Quelle: Jena-Optronik GmbH.

Jena 10. Oktober 2019 – Die Mission zur Verlängerung der Lebensdauer geostationärer Satelliten stellt einen Meilenstein der Raumfahrt dar, denn ein solches Manöver ist bisher noch nie erfolgt. MEV wird an den jeweiligen Satelliten andocken und dessen Steuerung übernehmen. Der hohe technische Anspruch entsteht dabei aus der Notwendigkeit einer kontrollierten Annäherung aus 40.000 Metern und dem anschließenden vollautomatischem Docking im Zentimeterbereich. Nach Erreichen der endgültigen Lebenszeit des Satelliten soll MEV abdocken und das Andockmanöver wiederholen können. Die Fähigkeit des An- und Abdockens an ausgediente Satelliten wird zukünftig neue Missionen – wie etwa Wartung und Zusammenbau im All – ermöglichen.

Der Rendezvous- und Docking Sensor RVS 3000-3D des Thüringer Raumfahrtunternehmens Jena-Optronik GmbH unterstützt die Mission. Dieses Lidar-basierte System (Lidar: englische Abkürzung für light detection and ranging) beinhaltet leistungsstarke Algorithmen zur 3D-Bildverarbeitung im Fern- sowie Nahbereich und ist eine Weiterentwicklung des flugerprobten RVS 3000. Der neue Sensor kann auch sogenannte unvorbereitete Weltraumobjekte ansteuern, d.h. Satelliten die bisher nicht für das Andocken vorgesehen waren. Für den Sensor besteht die Herausforderung darin, hochgenaue Messungen gegen diffuse Flächen  und somit jedes Material auf dem Satelliten durchzuführen. Der RVS 3000-3D wird der erste Lidar sein, welcher 3D Scans von einem Satelliten im geostationären Orbit – also in ca. 36.000 km Höhe über der Erde – liefert.

„Missionen, welche bis vor wenigen Jahren nicht vorstellbar und Science-Fiction waren, rücken in greifbare Nähe. Wir sind stolz auf unseren RVS3000-3D und die Beteiligung an MEV. Das Projekt markiert den Beginn einer neuen Ära der Raumfahrt hin zu autonom arbeitenden Vehikeln welche Satelliten im Orbit reparieren oder ganze Raumschiffe im Orbit zusammenbauen“, erläutert Dr. Sebastian Dochow, Abteilungsleiter Lidare bei Jena-Optronik GmbH. „Das gesamte Lidar-Team bedankt sich bei Northrop Grumman für das entgegengebrachte Vertrauen und die Zusammenarbeit in den letzten Jahren! Wir wissen, dass der Weg nicht immer einfach war, und wir sind stolz darauf ein neues Zeitalter der Raumfahrtgeschichte begleiten zu dürfen. Wir wünschen viel Erfolg bei der Demonstration dieser Technologie!“

Neben dem LIDAR stellt Jena-Optronik zwei Sternsensoren vom Typ ASTRO APS und die Neuentwicklung Visible Sensor Suite (kurz: VSS) bei, welche auf MEV seine Premiere im All hat.

Bei der VSS handelt es sich um ein sog. Navigationskamerasystem, welches aus drei Kamerapaaren besteht. Diese werden durch eine Elektronikbox ergänzt, welche die Kameras mit Spannung versorgt, synchronisiert sowie Telekommandos und Telemetire übersetzt.

Der on-board Computer des MEV verwendet die von der VSS aufgenommen Bilder während des Annäherungsvorganges zur Entfernungsmessung im Bereich von 40.000 Metern bis zu 50 Zentimetern, also bis zum Docking. Dabei decken zwei der drei Kamerapaare unterschiedliche Entfernungsbereiche ab. Das dritte Kamerapaar ist aus Redundanzgründen an Bord und bietet zudem die Möglichkeit zur visuellen Überwachung des Manövers.

Die VSS Kameras verwenden als erstes Jena-Optronik Produkt einen Bildsensor einer neuen Generation hoch effizienter und gleichzeitig hoch integrierter Komponenten. Damit ließ sich ein vergleichsweise kompaktes und leichtgewichtiges Design realisieren. Im Rahmen der anschließenden Qualifikation, hierbei werden die Bedingungen beim Raketenstart und im All simuliert, demonstrierte die VSS Robustheit und Stabilität. Auf MEV wird die Visible Sensor Suite nun erstmals ihre Leistungsfähigkeit im Weltraum unter Beweis stellen.

„In 2 Jahren Entwicklungszeit waren insgesamt 93 Kolleginnen und Kollegen von der Skizze über Design, Entwicklung, Aufbau, Test und Qualifikation an VSS beteiligt. Ohne deren großes Engagement in Verbindung mit einer außergewöhnlichen Identifikation mit dem Projekt wäre dieser Erfolg nicht möglich gewesen. Vielen Dank! Dieser gilt auch unserem Kunden für die hochproduktive Zusammenarbeit. Zu jeder Zeit standen Ansprechpartner zur Verfügung, so dass technische und organisatorische Themen stets in einer entspannten und konstruktiven Atmosphäre geklärt werden konnten“, fasst Richard Würl, VSS Projektleiter bei Jena-Optronik, die Arbeit im MEV Projekt zusammen.

Der Beitrag MEV mit Technik von Jena-Optronik an Bord gestartet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Viktoria Schöneich. Quelle: FH Aachen, TU Berlin, TU Dresden, TU München, Uni Stuttgart, Uni Würzburg

CubeSats bieten viele Vorteile: Sie sind preiswert, verhältnismäßig wenig komplex und können durch ihre geringe Größe und ihr geringes Gewicht einfacher und günstiger in den Erdorbit transportiert werden. Raumfahrt ist durch sie auch für Universitäten und Institute erschwinglich, die neue und revolutionäre Techniken im Weltall erproben möchten. Auch in Deutschland wird nun an vielen Standorten die Chance genutzt, die die kleinen Satelliten bieten. Nicht nur lassen sich hardwareseitig preiswerte Missionen realisieren, die Universitäten haben auch die Möglichkeit, Studenten an ihren Projekten mitwirken zu lassen. Dies sorgt für verringerte Personalkosten seitens der Institute und einen wichtigen Wissenstransfer und Praxiserfahrung für die Raumfahrtingenieure von morgen. Im Folgenden sollen ein paar Missionen vorgestellt werden, die momentan an deutschen Instituten entwickelt werden.

Aachen
An der Fachhochschule Aachen wird momentan COMPASS-2 entwickelt. Er soll bereits in diesem Jahr im Rahmen der Mission QB50 fliegen, in der 50 CubeSats in den niedrigen Erdorbit ausgesetzt werden sollen. Er hat eine Größe von 10x10x34,5 cm³ und ist damit ein 3U CubeSat. Eine Unit sind 10x10x10 cm³, die 4,5 cm zusätzlich erklären sich durch den CubeSat-Standard, nach dem die Würfel 11,35 cm entlang der Z-Achse messen dürfen.
COMPASS-2 ist wie folgt aufgebaut: In der Mitte befindet sich ein Service-Modul, in dem sich die Subsysteme befinden, die den Satelliten gewissermaßen am Leben erhalten. Hierzu zählen beispielsweise On-Board-Rechner und Kommunikationseinheit. Diese Einheit soll als universelles Servicemodul ausgelegt werden, sodass in Zukunft die zwei peripheren Module mit beliebiger Nutzlast gefüllt sein können. In einem der Nutzlast-Einheiten befindet sich ein Dragsail: eine Folie, die zum Lebensende des Satelliten entfaltet werden soll und den Widerstand in der Restatmosphäre erhöht. Das Dragsail sorgt dafür, dass der CubeSat schneller wieder in die Atmosphäre eintritt und nicht als Weltraumschrott zurück bleibt, wie es bei einem Großteil der CubeSats momentan der Fall ist. Im zweiten Nuzlastmodul sollen entfaltbare Dünnfilmsolarzellen untergebracht sein, die im Weltraum getestet werden sollen.

Berlin
Die TU Berlin wartet gleich mit mehreren Projekten im Bereich der Nanosatelliten auf. Nicht nur wird Hardware für diese verhältnismäßig neue Satellitenklasse entwickelt, es wird auch an CubeSat-Missionen gearbeitet, die diese Hardware erproben sollen. Zur Zeit werden 3 Projekte bearbeitet.
BEESAT-4 soll an die Vorgängermissionen BEESAT 1-3 anknüpfen, die bereits erfolgreich ins All gebracht wurden. Von ihnen erbt BEESAT-4 die Kamera und den Satellitenbus in teilweise modifizierter Form. Im Laufe dieser Mission soll ein System im Orbit qualifiziert werden, mit dem eine genauere Orbit- und Positionsbestimmung möglich sein wird. Alle Satelliten der Baureihe haben eine Größe von 1U.
TechnoSat ist als Vorgängermission für TUBIN konzipiert. Es soll hier kritische Hardware erprobt werden, die während der TUBIN-Mission zum Einsatz kommen wird, namentlich Sensoren und Aktuatoren zur Lageregelung, eine Kamera und ein S-Band-Sender. Außerdem sind Laser-Retroreflektoren angebracht. TUBIN selbst soll schließlich eine Nutzlast für thermales Infrarot testen, die für Fernerkundungsaufgaben vorgesehen ist. Beide Missionen haben den gleichen Satellitenbus, der im Rahmen der Missionen ausgiebig getestet werden soll.

Dresden

An der TU Dresden wird momentan am Projekt SOMP2 gearbeitet. Fast alle Komponenten des 2U-Nanosatelliten werden vollständig neu entwickelt. Dies geschieht mit dem Ziel, einen Satellitenbus zu entwerfen, der bei kommenden Missionen gleichbleibend bei wechselnden Nutzlasten eingesetzt werden kann.
Auf SOMP2 soll ein Sensor zur Vermessung des atomaren Sauerstoffes in der Atmosphäre zum Einsatz kommen und Daten zur Validierung von Atmosphärenmodellen sammeln. Ein Vorgänger dieses Sensors ist bereits auf der Internationalen Raumstation zum Einsatz gekommen, nun soll die miniaturisierte Variante auch auf CubeSats fliegen. Weiterhin soll die Veränderung von Carbon-Nanoröhrchen unter Weltraumbedingungen gemessen werden. Dieses Material ist unter anderem als Kandidat für einen Weltraumfahrstuhl und Tether-Anwendungen im Gespräch, eine Untersuchung könnte also zukünftigen, unkonventionellen Raumfahrtkonzepten wertvolle Informationen liefern. Weiterhin soll ein neues Konzept zur Energiegewinnung erprobt werden. Das Temperaturgefälle innerhalb des Satelliten soll zur Stromversorgung genutzt werden; die gewonnene Leistung soll ausreichen, um Houskeeping-Aufgaben zu erfüllen.
Als Teil von QB50 soll der Satellit bereits im August 2016 fertig gestellt werden und von der Internationalen Raumstation gestartet werden. Die ISS verfügt dafür über so genannte NanoRacks, mit denen auch in der Vergangenheit bereits viele Satelliten gestartet wurden.

München
Der 2U-CubeSat MOVE-II wird vor allem von Studierenden entwickelt, die seitens der Technischen Universität München Unterstützung erhalten. Die Konfiguration beinhaltet einen 1U-Satellitenbus, der die Servicesysteme enthält. Die zweite Unit wird von der Hauptnutzlast ausgefüllt. Hierbei handelt es sich um einen Detektor, der niederenergetische Antiprotonen messen und das Verständnis über die Strahlungsgürtel der Erde verbessern soll. Da der vorgesehene Orbit sich unterhalb der zu untersuchenden Strahlungsgürtel befindet, können die Messungen nur in der Region der südatlantischen Anomalie durchgeführt werden. Hier ist das Magnetfeld der Erde geschwächt und somit eine Messung möglich. Durch die anspruchsvolle Nutzlast müssen viele Systeme der Vorgängermission MOVE weiterentwickelt werden. Die Erprobung eines leistungsfähigen On-Board Computers und eines neuen Solarpaneel-Entfaltungsmechanismus unter Weltraumbedingungen ist deswegen ein Sekundärziel, das im Rahmen der Mission erreicht werden soll.
Auch bei MOVE-II soll der Satellitenbus so flexibel angelegt werden, dass bei Nachfolgemissionen eine beliebige Nutzlast im zweiten Segment mitgeführt werden kann. Das Projekt, das sich momentan in Phase B befindet und somit gerade die vorläufige Designphase durchläuft, soll 2017-2018 starten.

