Landeplatz-Auswahl

Am 13. und 14. September haben sich die Mitarbeiter der für die Auswahl zuständigen ‚Landig Site Selection Group‘ in Toulouse/Frankreich getroffen und das Landegebiet festgelegt. Neben den aktuellsten Aufnahmen der Kometenoberfläche, welche aus Entfernungen von teilweise lediglich nur noch 30 Kilometern angefertigt wurden, flossen auch die Daten der anderen Instrumente der Raumsonde, welche zum Beispiel Informationen über die aktuelle Aktivität des Kometen oder dessen thermischen Eigenschaften von 67P liefern, in dieses Auswahlverfahren ein.

Weitere zu berücksichtigende Faktoren bildeten die Flugbahnberechnungen und die Daten verschiedener Simulationen, in denen die Landung von Philae auf der Kometenoberfläche getestet wurde. Bei diesen Tests, welche bereits im Frühjahr 2013 am DLR-Institut für Raumfahrtsysteme in Bremen durchgeführt wurden, hatten die zuständigen Ingenieure ein 1:1-Landemodell auf hartem und weichen Untergrund in einer speziellen Testanlage, der ‚Landing and Mobility Test Facility‘ (kurz ‚LAMA‘), auf die Probe gestellt. In Computersimulationen konnten so, aktualisiert und ergänzt mit neueren Daten, die Herausforderungen der verschiedenen Landeplätze untersucht werden.

Vor wenigen Stunden gab die ESA die Entscheidung der Expertenkommission offiziell bekannt.

Landung bei dem Kandidaten „J“

„Wie wir auf aktuellen Nahaufnahmen sehen, ist der Komet Tschurjumow-Gerasimenko eine schöne und zugleich sehr extreme Welt. Er ist wissenschaftlich spannend, hat aber eine Form, die für die Landung eine große Herausforderung darstellt“, so Dr. Stephan Ulamec vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt, der Projektleiter für den Kometenlander Philae. „Keiner unserer fünf Kandidaten hat daher zu 100 Prozent alle Kriterien erfüllt, aber Landplatz „J“ ist eindeutig die beste Lösung.“

Die Landung auf der Oberfläche von 67P soll im Bereich des früheren Landeplatzkandidaten „J“ erfolgen, welcher sich auf dem etwa 2,6 x 2,4 x 1,6 Kilometer abmessenden ‚Kopf‘ des Kometen befindet. Hier findet Philae einen Landeplatz mit einer abwechslungsreichen, aber nicht zu stark zerklüfteten Landschaft vor, die über nur wenige steile Hänge verfügt und wo zudem eine gute Beleuchtung durch die Sonne gegeben ist. Nach der Abtrennung von Rosetta wird Philae etwa sieben Stunden später die Oberfläche von 67P erreichen, bereits während dieses ‚Fluges‘ Daten sammeln und nach der Landung sofort damit beginnen, nach einem ausgeklügelten und bis ins letzte Detail festgelegten Plan wissenschaftliche Daten von der Kometenoberfläche zu sammeln.

Während dieser so genannten ‚First Science Phase‘ wird der Lander, der von dem ‚Lander Control Center‘ des DLR in Köln gesteuert, betrieben und überwacht wird, über seine Batterien mit Energie versorgt. Diese Energie sollte ausreichen, um den Betrieb über einen Zeitraum von mindestens 50 Stunden zu gewährleisten. Anschließend sorgen durchschnittlich sieben Sonnenstunden pro Kometentag dafür, dass sich die Batterien von Philae immer wieder neu aufladen können.

Aus diesem Grund legte das für die Landeplatzauswahl verantwortliche Team auch so großen Wert darauf, dass Philae an einem relativ ’sonnigen‘ Standort landet. Aus wissenschaftlicher Sicht ist dieses Gebiet vor allem durch die Aktivitäten des Kometen interessant, welche auf dem weiteren Weg von 67P in das innere Sonnensystem noch weiter zunehmen werden. In einer Entfernung von lediglich etwa 500 Metern zu der Landestelle „J“ befinden sich verschiedene Vertiefungen, die bereits jetzt aktiv sein könnten.

In den kommenden Wochen wird der Landeplatz „J“ nun aus noch größerer Nähe auch weiterhin eingehend untersucht. Zudem werden die für die Flugplanung verantwortlichen Ingenieure des Raumsondenkontrollzentrums am ESOC in Darmstadt immer exaktere Flugbahnberechnungen für Orbiter und Lander erstellt. Für den Fall, dass sich dabei zum Beispiel herausstellt, dass das Gelände innerhalb der Landeregion deutlich zerklüfteter ist als erwartet oder extremes Ausgasen des Kometen eine Landung an diesem Ort gefährden könnte, hat sich die Expertenkommission mit dem Landplatzkandidaten „C“ eine alternative Option offen gehalten.

Die Alternative: Der Landeplatz „C“

Auch dieser Landeplatz, der sich auf dem größeren Teil des Kometen – dem etwa von 4,1 x 3,6 x 1,7 Kilometern abmessenden ‚Körper‘ – befindet, weist diverse interessante Strukturen wie Vertiefungen, Klippen, Hügel und ebene Gebiete auf. Außerdem befindet sich hier auch Material, welches auf den Kameraaufnahmen heller als gewöhnlich erscheint und somit aus wissenschaftlicher Sicht besonders interessant sein dürfte. Auch dieser Landeplatz würde über ausreichend Sonnenlicht verfügen.

Die übrigen drei Landeplatzkandidaten „A“, „B“ und „I“, welche ebenfalls in der engeren Auswahl waren, stehen nicht mehr zur Diskussion, da sich bei den detaillierten Analysen herausgestellt hatte, dass sie einige der gestellten Anforderungen nicht ausreichend erfüllen. So wurden auf den Nahaufnahmen aus rund 30 Kilometern Entfernung zum Beispiel deutlich, dass der Landeplatzkandidat „B“ eine kraterähnliche Struktur beherbergt, in deren Inneren sich deutlich mehr größere Felsblöcke und Gesteinsbrocken befinden als zunächst angenommen.

Am 15. Oktober 2014 soll der ausgewählte Landeplatz endgültig bestätigt oder ein Ausweichen auf den Ersatz-Landeplatz beschlossen werden.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: EUMETSAT.

Seit dem 19. Oktober 2006 kreist MetOp-A mit einer umfangreichen Instrumentenausstattung auf einem sonnensynchronen Orbit um die Erde. Mitte Mai 2007 war die volle Einsatzbereitschaft des Satelliten erklärt worden. Obwohl der Satellit und seine Instrumentierung die Auslegungsbetriebszeit von fünf Jahren bereits deutlich überschritten haben, befindet er sich weiter im Regelbetrieb – mittlerweile parallel zum am 17. September 2012 gestarteten MetOp-B. Der gemeinsame Einsatz der beiden Satelliten des europäischen Wettersatellitenbetreibers EUMETSAT sorgt für zusätzliche Daten und erweiterten Wert für die Nutzer der MetOp-Daten.

