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

Am 1. August 2013 benutzte der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity eine seiner wissenschaftlichen Kameras, die MastCam-100, dazu, um die beiden Marsmonde Phobos und Deimos abzubilden. Bereits in der Vergangenheit wurden die beiden Optiken der MastCam zur Beobachtung der beiden Marsmonde eingesetzt. Bei diesen Aufnahmen wurden allerdings in erster Linie sogenannte Sonnentransits dieser Monde verfolgt (Raumfahrer.net berichtete).

Anfang dieses Monats konnte jedoch dokumentiert werden, wie Phobos, der innere und vom Durchmesser her größere der beiden Marsmonde, auf seiner Bahn um den Mars vor dem weiter außen gelegenen Mond Deimos vorbeizog und diesen dabei bedeckte. Hierbei handelte es sich um die erste von der Marsoberfläche aus dokumentierte Deimos-Bedeckung. Das Ereignis dauerte etwa 55 Sekunden an. In diesem Zeitraum nahm die MastCam-100 insgesamt 41 Einzelbilder auf, welche teilweise erst über eine Woche nach ihrer Anfertigung an das Roverkontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt wurden.

Aus diesen Einzelaufnahmen, welche in Abständen von jeweils 1,4 Sekunden angefertigt wurden, haben die Mitarbeiter der Mission mittlerweile eine kurze Videosequenz erstellt. Das Video kann sowohl bei YouTube als auch auf einer entsprechenden Internetseite des JPL Photojournal betrachtet werden. Bei der nebenstehenden Version des Videos wurden die 41 Originalaufnahmen durch die Einfügung von interpolierten Bildern ergänzt.

Auf den Aufnahmen sind auf der Oberfläche des etwa 6.000 Kilometer entfernt befindlichen Mondes Phobos verschiedene größere Impaktkrater erkennbar. Der wissenschaftliche Zweck dieser Aufnahmen weist allerdings einen anderen Schwerpunkt auf, denn mit dieser Beobachtung der Deimos-Bedeckung von der Planetenoberfläche aus lassen sich die exakten Verläufe der Umlaufbahnen der beiden Marsmonde mit einer extrem hoher Genauigkeit bestimmen.

„Unser ultimatives Ziel besteht darin, das Wissen über die Umlaufbahn von Phobos so weit zu verfeinern, dass wir darauf basierend die Kräfte berechnen können, welche von Phobos aus auf dem Mars einwirken“, so Mark Lemmon von der A&M University in Texas/USA, einer der für den Einsatz der MastCam verantwortlichen Mitarbeiter des Curiosity-Teams. „Eventuell erhalten wir durch diese Daten auch weitere Erkenntnisse über den inneren Aufbau des Mars oder über Dichteschwankungen im Inneren von Phobos. Außerdem wollen wir in Erfahrung bringen, ob sich der Orbit von Deimos systematisch verändert.“
Phobos benötigt für einen vollständigen Umlauf um den Mars gegenwärtig lediglich 7 Stunden, 39 Minuten und 12 Sekunden, wobei er sich in einer Entfernung von weniger als 6.000 Kilometern über der Marsoberfläche bewegt. Im Gegensatz zu der Umlaufbahn des Deimos befindet sich die Phobos-Umlaufbahn somit am Rand der Roche-Grenze des Mars, was zu einer langsamen Zunahme der Umlaufgeschwindigkeit und zugleich zu einer stetigen weiteren Annäherung an die Planetenoberfläche führt. Laut den aktuellen Berechnungen liegt diese Annäherungsrate gegenwärtig bei etwa 1,8 Metern pro 100 Jahre.

Im Falle von Deimos könnte sich die Situation anders herum gestalten. Es ist denkbar, dass dessen gegenwärtige mittlere Entfernung von etwa 20.000 Kilometern zur Marsoberfläche im Laufe der Zeit langsam zunimmt.

