Quelle: Jet Propulsion Laboratory, 19. Mai 2026

Das Raumschiff steuert nun direkt auf den Asteroiden zu, der sich im Hauptasteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter befindet. Nach dem Vorbeiflug am Mars analysierte das Flugteam die Funksignale zwischen dem Raumschiff und dem Deep Space Network (DSN) der NASA – dem weltweiten Kommunikationssystem der Behörde für interplanetare Raumfahrzeuge –, um zu bestätigen, dass sich Psyche auf der richtigen Flugbahn befand.

„Obwohl wir von unseren Berechnungen und unserem Flugplan überzeugt waren, war es dennoch spannend, das Doppler-Signal des DSN während des Vorbeiflugs in Echtzeit zu überwachen“, sagte Don Han, Leiter der Navigation für Psyche am Jet Propulsion Laboratory der NASA in Südkalifornien. „Wir haben bestätigt, dass der Mars dem Raumschiff einen Schub von 1.600 Kilometer pro Stunde verliehen und seine Bahnebene um etwa 1 Grad relativ zur Sonne verschoben hat. Wir sind nun auf Kurs für die Ankunft am Asteroiden Psyche im Sommer 2029.“

Einzigartiger Blick auf den Mars

In den Tagen vor und während der nahen Annäherung wurden alle Instrumente von Psyche zur Kalibrierung eingeschaltet, darunter die Kameras, Magnetometer sowie das Gamma- und Neutronenspektrometer. Die Begegnung mit dem Planeten bot der Mission einen wertvollen Probelauf für die Ankunft am Asteroiden Psyche; als Bonus gelang es ihr, Bilder vom Mars aus einer seltenen Perspektive aufzunehmen.

Da sich Psyche dem Mars aus einem hohen Winkel näherte, erschien der Planet in den Tagen vor der größten Annäherung als dünner Halbmond, beleuchtet durch das von seiner Oberfläche reflektierte Sonnenlicht. In den Aufnahmen des Multispektral-Bildgebers des Raumfahrzeugs erschien der Halbmond heller und erstreckte sich weiter um die Planetenscheibe herum als erwartet, was auf die starke Streuung des Sonnenlichts durch die staubige Atmosphäre des Planeten zurückzuführen war. Als Psyche vom nächtlichen Himmel des Mars in den Tag überging, nahm es um den Zeitpunkt der größten Annäherung herum eine schnelle Bilderserie der Oberfläche auf.

„Wir haben Tausende von Bildern von der Annäherung an den Mars sowie von der Oberfläche und der Atmosphäre des Planeten bei der größten Annäherung aufgenommen. Dieser Datensatz bietet uns einzigartige und wichtige Möglichkeiten, die Leistung der Kameras zu kalibrieren und zu charakterisieren sowie die frühen Versionen unserer Bildverarbeitungswerkzeuge zu testen, die für den Einsatz beim Asteroiden Psyche entwickelt werden“, sagte Jim Bell, Leiter des Psyche-Imager-Instruments an der Arizona State University (ASU) in Tempe. „Während das Raumfahrzeug nach dem Vorbeiflug seine Reise fortsetzt, werden wir den Rest des Monats über die Kalibrierungsaufnahmen des Mars fortsetzen, während er sich in die Ferne entfernt.“

Bell leitet außerdem die Mastcam-Z-Bildgebungsuntersuchungen im Team der Perseverance-Marsrover-Mission der NASA, die zu den mehreren Missionen gehörte, die während des Vorbeiflugs ergänzende Oberflächen- und Atmosphärenbilder sowie Navigationsdaten lieferten, um die Kalibrierungsbemühungen zu unterstützen. Zu den weiteren beteiligten Missionen zählen der Mars Reconnaissance Orbiter der NASA, der Orbiter 2001 Mars Odyssey und der Rover Curiosity sowie Mars Express und der ExoMars Trace Gas Orbiter der ESA.

Neben dem Bildgeber könnten frühe Kalibrierungsmessungen der Magnetometer von Psyche den Stoßwellenbereich des Mars erfasst haben, als das Raumfahrzeug den Planeten passierte. Das Team für das Gamma- und Neutronenspektrometer sammelte ebenfalls zügig Daten zur Kalibrierung des Instruments, indem es seine Messungen mit der umfangreichen Sammlung vorhandener Marsdaten verglich.

Auf zum Asteroiden Psyche

Nachdem der Mars nun im Rückspiegel liegt, wird das Raumschiff bald wieder sein solarelektrisches Antriebssystem nutzen, um direkt auf den Hauptasteroidengürtel zuzusteuern. Bei seiner Ankunft im August 2029 wird es sich in eine Umlaufbahn um den Asteroiden Psyche einfügen, von dem angenommen wird, dass er den Teilkern eines Planetesimal ist, also eines Bausteins eines frühen Planeten. In einer Reihe von kreisförmigen Umlaufbahnen, die um den Asteroiden Psyche – der an seiner breitesten Stelle einen Durchmesser von etwa 280 Kilometern hat – zunächst tiefer und dann höher verlaufen, wird das Raumschiff den Asteroiden kartografieren und wissenschaftliche Daten sammeln. 

Sollte sich der Asteroid als metallischer Kern eines uralten Planetesimalen erweisen, könnte er einen einzigartigen Einblick in das Innere von Gesteinsplaneten wie der Erde bieten.

„Wir haben den Vorbeiflug am Mars schon seit Jahren erwartet, aber nun ist er geschafft. Wir können dem Roten Planeten dafür danken, dass er unserem Raumschiff einen entscheidenden Schwung gegeben hat, um weiter ins Sonnensystem vorzudringen“, sagte Lindy Elkins-Tanton, die leitende Forscherin für die Psyche-Mission an der University of California in Berkeley. „Auf zum Asteroiden Psyche!“

Mehr über Psyche

Die Psyche-Mission wird von der ASU geleitet. Das JPL, eine Abteilung des Caltech in Pasadena, ist für das Gesamtmanagement der Mission, die Systemtechnik, die Integration und Erprobung sowie den Missionsbetrieb verantwortlich. Intuitive Machines in Palo Alto, Kalifornien, lieferte das Chassis für das Raumfahrzeug mit hochleistungsfähigem solarelektrischem Antrieb. Der Betrieb des Bildgebungsinstruments wird von der ASU geleitet, die bei der Konstruktion, Fertigung und Erprobung der Kameras mit Malin Space Science Systems in San Diego zusammenarbeitet.

Psyche ist die 14. Mission, die im Rahmen des Discovery-Programms der NASA ausgewählt wurde, das vom Marshall Space Flight Center der Behörde in Huntsville, Alabama, verwaltet wird. Das Launch Services Program der NASA mit Sitz im Kennedy Space Center der NASA in Florida war für den Start verantwortlich.

Weitere Informationen zur Psyche-Mission der NASA finden Sie unter: https://science.nasa.gov/mission/psyche/

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• Psyche-Mission auf Falcon Heavy (B1064.4/B1079.1/B1065.4)

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Quelle: Technische Universität Braunschweig 5. April 2023.

Am 13. April ist der Start der JUICE-Mission zur Erforschung des Planeten Jupiter und seiner Monde geplant. Die Technische Universität Braunschweig ist an der Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) mit einem selbstentwickelten Magnetfeld-Messgerät und einer Kamera-Datenverarbeitungseinheit beteiligt. Mit einem Rahmenprogramm im Haus der Wissenschaft begleitet die TU Braunschweig den vorletzten Start der Trägerrakete Ariane 5 vom europäischen Weltraumbahnhof in Kourou, Französisch-Guayana. Die Forschenden interessieren sich insbesondere für die Jupiter-Monde Ganymed, Kallisto und Europa, um die Entwicklung habitabler Welten um den Gasriesen zu untersuchen.

2030 wird der Orbiter im Jupiter-System ankommen. Dann beginnt ein dreieinhalbjähriger Untersuchungszeitraum. Erforscht werden dann Struktur, Zusammensetzung und Dynamik der Jupiter-Atmosphäre. Es folgen Vorbeiflüge am Jupiter-Mond Europa mit den Schwerpunkten Geologie und Zusammensetzung. Ferner werden die innere Struktur, die Oberfläche und die äußerste Schicht der Atmosphäre des Mondes Kallisto genau untersucht.

Wasservorkommen unter der oberflächlichen Kruste erkunden
Die letzte Phase der Mission ist Ganymed gewidmet. Dazu tritt der Orbiter in eine stationäre Umlaufbahn um den Mond ein. In dieser letzten Phase haben Magnetfeldbeobachtungen besonders hohe Priorität, da sie wertvolle Informationen über das Innere des Mondes liefern können. Ziel ist es, Tiefe und Ausdehnung des vermuteten Ozeans zu bestimmen und die Quelle von Ganymeds eigenem Feld und dessen Wechselwirkung mit dem Jupiter-Magnetfeld zu verstehen.

Das Institut für Geophysik und Extraterrestrische Physik der TU Braunschweig trägt mit einem Fluxgate-Magnetometer zur Messkampagne bei. Das Projekt wird vom Bundesministerium für Wirtschaft und Klimaschutz über das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt finanziell gefördert. Im Zusammenspiel mit zwei weiteren Magnetometern werden damit die Magnetfelder im Jupiter-System und insbesondere in der Nähe der Jupiter-Monde gemessen. Das Fluxgate-Magnetometer der TU Braunschweig ist Teil eines Magnetometerpakets (J-MAG), das auf der Raumsonde installiert wurde.

„Das J-MAG-Instrument ist dafür ausgelegt, kleinste induzierte Magnetfelder zu beobachten, die von Ozeanen unterhalb der Mond-Oberflächen herrühren. J-MAG erlaubt dadurch einen Einblick in das Innere der Jupiter-Monde. Des Weiteren ist der Jupiter-Mond Ganymed für J-MAG von besonderem Interesse. Er ist der einzige uns bekannte Mond mit eigenem Magnetfeld. Durch dieses Magnetfeld ist der Ganymed von einer eigenen, kleinen Magnetosphäre umgeben, die sich innerhalb der riesigen Jupiter-Magnetosphäre ausbildet und mit dem Jupiter-Magnetfeld dynamisch interagiert“, sagt Professor Ferdinand Plaschke vom Institut für Geophysik und Extraterrestrische Physik.

