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

Mit einem Durchmesser von 3.121 Kilometern ist der Jupitermond Europa zwar der kleinste der vier Galileischen Monde, mit etwa 3 Gramm pro Kubikzentimeter verfügt er jedoch zugleich über eine ungewöhnlich hohe Dichte. Über einen Kern aus Eisen und Nickel, so die allgemein anerkannte Theorie über den inneren Aufbau dieses Mondes, befindet sich ein Mantel aus Silikatgestein. Die Oberfläche Europas wird dagegen von einem 15 bis 20 Kilometer dicken Panzer aus Wassereis gebildet, welcher aufgrund der sehr niedrigen Temperaturen auf der Mondoberfläche – minus 160 Grad Celsius am Äquator, bis zu minus 220 Grad Celsius in den Polarregionen – steinhart gefroren ist. Die Oberfläche des Mondes wird dabei von einem filigranen Netz aus kilometerlangen Furchen geprägt, welches diese äußere Eisschicht regelrecht zerschneidet.

Noch faszinierender als die auffällig zerklüftete Eisschicht des Jupitermondes ist jedoch, was sich unmittelbar darunter verbirgt: Ein unterirdischer Salzwasserozean, welcher durch Gezeitenkräfte und die im Inneren des Mondes gespeicherte Wärme eisfrei gehalten wird und der laut aktuellen Berechnungen über eine Tiefe von bis zu 100 Kilometern verfügen könnte. Sollte dies zutreffen, so würde sich auf Europa mehr als die doppelte Menge des in den irdischen Ozeanen enthaltenen Wassers befinden. Dieser den ganzen Mond umspannende Ozean ist der Grund dafür, dass die Eiskruste mechanisch von dem Kern des Mondes und von dessen Mantel aus Silikatgestein abgekoppelt ist.

Bereits im Jahr 1998 legten die Messungen eines Magnetometers an Bord der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Jupitersonde Galileo die Existenz dieser schwer zugänglichen Wassermassen nahe. Bis heute sind jedoch viele der Eigenschaften dieses unterirdischen Ozeans unbekannt – etwa, ob dort Bedingungen herrschen, welche eventuell die Entstehung und Weiterentwicklung von primitiven Lebensformen ermöglichen könnten.

Neue Computermodelle, welche von Wissenschaftlern der University of Texas in Austin/USA und dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) im niedersächsischen Katlenburg-Lindau erstellt wurden, erlauben jetzt jedoch einen ersten „Blick“ unter die Eisdecke. Die Simulationen der Wissenschaftler zeigen, welche Strömungen in diesem Ozean vorherrschen.

„Die Bewegungen in Europas Ozean werden durch Temperaturunterschiede angetrieben“, so Dr. Johannes Wicht vom MPS. Wärmeres und somit leichteres Wasser steigt nach oben, kälteres Wasser sinkt dagegen in die Tiefe. Diese Bewegung, welche in vergleichbarer Weise zum Beispiel auch beim Erhitzen von Wasser in einem Kochtopf auftritt, wird als Konvektion bezeichnet. Durch sie wird Wärme aus den Tiefen des Ozeans in dessen höheren Schichten transportiert.

In ihren Berechnungen berücksichtigten die Wissenschaftler, dass im Wesentlichen zwei Effekte die Wasserströmungen in dem unterirdischen Ozean bestimmen. Zum einen steigt durch die Konvektion wärmeres Wasser aus dem Inneren des Mondes nach oben, zum anderen wirkt sich jedoch auch die Rotation des Mondes auf das Strömungsverhalten des Wassers aus, welches dabei durch die Corioliskraft abgelenkt wird.

„Wie genau das Wasser fließt, ergibt sich aus dem Zusammenspiel beider Einflüsse“, so Dr. Wicht. „In Europas Ozean scheint sich die Corioliskraft weniger stark auszuwirken, als bisher angenommen. Darum unterscheiden sich unsere neuen Computermodelle entscheidend von ihren Vorgängern“.

„Unsere Computersimulationen zeigen, dass die Konvektion in der Äquatorregion stärker ist als an den Polen. Darum ist das Wasser in niedrigen Breiten wärmer und die Eisdecke wird effektiver geheizt“, fasst Dr. Wicht die Ergebnisse zusammen. Ob und wie genau diese in Richtung Oberfläche transportierte Wärme auch für die Entstehung der Rissmuster in der Eisschicht auf der Oberfläche verantwortlich ist, konnte bisher jedoch noch nicht endgültig geklärt werden. Auffällig ist jedoch, dass diese Muster speziell im Bereich des Äquators besonders stark ausgeprägt sind. Möglicherweise, so die Wissenschaftler, spielt dabei aber nicht nur die höhere Temperatur eine Rolle, denn das von unten erwärmte Eis verfügt zusätzlich über einen geringeren Salzgehalt.

„Beides sorgt dafür, dass dieses Eis leichter ist als die darüber liegende Schicht und zur Oberfläche drängt“, so Dr. Wicht weiter. Diese Bewegungen im Eis führen wahrscheinlich zu den diversen Brüchen und Rissen.

Neben den Wasserbewegungen in radialer Richtung stießen die Planetenforscher auch auf drei ausgeprägte Strömungen, welche weitestgehend parallel in West- beziehungsweise Ostrichtung verlaufen. Am Äquator fließt das Wasser nach Westen, in den Polregionen dagegen nach Osten. Ob auch diese sogenannten Jetstreams Auswirkungen auf die darüber liegende Eisdecke haben, ist allerdings unklar. Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden kürzlich in der Fachzeitschrift „Nature Geoscience“ unter dem Titel „Ocean-driven heating of Europa’s icy shell at low latitudes“ publiziert.

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

In den letzten Jahren durchgeführte Studien haben zu dem Resultat geführt, dass auf dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dem größten der 62 bisher bekannten Saturnmonde, ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus der Titanatmosphäre ab, welche sich anschließend auf der Oberfläche in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden.

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

Der Großteil der Daten, welche den Planetologen gegenwärtig über den Titan zur Verfügung stehen, wurden während der letzten knapp 9,5 Jahre durch die Raumsonde Cassini gewonnen, die sich bereits seit dem 1. Juli 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn befindet und dabei auch dessen Mond Titan mittlerweile 96 mal im Rahmen von dichten Vorbeiflügen passiert und bei diesen Gelegenheiten mit verschiedenen Instrumenten eingehend untersucht hat. Dank der dabei gesammelten Daten sind den Planetenforschern derzeit etwa 400 Seen auf der Titanoberfläche bekannt. Ein größerer See, der Ontario Lacus, und mehrere kleinere Seen befinden sich in der Nähe des Südpols des Titan. Der Großteil dieser Seen konzentriert sich jedoch in den hohen nördlichen Breiten des Titan, wo sich eine regelrechte Seenlandschaft befindet.

Im Juli und September 2013 fertigte die Raumsonde im infraroten Spektralbereich detaillierte Aufnahmen der Nordpolarregion des Titan an, mit denen erstmals die gesamte Ausdehnung der dort befindlichen Seen erfasst werden konnte. Dass die dort befindlichen Seen erst jetzt vollständig abgebildet werden konnten, liegt zum einen an den ausgeprägten Jahreszeiten, welche im Saturn-Titan-System auftreten. Als Cassini im Sommer 2004 bei Saturn eintraf, herrschte auf der Nordhemisphäre des Ringplaneten und auf dem Titan noch Winter. Mittlerweile ist dort jedoch der Frühling angebrochen, wodurch sich die Beleuchtungsverhältnisse für Aufnahmen von der nördlichen Hemisphäre entsprechend verbessert haben.

Zusätzlich erschwerte zudem bisher die Titanatmosphäre einen Blick auf die Oberfläche des Mondes. Der Titan ist als einziger Mond in unserem Sonnensystem von einer dichten Atmosphäre umgeben. Diese Gashülle besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weitere komplexe Kohlenwasserstoffverbindungen vertreten. Nahe der Oberfläche fällt diese Atmosphäre etwa fünfmal dichter aus als auf unserem Heimatplaneten und erreicht einen Atmosphärendruck von 1,5 bar, was einen etwa 50 Prozent höheren Wert als auf der Erde darstellt. Die Lufthülle, deren gesamte Masse etwa 1,19 mal größer ausfällt als die Gesamtmasse der Erdatmosphäre, erreicht eine Höhe von mehreren hundert Kilometern und ist mit Wolken und Dunstschleiern durchsetzt.

Speziell diese aus feinen Aerosolen bestehenden Dunstschichten verhindern jeglichen Blick im Bereich des sichtbaren Lichtes auf die Titanoberfläche, welche lediglich bei Wellenlängen im Infrarotbereich des Lichtes abgebildet werden kann. Außerdem konzentrierte sich in den letzten neun Jahren über dem Nordpol des Titan eine zusätzliche und besonders dichte Schicht aus Wolken und Dunst, welche auch für die im Infrarotbereich arbeitenden Abbildungsinstrumente der Raumsonde nahezu undurchdringlich war. Mit dem Fortschreiten der Jahreszeiten und dem damit verbundenen leichten Temperaturanstieg auf der Nordhalbkugel des Titan hat sich diese Schicht jetzt weitgehend aufgelöst.

Ein weiterer Grund für die erst jetzt erfolgreichen Aufnahmen ist die Flugbahn der Raumsonde durch das Saturnsystem. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Umlaufbahn um den Saturn über eine Inklination von 51,9 Grad. Dieser Flugverlauf ermöglicht es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern speziell die Polarregionen des Saturn und des Titan im Detail abzubilden und zu untersuchen.

„Die Aufnahmen von Cassinis Visual and Infrared Imaging Mapping Spectrometer bieten uns eine Gesamtansicht von einer Region, die wir bislang nur in kleinen Teilbereichen und mit niedriger Auflösung gesehen haben“, so Jason Barnes von der University of Idaho, einer der Mitarbeiter des Teams des Visual and Infrared Imaging Mapping Spectrometers (VIMS), mit dem die Beobachtungen durchgeführt wurden. „Dabei hat sich herausgestellt, dass der Nordpol von Titan noch interessanter ist, als wir bisher annahmen. Es existiert ein komplexes Wechselspiel der Flüssigkeiten in den Seen und Meeren mit Ablagerungen, die durch Verdunstung entstanden sind.“

Ein Teilbereich der nördlichen Seenlandschaft des Titan wurde dabei mit den neu angefertigten Aufnahmen erstmals abgebildet. Die Oberfläche scheint sich hier deutlich von der Oberfläche in anderen Regionen des Saturnmondes zu unterscheiden. Dies, so die Wissenschaftler, könnte eventuell erklären, warum sich fast alle Seen des Titan ausgerechnet in dieser Region befinden. Aufgrund der variierenden Form der Titanseen werden für diese gegenwärtig verschiedene Entstehungsszenarien diskutiert, welche vom Einsturz der Oberfläche nach vulkanischen Eruptionen bis hin zu Prozessen reichen, die auf der Erde zur Entstehung von Karstlandschaften geführt haben.

„Seit der Entdeckung der Seen auf dem Titan haben wir uns gefragt, warum diese sich in den hohen nördlichen Breiten konzentrieren“, so Elizabeth Turtle vom Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. „Die Entdeckung, dass die Oberfläche dort irgendwie besonders ist, könnte ein wichtiger Hinweis sein, um die möglichen Erklärungen einzugrenzen.“

Die jetzt gewonnenen Aufnahmen beruhen auf Daten, welche während der Cassini-Vorbeiflüge „T-92“ bis „T-94“ am Titan – diese erfolgten am 10. Juli, am 26. Juli und am 12. September 2013 – gesammelt wurden. Die angefertigten Aufnahmen zeigen die variierende Zusammensetzung der Oberfläche rund um die großen Seen auf der Nordhemisphäre.
Bei der Auswertung stellte sich heraus, dass einige der Seen von hellen Säumen umgeben sind. Dies, so die an der Mission beteiligten Wissenschaftler, könnte darauf hindeuten, dass der Flüssigkeitspegel in diesen Seen nicht konstant ist sondern vielmehr gewissen Schwankungen unterliegen. Vergleichbar mit den Salzseen auf der Erde, trocknen manche der Seen auf dem Titan anscheinend teilweise aus und hinterlassen eine ebene Fläche, auf der sich die ehemals in der Flüssigkeit gelösten Stoffe abgelagert haben.