Stuttgart

In Stuttgart wird, ähnlich wie in München, die Gestaltung des Projekts CAPE vor allem von Studierenden übernommen. CAPE besteht aus einem Servicemodul, das unter anderem ein elektrisches Triebwerk beherbergt, das sich momentan noch in Entwicklung befindet. Es ist dafür ausgelegt, eine beliebige Nutzlast von 1U Größe, also auch andere CubeSats, auf einen höheren oder niedrigeren Orbit zu bringen.
Hauptnutzlast des Service-Moduls während der CAPE-Mission wird die bis dato kleinste Wiedereintrittskapsel der Welt, MIRKA2 sein. Sie weist einen Durchmesser von maximal 10 cm auf. Die geringe Größe stellt besondere Anforderungen an die Elektronik und Energieversorgung, die im Inneren der Kapsel Platz finden müssen. Neben der Demonstration, dass eine Wiedereintrittskapsel in dieser Größe möglich ist, soll ein neues Hitzeschutzmaterial getestet werden. Hierfür soll mit Hilfe des Service-Moduls der Orbit soweit abgesenkt werden, bis die Höhe ausreichend gering ist, um den Wiedereintritt einzuleiten. Ihre erste Feuertaufe wird die Kapsel im Rahmen der Höhenforschungsraketenkampagne REXUS in diesem Frühjahr haben: Hier soll bei einem Fall aus etwa 80 km Höhe die Elektronik und Kommunikation einem ersten realen Test unterzogen werden.

Würzburg
An der Universität Würzburg ist der Schwerpunkt von Neuerungen im Nanosatellitensegment vor allem softwareseitig. Die SONATE-Mission, zu der nun die Planungen begonnen haben, hat das ambitionierte Ziel, eine autonome Zielplanung zu erproben. Konkret bedeutet dies, dass der Satellit bei einer Beobachtung selbstständig entscheidet, ob das Ereignis wichtig genug für weitere Beobachtungen ist oder ob eine einfache Auswertung genügt. Dies hat zum Ziel, seltene Ereignisse besser erforschen zu können und beispielsweise bei interplanetaren Missionen eine größere Autonomie zu ermöglichen. Auch ein neues Diagnosesystem, das eine automatische Fehlerbehebung ohne notwendigen Eingriff von der Erde verspricht, soll auf SONATE geflogen werden.
Ein Weiteres Projekt, NACOMI, beschäftigt sich mit der Kommunikation von Nanosatelliten bei interplanetaren Flügen. Zwar fehlt noch ein Satellit, bei dem das System NACOMI schließlich mitfliegen kann, allerdings ist bis zur Fertigstellung eines Prototyps im Jahr 2018 auch noch etwas Zeit.

Zusammenfassend kann man sagen, dass auch am Standort Deutschland im Bereich der Kleinstsatelliten neue Technologien und Ideen ihren Eingang finden. Auch wenn die ambitionierten interplanetaren Missionen der NASA zunächst größer erscheinen mögen, werden auch an deutschen Institutionen konkrete Probleme gelöst, die die Entwicklung von Nanosatelliten als zukunftsträchtige Plattform voran bringen. Eine Investition in die Zukunft sind die Projekte, die maßgeblich von Studierenden mitgestaltet werden, in jedem Fall.

Redaktioneller Hinweis: Die Autorin ist am Projekt CAPE als Systemingenieurin für das Servicemodul beteiligt.

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• CubeSats – Erschwingliche Satelliten (?)

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

Am heutigen Tag erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 20:16 MEZ 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 3,33 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 212. Umlauf um den Ringplaneten beginnen. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 28,6 Grad auf.

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 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 211“ lautet, insgesamt 50 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt des jetzt beginnenden Saturnumlaufs stellt allerdings ein für den 11. Januar 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Mondbeobachtungen
Als erstes Beobachtungsziel während des neuen Umlaufs um den Saturn steht der Mond Erriapus – einer der kleinen, äußeren Saturnmonde – auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 23,0 mag handelt es sich bei Erriapus um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn, seinem Durchmesser von rund acht Kilometern und seiner mittleren Dichte von etwa 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond deshalb bisher nur sehr wenig bekannt. Die mittlere Dichte deutet allerdings darauf hin, dass sich dieser Mond vermutlich in erster Linie aus einer Mischung aus Wassereis und Gestein zusammensetzt. Erriapus verfügt zudem über eine relativ dunkle Oberfläche, welche bei einem Albedo-Wert von 0,06 lediglich etwa sechs Prozent des einfallenden Sonnenlichtes ins Weltall reflektiert.

Die Beobachtungen von Erriapus werden am heutigen Tag gegen 21:16 MEZ beginnen. In den folgenden 20 Stunden sollen aus einer Distanz von durchschnittlich rund 15,4 Millionen Kilometern insgesamt 265 Aufnahmen von dem Mond angefertigt werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen sollen die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die sich daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse bestimmt werden.

Wetterbeobachtungen auf dem Titan und dem Saturn
Im Anschluss an die Erriapus-Kampagne rückt dann am 26. Dezember zunächst der Mond Titan in den Fokus des wissenschaftlichen Interesses. Hierbei soll die Telekamera des ISS-Kameraexperiments den Titan aus einer Distanz von 3,46 Millionen Kilometern abbilden und dabei auf dessen nördlichen Hemisphäre nach markanten Wolkenformationen Ausschau halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der dichten Titanatmosphäre 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 Titan dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Saturn um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum 30. Dezember sind drei weitere derartige Beobachtungen vorgesehen.

Mit der gleichen wissenschaftlichen Zielsetzung wird die Weitwinkelkamera des ISS-Experiments am 27. Dezember auf den Saturn gerichtet sein und auch dort die Atmosphäre im Rahmen einer kurzen Beobachtungskampagne mit mehreren der insgesamt 18 Filter abbilden, mit denen die WAC ausgestattet ist. Bis zum 21. Januar 2015 sind weitere 14 weitere auf den Saturn bezogene ‚Sturmbeobachtungskampagnen‘ vorgesehen.

Astrometrische Beobachtungen
Zum Jahresabschluss sind für den 27. Dezember zudem diverse sogenannte ‚astrometrische Beobachtungen‘ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde geplant. 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 über deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Weitere astrometrische Beobachtungskampagnen sollen am 1., am 2. und am 6. Januar 2015 erfolgen.

Diverse Ringe und Monde
Am 2. und 3. Januar soll die ISS-Kamera zudem über einen Zeitraum von 16 Stunden auf die Encke-Teilung gerichtet werden, welche sich im Bereich des äußeren A-Ringes des Saturn befindet. Die dabei zu erstellenden Aufnahmen sollen anschließend zu einer Videosequenz zusammengefügt werden.

Im Anschluss an die Beobachtungen der Encke-Teilung steht der F-Ring auf dem Beobachtungsprogramm, wobei unter anderem zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe abgebildet werden sollen. Frühere Aufnahmen des ISS-Kamerasystems von Cassini führten zu dem Schluss, dass in erster Linie gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Form des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich. Auch aus diesen Aufnahmen soll eine kurze Videosequenz erstellt werden.

Zwischen dem 4. und dem 6. Januar soll die ISS-Kamera dann gleich zwei mal den Mond Iapetus abbilden. Zum Zeitpunkt der Beobachtungen wird sich dieser im Mittel 1.436 Kilometer durchmessenden Saturnmond in einer Entfernung von rund vier Millionen Kilometern zu Cassini befinden, weshalb es nicht möglich sein wird, Details von dessen zweigeteilten Oberfläche abzubilden. Auch eines der markantesten Merkmale von Iapetus – ein rund 1.300 Kilometer langer, etwa 20 Kilometer breiter und bis zu 13 Kilometer hoher Bergrücken – wird auf den Aufnahmen nicht erkennbar sein. Trotzdem werden diese Aufnahmen dabei behilflich sein, die unterschiedlichen Färbungen auf der Oberfläche dieses Mondes zu studieren.

Am 7. Januar wird dann aus einer Distanz von 12,7 Millionen Kilometern der äußere Saturnmond Phoebe abgebildet. Obwohl dieser etwa 212 Kilometer durchmessende Mond, bei dem es sich vermutlich um ein von dem Saturn ‚eingefangenes‘ Objekt aus der Frühzeit unseres Sonnensystem handelt, auf diesen Aufnahmen lediglich einen Durchmesser von drei Pixeln einnehmen wird, können diese Fotos doch genutzt werden, um auch hier die farblichen Variationen auf dessen Oberfläche zu studieren, welche auf unterschiedliche dort abgelagerte chemische und mineralogische Verbindungen hindeuten.

Periapsis
Am 9. Januar 2015 wird Cassini schließlich um 18:55 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 212, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 431.580 Kilometern passieren. Der Großteil der hierbei durchzuführenden Beobachtungssequenzen wird sich auf das Ringsystem des Saturn konzentrieren.

So wird zum Beispiel am 8. Januar eines der Spektrometer der Raumsonde, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), dazu genutzt, um in Zusammenarbeit mit dem ISS-Kameraexperiment eine Sternbedeckung zu dokumentieren. Hierbei wird der im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name Virgo) gelegene Stern Spica von Teilen des Ringsystems bedeckt. Bei einer weiteren Sternbedeckung – am 9. Januar wird der im Sternbild Herkules gelegene Stern Alpha Herculis von den Saturnringen bedeckt – kommt zudem das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) zum Einsatz.

Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in den Lichtkurven von Spica und Alpha Herculis erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche diese Sterne bei den Okkultationen bedecken. Außerdem, so die Wissenschaftler, können hierbei eventuelle Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche erst kürzlich durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch ‚Einschläge‘ von Meteoroiden verursacht wurden.

Außerdem steht am 10. Januar der äußere A-Ring auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Hierbei sollen in erster Linie zum wiederholten Mal sogenannte ‚Propellerstrukturen‘ dokumentiert werden. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine ‚Hohlräume‘ innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen des A-Ringes sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Objekte noch weiter verfeinert werden. Weitere Beobachtungen werden Teilbereiche der Ringe „B“, „D“ und „F“ zum Ziel haben.

Der Titan-Vorbeiflug T-108
Am 11. Januar 2015 steht dann der Höhepunkt dieses 212. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 20:49 MEZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 980 Kilometern passieren. Die mit diesem 109. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die Bezeichnung „T-108“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung. Neben dem ISS-Kamerasystem sollen dabei verschiedene Spektrometer genutzt werden, um die Oberfläche und die Atmosphäre des Titan zu untersuchen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird schließlich das RADAR-Instrument von Cassini für sieben Stunden die Beobachtungsabläufe dominieren. Unter anderem durch Scatterometrie- und Radiometriemessungen soll das RADAR weite Bereiche der in diesem Zeitraum sichtbaren Titanoberfläche abtasten und dabei weitere Daten über die Gestalt und die Zusammensetzung der Oberfläche sammeln. Durch Beobachtungen im Synthetic Aperture Radar-Modus sollen zudem gezielt mehrere der mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen auf der Titanoberfläche abgebildet und studiert werden.

Unter anderem soll dabei versucht werden, ein ‚Bodenecho‘ vom Grund des Punga Mare zu erhalten. Die bei dieser Messung zu sammelnden Daten sollen nicht nur Aufschluss über die Tiefe dieses Sees liefern. Sie sollen auch dabei helfen zu erklären, warum entsprechende Messungen bei einem anderem See – dem Kraken Mare – erfolglos verliefen, während Messungen bei einem weiteren ‚Gewässer‘ – dem Ligeia Mare – zu dem Resultat führten, dass dieser See eine Tiefe von bis zu 170 Metern erreicht. Verfügen die Kohlenwasserstoffverbindungen, welche das Kraken Mare füllen über eine andere Zusammensetzung – hierfür infrage kommt zum Beispiel ein höherer Anteil an Ethan – als die Verbindungen im Ligeia Mare oder ist das Kraken Mare einfach nur zu tief, als dass die Radarstrahlen dessen Grund erreichen können?

Weitere SAR-Messungen werden sich direkt auf den See Ligeia Mare sowie auf ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen namens Aaru konzentrieren, dessen Zentrum sich bei zehn Grad südlicher Breite und 340 Grad westlicher Länge im Bereich der Äquatorregion des Titan befindet. Dieser Vorbeiflug an den Titan bietet laut den derzeitigen Planungen über den weiteren Verlauf der Cassini-Mission für die beteiligten Wissenschaftler die letzte Gelegenheit, das Ligeia Mare mit dem RADAR-Instrument im Detail zu untersuchen.
Nach dem Abschluss der Radarmessungen wird rund fünf Stunden nach der dichtesten Annäherung an den Titan erneut die ISS-Kamera ‚übernehmen‘ und diesen Mond in Zusammenarbeit mit einem weiteren Spektrometer, dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), abbilden. Die Messungen des CIRS sollen dazu dienen, die aktuellen Atmosphärentemperaturen über der Nachtseite des Titan zu ermitteln. Diese Daten sollen auch dabei helfen, eventuell gegenwärtig auftretende, durch den derzeitig erfolgenden Jahreszeitenwechsel bedingte Veränderungen in der chemischen Zusammensetzung der Titanatmosphäre zu erkennen. Die mit dem Vorbeiflug T-108 verbundenen Beobachtungen des Titan werden noch bis zum 15. Januar andauern, wobei sich das Interesse der beteiligten Wissenschaftler dabei erneut auf die Dokumentation des gegenwärtigen Wettergeschehens konzentrieren wird.