J-MAG wird von einem Konsortium europäischer Universitäten und wissenschaftlicher Institute unter der Leitung von Professor Michele Dougherty (Imperial College London) entwickelt. Die Hauptakteure sind dabei das Imperial College London, das Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik der TU Braunschweig und das Institut für Weltraumforschung in Graz.

Das J-MAG-Instrumentenpaket besteht aus einer Hauptelektronikbox, die alle elektronischen Platinen des Instruments enthält, und aus drei Messsensoren: J-MAG-OB, J-MAG-IB und J-MAG-SCA. Hierbei bezeichnet J-MAG-OB ein Außenbord-Fluxgate-Magnetometer, entwickelt vom Imperial College London, und J-MAG-IB ein Binnenbord-Fluxgate-Magnetometer, entwickelt am Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik (IGeP) der TU Braunschweig. Der dritte Sensor, J-MAG-SCA, ist ein skalares Magnetometer eines neuen Typs – ein sogenanntes Coupled-Dark-State-Magnetometer (CDSM) – entwickelt am Institut für Weltraumforschung und an der Technischen Universität in Graz. Alle Komponenten greifen ineinander, so dass ein besonders präziser Messstandard erreicht werden kann.

Optisches Kamerasystem untersucht Mondoberflächen und kartiert Jupiter-Wolken
Am Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze der TU Braunschweig wurde unter Leitung von Professor Harald Michalik die Datenverarbeitungseinheit der JANUS-Kamera gebaut. Sie wurde unter anderem in Italien und Deutschland entwickelt und hat die Aufgabe, die Oberflächen der Jupiter-Monde Ganymed, Kallisto und Europa zu charakterisieren, um damit ihre geologische Aktivität untersuchen zu können. Außerdem können damit Wolkenformationen in der hochstrukturierten Jupiter-Atmosphäre, das Jupiter-Ring-System und kleinere Jupiter-Monde beobachtet und studiert werden.

Das multispektrale Kamerasystem mit 13 Filtern in verschiedenen Wellenlängenbereichen wird eine Auflösung von bis zu 2,4 Meter auf Ganymed und etwa 10 Kilometern auf Jupiter haben. Die Datenverarbeitungseinheit steuert die Kameraelektronik und komprimiert die Bilddaten in Echtzeit, bevor die Bilder in den Datenspeicher des JUICE-Raumfahrzeuges kopiert und von dort mit geringer Datenrate zur Erde gesendet werden.

Zur Veranstaltung
Ort: Aula im Haus der Wissenschaft, Pockelsstraße 11, Braunschweig

Ablauf:

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Quelle: Johannes Gutenberg-Universität Mainz.

20. Januar 2022 – Ein internationales Forscherteam unter federführender Beteiligung des Exzellenzclusters PRISMA+ der Johannes Gutenberg-Universität Mainz (JGU) und des Helmholtz-Instituts Mainz (HIM) hat erstmals umfassende Daten zur Suche nach Dunkler Materie mit einem weltweiten Netzwerk an optischen Magnetometern veröffentlicht. Durch korrelierte Messungen an zahlreichen Stationen des GNOME-Netzwerks sollten Dunkle-Materie-Felder ein charakteristisches Signalmuster erzeugen, so die Überlegung. Bei der Analyse von Daten aus einem einmonatigen Dauerbetrieb von GNOME gab es noch keinen entsprechenden Hinweis. Die Messung erlaubt aber Einschränkungen in Bezug auf die Eigenschaften der Dunklen Materie zu formulieren, wie die Forscher in der renommierten Fachzeitschrift Nature Physics berichten.

GNOME steht für global network of optical magnetometers for exotic physics searches. Dahinter verbergen sich über den Globus verteilte Magnetometer in Deutschland, Serbien, Polen, Israel, Südkorea, China, Australien und den USA. Mit GNOME wollen die Forscher insbesondere die Suche nach Dunkler Materie vorantreiben – eine der aufregendsten Herausforderungen der Grundlagenphysik im 21. Jahrhundert. Denn schon lange ist bekannt, dass viele rätselhafte astronomische Beobachtungen, wie die Rotationsgeschwindigkeit von Sternen in Galaxien oder das Spektrum der kosmischen Hintergrundstrahlung am besten durch Dunkle Materie erklärt werden können.

„Als einer der vielversprechendsten Kandidaten für Dunkle Materie gelten heute extrem leichte bosonische Teilchen. Zu ihnen zählen unter anderem sogenannte Axion-like Particles – kurz ALPs“, sagt Prof. Dr. Dmitry Budker, Professor bei PRISMA+ und am HIM, einer institutionellen Kooperation der Johannes Gutenberg-Universität Mainz und des GSI Helmholtzzentrums für Schwerionenforschung in Darmstadt. „Sie können auch als klassisches Feld, das mit einer bestimmten Frequenz oszilliert, betrachtet werden. Eine Eigenheit solcher bosonischen Felder ist, dass sie – so ein mögliches theoretisches Szenario – Muster und Strukturen bilden können. Im Ergebnis könnte die Dichte der Dunklen Materie in vielen verschiedenen Regionen konzentriert sein – es könnten sich zum Beispiel diskrete Domänenwände bilden, die kleiner als eine Galaxie, aber viel größer als die Erde sind.“

Dunkle Materie sollte charakteristische Signalmuster im Netzwerk auslösen
„Durchdringt eine solche Wand die Erde, wird diese nach und nach durch das GNOME-Netzwerk erkannt und kann in den Magnetometern vorübergehende charakteristische Signalmuster hervorrufen“, erläutert Dr. Arne Wickenbrock, einer der Mitautoren der Studie. „Noch dazu sind die Signale miteinander in bestimmter Weise korreliert – je nachdem wie schnell sich die Wand bewegt und wann sie den jeweiligen Standort erreicht.“

Mittlerweile besteht das Netzwerk aus 14 Magnetometern, die über acht Länder weltweit verteilt sind – neun von ihnen lieferten Daten für die aktuelle Analyse. Das Messprinzip beruht auf einer Wechselwirkung der Dunklen Materie mit den Kernspins der Atome in dem Magnetometer. Die Kernspins dieser Atome werden mit einem Laser mit einer bestimmten Frequenz angeregt und dabei alle in einer Richtung ausgerichtet. Ein potentielles Dunkle-Materie-Feld kann diese Richtung stören, was messbar ist.

Im übertragenen Sinn kann man sich vorstellen, dass die Atome in dem Magnetometer zunächst durcheinander tanzen, verdeutlicht Hector Masia Roig, Doktorand in der Budker-Gruppe und ebenfalls Autor der aktuellen Studie. „Wenn sie die richtige Frequenz an Laserlicht „hören“, drehen sie sich alle zusammen. Dunkle Materieteilchen können die tanzenden Atome aus dem Gleichgewicht bringen. Diese Störung können wir sehr genau messen.“ Und nun wird das Netzwerk an Magnetometern wichtig: Wenn die Erde sich durch eine räumlich begrenzte Wand aus Dunkler Materie bewegt, werden nach und nach die tanzenden Atome in allen Stationen gestört – eine dieser Stationen steht in einem Labor am Helmholtz-Institut in Mainz. „Erst wenn wir die Signale aller Stationen abgleichen, können wir beurteilen, was die Störung ausgelöst hat“, so Hector Masia Roig. „Übertragen auf das Bild der tanzenden Atome heißt das: Wenn wir die Messerergebnisse aller Stationen vergleichen, können wir entscheiden, ob es nur ein mutiger Tänzer war, der aus der Reihe tanzt, oder tatsächlich eine weltweite Störung durch dunkle Materie.“

In der aktuellen Studie analysiert das Forscherteam die Daten aus einem einmonatigen Dauerbetrieb von GNOME – statistisch signifikante Signale treten in dem untersuchten Massebereich von einem Femtoelektronenvolt (feV) bis 100.000 feV nicht auf. Im Umkehrschluss bedeutet dies, dass die Forscher den Bereich, in dem solche Signale der Theorie nach zu finden sein könnten, noch weiter als bisher einschränken können. Für Szenarien, die auf diskrete Dunkle-Materie-Wände setzen, ist das ein wichtiges Ergebnis – „auch wenn wir mit unserer weltweiten Ringfahndung eine solche Domänenwand bisher nicht nachweisen konnten“, so Joseph Smiga, ebenfalls Doktorand in Mainz und Autor der Studie.

Die zukünftige Arbeit der GNOME-Kollaboration wird sich darauf konzentrieren, sowohl die Magnetometer selbst als auch die Datenanalyse zu verbessern. So soll insbesondere ein Dauerbetrieb noch stabiler möglich sein. Das ist wichtig, um zuverlässig nach Signalen zu suchen, die länger als eine Stunde anhalten. Zudem sollen die bisherigen Alkali-Atome in den Magnetometern durch Edelgase ersetzt werden. Unter dem Titel Advanced GNOME erwarten die Forscher dadurch für künftige Messungen eine erheblich bessere Empfindlichkeit bei der Suche nach ALPs und Dunkler Materie.

Veröffentlichung:
Afach, S., Buchler, B.C., Budker, D. et al. Search for topological defect dark matter with a global network of optical magnetometers. Nat. Phys. 17, 1396–1401 (2021), 07. Dezember 2021
DOI: 10.1038/s41567-021-01393-y

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• Dunkle Materie

Der Beitrag Weltweite Ringfahndung nach Dunkler Materie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Johannes Gutenberg-Universität Mainz.

