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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unserer äußerer Nachbarplanet 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 Impaktbecken 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.

Seit mittlerweile fast zehn Jahren, nämlich 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 der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Dabei geriet auch mehrfach die Umgebung der Valles Marineris in das Blickfeld dieses Marsorbiters.

Das Juventae Chasma
Am gestrigen Tag veröffentlichte Aufnahmen von Mars Express zeigen die Umgebung des Juventae Chasma. Hierbei handelt es sich um eine wenige hundert Kilometer nordöstlich des zentralen Bereiches der Valles Marineris gelegene canyonartige Erosionsstruktur. Im Gegensatz zu den meisten Chasmata der Valles Marineris erstreckt sich das Juventae Chasma allerdings nicht in West-Ost-Richtung, sondern ist in etwa in die nördliche Richtung ausgerichtet. Mit einer Ost-West-Ausdehnung von 170 Kilometern und einer Nord-Süd-Ausdehnung von rund 280 Kilometern ist diese Struktur in etwa so groß wie das Bundesland Baden-Württemberg.

Die Aufnahmen entstanden am 4. November 2013 während des Orbits Nummer 12.508 von Mars Express. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), eines der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, eine Auflösung von etwa 16 Metern pro Pixel. Die Aufnahmen zeigen einen bei etwa vier Grad südlicher Breite und 298 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche.

Im Osten, Süden und Westen ist das Juventae Chasma von steilen Berghängen begrenzt. Derartige gleich von drei Seiten begrenzte Strukturen werden in der Geologie auch als box canyons bezeichnet. Im Norden geht das Juventae Chasma in die Maja Valles über. Hierbei handelt es sich um ein System von mehreren parallel verlaufenden Ausflusstälern, welches sich über eine Länge von 1.600 Kilometern durch das Hochland des Lunae Planum erstreckt und dann in die Tiefebene Chryse Planitia mündet.

Ähnlich wie bei dem Grand Canyon in den USA, der sich in die Ebene des Colorado-Plateaus eingeschnitten hat, bricht das Hochland, welches das Juventae Chasma umgibt, jäh in den riesigen Talkessel ab. Stünde ein Astronaut an dieser Abbruchkante, so würde er in einen 5.800 Meter tiefen Abgrund blicken. An den Flanken sind zahlreiche Spuren von Hangrutschungen und Bergstürzen erhalten. Der Boden im Süden dieser Senke ist über weite Strecken flach und von Sandablagerungen bedeckt. Die Landschaft im Norden ist dagegen deutlich interessanter. Hier befinden sich große Felsmassive, welche durch Bergrutschungen von der Plateau-Oberkante an den Seiten stammen und nun als isolierte Fragmente der weiteren Verwitterung ausgesetzt sind.

Auffallend und zugleich ungewöhnlich sind zwei Berge im Talkessel des Juventae Chasma, welche über terrassenförmige Stufen verfügen und die ganz offensichtlich aus geschichteten Sedimentablagerungen bestehen. Aufnahmen und spektroskopische Daten von verschiedenen Raumsonden haben gezeigt, dass es sich bei diesen Ablagerungen um Sulfate handelt, also um Minerale wie Gips, Alabaster oder Kieserit, bei deren Entstehung in der Regel Wasser eine entscheidende Rolle spielt.

Diese beiden Einzelmassive im Inneren des Juventae Chasma sind auf den Aufnahmen der HRSC-Kamera gut zu erkennen. Die beiden Berge erhielten von US-amerikanischen Wissenschaftlern zunächst die minimalistisch anmutende Bezeichnungen „Hügel B“ und für den größeren der beiden Berge „Hügel C“ (engl. „Mound B“ und „Mound C“). In der englischsprachigen Geologie wird der Begriff „Mound“ für eher kleine Erdhügel verwendet. Der „Hügel C“ ist allerdings fast 53 Kilometer lang, 20 Kilometer breit und erhebt sich um bis zu 3.300 Meter über seine Umgebung und verfügt somit über die Dimensionen einer Bergkette wie etwa der Zillertaler Alpen in Tirol.

Beide „Hügel“ zeigen entlang ihres Gipfelkamms markante Spuren einer Winderosion. Die dort sichtbaren, stromlinienförmig verlaufenden Yardangs erstrecken sich über Längen von vielen Kilometern. Sie entstanden durch eine anhaltende Winderosion, bei der von dem Wind transportierte Sand- und Staubkörner die Oberfläche über lange Zeiträume hinweg regelrecht abschmirgelten. Das dortige Gestein scheint demnach relativ weich und nicht sonderlich erosionsbeständig zu sein.

Das auffallendste und geologisch interessanteste Phänomen an den beiden Hügeln sind jedoch die horizontal verlaufenden Schichtungen, welche sich wie Terrassen entlang der Bergflanken erstrecken. Mit den Spektrometer-Experimenten OMEGA an Bord von Mars Express und CRISM an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter, mit denen die von der Marsoberfläche reflektierte Strahlung im sichtbaren Licht und im nahen Infrarotbereich gemessen wird, konnten die Wissenschaftler hier geschichtete Sulfatminerale identifiziert. Mineralogen sprechen von „polyhydrierten Sulfaten“, was zum Ausdruck bringt, dass im Kristallgerüst dieser leicht in Wasser löslichen Salze der Schwefelsäure zwei oder mehr Wassermoleküle „eingebaut“ sind. Ein Beispiel hierfür ist das auch auf der Erde häufig anzutreffende, auch als Gips bezeichnete Calciumsulfat.

Vulkane, Seen, Flussdeltas, Quellen – wie entstanden die Sulfate?
Die Prozesse, welche einstmals zu der Entstehung der Sulfatschichten auf dem Mars führten, sind noch nicht vollständig verstanden und werden von den Planetologen intensiv diskutiert.

Eine Theorie besagt, dass die Bildung der Sulfate mit dem Ausbruch von Vulkanen in Zusammenhang stehen könnte. Durch die bei Vulkanausbrüchen freigesetzte Wärme taute auf der Oberfläche oder im Untergrund abgelagertes Eis und das freigesetzte Wasser führte zur Bildung von Sulfatmineralen. Eine andere Theorie geht von Sedimentablagerungen in stehenden, an Calciumsulfaten übersättigten Gewässern aus. Des weiteren wird eine Ausfällung von Sulfaten am Ende von Flussläufen für möglich gehalten. Die von fließenden Gewässern mitgeführten Schwebstoffe haben sich demzufolge in Flussdeltas abgelagert. Bedingt durch die Verdunstung des Wassers bildeten sich daraus Sulfatsalze. Eine weitere Möglichkeit geht von der Bildung der Sulfate direkt an den Quellen von Gewässern aus.

Etwas exotischer mutet dagegen eine weitere diskutierte Möglichkeit an: Die Sulfatschichten könnten demzufolge gewissermaßen „vom Himmel gefallen“ sein. Dafür müssten feinste Staub- und Aschepartikel aus der Marsatmosphäre auf die Oberfläche herabgerieselt und dort mit Eis in Berührung gekommen sein. Alternativ hätten kleine, mit Staub vermischte Eiskristalle einen Niederschlag bilden müssen. Ein vergleichbares Phänomen kann an den beiden Marspolen beobachtet werden, wo im Wechsel der Jahreszeiten Schichten abgelagert werden, die denen in Juventae Chasma ähneln. Allerdings sind die geschichteten Berge des Juventae Chasma sehr viel älter als die erst in jüngerer geologischer Vergangenheit entstandenen Schichten an Nord- und Südpol, nämlich etwa drei Milliarden Jahre.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht der Region Juventae Chasma wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche 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-Cyan- 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 von der Freien Universität Berlin geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt 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 des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Region Juventae Chasma 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.

„Der Mars – Ein Planet voller Rätsel“
Sind Sie eventuell noch auf der Suche nach einem Weihnachtsgeschenk? Im Oktober 2013 erschien das Buch „Der Mars – Ein Planet voller Rätsel“. Auf 288 Seiten haben Prof. Dr. Ralf Jaumann und Ulrich Köhler vom Institut für Planetenforschung des DLR die Geschichte der Marserkundung und deren Ergebnisse zusammengefasst. Wissenschaftliche Fakten und zahlreiche Geschichten werden hier mit vielen spektakulären Aufnahmen des Mars unterlegt. Das Buch enthält auch eine DVD mit zahlreichen Interviews und faszinierenden Marsüberflügen in 3D.

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Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: NASA, lasp.colorado.edu, universetoday.com.

Als Träger fungierte eine Atlas V-Rakete des US-amerikanischen Betreibers United Launch Alliance. Mit einer Startmasse von 2550 Kilogramm und einem Durchmesser des Sonden-Bus von nur rund zweieinhalb Metern, fand MAVEN problemlos Platz in der kleinsten verfügbaren Konfiguration der Launcher-Familie, der Atlas V-401. Im Betriebszustand werden die ausgeklappten Solarpanele dem Mars-Orbiter eine Spannweite von gut elf Metern verleihen, während seine Masse bis zum vollständigen Verbrauch des mitgeführten Treibstoffs auf gerade einmal 717 Kilogramm sinken wird.

Sollte der Flug von Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) ohne Komplikationen verlaufen, wird die Sonde am 22. September 2014, nach gut elf Monaten interplanetarer Reise, in einen hochelliptischen Orbit eintreten. Dessen Perigäum wird sich in einer Höhe von 150 Kilometern und das Apogäum von 6000 Kilometer über der Marsoberfläche befinden. Laut Missionsplan soll die Distanz zum Boden bei einigen Umrundungen sogar auf knapp 125 Kilometer abgesenkt werden, um auch tiefere Schichten der Atmosphäre durchfliegen und damit zusätzlich sensorisch erfassen zu können. Nach einem Jahr in der Umlaufbahn wird die reguläre Missionszeit abgelaufen sein. Man darf allerdings aus Erfahrungen mit ähnlichen Forschungssonden annehmen, dass ein effektiver Weiterbetrieb von MAVEN auch über diese zeitliche Minimalanforderung hinaus technisch möglich sein wird.