„Die nördliche Seenlandschaft des Titan ist eine der erdähnlichsten und faszinierendsten Regionen im Sonnensystem“, so Linda Spilker, Cassini-Projektwissenschaftlerin am Jet Propulsion Laboratory der NASA in Pasadena/Kalifornien. „Wir wissen, dass sich die Seen auf der Erde im Laufe der Jahreszeiten verändern. Die langlebige Cassini-Mission ermöglicht es uns, solche saisonalen Veränderungen auch auf dem Titan zu beobachten.“
Die nächste Möglichkeit für eine direkte Untersuchung des Titan bietet sich bereits am 1. Dezember 2013. An diesem Tag wird die Raumsonde Cassini den Titan um 01:41 MEZ erneut im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges passieren und aus einer Überflughöhe von diesmal 1.400 Kilometern mit verschiedenen Instrumenten untersuchen.

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

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

Mit einem Durchmesser von 5.150 Kilometern handelt es sich bei dem bereits im Jahr 1655 durch den niederländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckten Mond Titan um den größten der bisher 62 bekannten Monde des Planeten Saturn und – nach dem Jupitermond Ganymed – zugleich um den zweitgrößten Mond innerhalb unseres Sonnensystems. Als einziger Mond ist der Titan von einer dichten Atmosphäre umgeben. Diese Gashülle besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weiteren komplexen Kohlenwasserstoffverbindungen enthalten.

Auf der Oberfläche des Titan ist diese Atmosphäre etwa fünfmal dichter als auf unserem Heimatplaneten und erreicht einen Atmosphärendruck von 1,5 bar, was einen etwa 50 Prozent höheren Wert als auf der Erde darstellt. Die Lufthülle, deren gesamte Masse etwa 1,19 mal größer ausfällt als die Masse der Erdatmosphäre, erreicht eine Höhe von mehreren hundert Kilometern und ist zudem mit Wolken und Dunstschleiern durchsetzt.

In den letzten Jahren haben sich die Hinweise darauf verdichtet, dass auf dem Titan ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus den Wolken ab, welche sich anschließend in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden. Derzeit sind den Planetenforschern etwa 400 Seen auf der Titanoberfläche bekannt, welche sich größtenteils auf der nördlichen Hemisphäre des Mondes konzentrieren.

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

„Der Titan weist viele interessante aktive Prozesse wie strömende Flüssigkeiten oder Wanderdünen auf. Um diese Prozesse jedoch verstehen zu können ist es nützlich zu wissen, wie sich das Gelände auf der Oberfläche gestaltet“, so Ralph D. Lorenz vom Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University in Laurel/USA. „Besonders hilfreich für das Studium der Hydrologie und dem Erstellen von Klima- und Wettermodellen sind dabei genaue Kenntnisse über die Gestalt und die Höhe der Oberfläche.“

Die extrem dichte, mit Wolken und Dunstschichten durchsetzte Atmosphäre macht es allerdings nahezu unmöglich, die Oberfläche des Titan mit herkömmlichen Teleskopen oder Kameras direkt zu beobachten, was der übliche Ansatz zur Erstellung einer topografischen Karte der Oberfläche dieses Mondes wäre. Nahezu alle Daten, welche den Planetologen über den Titan gegenwärtig zur Verfügung stehen, wurden während der letzten Jahre durch die Raumsonde Cassini gewonnen, welche sich bereits seit dem 1. Juli 2004 in einer Umlaufbahn um den Saturn befindet und dabei auch den Titan mittlerweile 91 mal im Rahmen von dichten Vorbeiflügen passieren konnte.

Bei vielen dieser Vorbeiflüge wurde ein an Bord der Raumsonde befindliches Radarinstrument eingesetzt, um Radarkarten der Titanoberfläche zu erstellen, aus denen sich dann auch Höhendaten über die dort befindlichen Geländestrukturen ableiten lassen konnten. Anhand der so gewonnenen Daten konnten die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler jetzt eine topografische Karte der Oberfläche des Titan erstellen.
„Mit dieser neuen Landkarte erscheint eine der faszinierendsten und dynamischsten Welten in unserem Sonnensystem jetzt in einer dreidimensionalen Ansicht“, so Steve Ward, der stellvertretende Leiter des Cassini-RADAR-Teams vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/USA. „Auf der Erde stehen die Aktivitäten von Flüssen, Vulkanen und sogar von dem Wetter in einer engen Beziehung zu der Gestaltung der Oberfläche. Wir sind gespannt zu erfahren, in welcher Form sich dieser Zusammenhang auf dem Titan zeigen wird.“
Bei der Erstellung der Karte ergaben sich allerdings diverse Herausforderungen, da sich die Raumsonde Cassini dem Titan nur bei bestimmten Zeitpunkten weit genug nähert, um das RADAR-Instrument erfolgreich einsetzen zu können. Für eine erfolgreiche Vermessung der Oberfläche, so Ralph Lorenz, sind jedoch mehrere Observationen der gleichen Oberflächenbereiche notwendig. Aus diesem Grund konnten bisher lediglich rund 11 Prozent der Titanoberfläche mit dem Instrument in einem Umfang erfasst werden, welcher definitiv zutreffende Daten über die Struktur der Oberfläche liefert. Um die verbliebenen Datenlücken aufzufüllen verwendete das RADAR-Team einen speziellen mathematischen Algorithmus.

„Hierbei wählen wir einen Punkt aus, von dem es keine Daten gibt, und schauen nach, wie weit dieser Punkt von den nächsten Stellen entfernt ist, von denen wir Daten haben. Anschließend verwenden wir verschiedene Ansätze, um die Lücken anhand von Mittelungen und Schätzungen zu füllen“, so Ralph Lorenz. „Wenn Sie einen Punkt, von dem keine Daten existieren, auswählen, und in der Umgebung dieses Punktes befinden sich ausschließlich hoch gelegene Oberflächenbereiche, dann müssten Sie schon einen besonderen Grund aufführen, um davon ausgehen zu können, dass der spezielle Punkt tiefer liegt als die Umgebung.“

Neben den RADAR-Daten wurden dabei auch Messdaten welche durch die Spektrometer der Raumsonde, zum Beispiel durch das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), oder durch das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment gesammelt wurden.

Die auf diese Weise erstellten Abschätzungen über die Geländehöhen der bisher nicht durch das RADAR-Instrument erfassten Gebiete decken sich gut mit dem bisherigen Wissensstand über die Topografie der Titanoberfläche demzufolge zum Beispiel die Polarregionen tiefer gelegen sind als der Äquatorbereich. Durch die Auffüllung der Datenlücken können die Wissenschaftler jetzt auch die auf der Titanoberfläche vorhandenen Abflusssysteme besser modellieren, welche durch die jahreszeitlich bestimmte Menge und Verteilung von Niederschlägen reguliert werden.

„Die Bewegungen von Sand und Flüssigkeiten werden durch Berghänge beeinflusst und diese Berge können zudem eine Wolkenbildung und damit verbundene Niederschläge auslösen. Dieser global erfolgende Prozess, welcher eine Schlüsselrolle in dem dynamischen Klimasystem des Titan einnimmt, kann jetzt dank einer Beschreibung der Titanoberfläche besser nachvollzogen werden“, so Ralph Lorenz weiter. Im Rahmen der Erstellung der Karte konnten die Wissenschaftler mehrere bisher nicht bekannte Bassins und Hochländer nachweisen.

Die jüngsten Daten, welche für die jetzt erstellte Karte verwendet wurden, stammen aus dem Jahr 2012. Bis zum Ende der Cassini-Mission im Jahr 2017 erwarten die beteiligten Wissenschaftler jedoch noch weitere Daten des RADAR-Instrumentes, mit denen sich die bisher bestehenden „Lücken“ auf der Titanoberfläche noch weiter auffüllen lassen werden, was dann auch eine Verbesserung der für die jetzt erstellten Karte verwendeten Algorithmen bedeuten wird.
Eine erste Gelegenheit dazu ergibt sich bereits in wenigen Tagen, denn am 23. Mai 2013 wird die Raumsonde Cassini dem Titan einen erneuten Besuch abstatten (Raumfahrer.net berichtete).

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan, welcher diesmal in einer Entfernung von 970 Kilometern überflogen werden wird, soll das RADAR-Instrument erneut verschiedene Bereiche der nördlichen Hemisphäre dieses Mondes abtasten. Unmittelbar vor der dichtesten Annäherung soll das Instrument die südlichen und östlichen Bereiche des Kraken Mare, des mit einer Fläche von etwa 400.000 Quadratkilometern größten Methansees auf dem Titan im SAR-Modus abtasten. Kurz darauf wird das Ligeia Mare, ein weiterer mit Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllter See, in den Aufnahmebereich des RADAR rücken.

Durch die Messungen, so die Erwartungen der Wissenschaftler der Cassini-Mission, können minimalste Höhenunterschiede auf der Oberfläche dieser Seen erkannt werden, welche sich im Millimeterbereich bewegen und die durch Wellenbewegungen ausgelöst werden, welche ihren Ursprung in Windeinflüssen, durch die Strömungen der diversen Zuflüsse von Kohlenwasserstoffverbindungen oder in Gezeitenbewegungen haben können. Weitere Beobachtungen des Instruments werden verschiedene weitere Seen in der Nordpolregion des Titan zum Ziel haben, welche bereits im Juli und Oktober 2006 durch das RADAR untersucht wurden. In der Abflugphase wird sich das RADAR dann unter anderem auf die Region Ardiri – hierbei handelt es sich um ein ausgedehntes Dünenfeld im Bereich des Äquators des Titan – richten.

Die für den 23. Mai geplanten Beobachtungen stehen dabei in einem direkten Zusammenhang mit dem nächsten Vorbeiflug von Cassini am Titan. Beim nächsten Vorbeiflug der Raumsonde, welcher am 10. Juli 2013 erfolgen wird, soll das RADAR die gleichen Regionen bei einer identischen Überflughöhe unter einen nur minimal veränderten Blickwinkel erneut abbilden. Aus den Aufnahmen von dann zwei Beobachtungsstandorten lassen sich im Anschluss dreidimensionale Bilder der beobachteten Regionen erstellen. Anhand dieser Daten sollen dann unter anderem die Höhen der „Uferböschungen“ ermittelt werden, durch welche diese Seen begrenzt werden.

Ein Fachartikel über die neu erstellten und hier kurz beschriebenen topografischen Karten der Titanoberfläche wurde kürzlich von Ralph D. Lorenz et al. in der Fachzeitschrift „Icarus“ unter dem Titel „A global topographic map of Titan“ publiziert.

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

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Fachartikel von Ralph D. Lorenz et al:

• A global topographic map of Titan (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Bis vor Kurzem fehlte noch einer kleiner Teil, durch Messenger aufgenommene Bilder lagen nur für rund 99,99 Prozent der Oberfläche von Merkur vor. Die jüngst erfolgte Übertragung eines Bildes – einer Aufnahme der Nordpol-Region – durch Messenger zur Erde vervollständigte die Datensammlung.