8. Dezember 2021 – Ein internationales Forscherteam unter Beteiligung des Exzellenzclusters PRISMA+ der Johannes Gutenberg‐Universität Mainz (JGU) und des Helmholtz‐Instituts Mainz (HIM) hat eine Labor‐Methode zur Suche nach extrem leichten Dunkle Materie Teilchen – sogenannte Axion‐like Particles (ALP) – erfolgreich weiterentwickelt. Prinzipiell nutzen die Forscherinnen und Forscher in ihren Experimenten Techniken der kernmagnetischen Resonanz: Durch einen neuen Aufbau konnten sie nun die Empfindlichkeit um fünf Größenordnungen gegenüber früheren Experimenten steigern, wie sie in der Zeitschrift Nature Physics zeigen.

Noch ist über die genaue Natur der Dunklen Materie wenig bekannt. Als vielversprechende Kandidaten gelten heute extrem leichte bosonische Teilchen, etwa sogenannte Axionen, Axion‐like Particles oder auch Dunkle Photonen. Diese können als klassisches Feld angesehen werden, das mit einer bestimmten Frequenz oszilliert. Wie groß diese Frequenz – und demzufolge die Masse der Teilchen – ist, ist bisher nicht bekannt. Deshalb durchsuchen die Forschenden mit ihren Experimenten systematisch unterschiedliche Frequenzbereiche nach Hinweisen auf Dunkle Materie. „Dabei gibt es noch viel zu tun, denn einen großen Massebereich, der für ALPs in Frage kommt, haben wir noch nicht überprüft“, sagt Prof. Dr. Dmitry Budker, Professor bei PRISMA+ und am HIM, das neben der Universität auch vom GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt getragen wird. „Dabei setzen wir weiter auf das Prinzip der Kernspinresonanz, also die Tatsache, dass Kernspins auf Magnetfelder reagieren, die mit einer bestimmten Resonanzfrequenz schwingen. Die Stärke dieses Resonanzsignals bestimmen wir mit einem empfindlichen Magnetometer.“

Die Grundannahme der Experimente: Auch ein Dunkle‐Materie‐Feld beeinflusst die Kernspins eines Sensors in dieser Weise. Während sich die Erde durch dieses Feld bewegt, verhalten sich die Kernspins im Sensor genau wie in einem oszillierenden magnetischen Feld. Das Ergebnis ist ein durch Dunkle Materie hervorgerufenes Kernspin‐Signal.

Kombination aus zwei Effekten: Vorverstärktes Signal und empfindlichere Messung
Als Sensor nutzen die Mainzer Wissenschaftler und ihre Kollegen der University of Science and Technology of China (USTC) das Edelgas Xenon, genauer gesagt das Isotop Xenon‐129. Das Magnetometer, welches potentielle Signale misst, basiert auf dem Element Rubidium. Dabei gibt es vor allem zwei Besonderheiten: „Wir bauen das Experiment so auf, dass die Xenon‐Atome ein oszillierendes Feld zunächst verstärken: So würde der Effekt, den ein potentielles ALP Feld auslöst, um einen Faktor 100 größer sein“, beschreibt Co‐Autor Antoine Garcon, Doktorand am HIM. „Zudem befindet sich unser Magnetometer – also die Ausleseeinheit – in der gleichen Zelle wie das Sensorgas Xenon. Der stärkere Kontakt zwischen beiden erhöht neben dem stärkeren Signal zusätzlich die Empfindlichkeit der Messung.“

„Dies ist mehr oder weniger das gleiche Prinzip, das unserem ‚Cosmic Axion Spin Precession Experiment‘‐Forschungsprogramm – kurz CASPEr – zugrunde liegt, einer Zusammenarbeit zwischen PRISMA+ und der Boston University in den USA. Die Details der technischen Umsetzung sind jedoch recht unterschiedlich“, ordnet Dmitry Budker ein.

In der aktuellen Arbeit zeigten die Kooperationspartner zunächst, dass ihre Idee grundsätzlich funktioniert: Sie legen ein schwaches oszillierendes Magnetfeld an, um ein ALP Feld zu simulieren und können damit die vorhergesagten Signale exakt nachweisen. In einem nächsten Schritt bestimmten sie die Empfindlichkeit ihres Versuchsaufbaus: Im Ergebnis ist diese um fünf Größenordnungen besser als bei früheren Experimenten.

Nach erfolgreichem Proof‐of‐Principle starteten die Wissenschaftler erste Messreihen, um nach Dunkler Materie zu suchen. Dabei konnten sie den Massebereich von wenigen Femtoelektronenvolt (feV) bis beinahe 800 feV absuchen. Zwar konnten sie in diesem Bereich bisher kein ALP Signal finden, aber durch die viel höhere Empfindlichkeit ist es gelungen neue und strenge Grenzen im Hinblick auf die Stärke der ALP Wechselwirkung mit normaler Materie zu formulieren. Zudem konnten sie den Suchbereich im Vergleich zu den CASPEr‐Experimenten um eine Größenordnung hin zu höheren Massen erweitern – und so nach dem Ausschlussverfahren den Suchbereich für ALPs noch weiter einschränken. Auch für die Suche nach Dunklen Photonen ‐ den postulierten Botenteilchen der Dunklen Materie – konnte der Aufbau genutzt werden. Und auch hier ist es dem Forscherteam gelungen, entsprechende Grenzen festzusetzen. Durch längere Messzeiten könnte die Empfindlichkeit ihrer Methode noch weiter verbessert werden, beschreiben die Autoren in Nature Physics.

Gleiches Prinzip – unterschiedliches Forschungsprojekt
Einen sehr ähnlichen Versuchsaufbau beschreibt eine weitere kürzlich in Science Advances erschienene Arbeit. Auch hier ist Dmitry Budker beteiligt: „Wir verwenden im Wesentlichen denselben Spin‐Verstärker, allerdings zu einem anderen Zweck. Statt nach dem Dunkle‐Materie‐Feld suchen wir nach einer möglichen exotischen Wechselwirkung zwischen einer Massenquelle und Kernspins – sozusagen einer ‚fünften Kraft‘. Die exotischen Wechselwirkungen würden durch die Existenz ‚neuer‘ Teilchen entstehen, die wiederum eine Verbindung zu Dunkler Materie haben könnten.“ Auf der Suche nach neuer Physik jenseits des Standardmodells bietet die neue Methode jedenfalls spannende neue Ansätze und Perspektiven.

Veröffentlichungen:
Jiang, M., Su, H., Garcon, A. et al. Search for axion‐like dark matter with spin‐based amplifiers, Nat. Phys. (2021), 18. November 2021
DOI: 10.1038/s41567‐021‐01392‐z
https://www.nature.com/articles/s41567‐021‐01392‐z
Su, H., Wang, Y., Jiang, M. et al. Search for exotic spin‐dependent interactions with a spin‐based amplifier, Science Advances (Vol.7, Issue 47), 17. November 2021
DOI: 10.1126/sciadv.abi9535
https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.abi9535

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• Dunkle Materie

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Quelle: TU Braunschweig.

11. August 2021 – Am 10. August 2021 machte die europäisch-japanische BepiColombo-Mission auf ihrem Weg zum Merkur einen Zwischenstopp an der Venus. Wissenschaftlerinnen der Technischen Universität Braunschweig sind an dieser Mission mit Magnetometern beteiligt. Mit den Sensoren wurden bei dem Vorbeiflug die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Venus vermessen. Mit Spannung erwarten die Forscherinnen am Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik (IGEP) die neuen Daten der BepiColombo-Mission vom Vorbeiflug an der Venus. Während der Flugphase bis zum Merkur sind die beiden wissenschaftlichen BepiColombo-Satelliten mit dem sogenannten Transfermodul verbunden und trennen sich erst nach Ankunft. Auf beiden Satelliten sind Magnetometer des IGEP verbaut. Die Magnetometer auf den Satelliten haben seit dem Raketenstart 2018 nun schon 280 Millionen Kilometer im Sonnensystem auf recht komplizierten Bahnen zurückgelegt. Das eigentliche Ziel ist aber der Merkur. Doch bevor die Mission dort im Jahr 2025 ankommen wird, werden diverse Planeten gezielt angesteuert, um sich mit möglichst wenig Treibstoff im Sonnensystem auf den Zielplaneten katapultieren zu lassen. Am 10. August war erneut die Venus Ziel eines dieser Manöver. Dabei näherte sich BepiColombo auf nur rund 550 Kilometer der Venusoberfläche an. Das Manöver musste haargenau geplant werden, um einen Zusammenstoß zu vermeiden. Die Nähe zum Planeten wirkt sich auch auf die Temperatur des Satelliten aus. So strahlt die Sonne von der einen und die Venus von der anderen Seite. Eine Situation wie im Backofen mit Ober- und Unterhitze, das die Elektronik aushalten muss. Während dieses Vorbeiflugs haben die Braunschweigerinnen ihr Instrument an Bord des BepiColombo-Satelliten aktiviert und die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Venus vermessen. Dieser Vorbeiflug ist etwas Einmaliges, da am Tag zuvor schon eine andere Mission (SolarOrbiter) die Venus passiert hat, und man dann die Messdaten von unabhängigen Missionen miteinander vergleichen kann. Die Forscherinnen des IGEP sind auch an diesen Magnetometern beteiligt.
Nach der Venus wird die Mission für ein weiteres Etappenziel vorbereitet. Bereits am 2. Oktober dieses Jahres wird die Sonde am Merkur vorbeifliegen. Der Vorbeiflug ermöglicht erstmalig die Vermessung des Magnetfeldes der südlichen Hemisphäre des Merkurs. Leider nur ein kurzes Rendezvous. Es werden noch fünf weitere dieser Vorbeiflüge folgen, bevor die Satelliten die richtige Geschwindigkeit für das Einschwenken in den Orbit haben und die Forscher*innen am IGEP ab 2025 den Merkur weiter erforschen können.
Die Gesamtleitung der BepiColombo-Mission liegt bei der Europäischen Weltraumorganisation ESA, die auch für Entwicklung und Bau des Mercury Planetary Orbiter zuständig war. Der Mercury Magnetospheric Orbiter wurde von der japanischen Raumfahrtagentur JAXA beigesteuert. Dieser zweite Satellit ist ebenfalls mit Magnetometern ausgestattet, bei denen das IGEP mit japanischen Instituten kooperiert. Der deutsche Beitrag zu BepiColombo wird vom DLR-Raumfahrtmanagement mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie (BMWi) und Mitteln der TU Braunschweig finanziert.