MAVEN repräsentiert, nach der spektakulären und viel beachteten Mission Mars Science Laboratory/Curiosity, welche im November 2011 von gleicher Stelle startete, ein ganz anderes Konzept der wissenschaftlichen Untersuchung unseres Nachbarplaneten. Die Raumsonde soll sich erstmals ausschließlich mit der Analyse der (oberen) Atmosphäre des vierten Planeten unseres Sonnensystems befassen, während früheres Interesse sich hauptsächlich der Oberfläche und dem Untergrund des Himmelskörpers zuwandte.

Da zumindest eine der ursprünglichen Fragestellungen an den Mars – ob Wasser als Grundlage für Leben dort existiert oder existiert hat – inzwischen beantwortet ist, wollen sich die Forscher dabei nun einem neuen Rätsel zuwenden: Wie und in welchem Umfang büßte der Planet seine womöglich früher vorhandenen, großen Vorräte an flüssigem Wasser, Stickstoff und Kohlenstoffdioxid ein? Wie haben sich die Bedingungen auf seiner Oberfläche und in der Atmosphäre so stark verändern können, dass der Rote Planet zu dem heute bekannten, unwirtlichen Himmelskörper geworden ist? Dem Konzept von MAVEN liegt die Hoffnung zugrunde, dass der genannte Fokus auf die Analyse der Restatmosphäre des Planeten eines der noch fehlenden Puzzlestücke zum Verständnis seiner offenbar bewegten Vergangenheit darstellt. Zusätzlich wird auch die Gelegenheit wahrgenommen, die gegenwärtige Rate des Masseverlusts der planetaren Atmosphäre zu bestimmen, um deren aktuellen Zustand in die Entwicklungsgeschichte des Mars einordnen zu können.

MAVEN verfügt zur Durchführung seiner Mission über eine große Bandbreite an Instrumenten. Die überwiegende Anzahl der Sensoren wird die Partikel des Sonnenwinds, ihre Wechselwirkung mit der Hochatmosphäre und die lokalen Magnetosphäre vermessen. Außerdem sind das Imaging Ultraviolet Spectrometer (IUVS) zur makroskopischen Erfassung der Atmosphäre und ein Massenspektrometer zur Bestimmung von Gas- und Ionenisotopen mit an Bord.

MAVEN ist die zweite und vorläufig letzte Mission des Mars Scout Program, das mit dem Start des Marslanders Phoenix im Jahr 2007 in die operationelle Phase eintrat. Ziel des Programms war die Durchführung kostengünstiger Forschungsmissionen auf dem Roten Planeten.

In den letzten Wochen schien die planmäßige Durchführung der Mission kurze Zeit nicht mehr vollständig gesichert, da die finanziellen und personellen Mittel der NASA im Zuge des „Shutdown“ der US-Behörden kurzfristig nicht zur Verfügung standen. Da MAVEN aber, nach Angabe der Projektbeteiligten, ohnehin vor dem Zeitplan lag, und zusätzlich eine Sonderfinanzierung für die Startvorbereitung erreicht wurde, konnte das Zeitfenster für den Flug letztendlich ohne größere Probleme eingehalten werden.

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• MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN
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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ISRO, Spaceflight101, Skyrocket, Raumcon.

Das von der Indischen Weltraumforschungsorganisation ISRO auch als Mars Orbiter Mission (MOM) bezeichnete Unternehmen begann am 4. November mit dem Start auf einer Trägerrakete des Typs Polar Space Launch Vehicle vom Raumfahrtgelände bei Sriharikota. Da die Rakete eher zu den leichten Trägern gehört, wählte man für die Nutzlast MOM keinen Direktstart zum Roten Planeten. Vielmehr wurden mit dem vergleichsweise kleinen 440-Newton-Triebwerk jeweils am erdnächsten Punkt der langsam größer werdenden Bahn ein Beschleunigungsmanöver durchgeführt, so dass man nun in der Lage ist, den Sprung aus dem Erdorbit zu vollziehen.

Nach dem Start umrundete Mangalyaan die Erde zwischen 247 und 23.567 km Höhe bei einer Bahnneigung von 19,2 Grad. Während sich die Bahnneigung gegen den Erdäquator nur unwesentlich und die Höhe des erdnächsten Punktes erst beim letzten Manöver signifikant änderten, wurde der erdfernste Punkt insgesamt 6 Mal weiter hinausgeschoben. Am 6. November (MEZ) betrugen die Bahnwerte nach 416 Sekunden Antriebsphase 260 x 28.614 km, nach dem zweiten Manöver (571 s) am 7. November 280 x 40.185 km. Bei der dritten Bahnanhebung am 8. November (707 s) wurde das Apogäum auf 71.636 km angehoben.

Das vierte Manöver am 10. November wurde vorzeitig abgebrochen, nachdem man eine Geschwindigkeitserhöhung von lediglich 35 m/s erreicht hatte an Stelle der geplanten 130 m/s, wobei man am erdfernsten Punkt nur auf 78.276 km Abstand von der Erdoberfläche kam. Offenbar hatte man zwei parallel arbeitende Treibstoffsteuerungen aktiviert, die nun widersprüchliche Befehle gaben. Daraufhin wurde das Triebwerk automatisch vom übergeordneten System abgeschaltet. Nachdem man den Fehler erkannt und beseitigt hatte, wurde eine zusätzliche Antriebsphase geplant und durchgeführt, bei der das Apogäum dann auf 118.642 km angehoben wurde.

Die letzte Bahnanhebung brachte Mangalyaan schließlich am 15. November im Verlaufe einer 244-sekündigen Antriebsphase auf eine Bahn zwischen 846 km und 194.676 km Höhe bei 19,3 Grad Bahnneigung. Damit ist die für den Start zum äußeren Nachbarplaneten Mars erforderliche Bahn erreicht. Am 30. November (MEZ) soll das Triebwerk die mittlerweile auch viel leichtere Sonde auf Fluchtgeschwindigkeit beschleunigen. Da dies trotzdem geradeso gelingt, wird der Flug zum Roten Planeten 10 Monate in Anspruch nehmen.

Am Mars angekommen, muss das Triebwerk dann dafür sorgen, dass die Geschwindigkeit so weit verringert wird, dass Mangalyaan nicht am Planeten vorbeifliegt, sondern in eine elliptische Umlaufbahn zwischen 377 und 80.000 km bei einer Bahnneigung von 17,8 Grad gegen den Marsäquator gelangt. Von hier aus sollen Marsatmosphäre sowie Morphologie und Mineralogie der Marsoberfläche erforscht werden. Dazu befinden sich 5 in Indien entwickelte Messgeräte an Bord. Dies sind ein Lyman-Alpha-Photometer, ein Infrarot-Spektrometer, ein Methansensor, ein Analysator für die Zusammensetzung der Marsexosphäre sowie eine Farbkamera.

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• MOM: Indischer Marsorbiter Mangalyaan

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ISRO, Skyrocket, Raumcon.

Beim Start konnte eine leicht höhere Leistung der dritten Stufe beim Betrieb der vierten weitgehend ausgeglichen werden. Mangalyaan gelangte in einen Orbit zwischen 247 und 23.566 Kilometern Höhe, geplant waren 248 x 23.000 km. Hier wird die Sonde mit eigenem Antrieb während 6 Brennphasen den Orbit zunächst in mehreren Stufen auf 600 x 215.000 km erweitern und anschließend auf eine Flugbahn zum Mars gebracht. Das Eintreffen am Roten Planeten ist für September 2014 geplant.

Hier soll die Sonde abgebremst und in einen elliptischen Orbit von 377 x 80.000 km bei einer Bahnneigung von 17,8 Grad gegen den Marsäquator gebracht werden. Von hier aus sollen Marsatmosphäre sowie Morphologie und Mineralogie der Marsoberfläche erforscht werden. Dazu befinden sich 5 in Indien entwickelte Messgeräte an Bord. Dies sind ein Lyman-Alpha-Photometer, ein Infrarot-Spektrometer, ein Methansensor, ein Analysator für die Zusammensetzung der Marsexosphäre sowie eine Farbkamera.

Die Sonde wurde in Rekordzeit von nur zwei Jahren entwickelt und gebaut, da man auf viele Teile der Mondsonde Chandrayaan zurückgreifen konnte. Allerdings ist der Mars deutlich weiter entfernt als der Mond, wodurch insbesondere in den Bereichen Antrieb, Energieversorgung und Kommunikation einige Anpassungen notwendig wurden. Insgesamt ergab sich eine Gesamtmasse von 1.350 kg beim Start, von denen noch etwa 500 kg im Marsorbit ankommen werden.

Mit Mangalyaan will die indische Weltraumforschungsorganisation ISRO aber nicht nur wissenschaftliche Erkenntnisse gewinnen sondern in erheblichem Maße auch technologische Erfahrungen sammeln. Das Verlassen des Anziehungsbereiches der Erde gehört dabei ebenso zu den Premieren wie das Einbremsen in den Marsorbit nach einer langen Freiflugphase, die Kommunikation über viele Millionen Kilometer hinweg, das Sammeln von Erfahrungen bei der Navigation im Orbit eines anderen Planeten aber auch organsiatorische Punkte wie Missionsplanung und Management.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, EPSC 2013.