Der Abschluss des Orbits 212
Nach einer kurzen Zündung der Triebwerke, welche bereits am 14. Januar erfolgen wird und einer notwendigen Kurskorrektur innerhalb des Saturnsystems dient, steht dann am 17. und 18. Januar erneut ein weiterer der kleinen, äußeren Saturnmonde – der etwa 23 Kilometer durchmessende Mond Albiorix – auf dem Beobachtungsprogramm, welcher dabei aus einer Entfernung von durchschnittlich 7,57 Millionen Kilometern im Rahmen einer 37 Stunden andauernden Beobachtungskampagne mehrfach abgebildet werden soll. Wie bereits zu Beginn des Saturnorbits Nummer 212 bei dem Mond Erriapus sollen auch bei Albiorix anhand der anzufertigenden Beobachtungsdaten dessen Rotationsperiode sowie die Ausrichtung der Rotationsachse näher bestimmt werden.

Zum Abschluss des am heutigen Tag beginnenden Saturnumlaufs steht dann im Januar 2015 erneut die Beobachtung einer Sternbedeckung an. Am 20. Januar wird der im Sternbild Großer Hund gelegene Stern Beta Canis Maioris von den Saturnringen bedeckt. Neben der ISS-Kamera soll dieses Ereignis ebenfalls mit dem UVIS-Spektrometer dokumentiert werden.

Am 25. Januar 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 19:42 MEZ in einer Entfernung von rund 3,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 212. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 213 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 12. Februar 2015 in einer Entfernung von dann rund 1.200 Kilometern erneut 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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• Planet Saturn
• Saturnmond Titan
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Verwandte Internetseiten:

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

Der Beitrag Cassini: Der Saturnumlauf Nummer 212 beginnt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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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Der Beitrag Marsrover Curiosity: Intensive Gesteinsanalysen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 6. Oktober 2014 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 00:43 MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 3,13 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 210. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 40,3 Grad auf.

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 39 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 209“ lautet, insgesamt 45 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt der Beobachtungen stellt allerdings ein für den 24. Oktober vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Wetterbeobachtungen auf Titan und Saturn
Der Titan wird dann auch lediglich wenige Stunden nach dem Beginn des neuen Orbits das erste Ziel für die ISS-Kamera darstellen. Aus einer Distanz von 3,62 Millionen Kilometern soll dabei die Atmosphäre über der nördlichen und zu diesem Zeitpunkt vom Saturn abgewandten Titan-Hemisphäre abgebildet werden. Durch die Dokumentation von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der dichten Titanatmosphäre 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 Titan dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Saturn um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Weitere Titan-‚Wetter‘-Beobachtungen sollen am 14., 16., 19. und 20. Oktober erfolgen. Mit der gleichen Zielsetzung ist ebenfalls noch für den 7. Oktober eine Beobachtung der Saturnatmosphäre angesetzt. Vergleichbare Saturn-Beobachtungen aus größeren Entfernungen sollen dann zwischen dem 14. und dem 19. Oktober 2014 insgesamt neun mal wiederholt werden.

Diverse Monde, Ringbögen und Ringe
Ebenfalls noch für den 7. Oktober sind zudem noch 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 Daten über deren Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Weitere astrometrische Beobachtungen werden am 14., 19. und 30. Oktober sowie am 4. November erfolgen.

Am 14. Oktober stehen dabei besonders die kleineren Saturnmonde Methone, Pallene, Anthe und Aegaeon sowie die verschiedenen Ringe und ‚Ringbögen‘, welche sich in deren unmittelbaren Umgebung befinden, auf dem Beobachtungsprogramm der an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler. Die als Ringbögen bezeichneten ringähnlichen Strukturen bildet keine geschlossenen Ringe, sondern erstreckten sich über mehrere tausend Kilometer vor und hinter den jeweiligen Monden. Sehr wahrscheinlich werden diese nur sehr lichtschwache Teil-Ringe – genau so wie auch der G-Ring im Bereich des Mondes Aegaeon – durch Staubpartikel und Eis gebildet, welches durch die kontinuierlich erfolgenden Einschläge von Mikrometeoriten auf die Oberfläche der Monde in das umgebende Weltall befördert werden.
Am 19. Oktober soll die ISS-Kamera auf den äußeren A-Ring des Saturn gerichtet werden. Bei dieser Beobachtungskampagne sollen unter anderem zum wiederholten Mal sogenannte ‚Propellerstrukturen‘ dokumentiert werden. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine ‚Hohlräume‘ innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen des A-Ringes sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Der Saturn aus der Nähe
Am 21. Oktober 2014 wird Cassini schließlich um 23:22 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 210, erreichen und den Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 626.660 Kilometern passieren. In den Stunden vor und nach dem Passieren der Periapsis wird sich das Interesse der an der Cassini-Mission beteiligten Forscher in erster Linie auf die Saturnatmosphäre fokussieren. Am 20. und 21. Oktober kommt dabei eines der Spektrometer der Raumsonde, das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), zum Einsatz. In Zusammenarbeit mit der ISS-Kamera sollen diverse Scans der zu diesem Zeitpunkt sichtbaren Saturnatmosphäre durchgeführt werden. Unter anderem sollen dabei eventuell über dem Südpol des Ringplaneten aktive Polarlichter dokumentiert werden. Bei weiteren Beobachtungen am 22. Oktober wird zudem das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) eingesetzt.
Der Titan-Vorbeiflug T-106

Zwei Tage später, am 24. Oktober 2014, steht dann der Höhepunkt dieses 210. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 04:41 MESZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 1.013 Kilometern passieren. Die mit diesem 107. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die Bezeichnung „T-106“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung.

Das Ziel der dabei im mittleren Infrarotbereich durchzuführenden CIRS-Messungen besteht darin, die zu diesem Zeitpunkt in der Titanatmosphäre vorherrschenden Temperaturen zu ermitteln und – in Kombination mit den zu früheren Zeitpunkten gewonnenen Daten – zu einem Temperaturprofil zusammenzufügen. Durch dieses Profil sollen letztendlich die Temperaturveränderungen dokumentiert werden, welche sich durch den gegenwärtig erfolgenden Wechsel der Jahreszeiten – auf der nördlichen Titanhemisphäre geht der Frühling gerade in den Sommer über – ergeben. Unterstützt werden diese Messungen mit diversen Fotoaufnahmen durch die ISS-Kamera, welche dabei mit verschiedenen Spektralfiltern den Titan abbilden wird. Das VIMS-Spektrometer soll dagegen globale Scans der Titanoberfläche durchführen.

In den Stunden vor und nach der dichtesten Annäherung wird dann das „Radio Science Subsystem“ (kurz „RSS“) von Cassini die wissenschaftlichen Arbeiten der Raumsonde dominieren und dabei diverse bistatische Messungen durchführen. Das RSS von Cassini besteht aus drei Sende- und Empfangsanlagen, welche unter anderem die Veränderungen von Radiowellen messen können, sobald diese Signale die Atmosphäre des Titan (beziehungsweise bei alternativen Messkampagnen das Ringsystem des Saturn oder die dichte Saturnatmosphäre) durchdringen. Abhängig von dem hierbei verwendeten Frequenzband werden die ausgestrahlten Radiosignale durch Cassini selbst oder durch die Empfangsanlagen des Deep Space Network (DSN) der NASA empfangen.

Eine alternative Anwendungsmöglichkeit stellt das bistatische Messverfahren dar. Hierbei werden die von der Raumsonde auszustrahlenden Radiowellen zunächst von der Oberfläche des Titan reflektiert und anschließend von den Empfangsstationen des DSN auf der Erde empfangen. Dieses Messverfahren dient dazu, um Aussagen über verschiedene physikalische Charakteristiken der Titanoberfläche – besteht diese aus festem Material oder ist sie eventuell von einer Flüssigkeit überzogen, wie „eben“ oder „rau“ fällt der zu untersuchende Oberflächenbereich aus, welche Permittivität herrscht dort vor – zu tätigen.

Auch nach dem Passieren des Titan wird dieser Saturnmond noch für mehrere Tage im Fokus der abbildenden Instrumente stehen. Noch bis zum 27. Oktober sollen etwa diverse Fotoaufnahmen angefertigt werden, welche sich dabei auf dessen Nordpolregion konzentrieren und der Suche nach markanten Wolkenformationen dienen.

Weitere Ringe und Monde
Anschließend steht zunächst der F-Ring auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera, wobei unter anderem zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe abgebildet werden sollen. Frühere Aufnahmen des ISS-Kamerasystems von Cassini zeigten, dass in erster Linie gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Form des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich. Aus diesen am 27. Oktober anzufertigenden Aufnahmen soll eine kurze Videosequenz erstellt werden.

Den 2. und 3. November wird die ISS-Kamera damit verbringen, um über einen Zeitraum von rund 24 Stunden den kleinen, äußeren Saturnmond Kiviuq mehrfach aus einer Distanz von rund 14,1 Millionen Kilometern abzubilden. In Kombination mit den bereits zu früheren Zeitpunkten gewonnenen Beobachtungsdaten soll hierdurch die Ausrichtung von dessen Rotationsachse ermittelt werden. Außerdem sollen die neu anzufertigenden Aufnahmen, welche allerdings keine Oberflächendetails enthüllen werden, dazu dienen, die Form und Gestalt dieses lediglich rund 16 Kilometer durchmessenden Mondes zu bestimmen. Des weiteren soll mit den geplanten Aufnahmen auch die Farbe von dessen Oberfläche bestimmt werden, was wiederum Rückschlüsse über deren chemische und mineralogische Zusammensetzung ermöglicht.

Am 8. und 11. November wird die ISS-Kamera schließlich erneut auf den Titan gerichtet und dabei die dortigen Wetterbeobachtungen fortsetzen. Auch hierbei soll über der nördlichen Hemisphäre nach markanten Wolkenformationen Ausschau gehalten werden. Bei der Beobachtungskampagne am 11. November wird sich Cassini in einer Entfernung von etwa 3,53 Millionen Kilometern zum Titan befinden.

Am 15. November 2014 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 00:04 MEZ in einer Entfernung von rund vier Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 210. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 211 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 10. Dezember 2014 in einer Entfernung von dann rund 980 Kilometern erneut passiert werden soll.

Zuvor wird Cassini jedoch vom 16. bis zum 20. November den wissenschaftlichen Betrieb kurzzeitig einstellen. Der Grund hierfür ist die demnächst anstehende ‚Sonnenkonjunktion‘. Hierbei handelt es sich um eine spezielle Himmelskonstellation, bei der sich der Saturn von der Erde aus gesehen in einem Abstand von nur wenigen Grad zu der Sonne befindet. Aufgrund dieser Planetenkonstellation ist die Datenübertragung zwischen der Erde und der in einer Umlaufbahn um den Saturn operierenden Raumsonde stark beeinträchtigt, da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen der Erde und der Raumsonde hin und her gesandt werden, zu sehr stört. Augrund der dadurch bedingten Begrenzung der Datenübertragungsraten wird Cassini in diesem Zeitraum keine wissenschaftlichen Untersuchungen des Saturn oder von dessen Monden durchführen.

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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann der äußere Nachbarplanet der Erde mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas-Impaktbecken verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem bisherigen Wissensstand um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern ist der Olympus Mons der höchste Vulkan im derzeit bekannten Sonnensystem. Auch die benachbarten Schildvulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons sind mit Höhen von 13, 12 und 18 Kilometern deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest.

Als besonders spektakulär präsentiert sich dem irdischen Betrachter jedoch das imposante Talsystem der Valles Marineris. Dieses bis zu 11 Kilometer tiefe System aus diversen, teilweise parallel zueinander verlaufenden und zugleich miteinander verbundenen Tälern erstreckt sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern entlang des Marsäquators und erreicht dabei eine Breite von stellenweise deutlich mehr als 200 Kilometern. Mit diesen Abmessungen handelt es sich bei den Valles Marineris um das mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems.

Früherer Vulkanismus in den Valles Marineris?
Die Möglichkeit, dass im Gebiet der Valles Marineris einstmals ein aktiver Vulkanismus aufgetreten sein könnte, wurde von Planetologen erstmals in den späten 1970er Jahren diskutiert. Der Grund hierfür waren verschiedene Aufnahmen der beiden Marsorbiter Viking 1 und Viking 2, auf denen Formationen zu erkennen waren deren Aussehen auf einen vulkanischen Ursprung hindeutete. Analysen von weiteren Aufnahmen, welche in den folgenden Jahren mit moderneren und höher auflösenden Kamerasystemen angefertigt wurden, führten jedoch zu dem Ergebnis, dass es sich bei diesen potentiellen Vulkanen in Wirklichkeit um andere Strukuren wie zum Beispiel um komplex gestaltete Sanddünen handelt.
Allerdings wurden auf diesen neueren Aufnahmen, welche erst in den letzten Jahren durch verschiedene Kamerasysteme an Bord der Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter und Mars Express angefertigt wurden, andere Oberflächenformationen entdeckt, welche ebenfalls auf einen früheren Vulkanismus hindeuten. Bei diesen Formationen handelt es sich um eine Vielzahl von Hügeln, die Basisdurchmesser von mehreren 100 Metern bis hin zu mehr als einen Kilometer erreichen. Das äußere Erscheinungsbild, welches den Hügeln eine konische Form verleiht, die dabei auftretenden spezifischen Neigungswinkel ihrer Flanken und die grubenartigen Vertiefungen auf ihren Gipfeln legen dabei den Schluss nahe, dass es sich hierbei um Schlackenkegel handeln könnte.