Vor dem Einsatz von Messenger, der am 3. August 2004 von Cape Canaveral in Florida gestartet wurde und seit dem 18. März 2011 um Merkur kreist, lag über die Hälfte der Oberfläche von Merkur sprichwörtlich im Dunkeln. Die jetzt bei der Datenerfassung erreichte globale Abdeckung ist eine wertvolle Hilfe für Wissenschaftler, die die Geschichte des Planeten und die Bildung der Formationen an seiner Oberfläche untersuchen.

Außerdem konnte durch Messenger auch eine kleine Menge an höchstaufgelöstem Datenmaterial gewonnen werden. Auch diese Daten, darunter Farbphotos, Reflektionsspektren, chemische Messwerte und topographische Informationen, erweiterten täglich das Wissen über Merkur. In keinem der genannten Teilbereiche hat man bisher auch nur annähernd eine globale Abdeckung erreicht. Mehr Daten verspricht man sich von einer neuerlichen Missionserweiterung.

Während seiner einjährigen Primärmission beim Merkur erfasste Messenger 88.746 Bilder und andere Datensätze. Jetzt, in der Nähe des Abschlusses einer einjährigen Missionserweiterung, liegen über 80.000 zusätzliche Bilder und andere Datensätze vor. Sie lieferten bereits eine ganze Reihe von Hinweisen darauf, wie die Kruste von Merkur entstand und sich veränderte, warfen aber auch zahlreiche neue Fragen auf. Bei der Beantwortung dieser Fragen sollen Daten helfen, die man mit weiteren gut geplanten, gezielten Beobachtungseinsätzen von Messenger generieren möchte.

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Der Beitrag Oberfläche vom Merkur zu einhundert Prozent erfasst erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Auf der Oberfläche des größten der bisher 62 bekannten Saturnmonde, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, sind durch die Einschläge von Asteroiden und Kometen entstandene Impaktkrater nur sehr selten anzutreffen. Im Gegensatz zu anderen Monden in unserem Sonnensystem, deren Oberflächen teilweise mit tausenden von Einschlagskratern übersät sind, konnten auf dem Titan bisher lediglich wenige Dutzend Impaktkrater von den Planetenforschern zweifelsfrei bestätigt werden.

Normalerweise schätzen Planetenforscher das Alter einer Oberfläche durch die Zählung und Vermessung der dort befindlichen Impaktkrater. Je mehr Krater dort erkennbar sind, desto älter ist diese Oberfläche in der Regel. Wenn jedoch Prozesse wie regelmäßig erfolgende Niederschläge, Winderosion oder wandernde Sanddünen die Oberfläche eines Planeten oder Mondes kontinuierlich umformen, so kann es geschehen, dass die Oberfläche viel jünger – weil ärmer an Kratern – erscheint als dies tatsächlich der Fall ist.

„Die meisten der Saturnmonde – sozusagen die Geschwister des Titan – weisen auf ihren Oberflächen Tausende und Abertausende von Kratern auf. Bisher haben wir auf den 50 Prozent der Oberfläche, welche wir mit einer hohen Auflösung abbilden konnten, jedoch nur etwa 60 Krater entdeckt“, so Catherine D. Neish vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt/Maryland.

Einer der Gründe für diesen „Krater-Mangel“ ist zweifelsfrei die dichte Atmosphäre, welche den Titan umgibt. Beim Durchqueren dieser mehrere hundert Kilometer in die Höhe ragenden Hülle aus Stickstoff, Argon und verschiedenen Kohlenwasserstoffverbindungen zerbersten und verglühen viele der in die Atmosphäre eintretenden Objekte noch bevor sie die Oberfläche erreichen.

Damit alleine lässt sich die geringe Anzahl der Impaktkrater auf dem Titan jedoch nicht erklären. Vielmehr müssen auf dem Titan Kräfte wirken, welche die dortigen Krater erodieren lassen und der Mondoberfläche dadurch ein „jüngeres Aussehen“ verleihen. „Es ist durchaus möglich, dass auf dem Titan viel mehr Krater existieren, welche wir aber aufgrund eines fortgeschrittenen Erosionsprozesses nicht vom Weltraum aus erkennen können“, so Catherine D. Neish.

In einer neuen Studie hat ein Team aus Wissenschaftlern jetzt untersucht, welche auf dem Titan ablaufenden Prozesse für die Umwandlung der dortigen Oberfläche verantwortlich sind. Für diese Arbeit nutzte das von Catherine D. Neish geleitete Team Radarbilder und andere Daten, welche im Laufe der letzten Jahre durch die Raumsonde Cassini gesammelt wurden und die den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht.

Im Rahmen ihrer Forschungen verglichen die Wissenschaftler die Krater auf der Titanoberfläche mit Impaktstrukturen auf dem nur geringfügig größeren Jupitermond Ganymed. Im Gegensatz zum Titan verfügt Ganymed über keine Atmosphäre, welche die Krater verändern könnte. Beim Vergleichen der Verhältnisse der Kraterdurchmesser zu ihrer jeweiligen Tiefe zeigte sich, dass die Krater auf dem Titan in der Regel wesentlich flacher ausfallen als auf Ganymed. Im Durchschnitt beträgt dieser Unterschied mehrere hundert Meter. Dies wird als ein sicheres Indiz dafür interpretiert, dass die Krater auf der Titanoberfläche nach ihrer Entstehung mit Sand verfüllt werden. Diese Verfüllung hat wiederrum zur Folge, dass viele der Krater auf dem Titan aufgrund ihrer sich so ergebenden flachen Erscheinungsform auf den Radaraufnahmen der Raumsonde nicht mehr ausgemacht werden können.

Welchen Einfluss übt dabei die Atmosphäre aus?
Die Wissenschaftler haben auch untersucht, inwieweit die Atmosphäre des Titan für dessen Oberflächengestaltung verantwortlich ist. Der Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem, welcher von einer dichten Atmosphäre umgeben ist, auf dessen Oberfläche ausgedehnte Seen und Meere existieren und auf dem ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet (Raumfahrer.net berichtete).

Die Atmosphäre des Titan, welche deutlich dichter ausfällt als die irdische Atmosphäre, besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weitere komplexe Kohlenwasserstoffverbindungen enthalten.

Da der Titan jedoch über kein nennenswertes Magnetfeld verfügt, ist speziell die äußerste Schicht seiner Atmosphäre einem ständigen Bombardement durch die von der Sonne ausgehenden ultravioletten Strahlung ausgesetzt. Dies hat zur Folge, dass das in der Titanatmosphäre enthaltene Methan nicht über längere Zeiträume hinweg stabil ist. Vielmehr werden die Moleküle im Laufe der Zeit durch die energiereiche Sonnenstrahlung in einzelne Bruchstücke aufgespalten. Diese Bruchstücke gehen mit anderen Molekülen neue Bindungen ein und „verschmelzen“ dabei teilweise zu größeren und zugleich massereicheren Molekülen.

Schließlich formen sich aus diesen Molekülen feste Aerosole, welche für die charakteristische, orangefarbene Dunstschicht verantwortlich sind, die den Titan umspannt. Letztendlich werden die Partikel so massereich, dass sie langsam auf die Oberfläche des Mondes herabrieseln – vereinfacht gesagt „regnet“ es praktisch Staub. Einmal auf der Titanoberfläche angekommen verklumpen diese Staubpartikel zu feinen Sandkörnern, welche anschließend von den auf der Oberfläche vorherrschenden Windströmungen über die gesamte Mondoberfläche verteilt werden. Dabei lagern sich der Sand auch im Inneren der Impaktkrater ab und füllt diese langsam.

„Da der Sand anscheinend durch das in der Atmosphäre vorhandene Methan erzeugt wird muss dieses Methan bereits seit mindestens mehreren hundert Millionen Jahren in der dortigen Atmosphäre präsent sein“, so Catherine D. Neish. „Anderenfalls könnten die Krater nicht in dem Maße mit Sand verfüllt sein wie wir es beobachtet haben.“

Allerdings sollte das derzeit in der Titanatmosphäre befindliche Methan unter der Einwirkung der Sonnenstrahlung innerhalb von mehreren Millionen Jahren komplett zersetzt werden. Entweder, so die Wissenschaftler, verfügte die Titanatmosphäre in der Vergangenheit über einen deutlich höheren Methananteil, oder aber es existiert eine bisher nicht bekannte Quelle, durch welche der Titanatmosphäre ständig neues Methan zugeführt wird. Die Herkunft des in der Titanatmosphäre enthaltenen Methans stellt für die Wissenschaftler allerdings ganz generell immer noch ein Rätsel dar.

Andere Prozesse?
Im Rahmen ihrer Studie analysierten die Wissenschaftler deshalb auch andere Prozesse, welche ebenfalls für eine Verfüllung der Impaktkrater auf dem Titan verantwortlich sein könnten. Eine hierfür in Frage kommende Möglichkeit wäre ein langsames „Fließen“ der Eiskruste, auf der sich die Krater befinden. Tatsächlich besteht die Kruste des Titan hauptsächlich aus Wassereis. Allerdings sind die Temperaturen auf der Oberfläche des Titan so niedrig (etwa minus 180 Grad Celsius), dass sich das Wassereis dort wie ein festes Gestein verhält und auch über Zeiträume von vielen Millionen Jahre hinweg kaum fließen würde. Auch würde eine Deformation der Oberfläche durch fließendes Eis andere Spuren hinterlassen als zu beobachten ist.

Eine weitere in Erwägung gezogene Möglichkeit ist eine Erosion der Krater, welche durch Flüssigkeiten ausgelöst wird. Über die Titanoberfläche fließende Bäche aus Methan und Ethan könnten ganz ähnliche Effekte erzielen wie die auf der Erde stattfindende Erosion durch Wasser. Allerdings würden solche durch Flüssigkeiten ausgelöste Verwitterungsprozesse die Krater zunächst rasch mit Sand und Geröll auffüllen. Sobald die Kraterränder jedoch weitgehend abgetragen sind, wodurch sich auch die Form der Krater ändert, geht die Verfüllung nur noch relativ langsam vonstatten. Deshalb müsste sich auf dem Titan eine Vielzahl von lediglich teilweise verfüllten Kratern befinden, welche über stark erodierte Ränder und in etwa über den gleichen Füllstand verfügen.

„Dies ist jedoch nicht der Fall“, so Catherine D. Neish. „Stattdessen sehen wir Krater in allen Stufen der Verwitterung. Einige sind fast gar nicht mit Ablagerungen verfüllt, andere sind zur Hälfte aufgefüllt und wieder andere sind fast vollständig mit Ablagerungen bedeckt. Diese Beobachtung legt nahe, dass die Verfüllung der Krater durch eine durch Wind ausgelöste Verfrachtung des Sandes erfolgt, durch welche die Krater [nach ihrer Entstehung] in einer konstanten Rate verfüllt werden.“

Somit erscheint ein äolischer Transport als die wahrscheinlichste Erklärung dafür, dass die Wissenschaftler in den letzten Jahren kaum Impaktkrater auf der Oberfläche des Titan nachweisen konnten. Die Krater werden im Laufe der Jahrmillionen in einem immer weiter zunehmenden Umfang von Sandablagerungen, welche ihren Ursprung in der Titanatmosphäre haben, überdeckt und sind schließlich nicht mehr von ihrer Umgebung zu unterscheiden. Weitere erosive Prozesse könnten dabei jedoch durchaus ihren Teil zu der „Verjüngungskur“ für die Titanoberfläche beitragen.

Somit präsentiert sich der Titan als der einzige bisher bekannte Ort im äußeren Bereich unseres Sonnensystems, an dem ein umfangreicher Austausch zwischen der Atmosphäre und der Oberfläche stattfindet. Ein Fachartikel, welcher sich näher mit der Untersuchung der Impaktkrater auf dem Titan auseinandersetzt, wurde von den an der Studie beteiligten Wissenschaftlern kürzlich unter dem Titel „Crater topography on Titan: Implication for landscape evolution“ in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

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

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

Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und einer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Zwergplanet, noch – streng betrachtet – ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Wissenschaftlern als ein „Protoplanet“ bezeichnet, eine Art „Vorplanet“, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem „vollwertigen“ Planeten stecken geblieben ist. Vesta ist somit eine regelrechte Zeitkapsel aus einer sehr frühen Entwicklungsphase unseres Sonnensystems.