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

Das Ziel der Mission
Das wissenschaftliche Ziel der InSight-Mission besteht darin, zum ersten Mal überhaupt durch direkte Messungen einen Einblick in das Innere des Planeten Mars zu gewinnen. Der Mars dient hierbei allerdings lediglich als ein Vertreter der Klasse der terrestrischen Planeten. Durch das Studium der Struktur und der Zusammensetzung des Marsinneren erhoffen sich die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die Prozesse, welche bei der Entstehung und Entwicklung eines erdähnlichen Planeten ablaufen.

Die Auswahl der Landezone
Einer der vielen komplizierten Aspekte, welche bei der Planung einer Mission auf einem fremden Planeten berücksichtigt werden müssen, besteht in der Auswahl eines geeigneten Landeplatzes.

„Die Ziele der Mission stehen nicht mit einem speziellen Ort auf dem Mars in Zusammenhang, da wir den Planeten als Ganzes untersuchen wollen – bis hinunter zu seinem Kern“, so Dr. Bruce Banerdt. „Die Sicherheit der Mission und ihr fortlaufender Betrieb haben daher bei der Auswahl der Landestelle höchste Priorität.“

Da der Lander InSight ausschließlich mit Solarenergie betrieben werden wird, muss sich dessen Landeplatz in der Äquatorregion des Mars befinden. Nur hier besteht die Möglichkeit, dass die Solarpaneele des Landers auch während der Wintermonate auf dem Mars und dem damit verbundenen niedrigen Sonnenstand über dem Horizont genügend Energie generieren können, um den fortlaufenden Betrieb der wissenschaftlichen Instrumente und der an Bord befindlichen Hardware zu gewährleisten.

Des weiteren muss die auszuwählende Landezone auf einer Fläche von mehreren Dutzend Quadratkilometern über ein sehr ebenes Terrain verfügen, auf dem sich außerdem nur eine begrenzte Anzahl von größeren Steinen befinden darf. Um eine erfolgreiche Landung zu ermöglichen muss sich das ausgewählte Gelände zudem mindestens 2.500 Meter unterhalb des durchschnittlichen Höhenniveaus der Marsoberfläche befinden. Nur so kann gewährleistet werden, dass der Lander bei seinem Abstieg durch die Marsatmosphäre ausreichend abgebremst wird.

Die hier angesprochenen Bedingungen finden sich prinzipiell lediglich in drei Bereichen auf dem Mars: In der Tiefebene Elysium Planitia, im südlichen Bereich des etwa 1.200 Kilometer durchmessenden Einschlagbecken Isidis Planitia und in Inneren des Valles Marineris, welches sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern parallel zum Marsäquator erstreckt.

Noch vier mögliche Landeplätze
Am 4. September 2013 hat die NASA offiziell bekannt gegeben, dass jetzt aus den zuvor in Betracht gezogenen 22 potentiellen Landeplätzen vier Landestellen ausgewählt wurden, welche in den kommenden Monaten eingehender auf ihre Eignung hin überprüft werden sollen. Alle vier Landestellen befinden sich im Bereich der Region Elysium Planitia – einer ausgedehnten Ebene im nördlichen Tiefland des Mars – und dort unmittelbar nördlich des Marsäquators. Jede der vier potentiellen Landestellen umfasst einen ellipsenförmigen Bereich, welcher in Ost-West-Richtung über eine Ausdehnung von 130 Kilometern und in Nord-Süd-Richtung über eine Ausdehnung von 27 Kilometern verfügt. Wenn man das Zentrum dieser Ellipse als vorgesehenen Landeplatz festlegt, so besteht nach den Berechnungen der Ingenieure eine Wahrscheinlichkeit von 99 Prozent, dass InSight dann auch wirklich innerhalb dieser Ellipse aufsetzt.

„Wir haben die vier Stellen ausgesucht, die uns am sichersten erscheinen“, so der Planetologe Matt Golombek vom JPL, der das für die Auswahl des endgültigen Landeplatzes von InSight verantwortliche Team leitet. „Alle Plätze weisen ein meist sehr ebenes Gelände mit nur wenigen Felsen und kaum Gefälle auf.“

In den anderen zuvor in Betracht gezogenen Bereichen, das zeigen Aufnahmen der HiRISE-Kamera des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), befinden sich dagegen zu viele größere Felsen, die ein erfolgreiches Aufsetzen des Marslanders auf der Oberfläche verhindern könnten. Außerdem herrschen hier in den verschiedenen Schichten der Marsatmosphäre oftmals zu starke Seitenwinde, welche das Landemanöver von InSight behindern könnten. Im schlimmsten Fall könnte der Lander seine vorgesehene Landeellipse verfehlen. Das Valles Marineris schied zudem deshalb aus, weil sich hier keine ausreichend große Fläche befindet, die über den benötigten ebenen Untergrund verfügt.

Weitere Analysen
In den nächsten Monaten sollen die jetzt noch verbliebenen vier Kandidaten mit den Kamerasystemen des MRO noch eingehender untersucht werden. Das Ziel der an der InSight-Mission beteiligten Wissenschaftler und Ingenieure besteht dabei darin, noch mehr Details über den Untergrund in Erfahrung zu bringen. Nach der Landung soll ein mit verschiedenen Messinstrumenten ausgerüsteten elektromechanischen „Maulwurf“ zum Einsatz kommen, welcher vollautomatisch bis zu fünf Meter tief in den Marsboden vordringen soll. Mit seinen Sensoren soll das als „Heat Flow and Physical Properties Package“ oder kurz „HP3“ bezeichnete Instrument den Wärmefluss, die elektrische Leitfähigkeit, die Temperaturverteilung, die physikalischen Eigenschaften und den Wassergehalt Marsboden bestimmen (Raumfahrer.net berichtete ausführlich über die verschiedenen Instrumente des Marslanders).

Für ein möglichst tiefes Eindringen in den Marsuntergrund ist es jedoch wichtig, dass sich im Bereich der Landestelle möglichst nicht bereits wenige Zentimeter unter der aus einer Schicht aus Staub, Sand und Lockergestein bestehenden Oberfläche eine Schicht aus kompakten Felsgestein befindet. Ausführliche Tests haben gezeigt, dass der Hammermechanismus des HP3 lockeren Untergrund durchdringen kann. Unter der Oberfläche gelegene größeren Gesteinsbrocken oder massiver Fels würde den Einsatz des HP3 jedoch zumindestens beeinträchtigen.

„Für die Auswahl einer geeigneten Landestelle müssen wir diesmal auch unter die Oberfläche blicken“, so Matt Golombek. Zwecks dessen analysieren die beteiligten Wissenschaftler derzeit diverse Aufnahmen der in Frage kommenden Landeplätze, wobei sie ein besonderes Augenmerk auf dort befindliche Impaktkrater und das bei den zugrunde liegenden Asteroideneinschlägen freigelegte Material werfen. Durch eine Untersuchung der freigelegten Bereiche und des Auswurfmaterials lassen sich Rückschlüsse über die geologische Zusammensetzung der obersten Meter der Marsoberfläche tätigen.

Weitere Arbeiten
Aber auch die an den einzelnen Instrumenten beteiligten Wissenschaftler sind derzeit nicht untätig. Ein Team um Naomi Murdoch vom Institut Supèrieur de l’Aeronautique et de l’Espace in Frankreich hat jetzt eine Studie vorgestellt, welche sich speziell mit den Messungen des Seismometers auseinandersetzt. Dabei wird auf verschiedene umweltbedingte Störeinflüsse wie sich verändernder Atmosphärendruck oder abweichende Umgebungstemperaturen, thermoelastische Störungen oder Winde und deren Auswirkungen auf die Messungen des Seismometers eingegangen. Zugleich schildert Naomi Murdoch, welche Schutzmaßnahmen gegen diese Einflüsse getroffen wurden und inwieweit eventuell fehlerhafte Ergebnisse durch entsprechende Computerprogramme korrigiert werden können.

Diese hier lediglich kurz vorgestellte Studie wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, präsentiert.

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EPSC 2013:

• Enviromental noise contributors on the InSight seismometers (engl.)

Der Beitrag Marsmission InSight: Landezone eingegrenzt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Bereits seit dem März 2006 umkreist die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) unseren äußeren Nachbarplaneten auf einer fast polaren, sonnensynchron verlaufenden Umlaufbahn in einem etwa 255 x 320 Kilometer hohen Orbit und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern mittels der sechs an Bord dieses Marsorbiters mitgeführten Instrumente fast täglich neue Daten über den Mars.

Für seine Lagekontrolle im Marsorbit ist der MRO mit zwei identischen Inertial Measurement Units (kurz „IMU“) ausgestattet. Jedes dieser beiden Trägheitsnavigationssysteme besteht aus jeweils drei Gyroskopen und drei Beschleunigungsmessern. Dabei wird je ein Gyroskop und ein Beschleunigungsmesser pro Bewegungsachse verwendet. Die Gyroskope werden zur Ermittlung der Rotationsgeschwindigkeit der Raumsonde eingesetzt. Die Beschleunigungsmesser dienen dagegen für die Messung der Beschleunigung, welche zum Beispiel bei der Zündung von Lagekontrolltriebwerken auftritt.

Durch die so gewonnenen Daten kann die Flugsoftware des Orbiters punktgenau ermitteln, an welcher Stelle und mit welcher Orientierung zur Marsoberfläche sich der MRO gerade befindet. Eine exakte Bestimmung dieser Orientierung im Raum ist für einen erfolgreichen Einsatz des Orbiters allerdings zwingend notwendig, da nur mit diesen Informationen sowohl die wissenschaftlichen Instrumente als auch die für die Kommunikation mit dem Kontrollzentrum benötigten Antennen mit der erforderlichen Präzision auf den Mars beziehungsweise auf die Erde ausgerichtet werden können.