Diese Formationen, welche auch an anderen Stellen des Mars – zum Beispiel im Bereich der Ulysses Colles – zu finden sind, sind im Bereich des Valles Marineris besonders in zwei Regionen, nämlich an dessen nordöstlichen Ende im Bereich des ‚Mündungsgebietes‘ in das angrenzende Chryse Planitia und in einem Teilabschnitt namens Coprates Chasma, konzentriert. Im Rahmen einer kürzlich durchgeführten Studie wurden die im Coprates Chasma gelegenen Strukturen einer eingehenderen Untersuchung unterzogen.

Die Schlackenkegel im Coprates Chasma
Bei dem Coprates Chasma handelt es sich um einen etwa 1.000 Kilometer langen, im zentralen Bereich der Valles Marineris gelegenen ‚Hauptgraben‘ dieses Talsystems. Der Boden des Coprates Chasma liegt etwa acht Kilometer unterhalb des Plateaus, in das es eingeschnitten ist und erscheint in seinem Zentralbereich stellenweise auffallend flach.

Für ihre Untersuchungen konzentrierten sich die beteiligten Wissenschaftler auf ein 155 x 35 Kilometer großes Gebiet, in dem sich mehr als 100 dieser Hügel befinden. Neben den hochaufgelösten Aufnahmen der Marsorbiter, welche teilweise über Auflösungen von einem Meter pro Pixel verfügen, griffen die Planetologen auch auf digitale Höhenmodelle der Region und auf Anaglyphenbilder zurück, die einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermitteln.

Die Kegel, so die Ergebnisse, sind wahllos über die gesamte untersuchte Region verteilt, wobei sich jedoch in einigen Bereichen auch bis zu zehn Kegel auf engstem Gebiet zu Clustern konzentrieren. Einige Kegel liegen so eng beieinander, dass sie sich teilweise überlagern. Die Hügel, deren Flanken Neigungswinkel von bis zu 22 Grad aufweisen, verfügen über Durchmesser zwischen 500 Metern und 2,2 Kilometern. An den Außenrändern ist eine Terrassenbildung zu erkennen. Die meisten dieser Formationen verfügen in ihren Gipfelbereichen zudem über kraterähnliche Vertiefungen, welche wiederum Durchmesser von 150 bis hin zu 800 Metern aufweisen.

Ein Vergleich des Verhältnisses zwischen dem Basisdurchmesser der Hügel und dem Durchmesser der kraterähnlichen Vertiefungen mit den entsprechenden Werten von Schlackenkegeln auf der Erde und weiteren vergleichbaren Formationen auf dem Mars, welche ebenfalls als Schlackenkegel interpretiert werden, führte zu dem Schluss, dass es sich bei den im Coprates Chasma befindlichen Strukturen aller Wahrscheinlichkeit nach ebenfalls um Schlackenkegel handelt.

Dieses Ergebnis, welches in Einklang mit verschiedenen von anderen Forschergruppen durchgeführten Studien steht und diese bestärkt, ist ein weiteres Indiz dafür, dass im Bereich der Valles Marineris in der Vergangenheit eine vulkanische Aktivität vorherrschte.

Der Mangel an Einschlagskratern in der gesamten Region sowie die immer noch gut erhaltenen und kaum durch erosive Prozesse veränderten Flanken der Schlackenkegel werden zudem als Indiz dafür gedeutet, dass diese Formationen erst vor wenigen hundert Millionen Jahren entstanden sein können.

Allerdings, so die an der Studie beteiligten Wissenschaftler weiter, müssen die Ergebnisse dieser Arbeit noch durch nachfolgende Untersuchungen und Analysen überprüft werden. Derartige Arbeiten könnten sowohl das Verständnis über die Entstehung von Schlackenkegeln auf dem Mars und auf der Erde erweitern als auch zu neuen Erkenntnissen über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte des Grabenbruchsystems der Valles Marineris führen.

Sollte das Ergebnis jedoch bestätigt werden, so könnte es sich bei dem untersuchten Schlackenkegel-Feld um die größte Ansammlung derartiger Formationen handeln, welche bisher auf dem Mars entdeckt wurde.

Die hier lediglich kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am gestrigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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

Bereits am 4. September 2014 erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 03:17 MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems. Zu diesem Zeitpunkt befand sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 3,01 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 209. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 44,6 Grad auf.

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 erneut 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 208“ lautet, insgesamt 46 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt der Beobachtungen stellt allerdings ein für den 22. September vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Zuerst im Fokus der Raumsonde: Titan und Saturn
Die erste Beobachtungssequenz der ISS-Kamera während des neuen Orbits hatte am 5. September den Saturnmond Titan zu Ziel, der dabei aus einer Entfernung von 3,7 Millionen Kilometern abgebildet wurde. Einen Tag später rückte der Ringplanet in den Fokus des wissenschaftlichen Interesses. Primär wurde dabei eines der Spektrometer der Raumsonde – das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS) – eingesetzt, um die Atmosphäre des Saturn im fernen und im extremen UV-Bereich zu scannen. Die UVIS-Messungen wurden dabei durch Aufnahmen der ISS-Kamera unterstützt. Weitere UVIS-Scans der Saturnatmosphäre sind für den 9., den 12. und den 16. September vorgesehen.

Der kleine Saturn-Mond Kiviuq
Den 8. und 9. September wird die ISS-Kamera damit verbringen, um über einen Zeitraum von 24 Stunden den kleinen, äußeren Saturnmond Kiviuq mehrfach aus einer Distanz von rund 15,5 Millionen Kilometern abzubilden. In Kombination mit bereits zu früheren Zeitpunkten gewonnenen Beobachtungsdaten soll hierdurch die Ausrichtung von dessen Rotationsachse ermittelt werden. Außerdem sollen die neu anzufertigenden Aufnahmen, welche allerdings keine Oberflächendetails enthüllen werden, dazu dienen, die Form und Gestalt dieses lediglich rund 16 Kilometer durchmessenden Mondes zu bestimmen. Des weiteren soll mit den geplanten Aufnahmen auch die Farbe von dessen Oberfläche bestimmt werden, was wiederum Rückschlüsse über deren chemische und mineralogische Zusammensetzung ermöglicht.

Erneut der Titan…
Am 10. September soll erneut der Titan mit der ISS-Kamera abgebildet werden, welcher dabei rund 2,09 Millionen Kilometer von Cassini entfernt sein wird. Durch die Dokumentation von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen lassen sich speziell aus größeren Entfernungen Aussagen über die gegenwärtig in der Titanatmosphäre 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 diesem Mond dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Saturn um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert. Vergleichbare Beobachtungskampagnen sollen am 12., am 14. und am 16. September durchgeführt werden.

…und der Saturn

Direkt nach der ersten dieser Titan-Beobachtungen wird die ISS-Kamera für einen Zeitraum von mehr als 24 Stunden auf den Saturn gerichtet sein. Aus den diversen Aufnahmen, die sowohl mit der Weitwinkel- als auch mit der Telekamera des ISS-Kameraexperiments angefertigt werden, sollen Videosequenzen erstellt werden, welche das über der nördlichen Polarregion befindliche Nordpol-Hexagon dokumentieren sollen. Bei dieser Struktur handelt es sich um ein rund 30.000 Kilometer durchmessendes Sturmgebiet, welches seit mindestens 34 Jahren aktiv ist (Raumfahrer.net berichtete).

Für den 12. und den 14. September sind Untersuchungen der nördlichen Hemisphäre des Saturn vorgesehen, bei denen neben der ISS-Kamera ein weiteres Spektrometer – das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) – zum Einsatz kommen wird. Zwei Tage später steht erneut das Nordpol-Hexagon auf dem Beobachtungsplan.

Periapsis
Am 20. September wird Cassini um 01:53 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 209, erreichen und die oberste Atmosphärenschicht des Ringplaneten in einer Entfernung von 753.120 Kilometern passieren. In den Tagen vor und nach der dichtesten Annäherung an den Saturn wird sich die ISS-Kamera in erster Linie auf das Ringsystem des Planeten konzentrieren.

Bereits am 18. September wird das Kamerasystem dabei in Zusammenarbeit mit dem UVIS die zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchtete ‚Unterseite‘ des B-Ringes abbilden. Für den 19. September ist die erneute Dokumentation einer Sternbedeckungen vorgesehen. Hierbei wird der im Sternbild Leier (lateinischer Name Lyra) gelegene Rote Riesenstern R Lyrae von Teilen des Ringsystems bedeckt. Die ISS soll dabei speziell die Bedeckung des Sterns durch Teile des F-Ringes dokumentieren.

Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von R Lyrae erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche den Stern bei dieser Okkultation bedecken. Außerdem, so die Wissenschaftler, können hierbei eventuelle Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche erst kürzlich durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch ‚Einschläge‘ von Meteoroiden verursacht wurden.

Nach dem Abschluss dieser Beobachtung sollen ISS und VIMS den Randbereich des Schattens abbilden, den der Saturn zu diesem Zeitpunkt auf das Ringsystem werfen wird. Im Anschluss an diese Beobachtungssequenz steht der äußere A-Ring auf dem Beobachtungsprogramm. Hierbei sollen in erster Linie zum wiederholten Mal sogenannte ‚Propellerstrukturen‘ dokumentiert werden. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine ‚Hohlräume‘ innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen des A-Ringes sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Objekte noch weiter verfeinert werden.

Nach dem Passieren der Periapsis ist ebenfalls noch für den 20. September eine weitere Beobachtung des F-Rings vorgesehen. Eine dabei zu erstellende Videosequenz soll zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe wiedergeben. Frühere Aufnahmen des ISS-Kamerasystems von Cassini zeigten, dass in erster Linie gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Form des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich (Raumfahrer.net berichtete).

Der Titan-Vorbeiflug T-105
Am 22. September 2014 steht dann der Höhepunkt dieses 209. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 07:23 MESZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 1.400 Kilometern passieren. Die mit diesem 106. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die offizielle Bezeichnung „T-105“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung mit diversen Fotoaufnahmen durch die ISS-Kamera, welche dabei zunächst mit verschiedenen Spektralfiltern die südliche Titanhemisphäre abbilden wird. Ebenfalls zu diesem Zeitpunkt anzufertigende Aufnahmen des CIRS-Spektrometers sollen dazu dienen, die optische Dichte der mit Aerosolen versetzten Dunstschichten der obersten Schicht der Titanatmosphäre zu ermitteln.

Ebenfalls noch während der Annäherungsphase an den Titan kommt schließlich erneut das UVIS-Spektrometer zum Einsatz. Dieses Instrument soll dabei dokumentieren, wie der im Sternbild „Großer Bär“ gelegene Stern Eta Ursae Majoris langsam von der ausgedehnten Atmosphäre des Titan verdeckt wird. Das UVIS wird durch die Beobachtung dieser Okkultation in der Lage sein, ein hochaufgelöstes Profil der Verteilung von Kohlenwasserstoffverbindungen und Staubschichten in der Titanatmosphäre zu erstellen und Informationen über die vorherrschenden Temperaturen und Druckverhältnisse bis hinunter zu einer Höhe von etwa 200 Kilometern über der Oberfläche zu liefern. Die geringe Geschwindigkeit, mit der die Titanatmosphäre von Cassini aus betrachtet vor dem Stern vorbeizieht, wird dabei eine hohe Auflösung und Qualität der zu gewinnenden Daten gewährleisten.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird im Anschluss an diese Beobachtungen das VIMS-Spektrometer ‚übernehmen‘ und aus kurzer Entfernung diverse Scans der Oberfläche dieses Mondes durchführen. Neben den Oberflächenregionen Tsegihi und Aztlan wird dabei auch der Sinlap-Krater, einer der wenigen bisher registrierten Impaktkrater auf der Oberfläche des Titan, abgebildet werden. Weitere Beobachtungen des VIMS werden das Kraken Mare, den größten der bisher mehr als 400 bekannten, mit Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen des Titan, zum Ziel haben. Die dabei zu gewinnenden Daten können unter anderem genutzt werden, um nach eventuellen ‚Wellenbewegungen‘ auf der Oberfläche dieses Meeres zu suchen, welche durch Wind- oder Gezeitenkräfte ausgelöst werden könnten.

Unmittelbar nach dem Passieren des Titan werden ISS und CIRS nach Wolkenformationen Ausschau halten, welche sich eventuell in der Titanatmosphäre befinden. Zusätzliche Beobachtungen des UVIS-Spektrometers dienen dazu, um die Atmosphäre des Titan im fernen und im extremen UV-Bereich zu untersuchen. Des weiteren wird die ISS-Kamera bis zum 25. September regelmäßig speziell die nördliche Titan-Hemisphäre im Fokus behalten.