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• BepiColombo auf Ariane 5 ECA

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Quelle: TU Graz.

Die Europäische Weltraumorganisation ESA geht mit JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) erstmals auf Erkundungstour ins äußerste Sonnensystem. Die Forscher*innen gehen davon aus, dass die Jupitermonde Europa, Ganymed und Kallisto unter ihrer Oberfläche Ozeane beherbergen und wollen diese potenziellen Lebensräume nun genauer untersuchen. Das Grazer Instrument ist Teil eines magnetischen Sensorsystems, das zusammen mit dem Imperial College London und der TU Braunschweig für genau diese wissenschaftliche Fragestellung gebaut wurde.

45.000 Grazer Arbeitsstunden
„Während der Entwicklungszeit von mehr als fünf Jahren haben 21 Techniker*innen und Physiker*innen mehr als 45.000 Arbeitsstunden in die rechtzeitige Fertigstellung der weltweit einzigartigen Sensoreinheit investiert“, hebt Werner Magnes, stellvertretender Direktor und Leiter der Magnetometergruppe am ÖAW-Institut, die exzellente Teamarbeit zwischen den beiden Grazer Institutionen hervor. „In den vergangenen Jahren haben wir viele Höhen und Tiefen durchlebt, etliche technische Schwierigkeiten gemeistert und viele neue Designdetails für die unwirtliche Jupiterumgebung getestet“, ergänzt Roland Lammegger, Projektleiter vom Institut für Experimentalphysik der TU Graz.

Beginn einer 12-jährigen Reise
Mit der Lieferung des Fluggerätes zum Projektpartner in London hat eine 12-jährige Reise begonnen: Nach mehreren Teststationen in Europa, dem Satellitenstart in Französisch-Guayana im Juni 2022 und zahlreichen Planetenvorbeiflügen wird das Grazer Magnetometer das Jupitersystem im Jänner 2030 erreichen, um schließlich im September 2032 in die Umlaufbahn des Jupitermondes Ganymed einzuschwenken.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• JUICE-Sensor JEI: Einbau in Raumsonde steht bevor (25. November 2020)
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• JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) auf Ariane 5 ECA

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Quelle: ESA.

Die ESA-Mission Solar Orbiter startete am Montag, den 10. Februar 2020, um den Einfluss der Sonne auf die Heliosphäre genauer zu erforschen. An Bord befinden sich zehn wissenschaftliche Instrumente, von denen vier das direkte Umfeld der Sonde analysieren werden, darunter die elektromagnetischen Eigenschaften des Sonnenwindes und die geladenen Teilchen, die von der Sonne ausgespuckt und vom Solarwind durch unser Sonnensystem getragen werden. Drei der sogenannten In-situ-Instrumente verfügen über Sensoren, die sich auf dem 4,4 m langen Instrumentenarm befinden.

„Wir messen magnetische Felder, die zigtausend Mal kleiner sind als jene auf der Erde“, sagt Tim Horbury vom Imperial College London, Leitender Wissenschaftler für das Magnetometerinstrument (MAG). „Selbst Ströme in elektrischen Leitungen erzeugen Magnetfelder, die weit größer sind als das, was wir messen müssen. Deshalb befinden sich unsere Sensoren auf einem Ausleger, fern von der gesamten elektrischen Aktivität im Inneren des Raumfahrzeugs.“

Beobachtung des Magnetfeldes während der Entfaltungssequenz

Im Europäischen Satellitenkontrollzentrum in Darmstadt wurden die beiden Sensoren des Magnetometers, einer am Ende des Auslegers und der andere in der Nähe des Hauptkörpers, etwa 21 Stunden nach dem Start eingeschaltet. Das Instrument zeichnete vor, während und nach der Entfaltung des Auslegers Daten auf. Auf diese Weise erhielten die Wissenschaftler Aufschluss über den Einfluss des Raumfahrzeugs auf die Messungen in der Weltraumumgebung.

Das Zwei-Komponenten-MAG wird das Magnetfeld um die Sonde äußerst präzise messen. Zu klären ist, wie das Magnetfeld der Sonne mit dem Rest des Sonnensystems interagiert und wie es sich verändert. Man erhofft sich Informationen zur Erwärmung der Korona und zum Energietransport im Sonnenwind.

„Die gewonnenen Daten zeigen, wie das Magnetfeld von der Umgebung des Raumschiffs bis zum Ort der tatsächlichen Inbetriebnahme der Instrumente abnimmt“, fügt Tim hinzu. „Es handelt sich um eine unabhängige Bestätigung, dass die Entfaltung tatsächlich stattgefunden hat und wir davon ausgehen können, dass die Instrumente auch in Zukunft genaue wissenschaftliche Messungen liefern werden.“

Während sich der Titan-/Kohlefaser-Arm am Mittwoch, fast drei Tage nach dem Start, über einen Zeitraum von 30 Minuten ausbreitete, konnten die Wissenschaftler beobachten, wie das Niveau des Magnetfelds um etwa eine Größenordnung abnahm. Am Anfang beobachteten sie vor allem das Magnetfeld des Raumfahrzeugs. Zum Ende des Vorgangs konnten sie erstmals einen Blick auf das deutlich schwächere Magnetfeld in der Umgebung werfen.

„Die Messungen vor, während und nach der Entfaltung des Instrumentenarms ermöglichen die Identifizierung und Charakterisierung von Signalen, die nicht mit dem Sonnenwind in Verbindung stehen. Dazu gehören beispielsweise Störungen, die von der Plattform des Raumfahrzeugs und anderen Instrumenten ausgehen“, sagt Matthieu Kretzschmar vom Laboratoire de Physique et Chimie de l’Environnement et de l’Espace in Orleans, Frankreich. Er ist leitender Wissenschaftler für das Hochfrequenz-Magnetometer des RPW-Instruments (Radio and Plasma Waves), der sich auch am Instrumentenarm befindet.

„Das Raumschiff wurde am Boden umfangreichen Tests unterzogen, um seine magnetischen Eigenschaften in einer speziellen Simulationsanlage zu messen, allerdings konnten wir diesen Aspekt bisher nicht vollständig im Weltraum testen, da die Testeinrichtungen in der Regel verhindern, dass wir das erforderliche sehr niedrige Niveau der Magnetfeldschwankungen erreichen“.

Als nächstes müssen die Instrumente kalibriert werden, bevor die eigentliche wissenschaftliche Arbeit beginnt.

Bereit für die Forschung

„Bis Ende April werden wir die In-situ-Instrumente nach und nach einschalten und überprüfen, ob sie ordnungsgemäß funktionieren“, sagt Yannis Zouganelis, stellvertretender Projektwissenschaftler der ESA-Mission Solar Orbiter. „Und bis dahin werden wir eine bessere Vorstellung von der Leistung der Instrumente haben und hoffentlich Mitte Mai erste wissenschaftliche Daten sammeln können“.

Neben der Entfaltung des Instrumentenarms wurden in den frühen Morgenstunden des 13. Februar 2020 drei Antennen des RPW-Instruments, mit denen die Eigenschaften der elektromagnetischen und elektrostatischen Wellen im Sonnenwind untersucht werden sollen, erfolgreich eingeschaltet. Die Ergebnisse müssen noch analysiert werden.

Der Solar Orbiter verfügt zusätzlich zu den vier In-situ-Instrumenten über sechs Fernerkundungsinstrumente. Es handelt sich dabei größtenteils um Teleskope, mit denen die Oberfläche der Sonne bei verschiedenen Wellenlängen erfasst werden kann, um so die bisher besten Bilder unseres Muttersterns zu erhalten.

„Die Fernerkundungsinstrumente werden in den kommenden Monaten in Betrieb genommen. Wir freuen uns darauf, sie im Juni [2020], wenn sich der Solar Orbiter der Sonne nähert, eingehender zu testen“, fügt Yannis hinzu.

Entschlüsselung der wissenschaftlichen Geheimnisse

Durch die Zusammenlegung beider Instrumentarien lässt sich das Geschehen auf der Sonne mit Phänomenen verbinden, die im Sonnenwind beobachtet werden. So können die Wissenschaftler zum Beispiel den 11-Jahres-Zyklus der Sonnenaktivität, die Erzeugung des Sonnenmagnetfeldes und die Beschleunigungsmechanismen der energiereichen Teilchen untersuchen.

„Die zehn Instrumente an Bord unserer Mission werden wie in einem Orchester zusammenspielen“, so Daniel Müller, Wissenschaftler in der ESA-Mission Solar Orbiter. „Wir haben gerade mit den Tests begonnen, und nach und nach werden weitere Instrumente hinzukommen. Sobald wir fertig sind, werden wir in einigen Monaten die Sonnensymphonie hören.“

Solar Orbiter ist eine von der ESA geleitete Mission mit maßgeblicher Beteiligung der NASA. Als Generalunternehmer fungiert Airbus Defence and Space mit Sitz in Stevenage, UK. Solar Orbiter ist die erste „Mittelklasse“-Mission, die unter dem derzeitigen ESA-Rahmenprogramm Cosmic Vision 2015-25 stattfindet.

Weitere Informationen zu Solar Orbiter: Solar Orbiter

Medienkit: https://esamultimedia.esa.int/docs/science/solar_orbiter_media_kit.pdf

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• Solar Orbiter (SolO) auf Atlas V (411)

Der Beitrag SolO: Erstes Instrument übermittelt Messungen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, ESA.