Wasserdampf in verschieden Atmosphärenschichten, Bodenfeuchte, Niederschläge und Temperaturen kann MetOp-A mit dem MHS, Masse rund 63 Kilogramm, bestimmen. Dabei kommen zwei der fünf parallel nutzbaren Kanäle des Instruments für Messungen in den unteren Atmosphärenschichten und von Bodenfeuchte zum Einsatz. Der H1 genannte Kanal arbeitet mit einer Frequenz von 89 Gigahertz, der Kanal H2 mit 157 Gigahertz. Der Erfassung von Messwerten aus höheren Atmosphärenschichten dienen die Kanäle H3 (183,3 +/- 1,0 Gigahertz), H4 (183,3 +/- 3,0 Gigahertz) und H5 (190,3 Gigahertz).

Daten des MHS werden unter anderem bei numerischen Verfahren von Wettervorhersage-Modellen verwendet und sorgen für verbesserte Vorhersagen.

Am 26. März 2014 wechselte das MHS bei der Ausführung einer Reihe üblicher Steuerkommandos in einen Fehlermodus, was zur Unterbrechung des mit Daten des MHS versorgten Dienstes führte.

Zur Untersuchung der aufgetretenen Anomalie wurde eine Arbeitsgruppe, bezeichnet als ARB für Anomaly Review Board, gebildet, in der Ingenieure von EUMETSAT, der Europäischen Raumfahrtagentur (ESA) und der englischen Niederlassung Portsmouth des Satellitenbauers Airbus Defence and Space zusammenarbeiten.

Die Arbeitsgruppe kam zu dem Schluss, das der wahrscheinlichste Grund für den Instrumentenfehler ein Kurzschluss zweier Schalter für elektrische Heizelemente ist, der einen nominellen Betrieb des Instruments verhinderte und das Potential in sich barg, Überhitzung und Beschädigungen weiterer Geräteteile zu verursachen.

Um den Fehler vollständig verstehen zu können und seinen Zusammenhang mit an Bord des Satelliten eingesetzter Software abzuklären, wurde eine Reihe von Tests mit dem um die Erde kreisenden Raumfahrzeug durchgeführt. Dabei war extreme Sorgfalt und Vorsicht erforderlich, und man musste sicherstellen, dass MetOp-A sich in einem stabilen, sicher Betriebsmodus befand, wann immer er sich aus dem Bereich der Sichtbarkeit für die Bodenstation Svalbard in Norwegen herausbewegte. Nur jeweils 12 Minuten kann die auf rund 78 Grad Nord gelegene Station auf einer Insel Kontakt zu MetOp-A halten, anschließend dauert es jeweils rund 90 Minuten, bis eine neue Verbindung etabliert werden kann.

Nachdem man das Wissen aller beteiligten Experten zusammen gefasst hatte, mussten zahllose Betriebsprozeduren modifiziert werden, um die Auswirkungen des aufgetretenen Fehlers zu umschiffen und ein neues, zuverlässiges Betriebsprozedurenpaket erarbeitet werden. Die Umsetzung erfolgte schrittweise, jede neue Prozedur wurde mit dem aktiven Erdtrabanten getestet.

Neben der Fehlerumgehung erarbeitete man auch eine verbesserte Autonomie. Um nur mit minimalem Eingriff von Bodenpersonal einen sicheren Betrieb zu gewährleisten, wurden Notfallprozeduren angepasst, die greifen sollen, wenn die Fehlererkennung der On-Board-Software auf unerwartete Veränderungen im Instrumentenbetrieb anspricht.

Die an Bord des Satelliten im Einsatz befindliche Software wurde bei all diesen Bemühungen nicht angetastet. Sie zu verändern hätte erheblichen Zeitaufwand bedeutet. Man schätzt, dass nötige Entwicklungen und Tests möglicherweise mehrere Monate zusätzlich in Anspruch genommen hätten.

Am 20. Mai 2014 konnte das MHS wieder in seinen regulären Abtastmodus versetzt werden. Untersuchungen der anschließend gewonnenen Nutzdaten ergaben, dass das MHS auf allen fünf Kanälen valide Informationen liefert. Seit dem 21. Mai 2014 werden die Bezieher von MHS-Daten von MetOp-A wieder mit solchen beliefert, gab EUMETSAT am 26. Mai 2014 öffentlich bekannt.

MetOp-A ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 29.499 und als COSPAR-Objekt 2006-044A.

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• MetOp-A auf Sojus ST 2.1a/Fregat

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

Derzeit befindet sich die von der Europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Rosetta in der Anflugphase zu dem eigentlichen Ziel der Mission, dem mittlerweile weniger als 1,5 Millionen Kilometer entfernten Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (Raumfahrer.net berichtete). Das Ziel der Mission besteht darin, dass Rosetta am 6. August 2014 in einen Orbit um den Kometen einschwenkt und diesen anschließend auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem ‚begleitet‘ und über mehrere Monate hinweg bis zum Ende des Jahres 2015 untersucht. Unter anderem soll dabei im November 2014 ein mitgeführter Lander auf der Oberfläche des Kometen abgesetzt werden.

Der Komet wird aktiv
Trotz der immer noch großen Entfernung zu dem Zielkometen konnte die OSIRIS-Kamera, die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera der Raumsonde, bereits erste auch aus wissenschaftlicher Sicht wertvolle Aufnahmen von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko anfertigen. Verschiedenen Bilder, welche zwischen dem 24. März und dem 4. Mai 2014 aus Entfernungen zwischen fünf und zwei Millionen Kilometern angefertigt wurden, zeigen, dass der Komet in den letzten Wochen eine den Kometenkern umgebende Koma ausgebildet hat.

Der Komet 67P/Tschurjumow-Gerasimenko ist zwar immer noch rund 600 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt, doch auf seinem Flug in das innere Sonnensystem erwärmt sich dessen Oberfläche jetzt zunehmend. Dieser Temperaturanstieg führt dazu, dass Teile der auf der Kometenoberfläche abgelagerten gefrorenen Gase und Eispartikel verdampfen. Diese flüchtigen Bestandteile des Kometen entweichen in das umgebende Weltall und reißen dabei Staubpartikel mit sich, aus denen sich die jetzt beobachtete Koma bildet. Anfang Mai erreichte die den rund vier Kilometer durchmessenden Kometenkern umgebende Staubwolke bereits einen Durchmesser von rund 2.600 Kilometern.

„Er fängt an, wie ein richtiger Komet auszusehen“, so Dr. Holger Sierks vom MPS, der Leiter des OSIRIS-Teams. In Kürze wird sich aus der Koma auch der für Kometen charakteristische Schweif formen.