Ringe, Monde und Saturn
Am 26. September wird die ISS-Kamera erneut ein Video den F-Ringes erstellen, welches diesmal einen Zeitraum von 14 Stunden dokumentiert. Zwei Tage später steht ein weiterer der kleinen, äußeren Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm. Außer dessen Durchmesser von etwa 12 Kilometern, den Daten seiner Umlaufbahn und seiner mittleren Dichte von etwa 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter ist über den erst im Herbst 2000 entdeckten Mond Ijiraq bisher nur sehr wenig bekannt. Durch die Beobachtungskampagne, welche am 28. September aus einer Entfernung von etwa 4,85 Millionen Kilometern erfolgen wird, sollen anhand der Variationen in der sich aus diesen Beobachtungen ergebenden Lichtkurven Informationen über die Position von dessen Polen, die Ausrichtung der Rotationsachse und die Dauer der Rotationsperiode gewonnen werden.

Für den 4. Oktober sind schließlich 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 Daten über deren Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren.

Ebenfalls am 4. und anschließend erneut am 5. Oktober wird dann wieder der Saturn in den Fokus der ISS-Kamera rücken. Wie bereits am 10. September bei der damaligen Titan-Kampagne soll auch diese Saturn-Beobachtung genutzt werden, um die Bewegung von markanten Wolkenformationen zu dokumentieren, um Aussagen über die dort aktuell vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten zu tätigen.

Eine letzte Beobachtungssequenz der ISS-Kamera während des Orbits Nummer 209 wird am 5. Oktober den Stern Wega – den Hauptstern des Sternbildes Leier – zum Ziel haben. Diese Aufnahmesequenz dient der regelmäßig durchzuführenden Kalibrierung dieses Kamerasystems.

Am 6. Oktober 2014 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 00:43 MESZ in einer Entfernung von rund 3,2 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 209. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 210 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 24. Oktober 2014 in einer Entfernung von dann rund 1.000 Kilometern erneut 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.

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Verwandte Internetseiten:

• Cassini-Huygens Sonderseite
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Ein Beitrag von Roland Rischer. Quelle: ESTCube Forum, ESTCube Homepage.

„Ein kleiner Schritt für die Menschheit – ein großer für Estland“, könnte man in Anlehnung an Neil Armstrong mit Blick auf den ESTCube 1 sagen. Vor rund einem Jahr und vier Monaten –am frühen Morgen des 07. Mai 2013 europäischer Zeit – startete als Sekundärnutzlast der estnische Minisatellit ESTCube-1 auf Vega VV02 von Kourou aus in den Weltraum. Mit an Bord waren Proba V (Primärnutzlast) und VNREDSat 1A (weitere und viel größere Sekundärnutzlast). Die Mission wird von Studenten der estnischen Universität Tartu betrieben. Tartu erlangte bereits mit ihrer 1811 errichteten Sternwarte im 19. Jahrhundert einige Bedeutung in der astronomischen Forschung. Beteiligt sind auch die Estnische Luftfahrtakademie, die Universität Tallinn, das Finnische Meteorologische Institut und die Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR).

Bereits die involvierten Institutionen lassen vermuten, dass das Projekt bei weitem nicht nur ein studentisches Lernprojekt zum Satellitenbetrieb ist, auch wenn man sich seit dem Start hauptsächlich auf die Beherrschung der Kommunikation sowie die laufende Bestimmung von Position, Ausrichtung und des Verhaltens des Cube-Satelliten (10x10x11 Zentimeter und 1,05 Kilogramm Gewicht) konzentrierte. Dazu dienen Daten von an Bord befindlichen Sonnensensoren, Magnetometern und Gyroskopen. Die Sonnensensoren erlauben die räumliche Positionsbestimmung. Die Magentometer erfassen Ausrichtung und Stärke der irdischen Magnetfeldlinien und dienen als Kompass. Zusammen mit den Sonnensensoren ermöglichen sie eine ziemlich exakte Ermittlung von Ausrichtung und Bewegungsrichtung des Satelliten. Die Gyroskope messen Änderungen der Rotationsachse und –geschwindigkeit von ESTCube 1.

Ferner muss der Energiehaushalt des Cube-Satelliten mit seinen sechs kleinen Panels à 2 Solarzellen über die relativ lange Flugdauer ausgeglichen gestaltet werden. Ein Panel liefert 2,4 Watt, je nach Sonnenausrichtung können bis zu 3,6 Watt erzeugt werden. Im Juli 2014 wurde festgestellt, dass die Solarzellen-Leistung auf 60 Prozent abgesunken ist. Deshalb wurden zugunsten der Batterie-Aufladung einige Subsysteme abgeschaltet. Sie wurden nur bei Bedarf und ausreichender Batterieladung aktiviert. Weil das Aufladen unter diesen Umständen zu lange dauerte, wurde die Bordsoftware dahingehend angepasst, dass nun alle Subsysteme einschließlich der Kommunikation bis auf das Energiesystem abgeschaltet werden können. Ein Aufladevorgang dauert nun wieder nicht länger als kurz nach dem Start. Die Testplanung wird nicht weiter verzögert.

Das Hauptziel der ESTCube-1-Mission stellt weitgehend weltraumtechnisches Neuland dar. Mittels eines zehn Meter langen und elektrisch positiv aufgeladenen Drahtes soll der Nachweis erbracht werden, dass sich mit Hilfe der Abstoßungskraft elektrisch positiv geladener Plasmateilchen des Sonnenwindes Weltraumkörper beeinflussen lassen. Allein das Ausbringen des Drahtes ist anspruchsvoller, als man gemeinhin denkt, und bisher anscheinend noch nicht zufriedenstellend gelungen. Eine Bordkamera dient primär der optischen Kontrolle dieses Vorgangs. E-Sails stellen letztendlich auch besondere Anforderungen an die Festigkeit des sehr dünnen Drahtes wegen möglicher Treffer duch Mikrometeoriten. Der ESTCube-1-Draht entspricht solchen Anforderungen jetzt schon. Die Drähte werden bei eventueller großtechnischer Anwendung mehrere Kilometer lang sein.

Ein zusätzliches Missionsziel ist, mit der Bordkamera Aufnahmen von der Erde zu liefern, wenn möglich eine Weltraumaufnahme von Estland. Letzteres ist ohne Triebwerk und mit drei Luftspulen-Elektromagneten (Magnettorquer) zur Lageregelung schon einigemaßen ambitioniert, aber im April 2014 gelungen. Magnettorquer nutzen das Erdmagnetfeld zur Kraftentfaltung aus. Die Erledigung des Missionszieles „Estland-Selfie“ wurde vorgezogen, weil man die Gefahr sah, dass sich der bereits ausgebrachte Draht um den Satelliten wickelt, wenn dieser mit der Kamera zur Erde gedreht wird.

Nun sind seit dem Start (bis zur Freischaltung dieses Artikels) fast 485 Tage vergangen – die ESTCube-Homepage zählt sekundengenau mit. Wenig überraschend kommt nach so langer Wartezeit in der Weltraum-Fangemeinde ab und zu die Frage auf, ob denn das E-Sail-Experiment schon gelaufen sei. Das ist noch nicht der Fall, am 07. August 2014 kam im ESTCube-Forum jedoch endlich die Ankündigung, dass die entsprechenden Vorbereitungen nun in die Endphase gingen. Zuvor müssten aber Probleme, verursacht durch unregelmäßige magnetische Störungen, gelöst werden. Die Ursache ließ sich bislang nicht identifizieren. Die magnetischen Störungen führen zu einer Instabilität der Rotationsachse, die auch durch eine korrigierte Steuerungs-Matrix der Magnettorquer bis Mitte August nicht in den Griff zu bekommen war. Bei Erhöhung der Rotationsgeschwindigkeit dreht sich der Satellit entgegen der ursprünglichen Planung um eine seiner Diagonalen.

Wenn keine Lösung des Problems gefunden wird, wird man das E-Sail-Experiment mit der Drehung um die Diagonalachse durchführen. Dies sei, so die Aussage im ESTCube Forum, zwar nicht die günstigste Versuchsanordnung, erlaube aber ebenfalls das erfolgreiche Ausbringen des E-Sail-Drahtes und die Messung der darauf wirkenden Kräfte.

Das kontrollierte Hoch- und Herunterfahren der Rotation war Ziel weiterer Übungen und auch einiger Software-Anpassungen. So führte eine unzureichende Zeitsychronisation mit den Sonnensensoren dazu, dass die Ausrichtung des Satelliten vom Bordcomputer falsch berechnet und das Beschleunigen der Rotation abgebrochen wurde. Die 15. Software-Aktualisierung heilte dieses Problem. Höhere Winkelgeschwindigkeiten verlangen zudem eine höhere Frequenz beim Ansprechen der Magnettorquer. Das hätte die elektrische Stromversorgung unvorhergesehenen Belastungen aussetzen können. Die erwähnte Software-Aktualisierung brachte auch hier anscheinend eine Lösung, die aber noch sorgfältig ausgetestet werden muss.

Über die Diagonalachse kann ESTCube 1 inzwischen Winkelgeschwindigkeiten zwischen 10 und 280 Grad pro Sekunde ansteuern. Die estnischen Studenten haben bei der Lösung aufkommender Probleme dabei nicht nur viel gelernt. Sie sind auch stolz darauf, dass ESTCube 1 einer der wenigen Satelliten unter studentischer Verantwortung ist, der eine gezielte Steuerung der Rotation bis zur genannten Winkelgeschwindigkeit erlaubt.

Der E-Sail-Draht wird erst bei einer Umdrehung pro Sekunde ausgebracht. Dies sind noch ein paar Winkelgrade mehr, als bislang erreicht und beherrscht werden. Da der Draht nur einmal abgewickelt werden kann, darf es bei der Berechnung der Satelliten-Ausrichtung keinerlei Zweifel an der Richtigkeit geben. Da bleibt im Endspurt also noch einiges zu tun.

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

Eigentlich sollte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsrovers Curiosity während der vergangenen Woche sein Bohrsystem dazu einsetzen, um eine mit dem Namen „Bonanza King“ belegte Gesteinsformation anzubohren. Das dabei gewonnene Material sollte anschließend mit den Instrumenten des Rovers eingehend analysiert werden (Raumfahrer.net berichtete). Leider hat sich jedoch in den letzten Tagen herausgestellt, dass „Bonanza King“ für eine solche Bohrung nicht geeignet ist. Deshalb wird Curiosity seine Fahrt jetzt fortsetzen.

Neben den verschiedenen Kamerasystemen des Rovers kamen am 17. August 2014 auch das APX-Spektrometer und die MAHLI-Kamera zum Einsatz, um das für die anstehende Bohrung ausgewählte Ziel näher zu untersuchen. Außerdem wurde das „Dust Removal Tool“ (kurz „DRT“) auf der Oberfläche platziert und anschließend aktiviert. Bei dem DRT handelt es sich um eine aus Edelstahlborsten bestehende Bürste, mit der die zu untersuchenden Gesteinsformationen von der obersten Staubschicht befreit werden können.

Eine solche Staubschicht, welche unter Umständen seit Jahrmillionen den auf der Marsoberfläche auftretenden Umweltbedingungen – einschließlich der einfallenden kosmischen Strahlung – ausgesetzt war, könnte zum Beispiel die Messergebnisse des APX-Spektrometers verfälschen. Im Operationsbetrieb wird die Bürste auf dem zu reinigenden Oberflächenbereich aufgesetzt und durch einen Motor in eine rotierende Bewegung versetzt. Der dabei von einer Staubschicht zu ‚reinigende‘ Bereich der Marsoberfläche weist einen Durchmesser von mindestens 45 Millimetern auf.

Testbohrung: „Bonanza King“ ist nicht geeignet
Am 20. August erfolgte dann eine erste ‚Testbohrung‘, in deren Verlauf der Bohrer des Rovers eine lediglich nur wenige Millimeter tief in den Stein reichende Bohrung durchführen sollte. In einem nächsten Schritt sollte dann zwei Tage später eine vollständige, etwa sechs Zentimeter in die Tiefe reichende Bohrung durchgeführt werden. Die Auswertung der im Rahmen dieser „Mini-Drill“-Bohrung gewonnenen Daten zeigte allerdings, dass diese Bohrung vorzeitig automatisch abgebrochen wurde, weil sich der Felsen bereits unmittelbar nach dem Beginn der Bohrung unter der mechanischen Einwirkung des Bohrers leicht seitlich bewegt hatte. Diese ‚Verschiebung‘ des angepeilten Zieles führte zu einem erhöhten Widerstand, welcher den vorzeitigen Abbruch verursachte.

Dank des rechtzeitigen Abbruchs der Bohrung traten dabei laut Dr. John Bridges von der Universität Leicester/England keine Beschädigungen an dem Bohrsystem auf. Die Formation „Bonanza King“ ist jedoch offenbar deutlich weniger stark mit dem Untergrund verbunden als zuvor erwartet, so der Wissenschaftler weiter. Somit war es zunächst auch unklar, ob Curiosity unter diesen Bedingungen das Risiko einer ‚vollständigen‘ Bohrung eingehen soll.

Durch den unsicheren Untergrund bestand die Gefahr, dass sich der Bohrer bei seiner Arbeit festfrisst, was sowohl zu Beschädigungen des eigentlichen Bohrsystems als auch des gesamten Instrumentenarmes des Rovers, an dem der Bohrer befestigt ist, führen könnte.