Bereits seit längerem ist bekannt, dass von der Sonne ein steter Strom aus Protonen und Elektronen ausgeht, welcher sich mit einer hohen Geschwindigkeit durch das Sonnensystem erstreckt und dabei mit den Atmosphären der Planeten interagiert. Allerdings verhält sich dieser Sonnenwind sowohl in Bezug auf seine Dichte als auch in Bezug auf seine Geschwindigkeit sehr variabel. Unter normalen Bedingungen erreicht der Sonnenwind im Bereich der Umlaufbahn der Erde eine Partikeldichte von etwa fünf geladenen Teilchen pro Kubikzentimeter. Gelegentlich reißt der Strom aus geladenen Teilchen jedoch auch fast vollständig ab.

Solche nur selten auftretenden Ereignisse wurden in der Nähe der Erde, welche von einem starken Magnetfeld umgeben ist, bereits mehrfach untersucht. Über die Auswirkungen eines schwachen Sonnenwindes auf die Atmosphären andere Planeten unseres Sonnensystems war dagegen bisher nur sehr wenig bekannt. Am 3. und 4. August 2010 bot sich den Wissenschaftlern jedoch die Gelegenheit, ein solches Phänomen bei der Venus zu studieren.

Nach mehreren heftigen Teilchenausbrüchen, sogenannten koronalen Masseauswürfen kam der von unserem Zentralgestirn ausgehende Sonnenwind für einen Zeitraum von etwa 18 Stunden fast vollständig zum Erliegen. Messungen der NASA-Raumsonde STEREO-B zeigten, dass die Teilchendichte im Bereich der Erdumlaufbahn dabei auf einen bemerkenswert niedrigen Wert von nur noch 0,1 geladenen Teilchen pro Kubikzentimeter abgesunken war. Dieser geringe Wert blieb anschließend über einen Zeitraum von etwa 24 Stunden konstant. Die Venus erreichten in diesem Zeitraum nur noch 0,2 Teilchen pro Kubikzentimeter. An normalen Tagen sind es dagegen etwa 25 bis 50 Mal so viele.

„Phasen mit solch schwachem Sonnenwind kommen selten aber immer wieder vor“, so Dr. Markus Fränz vom Max Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) im niedersächsischen Katlenburg-Lindau. „Allerdings war das Ereignis im August 2010 das erste dieser Art seit dem Start der Raumsonde Venus Express vor etwa sieben Jahren“, fügt er hinzu. Dank der stark elliptischen Umlaufbahn der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde um die Venus bot sich den Wissenschaftlern dabei die Gelegenheit zu untersuchen, welche Prozesse ein nur schwach ausfallender Sonnenwind in der Atmosphäre unseres inneren Nachbarplaneten auslöst.

Wie unser Heimatplanet ist auch die Venus von einer Hülle aus Elektronen und Ionen, einer so genannten Ionosphäre, umgeben, welche die Venus in 150 bis 300 Kilometern Höhe umgibt. Die Ionisation der Gasmoleküle in der Hochatmosphäre eines Planeten erfolgt, sobald von der Sonne ausgehendes extrem kurzwelliges ultraviolettes Licht und Röntgenstrahlung über der Tagseite des Planeten auf dessen äußerste Schichten der Atmosphäre treffen.

Auf der Erde hält ein starke Magnetfeld die Teilchen gefangen. Sie rotieren deshalb im Gleichtakt mit der Erde und deren Magnetfeld um die Erdachse und erreichen so auch die Nachtseite. Auf diese Weise entsteht eine Hülle aus geladenen Teilchen, einem so genannten Plasma, welche die Erde vollständig umschließt.

„Auf der Venus ist dies völlig anders“, so Dr. Yong Wei vom MPS und Erstautor einer neuen Studie, welche im Dezember 2012 in der Fachzeitschrift „Planetary and Space Science“ publiziert wurde. „Unserem Schwesterplaneten fehlt nicht nur das eigene Magnetfeld. Auch die Drehung um die eigene Achse vollzieht sich hier deutlich langsamer.“ Immerhin benötigt die Venus für eine vollständige Drehung um die Rotationsachse fast 225 irdische Tage.

Dennoch lässt sich auch auf der Nachtseite der Venus eine Ionosphäre beobachten. „Messungen älterer Sonde hatten gezeigt, dass Elektronen und Ionen – im Fall der Venus hauptsächlich Sauerstoff-Ionen – von der Tag- zur Nachtseite strömen,“ so Dr. Markus Fränz. Der Antriebsmotor für diese Bewegung ist der hohe Plasmadruck, welcher auf der Tagseite der Venus vorherrscht. Ähnlich wie ein komprimiertes Gas, das aus einer Druckflasche entweicht, strömt das Plasma aus dem Gebiet mit hohem Druck in ein Gebiet mit geringerem Druck.

Mit Hilfe der beiden Instrumente MAG, einem Magnetometer zur Analyse des Magnetfeldes der Venus, und ASPERA-4 (kurz für „Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms“, unter anderem einsetzbar für die Untersuchung des Einflusses des Sonnenwindes auf die Venusatmosphäre) an Bord der Raumsonde Venus Express konnten die Planetenforscher nun eine genauere Vorstellung über diese Vorgänge erlangen.

Im Rahmen ihrer Datenauswertungen zeigte sich, dass bei fehlendem Sonnenwind die Ionosphäre der Venus nicht magnetisiert wird. Unter normalen Bedingungen binden diese induzierten Magnetfelder die geladenen Teilchen der Ionosphäre in unmittelbarer Planetennähe. Bei schwachem Sonnenwind hingegen, kann sich die Ionosphäre innerhalb der Übergangsregion zwischen der Tag- und der Nachtseite ausdehnen.

„Die geladenen Teilchen können so einfacher und deshalb in größerer Zahl zur Nachtseite gelangen“, so Dr. Markus Fränz. Auf diese Weise bildet sich dort anschließend eine Art Plasmaballon, welcher sich schweifartig ins Weltall erstreckt. Die gesamte Venus-Ionosphäre erhält so eine tropfenförmige Gestalt, welche entfernt an einen Kometen erinnert. Die Messungen von Venus Express belegen, dass sich der Plasmaschweif bei dem beobachteten Ereignis innerhalb eines Zeitraumes von wenigen Stunden bis zu einer Distanz von etwa 15.000 Kilometern in den Weltraum ausdehnte.

„Er könnte aber auch deutlich länger sein und sich möglicherweise sogar über Millionen von Kilometern erstrecken“, so Dr. Yong Wei. Während der Messungen führte die vorgesehene Flugbahn Venus Express leider nicht direkt hinter die Venus, so dass sich diese Frage nicht abschließend beantworten lässt.

Ebenfalls unklar ist derzeit noch, ob sich die Ionosphäre der Venus auf diese Weise prinzipiell sogar bis zur Erde ausdehnen könnte. Im Jahr 1996 konnten Wissenschaftler des Max Planck-Instituts für Sonnensystemforschung durch die Auswertung von Messdaten des Weltraumteleskops SOHO Venusplasma in Erdnähe nachweisen. Möglicherweise bietet der Mechanismus, den die Wissenschaftler um Dr. Yong Wei jetzt beschrieben haben, eine Erklärung für solche Ereignisse.

„Vielleicht bieten Phasen extrem schwachen Sonnenwinds planetaren Teilchen die Möglichkeit, von den sonnennahen Planeten zu weiter außen gelegenen zu wandern“, so Dr. Yong Wei.

Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene und mit sieben wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattete Raumsonde Venus Express wurde am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-FG/Fregat-Rakete vom kasachischen Weltraumbahnhof Baikonur gestartet. Nach einer Flugdauer von 153 Tagen trat die Raumsonde am 11. April 2006 in den Venusorbit ein. Nach dem derzeitigen Stand soll Venus Express die Erkundung unseres Nachbarplaneten noch bis zum 31. Dezember 2014 fortsetzen.

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Fachartikel von Yong Wei et al.:

• A teardrop-shaped ionosphere at Venus in tenuous solar wind (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Da die Atmosphäre unseres Nachbarplaneten relativ weit nach außen reicht, wird die um diesen kreisende Sonde Venus Express ständig gebremst und sinkt dadurch ab. Um dies auszugleichen, fanden am 26. und am 28. Februar zwei Orbitkorrekturen statt, bei denen die Periapsis (der tiefste Punkt der Umlaufbahn) um mehr als 120 Kilometer angehoben wurde. Solche Operationen sind regelmäßig notwendig, um ein Verglühen der Sonde in der Atmosphäre zu verhindern.

An Bord von Venus Express gibt es eine sehr simple Uhr, welche einfach die Zeit seit Missionsbeginn hochzählt. Sie hat den Vorteil, dass sie Gewicht und Kosten spart, jedoch ist sie relativ ungenau, so dass regelmäßig nachkorrigiert werden muss. Ein solches Kommando wurde am 28. Februar gesendet.

Die Instrumente des Planetenerkunders arbeiteten weitgehend normal, allerdings gab es einen Datenverlust, als Daten des Magnetometers zur Erde gesendet werden sollten. Aufgrund eines Servofehlers an der Antenne der Bodenstation in Spanien gingen einige Datenpakete auf dem Weg verloren. Da sie nicht an Bord zwischengespeichert wurden, sind die Daten verloren und können nicht wiederhergestellt werden.

Aufgrund einer besonderen Orbitphase mussten bei der Kommunikation mit der Erde einige besondere Maßnahmen getroffen werden, um ein Beschädigen der Sonde zu verhindern, denn nur zwei Seiten („X+“ und „Z+“) der Oberfläche der Sonde dürfen durchgehend zur Sonne zeigen, ohne dass das Raumschiff überhitzt. Eine weitere Seite („X-“), hätte in der aktuellen Flugphase während der Kommunikation mit der Bodenstation zur Sonne gezeigt, was verhindert werden musste.