Mark Lemmon und sein Team hatten im Vorfeld der am 1. August dokumentierten Deimos-Bedeckung berechnet, dass dieses Ereignis kurz nach einer geplanten Datenübertragung durch den Marsorbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) erfolgen würde. Somit war die Durchführung der Beobachtungssequenz möglich, ohne dabei in Konflikt mit anderen Tätigkeiten des Rovers zu geraten. Auch der notwendige Energieverbrauch fiel lediglich minimal aus.

Bis zum heutigen Tag, dem „Sol“ 366 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von fast 2.000 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. Die bisher letzte Fahrt erfolgte am gestrigen Tag und führte über eine Distanz von etwa 26 Metern in die südwestliche Richtung.

Seit dem Erreichen des Mars haben die Kamerasysteme von Curiosity 74.793 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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• Aktuelle Diskussion zu Curiosity

Der Beitrag Curiosity beobachtet Bedeckung des Marsmondes Deimos erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 5. August 2013 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 18.38 Uhr MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,03 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 197. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini eine Inklination von 53,4 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des knapp 24 Tage andauernden Umlaufs – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 196“ – insgesamt 34 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Der Großteil dieser Kampagnen wird erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben.

Im Rahmen ihrer ersten Beobachtungssequenz wird sich die Kamera jedoch am 10. August zuerst auf den Saturnmond Iapetus richten und diesen in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument der Raumsonde, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), abbilden. Zum Zeitpunkt der Beobachtungen wird sich dieser im Mittel 1.436 Kilometer durchmessenden Saturnmond in einer Entfernung von rund 4,91 Millionen Kilometern zu Cassini befinden, weshalb es nicht möglich sein wird, Details von dessen zweigeteilten Oberfläche abzubilden. Auch eines der markantesten Merkmale von Iapetus, ein rund 1.300 Kilometer langer, 20 Kilometer breiter und bis zu 13 Kilometer hoher Bergrücken wird auf den Aufnahmen nicht erkennbar sein.

Vielmehr sollen die beiden Instrumente eine Sternokkultation dokumentieren. Iapetus wird dabei den im Sternbild Orion gelegenen Stern Bellatrix bedecken. Sollte Iapetus von einer dünnen Atmosphäre umgeben sein, so würde das Licht des Sterns unmittelbar vor und nach der Bedeckung durch den Mond minimal abgeschwächt. Zudem ließe sich durch die Messungen des UVIS-Spektrometers die ungefähre Dichte dieser Exosphäre ermitteln.

Im Anschluss an diese Atmosphärensuche wird sich das Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler auf den Saturn richten. Dieser soll zunächst ebenfalls mit dem UVIS-Spektrometer unter der Benutzung verschiedener UV-Kanäle abgebildet werden. Am 12. und 13. August wird zudem ein weiteres Spektrometer, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), im Rahmen von drei Observationen die Tagseite und die nördliche Polarregion des Ringplaneten abbilden. All diese Beobachtungen werden durch zusätzliche ISS-Aufnahmen ergänzt.

Durch eine für den 14. August geplante Abbildung der Saturnatmosphäre durch die WAC-Kamera sollen anschließend erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden. Durch die Beobachtung von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen in den Atmosphären des Saturn lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen. Diese Beobachtung ist Bestandteil einer langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagne“. Bis zum 29. August sind weitere 14 dieser jeweils nur wenige Minuten andauernden Beobachtungen vorgesehen.

Im Anschluss an die erste Sturmbeobachtungskampagne sollen jedoch zunächst 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 der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren.

Am 17. August wird Cassini um 17.35 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 197 erreichen und den Planeten in einer Entfernung von rund einer Million Kilometern passieren. Bereits mehrere Stunden zuvor wird sich die ISS-Kamera auf einen Teilbereich des äußeren A-Ringes richten, wobei unter anderem zum wiederholten Mal sogenannte „Propellerstrukturen“ dokumentiert werden sollen. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine „Hohlräume“ innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden (Raumfahrer.net berichtete). Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Etwa 90 Minuten nach dem Passieren der Periapsis steht eine weitere Sternokkultation auf dem Beobachtungsprogramm. Neben der ISS-Kamera wird hierbei ein drittes Spektrometer, das Visual and Infrared Spectrometer (VIMS), zum Einsatz kommen. Bei dieser Okkultation wird der veränderliche Stern W Hydrae von Teilen des Ringsystems bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von W Hydrae erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche den Stern bei dieser Okkultation bedecken.