Nach einem mittlerweile mehr als siebenjährigen, nahezu ununterbrochenen Einsatz im Marsorbit zeigt eines der Gyroskope des bisher hauptsächlich eingesetzten Trägheitsnavigationssystems, der IMU-1, inzwischen deutliche Anzeichen einer „Altersschwäche“. Um einem Ausfall der IMU-1 vorzubeugen, werden die für die Steuerung des Marsorbiters verantwortlichen Ingenieure des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA deshalb in den nächsten Tagen einen Wechsel auf das redundante, bisher nur gelegentlich eingesetzte Reserveträgheitsnavigationssystem IMU-2 durchführen.

Während des Wechsels wird der Orbiter sein Arbeitsprogramm kurzzeitig unterbrechen. Nach einer Deaktivierung der wissenschaftlichen Instrumente und einer Ausrichtung der für die Energieversorgung benötigten Solarpaneele auf die Sonne erfolgt die Umschaltung auf das redundante System. Bedingt durch die Umschaltung wird sich der MRO zunächst in einen sogenannten Sicherheitsmodus versetzen. Aus diesem Sicherheitsmodus heraus reinitialisiert er dann die neu zu aktivierende IMU-2 und „versorgt“ sich dabei zunächst mit neuen Daten über die aktuell gegebene Ausrichtung im Raum. Nach dem Erhalt und der Verarbeitung dieser Daten wird der Orbiter den Sicherheitsmodus beenden und nach einer eingehenden Überprüfung des Erfolges der Operation mit seinen Aktivitäten fortfahren.

Aller Voraussicht nach, so die hierfür verantwortlichen Mitarbeiter des JPL, wird die gesamte Prozedur zwischen dem Beginn und der Beendigung des Safe-Mode einen Zeitraum von weniger als 48 Stunden benötigen.

Die bereits jetzt erfolgende Umschaltung auf die bisher kaum zum Einsatz gebrachte IMU-2 hat zur Folge, dass die derzeit immer noch voll einsatzfähige IMU-1 trotz des dort befindlichen auffällig gewordenen Gyroskops in Zukunft im Bedarfsfall zumindestens kurzfristig als Ersatz-Trägheitsnavigationssystem eingesetzt werden kann.

Während seines bisherigen Missionsverlaufes hat der Mars Reconnaissance Orbiter mehr Daten über den Mars gesammelt als alle vorherigen oder gegenwärtig aktiven Marsmissionen zusammen. Zusätzlich wird das Kommunikationssystem des MRO als Relaisstation genutzt, um Daten von den beiden derzeit auf dem Mars aktiven Rovern Opportunity und Curiosity zur Erde zu übermitteln (Raumfahrer.net berichtete).

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 23. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.531 die Region Sulci Gordii (lateinisch für „Gordische Gräben“), welche sich etwa 200 Kilometer östlich der Basis des Schildvulkans Olympus Mons befindet, und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 31 Metern pro Pixel.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei dem Olympus Mons um den höchsten derzeit bekannten Vulkan in unserem Sonnensystem. Der Olympus Mons ist von einem „chaotischen Gelände“ umgeben, welches sich über Distanzen von mehreren hundert Kilometern in die Umgebung erstreckt.

Bereits kurz nach der Entdeckung dieser Formationen äußerten die Planetologen die Vermutung, dass es sich bei den hier zu beobachtenden Geländestrukturen um die Ablagerungen von gewaltigen Felsstürzen und Erdrutschen handelt, welche in der Vergangenheit von den unteren Hängen des Olympus Mons abbrachen.

Ein Teilbereich dieser Aureole, welche den Olympus Mons umgibt, ist die Region Sulci Gordii. Die Landschaft des Sulci Gordii setzt sich aus einer chaotischen Abfolge von diversen Bergrücken zusammen, welche von kleinen Tälern durchschnitten werden. Nach der Entstehung der Region wurden diese kleinen Zwischentäler durch später erfolgende, vom Olympus Mons ausgehende Lavaflüsse teilweise aufgefüllt. Diese verfüllten Täler verfügen über sehr flache, ebene Talböden.

Die Planetologen vermuten, dass die den Olympus Mons umgebende Aureole sich bereits in der Frühzeit des Mars bildete. Durch den Ausstoß von Lava und die damit verbundenen Temperaturen wurden vermutlich auch große Mengen an Wassereis, welches sich dort im Untergrund befand, aufgeschmolzen. Die so freigesetzten Wassermassen führten in Verbindung mit der seismischen Aktivität dazu, dass die Randbereiche des Olympus Mons instabil wurden, was zur Auslösung von gewaltigen Gesteinslawinen und Bergstürzen führte.

Das von den Bergflanken losgelöste Material lagerte sich schließlich, transportiert von Lava und Wasser, in Entfernungen von bis zu mehreren hundert Kilometern im Umkreis um den Vulkan ab und wurde in der Folgezeit bei später erfolgenden Ausbrüchen teilweise von weiteren Lavamassen bedeckt. Zudem führte die äolische Verfrachtung von Vulkanasche, Staub und Sand dazu, dass sich in diesem Bereich über die Zeit hinweg eine Vielzahl von Sanddünen gebildet haben. Das Studium der Höhen und Ausrichtungen dieser Dünen erlaubt den Planetenforschern Einblicke in die in der Vergangenheit in dieser Region gegebenen Windbedingungen.

Vergleichbare Hangrutschungen, welche allerdings in einem sehr viel kleineren Maßstab auftreten, können auch auf unserem Heimatplaneten beobachtet werden. Ein Beispiel hierfür ist die Umgebung des Vulkans Mauna Loa auf Hawai’i. Durch die Untersuchung der diversen auf dem Mars auftretenden Landschaftsformen und vergleichende Studien mit auf der Erde zu beobachtenden vergleichbaren Formationen sind die Planetenforscher in der Lage, mehr über die vielfältigen geologischen Prozesse zu lernen, welche in der Frühzeit des Mars auftraten und die Oberfläche unseres Nachbarplaneten geformt haben.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Sulci Gordii wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt 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 des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.531 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Sulci Gordii finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Mars Express: Erdrutsche am Olympus Mons erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Frank Rinas. Quelle: NASA/JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Ungefähr alle 26 Monate befindet sich der Mars in der sogenannten Sonnenkonjunktion, welche zuletzt im Februar 2011 stattfand. Dabei handelt es sich um eine regelmäßig vorkommende Planetenkonstellation, wo sich die Sonne zwischen Erde und Mars befindet und sich dieser weniger als fünf Grad (von der Erde aus gesehen) an der Sonne vorbei bewegt. Bei der diesjährigen Konjunktion befand sich der Mars am 17. April 2013 nur 0,4 Grad unter der Sonne und der gesamte Konjunktionszeitraum wurde auf den 5. April bis zum 26. April datiert. Neben der Unbeobachtbarkeit des Roten Planeten für die meisten Astronomen von der Erde aus, sorgt diese Planetenkonstellation auch bei den Forschungsmissionen rund um den Mars für Einschränkungen. Erst wenn der Planet knapp zwei Grad von der Sonne entfernt ist, kann der normale Betrieb wieder aufgenommen werden. Während der Marsrover Opportunity (MER) und die Sonden Mars Odyssey (MO) sowie der Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) im Zeitraum vom 4. bis 26. April von der eingeschränkten Funkkommunikation betroffen waren, ging man bei Curiosity auf Nummer sicher und wartete dort noch bis zum heutigen 1. Mai.

Wieso sind diese Einschränkungen wichtig und müssen ernst genommen werden?
Der entscheidende Faktor, warum es bei dieser Konstellation zu Einschränkungen kommt, ist die Sonne. Diese sendet ununterbrochen Sonnenwind ins Weltall und ist besonders in ihrer aktiven Phase sowie durch koronale Massenauswürfe, eine große Gefahr für die Missionen in unserem Sonnensystem. Die Kommunikation zwischen Erde und Sonde bzw. Rover erfolgt über Radiosignale, welche unter anderem vom Deep Space Network (DSN) der NASA gewährleistet wird. Hierbei handelt es sich um ein Netzwerk von Parabolantennen, die strategisch auf der Erde platziert sind. Eine der größten Antenne befindet sich im Goldstone Deep Space Communication Complex (GDSCC) in Kalifornien und hat einen Durchmesser von 70 Metern.

Während einer aktiven Sonnenphase schleudert die Sonne verstärkt Magnetfelder und Teilchenströme ins All, welche die Radiosignale, die von der Erde in Richtung Mars geschickt werden, stören können. Bei der Sonnenkonjunktion müssen die Signale direkt in Richtung Sonne gesendet werden, wodurch die Wahrscheinlichkeit, dass gestörte Radiosignale die Rover und Sonden erreichen werden, sehr hoch ist. Solche Fehlmeldungen könnten dann natürlich im schlimmsten Fall besonders bei den Rovern sogar die ganze Mission gefährden und die Fahrzeuge beschädigen.

Damit so etwas nicht passiert, wurden vor der Sonnenkonjunktion Programme zusammengestellt und an die Fahrzeuge auf dem Mars übermittelt, welche dann während der unterbrochenen Funkkommunikation ausgeführt wurden. Dabei handelte es sich meist um Standortprogramme, da eine Bewegung der Fahrzeuge in dieser Zeit aufgrund der eingeschränkten und vor allem unzuverlässigen Kommunikation zu gefährlich wäre. Dieses Programm bezeichnet man auch als autonomen Modus.