Nach ausführlichen Diskussionen über die weitere Vorgehensweise entschieden sich die Mitarbeiter der Curiosity-Mission am vergangenen Freitag dazu, weder bei „Bonanza King“ noch bei einer der anderen in der unmittelbaren Umgebung gelegenen Gesteinsformationen eine vollständige Bohrung durchzuführen.
„Wir sind zu dem Beschluss gelangt, dass die [dort befindlichen] Felsen keine guten Ziele für Bohrungen darstellen“, so Jim Erickson, der Projektmanager der Curiosity-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien.
Statt einer Bohrung soll deshalb die Fahrt zu dem im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Zentralberges Aeolis Mons fortgesetzt werden. Dieser Weg wird allerdings nicht, wie ursprünglich vorgesehen, direkt durch das „Hidden Valley“ – einem direkt vor dem Rover gelegenen Tal – führen. Die dort befindliche Oberfläche aus feinem Sand und diversen Dünen wurde bereits vor zwei Wochen als ’nur unter großen Risiken passierbar‘ eingestuft (Raumfahrer.net berichtete).

Weiterfahrt am heutigen Tag
Stattdessen wird der Rover zunächst einen Kurs einschlagen, welcher unmittelbar am nördlichen Rand des „Hidden Valley“ verlaufen soll. Die erste Fahrt nach dem Verlassen von „Bonanza King“ wird am heutigen 24. August 2014, dem „Sol“ 729 der Curiosity-Mission, erfolgen und in etwa 10 Stunden beginnen. Für den morgigen Tag sind dann neben den üblichen Fotoaufnahmen verschiedene Routinemessungen vorgesehen, bei denen unter anderem die abbildenden Instrumente sowohl die Marsoberfläche als auch die Atmosphäre dokumentieren werden.

Bisher hat der Marsrover Curiosity rund 8.800 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 179.940 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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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Ball Aerospace, GigitalGlobe, Lockheed Martin, ULA, USAF.

Der 48. Start einer Atlas V insgesamt erfolgte zu Beginn eines 15 Minuten breiten Startfensters von 20:30 bis 20:45 Uhr MESZ und wurde am 13. August 2014 von der United Launch Alliance (ULA) abgewickelt. Der Flug begann auf der Space Launch Complex 3E (SLC-3E) genannten Startanlage der an der Pazifikküste gelegenen Luftwaffenbasis.

WorldView 3 mit einer Startmasse von rund 2.800 Kilogramm wurde von einer Atlas V in 401-Konfiguration transportiert. Das bedeutet, dass auf der Zentralstufe mit RD-180-Triebwerk von RD-AMROSS eine Centaur-Oberstufe mit einem Triebwerk aufgesetzt war, an der Zentralstufe kein Feststoffbooster angebracht waren und die Nutzlastverkleidung vier Meter Durchmesser hatte.

Das Haupttriebwerk der Zentralstufe der Rakete mit der Seriennummer AV-047 wurde 3,8 Sekunden vor dem Abheben gezündet. Die Zentralstufe trug Centaur und Nutzlast dann in die Höhe. Nach etwas über 4 Minuten Flugzeit war die Zentralstufe ausgebrannt und abgetrennt, und es war nun Aufgabe der Centaur, mit einer einzelnen Brennphase ihres RL10A-4-2-Triebwerks von Pratt & Whitney Rocketdyne die Nutzlast in den vorgesehenen Zielorbit zu bringen. Die erforderliche Brennphase dauerte rund 11 Minuten.

Die Centaur-Oberstufe funktionierte wie vorgesehen und ermöglichte ein Aussetzen von WorldView 3 im richtigen Orbit. Das auf dem Satellitenbus BCP 5000 von Ball Aerospace basierende Raumfahrzeug gelangte auf eine annähernd kreisförmige Bahn in rund 620 Kilometern Höhe über der Erde.

Für einen Erdumlauf benötigt WorldView 3 rund 97 Minuten. Die Bahn des dreiachsstabilisierten, mit besonders flinken Reaktionsrädern (Control Moment Gyroscopes, CMGs) bestückten Satelliten ist um 98 Grad gegen den Erdäquator geneigt, es handelt sich um einen polaren, sonnensynchronen Orbit. Auf diesem können die bildgebenden Systeme des nach Angaben von Vantor (früher SS/L bzw. Maxar) mindestens doppelt so schnell wie jedes vergleichbare Raumfahrzeug ausrichtbaren Satelliten optimal zum Einsatz gebracht werden. Bis zu 680.000 Quadratkilometer der Erdoberfläche pro Tag gedenkt man mit WorldView 3 abtasten zu können.

Der mit einem Teleskop mit einem Primärspiegel mit einem Durchmesser von rund 1,1 Metern ausgerüstete neue Satellit besitzt ein Kamerasystem, von dem man sich panchromatische Bilder in einer Auflösung von 31 Zentimetern erhofft. Das von Exelis (jetzt L3Harris) gebaute System arbeitet panchromatisch im Bereich zwischen 450 und 800 Nanometern. Multispektral stehen 8 Bandbereiche zwischen 400 und 1.040 Nanometern zur Verfügung, die maximal erreichbare Auflösung liegt bei 1,24 Metern. Im Infraroten arbeitende Sensoren sollen eine Auflösung von etwa 3,7 Metern erreichen. Abgedeckt werden acht Bandbereiche zwischen 1.195 und 2.365 Nanometer-Wellen.

Neben den Geräten zur unmittelbaren Beobachtung der Erdoberfläche besitzt WorldView 3 außerdem einen CAVIS für Clouds, Aerosols, Water Vapor, Ice and Snow genannten, von Ball Aerospace gebauten Instrumentenkomplex, der dazu gedacht ist, neben Bewuchs, Bodenfeuchte und Schneebedeckung auch Wolkenbedeckung, Luftfeuchte und Aerosolgehalt zu bestimmen. Die dabei gewonnenen Daten aus 12 Bandbereichen zwischen 405 und 2.245 Nanometern können als Korrekturfaktoren in die digitalen Bilder der bildgebenden Systeme von WorldView 3 eingerechnet werden und die Bildqualität verbessern. Die Auflösung des Instruments liegt bei rund 30 Metern.

Für die Zwischenspeicherung großer Datenmengen an Bord besitzt WorldView 3 ein Halbleiter-Festplattensystem mit einer Kapazität von 2.199 Gigabyte. Die Übertragung der gewonnenen Bilddaten zu entsprechenden Bodenstationen wird im X-Band zwischen 8,025 und 8,040 Gigahertz mit einer Datenrate von 800 und 1200 Megabits pro Sekunde erfolgen, wo für es an Bord entsprechende Funkausrüstung gibt.

Erdbeobachtungsnutzlast und raumflugtechnische Systeme des Satelliten werden von zwei Solarzellenauslegern mit einer elektrischen Leistung von zusammen rund 3,11 Kilowatt (bei Einsatzende) mit Strom versorgt. Die Ausleger geben dem rund 5,7 Meter langen Satelliten mit einem Durchmesser von etwa 2,5 Metern eine Spannweite von rund 7,1 Meter. Der Speicherung elektrischer Energie an Bord dient ein Akkumulatorensatz mit einer Kapazität von 100 Amperestunden.

Die Auslegungsbetriebsdauer von WorldView 3 beträgt 7,25 Jahre. Erwartet wird ein Zeitraum für eine sinnvolle Nutzung des Satelliten von 10 bis 12 Jahren. WorldView3 war durch DigitalGlobe im Herbst 2010 bei Ball Aerospace bestellt worden. Am 3. Oktober 2011 hatten Kunde und Hersteller den erfolgreichen Abschluss der maßgeblichen Entwurfsüberprüfung bekannt gegeben. Mit der Integration des Raumfahrzeugs begann Ball Aerospace schließlich im Frühjahr 2013.

Die Vermarktung von Bildern in der besten Auflösung von 31 Zentimetern muss DigitalGlobe nach Auflagen des US-amerikanischen Handelsministeriums nach der offiziellen Indienststellung des Satelliten ein halbes Jahr lang zurückstellen. Bevor der Bildanbieter entsprechende Produkte auf den Markt bringen darf, soll gewährleistet werden, dass es hinsichtlich der besten durch den neuen Satelliten erzielbaren Auflösung und sonstigen Fähigkeiten des Raumfahrzeugs keine den USA unangenehme Überraschungen gibt.

WorldView 3 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 40.115 und als COSPAR-Objekt 2014-048A.

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• Worldview 3 auf Atlas V 401

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

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 zwei kleine Täler durchqueren und anschließend die noch knappe 500 Meter vom aktuellen 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“ am vergangenen Wochenende wieder zu verlassen (Raumfahrer.net berichtete).

Das Hidden Valley – zu ‚tiefer‘ Sand
Die Probleme mit dem von einer Vielzahl an kleinen Sanddünen bedeckten Untergrund wurden als so gravierend eingestuft, dass die für die Planung der Curiosity-Mission verantwortlichen Mitarbeiter der NASA ihre ursprünglichen Pläne mittlerweile geändert haben. Statt die Region „Pahrump Hills“ im Rahmen einer direkten Durchquerung des „Hidden Valley“ zu erreichen soll der Rover bereits jetzt an seinem derzeitigen Standort eine ausführliche Analyse der hier befindlichen Gesteine durchführen.
Am 9. August 2014, dem „Sol“ 714 seiner Mission, bewegte sich Curiosity im Rahmen einer weiteren Fahrt über rund 37,5 Meter zunächst in die nordwestliche Richtung. An der jetzt erreichten Position nördlich der Einfahrt in das „Hidden Valley“ wurden aus einer leicht erhöhten Lage heraus Aufnahmen des vorausliegenden Gebietes angefertigt, welche für die Planung der zukünftigen Route und der weiteren Vorgehensweise erforderlich sind. Sehr wahrscheinlich ist dabei zum jetzigen Zeitpunkt, dass das „Hidden Valley“ bei der Weiterfahrt von Curiosity an dessen nördlichen Rand umfahren wird.

Am 12. August begab sich der Rover jedoch zuerst erst einmal wieder zu dem ‚Einstiegspunkt‘ in das Tal. Aus der jetzt erreichten Position heraus wurde neben den verschiedenen Kamerasystemen auch die ChemCam dazu eingesetzt, um auf dem unmittelbar vor dem Rover befindlichen Gelände mögliche Ziele für eine ausführliche ‚in situ‘-Untersuchung auszuwählen.

Bonanza King – das nächste Untersuchungsziel
Diese Wahl fiel schließlich auf eine mit dem Namen „Bonanza King“ belegte Gesteinsformation. Hierbei handelt es sich um eine von mehreren etwa tellergroßen flachen Felsplatten, welche sich direkt auf der Einfahrt in das „Hidden Valley“ befinden und die von dem Rover bereits während der ersten Einfahrt in das Tal überquert wurden. Diese Gesteine unterscheiden sich deutlich von den Sandsteinen, welche Curiosity in den vergangenen Monaten untersucht hatte.

Die deutlich hellere Farbe dieser Platten und ihre Lage in den geologischen Schichtformationen deutet zudem darauf hin, dass sie den Gesteinen ähneln, welche ursprünglich erst in der Region „Pahrump Hills“ erkundet werden sollten, und die in einem direkten geologischen Zusammenhang mit den Gesteinsschichten an der Basis des Zentralberges Aeolis Mons stehen.

„Aus geologischer Sicht betrachtet besteht eine Verbindung zwischen Bonanza King und Pahrump Hills. Eine Untersuchung an der hiesigen Stelle bietet uns die Möglichkeit zu verstehen, wie sich diese Gesteine in das Gesamtbild des Gale-Kraters und des Mount Sharp einfügen“, so Dr. Ashwin Vasavada, der stellvertretende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission am JPL.

Am 14. August bewegte sich Curiosity im Rahmen einer kurzen Fahrt über 3,7 Meter noch etwas weiter auf „Bonanza King“ zu, so dass dieses Ziel jetzt in der direkten Reichweite der zwei am Instrumentenarm des Rovers befindlichen Instrumente, dem APX-Spektrometer und der MAHLI-Kamera, befindet. Sofern sich im Rahmen der Analyse der im Rahmen dieser bisher letzten Fahrt gewonnenen Daten herausstellt, dass alle sechs Räder des Rovers über festen Bodenkontakt verfügen, sollen diese Instrumente in der kommenden Woche eingesetzt werden, um „Bonanza King“ einer eingehenden Untersuchung zu unterziehen.

Durch das für den Einsatz der Instrumente für eine direkte Bodenuntersuchung notwendige Entfalten des Instrumentenarmes erfolgt automatisch eine Gewichtsverlagerung des Rovers, was unter bestimmten Umständen dazu führen könnte, dass der Rover im Rahmen dieses Manövers aufgrund eines unebenen oder ’nicht standsicheren‘ Untergrundes ins Rutschen gerät. Dieses definitiv unerwünschte Szenario – ein ‚Rutschen‘ könnte zur Folge haben, dass die Instrumente ungewollt auf der Oberfläche aufsetzen und dabei beschädigt werden – kann zum Beispiel dann eintreten, wenn eines der sechs Räder des Rovers auf der Kante eines größeren Steins zum Stehen gekommen ist oder der Boden mehr oder weniger stark geneigt und zudem von einer lockeren Sandschicht bedeckt wird.