Die Rotationsdauer wurde neu bestimmt
Das OSIRIS-Team gelangte aber noch zu einer weiteren Erkenntnis, welche für die weiteren Arbeiten der Raumsonde von Bedeutung ist. Bisher gingen die Wissenschaftler davon aus, dass 67P/Tschurjumow-Gerasimenko rund 12,7 Stunden benötigt, um einmal um die eigene Achse zu rotieren. Durch eine Analyse der bisher beobachteten Helligkeitsveränderungen des Kometen wurde dieser Wert jetzt auf eine Rotationsdauer von lediglich 12,4 Stunden korrigiert.

„Die genaue Kenntnis der Rotationsperiode des Kometen ist von äußerster Wichtigkeit – sowohl für die optimale Planung der Mission und der wissenschaftliche Aufnahmen als auch für die Interpretation der gewonnenen Daten“, so Dr. Stefano Mottola, Kometenforscher am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und Mitglied des OSIRIS-Teams. Jede noch so kleine Information, die bereits während der Annäherungsphase an den Kometen gewonnen wird, hilft den zuständigen Mitarbeitern der ESA zugleich auch bei der Planung der erforderlichen Manöver während des Eintritts in den Orbit um den Kometen und bei der Landung des Kometenlanders Philae.
Alle Instrumente sind voll einsatzfähig
Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler können jetzt zudem sicher sein, dass die Raumsonde auf einen ‚aktiven‘ Kometen stoßen wird, welcher die Untersuchung von dessen Koma und Schweif ermöglicht. Hierfür können die Wissenschaftler auf insgesamt 21 Instrumente zugreifen. Elf Instrumente befinden sich auf dem Orbiter Rosetta. Der Lander Philae hat weitere zehn wissenschaftliche Experimente an Bord, mit denen nach der Landung erstmals Messungen direkt auf einer Kometenoberfläche vorgenommen werden sollen. In den letzten Wochen durchgeführte ausführliche Tests, so das am 13. Mai von der ESA verkündete Ergebnis dieser ‚Gesundheitsschecks‘, haben ergeben, dass alle 21 Instrumente den 957 Tage andauernden und am 20. Januar 2014 beendeten ‚Winterschlaf‘ der Raumsonde gut überstanden haben und voll funktionsfähig sind.

„Einige der Instrumente waren anfangs etwas ’schläfrig‘, aber wir sind sehr zufrieden und auch darüber erleichtert, dass sie sich jetzt alle in einem guten Zustand befinden und dazu bereit sind, den Kometen und seine Umgebung zu analysieren“, so Fred Jansen von der ESA, der für die Rosetta-Mission verantwortliche Missionsmanager.
Der nächste Schritt auf dem Weg zu dem Zielkometen wird bereits in der kommenden Woche erfolgen. Für den 21. Mai 2014 ist das zweite von insgesamt 10 Kurskorrekturmanövern vorgesehen, mit denen sich Rosetta in den kommenden Wochen ihrem Ziel weiter annähern soll.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: CAST, BISSE, NASA, Spaceflight101, Raumcon.

Die Mission besteht aus einem Lander und einem kleinen Fahrzeug. Beide Systeme haben eine eigene wissenschaftliche Ausrüstung sowie Kameras und Sende-/Empfangsanlagen und können vollkommen unabhängig voneinander operieren.

Das Fahrzeug Yutu (Jadehase) ist mit einem Bodenradar ausgerüstet. Zudem trägt es einen Instrumentenarm, an dem eine Fräse, eine Mikroskopkamera, ein Alpha-Röntgen-Spektrometer sowie ein Spektrometer für sichtbares und nahes Infrarotlicht angebracht sind. Ringsum gibt es außerdem eine ganze Reihe von Kameras, mit denen nicht nur die Umgebung erfasst werden, sondern deren Bilder auch für eine autonome Fahrwegplanung unter Berücksichtigung von erkannten Hindernissen verwendet werden können. Panoramakameras und Navigationskameras sind doppelt ausgelegt, so dass stereoskopische Bilder auch Rückschlüsse auf Größe und Entfernung von Hindernissen erlauben.

Das Röntgenspektrometer erfasst Röntgenemissionen von Bodenmaterial, das mit Partikelstrahlung (Alphateilchen) angeregt wurde. Die dabei ausgesandte Strahlung ist von den im Boden vorkommenden Elementen abhängig, woraus sich dessen Bestandteile und die Zusammensetzung ermitteln lassen.

Das zweite Spektrometer zerlegt das von einer Probe reflektrierte Licht in einzelne Frequenzen von etwa 450 nm bis 2.400 nm. Damit wird ein Bereich von sichtbarem, grünem Licht bis ins nahe Infrarot erfasst. Auch aus diesen Werten lassen sich Aussagen über die Zusammensetzung des Materials ableiten. Das Neue ist dabei, dass die Aufspaltung des Spektrums in einzelne Wellenlängen durch ein akustisches Verfahren erfolgt. Ein spezieller Kristall ändert seinen Brechungsindex, je nachdem, mit welcher akustischen Frequenz er angeregt wird. Die dafür erforderliche Anregung erfolgt über einen piezoelektrischen Vibrator, der seine Anregung von einem elektrischen Schwingkreis erhält. So können unterschiedliche Wellenlängen auf denselben Sensor geleitet werden, was das Gerät sehr kompakt macht.

Zur weiteren wissenschaftlichen Ausrüstung von Yutu gehört ein Bodenradar, mit dem man Messwerte bis in etwa 100 Meter Tiefe unter der Mondoberfläche gewinnen möchte. Damit soll ein Bodenprofil über die gesamte Fahrstrecke erfasst werden.

Der Lander besitzt eigenes Instrumentarium, darunter mehrere Kameras sowie ein UV-Spiegelteleskop, mit dem erstmals hochauflösende astronomische Aufnahmen des Weltalls von der Mondoberfläche aus gemacht werden sollen. Beobachtungsziele sollen Galaxien, Doppelsterne, aktive Galaxienkerne, variable und besonders helle Sterne werden. Das Teleskop ist ein Ritchey-Chretien mit 150 mm Öffnung, das Licht wird über einen dreh- und kippbaren Planspiegel in das feststehende Teleskop gelenkt. Ein CCD-Chip erfasst Licht der Wellenlängen von 245 bis 340 nm mit 13 µm großen Pixeln und soll Lichtquellen bis etwa 13 mag erfassen können.

Ein weiteres Instrument auf dem Lander ist eine Kamera für extremes Ultraviolett. Diese hat ein Gesichtsfeld von 16 Grad bei einer Auflösung von etwa 0,1 Grad. Hauptuntersuchungsgegenstand ist die Plasmasphäre der Erde inklusive der Plasmapause. Für den Lander ist eine Funktionsdauer von etwa einem Jahr vorgesehen. Er soll auch über einen Radioisotopengenerator zur Erzeugung elektrischer Energie verfügen.