Auch die den Mars umlaufenden Sonden werden in einen autonomen Modus versetzt, arbeiteten in dieser Zeit aber weiter, wenn auch etwas eingeschränkter als im Normalmodus. Neue Kommandos von der Erde erfolgen in dem Zeitraum der Konjunktion nicht. Während die Marsfahrzeuge also weiterhin Daten an ihrem Standort aufzeichnen, das können Bilder oder eben auch Messdaten sein, werden diese hauptsächlich an den Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), aber auch an Mars Odyssey (MO) übertragen und dort vorerst gespeichert. Ende April, Anfang Mai werden diese Daten dann zur Erde geschickt und vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) ausgewertet. Missionsmanager Reid Thomas rechnet damit, dass die Sonde bis dahin 50 Gigabit (dies entspricht etwa 6,4 GB) wissenschaftliches Material gesammelt hat. Es wird sicher einige Zeit dauern, bis das gesamte Material bearbeitet sein wird.

Da die Sonnenkonjunktionen regelmäßig vorkommen, haben die Verantwortlichen schon viele Erfahrungen sammeln können, die ihnen weiterhelfen. Der Mars Rover Opportunity (MER) erlebte nun schon die fünfte Konjunktion und die Sonde Mars Odyssey (MO) bereits die sechste. Auch wenn es regelmäßig zu derartigen Konjunktionen kommt, ist natürlich trotzdem nicht immer alles gleich.

Die diesjährige Konjunktion war schon alleine deshalb sehr besonders, da man seit dem 6. August 2012 den knapp eine Tonne schweren Marsrover Curiosity auf dem Mars zur Erforschung des Planeten einsetzt. Aufgrund der Wichtigkeit des Rovers wird dieser wie bereits eingangs erwähnt erst etwas später seine ersten Kommandos von der Erde erhalten. Zudem war geplant, dass der Rover täglich einen Piepton in Richtung Kontrollzentrum auf der Erde schicken sollte.

Zum ersten Mal wurden auch die ganze Zeit Daten von Mars Odyssey zur Erde gesendet, auch wenn man sich bewusst war, dass es auch zu Ausfällen und fehlerhaften Daten kommen konnte. Mit den Sonden bietet sich eine Möglichkeit, die Sonnenkonjunktion um vielleicht ein paar Tage zu umgehen. Da der Rover Daten zu ihnen schickt, könnten die Sonden in Abhängigkeit von ihrer orbitalen Position diese schon etwas früher zu den Empfangsantennen des DSN senden, von wo sie dann in das Missions-Kontrollzentrum weitergeleitet werden.

NASA – Missionsstatusbericht vom 29.04.2013

Am 29. April veröffentlichte die NASA in einem Statusbericht zur Opportunity-Mission, dass sich dieser während des autonomen Modus‘ in eine Art Standby versetzt hatte. Das Kontrollzentrum des Rovers erfuhr dies, nachdem die Verantwortlichen am 27. April erstmals wieder Daten des Rovers empfingen. Derzeit geht man davon aus, dass dieser am 22. April seine Flugsoftware neugestartet hatte, da die Mastkamera bei einer Routineuntersuchung der Atmosphäre die Sonne abbildete, so Projektleiter John Callas (NASA, JPL). In seinem Standby-Modus behält der Rover sein Energiegleichgewicht und seinen Kommunikationsplan bei, allerdings wartend auf neue Kommandos aus dem Kontrollzentrum.

Auch vom Marsrover Curiosity, dessen Kommunikationsunterbrechung heute endet, erreichte das Kontrollzentrum bereits die Information, dass dieser die Sonnenkonjunktion mit voller Gesundheit überstanden habe. In den kommenden Tagen und Wochen werden dann erste Auswertungen der im April gewonnenen Daten erwartet.

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• Spirit & Opportunity (ab April 2013)
• MSL Rover Curiosity – Mission auf dem Mars (ab April 2013)
• Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) ab April 2013

Der Beitrag Endlich wieder mehr Neuigkeiten vom Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 13. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.497 den nordöstlichen Bereich der südlich des Äquators gelegenen Hochebene Hesperia Planum und bildete dabei einen Teilbereich von der Mündung des Marstals Tinto Vallis mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Mit diesen neuen Aufnahmen konnten die Marsforscher die Ähnlichkeiten zwischen speziellen Regionen auf unserem Heimatplaneten, welche beispielsweise in den polaren Gebieten oder in einigen Wüsten vorzufinden sind, und Regionen auf dem Mars sowie die verflochtene frühe geologische Geschichte dieser beiden Welten noch weiter verdeutlichen.

Das nach dem in der südwestspanischen Region Andalusien gelegenen Rio Tinto – dem „Roten Fluss“ – benannte Marstal Tinto Vallis ist etwa 190 Kilometer lang und verfügt über ein sehr hohes Alter. Es hat sich vermutlich bereits in der Frühgeschichte des Mars vor etwa 3,7 Milliarden Jahren gebildet. Die Planetologen gehen davon aus, dass das Tinto Vallis nicht etwa durch abfließendes Oberflächenwasser gebildet wurde, sondern dass seine Entstehung vielmehr auf eine frühere vulkanische Aktivität in dieser Region zurückzuführen ist.

Die dabei freigesetzte Wärme brachte größere Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war, zum Schmelzen. Der so ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft. Bei diesem Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dadurch wird der Abhang ausgehöhlt.

Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Die Geologen verwenden für diese Form der Erosion den englischen Fachbegriff „sapping valleys“.

Das Ausschürfen solcher „sapping valleys“ durch Grundwasser ist eine wesentliche Ursache für Erosion in vielen der zusammenhängenden Talstrukturen, welche in dieser Region der Marsoberfläche zu beobachten sind. Das durch die HRSC-Kamera abgebildete Tinto Vallis ist ein sehr gutes Beispiel für ein derartiges Tal. In der weiter oben gezeigten topografischen Übersichtskarte ist der gesamte Verlauf dieses Tals durch die Hochebene Hesperia Planum zu erkennen.

In der nebenstehenden Nadir-Farbansicht fällt in der linken Bildhälfte eine etwa 100 Kilometer durchmessende Vertiefung auf, welche aufgrund der starken Erosion ihrer Ränder allerdings nicht sogleich als ein Impaktkrater identifiziert werden kann. Dieser riesige Krater wird im Südosten (unten links in dieser Aufnahme) von einem kleineren, lediglich rund 35 Kilometer breiten Krater mit einem sehr scharfen Rand überlagert. Dies zeigt, dass dieser zweite Krater über ein deutlich jüngeres Alter als der große Krater verfügt.

Der Boden des großen Kraters ist mit einer Vielzahl von Tafelbergen und kleineren Spitzkuppen übersät. Diese Strukturen sind wahrscheinlich ebenfalls auf das Austreten von Wasser unter einer einstmals zusammenhängenden Oberfläche im Inneren des Krater zurückzuführen. Das abfließende Wasser hat einen Kollaps der verbleibenden Oberfläche verursacht, welche dabei in die zuvor gebildeten Hohlräume absackte. Zurück blieben die heute sichtbaren Restberge mit ihren für diese Erosionsform typischen steilen Flanken.

Spitzkuppen und Tafelberge verdanken ihre steilen Flanken dickeren Schichten aus festerem, verhältnismäßig erosionsresistentem Gestein in ihrem Inneren. Auf der Erde sind viele vergleichbare Beispiele für solche geologische Formationen in den Wüstenregionen des US-Bundesstaates Utah im Südwesten der USA zu finden.

Im kleineren der beiden Krater sind dagegen verschiedene spektakuläre Erdrutsche zu erkennen, welche sich zur nordwestlichen und zur nordöstlichen Seite erstrecken. Mehrere noch kleinere Krater in der abgebildeten Region verfügen aufgrund abgelagerter Sedimente über besonders glatte und flache Böden.

Die dunkleren Regionen weiter im Norden und Süden liegen deutlich tiefer als das Zentrum der abgebildeten Region, was aus der nebenstehenden höhenkodierten Darstellung der Region hervorgeht. Die dunkle Färbung dieser Oberflächenbereiche ist dadurch zu erklären, dass hier vom Wind verfrachteter Sand und Staub abgelagert wurde. Bei diesem Material handelt es sich sehr wahrscheinlich um Vulkanasche und zerkleinertes Basaltgestein. Dunkle Dünenfelder, welche sich aus diesem Material bilden, können nicht nur auf dem Mars, sondern auch in einigen Regionen auf der Erde beobachtet werden.

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

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.497 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Tinto Vallis finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Feuer und Eis im Roten Tal auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich immer wieder neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Bei einem der dabei eingesetzten sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters handelt es sich um die High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“).

Im bisherigen Missionsverlauf konnte die HRSC-Kamera in etwa 87,8 Prozent der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten in einer Qualität abbilden, welche eine wissenschaftlich sinnvolle Auswertung der Aufnahmen ermöglicht. Etwa 61,5 Prozent der Oberfläche konnten dabei sogar mit einer Auflösung von mindestens 20 Metern pro Pixel wiedergegeben werden. Das nebenstehende Mosaik zeigt eine Abdeckungskarte der dabei erfassten Gebiete. Dieses enthält die Aufnahmen von allen Bereichen der Oberfläche, welche bis zum 30. Juni 2012 – an diesem Tag absolvierte Mars Express den Marsorbit Nummer 10.821 – mit den verschiedenen Filtern der Kamera gleichzeitig erfasst werden konnten.

Aufnahmen, welche zu dem jeweiligen Aufnahmezeitpunkt durch zeitgleich auftretende störende atmosphärische Effekte wie Staubstürme oder Wolkenbildung zu stark beeinträchtigt wurden, wurden nicht in dieses Mosaik aufgenommen. Die subtilen Veränderungen in den Farbtönen des Mosaiks rühren zwar teilweise von dem veränderten Staubanteil in der Atmosphäre her – größtenteils basieren sie jedoch auf den unterschiedlichen Lichtverhältnissen, unter denen sich die Marsoberfläche der HRSC-Kamera aufgrund eines veränderten Einfallswinkels des Lichts zwischen Sonne, Marsoberfläche und Orbiter während der verschiedenen Überflüge immer wieder präsentiert.