Eine weitere Bohrung ist geplant
Sofern die Roverdriver ihr ‚Okay‘ für den Einsatz des Instrumentenarmes geben soll im Rahmen dieser Analysen dann auch erneut der Gesteinsbohrer von Curiosity zum Einsatz gebracht werden und eine weitere Bohrung durchführen. Das dabei zu gewinnende pulverförmige Material soll anschließend zunächst mit dem Bodenprobenaufbereitungssystem CHIMRA (kurz für „Collection and Handling for Interior Martian Rock Analysis“) aufbereitet und gesiebt werden. Anschließend werden Teile der so präparierten Bodenprobe an die beiden im Inneren des Rovers befindlichen Instrumentenkomplexe SAM und CheMin weitergeleitet. Diese Analyseinstrumente sollen dann die chemische und mineralogische Zusammensetzung des zu untersuchenden Materials ermitteln.

Ein kompaktes Wochenendprogramm
Während des jetzigen Wochenendes werden allerdings zunächst verschiedene ‚Fernerkundungen‘ der Umgebung erfolgen. Die Kamerasysteme bilden dabei verschiedene Bereiche der Oberfläche zu unterschiedlichen Tageszeiten ab, um eventuell durch veränderte Beleuchtungsverhältnisse bedingte optische Veränderungen zu charakterisieren. Die MastCam soll zudem die Sandrippel im Inneren des „Hidden Valley“ dokumentieren. Die Navigationskamera des Rovers wird dagegen speziell dazu eingesetzt, um am Himmel über dem Gale-Krater nach Wolkenformationen Ausschau zu halten. Außerdem soll mit diesem Kamerasystem die Suche nach eventuell auftretenden Staubteufeln– so genannten ‚Dust Devils‘ – fortgesetzt werden.

Zur Charakterisierung der chemischen Zusammensetzung der lokalen geologischen Formationen wird die ChemCam mehrere Oberflächenziele mit ihrem Laser und dem „Remote Micro Imager“-Teleskop anpeilen. Des weiteren werden die Instrumente REMS, RAD und DAN ihre üblichen Routinemessungen zur Charakterisierung der örtlichen Umweltbedingungen durchführen.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 721 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity rund 8.700 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 177.993 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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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR.

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern an seinem Äquator ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann der äußere Nachbarplanet der Erde mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas Planitia verfügt so zum Beispiel über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem gegenwärtigen Wissensstand um das zweitgrößte Impaktbecken in unserem Sonnensystem.

Es entstand, als in der Zeitphase des Großen Bombardements vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren ein vermutlich mehr als 100 Kilometer durchmessender Asteroid mit dem noch jungen Mars kollidierte. Durch die bei dem Impakt auftretenden Kräfte wurden zusätzlich zu dem eigentlichen Einschlagsbecken mehrere das Hellas Planitia umgebende Ringgebirge gebildet. Das äußere dieser Ringgebirge erhebt sich dabei um bis zu 2.000 Meter über das umliegende südliche Hochland des Mars.

Das Hellas Planitia ist zugleich auch das tiefste bis in die Gegenwart erhaltene Einschlagsbecken auf dem Mars. Von seinem Grund bis zum Rand des innersten Ringgebirges wird ein Höhenunterschied von mehr als 4.000 Metern erreicht. Bis zu den Gipfeln auf den weiter entfernt gelegenen Bergketten des äußeren Ringgebirges sind es teilweise sogar mehr als 9.000 Meter Höhenunterschied.

Infolge der enormen, durch den Asteroiden-Impakt verursachten Massenbewegungen bildeten sich verschiedene tektonische Verwerfungen, welche zu Veränderungen des Geländes führten. Im Laufe der Jahrmilliarden wurden schließlich sowohl das umgebende Ringgebirge als auch das Innere des Hellas Planitia durch verschiedene geologische und erosive Prozesse stark verändert.

Der Wind verfrachtete Sand, Staub und Vulkanasche in das Innere des Beckens, Wassereisgletscher und fließendes Wasser haben Sedimente mit sich geführt und abgelagert und Vulkane haben auf dem Boden des Hellas Planitia verschiedene Ablagerungsschichten von dünnflüssiger Lava gebildet.

Trotz der langen Zeit, in der das Hellas Planitia dieser Erosion ausgesetzt war und durch Ablagerungen verändert und teilweise verfüllt wurde, ist es das am besten erhaltene große Einschlagsbecken auf dem Mars. Amateurastronomen können es aufgrund seiner großen Ausdehnung bei guten Beobachtungsbedingungen bereits mit einem mittleren Teleskop als hellen Fleck erkennen, welcher sich deutlich gegen die ansonsten eher dunklere Marsoberfläche abhebt.

Einen deutlich besseren Blick auf das Hellas Planitia haben jedoch die derzeit in einer Umlaufbahn um unseren Nachbarplaneten befindlichen Marsorbiter der NASA und der ESA.

Mars Express dokumentiert das Hellas Planitia…
Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Am 17. Dezember 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 12.690 das Hellas Planitia und bildete bei dieser Gelegenheit einen Teilbereich dieses Impaktbeckens ab, welcher sich bei 57 Grad östlicher Länge und 33 Grad südlicher Breite befindet. In diesem nordwestlichen Bereich des Hellas Planitia befinden sich auch dessen tiefsten Bereiche, wo der atmosphärische Druck fast doppelt so hoch wie auf dem Nullniveau im angrenzenden Marshochland ausfällt.

Die dort gegebenen Druck- und Temperaturbedingungen liegen stellenweise sogar über dem sogenannten Tripelpunkt des Wassers, so dass in diesen Bereichen mancherorts zumindestens kurzfristig sogar flüssiges Wasser auf der Oberfläche stabil sein könnte. Die hierfür notwendigen Bedingungen sind allerdings nur in einem kurzen Zeitraum während des Sommers und dann auch nur am frühen Nachmittag für wenige Stunden gegeben. An allen höher gelegenen Regionen auf dem Mars würde plötzlich freigesetztes Wasser wegen des zu niedrigen Atmosphärendrucks dagegen unverzüglich verdampfen.

… unter ungewöhnlich guten Bedingungen
Die am 17. Dezember 2013 vorherrschenden guten Sichtbedingungen, welche einen freien Blick auf die Oberfläche ermöglichten, waren eher ungewöhnlich, denn während der meisten Zeit wehen – vom Hochland und von den Ringgebirgen ausgehend – heftige Staubstürme über die Hellas-Tiefebene. Diese Schleier aus Staub und Aerosolen machen es den Kamerasystemen der Marsorbiter nahezu unmöglich, die Oberfläche im Inneren des Impaktbeckens zu erkennen und abzubilden. Die von der HRSC-Kamera angefertigten Aufnahmen erreichen eine Auflösung von etwa 15 Metern pro Pixel.

Mächtige Gletscher werden vermutet
Die Form und Gestalt von zahlreichen Landschaftsmerkmalen im Bereich des Hellas Planitia deuten an, dass einstmals Eis und Gletscher im Innern des Beckens wirkten, welche eventuell sogar noch in der Gegenwart unter einer dicken Staubschicht existent sind. So lassen Radarmessungen mit dem Instrument SHARAD an Bord des von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz MRO) vermuten, dass unter den länglichen, teilweise gewundenen Schutt- und Geröllstrukturen in einigen kleineren Impaktkratern im Hellas Planitia noch heute Wassereisgletscher mit einer Mächtigkeit von bis zu 450 Metern vor den Blicken der Kameras verborgen sind. Die großräumige Betrachtung der Bilder legt nahe, dass das gesamte Gebiet von einer dicken Staubschicht bedeckt sein muss. Ein rund 40 Kilometer durchmessender alter Krater ist in der südlichen (linken) Bildhälfte der Draufsichten nur noch an seinen Umrissen zu erkennen. Vermutlich wurde er von Lavaströmen angefüllt, deren Fließfront sich von Ost nach West, also quer durch die Bildmitte, erstreckt.

Auf den Aufnahmen von Mars Express sind auch noch zwei deutlich besser erhaltene Krater zu erkennen. Die größere dieser beiden Strukturen verfügt über einen Durchmesser von etwa 25 Kilometern. Auffallend ist die ungewöhnliche Morphologie in den Kratern und in ihrer Umgebung. Von Norden (rechts oben in den Draufsichten, links oben in der Perspektive) erstreckt sich ein ‚dickes Band‘ bis zum Kraterrand. Im Innern des größeren Kraters befindet sich eine ähnlich gemusterte ovale Struktur. Und am südlichen Kraterrand findet sich Material, dessen Oberfläche Fließstrukturen zeigt. Bei genauerer Betrachtung zeigt es die Fließrichtung an, welche parallel zu den Rändern dieser Strukturen verlief. Es ist sehr wahrscheinlich, dass von Geröll und Gesteinsschutt bedecktes Gletschereis diese Phänomene erzeugt hat. Bei Betrachtung des weiter unten zu sehenden Anaglyphenbildes lassen sich zudem Schichtungen in den Kraterrändern erkennen.

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

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

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen des Hellas Planitia finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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

Bereits seit dem 1. Juli 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn. Neben dem Ringsystem dieses zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems erwecken dabei besonders die Atmosphäre des Saturn und der größte der bisher 62 bekannten Saturnmonde, der 5.150 Kilometer durchmessende Mond Titan, das Interesse der an dieser überaus erfolgreichen Mission beteiligten Wissenschaftler.

Der Titan verfügt über eine dichte Atmosphäre, welche sich zu 98,4 Prozent aus Stickstoff zusammensetzt. Neben dem Edelgas Argon und der Kohlenwasserstoffverbindung Methan konnten in der Vergangenheit zudem mehr als ein Dutzend organischer Verbindungen wie zum Beispiel Ethan, Propan und Cyanwasserstoff nachgewiesen werden. Titans Atmosphäre erhebt sich rund zehnmal höher in den Weltraum als die Erdatmosphäre. Die Troposphäre des Mondes reicht zum Beispiel bis in eine Höhe von etwa 50 Kilometern.

Ein Flüssigkeitskreislauf auf dem Titan
In den letzten Jahren durchgeführte Studien haben zu dem Resultat geführt, dass auf dem Titan ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus der Titanatmosphäre ab, welche sich anschließend auf der Oberfläche in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden.

Somit hat sich der Titan neben der Erde als der einzige bekannte Ort innerhalb unseres Sonnensystems herauskristallisiert, an dem auch in der Gegenwart ein Flüssigkeitskreislauf stattfindet. Aus den daran beteiligten Kohlenwasserstoffen könnten sich unter bestimmten Bedingungen auch komplexere organische Verbindungen bilden, welche als die „Grundbausteine des Lebens“ angesehen werden. Unter den Exobiologen gilt der Titan daher als einer der derzeit aussichtsreichsten Kandidaten für den Nachweis von extraterrestrischen Lebensformen.

Wolken in der Titan-Atmosphäre
Ebenfalls im Fokus der Wissenschaftler steht seit dem Sommer 2004 das Wettergeschehen auf dem Titan. Aufgrund der hohen Exzentrizität der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne, welche einen Wert von 0,05648 erreicht, treten auf dem Saturn – vergleichbar mit der Erde – markante Jahreszeiten und damit einhergehende Veränderungen in der ‚Großwetterlage‘ auf. Da der Planet – und somit auch der ihn umkreisende Mond Titan – für einen kompletten Umlauf um die Sonne knapp 30 Jahre benötigt, dauern diese vier Jahreszeiten jeweils rund 7,5 Jahre an.

Bei ihren kontinuierlich durchgeführten Beobachtungen konnten die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler bisher zum Beispiel regelmäßig Wolken im Bereich der südlichen Titan-Hemisphäre registrieren. Dort ‚regierte‘ dabei zuerst der Spätsommer, welcher mittlerweile allerdings in den Herbst übergegangen ist. Über der nördlichen Titan-Hemisphäre, wo bisher Frühling herrschte, war der Himmel dagegen weitgehendst frei von solchen Wolken. Allerdings haben die Wissenschaftler Klimamodelle über die zu erwartende Entwicklung erstellt.

Diese Modelle besagen, das die Kohlenwasserstoffverbindungen, welche die auf der nördlichen Titanhemisphäre gelegenen Seen füllen, durch den mit dem Jahreszeitenwechsel einhergehenden minimalen Temperaturanstieg von wenigen Grad im Laufe der Zeit ‚verdunsten‘ werden. Das so freigesetzte Gas sollte über der Nordhemisphäre zuerst Wolken bilden und schließlich über der langsam ‚abkühlenden‘ Südhälfte des Titan in Form von Regen niedergehen. Tatsächlich konnte ein vergleichbares Phänomen bereits im Jahr 2010 registriert werden (Raumfahrer.net berichtete). Seitdem, so die Wissenschaftler, wurden in der Atmosphäre des Titan jedoch nur noch eine verhältnismäßig geringe Anzahl von weiteren Wolken beobachtet.

Dies hat sich jedoch kürzlich geändert. Im Rahmen des Titan-Vorbeifluges „T-103“ bildete die „Narrow Angle Camera“ (kurz „NAC“) – die Telekamera des ISS-Kameraexperiments, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini – zwischen dem 20. und dem 22. Juli 2014 auch mehrfach die nördliche Titanhemisphäre ab.