Am 16. Juli 2011 schwenkte die knapp vier Jahre zuvor gestartete Raumsonde DAWN in eine Umlaufbahn um Vesta ein. In den folgenden 13 Monaten wurde dieses drittgrößte Objekt im Haupt-Asteroidengürtel des Sonnensystems mit den drei wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht.

Die Aufnahmen dieser „Framing Camera“ zeigten, dass Vesta über eine bewegte Vergangenheit verfügt. Neben einer Vielzahl von Asteroideneinschlägen, bei denen sich im Laufe der Jahrmilliarden unzählige Impaktkrater unterschiedlicher Größe und unterschiedlichen Alters bildeten, wurde die Südpolregion von Vesta in der Vergangenheit von zwei gewaltigen Einschlägen erschüttert, wobei sich zwei sich teilweise überlagernde Impaktbassins mit Durchmessern von jeweils mehreren hundert Kilometern bildeten. Der Zentralberg im Inneren des jüngeren Impaktbassins erreicht dabei eine Höhe von rund 20 Kilometern und gehört somit zu den höchsten Bergen im derzeit bekannten Sonnensystem.

Doch diese gigantischen Einschläge haben anscheinend nicht nur die Form der Oberfläche, sondern auch die mineralogische Komposition von Vesta dauerhaft verändert, denn die Aufnahmen der Raumsonde zeigen ausgeprägte Unterschiede in Helligkeit und Zusammensetzung der Oberfläche. Es gibt auf Vesta Ablagerungen eines sehr helles Materials, welches ein ähnliches Rückstrahlvermögen (Albedo) wie Schnee aufweist, und dunkle Bereiche, die so schwarz wie Kohle erscheinen. Speziell die Untersuchung dieses rätselhaften, dunklen Materials könnte den Planetenforschern weiteren Erkenntnisse über die Entwicklungsgeschichte von Vesta – und somit des gesamten Sonnensystems – liefern.

Eine Forschergruppe unter der Leitung des MPS konnte jetzt nachweisen, dass dieses Material nicht ursprünglich von Vesta stammt, sondern vielmehr erst nach der Formung des Protoplaneten durch die Einschläge von Asteroiden auf die Oberfläche von Vesta verfrachtet wurde.

„Vieles spricht dafür, dass das dunkle Material sehr reich an Kohlenstoff ist“, so Prof. Dr. Vishnu Reddy vom MPS und der Universität von North Dakota in den USA und Erstautor einer neuen Studie. In der Fachzeitschrift „Icarus“ haben er und seine Kollegen die bisher umfassendste Analyse dieses Materials vorgelegt. Die detaillierten Untersuchungen legen einen Zusammenhang zwischen dem dunklen Material und den beiden Asteroideneinschlägen nahe, welche die Südpolregion von Vesta prägten.

„In einem ersten Schritt haben wir eine genaue Übersichtskarte erstellt, welche die Verteilung des dunklen Materials zeigt“, erläutert Dr. Lucille Le Corre vom MPS. „Dabei haben wir etwas Erstaunliches entdeckt.“

Das auf den Aufnahmen der Framing Camera erkennbare dunkle Material gruppiert sich laut diesen Analysen in erster Linie um die Ränder der beiden großen Impaktkrater auf der Südhemisphäre. Genauere Untersuchungen zeigten, dass dieses dunkle Gestein wahrscheinlich mit dem ersten der beiden Einschläge, welcher vor etwa zwei bis drei Milliarden Jahren das Veneneia-Becken bildete, auf den Protoplaneten gelangte. Der zweite Einschlag, in dessen Folge vor rund einer Milliarde Jahren das rund 505 Kilometer durchmessende Rheasilvia-Becken entstand, hat dann einen Teil dieses Materials überdeckt.

Umfangreiche Modellrechnungen der MPS-Wissenschaftler unterstützen diese Theorie der zwei Einschläge und erlauben zudem einen genaueren Aufschluss über deren Verlauf. So konnten die Wissenschaftler in Computersimulationen ermitteln, welche Aufprallgeschwindigkeiten mit den gefundenen Konzentrationen des dunklen Materials vereinbar sind. „Alles spricht für einen vergleichsweise langsamen Zusammenstoß mit Geschwindigkeiten von weniger als zwei Kilometern pro Sekunde“, so Vishnu Reddy.

Nähere Informationen über das dunkle Material lieferten auch die so genannten HED-Meteoriten, welche laut einer allgemein anerkannten Theorie von Vesta stammen. Das Kürzel „HED“ steht dabei für die Gesteinsarten Howardit, Eucrit und Diogenit, aus denen sich diese Meteoriten in erster Linie zusammensetzen. Einige dieser auf der Erde aufgefundenen Meteoriten zeigen dunkle Einschlüsse, welche ebenfalls reich an Kohlenstoff sind. „Durch genaue Analysen des dunklen Materials auf der Vesta und Vergleichen mit Laboruntersuchungen dieser Meteoriten konnten wir nun den ersten direkten Beweis liefern, dass die HED-Meteoriten tatsächlich Bruchstücke von Vesta sind“, so Lucille Le Corre.

„Bei unseren Analysen geht es längst nicht nur darum, die genaue Entwicklungsgeschichte der Vesta zu rekonstruieren“, so Dr. Holger Sierks, Co-Investigator der DAWN-Mission am MPS. Vielmehr wollen die Planetologen die Bedingungen verstehen, welche in der Vergangenheit in unserem Sonnensystem herrschten und die zur Bildung von Planeten und letztendlich zu der Entstehung von Leben führten. Ähnliche Ereignisse wie die Impakte auf Vesta könnten in der Frühzeit unseres Sonnensystems auch die inneren Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars mit Kohlenstoff, einem Grundbaustein organischer Verbindungen, versorgt haben. Als Quellen kommen hierfür die Asteroiden des C-Typs und kohlige Chondriten in Frage.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Sommer 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Im Jahr 2015 wird DAWN ihr zweites Reiseziel, den Zwergplaneten Ceres – das größte und massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel – erreichen und aus einem Orbit heraus über mehrere Monate hinweg untersuchen.

Gegenwärtig befindet sich DAWN in einer Entfernung von rund 2,7 Millionen Kilometern zu Vesta und 57 Millionen Kilometern zu Ceres. Die Entfernung zur Erde beträgt rund 247 Millionen Kilometer, was in etwa 1,65 Astronomischen Einheiten entspricht. Die gegenwärtige Signallaufzeit zwischen der Raumsonde und dem Kontrollzentrum auf der Erde beträgt 27 Minuten.

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Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

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

Am heutigen 16. Dezember 2012 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 18:23 Uhr MEZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich Cassini in einer Entfernung von rund 1,65 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 178. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt die Raumsonde auf ihrer Saturnumlaufbahn immer noich über eine Inklination von 53 Grad. Bis Mitte des Jahres 2013 soll die Neigung der Cassini-Umlaufbahn im Rahmen verschiedener naher Vorbeiflüge an dem größten und massereichsten Saturnmond, dem Titan, in mehreren Schritten allerdings noch auf fast 62 Grad erhöht werden.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während dieses lediglich 13 Tage andauernden Orbits Nummer 178 insgesamt 24 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die erste dieser Beobachtungskampagnen wird bereits am morgigen Tag den größten der 62 bisher bekannten Monde des Saturn, den 5.150 Kilometer durchmessenden Titan zum Ziel haben, welcher dabei aus einer Distanz von 1,1 Millionen Kilometern abgebildet werden soll. Die hierbei vorgesehenen Aufnahmen sind Teil der langfristig angelegten „Titan Monitoring Campaign“ (kurz als „TMC“ bezeichnet), mit der speziell die Wolkenformationen in der Titanatmosphäre abgebildet werden sollen. Deren Studium erlaubt den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern Rückschlüsse auf das dortige gegenwärtige Wettergeschehen. Des weiteren sollen im Rahmen dieser regelmäßig stattfindenden TMC-Beobachtungen Veränderungen in der Verteilung von Aerosolen in den oberen Schichten der Mondatmosphäre dokumentiert werden.

Am 18. Dezember sollen mehrere der kleineren, inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen ihrer jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Die entsprechenden Fotosequenzen werden allerdings durchweg aus größeren Distanzen angefertigt, so dass im Rahmen dieser Beobachtungen keine Oberflächendetails der jeweiligen Monde aufgelöst werden können. Weitere astrometrische Beobachtungskampagne sind für den 25. und 27. Dezember 2012 vorgesehen.

Ebenfalls am 18. Dezember soll dokumentiert werden, wie der Saturnmond Rhea den Stern Wega, den Hauptstern des Sternbildes Leier bedeckt. Neben der ISS-Kamera soll dabei auch eines der Spektrometer der Raumsonde, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), eingesetzt werden. Bevor der Stern vollständig von Rhea bedeckt wird muss sein Licht zuerst die extrem dünne Atmosphäre dieses Mondes durchdringen (Raumfahrer.net berichtete über die Entdeckung der dortigen Atmosphäre). Durch die sich dabei ergebende Lichtkurve, welche aus einer langsam erfolgenden Abschwächung des Sternenlichts resultiert, erhoffen sich die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die räumliche Ausdehnung, die Dichte und die Zusammensetzung der Rhea-Atmosphäre.
Im Anschluss an diese Beobachtungssequenz stehen die verschiedenen Ringe des Saturn im Mittelpunkt des wissenschaftlichen Interesses. Zuerst soll dabei der F-Ring des Saturn abgebildet werden. Mittels der geplanten Aufnahmen sollen erneut die diversen Wellen und Kanäle innerhalb der Ringstruktur untersucht werden, welche durch eine gravitative Interaktion mit dem Saturnmond Prometheus verursacht werden. Am 19. Dezember ist zudem eine Beobachtung des B-Ringes des Saturn vorgesehen. Hierbei sollen durch die WAC-Kamera des Saturnorbiters speziell die dort befindlichen Speichenformationen untersucht werden.

Am 22. Dezember wird sich die ISS-Kamera auf den kleinen, äußeren Saturnmond Surtur richten und in einem Zeitraum von etwa zehn Stunden fast 40 Aufnahmen von diesem Mond anfertigen. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn und seinem Durchmesser von etwa sechs Kilometern ist über diesem erst im Jahr 2006 entdeckten Saturnmond bisher nur sehr wenig bekannt.

Anhand der Variationen in der sich bei der Beobachtung ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit vorherigen Beobachtungen sollen anhand der Helligkeitsvariationen die sich daraus abzuleitende Rotationsperiode und die Ausrichtung der Rotationsachse näher bestimmt werden. Diese Beobachtungssequenz ist ein Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf mehrere der kleinen, äußeren Saturnmonde unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen aus jeweils mehreren Millionen Kilometern Entfernung abgebildet werden. Eine weitere Beobachtungskampagne von Surtur wird am 24. Dezember erfolgen und dabei 14 Stunden andauern.

Am 23. Dezember 2012 wird Cassini schließlich um 09:30 Uhr MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während des Orbits Nummer 178, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 387.610 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden.