Die an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftler – alleine das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern – erwarten, dass die HRSC-Kamera in den kommenden Monaten die bisher existierenden Lücken in der Kartografierung der Marsoberfläche erfolgreich schließen wird. Nach dem bisherigen Planungsstand soll der Orbiter Mars Express die Untersuchung des Mars bis zum 31. Dezember 2014 fortsetzen.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen, welche anschließend vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt in Kooperation mit industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) entwickelt und gebaut wurde. Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Eine anschließend erfolgende systematische Prozessierung der gewonnenen Bilddaten erfolgt am DLR. Verschiedene Meldungen über die dabei abgebildeten Bereiche der Marsoberfläche finden Sie in unserem Newsarchiv.

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• Mars Express
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Der Beitrag Mars Express: Die Kartierung des Mars schreitet voran erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem März 2006 umkreist die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) den Mars und liefert seitdem fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche und der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten. Die wissenschaftliche Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht dabei mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel.

Durch die Auswertung der von der HiRISE-Kamera angefertigten Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, gegenwärtig stattfindende Veränderungen auf der Marsoberfläche oder kurzzeitig auftretende atmosphärische Phänomene zu beobachten und näher zu untersuchen.

Anhand der Aufnahmen der HiRISE-Kamera konnte so zum Beispiel belegt werden, dass jährlich bis zu 50 neue Krater auf dem Mars entstehen, welche über Durchmesser zwischen einem und 50 Metern verfügen. Ein Beispiel für solche erst kürzlich entstandene Krater wurde jetzt von der University of Arizona veröffentlicht.

Diese hier gezeigte Aufnahme wurde am 17. November 2012 um 15:33 lokaler Marszeit angefertigt und zeigt einen Ausschnitt der unmittelbar nördlich der Valles Marineris gelegenen Oberflächenregion Fortuna Fossae. Aus einer Überflughöhe von 264,8 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 26,5 Zentimetern pro Pixel.

Auf dem Bild ist eine aus fünf Einzelkratern bestehende Impaktkratergruppe erkennbar. Die einzelnen, jeweils nur wenige Meter durchmessenden Krater sind dabei von einer Decke aus Auswurfmaterial umgeben, welches über eine dunklere Färbung verfügt als die restliche Planetenoberfläche in diesem Bereich des Mars. Vergleiche mit früheren Aufnahmen der Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter und Mars Global Surveyor (MGS) haben ergeben, dass sich diese Krater erst kürzlich irgendwann im Zeitraum zwischen dem September 2005 und dem Mai 2008 gebildet haben können.

Die enge räumliche Anordnung der Krater zueinander und ihre Entstehung innerhalb eines offensichtlich sehr kurzen Zeitraumes legt nahe, dass alle fünf Krater aus einem einzigen Impaktereignis resultieren. Demzufolge trat ein nur wenige Meter durchmessender Asteroid in die Marsatmosphäre ein. Noch vor dem Erreichen der Marsoberfläche zerbrach dieser in mindestens fünf größere Teile, welche anschließend auf der Marsoberfläche einschlugen und wobei sich die jetzt zu beobachtenden Kraterstrukturen bildeten.

Höher aufgelöste Versionen der hier kurz vorgestellten Aufnahme finden Sie hier auf der entsprechenden Internetseite der University of Arizona. Neben dieser Aufnahme der HiRISE-Kamera sind derzeit auf den Internetseiten der University of Arizona mehr als 27.000 weitere HiRISE-Aufnahmen einsehbar.

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• Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

Der Beitrag MRO entdeckt neu entstandene Krater auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben.

Durch die gewonnenen Daten ist es aber auch möglich, das aktuelle Wettergeschehen auf unserem äußeren Nachbarplaneten zu verfolgen. Da die Rotationsachse des Mars mit einer Neigung von 25,19 Grad in etwa die gleiche Neigung aufweist wie die Rotationsachse der Erde (23,44 Grad), treten auch auf unserem Nachbarplaneten ausgeprägte Jahreszeiten auf, welche allerdings aufgrund der etwa zweijährigen Umlaufzeit des Mars um die Sonne in etwa doppelt so lange andauern. Frostablagerungen auf der Planetenoberfläche sind dabei während des Marswinters selbst in den gemäßigten Breiten keine Seltenheit.

Am 18. Juni 2012 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 10.778 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete dabei einen Teilbereich von dessen südöstlichen Randgebirges mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei den Charitum Montes, so der Name der bei dieser Gelegenheit beobachteten Oberflächenformation, handelt es sich um eine bei 330 Grad östlicher Länge und 55 Grad südlicher Breite gelegene Gebirgskette, welche sich über eine Länge von etwa 930 Kilometern erstreckt. Sie verläuft dabei nahezu parallel zum südöstlichen Rand des Argyre Planitia.

Wie auch verschiedene weitere in der Umgebung des Argyre Planitia gelegene Oberflächenstrukturen wurden auch die Charitum Montes erstmals von dem griechischen Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944) in seinem im Jahr 1929 veröffentlichten Werk „Der Planet Mars“ (Originaltitel „La Planète Mars“) beschrieben. Die Gebirgskette war dem Astronomen bei seinen Teleskopbeobachtungen wegen ihres Helligkeitskontrasts zum umliegenden Gelände aufgefallen.

Bei den durch die HRSC-Kamera angefertigten Aufnahmen fallen speziell die vielen, in unterschiedlichen Größen vorhandenen Krater auf. Dies ist ein untrügliches Indiz dafür, dass zumindestens die größeren Geländestrukturen in der abgebildeten Landschaft sehr alt sind. Die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler gehen davon aus, dass das Alter dieser Strukturen wahrscheinlich mehr als drei Milliarden Jahre beträgt. Die höchsten Punkte in diesem Gebiet, die der nebenstehenden farbkodierten Höhenkarte ausgemacht werden können, bilden dabei die „Berge“ der Charitum Montes.

Beim Betrachten der Farbbilder fällt zudem auf, dass Teilbereiche der Gewöhnlicherweise orange bis ockerfarben erscheinenden Marsoberfläche von einer weißen Substanz bedeckt sind. Hierbei handelt es sich um eine hauchdünne Schicht aus Trockeneis (gefrorenes Kohlendioxid), welche sich im Laufe des Winters wie Raureif über die Landschaft gelegt hat.

Mit einem Anteil von 95,32 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des „Marsfrühlings“ und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über.

Lange Zeit gingen die Marsforscher davon aus, dass sich Kohlendioxideis auf dem Mars ausschließlich in Form von Frostablagerungen in Bodennähe bilden kann – so, wie es auch auf diesen Aufnahmen der Charitum Montes der Fall ist. Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter hat jedoch erst kürzlich in der Marsatmosphäre Wolkenstrukturen entdeckt, welche sich aus Kohlendioxidschnee zusammensetzen und die diesen im Rahmen eines „Schneefalls“ auch auf der Oberfläche ablagern können. Bereits einige Jahre zuvor konnten zudem auch mit den Instrumenten an Bord von Mars Express Wolken aus Kohlendioxideis in der Atmosphäre unseres Nachbarplaneten nachgewiesen werden.

Unmittelbar links vom Zentrum der nebenstehenden Nadir-Farbansicht befindet sich ein etwa 50 Kilometer durchmessender Impaktkrater, dessen schüsselförmige Vertiefung zu einem erheblichen Teil von dicken Sedimentschichten angefüllt ist, welche dabei eine ebene Fläche gebildet haben. Diese Sedimente wurden durch Flüsse, welche in Breschen im Norden und Westen in den Krater mündeten, eingebracht und abgelagert. Die oberste und somit jüngste Schicht dieser Ablagerungen zeigt ein schlierenartiges Muster, was den Transport und die Ablagerung durch ein fließendes Gewässer untermauert.

Unterhalb des nordöstlichen Randes dieses Kraters sind in dessen Innerem einige ungewöhnliche, dreieckige schwarze Flecken zu sehen. Hierbei handelt es sich um ein ausgedehntes Feld von verstreut angeordneten Sanddünen, welche der Wind durch die Ablagerung von dunklem Material – vermutlich handelt es sich dabei um Asche oder Staub von ursprünglich vulkanischer Herkunft – vor dem Kraterrand abgelagert und angehäuft hat.

Ein weiteres interessantes Phänomen in der abgebildeten Szenerie sind zudem verschiedene Krater, die wie auf einem Sockel zu sitzen scheinen, welcher diese Impaktstrukturen umgibt. Ein gutes Beispiel für eine derartige, von den Marsgeologen als „Rampart-Krater“ bezeichneten Struktur findet sich in dem großen Krater im Südosten der Szene (links unten in der Nadir-Farbansicht).

In Inneren der beiden Krater im Süden des abgebildeten Bereiches (am linken Bildrand der Nadir-Farbansicht) fallen weitere ungewöhnliche Strukturen auf. Die verschiedenen Schichten unterscheiden sich hier deutlich in ihrer Struktur und Farbe. Die zuoberst liegende Sedimentschicht erscheint deutlich heller und verfügt zudem über eine sehr glatte Oberfläche. Zusätzlich scheint sie nicht besonders dick auszufallen.

Dies ist daran zu erkennen, dass diese Schicht selbst relativ kleine Einschlagskrater kaum vollständig bedeckt, sondern dass sich deren Umrisse noch deutlich unter der Sedimentdecke abzeichnen. Die Umrisse dieser Schicht sind auffallend scharf, was vielleicht das Ergebnis eines jüngeren Erosionsprozesses ist. Die unter dieser Sedimentdecke liegende Schicht ist etwas dunkler und zeigt eine raue, texturierte Oberfläche. Zusätzlich hebt sich noch eine weitere Sedimentschicht deutlich von den anderen Ablagerungen ab, welche infolge der erfolgten Erosion Tafelbergen ähnelnde Strukturen bildet.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Nereidum Montes wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 10.778 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen der Charitum Montes finden Sie auf der entsprechenden Internetseite 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: FU Berlin, DLR, ESA.