Auf dem Weg zum Mond werden drei Bahnmanöver erforderlich, um den korrekten Eintritt in eine Mondumlaufbahn zu gewährleisten. Am 6. Dezember soll dies mit einem längeren Bremsmanöver erfolgen. Danach wird der mondnächste Punkt der zunächst kreisähnlichen Bahn in etwa 100 km Höhe auf 15 km abgesenkt. Anschließend findet die Landung statt. Dabei kommen ein Laserentfernungsmesser, ein Abstands- und Geschwindigkeitsradar sowie Kameras zur Erfassung von Hindernissen zum Einsatz, bevor die Sonde ihr Haupttriebwerk in etwa 4 Metern Höhe abschaltet. Aufgrund der niedrigeren Schwerkraft, fällt der Lander dann relativ langsam zu Boden.

Zielregion ist das Sinus Iridum oder die Regenbogenbucht im Mare Imbrium im Nordwesten der sichtbaren Mondhalbkugel. Hier zieht sich das Mondjura-Gebirge bogenförmig über die nordwestliche Seite mit dem Heraclides-Vorgebirge (oder Kap Heraclides) im Westen und dem Laplace-Vorgebirge (oder Kap Laplace) im Norden. Diese Gebirgsformation ist durch einen Einschlag entstanden, hat einen Durchmesser von 236 km und wird zu bestimmten Mondphasen gut beleuchtet, während der Grund des Kraters noch im Dunklen liegt und zudem mit dunklem Gestein gefüllt ist. Diesen Anblick bezeichnet man auch als Goldenen Henkel des Mondes.

Mittlerweile wird spekuliert, an welchem Punkt genau der Lander niedergehen wird. Ein interessantes Ziel böte der 8 km durchmessende und etwa 1.600 Meter tiefe Krater Laplace A. Der vergleichsweise junge Krater wurde aus dem Basalt eines Mares gebildet. Dabei wurde Material aus dem Inneren über den Rand des Kraters hinaus geschleudert. So wäre bereits die Fahrt zum Krater eine Reise durch die Geschichte der oberen Schichten des Mondes. Damit ließen sich einige bisher noch offene Fragen klären.

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• Chang’e 3

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Deccan Herald, DNA, Indian Express, ISRO. Vertont von Peter Rittinger.

Ende November 2013 soll die gerade im Entstehen befindliche Raumsonde, von der ISRO auch als MOM für Mars Orbiter Mission bezeichnet, Richtung Mars auf den Weg gebracht werden. Nach einem 10 Monate dauernden Überflug würde die Sonde den Mars im September 2014 erreichen und in einen Orbit um den roten Planeten einschwenken, wenn alle Manöver so abgewickelt werden können wie geplant.

Die Grundstruktur des Marsorbiters befindet sich laut nicht konkret bezeichneter Quellen in einem Reinraum, wo der Einbau des Antriebssystem für den unbetankt insgesamt rund 500 Kilogramm schweren Orbiter vor dem Abschluss stehe.

Entwurf und Konstruktion der Instrumente, die Indien an Bord des Marsorbiters zur Untersuchung des Mars einsetzen will, sind abgeschlossen. Die Instrumente wurden nach Angaben aus Indien zwischenzeitlich an das ISRO Satellite Centre (ISAC) in Bangalore geliefert. Dort habe man mittlerweile mit den Arbeiten für den Einbau der Instrumente in das Raumfahrzeug mit einem zuletzt genannten projektierten Startgewicht von rund 1.350 Klioramm begonnen, heißt es.

Indiens erste Planetenmission wird laut Plan mit dem Start auf einer Rakete des Typs PSLV-XL mit der Flugnummer C25 vom Satish Dhawan Space Centre (SDSC) auf der Insel Sriharikota beginnen. Die Rakete soll die Marssonde nach Angaben der ISRO auf einer idealer Weise um 17,864 Grad gegen den Erdäquator geneigten Erdumlaufbahn mit einem Perigäum, dem der Erde nächstliegenden Bahnpunkt, von etwa 250 Kilometern und einem Apogäum, dem erdfernsten Bahnpunkt, von rund 23.000 Kilometern aussetzen. Anschließend müssen sechs Brennphasen des 440 Newton starken Apogäumsmotors an Bord erfolgreich abgewickelt werden, bevor Mangalyaan schließlich auf einen hoch elliptischen Orbit um Mars gelangt.

Auf der Umlaufbahn um Mars wird Mangalyaan regelmäßig einen größten Abstand von rund 80.000 Kilometern zur Planetenoberfläche erreichen, und sich genauso regelmäßig der Oberfläche auf rund 372 Kilometer annähern. Dabei durchdringt die Sonde immer wieder die oberen Atmosphärenschichten und die Ionosphäre des Mars, was es ermöglicht, deren veränderliche Zusammensetzungen zu untersuchen. Für einen solchen Umlauf wird die Sonde rund drei Erdtage benötigen.

Neben der Technik für die Atmosphärenforschung besitzt die wissenschaftliche Nutzlast von Mangalyaan auch Geräte für die Untersuchung der Planetenoberfläche und mineralogische Forschung. Ausgewählt wurden die zum Mitflug an Bord der Sonde vorgesehenen Instrumente von einer indischen Beratergruppe für Weltraumwissenschaften, einem ADCOS für Advisory Committee for Space Sciences genannten Gremium.

Das erste in der Umsetzung befindliche indische Marsprojekt leidet unter Gewichtsbeschränkungen, da man für den Start nicht wie ursprünglich einmal vorgesehen eine leistungsstärkere Rakete des Typs GSLV verwenden kann. Die für die wissenschaftliche Nutzlast zur Verfügung stehende Masse wurde zuletzt von rund 25 auf ca. 15 Kilogramm reduziert.

Jetzt soll Mangalyaan mit fünf zu Forschungszwecken vorgesehenen Gerätekomplexen mit einer Gesamtmasse von ~ 14,49 Kilogramm ausgerüstet werden:

1.) Das LAP für Lyman Alpha Photometer genannte Photometer vom Labor für elektrooptische Systeme (LEOS) aus Bangalore mit einer Masse von rund 1,5 Kilogramm soll die Ausdünnung der Hochatmosphäre des Mars untersuchen und dazu das aktuelle Wasserstoff-Deuterium-Verhältnis ermitteln. Dessen Vergleich mit dem über Kometen und Asteroiden beobachtetem soll Aussagen über den Wasserstoff- bzw. Wasserverlust des Mars ermöglichen.

2.) Die Farbkamera namens MARS Colour Camera (MCC) ist in der Lage, Farbbilder vom Planeten, seiner Oberfläche und Himmelskörpern in seiner Umgebung zu liefern. Die Masse der Kamera vom Zentrum für Raumfahrtanwendungen (SAC) in Ahmedabad beträgt etwa 1,4 Kilogramm. Von ihr erwartet man sich insbesondere topographische Informationen, Daten zur Kartierung der Polkappen des Mars und neue Anhaltspunkte über Ursache, Auftreten und Verhalten von Staubstürmen und Staubteufeln, einer Art marsiansicher Wirbelstürme.