Bereits mehrere Stunden zuvor wird die Raumsonde den zweitgrößten der Saturnmonde, den etwa 1.528 Kilometer durchmessenden Mond Rhea, mit einer Geschwindigkeit von 9,1 Kilometern pro Sekunde passieren. Um 00:06 MEZ wird sich Cassini der Oberfläche von Rhea dabei bis auf eine Entfernung von rund 23.000 Kilometern nähern. In erster Linie sollen im Rahmen dieses Vorbeifluges diverse Aufnahmen von der Rhea-Oberfläche erstellt werden, welche anschließend zu drei Mosaikaufnahmen zusammengesetzt werden sollen und die zudem für die Erstellung einer nochmals verbesserten Oberflächenkarte des Mondes genutzt werden können. Die besten Aufnahmen der ISS-Kamera werden dabei eine Auflösung von etwa 140 Metern pro Pixel erreichen.

Ebenfalls für den 23. Dezember sind zudem Aufnahmen der Saturnmonde Enceladus und Dione geplant, welche dabei aus Entfernungen von 700.000 beziehungsweise 248.000 Kilometern erfolgen werden. Für die folgenden Tage sind verschiedene Beobachtungen des Titan und des Saturn vorgesehen. Diese Beobachtungen werden erneut dazu dienen, um das dortige aktuelle Wettergeschehen zu dokumentieren. Am 27. Dezember steht zudem der Mond Anthe auf dem Beobachtungsprogramm. Hierbei soll der diesen Mond umgebende Staubring im Rahmen einer zehnstündigen Beobachtungskampagne eingehend abgebildet werden.

Am 30. Dezember 2012 wird Cassini schließlich um 00:50 MEZ in einer Entfernung von rund 1,7 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und auch diesen 178. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 179 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphärenschichten des Saturn vorgesehen.

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

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• Cassini-Huygens Sonderseite
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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Recherche Lars-C. Depka.

Erstmals beschrieben wurde Vesta vom deutschen Hobbyastronomen Heinrich Wilhelm Matthias Olbers Ende März 1807 in Bremen. Von Hauptberuf eigentlich Humanmediziner, der der Legende nach des Nächtens aber mit nur vier Stunden Schlaf auskam und somit viel Zeit für Himmelsbeobachtungen und Gedankenexperimente hatte. (Schließlich verdanken wir ihm auch die Beschreibung des sogenannten Olbersschen Paradoxons. In ihm zeigte er den Widerspruch auf, dass es nachts dunkel wird, obwohl bei Annahme eines unendlichen, transparenten Weltraumes mit homogen verteilten Sternen an jeder Stelle des Himmels ein Stern stehen müsste. Der Himmel müsste daher auch nachts so hell sein wie die Sonne.)

Vesta war zu dem damaligen Zeitpunkt erst der vierte bekannte Asteroid. Allerdings galten Vesta und die zuvor entdeckten Himmelskörper Ceres, Pallas und Juno für wenigstens 38 Jahre als Planeten unseres Sonnensystems. Erst als nach etwa 1850 die Zahl der zwischen Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, setzen sich für diese Objekte die Bezeichnungen „Kleine Planeten“, „Kleinplaneten“, „Planetoiden“ oder „Asteroiden“ durch.

Vor fünf Jahren wurde die Raumsonde DAWN auf Erkundungsreise Richtung äußeres Sonnensystem geschickt. Und während die Erde in dieser Zeit rund 31,4 AE zurücklegte, brachte es Vesta in gemächlicherem Tempo – schließlich auch weiter von der Sonne entfernt – auf 20,4 AE. Schon vor dem Start der Sonde wusste man vom sogenannten differenzierten Aufbau Vestas, der grob mit dem der Erde vergleichbar ist. Trotz seiner ellipsoiden Gestalt und dem im Vergleich zur Erde deutlich kleineren Durchmesser, besteht Vesta aus drei Schichten. Eine etwa 25 km dicke Kruste aus erkaltetem Lavagestein überdeckt eine darunter liegende Gesteinsschicht, der sich ein Eisen-Nickel-Kern anschließt. Dieser Kern könnte einst wie der der Erde, der noch heute rotiert, sich im Inneren regelmäßig gedreht und so ein globales Magnetfeld auf dem Asteroiden erzeugt haben. Doch anders als bei unserem Heimatplaneten brachte Vesta nie genügend Druck und Hitze hervor, um das Innere dauerhaft in einem flüssigen Zustand zu halten. Vieles deutet stattdessen auf radioaktive Prozesse hin, die über einen gewissen Zeitraum ausreichend Hitze erzeugten.

Reste dieses Magnetfeldes lassen sich dann auch gut mit der auffällig hellen Oberfläche Vestas in Einklang bringen. Das durch Vesta selbst erzeugte Magnetfeld wurde vom basaltischen Gestein quasi einer Computerdiskette ähnlich gespeichert und so bis in die Gegenwart konserviert. Um also eine Art „Magnetarchäologie“ zu betreiben, ist man glücklicherweise nicht auf indirekte Ableitungen der Raumsonde DAWN angewiesen. Es existieren Meteoritenproben hier auf der Erde, deren Herkunft aufgrund ihrer mineralogischen bzw. isotopischen Zusammensetzung ausreichend gesichert Vesta zugeschrieben werden können.

Der 1981 in der Antarktis gemachte Fund Alan Hills A81001 ist so ein Beispiel. Es handelt sich um einen sogenannten Vestoiden. Diese gehören zu einer Klasse von kleineren Asteroiden, die spektrale Ähnlichkeiten mit Vesta aufweisen. A81001 löste sich vermutlich zusammen mit weiterem Material vor weniger als einer Milliarde Jahren nach einem gewaltigen Einschlag, der einen riesigen Krater auf Vestas Südhemisphäre zur Folge hatte. Dieser außergewöhnlich große Krater mit einem Durchmesser von ca. 450 km ist rund 8 km tief. Seine Wälle ragen zwischen 8 km und 14 km über der Umgebung auf und in seiner Mitte befindet sich ein 13 km hoher Zentralberg. Dieser Berg und einige Regionen der Kraterwand des kleinen, nur etwas über 500 km durchmessenden Himmelskörpers sind in Relation höher als die höchsten Erhebungen der Erde – Mount Everest bzw. Mauna Kea (gemessen von der Meeresoberfläche 8.848 Meter bzw. vom Fuß der Berges über 9.000 Meter). Spuren eines frühzeitigen Magnetfeldes lassen sich in verschiedenen Regionen des Alan-Hills-Falls nachweisen.

Unter Berücksichtigung verschiedenster Störeinflüsse, wie dem Eintritt in die Erdatmosphäre, dem Aufprall auf die Oberfläche oder erodierende Umstände, besaß das Urmagnetfeld des Asteroiden immerhin eine Stärke von zwei Mikrotesla – zwanzigmal schwächer, als das der Erde. Ursprünglich sorgte wohl vor 3,7 Milliarden Jahren die Restmagnetisierung der Asteroidenkruste und nicht ein unmittelbar vor dem Hintergrund magnetohydrodynamischer Prozesse erzeugtes Feld für die heute noch nachweisbaren Spuren in Alan Hills A81001.

Ein magnetohydrodynamischer Dynamo wie der der Erde erzeugt ein Magnetfeld durch eine Konvektionsströmung elektrisch leitfähiger Materie, die elektrische Ströme in ein schon vorhandenes schwächeres Magnetfeld induziert. Hierbei wird Bewegungsenergie aus der Strömung in magnetische Energie transferiert. Dieses Magnetfeld ist dann unter bestimmten Umständen in der Lage, das ursprüngliche Magnetfeld zu verstärken. Auf diese Weise kann die Verstärkung schließlich ein globales Magnetfeld zur Folge haben. Allerdings sind die Körper des Asteroidengürtels bei weitem nicht massereich genug, um den Dynamoeffekt länger als 10 bis 100 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung aufrecht zu erhalten. Insofern kann ein derart erzeugtes Magnetfeld als Quelle der jetzt beobachteten Meteoritenmagnetisierung nicht von Bestand sein.

Die auffällig helle Vestaoberfläche jedoch könnte direkt mit der Restmagnetisierung der Oberfläche assoziiert sein. In der Regel sorgen die geladenen Teilchen des Sonnenwindes bei den Oberflächen atmosphärenloser Körper über die Zeit für ein dunkleres Erscheinungsbild. Die abgeschätzte Stärke des Urmagnetfeldes sollte gleichwohl ausgereicht haben, um die Kruste vor den einfallenden Sonnenwind abzuschirmen.

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• Mission DAWN

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

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Deep Impact startete am 12. Januar 2005 zu dem Kometen Tempel 1, erreichte diesen knapp sechs Monate später am 3. Juli und dokumentierte dabei unter anderem die Auswirkungen des Einschlags eines zuvor von der Raumsonde ausgesetzten Impaktors, welcher größere Mengen Kometenmaterials von der Oberfläche aufwirbelte. Im Rahmen einer Missionsverlängerung setzte Deep Impact den Flug fort und passierte am 4. November 2010 den Kometen Hartley 2 (Raumfahrer.net berichtete).

Mit der Triebwerkszündung am vergangenen Donnerstag, dem 4. Oktober 2012, hält sich die NASA die Option offen, mit der Raumsonde einen weiteren kleinen Himmelskörper in unserem Sonnensystem anzusteuern und diesen dabei aus nächster Nähe zu untersuchen. Bei dem dafür ausgewählten Ziel handelt es sich um den erdnahen Asteroiden 2002 GT, welcher am 3. April 2002 durch Astronomen des Kitt Peak Nationalobservatoriums/USA entdeckt wurde.

Die Berechnung der Umlaufbahn-Parameter zeigte, dass es sich bei diesem Asteroiden um einen so genannten Erdbahnkreuzer vom Apollo-Typ handelt. Der Durchmesser von 2002 GT wird von den Astronomen derzeit mit rund 800 Metern angegeben, wobei allerdings eine Unsicherheit von einigen hundert Metern besteht. Über weitere Parameter wie die Dichte oder die chemische Zusammensetzung ist dagegen bisher noch nichts bekannt.

Allerdings wird der Asteroid die Erde am 26. Juni 2013 in einer Entfernung von lediglich 18 Millionen Kilometern passieren. Als ein potentielles zukünftiges Ziel für die direkte Untersuchung durch eine Raumsonde werden im nächsten Sommer sehr wahrscheinlich mehrere Observatorien ihre Teleskope auf den Asteroiden ausrichten und dabei weitere Daten sammeln.

Dabei ist jedoch noch nicht beschlossen, dass die Mission von Deep Impact wirklich fortgesetzt wird. Eine Missionsverlängerung bis zum Jahr 2020 ist zwar von den an der Mission beteiligten Mitarbeitern beantragt, wurde bisher jedoch noch nicht genehmigt. Sollte sich die NASA allerdings dazu entschließen, die Deep Impact-Mission auch trotz der allgemeinen schlechten finanziellen Lage fortzusetzen, so dürfen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler und die interessierte Öffentlichkeit auf spektakuläre Aufnahmen freuen.
Das letzte Kurskorrekturmanöver war so ausgelegt, dass Deep Impact den Asteroiden 2002 GT am 4. Januar 2020 in einer Entfernung von voraussichtlich lediglich rund 200 Kilometern passieren wird. Die Überfluggeschwindigkeit wird dabei bei einem Wert von sieben Kilometern pro Sekunde liegen. Dies ist sowohl deutlich näher als auch langsamer, als der Vorbeiflug der Raumsonde an dem Kometen Hartley 2. Dieser wurde mit einer Geschwindigkeit von rund 12 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von etwa 700 Kilometern passiert.

Deep Impact wird sich 2002 GT dabei von dessen Nachtseite aus nähern. Die besten Beleuchtungsverhältnisse für die Anfertigung von hochaufgelösten Bildern der Oberfläche ergibt sich somit erst unmittelbar nach dem Überschreiten der geringsten Entfernung zu dem Asteroiden. Größere Kurskorrekturen zum Erreichen eines besseren Anflugwinkels sind aufgrund der extrem geringen Treibstoffreserven, über welche die Raumsonde derzeit noch verfügt, sehr wahrscheinlich nicht mehr möglich.