Dazu wurde Venus Express während des Kommunikationsvorgangs gedreht. Jedoch wurde dabei die Hauptantenne (HGA, High Gain Antenna) so geschwenkt, dass sie nicht mehr zur Erde „schauen“ konnte. Dies wurde beim Design der Sonde berücksichtigt und es wurde Redundanz in Form einer zweiten Antenne (HGA2) geschaffen. Diese Antenne wurde dann für die Datenübertragung genutzt.

Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA finanziert und von EADS Astrium und anderen Unternehmen gebaut. Der Start erfolgte am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus. Seit dem 11. April 2006 befindet sich die Sonde in einem Orbit um den inneren Nachbarplaneten der Erde.

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

Die Raumsonde Cassini nähert sich gegenwärtig dem Höhepunkt ihrer wissenschaftlichen Aktivitäten während der mittlerweile 134. Umkreisung des Planeten Saturn. Dieser 134. Umlauf um den Ringplaneten, welcher auch als REV133 bezeichnet wird, begann bereits am 11. Juni 2010. An diesem Tag befand sich die Raumsonde rund 2,23 Millionen Kilometer von dem Ringplaneten entfernt und hatte damit den Punkt des größten Abstandes zum Planeten auf ihrer elliptischen Saturn-Umlaufbahn erreicht. In den folgenden Tagen erfolgte dann wieder eine Annäherung an den Planeten.

Am 19. Juni 2010 näherte sich Cassini dabei um 09:02 Uhr MESZ der obersten Wolkenschicht des Saturn bis auf eine Distanz von 97.949 Kilometern. Das bisherige Hauptaugenmerk der Wissenschaftler lag bei der aktuellen Saturn-Umkreisung erneut auf der Beobachtung des größten Saturnmondes, des Titan. Im Rahmen mehrerer Beobachtungen wurde dabei aus Entfernungen von mehreren Millionen Kilometern nach Wolkenformationen in der Titan-Atmosphäre Ausschau gehalten.

Ebenfalls am 19. Juni 2010 näherte sich Cassini dem kleinen Saturnmond Pan bis auf eine Distanz von 29.333 Kilometern. Obwohl dies eine der bisher dichtesten Begegnungen zwischen diesem Schäfermond und der Raumsonde war, konnten leider keine wissenschaftlichen Beobachtungen durchgeführt werden. Pan umrundet Saturn auf einer kreisrunden Bahn in der Äquatorebene des Planeten in einer Entfernung von 133.583 Kilometern innerhalb von 13 Stunden und 48 Minuten. Er umläuft Saturn dabei innerhalb der Encke-Teilung des A-Rings und bewirkt mittels seiner Gravitationskraft, dass die Encke-Teilung nahezu frei von Ringpartikeln ist. Trotzdem besteht bei dem Passieren dieser Zone des Ringsystems die Gefahr, dass Cassini durch die Kollision mit Staubteilchen ernsthaft beschädigt wird.

Aus diesem Grund wurde der Sondenkörper so gedreht, dass die vier Meter durchmessende HGA-Antenne in die Flugrichtung zeigt und dabei als eine Art „Schutzschild“ fungiert und den eigentlichen Sondenkörper und die wissenschaftlichen Instrumente vor Einschlägen von Mikrometeoriten schützt. Da die wissenschaftlichen Instrumente jedoch starr an der Sonde befestigt sind und nicht einzeln auf ein Ziel ausgerichtet werden können, befand sich Pan in dieser Flugphase nicht in deren Aufnahmebereich. Erst nach der Annäherung konnten Messungen mit dem Plasma-Spektrometer (CAPS) durchgeführt werden, welches dabei den Fluss der Ionen und Elektronen innerhalb der Ionosphäre des Saturn bestimmen sollte.

Am 21. Juni 2010 wird sich Cassini dann um 03:27 Uhr MESZ der Oberfläche des Titan mit einer Geschwindigkeit von 5,9 Kilometern pro Sekunde bis auf eine Entfernung von lediglich 880 Kilometern nähern. Dies ist die insgesamt 71. gezielte Annäherung an diesen 5.150 Kilometer durchmessenden Saturnmond und zugleich die letzte Passage an einem Mond während der derzeitigen „Cassini Equinox Mission“, welche am 1. Juli 2010 enden wird. In der Annäherungsphase an Titan werden das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) und das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) der Sonde die wissenschaftlichen Aktivitäten der Sonde bestimmen, da sich Cassini in dieser Flugphase dem Titan auf der nicht vom Sonnenlicht angestrahlten Seite annähert und lediglich eine schmale Sichel des Mondes im sichtbaren Licht erkennbar ist.

Zuerst wird dabei das CIRS eine Beobachtung des Mondes aus einer größeren Distanz durchführen. Dabei sollen die verschiedenen Schichten der Mondatmosphäre im Fern-Infrarot-Bereich abgebildet werden. Anschließend wird das aus zwei Einzelkomponenten bestehende ISS-Kamerasystem der Sonde den Mond über einen Zeitraum von etwa einer Stunde abbilden. Hierfür wird die Weitwinkelkamera (WAC) eingesetzt werden. Danach wird wieder das CIRS übernehmen und eine Serie von Messungen durchführen, um die Zusammensetzung der Titan-Atmosphäre zu bestimmen. Dazu wird man den Randbereich der erkennbaren Titansichel im mittleren und fernen Infrarot-Bereich abbilden. Zusätzlich wird der nicht vom Sonnenlicht bestrahlte Bereich des Mondes im Fern-Infrarot-Bereich abgetastet werden. VIMS wird zu diesem Zeitpunkt ein vertikales Temperaturprofil der Stratosphäre des Titan erstellen.

Im Bereich der größten Annäherung an die Mondoberfläche wird dann auch das Radio Science Subsystem (RSS) eingesetzt werden. Dafür wird die HGA-Antenne auf die Erde ausgerichtet. Durch Messungen des von Cassini ausgestrahlten Radiosignals sollen die gravitativen Einflüsse des Mondes auf die Raumsonde ermittelt werden. Aufgrund dieser nur minimalen Abweichungen in der Flugbahn wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler anhand der Dopplerverschiebung Informationen über die innere Struktur des Mondes gewinnen. Speziell erhofft man sich durch das RSS-Experiment Erkenntnisse über eine eventuell existierende Heterogenität innerhalb der Lithosphäre des Titan.

Nach der Beendigung des RSS-Experiments wird dann das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS) übernehmen. Mit einem in Nord-Süd-Richtung verlaufenden Scan soll die vom Saturn abgewandte Hemisphäre des Mondes östlich der Landestelle der Huygens-Landekapsel abgetastet werden. Anschließend wird das VIMS-Spektrometer zusammen mit der ISS-Kamera drei Mosaik-Aufnahmen anfertigen. Das erste Mosaik wird dabei die Regionen Ching-tu, Adiri und Dilmun in Süd-Nord-Richtung wiedergeben. Hierbei wird man eine Auflösung von bis zu 20 Kilometern pro Pixel erreichen. Das zweite Mosaik wird aus zehn Einzelaufnahmen bestehen und die sichtbare Mondoberfläche umfassen. Das letzte Mosaik wird dagegen mittels vier VIMS-Aufnahmen den gesamten Mond erfassen.

Anschließend wird zuerst die WAC-Kamera weitere Aufnahmen anfertigen, bevor VIMS ein niedrig aufgelöstes globales Bild der Mondoberfläche erstellt. CIRS wird zudem dazu eingesetzt, um Zusammensetzung und Temperatur der Oberfläche innerhalb der mittleren nördlichen Breiten des Titan zu bestimmen. Das Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) wird die Zusammensetzung, den Ladezustand und die Verteilung von Ionen und Elektronen im Bereich des Titan erfassen und das RPWS-Instrument (Radio and Plasma Wave Science) Messungen der Ionosphäre des Titan durchführen, um dabei nach Anzeichen von Blitzen in der Atmosphäre zu suchen und die Interaktion des Mondes mit der Magnetosphäre des Saturn zu erfassen.

Während dieser Beobachtungsphase wird Cassini 48 Minuten nach der dichtesten Annäherung zudem beobachten können, wie Titan den Stern Alpha Virginis im Sternbild Jungfrau bedeckt. Diese Sternokkultation soll durch das UVIS dokumentiert werden, um dadurch weitere Daten über die Mondatmosphäre zu erhalten. Speziell erhofft sich das UVIS-Team neue Erkenntnisse über die Verteilung und den Anteil von Stickstoff, Kohlenwasserstoffen, Zyanwasserstoff und Aerosolen. Der im Verlauf der Sternokkultation untersuchte Bereich wird ein Höhenprofil der Atmosphäre zwischen 300 und 2.400 Kilometern abdecken und eine Datenlücke zwischen dem CIRS und einem weiteren Instrument, dem Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS), auffüllen.

Die größte Priorität dieses Titan-FlyBys ist jedoch auf die Messungen des Dual Technique Magnetometers (MAG) gerichtet. Die jetzt erreichte Überflughöhe von lediglich 880 Kilometern soll dazu genutzt werden, um festzustellen, ob der größte Saturnmond über ein eigenes Magnetfeld verfügt. Da ein solches Wissen für das Verständnis des inneren Aufbaus des Mondes und seiner geochemischen Entwicklung sehr wichtig ist, wird der gegenwärtige Vorbeiflug der Raumsonde von vielen an der Raummission beteiligten Wissenschaftlern als einer der am meisten erwarteten Vorbeiflüge an Titan betrachtet.

Frühere Messungen der beiden Voyager-Sonden und Cassinis haben gezeigt, dass Titan zumindestens oberhalb der Marke von 950 Kilometern kein eigenes messbares Magnetfeld besitzt. Dies bedeutet aber nicht zwingend, dass ein solches Feld nicht trotzdem vorhanden sein könnte. Es ist denkbar, dass ein entsprechendes Feld bei den bisherigen Messungen vom bedeutend stärkeren Magnetfeld des Saturn überdeckt wurde. Mit der jetzt erreichten Überflughöhe, niemals zuvor wurde eine geringere Höhe über der Mondoberfläche erreicht, wird sich Cassini erstmals während der Mission knapp unterhalb der Ionosphäre des Mondes bewegen. Aus diesem Grund wird sich die Raumsonde in einem Bereich befinden, welcher vom Magnetfeld des Saturn abgeschirmt ist und sollte somit in der Lage sein, entsprechende Signaturen eines Titan-Magnetfeldes zu messen.