Für die folgenden Tage stehen weitere Beobachtungen des Ringsystems, eine Suche nach Wolkenformationen in der Atmosphäre des größten Saturnmondes, des 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, sowie die Erstellung einer kurzen Videosequenz des F-Ringes auf dem Arbeitsprogramm der Raumsonde.

Bei der Beobachtung des F-Ringes gilt das wissenschaftliche Interesse speziell den diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe sowie deren Interaktion mit den in der Nähe befindlichen Monden. Frühere Beobachtungen zeigten, dass vor allem gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Struktur des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich. Am 29. August werden ISS-Kamera und VIMS-Spektrometer zudem eine weitere Sternokkultation, diesmal wird der Stern Beta Andromedae vom Ringsystem bedeckt, dokumentieren.

Nur wenige Stunden nach dieser finalen Beobachtungssequenz wird die Raumsonde Cassini schließlich um 16.49 MESZ in einer Entfernung von rund 2,1 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 197. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 198 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 12. September 2013 in einer Entfernung von rund 1.400 Kilometern passiert werden wird.

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

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Der Beitrag Raumsonde Cassini beginnt den 197. Saturn-Umlauf erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 6. Mai 2013 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 12.49 Uhr MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 190. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt Cassini auf ihrer Umlaufbahn um den Saturn über eine Inklination von 61,7 Grad.

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 des 9,6 Tage andauernden Orbits – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 189“ – insgesamt 24 Beobachtungskampagnen vorgesehen, mit denen größtenteils die Atmosphäre und das Ringsystem untersucht werden sollen.

Die erste dieser Beobachtungen wird bereits etwas über eine Stunde nach dem Beginn des neuen Orbits erfolgen und den Saturn zum Ziel haben. Mittels der hierbei geplanten Abbildungen der Saturnatmosphäre durch die WAC-Kamera, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagne“ sind, sollen erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden.

Durch die Beobachtung von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen in der Atmosphäre des Ringplaneten lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen. Für die folgenden neun Tage sind weitere 13 dieser jeweils lediglich wenige Minuten andauernden „Storm Watch“-Observationen geplant.

Unmittelbar nach dem Abschluss der ersten „Storm Watch“-Beobachtung wird sich die ISS-Kamera auf den F-Ring des Saturn richten, um dessen diverse Verästelungen und gewundene Einzelringe abzubilden. Frühere Beobachtungen zeigten, dass vor allem gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora den F-Ring gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich (Raumfahrer.net berichtete).

Für den 7. Mai sind dann neben vier weiteren Saturnbeobachtungen die Abbildungen von mehreren der kleinen inneren Saturnmonde vorgesehen, welche dabei im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden sollen. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Planeten und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern.

Nach einer 12 Stunden andauernden Beobachtung des äußeren B-Ringes, welche bereits am 9. Mai erfolgt, wird Cassini schließlich am 11. Mai um 7.37 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 190 erreichen. Zu dieser Zeit wird sich die Raumsonde 316.230 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Um diesen Zeitpunkt herum wird sich das Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler in erster Linie auf die Atmosphäre des Ringplaneten konzentrieren.

Bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung an den Saturn wird dazu das „Radio Science Subsystem“ (kurz „RSS“) aktiviert. Dieses Instrument besteht aus drei Sende-Empfangsanlagen, welche die Veränderung von Radiowellen messen, sobald diese die Atmosphäre des Saturn (beziehungsweise bei alternativen Messkampagnen das Ringsystem des Saturn oder die dichte Atmosphäre des Titan, des größten Saturnmondes) durchdringen. Je nach Frequenzband werden die ausgestrahlten Radiosignale durch Cassini selbst oder durch die Empfangsanlagen des Deep Space Network (DSN) empfangen.