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Am 6. Juni 2012 überflog die Raumsonde während des Orbits Nummer 10.736 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete dabei einen Teilbereich von dessen nördlichen Randgebirges mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor mehreren Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für „Silber“ – „Argyros“ – ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese in einem Teleskop auffallend hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 40 Grad südlicher Breite und 310 Grad östlicher Länge gelegenen Bereich am nordwestlichen Rand des Argyre Planitia. In dieser Region befinden sich die Nereidum Montes, welche ein Bestandteil des Ringgebirges sind, von dem das Argyre Planitia umgeben ist. Die Nereidum Montes grenzen dabei unmittelbar an den Hauptring dieses Gebirges. Sie erstrecken sich in einem Bogen über eine Länge von etwa 1.100 Kilometer parallel zu dem Rand des Impaktbeckens. Einzelne Bergmassive erreichen dabei Höhen von drei- bis viertausend Metern. Etwa 380 Kilometer südöstlich von der abgebildeten Region befindet sich der Hooke-Krater, welcher Anfang Oktober 2012 von dem HRSC-Team vorgestellt wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Benannt wurden die Nereidum Montes von dem griechischen Astronomen Eugène Michel Antoniadi (1870-1944), welcher auch unter dem Namen Eugenios Antoniadis bekannt ist und der das Gebiet mit seinem Teleskop entdeckt und anschließend beschrieben hat. Die Nereiden sind in der griechischen Mythologie Nymphen, die den Meeresgott Poseidon begleiten. Antoniadi war einer der bedeutendsten Mars-Forscher seiner Zeit. Unter anderem konnte er nachweisen, dass die von dem Astronomen Giovanni Schiaparelli entdeckten „Marskanäle“ nur eine optische Täuschung waren und folglich auch nicht von intelligenten Marsbewohnern gebaut wurden. Auch in der Gegenwart benutzen Astronomen immer noch die von ihm entwickelte Antoniadi-Skala, mit der die Sichtverhältnisse bei astronomischen Beobachtungen beschrieben werden.

Auf den heute veröffentlichten Aufnahmen lassen sich eine Vielzahl von Landschaftsformen erkennen, welche unterschiedlichen Ursprungs sind. Einige der Oberflächenformationen sind durch die erosiven Einflüsse des Windes entstanden. Andere Formationen bildeten sich durch die Bewegungen von Gletschern auf der Marsoberfläche. Ein markantes Netz von kleinen, verästelten Tälern im nördlichen (rechten) Bilddrittel der Nadir-Aufnahmen zeugt von einer früheren Interaktion der Oberfläche mit flüssigem Wasser, welches vom Rand des Argyre Planitia kommend über die Oberfläche in das Innere des Becken geflossen ist. Dieses Wasser, so die Interpretation der Wissenschaftler, könnte eventuell bereits in der Frühzeit des Mars durch Regenfälle freigesetzt worden sein. Eine andere Möglichkeit ist, dass es sich hierbei um Schmelzwasser von geschmolzenen Wassereisgletschern handelt.

Die meisten größeren Krater in der abgebildeten Region weisen nicht das für Impaktkrater eigentlich typisches schüsselförmiges Profil auf. Vielmehr sind sie bis zum Rand mit einem Material aufgefüllt, welches dabei ein auffälliges konzentrisches Oberflächenmuster aufweist. Derartige Strukturen deuten auf Gletscher hin, die von Gesteinsschutt bedeckt sind – so genannte Blockgletscher. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass auch noch in der Gegenwart Wassereis unter dieser staubtrockenen Schutt- und Gerölldecke verborgen ist, welches so vor einer Sublimation – dem direkten Übergang vom festen in den gasförmigen Zustand – geschützt ist.

Abhängig von der Dicke der bedeckenden Schicht könnte ein solcher im Untergrund gelegener Wassereisgletscher in dieser Region des Mars eine Mächtigkeit von mehreren zehn bis hin zu mehreren Hunderten von Metern aufweisen. Aus einem der abgebildeten Krater (zu erkennen am linken oberen Bildrand in der Nadir-Farbansicht) erstreckt sich eine etwa 20 Kilometer lange Gletscherzunge in die tiefer gelegenen Gebiete. Diese Zunge verfügt über fächerförmige, teils gewundene Umrisse. Diese Ablagerungen zeigen die größte Ausdehnung der Blockgletscher an.

Einen weiteren Hinweis auf einstmals oder sogar noch gegenwärtig unter der Oberfläche befindliches Wassereis bietet ein etwa zehn Kilometer durchmessender Krater, welcher am rechten (nördlichen) Bildrand der Nadir-Aufnahme zu sehen ist. Dieser Krater ist von einer deutlich erkennbaren Auswurfdecke umgeben ist. Bei dem Impakt, welcher zu der Entstehung dieses Kraters führte, wurde ursprünglich im Untergrund befindliches Wassereis aufgeschmolzen. Das durch die Einschlagsenergie freigesetzte Wasser vermischte sich mit Sand, Geröll und losem Oberflächengestein und transportierte dieses Material anschließend in die nähere Umgebung, wo es sich in Form der charakteristischen Ejektadecke ablagerte.

Die relativ glatten Ebenen stammen dagegen aus einer jüngeren Periode der Marsgeschichte, in der die Marsoberfläche nicht mehr mit Wasser interagierte. So gehört die glatte Umgebung, in die sich die Blockgletscher-Zungen erstrecken, zu den jüngsten Oberflächen in dieser Region. Durch Windverfrachtung wurden dort im Laufe der Zeit Staub und Sand abgelagert, wodurch unter anderem mehrere ausgedehnte Dünenfelder mit ihre charakteristischen Rippelmustern entstanden sind.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Nereidum Montes wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansichten wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 10.736 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen der Nereidum Montes finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte der Region.

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Planeten Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern eine Vielzahl an Daten, durch deren Auswertung sich neue Einblicke in die Entwicklungsgeschichte unseres äußeren Nachbarplaneten ergeben. Am 8. Juni 2012 überflog die Raumsonde dabei während des Orbits Nummer 10.743 das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Impaktbecken Argyre Planitia und bildete den darin gelegenen Hooke-Krater mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab.

Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor mehreren Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für „Silber“ – „Argyros“ – ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese in Teleskop hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen einen bei 19 Grad südlicher Breite und 157 Grad östlicher Länge gelegenen Streifen im nördlichen Bereich des Argyre Planitia. Darauf gut zu erkennen ist der direkt am Rand des Impaktbeckens gelegene, rund 138 Kilometer durchmessende Hooke-Krater, welcher nach dem englischen Physiker und Astronomen Robert Hooke (1635-1703) benannt wurde.

Weite Bereiche des Argyre Planitia wurden durch Winderosion sowie durch den Einfluss von Wasser und Eis gestaltet. Hierauf lässt sich auch das abgerundete Erscheinungsbild der den Hooke-Krater umgebenden Landschaft zurückführen. Im Inneren des Hooke-Kraters wurden so zum Beispiel durch die anhaltenden Windaktivitäten Dünen geformt, während südlich des Kraters diverse linienförmigen Strukturen – sogenannte Yardangs – durch Winderosion geformt wurden. Diese sind besonders gut in der nebenstehenden Farbansicht zu erkennen.

Das auffälligste Merkmal auf den von der Raumsonde übermittelten Bildern ist jedoch eine feine Schicht aus Trockeneis (gefrorenes Kohlendioxid), welche den südlichen Bereich des Hooke-Kraters sowie die unmittelbar südlich angrenzenden Oberflächenregion wie eine Schicht aus Puderzucker überzieht.

Mit einem Anteil von 95,3 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des „Marsfrühlings“ und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über.

Lange Zeit gingen die Marsforscher davon aus, dass Kohlendioxideis sich auf dem Mars ausschließlich als Frost in Bodennähe bilden kann – so, wie es auf diesen Aufnahmen auch im Inneren des Hooke-Kraters der Fall ist. Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter hat jedoch erst kürzlich in der Marsatmosphäre Wolkenstrukturen entdeckt, welche sich aus Kohlendioxidschnee zusammensetzen und diesen auch auf der Oberfläche „ablagern“ können. Bereits einige Jahre zuvor konnten zudem auch mit den Instrumenten an Bord von Mars Express Wolken aus Kohlendioxideis in der Atmosphäre unseres Nachbarplaneten nachgewiesen werden.

Ein weiteres auffälliges Merkmal auf den heute veröffentlichten Aufnahmen ist die Verteilung der Eisablagerungen. Im Gegensatz zum südlichen Bereich des Kraters fehlt diese Schicht aus Trockeneis am inneren, nach Norden weisenden Kraterrand vollständig. Die wahrscheinlichste Begründung für das Fehlen der Eisschicht ist, dass das Eis in diesem Bereich durch die erfolgte Sonneneinstrahlung und die dadurch bedingte Temperaturzunahme bereits geschmolzen wurde und wieder als Gas in die Atmosphäre aufgestiegen ist. Dieser Schluss ergibt sich aus dem Zeitpunkt, zu dem die Aufnahmen der HRSC-Kamera angefertigt wurden.