Insgesamt hat das Cassini-Team über 5.000 Stunden gearbeitet, um die einzelnen Flugmanöver und die Arbeitsabläufe der wissenschaftlichen Instrumente zu planen. Die bei diesem auch als T-70 bezeichneten Titan-Vorbeiflug gewonnenen und vorerst im Hauptcomputer der Raumsonde zwischengespeicherten Daten werden in der Nacht vom 21. auf den 22. Juni 2010 an das Deep-Space-Netzwerk der NASA übermittelt werden. Hierfür ist ein Zeitfenster von weniger als sechs Stunden vorgesehen, wobei zuerst die 70-Meter-Antenne in Madrid und anschließend die 35-Meter-Antenne in Goldstone eingesetzt wird. In der Folgezeit sind dann zwischen dem 22. und 25. Juni 2010 wieder diverse Beobachtungen des Titan vorgesehen. Der Großteil dieser Beobachtungen soll dabei am 22. und 23. Juni erfolgen und sich über Zeiträume von 10 bzw. 6,5 Stunden erstrecken.

Das Ziel dieser ergänzenden Aufnahmen besteht darin, die im Verlauf des T-70-Manövers beobachteten Wolken in der Mondatmosphäre über eine Zeitspanne von mehreren Tagen optisch zu verfolgen. Auf diese Weise erhoffen sich die Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die auf Titan vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten in der mittleren und oberen Troposphäre sowie allgemeine Angaben über in diesem Zeitraum stattfindende Veränderungen in der Ausdehnung dieser Wolken. Das Verständnis der Entwicklungsgeschichte der Methanwolken des Titan, so die für Cassinis Aktivitäten verantwortlichen Wissenschaftler, ist eine Grundvoraussetzung, um letztendlich einen Einblick in die globale Zirkulation der dortigen Atmosphäre zu gewinnen. Nur mit entsprechenden Daten kann man wissenschaftlich untermauerte Aussagen darüber tätigen, warum sich diese Wolken überhaupt bilden und ob die auf dem Titan vorherrschenden klimatischen Verhältnisse eventuell zu Methanniederschlägen in Form von „Regen“ führen können.

Den Abschluss der wissenschaftlichen Tätigkeiten des 134. Saturnorbits der Raumsonde Cassini bildet eine am 26. Juni 2010 erfolgende Beobachtungskampagne der nördlichen Polarregion des Saturn. Aus den dabei gewonnenen Aufnahmen der Polarlichtzone, welche durch die Interaktion zwischen der oberen Planetenatmosphäre und dem Magnetfeld des Saturn erzeugt wird, soll anschließend ein Video erstellt werden. Außerdem ist für den 27. Juni 2010 die Beobachtung einer weiteren Sternokkultation vorgesehen. Die Bedeckung des 4,84 Magnitude hellen Sterns Kappa Ceti im Sternbild Walfisch soll dazu genutzt werden, um die beiden Kameras des ISS-Systems, die WAC-Weitwinkelkamera und die hochauflösende NAC-Kamera, neu zu kalibrieren.

Am 27. Juni 2010 wird Cassini dann den am weitesten von Saturn entfernten Punkt der Umlaufbahn um den Ringplaneten erreichen und ihren Orbit Nummer 134 beenden. Am 30. Juni 2010 endet dann auch die erste Verlängerung dieser bislang äußerst erfolgreichen Erkundungsmission im Orbit um den Saturn und die gegenwärtige „Cassini Equinox Mission“ wird nahtlos in die zweite und letzte Verlängerung, die „Cassini Solstice Mission“, übergehen.

Bis zum 22. April 2017 sind neben den bisherigen 71 gezielten Begegnungen mit Titan weitere 56 Vorbeiflüge an diesem Mond vorgesehen. Des Weiteren werden 12 nahe Vorbeiflüge am Saturnmond Enceladus, vier Vorbeiflüge an Dione, zwei Vorbeiflüge an Thetys und Rhea und jeweils ein Vorbeiflug an Methone, Telesto, Epimetheus, Helene und Aegeon erfolgen. Zudem sind diverse weitere Beobachtungen der verschiedenen Monde, der Ringe und der Atmosphäre des Saturn vorgesehen. Eines der wissenschaftlichen Hauptziele besteht dabei in der Dokumentation der jahreszeitlich bedingten atmosphärischen Veränderungen auf Saturn und Titan. Gegen Ende der Mission wird sich die Raumsonde dann immer weiter an den Saturn annähern und dabei auch F- und D-Ring näher untersuchen können.

Aber alles hat einmal ein Ende – so auch die von Cassini mitgeführten Treibstoffvorräte, welche zwingend für die Navigation der Raumsonde erforderlich sind. Am 15. September 2017 wird Cassini deshalb kontrolliert über dem Saturn zum Absturz gebracht werden und in der Atmosphäre des Planeten verglühen. Für diese Vorgehensweise hat man sich entschieden, um zu verhindern, dass durch einen unkontrollierten Absturz der Raumsonde eventuell ein Saturnmond durch irdische Bakterien kontaminiert wird und so die Messergebnisse zukünftiger Kundschafter der Menschheit verfälscht werden. Bis dahin verbleibt jedoch noch viel Zeit und Raumfahrer.net wird Sie auch weiterhin über die einzelnen Schritte und Resultate der Cassini-Mission auf dem Laufenden halten.

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Der Beitrag Cassini beendet die erste Missionsverlängerung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Am 8. Juli 2009 erreichte der auf Boeings 601-Bus basierende Satellit den geostationären Orbit, das Solarpaneel des Satellitem wurde am 9. Juli 2009 entfaltet. GOES O wird jetzt ganz offiziell als GOES 14 bezeichnet.

Nach dem Start von der Startrampe LC-37B der Cape Canaveral Air Force Station (CCAFS) in Florida und der Abtrennung von der Raketenoberstufe erfolgten fünf Zündungen des Apogäumsmotors an Bord des Satelliten, bis er die vorgesehene Umlaufbahn erreicht hatte. Er befindet sich jetzt an einer Position bei 89,5 Grad West im Geostationären Orbit.

Zur Zeit wird der Satellit noch von Boeing kontrolliert, am 17. Juli 2009 soll die Kontrolle des Satelliten an das zuständige Kontrollzentrum der NASA, das Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, Maryland übergeben werden. Die NASA wird etwa fünf Monate benötigen, um alle Systeme des Satelliten in Betrieb zu nehmen und durchzuprüfen. Danach wird die NASA die Kontrolle des Satelliten an seinen künftigen Betreiber NOAA und dessen Satellite Operations Control Center (SOCC) in Suitland, Maryland übergeben.

Der Magnetometer-Ausleger von GOES 14 soll nach den derzeitigen Planungen am 13. Juli 2009 ausgefahren werden. Erste Bilder soll GOES 14 am 27. Juli 2009 zum Boden übertragen.

Der Beitrag GOES-O im Geostationären Orbit angekommen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: ESA.

Für seine erste nominelle Missionsphase von Mai 2006 bis Sommer 2007 befand sich VENUS EXPRESS auf einem elliptischen, quasipolaren 24-stündigen Orbit. Während das Apozentrum konstant bei 66.000 km Orbithöhe lag, schwankte die Höhe des Perizentrums zwischen 250 und 400 km über der Planetenoberfläche. Diese Änderungen wurden v.a. durch Störungen der Sonnengravitation erzeugt und mussten regelmäßig durch Korrekturmanöver ausgeglichen werden. Momentan befindet sich die Sonde in ihrer verlängerten Mission, welche bis zum Mai 2009 andauern soll.

Am 13. Juli 2008 begann eine vierwöchige Serie von Manövern, welche das Perizentrum dauerhaft in den Bereich 180 – 300 km absenken werden. Jede Woche werden zwei kombinierte Manöver innerhalb eines Umlaufs durchgeführt. Am Perizentrum beschleunigt die Sonde, um das gegenüberliegende Apozentrum anzuheben. Beim Erreichen des neuen Apozentrums wird die Sonde dann abgebremst, um das Perizentrum abzusenken. Durch diese Kombination von Manövern soll die Umlaufzeit pro Orbit konstant gehalten werden. Nach jedem Manöver werden folgende Perizentrumshöhen erreicht:

• Manöver 1
  
  • 13.07.08: 170 s Brenndauer, Anhebung Apozentrum
  • 14.07.08: 620 s Brenndauer, Absenkung Perizentrum
  • Perizentrumshöhe: 220 km
• Manöver 2
  
  • 20.07.08: 7 s Brenndauer, Anhebung Apozentrum
  • 21.07.08: 195 s Brenndauer, Absenkung Perizentrum
  • Perizentrumshöhe: 200 km
• Manöver 3
  
  • 27.07.08: 4 s Brenndauer, Anhebung Apozentrum
  • 28.07.08: 40 s Brenndauer, Absenkung Perizentrum
  • Perizentrumshöhe: 190 km
• Manöver 4
  
  • 03.08.08: 2 s Brenndauer, Anhebung Apozentrum
  • 04.08.08: 20 s Brenndauer, Absenkung Perizentrum
  • Perizentrumshöhe: 185 km

Vor allem die beiden Instrumente MAG (Magnetometer) und ASPERA (Analyser of Space Plasmas and Energetic Atoms) profitieren vom geringeren Abstand zur Planetenoberfläche. Energiereiche und neutrale Teilchen sollen über einen größeren Orbitbereich untersucht werden können. Außerdem wird man tiefer in die Ionosphäre eindringen, deren untere Grenze bei 120 km liegt. Da das Perizentrum über den nördlichen Breitengraden der Venus liegt, wird es möglich sein, in diesen Regionen das Magnetfeld genauer zu analysieren und Blitze in der oberen Atmosphäre besser zu beobachten.
Auf der neuen Perizentrumshöhe wird sich der atmosphärische Widerstand bemerkbar machen. Um diesen Effekt genau messen zu können, werden zwischen dem 30. Juli und dem 3. August zusätzliche Orts- und Bewegungsbestimmungen der Sonde durch das Deep Space Network (DSN) der NASA und die New Norcia Bodenstation der ESA erfolgen.