3.) Das als Martian Exospheric Neutron Composition Explorer (MENCA) bezeichnete Instrument dient der Bestimmung der Zusammensetzung der oberen Atmosphärenschichten vom Mars. Ihre Untersuchung soll Nutzen bringen für das Vertändnis des Verlusts einer dichten Atmosphäre und den durch den Verlust verursachten Einfluss auf das Mars-Klima. Die Masse von MENCA liegt bei rund 4 Kilogramm. Es ist ein Beitrag des Vikram Sarabhai Labors für Weltraumphysik (VSSC) aus Thiruvananthapuram.

4.) Der vom SAC bereitgestellte Methane Sensor for MARS (MSM) ist in der Lage, das Vorhandensein von Methan mit einer Genauigkeit im Bereich von einem Teilchen pro einer Milliarde Teilchen festzustellen. Methan kann ein Indikator dafür sein, dass einmal Leben auf dem Mars existiert hat. Die Masse des Sensors beträgt 3,59 Kilogramm.

5.) Das TIS für TIR (thermal infrared) imaging spectrometer genannte Instrument mit einer Masse von rund 4 Kilogramm ermöglicht die Gewinnung von Daten über Struktur und Zusammensetzung der Marsoberfläche. Dabei bedient es sich der vom Planeten ausgesendeten Wärmestrahlung. Das Gerät kommt ebenfalls vom SAC.

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• MOM: Indischer Marsorbiter Mangalyaan

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Autor: Daniel Maurat

Das Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) (Alpha-Magnet-Spektrometer) ist das größte Experiment der Internationalen Raumstation ISS. Es ist ein Teilchendetektor, mit dem kosmische Strahlung, Dunkle Materie und Antimaterie erforscht werden sollen.

Entwicklung und Bau

Die Geschichte des AMS begann im Jahr 1998, als die Shuttle-Mission STS 91 zum letzten Mal zur russischen Raumstation Mir flog. In der Ladebucht war neben einem Modul mit Nachschub auch der Teilchendetektor AMS 1. Man plante, ein größeres Modell, AMS 2 zur zu dem Zeitpunkt kurz vor dem Baubeginn stehenden Internationalen Raumsation ISS zu bringen. Die Entwicklung dafür wurde in Forschungsinstituten von 16 Nationen in enger Zusammenarbeit mit der NASA durchgeführt. Durch das Columbia-Unglück schien es jedoch so, dass alle Hoffnungen verloren waren, das Experiment jemals starten zu können. Die NASA strich es aus dem Flugmanifest.

Die Lage für das AMS verbesserte sich schlagartig 2009, als die NASA beschloss, eine weitere Shuttle-Mission nach der lange Zeit designierten letzten Shuttle-Mission STS 133 zu starten. Als Nutzlast war neben einer ELC-Palette mit Ersatzteilen auch das AMS geplant.

Gebaut wurde es schließlich im europäischen Teilchenlabor CERN in Genf, Schweiz. Doch es gab in der Entwicklung immer wieder Probleme und Änderungen der Konstruktion, weswegen man den Start nach hinten verschob. Im September 2010 war das AMS fertiggestellt, getestet und wurde zum Kennedy Space Center in Cape Canaveral, Florida, gebracht, wo es in der SSPF auf seinen Start weiter vorbereitet wurde.

Aufbau

Das AMS ist eigentlich ein großer Magnet mit verschiedenen Detektoren. Der Magnet ist dazu da, die zu untersuchenden elektrisch geladenen Teilchen zu den fünf Detektoren zu lenken. Zunächst hatte man einen supraleitenden Elektromagneten eingebaut, der mit flüssigem Helium auf 1,8 K (-271,4 °C) heruntergekühlt werden sollte. Dies hat zur Folge, dass der Magnet so gut wie keinen elektrischen Widerstand hat, die Funktionsdauer wäre aber vom Heliumvorrat abhängig, der nach wenigen Jahren aufgebraucht wäre. Da man aber die ISS bis über das Jahr 2020 hinaus benutzen wollte, nahm man schließlich einen „normalen“ Magneten, der die Lebensdauer des AMS auf 18 Jahre verlängern kann. Dieser generiert ein Magnetfeld von 0,86 Tesla. Zum Vergleich: das Erdmagnetfeld ist in Deutschland nur 0,000.048 Tesla stark.

Im Inneren des ringförmigen Magneten befinden sich Silizium-Streifendetektoren, die beidseitig den Durchgang einzelner Teilchen vermessen. Als Instrumente besitzt das AMS ein Massenspektrometer, das die Teilchen ablenkt und mittels der Stärke ihrer Ablenkung berechnen kann, um welches Teilchen es sich handelt. Weitere Instrumente, welche die Teilchen analysieren, sind (von oben nach unten im AMS angeordnet) ein Übergangsstrahlungsdetektor (TRD, Bestimmung des Teilchens), ein Ring-Image-Tscherenkow-Zähler (RICH, zur Messung des Tscherenkow-Lichts) und ein elektromagnetisches Kalorimeter (ECAL, Messung der Energie eines einzelnen Teilchens). Es verfügt darüber hinaus auch über je einen GPS- und Sternsensor, um seine Lage im Raum und damit auch den Ursprung der untersuchten Teilchen zu analysieren. Da das AMS im Betrieb sehr viel Wärme produziert, verfügt es auch über eigene Radiatoren. Es wurde am 19. Mai 2011 am Gitterelement S3 der Integrated Truss Structure am Kopplungspunkt Zenit montiert.

Das Ziel des AMS-Projektes ist es, mit diesen Instrumenten nach Antimaterie zu suchen, da nach einigen Modellen beim Urknall neben normaler auch Antimaterie entstand. Je nachdem, was man für Antiteilchen nachweist, kann man sogar Sterne aus Antimaterie beweisen. Eine weitere Aufgabe wird sein, die Energiespektren von schweren Kernen bis zum Eisen zu vermessen. Dies ist notwendig, um die Ausbreitungsmechanismen geladener Teilchen in der Milchstraße zu verstehen und damit auch nach Annihilationsprodukten der Dunklen Materie zu suchen. Ein drittes Forschungsfeld konzentriert sich auf Anomalien in den Energiespektren von Positronen (Antielektronen), Antiprotonen und Photonen, was die Kaluza-Klein-Theorie vorhersagt.

Im Orbit

AMS startete im Rahmen der Shuttle-Mission STS 134 des Space Shuttles Endeavour (dem letzen Start dieses Shuttles) am 16. Mai 2011. Am 19. Mai wurde AMS mithilfe des Stationsmanipulatorarms SSRMS/Canadarm 2 zum ITS transportiert und am Gitterelement S3 montiert. Danach hat man den Messkomplex an Energieversorgung und Datenleitungen angeschlossen, womit AMS Teil der ISS wurde. Bereits nach wenigen Stunden wurden erste Messdaten empfangen.

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Ein Beitrag von Dominic Decoen. Quelle: www.nasa.gov.