Eine nähere Untersuchung von 2002 GT ist deshalb besonders wünschenswert, weil es sich hierbei um einen Asteroiden handelt, welcher aufgrund seiner Bahnparameter theoretisch einmal mit der Erde kollidieren könnte. Um einen solchen Impakt, welcher deutliche negative Einwirkungen auf der Erde zur Folge hätte, rechtzeitig begegnen zu können, muss im Vorfeld möglichst viel über den Aufbau und die Zusammensetzung solcher potentiell gefährlichen Himmelskörper bekannt sein. Die Raumfahrtagenturen haben zu diesem Zweck in der Vergangenheit bereits diverse Forschungsgruppen ins Leben gerufen. Über eines dieser Forschungsprojekte, NEOShield, hat Raumfahrer.net erst Anfang des Jahres berichtet.

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• EPOXI (ehemals Deep Impact)
• Erdnahe Asteroiden (NEOs)

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Bei der Untersuchung des Sonnenlichts, welches in der Region des Terminators, der Tag-Nacht-Grenze, die Venusatmosphäre passierte, wurde entdeckt, dass es etwa 125 km über der Oberfläche eine Schicht gibt, welche bis zu -175 °C kalt ist. Diese Temperatur ist niedriger als die kältesten Temperaturen in der Erdatmosphäre, was sehr ungewöhnlich ist, da die Venus sehr viel näher an der Sonne ist und unter anderem dafür bekannt ist, insgesamt sehr warm zu sein.

Die Kälte in der Atmosphäre würde dazu ausreichen, dass sich Eis und Schnee aus Kohlenstoffdioxid bilden kann, dem Hauptbestandteil der Schutzhülle unseres Nachbarplaneten. Aus den Eispartikeln könnten sich Wolken bilden, welche das Sonnenlicht stark reflektieren würden.

Bei den Untersuchungen wurde auch herausgefunden, dass die kalte Schicht am Terminator von für die Verhältnisse der Venus normalwarmen Schichten umgeben ist. Die Messungen konnten durch andere Datensätze von Venus Express bestätigt werden. Dabei flossen auch Daten ein, die während des diesjährigen Venustransits gemessen wurden.

Håkan Svedhem, Projektwissenschaftler für Venus Express, sagte dazu: „Die Entdeckung ist sehr neu und wir müssen noch darüber nachdenken und verstehen, was sie für Konsequenzen hat. Allerdings ist sie speziell, da wir an den Terminatoren in den Atmosphären von Erde und Mars, welche andere chemische Zusammensetzungen und andere Temperaturbedingungen haben, keine ähnlichen Temperaturprofile sehen.“

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

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• Venus Express
• Planet Venus

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2012.

Der griechische Amateurastronom Emmanouil I. Kardasis von der „Hellenic Amateur Astronomy Association“ hat mit einem handelsüblichen 28-Zenimeter-Teleskop, einer speziell für die Astrofotografie ausgelegten CCD-Kamera und einem Computerprogramm für die nötige Bildbearbeitung die erste von einem Hobbyastronomen hergestellte Albedokarte des Jupitermondes Ganymed angefertigt. Zur Herstellung der Karte montierte Emmanuel Kardasis eine CCD-Kamera an seinem Teleskop und fertigte damit ein Video des Jupitermondes an. Aus diesem Video suchte er die Bilder heraus, welche unter den besten Seeing-Bedingungen angefertigt wurden und somit die meisten Details des Mondes enthüllen. Diese Einzelaufnahmen wurden anschließend mit einer Bildbearbeitungssoftware gestackt und zu der besagten Albedokarte zusammengefügt.

Bei einer Albedokarte handelt es sich nicht um eine Karte, welche topografische Details einer Planeten- oder Mondoberfläche wiedergibt, sondern vielmehr um eine Karte, auf der das unterschiedliche Reflektionsvermögender Oberfläche – die Albedo – hervorgehoben wird, was wiederum Rückschlüsse auf die Gestalt und Zusammensetzung der das Licht reflektierenden Oberfläche gestattet.

Die von Emmanouil Kardasis produzierte Albedokarte erreicht eine Qualität, welche sich nicht hinter entsprechenden professionellen Karten von der Ganymed-Oberfläche verstecken muss. Auf ihr sind verschiedene Oberflächenformationen wie zum Beispiel die Phrygia Sulcus (eine Region aus Furchen und Grate mit einer Länge von 3.700 Kilometern Länge) und die Nicholson-Region (ein tiefliegender, dunkler Bereich auf Ganymeds Oberfläche) deutlich erkennbar. Dies ist lediglich eine weitere Demonstration von dem, wozu engagierte Amateurastronomen in der Gegenwart in der Lage sind.

„Von der Erde aus erscheint Ganymed lediglich als eine winzige Scheibe. Für das Erstellen von aussagekräftigen Bildern von Planeten benötigt man ein Teleskop mit einer Objektivöffnung von mindestens acht Zoll. Bei den Jupitermonden ist dagegen eine größere Öffnung nötig. Außerdem benötigen Sie ein stabiles Stativ, eine äußerst präzise Mechanik für die Nachführung des Teleskops, eine empfindliche Kamera, eine normalerweise frei verfügbare Software für die Bildbearbeitung, ein sehr gutes Seeing und sehr, sehr viel Geduld“, so Kardasis. „Wenn wir die gleiche Methode auch bei anderen Welten wie zum Beispiel dem vulkanisch aktiven Jupitermond Io anwenden, dann können wir dort vielleicht sogar die aufgrund des Vulkanismus regelmäßig erfolgenden Veränderungen auf der Oberfläche dokumentieren.“

Professionelle Teleskope können Albedokarten mit einer deutlich besseren Auflösung anfertigen. Allerdings ist die Anzahl der entsprechend ausgerüsteten Observatorien begrenzt, die Beobachtungszeiten sind limitiert und entsprechend teuer und Anträge auf Beobachtungskampagnen müssen mehrere Monate im Voraus eingereicht werden. Dies hat zur Folge, dass die professionellen Astronomen einzelne, speziell ausgewählte Objekte des Himmels nicht regelmäßig überwachen können und deshalb immer öfters auf die Unterstützung der Amateurastronomen angewiesen sind. In den vergangenen Jahren haben die sogenannten „Amateure“ mehrfach wertvolle Informationen über Kometen- und Asteroidenimpakte (Jupiter) oder das aktuelle Wettergeschehen (Saturn) geliefert, welche anschließend durch professionelle erdgestützte Observatorien, durch das Weltraumteleskop Hubble oder durch den Saturnorbiter Cassini weiterverfolgt wurden.

Zukünftige Beobachtungsprogramme von Amateurastronomen könnten dazu dienen, Atmosphärenveränderungen auf Planeten wie Uranus und Neptun oder dem Saturnmond Titan zu dokumentieren. Basierend auf diesen Resultaten können dann professionelle Astronomen und Planetenforscher ganz gezielt weiterführende Beobachtungen durchführen.

„Ich hoffe, dass meine Arbeit alle an der Astronomie Interessierten, welche über die entsprechende Ausrüstung verfügen, dazu inspiriert, entsprechende Beobachtungskampagnen durchzuführen“, so Emmanouil Kardasis.

Die gleichen Hoffnungen hegt auch G. S. Orton vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. Im Rahmen der Raummission JUNO, welche ab dem September 2016 den Jupiter für ein Jahr ausführlich untersuchen wird, erhofft sich der Wissenschaftler eine enge und produktive Zusammenarbeit mit der internationalen Gemeinschaft der Amateurastronomen, welche die wissenschaftlichen Beobachtungen des Jupiters und seiner Atmosphäre durch entsprechende Beobachtungsprogramme ungemein unterstützen können.
Die Ergebnisse der Arbeit von Emmanouil Kardasis und die damit verbundene Vorgehensweise wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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• Jupitermonde
• Planet Jupiter
• Jupitermission Juno

EPSC 2012:

• The use of technology in capturing details on Jupiters’s system with small telescopes (engl.)
• A New Mission-Supporting Era of Amateur Astronomy: The Juno Mission and the Role of Amateur Astronomers (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2012.

Mit einem Durchmesser von 3.121 Kilometern ist der Jupitermond Europa zwar der kleinste der vier Galileischen Monde, mit etwa 3 Gramm pro Kubikzentimeter verfügt er jedoch zugleich über eine ungewöhnlich hohe Dichte. Über einen Kern aus Eisen und Nickel, so die allgemein anerkannte Theorie über den inneren Aufbau dieses Mondes, befindet sich ein Mantel aus Silikatgestein. Die Oberfläche Europas wird dagegen von einem 15 bis 20 Kilometer dicken Panzer aus Wassereis gebildet, welcher aufgrund der sehr niedrigen Temperaturen auf der Mondoberfläche (-160 Grad Celsius am Äquator, bis zu -220 Grad Celsius in den Polarregionen) steinhart gefroren ist.

Detaillierte Aufnahmen der Jupitersonde Galileo zeigten, dass sich Teile des Eispanzers gegeneinander verschoben haben und zerbrochen sind, wobei ein Muster von Eisfeldern entstand. Die Bewegung der Kruste wird durch Gezeitenkräfte verursacht, welche die Oberfläche Europas um bis zu 30 Meter heben und senken. Die Eisfelder müssten aufgrund der gebundenen Rotation des Jupitermondes eigentlich ein bestimmtes, vorhersagbares Muster aufweisen. Die Galileo-Aufnahmen zeigen jedoch, dass lediglich die geologisch jüngsten Gebiete der Mondoberfläche über ein solches Muster verfügen.
Dieses Phänomen kann damit erklärt werden, dass sich die Oberfläche Europas geringfügig schneller bewegt, als der innerer Mantel und der Kern. Die Eiskruste ist dabei vom Mondinnern durch einen dazwischen liegenden Ozean mechanisch abgekoppelt und wird von den Gravitationskräften des Jupiters beeinflusst. Der unter der Eiskruste befindliche Ozean aus flüssigem Wasser könnte über eine Tiefe von bis zu 100 Kilometern verfügen, was bedeutet, dass sich auf Europa mehr als die doppelte Wassermenge des in den irdischen Ozeanen enthaltenen Wassers befindet.

Neuere Forschungen aus dem Jahr 2011 deuteten darauf hin, dass oberhalb dieses durch vulkanische Aktivitäten erwärmten Ozeans das Eis an der Basis des Eispnazers von Europa erwärmt wird, wobei es sich in Richtung Oberfläche ausdehnt. Im Rahmen diesesa Prozesses schmilzt das Eis und bildet lokal begrenzte Linsen aus Schmelzwasser, welche sich in Tiefen von bis zu etwa drei Kilometern unter der Oberfläche ansammeln können. (Raumfahrer.net berichtete).

Eine Gruppe von Planetenforschern um Klára Kalousová von der Charles-Universität in Prag dämpft jetzt jedoch die Erwartungen der Astrobiologen, welche über die Möglichkeit von Lebensformen unter der Oberfläche des Jupitermondes spekulieren. „Ein den gesamten Mond umspannender Ozean aus Wasser dürfte sich relativ weit unterhalb der Oberfläche – ab etwa 25 bis 50 Kilometer Tiefe – befinden. Ebenfalls könnte es Bereiche mit flüssigen Wasser in deutlich geringeren Tiefen bis zu etwa fünf Kilometern Tiefe geben. Diese Wassertaschen könnten sich dort jedoch lediglich über einen Zeitraum von einigen Zehntausend Jahren halten, bevor das Schmelzwasser sich einen Weg durch den Eispßanzer sucht und in die Tiefe absinkt.“

Zukünftige Raummissionen zu dem Jupitermond Europa müssten demzufolge sehr tiefe Bohrungen durchführen, um Zugang zu dem unterirdischen Ozean zu erhalten und dort direkt nach außerirdischen Lebensformen zu suchen.