Der Beitrag VENUS EXPRESS – Orbitmanöver erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NASA.

NASA Wissenschaftler haben Beweise gefunden, dass der Mars früher tektonische Plattenaktivität hatte. Mit Hilfe des „alten“ Mars Global Surveyor hat man den Magnetismus am Mars gemessen und mit diesen Daten eine Karte über Magnetismus am Mars angefertigt. Diese Karte zeigt ganz deutlich, wo früher zwei Platten aneinander rieben. An diesen Punkten ist früher auch Lava an die Oberfläche getreten. Diese Lava wurde dann ebenso magnetisch, abhängig von der Ladung des damaligen Mars-Magnetfeldes. Da sich das Magnetfeld des Mars mehrmals geändert hat, kann man jetzt recht gut sehen wann und wo Platten aktiv waren. Dabei ist dieser Gedanke über Plattentektonik am Mars nicht neu. Erste Hinweise dafür fand man bereits 1999, übrigens auch mit Mars Global Surveyor. Dabei wurde aber nur eine bestimmte Region in der südlichen Hemisphäre überprüft, sodass man es für ein Einzelphänomen hielt – aber es machte trotzdem neugierig. Die Daten wurden gesammelt als sich die Raumsonde gerade im so genannten „Aerobreaking“ Manöver befand und so der Mars-Oberfläche des Öfteren sehr nahe kam.
Aufmerksam von diesen Fund, hat man nun den Magnetismus am gesamten Mars gemessen und eine Karte erstellt. Dieser Vorgang hat lange vier Jahre gedauert. In diesen vier Jahren wurden mehrere Regionen mehrmals überflogen und gemessen. „Je öfter und je mehr Daten wir sammelten desto genauere und hochauflösendere Bilder und Daten konnten wir sammeln“, erklärt Dr. Jack Connerney, Stellvertretender Manager des Magnetinstruments an Bord der Raumsonde Mars Global Surveyor. „Die Daten bauen auf den Funden von 1999 auf und zeigen mehrere Abstufungen im Magnetfeld des Mars. Während wir 1999 diese Beweise für Plattentektonik nur in der südlichen Hemisphäre fanden, haben wir es nun überall auf den Mars gefunden und eine genaue Karte darüber angefertigt“, erklärt Dr. Norman Ness von der Universität in Delaware. Aber viel wichtiger sind die Erkenntnisse über die vermutlichen Grenzen der tektonischen Platten, die früher aktiv gewesen sein sollen.

An Bildern ist relativ leicht zu erkennen, dass das Magnetfeld des Mars ständig von positiver Ladung auf negative Ladung oder umgekehrt gewechselt ist. Hier sehen Wissenschaftler signifikante Ähnlichkeiten zur heutigen Erde. Anhand dieser Streifen ist leicht zu erkennen, wo früher zwei tektonische Platten aneinander rieben. An diesen Stellen kamen dann flüssige Gesteine aus dem Mantel des Mars an die Oberfläche. Wenn die Platten sich ausdehnen und abkühlen werden sie magnetisch geladen und zwar genauso wie das derzeitige Planetenmagnetfeld geladen ist. Dieses wechselt alle Millionen Jahre einmal von positiv auf negativ oder umgekehrt. Am Mars fand man nun Beweise dafür, dass sich eine neue Kruste vom Mantel gebildet hat und an die Oberfläche ausgedehnt hat. Wenn dann eine neue Platte entstanden ist, wird die alte nicht mehr benötigt und nach unten gedrückt. Diese Reibung ist dann tektonische Aktivität der tektonischen Platten. Dieses Prinzip ist heute so auf der Erde und war vermutlich damals auch für den Mars gültig. Dieser Fund macht den Mars der Erde wieder ein Stück ähnlicher, aber auch ein Beweis dafür, dass es nicht immer nur High-Tech Roboter benötigt um wissenschaftliche Erfolge zu erzielen. Auch die alten und in vielen bereits ausgemisteten Raumsonden wie Mars Global Surveyor tragen auch noch heute zur Erforschung des Alls bei….

Der Beitrag Tektonische Platten am Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Matthias Pfeiffer. Quelle: Spaceflight Now.

Nach fast 30 Jahren hat Voyager 1 die Schwelle zum interstellaren Raum erreicht. Sie ist eine riesige, turbulente Ausdehnung eingetreten, in der der Einfluss der Sonne verschwindet und der Sonnenwind mit Gas zwischen den Sternen zusammenstößt.

„Voyager 1 hat die letzte Runde auf dem Weg zum interstellaren Raum angetreten.“ So Dr. Edward Stone vom California Institute of Technology in Pasadena, wo die Sonde gebaut und immer noch betreut wird.

Im November 2003 meldetet das Voyager 1 Team bereits, dass die Sonde eine ungewöhnliche Region unseres Sonnensystems erreicht hat. Man vermutete damals, dass die neu erreichte Grenze die so genannte Termination Shock Region (übersetzt würde das soviel wie „Abschluss Stoß“ bedeuten) sei. Die Experten wurden sich damals aber nicht einig, ob Voyager 1 nun die Grenze erreicht hätte oder nur sehr nahe dran sei.

Der Termination Shock tritt dort auf, wo der Sonnenwind, der einen dünnen Strom elektrisch geladener Teilchen darstellt, auf das Gas zwischen den Sternen trifft und abgebremst wird. Der Sonnenwind wird dabei so abrupt verzögert, dass er sich verdichtet und gleichzeitig heißer wird. Das Voyager 1 Team ist nun zu der Meinung gekommen, dass die Sonde diese Grenze durchbrochen hat und die Heliosheath erreicht hat.

Die Lage des Termination Shock festzustellen war nicht einfach, da man die genauen Eigenschaften des interstellaren Raumes nicht genau kennt. Zusätzlich ist der Termination Shock ständig in Bewegung, kann sich ausdehnen oder zusammenziehen, je nach Aktivität der Sonne.

Der überzeugendste Beweis, dass Voyager 1 dennoch den Termination Shock überquert hat, ist eine Messung, die einen plötzlichen Anstieg des Magnetfeldes des Sonnenwindes zeigt, während gleichzeitig seine Geschwindigkeit abfällt. Der Anstieg des Magnetfeldes wird durch das Abbremsen des Sonnenwindes verursacht.

Genau dieser Effekt wurde im Dezember 2004 von Voyagers Magentometern gemessen. Die magnetische Feldstärke des Sonnenwindes sprang plötzlich um den Faktor 2,5 nach oben und bleibt seither konstant auf dem hohen Niveau. Zusätzlich dazu sind auch eine erhöhte Anzahl von Ionen mit sehr hoher Geschwindigkeit und Geräusche von Ausbrüchen von Plasmawellen beobachtet worden.

Selbst Experten sind von den Messungen der Sonde überrascht und müssen zugeben, dass der Termination Shock sehr viel komplizierter ist, als man bisher dachte.

Der Beitrag Voyager 1 nähert sich der Grenze des Sonnensystems erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Markus Arens. Quelle: Spaceref.

„Wir machen Messungen in der Ebene des E-Ring“, sagte Dr. Thanasis Economou, Wissenschaftler am Enrico Fermi Institut der Universität Chicago und verantwortlicher Leiter des cosmic dust analyzer der Cassini Sonde. „Es sind noch einige Vorbeiflüge nötig, um zu unterscheiden ob der Staubfluss seinen Ursprung im E- Ring oder um Enceladus hat.“

Enceladus ist schnell in das Interesse der Wissenschaft gerückt, so sehr, dass zusätzliche, weitere Begegnungen zwischen der Cassini Sonde und dem Saturnmond von den Wissenschaftlern und Ingenieuren geplant wurden. Diese finden am 14. Juli 2005 und am 12. März 2008 statt.

Früher in diesem Jahr komplettierte die Cassini Sonde zwei Vorbeiflüge an Enceladus und dabei entdeckte der cosmic dust analyzer am 17. Februar aus einer Entfernung von 1167 Kilometern, in innerhalb von 38 Minuten, Tausende von Partikeln.

Cassini führte am 9. März einen weiteren Vorbeiflug aus. „Wieder entdeckten wir diesen Strom aus Staubpartikeln“, sagte Economou. Die größten gemessenen Partikel haben einen kleineren Durchmesser als ein menschliches Haar und sind damit zu klein, um die Cassini Sonde ernsthaft zu beschädigen.

Wissenschaftler spekulieren darüber, ob Enceladus die Quelle für Saturns E-Ring ist, dem breitesten der Saturnringe, mit einer Ausdehnung von 302.557 Kilometern. Es ist möglich, so die Wissenschaftler, das Gezeitenkräfte zwischen Enceladus und Mimas, das Innere von Enceladus erhitzt haben und so Wasservulkanismus ausgelöst haben.

„Die Messungen sind ausnehmend wichtig, um die Rolle Enceladus als Quelle für die Wassereis Partikel im E-Ring zu verstehen“, sagte Dr. Ralf Srama vom Max Planck Institutut für Nuklear Physik, in Heidelberg.

Außerdem entdeckte ein weiteres von Cassinis Instrumenten, der Magnetometer, Wasserionen, welche Teil einer dünnen Atmosphäre um Enceladus sein könnten. Der Saturnmond ist mit 500 Kilometern Durchmesser sehr klein und seine Gravitationskräfte reichen nicht aus, um eine Atmosphäre länger zu halten. Es muss daher eine starke, kontinuierlich Nachschub liefernde Quelle geben.

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