Wie die NASA mitteilte, arbeiten alle Instrumente an Bord des Wide-field Infrared Survey Explorers zuverlässig und ohne Probleme.

Das neue Prunkstück der NASA wurde am 14. Dezember in den Orbit geschossen und man unterzieht den Satelliten gerade einem einmonatigen Vorbereitungsprogramm, bevor es mit der Abtastung des Universums im Infrarotbreich endgültig losgehen soll. WISE soll u.a. besonders leuchtschwache Objekte, wie bisher unbekannte Braune Zwerge und Asteroiden erkennen, sowie eine umfassende Karte des gesamten Himmels im Infrarotbereich in unerreichter Auflösung erstellen.

Am heutigen 29. Dezember soll nun der nächste Schritt im Vorbereitungsprogramm von WISE beginnen. Die Schutzabdeckung am Tubus wird entfernt und WISE wird erstmals Testbeobachtungen anstellen. Die Schutzkappe sitzt auf dem Teleskop, welches einen Hauptspiegel mit einem Durchmesser von 40 Zentimetern hat und außerdem von vier Detektoren unterstützt wird, welche jeweils 1 Million Pixel haben. Die ganze Teleskopeinheit kann man mit einer Thermoskanne vergleichen, welche Getränke warm oder kalt hält. Die Schutzkappe diente dazu, das Teleskop und die Detektoren während des Aufenthalts auf der Erde und des Starts kühl zu halten. Das Infrarotteleskop muss nämlich ständig sehr kalt gehalten werden, damit seine Instrumente einwandfrei funktionieren und nicht selbst Infrarotstrahlung emittieren. Außerdem verhinderte die Abdeckung, dass Licht in die empfindliche Anordnung von Spiegeln gelangte, bevor WISE seine endgültige Position im Orbit erreicht hatte.

Die „Thermoskanne“ WISE muss beständig auf -85 Grad Celsius gekühlt werden und die Detektoren sogar noch tiefer, nämlich auf -265 Grad Celsius. Dies führt dazu, dass der mitgeführte Wasserstoff, welcher als Kühlmittel eingesetzt wird, nur für rund zehn Monate ausreicht und somit die Mission von WISE dann auch beendet sein wird.

Alle Instrumente an Bord von WISE funktionieren normal, wie von Seiten der NASA zu erfahren war. Die Übertragungsantennen und die Beobachtungsdetektoren, sowie das eigentliche Infrarotteleskop befinden sich in sehr gutem Zustand, sodass mit den Beobachtungen Mitte Januar begonnen werden kann. Im gleichen Monat sollen auch schon die ersten Bilder vorliegen.

Allen Leserinnen und Lesern dieses Artikels und auch allen anderen wünsche ich einen guten Rutsch und ein gesundes und fröhliches Jahr 2010.

Raumcon

• Wide-field Infrared Survey Explorer
• Delta II-7320 mit *WISE*

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: JPL.

Nachdem der Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) im Jahr 2009 am 26. August zum vierten Mal einen unerwarteten Neustart von Bordrechneranlagen erfahren hatte, hatte man das Raumfahrzeug bis zum 8. Dezember 2009 in einem Sicherheits- oder Ruhemodus, einem Zustand eingeschränkter Aktivität, belassen, da die Gefahr bestand, dass MRO nach weiteren Rechnerneustarts seine Mission nicht weiter fortsetzen können würde.

Eine gewissenhafte Analyse der Vorgänge an Bord des um den Mars kreisenden Raumfahrzeugs mündete schließlich in der Entwicklung von Softwareanpassungen für MROs Rechneranlagen, die ein abruptes Missionsende nach ungeplanten Rechnerneustarts wirksam verhindern sollen. Diese Anpassungen wurden zwischenzeitlich an das Raumfahrzeug gesendet und auf Kommandos von der Erde hin aktiviert.

Der nächste Schritt ist nun eine sorgfältige Überprüfung der wissenschaftlichen Instrumente von MRO. Ist diese abgeschlossen, soll MRO wieder den regulären Beobachtungsbetrieb aufnehmen. Geht alles gut, könnte es in der kommenden Woche soweit sein.

Raumcon:

• Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

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

Im Mai wurden mehrere optische Instrumente des Hubble Space Telescope während der Shuttle-Mission STS 125 erneuert. Dazu gehört auch die Wide Field Camera, die in verbesserter, dritter Version installiert wurde (WFC 3). Neben einer verbesserten Auflösung wurde auch ihr Aufnahmebereich ins nahe Infrarot erweitert.

Durch die anhaltende Ausdehnung des Universums werden Lichtwellenlängen vergrößert. Normales Licht, das vor Milliarden von Jahren ausgesandt wurde, kommt bei uns stark rotverschoben an. Mit der Erweiterung des Messbereichs auf infrarote Strahlung kann man nun mit der WFC 3 noch größere Rotverschiebungen erfassen, also noch weiter entfernte Objekte abbilden. Damit schaut man aber auch weiter in die Vergangenheit des Universums, bis etwa 600 Millionen Jahre nach dem Urknall. Seitdem sind mehr als 13 Milliarden Jahre vergangen.

Bisher konnten derart weit entfernte Objekte im nahen Infrarot noch nicht abgebildet werden. Galaxien wurden außerdem noch nie in einem so frühen Universum beobachtet. Zusätzlich bekommt man auch einen Einblick in Wachstum und Entwicklung früher Galaxien.

Die neue Aufnahme wurde Ende August gemacht, indem das Teleskop im Verlaufe von 4 Tagen insgesamt gut 48 Stunden lang auf dieselbe, von der Erde aus fast leer erscheinende Region des Weltraums gerichtet blieb. Aus der empfangenen Infrarotstrahlung wurde mittels dreier Filter (1050 nm, 1250 nm und 1600 nm) ein Bild im sichtbaren Licht zusammengesetzt. Rechnet man die Rotverschiebung nämlich mit ein, werden aus den drei Infrarotwellenlängen solche der Farben Rot, Grün und Blau. Damit konnte ein Bild gewonnen werden, das die weit entfernten Objekte in echten Farben zeigt.

Die neue Aufnahme zeigt übrigens dieselbe Region, die bereits 2004 im Rahmen des Hubble-Ultra-Deep-Field-Projekts anvisiert wurde. Zum Team 2009 gehörten Astronomen der Universitäten von Kalifornien, Colorado und Yale (USA), Leiden (Niederlande), des Carnegie Institute Washington (USA), der ETH Zürich (Schweiz) und des Space Telescope Science Institute (USA).