Für ihre Analysen benutzte das Team um Klára Kalousová mathematische Modelle, welche unterschiedliche Mischungsverhältnisse von flüssigem Wasser und Eis berücksichtigten. Abhängig von einer Vielzahl von Faktoren wie zum Beispiel der Mächtigkeit der Eisschicht, der Viskosität des Eises in unterschiedlichen Tiefen, der Temperatur und der Menge des Wassers sinkt das zuvor durch die freigesetzte Wärme geschmolzene Wasser innerhalb von wenigen Zehntausend Jahren in die Tiefe und erreicht schließlich den unterirdischen Ozean.

Für die Untersuchung anderer Objekte innerhalb unseres Sonnensystems, so Klára Kalousová, könnten die Untersuchung des Wasserkreislaufes unter Europas Oberfläche von großer Bedeutung sein. „Neben einem besseren Verständnis des Wasserzyklus auf Europa könnte diese Arbeit einen besseren Einblick in den inneren Aufbau und die Aktivitäten verschiedener Eismonde im äußeren Sonnensystem – zum Beispiel von dem geologisch aktiven Saturnmond Enceladus – geben.“

Die hier kurz angerissene Forschungsarbeit von Klára Kalousová et al. wurden heute auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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• Jupitermond Europa
• Jupitermonde

EPSC 2012:

• Water production and transport in the ice shell of Europa (engl.)

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

Die Raumsonde DAWN startete am 27. September 2007 und schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein. In den folgenden Monaten wurde dieser drittgrößte Körper im Haupt-Asteroidengürtel des Sonnensystems mit drei wissenschaftlichen Instrumenten, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht. „Die Erwartungen an die Mission wurden mehr als erfüllt“, so eine erste Bilanz von Prof. Dr. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR).

Im Rahmen der bisherigen Mission fertigte die „Framing Camera“ aus Überflughöhen von teilweise lediglich 175 Kilometern mehr als 28.000 Bilder des Asteroiden an und enthüllte dabei beispiellose Details von dessen Oberfläche. Diese Aufnahmen ermöglichten den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern einmalige Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte von Vesta.

„Wir wissen zum Beispiel, dass Vesta ein sogenannter differenzierter Körper ist, also wie ein Planet in drei Schichten – Kern, Mantel und Kruste – aufgebaut ist“, so Prof. Dr. Jaumann. Vesta ist somit der kleinste bekannte Himmelskörper, für den dieser innere Schichtaufbau bisher nachgewiesen werden konnte. Außerdem haben die spektralen Signaturen des Asteroiden die bereits vorher bestehende Vermutung bestätigt, dass eine bestimmte Sorte von auf der Erde entdeckten Meteoriten, die sogenannten HED-Meteoriten, ursprünglich von Vesta stammt.

Zudem zeichnet sich Vesta durch eine einzigartige Topographie aus. Während sich die nördliche Hemisphäre des Asteroiden auf den angefertigten Aufnahmen als geradezu übersät mit Kratern zeigt, treten diese Impaktkrater auf der südlichen Hemisphäre deutlich seltener auf. Auch für dieses Phänomen einer Dichotomie – einer Zweiteilung der Oberfläche – konnte mittlerweile eine Erklärung gefunden werden. Durch die Auswertung der gesammelten Daten zeigte sich, dass die Südpolregion des Asteroiden in der Vergangenheit gleich zwei Mal von gewaltigen Impakten erschüttert wurde. Diese Impakte ereigneten sich laut den Analysen der Planetenforscher vor 2,1 beziehungsweise vor einer Milliarde Jahren.

Diese beiden Impakte hatte zur Folge, dass in der Region des Südpols zwei riesige, sich überlagernde Becken mit jeweils mehreren hundert Kilometern Durchmesser entstanden, durch welche die dort vorher vorhandenen Impaktkrater ausgelöscht wurden. Im Inneren dieser Impaktbecken erhebt sich ein gigantischer Zentralberg, welcher mit einer Höhe von mehr als 20 Kilometern zu den höchsten Bergen innerhalb des bekannten Sonnensystems zählt. Rund um den Äquator des Asteroiden hat sich durch diese beiden Einschläge zudem ein ausgedehntes System aus Rillen und Furchen gebildet.

„Dass gleich zwei Mal im Laufe der Zeit so große Kollisionen an ein und derselben Stelle stattfanden, ist sehr ungewöhnlich“, so Prof. Dr. Jaumann weiter. Doch diese erstaunliche Tatsache hatte auch Konsequenzen für die Wissenschaftler und ihre Forschungen: Statt auf eine intakte Kruste blicken und diese untersuchen zu können, schauten die Planetologen auf ein regelrechtes Trümmerfeld.

„Die Einschläge haben die ursprüngliche Kruste zerstört und mit ihren Trümmern zudem Teile der intakten Kruste überdeckt. Wir sehen also auf Auswurfmassen, die gerade einmal ein bis zwei Milliarde Jahre alt sind – und das ist für Planetengeologen verdammt jung.“ Die Trümmer der Impakte und das dabei freigesetzte Auswurfmaterial sind wie ein Scherbenhaufen fast über den gesamten Asteroiden verteilt. „Diesen Scherbenhaufen müssen wir jetzt wie ein Puzzle zusammensetzen.“

„Bereits jetzt hat DAWN unser Verständnis des Sonnensystems verändert“, so Dr. Holger Sierks, Co-Investigator der DAWN-Mission am MPS und verantwortlich für die Entwicklung des Kamerasystems an Bord der Raumsonde. „Die Daten, die wir bereits ausgewertet haben, zeigen, dass Vesta der einzige bekannte Vertreter einer neuen Klasse von Himmelskörpern ist.“
Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und ihrer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Planet, noch – streng betrachtet – ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Wissenschaftlern als ein „Protoplanet“ bezeichnet, eine Art „Vorplanet“, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem „vollwertigen“ Planeten stecken geblieben ist.

Zudem erscheint die mineralogische Zusammensetzung der Asteroidenoberfläche ungewöhnlich und äußerst vielfältig. „Die sieben Farbfilter des Kamerasystems erlauben uns Rückschlüsse auf die Zusammensetzung der Gesteinsarten, die an der Oberfläche zu sehen sind“, so Dr. Sierks. Aus ihren Datensätzen konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler lückenlose, dreidimensionale Farbkarten der gesamten Oberfläche des Asteroiden anfertigen. In den kommenden Monaten sollen die durch das Kamerasystem gewonnenen topografischen Erkenntnisse mit den Daten der Gravitations- und Spektralmessungen in einen näheren Zusammenhang gebracht werden.

Die Flut an wissenschaftlichen Daten, welche die Instrumente der Raumsonde im vergangenen Jahr gesammelt haben, birgt noch zahlreiche Überraschungen und weitere Erkenntnisse. „Bis die Geschichte von Vesta erklärt werden kann, werden noch Generationen von Forschern mit den bisher gewonnenen Daten arbeiten“, so die Einschätzung von Prof. Dr. Jaumann. „Wir haben bisher nur an der Oberfläche gekratzt… Es gibt noch sehr viele Fragen, die wir noch nicht beantwortet haben.“

Einen letzten Blick auf das Untersuchungsobjekt der letzten Monate hat die Framing Camera bereits am 26. August um 17:21 aus einer Entfernung von rund 6.000 Kilometern geworfen. Am 5. September wird die Raumsonde DAWN ihren Orbit um den Asteroiden Vesta endgültig verlassen. Nach einem rund zweieinhalbjährigen Flug durch den Haupt-Asteroidengürtels unseres Sonnensystems soll schließlich im Februar 2015 das zweite und letzte Ziel der Mission, der knapp 950 Kilometer durchmessende Zwergplanet Ceres, erreicht werden. Auch mit der Untersuchung dieses größten und massereichsten Objektes des Haupt-Asteroidengürtels, welche bis mindestens zum Juli 2015 andauern soll, wollen die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die früheste Entwicklungsphase unseres Sonnensystems gewinnen.

Statt einer festen Gesteinskruste wie bei Vesta, so die Erwartungen der Planetenforscher, wird Ceres an seiner Oberfläche allerdings über eine Schicht aus Wassereis verfügen. Eventuell könnte der Zwergplanet sogar von einer hauchdünnen Atmosphäre umgeben sein. „Bisher ist noch nie ein Raumschiff in einer Umlaufbahn um solch einen Körper gekreist“, so Prof. Dr. Jaumann.

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• Asteroidengürtel
• Mission DAWN

Verwandte Internetseite:

• Missionsseite des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, Wikipedia.

Die Entdeckung aller drei Planeten um den etwa 10.000 Lichtjahre entfernten, in Größe und Helligkeit recht sonnenähnlichen Stern im Sternbild Leier war im Januar bekannt gegeben worden. Kepler-30b hat etwa 20% der Masse des Planeten Jupiter, 33% seines Radius‘ und benötigt 29,3 Erdentage für einen Umlauf um seinen Stern in etwa 27 Millionen Kilometern Entfernung von ihm. Kepler-30c ist gut neunmal so schwer und fast 1,3 Mal so groß wie Jupiter. Er umläuft den Stern in 45 Millionen Kilometern Entfernung und benötigt dafür gut 60 Tage. Dritter im Bunde ist Kepler-30d mit 17 Jupitermassen bei etwas geringerer Größe als Jupiter (also deutlich dichter) und 143 Tagen Umlaufzeit in etwa 75 Millionen Kilometern (jeweils große Halbachse).

Damit ist es auf allen Planeten recht heiß, was diese zunächst für die Suche nach Leben uninteressant macht. Allerdings konnte man auf dem Stern selbst auch einen größeren Sonnenfleck messen, der mit der Rotation des Sterns regelmäßig auftaucht und verschwindet. Sonnenflecken sind Bereiche an der Oberfläche eines Sterns in denen es durch starke Magnetfelder zu einer Abkühlung um bis zu 2000 K kommt. Sie unterscheiden sich also deutlich von einer Bedeckung durch einen Planeten. Dabei wird ja die gesamte Strahlung des bedeckten Bereiches abgeschirmt.

Das Astronomenteam am Massachussetts Institute of Technology hat nun die Daten der 27 bisher beobachteten Bedeckungen des Planeten Kepler-30b mit den 12 von 30c und den 5 von 30d verglichen und dabei herausgefunden, dass alle drei Planeten auch den Sonnenfleck „überflogen“. Damit stimmen die Bahnebene des Sonneflecks mit der jedes einzelnen Planeten bis auf wenige Grad überein. Daraus kann man schlussforlgern, dass die Planeten alle in derselben Ebene ihren Stern umlaufen und diese auch noch senkrecht zur Rotationsachse des Sterns liegt.

Dies ist auch bei unserem Sonnensystem so. Die 8 Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun umlaufen die Sonne in einer Ekliptik genannten Ebene in derselben Richtung, wie die Sonne rotiert. Als Grund dafür gilt die gemeinsame Entstehung von Sonne und Planeten aus einer riesigen Gaswolke. Aus dieser Gemeinsamkeit mit dem System Kepler-30 kann man nun schlussforlgern, dass dies auch in diesem System so ist.

Übrigens vermutet man dies für alle oder zumindest die meisten Planetensysteme. Immerhin hat man bereits bei einigen mehrere Planeten gefunden. Dazu müssen sich diese zwischen ihren Stern und unsere Position schieben. Es wäre sehr unwahrscheinlich, dass die Bahnen nicht in einer Ebene verlaufen, sondern sich nur (zufällig) an einem solchen Punkt schneiden würden. Kepler-30 ist nur eben das erste System außer unserem eigenen, bei dem man diesen Fakt nachweisen kann.