Methan-Wolken über dem Ligeia Mare
Unter anderem richtete sich die NAC dabei auch auf die Umgebung des Ligeia Mare. Hierbei handelt es sich mit einer Ausdehnung von etwa 500 Kilometern um einen der größeren Methanseen auf dem Titan, welcher sich bei 79 Grad nördlicher Breite und 248 Grad westlicher Länge befindet. Während der Beobachtungen konnte die Kamera deutliche erkennbare Formationen von Methan-Wolken registrieren. Die Auswertung der entsprechenden Aufnahmen ergab, dass sich diese Wolken mit Geschwindigkeiten von etwa drei bis 4,5 Metern pro Sekunde bewegen. Diese Wolken, so die beteiligten Wissenschaftler, könnten den Beginn des Sommers auf der nördlichen Titanhemisphäre signalisieren.

„Wir sind gespannt, ob diese Wolken den Beginn des Sommers anzeigen oder ob es sich dabei um einen Einzelfall handelt“, so Elisabeth Turtle vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland, eine der assoziierten Mitarbeiterinnen des Cassini Imaging Central Laboratory for Operations (kurz „CICLOPS“), welches die Aktivitäten der ISS-Kamera plant und koordiniert. Eine weitere offene Frage stellt die Beziehung der beobachteten Wolkenformationen zu dem Ligeia Mare dar. Hat die ISS-Kamera die Wolken dort nur zufällig abgebildet oder haben diese sich wirklich an dieser Stelle gebildet?

Die Beobachtung der jahreszeitlich bedingten Veränderungen sowohl in der Atmosphäre als auch direkt auf der Oberfläche des Titan wird auch zukünftig eines der primären Ziele der Cassini-Mission darstellen. Der Großteil der derzeit mehr als 400 bekannten Seen auf der Titanoberfläche konzentriert sich in dessen Nordpolregion. Die Äquatorregion und die südliche Hemisphäre sich dagegen zumindestens gegenwärtig eher ‚trockenes Land‘. Durch das erwartete ‚Verdunsten‘ eines Großteils der nördlichen Seen, des Transports der dabei freigesetzten Gase und deren anschließenden ‚Abregnens‘ über der Südhemisphäre dürften sich dann auch dort neue Kohlenwasserstoffseen bilden.

Die nächste Möglichkeit für eine eingehende Untersuchung des Titan bietet sich bereits am 21. August 2014. An diesem Tag wird die Raumsonde Cassini den Titan um 10:09 MESZ im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges erneut passieren und aus einer Überflughöhe von 964 Kilometern mit verschiedenen Instrumenten untersuchen (Raumfahrer.net berichtete).

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 und seine Monde 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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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: USGS, JPL, The Planetary Society, UMSF.

Auch während der letzten Wochen hat sich der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsrovers Curiosity im Rahmen von mehreren Fahrten weiter auf sein nächstes ‚großes Ziel‘ zu bewegt. Hierbei handelt es sich um eine mit dem Namen „Murray Buttes“ belegte Region an der Basis des im Inneren des Gale-Kraters gelegenen Zentralberges Aeolis Mons. Bis zum Erreichen von „Murray Buttes“ muss Curiosity noch fast vier weitere Kilometer zurücklegen.

Steiniges Gelände soll möglichst vermieden werden
Bereits zu Beginn des Jahres 2014 hatten sich die für die Durchführung der Curiosity-Mission verantwortlichen Mitarbeiter der NASA dazu entschlossen, den Rover zukünftig auf einer Route zu bewegen, welche möglichst wenig Steine oder felsigen Untergrund beherbergt. Auf diese Weise, so der Grund für diese Vorgehensweise, sollen die sechs Räder des Rovers geschont werden. Jedes dieser Räder verfügt über einen Durchmesser von 51 Zentimetern und eine Breite von 40 Zentimetern. Die lediglich 0,75 Millimeter starken Laufflächen dieser Räder, auf denen das gesamte Gewicht des 899 Kilogramm schweren Rovers lastet, bestehen aus einer Aluminiumlegierung und sind mit verschiedenen Querrippen an den Oberseiten und Ringen an den Innenwänden verstärkt.
Bereits im Rahmen der ausführlichen Tests, welche im Vorfeld der Mission auf der Erde durchgeführt wurden, zeigte sich, dass diese Räder bei ihrem Einsatz auf dem Mars nach einer gewissen Zeit verschiedene Beschädigungen wie zum Beispiel Dellen, aber auch Löcher und Risse aufweisen würden. Diese zu erwartenden Beschädigungen wurden von den für die Planung der Mission verantwortlichen Ingenieuren der NASA als für die Mission nicht bedrohlich eingeschätzt. Auch mit erheblich beschädigten Laufflächen, so zum Beispiel Matt Heverly, der Leiter des für die Steuerung von Curiosity verantwortlichen ‚Roverdriver-Teams‘, wird der Rover auch weiterhin in der Lage sein, seine Fahrt fortzusetzen.

Und tatsächlich – schon nach wenigen Fahrten über die Marsoberfläche zeigten sich bereits im Jahr 2012 auf den Laufflächen der Räder einzelne Kratzer und Dellen. In der Folgezeit bildeten sich zudem verschiedene Löcher und teilweise mehrere Zentimeter lange Risse. Diese zuletzt vermehrt auftretenden ‚Abnutzungserscheinungen‘ resultieren laut den Einschätzungen der in die Mission eingebundenen Techniker und Ingenieure daraus, dass Curiosity speziell im vierten Quartal des Jahres 2013 ein Gelände überquerte, auf dessen felsigen Untergrund sich eine Vielzahl zwar nur wenige Zentimeter großer, dafür aber scharfkantiger Steine befand. Beim Überfahren dieser Steine traten dann die Mehrzahl der jetzt zu beobachtenden Beschädigungen auf.

Aus diesem Grund wurde schließlich auch die zukünftige Route leicht abgeändert, so dass Curiosity einen größtenteils sandigen Untergrund zu überqueren hat. Anfang Juli 2014 sammelten die Roverdriver dabei weitere Erfahrungen mit dem Passieren von Sanddünen. Hierbei handelte es sich um Informationen, welche bei dem Passieren des zukünftig zu überquerenden Geländes von Nutzen sein werden.

Mit einer weiteren Fahrt über rund 82 Meter erreichte Curiosity schließlich am 14. Juli 2014 den nordwestlichen Rand einer mit dem Namen „Zabriskie Plateau“ belegten Oberflächenformation, welche nicht mit Sand sondern vielmehr erneut mit einer Vielzahl an kleinen und relativ spitzen Steinen bedeckt war. Aufgrund des jetzt wieder deutlich unebeneren und unwegsamen Geländes benötigte der Rover 17 Tage, um das etwa 200 Meter lange Plateau im Rahmen von neun einzelnen Fahrten zu überqueren. Neben den Kamerasystemen wurden hierbei auch mehrfach das APX-Spektrometer und die ChemCam – zwei der insgesamt zehn wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Curiosity – dazu eingesetzt, um verschiedene interessante Gesteinsformationen im Detail zu untersuchen. Nach seiner Fahrt am 31. Juli 2014, dem „Sol“ 705 seiner Mission, hatte der Marsrover Curiosity das „Zabriskie Plateau“ überquert, ohne dass weitere nennenswerte Komplikationen auftraten.

„Die Räder haben beim Überqueren des Zabriskie Plateau einige weitere Beschädigungen erlebt. Diese fallen allerdings geringer aus, als ich aufgrund der Anzahl der dort befindlichen scharfkantigen Steine erwartet habe“, so Jim Erickson, der zuständige Projektmanager der Curiosity-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. „Die Roverdriver haben bewiesen, dass sie in der Lage sind, die wirklich schlimmen Felsen zu erkennen und erfolgreich zu umfahren.“

Das Hidden Valley
Curiosity befand sich jetzt unmittelbar vor dem „Hidden Valley“, einem rund 150 Meter langen und bis zu 45 Meter breiten Tal, dessen Untergrund wieder mit einer dicken Sandschicht bedeckt ist.

Laut den Planungen soll Curiosity zunächst das „Hidden Valley“ und anschließend das angrenzende „Amargosa Valley“ durchqueren. Das dabei angepeilte Ziel ist die noch knappe 500 Meter vom aktuellen Standort entfernt gelegene Region „Pahrump Hills“. Die dortigen Gesteinsaufschlüsse werden als eine geologische Formation angesehen, welche in einem direkten Zusammenhang mit der Basis des Zentralberges Aeolis Mons steht. Hier, so die an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler, bietet sich dem Rover erstmals die Möglichkeit, mit dem Aeolis Mons assoziierte Gesteine im Detail zu studieren.
„Dort werden wir den ersten Vorgeschmack auf eine geologische Formation erhalten, die Teil der Basis des Berges und nicht des Kraterbodens ist“, so John Grotzinger vom California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien, der für die Curiosity-Mission verantwortliche Projektwissenschaftler.
Sandiger Untergrund führt zu einem ‚Durchdrehen‘ der Räder
Am 1. August 2014 erfolgte die Einfahrt des Rovers in das „Hidden Valley“. Aufgrund des sandigen Untergrundes gingen die Roverdriver dabei besonders vorsichtig vor.

Wie bereits seine Vorgänger Spirit und Opportunity verfügt auch Curiosity über mehrere Gefahrenerkennungs- und Navigationskameras. Jeweils zwei dieser Kameras bilden dabei zeitgleich den gleichen Geländeabschnitt ab. Diese Aufnahmen werden von der ‚Drive-Software‘ des Rovers zu Stereoaufnahmen kombiniert – im Gegensatz zu konventionellen 2D-Aufnahmen ergibt sich bei stereoskopischen Aufnahmen auch ein räumlicher Eindruck der Landschaft – und anschließend autonom ausgewertet. Aus den so gewonnenen Informationen berechnet die Software von Curiosity anschließend den millimetergenauen Standort des Rovers auf der Marsoberfläche.

Diese Aufnahmen dienen unter anderem dazu, um regelmäßig zu überprüfen, ob der Rover auf dem vorherigen Teilabschnitt einer Fahrtetappe eventuell von der vorgesehenen Route ‚abgedriftet‘ ist oder nicht den dabei vorgesehenen Geländegewinn erzielt hat. Stimmt die ‚berechnete‘ Position nicht mit der tatsächlich erreichten Position überein und wird dabei eine von den Roverdrivern im Vorfeld der Fahrt vorgegebene ‚Toleranzschwelle‘ überschritten, so hat dies einen automatisch erfolgenden Abbruch der Fahrt zur Folge.

Es zeigte sich, dass bei der Einfahrt in das „Hidden Valley“ anstatt der dabei vorgesehenen 30 Meter in Wirklichkeit lediglich eine Strecke von etwa 22 Metern zurückgelegt wurde. Eine weitere Fahrt am 4. August wurde nach lediglich 16 Metern sogar vorzeitig abgebrochen. Der Grund für diesen Abbruch war der sandige Untergrund. Auf einer vorprogrammierten Entfernung von theoretisch 4,5 Metern sollte Curiosity im Rahmen dieser Fahrt über sandiges Gelände einen Geländegewinn von mindestens zwei Metern erreichen. Als die ‚Drive-Software‘ des Rovers dann jedoch feststellte, dass dieses Resultat aufgrund eines zu hohen Schlupfes nicht mehr erreicht wurde, erfolgte – wie für diesen Fall vorgesehen – ein automatischer Abbruch der Fahrt.

Die Roverdriver dirigierten Curiosity in den folgenden Tagen wieder in Richtung des Einstiegspunktes in das „Hidden Valley“, beobachteten und analysierten den dabei erreichten Geländegewinn und den auftretenden Schlupf und werteten die Fotoaufnahmen aus, welche die Kameras des Rovers dabei von den ‚Spuren‘ der Räder im Sand anfertigten. Aus diesen Daten der Interaktion der Räder mit dem Sand soll eine alternative Fahrweise entwickelt werden, welche es trotz des lockeren Untergrundes ermöglichen könnte, das Innere des „Hidden Valley“ für die zukünftigen Fahrten zu benutzen.

Eine Möglichkeit dafür wäre, dass die entsprechenden Sicherheitsparameter neu überdacht und bei zukünftigen Fahrten niedriger angesetzt werden. Eine solche Vorgehensweise beinhaltet allerdings auch das nicht zu unterschätzende das Risiko, dass sich die Räder von Curiosity bei einer zukünftigen Fahrt so tief in den Sand eingraben, dass der Rover dabei Gefahr läuft, sich im lockeren Untergrund festzufahren.

Derzeit befindet sich Curiosity wieder außerhalb des „Hidden Valley“ auf ’stabilem Untergrund‘. In den nächsten Tagen wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure über die weitere Vorgehensweise beratschlagen und die damit verbundenen Vor- und Nachteile abwägen. Soll Curiosity einen neuen Versuch der Durchquerung des „Hidden Valley“ starten oder soll dieses Tal an dessen nördlichen oder südlichen Rand ‚umfahren‘ werden?

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 715 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity rund 8.700 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 173.858 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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