Die neue Wide Field Camera 3 ersetzte die 1993 in Hubble eingebaute Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC 2). Untersuchungsobjekte sind vergleichsweise großflächige Objekte wie Galaxien, Sterne in unserer Galaxis und Objekte in unserem Sonnensystem. Die Kamera verfügt dazu über zwei Beobachtungskanäle, UVis für Messungen im sichtbaren und im UV-Bereich sowie NIR für nahes Infrarot. Letzterer verfügt über einen hochempfindlichen 1-Megapixel-Halbleitersensor aus Quecksilber-Cadmium-Tellurid, der gekühlt wird und damit Wellenlängen von 850 bis 1.700 nm und darüber hinaus detektieren kann. Da man im Infrarotbereich auch durch Staubwolken blicken kann, erwartet man in Zukunft neue Erkenntnisse zur Entstehung und Entwicklung von Galaxien, Sternpopulationen sowie über Dunkle Energie und Dunkle Materie.

Raumcon:

• Hubble-Thread ab 9. Dezember

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA, JHUAPL.

Gestartet am 19. Januar 2006 fliegt die Sonde einen Großteil des Weges zum Pluto in einem Modus sehr eingeschränkter Aktivität. Diese Art von Ruhemodus wird auch als Winterschlaf oder auf Englisch als hibernation mode bezeichnet. Gelegentlich wird die Sonde aufgeweckt, um Instrumente und Systeme an Bord der Sonde durchzuprüfen. Die letzte dieser Überprüfungen endete am 27. August. Danach wurde sie erneut in Tiefschlaf versetzt.

Am 9. November wurde die Sonde nun durch ein vorprogrammiertes Signal von der Erde geweckt, um das vierte Mal in diesem Jahr deren Zustand eingehend zu begutachten. Neben dem üblichen Neuausrichten von Sonde und Antenne auf die Erde wollen die Operatoren einige Softwareupdates vornehmen, um die Betriebssicherheit zu erhöhen. Am 20. November 2009 soll New Horizons wieder in den bereits mit der Sonde Deep Space 1 getesteten Ruhemodus geschickt werden.

New Horizons befindet sich zwischenzeitlich über 15 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt.

Stündlich legt die Sonde, zur Zeit zwischen den Umlaufbahnen von Saturn und Uranus unterwegs, fast 60.000 Kilometer zurück. Im Juli 2015 soll New Horizons schließlich in einer Entfernung von rund 33 Astronomischen Einheiten von der Erde den Zwergplaneten Pluto passieren und ihn dabei intensiv untersuchen. Eine Astronomische Einheit ist der einfache durchschnittliche Abstand zwischen Erde und Sonne, der etwas über 149 Millionen Kilometer beträgt.

New Horizons ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 28928 bzw. als Objekt 2006-001A.

Raumcon:

• New Horizons Mission

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Die wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Hubble, deren Daten üblicherweise von der SIC&DH (für Science Instrument Command and Data Handler) genannten Rechneranlage verarbeitet werden, und die über sie gesteuert werden, wurden abgeschaltet und in einen sicheren Modus versetzt, berichtete die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA am 18. Juni 2009. Die Rechneranlage war bei Wartungsarbeiten vor rund fünf Wochen in das Teleskop eingebaut worden.

Am Montag, dem 15. Juni 2009 begann die SIC&DH fehlerhafte Daten (unerwartete Nullwerte) an den Hauptcomputer des Teleskops, seit der Service Mission 3A ein Modell mit 486er-Prozessor, zu senden. Daraufhin wurden Kommandos an die wissenschaftlichen Instrumente des Teleskops zu deren Abschaltung geschickt. Die Kommandos gelangten jedoch nicht zur Ausführung, was anhand korrespondierender Strom- und Spannungswerte der Stromversorgung für die Instrumente erkannt werden konnte.

Daraus schlossen die Ingenieure am Boden, dass SIC&DH an sie gesendete Kommandos weder empfangen noch an das jeweilige Instrument weitergeleitet hatte. Nach einer testweise vorgenommen Abschaltung und einem Neustart der SIC&DH gelang es, über sie die angeschlossenen wissenschaftlichen Instrumente in einen Sicherheitsmodus zu versetzen, nachdem die Kommunikationsmöglichkeit zu ihnen via SIC&DH wieder gegeben war.

Das Verhalten der SIC&DH entsprach später am 15. Juni 2009 dem vorgesehenen, und die Ingenieure begannen mit der Analyse des Vorgefallenen. In der Zwischenzeit blieben die angeschlossenen Instrumente abgeschaltet, was bis zum Abschluss der begonnenen Untersuchungen auch so bleiben soll. Das Weltraumteleskop befindet sich nach Angaben der NASA als Ganzes, inklusive der neuen und reparierten Geräte an Bord, in einem hervorragenden Zustand.

Raumcon:

• Hubble-Thread

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Quelle: ESA.

Seit dem 17. März, 16:53 Uhr MEZ, sind die Steuerungsexperten des Europäischen Satellitenkontrollzentrums ESOC im Dauereinsatz: GOCE hat sein erstes Lebenszeichen nach Darmstadt gesendet, und jetzt nehmen die Spezialisten am Boden die Bordsysteme und wissenschaftlichen Instrumente des Satelliten in Betrieb.
Wenn ein Satellit nach jahrelangen Planungs- und Vorbereitungsphasen endlich in den Weltraum gestartet ist, dann lehnen sich die für den Raketenstart Verantwortlichen entspannt zurück. Doch für die Steuerungsexperten im ESOC beginnt genau jetzt die Arbeit. An Bord von GOCE müssen alle Systeme nach einem genau festgelegten Arbeitsplan in Betrieb genommen und der Raumflugkörper so ausgerichtet werden, dass die Energieversorgung über die Solarzellenflächen und die Durchführung der Forschungsaufgaben gewährleistet sind. Dieser erste und zugleich sehr kritische Abschnitt der Inbetriebnahme heißt Launch and Early Orbit Phase (LEOP). Während dieser Stunden wird dem Satelliten gewissermaßen Leben „eingehaucht“. Die Phase dauert wenige Tage, vorausgesetzt, alles verläuft planmäßig.

An den LEOP schließt die sogenannte Commissioning-Phase (COP) an. Dabei werden die Forschungsinstrumente eingeschaltet, überprüft und – wenn nötig – kalibriert. Dieser Arbeitsabschnitt kann je nach Komplexität und Anzahl der Geräte mehrere Wochen bis zu einigen Monaten dauern. Die Arbeitsabläufe der beiden Inbetriebnahmephasen LEOP und COP sind also von der Aufgabenstellung und der Ausrüstung des jeweiligen Satelliten abhängig.

Das trifft auch auf GOCE zu, der in den nächsten 20 Monaten, das Erdschwerefeld mit bisher nie erreichter Präzision kartieren wird. Im Gegensatz zu anderen Satelliten weist GOCE jedoch eine Besonderheit auf: Der Satellitenkörper als solcher ist zugleich Messinstrument. Vom variierenden Schwerefeld der Erde wird der ‚GOCE-Körper‘ als Masse wargenommen und von ihm je nach Position im All verschieden stark angezogen. Dadurch verändert sich ständig die Höhe der Satellitenflugbahn.