Kepler-30A ist ein sonnenähnlicher Stern, der von der Erde aus eine scheinbare Helligkeit von 15,5 mag besitzt, also nur in besseren Amateurteleskopen als Punkt zu sehen ist. Der NASA-Satellit Kepler war am 7. März 2009 gestartet worden und hatte kurz darauf seine Zielbahn um die Sonne erreicht. Er verfügt über ein Spiegelteleskop und 42 CCD-Chips mit insgesamt 95 Megapixeln, das bisher leistungsfähigste Bildsensorsystem im All. Es wurde speziell für die Suche nach Exoplaneten konstruiert und gebaut. Das Teleskop bleibt über mehrere Jahre auf dieselbe Zielregion gerichtet und erfasst regelmäßige Verdunklungen einzelner Sterne. Nach einer Überprüfung mit erdgestützten Teleskopen kann danach auf die Existenz, Größe und Umlaufzeit von Exoplaneten geschlossen werden. Aus der Sternenmasse und der Umlaufzeit lässt sich zudem der Bahnradius berechnen. Bekannt gegeben wurden bisher 61 Planetenentdeckungen, weitere 2.326 Kandidaten stehen auf der Liste. Außerdem wurden 2.165 einander umlaufende Doppelsterne identifiziert.

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• Kepler
• Delta II D7925-10L mit Kepler
• Exoplaneten

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Nach seiner Ankunft bei unserem äußeren Nachbarplaneten wird der Rover Curiosity ein mehrere Minuten andauerndes Abstiegsmanöver zur Marsoberfläche durchführen. Für dieses Landemanöver wurde Curiosity von der NASA mit einer speziellen Kamera, der „Mars Descent Imager“-Kamera (kurz „MARDI“), ausgerüstet, welche die letzte Phase des Landeanfluges bildlich dokumentieren soll. Hierzu beginnt die an der Unterseite des Rovers befestigte Kamera etwa zwei Minuten vor dem Aufsetzen des Rovers auf der Oberfläche des Mars aus einer Höhe von weniger als 3,7 Kilometern damit, pro Sekunde vier Farbbilder aufzunehmen.

Die ersten Bilder der Kamera werden dabei den unmittelbar zuvor abgesprengten Hitzeschild zeigen, welcher den Rover während des Eintritts in die Marsatmosphäre vor der auftretenden Reibungshitze schützt. Anschließend kommt langsam das angepeilte Landegebiet in Sicht. Auf den ersten Aufnahmen wird man dabei noch eine Fläche mit einer Ausdehnung von mehreren Quadratkilometern überblicken können. Die während des Abstiegs zur Planetenoberfläche aufgenommenen Bilder werden zeigen, dass der Landeanflug nicht ruhig verlaufen wird. Vielmehr wird der Rover wahrscheinlich zuerst rotieren und später hin und her pendeln, während er sich, erst an seinem Fallschirm schwebend und anschließend durch seine Bremsraketen abgebremst, der Oberfläche immer weiter nähert. Trotz einer Belichtungszeit von lediglich 1,3 Millisekunden pro Aufnahme werden daher vermutlich viele der von der MARDI-Kamera erzeugten Aufnahmen „verwackeln“.

Kurz vor dem Aufsetzen auf der Marsoberfläche wird Curiosity seine sechs Räder ausfahren. Während dieses Manövers wird das linke Vorderrad des Rovers in den Aufnahmebereich der MARDI-Kamera gelangen. Auf den Bildern wird zudem auch der Schatten von Curiosity zu erkennen sein, welcher sich – zunächst nur als winziger Punkt sichtbar und dann immer größer werdend – westlich des Rovers über die Oberfläche des Mars bewegt. Beim Aufsetzen werden der Schatten und der Rover schließlich miteinander verschmelzen und die Kamera zeigt nur noch einen etwa handtuchgroßen Ausschnitt der Marsoberfläche direkt unterhalb von Curiosity. Möglicherweise ziehen dabei auch noch einige Staubschwaden durch das Bild, welche unmittelbar zuvor von den Bremsraketen des Sky Cranes aufgewirbelt wurden.

Allerdings wird die interessierte Öffentlichkeit diese Bilder leider nicht „live“ mitverfolgen können, denn diese Aufnahmen der MARDI-Kamera werden erst nach der erfolgreichen Landung des Rovers an sein Kontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Der Grund hierfür ist die zu geringe Datenübertragungsrate während der Landephase. Die begrenzten Kommunikations-Kapazitäten sollen vielmehr zur Übermittlung von Telemetriedaten genutzt werden, durch welche die Techniker und Ingenieure des JPL Einzelheiten über den aktuellen Zustand des Rovers während der Abstiegsphase erfahren. Daher werden alle von der MARDI-Kamera aufgenommenen Bilder zuerst in einem internen Flash-Speicher abgelegt und erst anschließend, abhängig von der Priorität der einzelnen MARDI-Aufnahmen, im Rahmen mehrerer Übertragungssequenzen an das Kontrollzentrum übermittelt.

„Wir werden die Bilder in mehreren Abschnitten erhalten“, so Michael C. Malin von der Firma Malin Space Science Systems (MSSS), welche die MARDI-Kamera entwickelt und gefertigt hat. „Zuerst werden wir dabei nur verkleinerte Versionen der Abstiegsbilder erhalten und nur einige ausgewählte Bilder werden über die volle Auflösung verfügen.“ Diese „Full Frame“-Aufnahmen werden dabei in erster Linie an das Kontrollzentrum übermittelt, um die Qualität der MARDI-Aufnahmen beurteilen zu können. Die verkleinerten Bilder verfügen dagegen lediglich über eine Auflösung von 200 x 150 Pixeln.

Nachfolgende Übertragungen werden dann weitere voll aufgelöste Aufnahmen beinhalten, welche mit Hilfe der zuerst übertragenen verkleinerten Bildversionen gezielt ausgesucht wurden. Bereits aus den verkleinerten Aufnahmen werden die Experten des JPL und der Firma MSSS allerdings ein Video erstellen können, welches in seiner Qualität mit einem gängigen „YouTube“-Video vergleichbar sein wird. Die endgültige HD-Version des Videos wird dagegen erst verfügbar sein, nachdem alle MARDI-Aufnahmen an das Kontrollzentrum übermittelt wurden. Abhängig von der Priorität anderer wissenschaftlicher und technischer Daten kann deren vollständige Übertragung jedoch mehrere Wochen oder sogar Monate andauern.

Allerdings ist die MARDI-Kamera nicht ausschließlich aus PR-Gründen ein Bestandteil der Curiosity-Mission. Vielmehr soll auch diese Kamera in erster Linie wissenschaftliche Aufgaben erfüllen. Anhand der während des Landeanfluges angefertigten Aufnahmen kann das Landegebiet von Curiosity von Anfang an mit einer sehr hoher räumlichen Auflösung erfasst werden, wodurch die an der Mission beteiligten Wissenschaftler wertvolle geologische und topografische Informationen über das Landegebiet und dessen unmittelbare Umgebung gewinnen werden.

Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler können somit umgehend mit der Auswahl interessanter Forschungsobjekte auf der Oberfläche beginnen, zu denen der Rover in der Folgezeit gelenkt werden kann. Hunderte der während des Landeanfluges aufgenommenen Bilder werden bereits kurz nach dem Beginn der Aufnahmesequenz Oberflächenstrukturen auflösen, welche zu klein sind, um sie auf Aufnahmen zu erkennen, welche während der letzten Monate und Jahre aus dem Marsorbit heraus aufgenommen wurden. Selbst die HiRISE-Kamera an Bord des Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), die leistungsfähigste Kamera, welche bisher von der Menschheit zum Mars geschickt wurde, kann aus einer Orbithöhe von etwa 300 Kilometern lediglich Strukturen auf der Marsoberfläche auflösen, die größer als etwa 26 Zentimeter sind.

„Jedes der 10 wissenschaftlichen Instrumente des Rovers spielt eine wichtige Rolle für den Erfolg der Mission“, so John Grotzinger vom California Institute of Technology in Pasadena/USA, der wissenschaftliche Leiter der Curiosity-Mission. „MARDI gibt uns dabei einen Überblick über das Gelände rund um den Landeplatz und wird uns eventuelle Dinge zeigen, welche wir anschließend untersuchen können.“ Zusätzlich lässt sich mit Hilfe der Aufnahmen bereits kurz nach der Landung der exakte Landeort bis auf wenige Meter genau bestimmen noch bevor einer der Marsorbiter ein Bild von Curiosity auf der Planetenoberfläche aufnehmen und an die Erde übermitteln kann. „Wir werden bereits innerhalb von etwa einem Tag sagen können, an welchem exakten Punkt auf der Oberfläche sich Curiosity aufhält und was sich in der unmittelbaren Umgebung befindet“, so Michael C. Malin.

Des Weiteren werden die von MARDI aufgenommenen Bilder dazu dienen, in Kombination mit den Sensordaten des Rovers die Windgeschwindigkeiten in der Marsatmosphäre zu bestimmen und zu ermitteln, inwieweit diese Winde für eine horizontale oder vertikale Abdrift des Rovers beim Atmosphärenabstieg verantwortlich waren. Diese so gewonnenen Daten aus den unteren Schichten der Marsatmosphäre werden in die Planung zukünftiger Marslandungen einfließen. Der aus der Windabdrift resultierende leichte seitliche Versatz des Rovers während des Abstiegs wird es außerdem ermöglichen, aus den Bildern der MARDI-Kamera digitale Höhen- und Geländemodelle der Marsoberfläche im Bereich des Landegebietes von Curiosity zu erstellen.

Aber auch nach der Landung auf dem Mars wird die MARDI-Kamera weiterhin aktiv bleiben und den Boden direkt unterhalb von Curiosity im Blick behalten und dort befindliche Steine mit einer räumlichen Auflösung von lediglich 1,5 Millimetern pro Pixel abbilden. Diese Aufnahmen stellen in Kombination mit den Daten der anderen Instrumenten des Rovers einen wichtigen Beitrag für die geologischen Analysen des überquerten Geländes dar. Zusätzlich können die für die Steuerung von Curiosity verantwortlichen Roverdriver des JPL aus diesen Bildern wichtige Informationen über den Schlupf der Räder oder eine eventuelle seitliche Abdrift während einer Fahrt gewinnen. Bestimmt nicht nur für die interessierte Öffentlichkeit reizvoll ist zudem die sich hieraus ergebende Möglichkeit der Erstellung eines Videos, welches die Fahrt des Rovers über die Planetenoberfläche aus einer Entfernung von lediglich 66 Zentimetern Entfernung wiedergibt (diese 66 Zentimeter entsprechen der Bodenfreiheit der Unterseite des Rovers über der Planetenoberfläche).

Die MARDI-Kamera verfügt über ein Gewicht von 660 Gramm und benötigt im Betrieb eine elektrische Leistung von bis zu 10 Watt. MARDI ist mit einem CCD-Sensor mit 1600 x 1200 Pixeln ausgestattet und liefert damit – abhängig von der Entfernung zur Planetenoberfläche – eine Auflösung von 2.500 bis hinab zu 0,15 Zentimeter pro Pixel. Für die zwischenzeitliche Abspeicherung der einzelnen Farbbilder ist die Kamera mit einem Flash-Speicher ausgestattet, welcher über ein Fassungsvermögen von acht GB verfügt. In diesem Speicher können bis zu 4.000 Rohbilder der MARDI-Kamera abgelegt werden.

Verwandte Webseiten

• Malin et al., 2005 (engl.)
• Malin et al., 2009 (engl.)
• NASA: Mars Descent Imager (engl.)
• NASA: Video Camera Will Show Mars Rover’s Touchdown (engl.)
• Malin: MARDI (engl.)

Diskussion zu diesem Artikel

• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

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