Die Aufnahmen entstanden gegen 16:30 Uhr lokaler Marszeit zum Zeitpunkt der Wintersonnenwende auf der südlichen Marshemisphäre. Die Sonne befand sich zu dieser Zeit gerade einmal 20 Grad über dem Horizont und konnte anscheinend lediglich die nördlichen Steilhänge des Hooke-Kraters ausreichend erwärmen, um das Kohlendioxid zu schmelzen. Trockeneisablagerungen, welche sich auf horizontalen oder gar von der Sonne abgewandten Oberflächenbereichen befanden, wurden dagegen nicht genügend erwärmt und verblieben im festen Aggregatzustand. Eine genaue Analyse der exakten Verteilung der Kohlendioxidablagerungen ermöglicht den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern somit wichtige Einblicke in den Klimazyklus, dem der Mars auf seiner Umlaufbahn um die Sonne unterliegt.

Die hier gezeigten Nadir-Farbansicht der Umgebung der Hooke-Kraters wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 10.743 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hooke-Kraters finden Sie auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung. Dort finden Sie auch die weiter oben erwähnte höhenkodierte Karte des Hooke-Kraters.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Im Rahmen ihres Discovery-Programmes absolviert die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA in regelmäßigen Abständen kleinere und relativ kostengünstige Raummissionen mit einem Budget von bis zu etwa 500 Millionen US-Dollar, mit denen in erster Linie Fragestellungen in Rahmen der Erkundung unseres Sonnensystems beantwortet werden sollen. Hierbei stehen bei jeder Mission ganz spezielle wissenschaftliche Fragestellungen im Vordergrund. Einige der bisherigen 11 Discovery-Missionen waren die Marsmission Pathfinder, der Merkurorbiter Messenger und das Weltraumteleskop Kepler, welches sich seit dem Jahr 2009 unter anderem auf der Suche nach extrasolaren Planeten befindet.

Nach der Auswertung von 28 seit dem Juni 2010 eingereichten Vorschlägen für eine 12. Discovery-Mission befanden sich seit dem Mai 2011 noch drei Missionen in der näheren Auswahl. Neben einem Lander für den Saturnmond Titan und einer Kometenmission handelte es sich dabei um die Marsmission InSight, welche von der NASA bis zum Februar 2012 noch unter dem Namen GEophysical Monitoring Station (kurz „GEMS„) geführt wurde (Raumfahrer.net berichtete).

In der Nacht zum Dienstag gab die NASA im Rahmen einer Pressekonferenz bekannt, dass sich die Mission InSight gegen ihre Mitbewerber durchsetzen konnte. InSight steht als Abkürzung für „Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport“ und ist ein Gemeinschaftsprojekt des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, von Lockheed Martin Space Systems, der französischen Weltraumagentur CNES, des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) und verschiedener weiterer NASA-Institute. Die Mission wird von Dr. Bruce Banerdt vom JPL, einem der renommiertesten US-amerikanischen Marsforscher, geleitet. Das Design von InSight beruht auf dem Aufbau der Marslander-Mission Phoenix, welche im Jahr 2008 über einen Zeitraum von fünf Monaten auf unserem Nachbarplaneten aktiv war. Im Gegensatz dazu soll InSight allerdings über einen Zeitraum von 24 Monaten Daten sammeln.

Der Marslander soll im Frühjahr 2016 zu unserem Nachbarplaneten aufbrechen und nach seiner Landung im September 2016 den inneren Aufbau des Mars untersuchen. Das wissenschaftliche Ziel der InSight-Mission besteht darin, zum ersten Mal überhaupt durch direkte Messungen einen Einblick in das Innere des Planeten Mars zu gewinnen. Der Mars dient hierbei als ein Vertreter der Klasse der terrestrischen Planeten. Durch das Studium der Struktur und der Zusammensetzung des Marsinneren erhoffen sich die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die Prozesse, welche bei der Entstehung und Entwicklung eines erdähnlichen Planeten ablaufen.

„Die Erforschung des Mars hat für die NASA auch weiterhin höchste Priorität und unsere Entscheidung für die InSight-Mission stellt sicher, dass diese Untersuchungen auch weiterhin voranschreiten. Hierdurch wird die Grundlage für eine zukünftige bemannte Mission zum Mars gelegt“, so der Kommentar des NASA-Administrators Charles Bolden zu dieser Auswahl. „Die erfolgreiche Landung von Curiosity hat in der Öffentlichkeit für ein neu erwachtes Interesse an der Erforschung unseres Sonnensystems gesorgt und die heutige Ankündigung verdeutlicht, dass auch in Zukunft weitere faszinierende Marsmissionen folgen werden.“

„Mit der Auswahl der Mission InSight zeigt die NASA, wie wichtig ihr die Erforschung unseres Nachbarplaneten ist. Ich freue mich sehr, dass das DLR mit einem eigenen Experiment auf der Landesonde dazu beitragen kann, die Geheimnisse des Roten Planeten weiter zu erforschen“, so Prof. Dr. Johann-Dietrich Wörner, der Vorstandsvorsitzende des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR).

Bei diesem DLR-Experiment handelt es sich um das „Heat Flow and Physical Properties Package“ oder kurz „HP3“. Hierbei handelt es sich um einen mit verschiedenen Messinstrumenten ausgerüsteten elektromechanischen Schlagmechanismus, welcher vollautomatisch bis zu fünf Meter tief in den Marsboden vordringen soll. Dieser Mechanismus wurde am DLR-Institut für Raumfahrtsysteme in Bremen entwickelt und soll der Öffentlichkeit während der vom 11. bis 16. September 2012 in Berlin stattfindenden Internationalen Luft- und Raumfahrtausstellung präsentiert werden.

Mit seinen Sensoren wird HP3 den Wärmefluss, die elektrische Leitfähigkeit, die Temperaturverteilung, die physikalischen Eigenschaften und den Wassergehalt in diesem Bereich des Untergrundes bestimmen. Aus den so zu gewinnenden Daten erhoffen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler neue Erkenntnisse über die thermische Entwicklung des gesamten Planeten, denn aus der Vermessung des Wärmeflusses direkt unter der Oberfläche lässt sich auch auf die gegenwärtig stattfindende thermale Aktivität im Marskern schließen. Diese Aktivität liefert wiederum Hinweise über die fortwährend erfolgende Abkühlung des Kerns und dessen Zusammensetzung. Außerdem soll HP3 die geologische Schichtung in den ersten fünf Metern unter der Marsoberfläche – speziell hinsichtlich der Existenz von Eisvorkommen – durch die Vermessung der thermo-mechanischen Eigenschaften des Bodens ermitteln.

Die Sensoren von HP3 wurden am DLR-Instituts für Planetenforschung in Berlin-Adlershof in Zusammenarbeit mit dem Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften in Graz entwickelt. „Bisher fand die Erforschung des Mars nur durch Beobachtungen aus der Umlaufbahn und direkt auf der Oberfläche statt“, so Professor Tilman Spohn, der wissenschaftliche Leiter des HP3 und Direktor des DLR-Instituts für Planetenforschung. „Die Untersuchung des Inneren des Planeten steht hingegen erst am Anfang. HP3 wird sehr wichtige Impulse für die Marsforschung liefern können.“

Bereits seit geraumer Zeit beschäftigen sich Planetenforscher mit der Frage, warum sich der Mars im Laufe der Jahrmilliarden so anders als unser Heimatplanet entwickelt hat. Warum, so zum Beispiel eine der Fragen, verfügt der Mars über keine Plattentektonik mit der damit verbundenen Kontinentalverschiebung? Dieser global ablaufende Prozess ist fundamental für den Kohlenstoffkreislauf auf der Erde und könnte letztendlich den entscheidenden Unterschied dafür ausmachen, weshalb auf der Erde die Voraussetzungen für die Entstehung und Weiterentwicklung von Leben so viel günstiger sind als auf dem Mars.

Neben den Sensoren des HP3 kommen noch zwei weitere Instrumente zum Einsatz. Ein unter der Leitung des französischen Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP) entwickeltes Seismometer soll dem Nachweis von „Marsbeben“ dienen und die bei einem Beben auftretenden seismischen Wellen registrieren. Einen deutschsprachigen Audio-Beitrag von unserem Redakteur Karl Urban zu diesem Seismometer und dessen Bedeutung wurde am 18. Juli 2012 bei DLF/dradio.de veröffentlicht.

(Link zum Beitrag gelöscht, nicht mehr gültig)

Bei dem dritten Experiment handelt es sich um das „Rotation and Interior Structure Experiment“ (kurz „RISE“), welches der Erforschung des Planetenaufbaus und der inneren Struktur des Mars dienen wird. Hierzu soll das X-Band-Kommunikationssystem von InSight genutzt werden, um eine durch gravitative Einflüsse verursachte Dopplerverschiebung in den von dem Lander ausgestrahlten Radiosignalen zu ermitteln. Durch eine äußerst präzise Messung der Doppler-Signatur der von dem Lander ausgestrahlten Funksignale lassen sich minimalste Veränderungen in der Achsenausrichtung des Planeten registrieren. Diese Veränderungen ermöglichen den Wissenschaftlern wiederum Rückschlüsse über die innere Struktur des Planetenmantels und des Kerns sowie über die dortigen Masseverteilungen. Für die Entwicklung des RISE-Experiments ist die US-amerikanische Firma Lockheed Martin zuständig.

Des weiteren werden zwei Kameras zum Einsatz kommen, welche die Aktionen der Instrumente auf der Marsoberfläche fotografisch dokumentieren. Eine etwas ausführlichere Beschreibung der einzelnen Instrumente und der Missionsziele finden Sie in diesem Artikel auf der Portalseite von Raumfahrer.net.

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EPSC-DPS Joint Meeting 2011:

• GEMS (GEophysical Monitoring Station) (engl.)
• The GEMS (GEophysical Monitoring Station) SEISmometer (engl.)
• Soil Preparation for the HP3 Test beds (engl.)
• Geodesy on GEMS (GEophysical Monitoring Station) (engl.)
• Measuring Heat Flow on Mars: The Heat Flow and Physical Properties Package (engl.)

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