Während der Mission wird die Flughöhe millimetergenau vermessen, um so das Schwerefeld der Erde zu kartieren. Da die Höhe der Flugbahn zusätzlich vom Luftwiderstand der dünnen oberen Atmosphärenschicht beeinflusst wird hat GOCE eine Pfeilform und bietet dadurch wenig Widerstand. Um seine wissenschaftliche Aufgabe zu erfüllen muß die Lage des Satelliten im Verhältnis zu Erde, Sonne und Flugbahn optimal eingestellt und danach ständig überwacht werden kann.

Genau damit sind zwei Experten-Teams im ESOC in den ersten drei Tagen während der LEOP-Phase beschäftigt. Die als A- und B-Team bezeichneten Gruppen arbeiten in 12-Stunden Schichten und wechseln einander ab bis der Satellit nach dem dritten Tag im Rahmen der COP für seine Forschungsarbeit vorbereitet werden kann. Unterstützt werden sie dabei von weiteren Spezialisten des Flugdynamik-Teams um den GOCE Flugdynamik Koordinator Marco Antonio Garcia Matatoros.

Nach der Kontaktaufnahme zum Satelliten besteht die Arbeit der ersten Schicht vornehmlich in der Lagestabilisierung von GOCE und der Ausrichtung der mit den Solarzellen bestückten Seite zur Sonne, um die Energieversorgung sicherzustellen. Hierzu müssen einige Funktionen des Lageregelungssystems aktiviert werden, zu dem ein Magnetometer, drei Sternenkameras und ein Sonnensensor gehören.

Die nächsten Teams kümmern sich um die Kalibrierung des Magnetometers, damit der Satellit später weiß, wie seine Lage zum Magnetfeld der Erde ist. Dazu wird GOCE durch kleine Magnetspulen gezielt in definierte minimale Nickbewegungen versetzt und so die Änderung der gemessenen Magnetfeldstärke im Magnetometer erfasst. Im Umkehrschluss lassen sich später aus dem Vergleich der gespeicherten Kalibrierungswerte mit aktuellen Messwerten Rückschlüsse auf die Lage des Satellitenkörpers in Bezug zum Erdmagnetfeld ableiten. Der erfolgreichen Kalibrierung schließt sich die Feinausrichtung zur Erde an, ohne dass die Seite mit den Solarzellen ihren „Blick“ zur Sonne verliert. Danach können die Signale des inzwischen aktivierten GPS-Empfängers SSTI – Satellite to Satellite Tracking Instrument – in die Berechnungen für die Lageregelung eingebunden werden. Das ist ein besonders wichtiger Schritt, denn von der Arbeit dieses Empfängers hängt nicht nur der Erfolg der Feinausrichtung sondern auch des späteren Messprogramms von GOCE ab. Der Empfänger erfasst und verarbeitet die Signale von 12 GPS-Navigationssatelliten gleichzeitig und kann so den Aufenthaltsort und die Fluggeschwindigkeit von GOCE sehr genau bestimmen.

Nach diesem Schritt muss noch die automatische Luftwiderstandskorrektur aktiviert und die Lageregelung des Satelliten mit maximaler Genauigkeit eingestellt werden. Die Korrektur erfolgt über einen Regelkreis, den die Fachleute bei GOCE als DFACS – Drag-Free and Attitude Control Subsystem – bezeichnen. Ganz zum Schluss wird der Bordcomputer für die Routinearbeit nach der LEOP konfiguriert und die COP kann in Angriff genommen werden.

Innerhalb eines geplanten Zeitraums von 45 Tagen wird dann auch das zweite Instrument, ein Gradiometer zur dreidimensionalen elektrostatischen Bestimmung von Änderungen des Erdschwerefeldes, in Betrieb genommen und mit dem SSTI abgestimmt. Nach Abschluss dieser Arbeiten können, so Uwe Feucht, Leiter des Bereichs Flugdynamik der ESA, die Änderungen der Flugbahn sehr genau ermittelt werden: „Das geschieht mit Hilfe des GPS-Empfängers an Bord des Satelliten sowie durch Laserentfernungsmessungen von der Erde aus. Einflüsse der Restatmosphäre auf die Bahn werden vom Gradiometer an Bord gemessen und über einen Regelkreis mittels des elektrischen Ionentriebwerkes ausgeglichen. Gleichzeitig werden die Regelgrößen zur Erde übertragen und dienen den Forschern als Rohdaten zur Auswertung.“

Eines ist schon heute sicher: Langeweile wird es für die ESOC-Flugspezialisten auch in dem anschließenden Routinebetrieb nicht geben, denn sie müssen anhand der eingehenden Messdaten immer wieder neue Flugbahnprognosen erstellen. Diese hängen von der stark variierenden Sonnenaktivität ab.

Raumcon

• GOCE mit Rockot

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

Im Rahmen dieses Flugmanövers wird die Flugbahn der Sonde unter Ausnutzung der Schwerkraft des Planeten ohne zusätzlichen Treibstoffverbrauch um 78 Grad abgelenkt und DAWN gleichzeitig in die Bahnebene des Asteroiden (4) Vesta befördert werden. Zusätzlich wird sich die Geschwindigkeit der Sonde relativ zur Sonne gesehen um 2,3 Kilometer pro Sekunde erhöhen. Ihre größte Annäherung an den Mars wird DAWN am 17. Februar erreichen, wenn die Sonde die nördliche Hemisphäre des Mars in einer Höhe von 543 Kilometern passiert.

Bei dieser Gelegenheit werden alle Instrumente der Sonde aktiviert sein und Daten sammeln. Allerdings werden aus den so gewonnenen Informationen aufgrund der großen Flughöhe und Geschwindigkeit aller Wahrscheinlichkeit nach keine neuen Erkenntnisse über den Mars gewonnen werden können. Stattdessen wird ein Abgleich mit den bereits existierenden Daten vorhergegangener Missionen durchgeführt werden, um so eine optimale Kalibrierung der DAWN-Instrumente zu ermöglichen. Diese Kalibrierungen sollen noch vor dem Ende des Gravity-Assists am 22. Februar durchgeführt und bei anschließend durchzuführenden Beobachtungen überprüft werden.

Das erste Hauptziel der Mission, den Asteroiden (4) Vesta, wird DAWN im August 2011 erreichen und anschließend aus einer Umlaufbahn heraus für neun Monate erkunden. Im Mai 2012 erfolgt der Weiterflug zum zweiten Ziel, dem Zwergplaneten (1) Ceres, welchen man im Februar 2015 erreichen wird und im Rahmen der bis jetzt geplanten Primärmission bis zum Juli 2015 erforschen will. Mit dieser Mission erhoffen sich die Verantwortlichen der NASA neue Erkenntnisse über die frühe Entwicklungsgeschichte unseres Sonnensystems. Hierbei stehen besonders die Entstehung und Zusammensetzung der früheren Planetenbausteine sowie eine Verbesserung unseres Verständnisses bezüglich deren Entwicklung hin zu Planeten und planetaren Kleinkörpern im Fokus der Forschung.

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