Im Bereich des S-Bandes sendet Cassini dazu eine hochstabile Trägerwelle in Richtung des DSN, ohne selbst Signale zu empfangen. Hierfür wird der Sender der Kommunikationsanlage der Raumsonde verwendet, welcher die Trägerwelle mit einer Sendeleistung von zehn Watt abstrahlt. Analog wird auch im X-Band gesendet, wobei auch vom DSN abgestrahlte Signale empfangen und ausgewertet werden können. Für Messungen bei Frequenzen von 32.028 MHz und 34.316 MHz (Ka-Band) verwendet das RSS einen eigenen Transmitter, welcher speziell für die Erfordernisse des Instruments konstruiert wurde. Dieser kann sowohl Signale zum DSN senden als auch empfangen.

Durch die Auswertung der im Rahmen dieser Kampagne ausgestrahlten Radiosignale wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler die Temperatur, Dichte und Zusammensetzung der oberen Schichten der Saturnatmosphäre ermitteln. Des weiteren soll ein vertikales Profil der Ionendichte in der Ionosphäre des Saturn gewonnen werden. Ergänzend zu diesen Messungen soll eines der Spektrometer der Raumsonde, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), den Heliumanteil in dem durch das RSS-Experiment untersuchten Bereich der Saturnatmosphäre bestimmen.

Nach dem Abschluss dieser Messungen wird sich das Interesse der Wissenschaftler auf das Ringsystem des Saturn richten. Zuerst soll dazu ein weiteres Spektrometer, das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), eingesetzt werden, welches die zu diesem Zeitpunkt von der Sonne beleuchteten Bereiche verschiedener Ringe abbilden wird. Anschließend wird die ISS-Kamera eingesetzt, um den äußeren A-Ring abzubilden. Mit den entsprechenden Aufnahmen sollen zum wiederholten Mal sogenannte „Propellerstrukturen“ in diesem Ring dokumentiert werden. Bei diesen entfernt an Flugzeugpropeller erinnernden, lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine „Hohlräume“ innerhalb des A-Ringes, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Am 12. Mai wird die ISS-Kamera zusammen mit dem VIMS-Spektrometer eine Sternokkultation dokumentieren. Hierbei wird der veränderliche Rote Riesenstern W Hydrae von Teilen den Ringsystems bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von W Hydrae erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche den Stern bei dieser Okkultation bedecken.

Für die folgenden Tage sind weitere Beobachtungen der Saturnringe vorgesehen. Zwei Beobachtungskampagnen werden zudem den größten Saturnmond, den 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, zum Ziel haben. Hierbei soll aus Entfernungen von 2,37 beziehungsweise 2,49 Millionen Kilometern nach Wolkenstrukturen in dessen Atmosphäre Ausschau gehalten werden. Wie bei der Beobachtung der Saturnatmosphäre ergeben sich hierbei Informationen über das dortige aktuelle Wettergeschehen. Am 14. Mai wird die ISS-Kamera zudem zwei weitere Saturnmonde dokumentieren. Hierbei wird der lediglich 103 x 80 x 64 Kilometer große Mond Pandora aus der Sicht der Kamera am Südpol des etwa 396 Kilometer durchmessenden Mondes Mimas vorbeiziehen.

Am 16. Mai 2013 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 2.30 MESZ in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und damit auch diesen 190. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den dann beginnenden Orbit Nummer 191 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Außerdem wird die Raumsonde am 23. Mai den Mond Titan im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges in einer Entfernung von 970 Kilometern passieren und 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 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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Der Beitrag Cassini: Der Saturnorbit Nummer 190 beginnt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem Sommer 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer elliptischen Umlaufbahn um den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems. Während der bisher absolvierten 183 Umläufe um den Saturn hat Cassini dabei mit dem aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehenden ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumente, eine Vielzahl von Bildern von der Saturnatmosphäre sowie von den 62 bisher bekannten Monden und den diversen Ringen dieses faszinierenden Planeten angefertigt, welche von der interessierten Öffentlichkeit auch auf einer speziellen Internetseite betrachtet werden können.

Zwecks einer eingehenden wissenschaftlichen Untersuchung des Aufbaus des Ringsystems bildete die ISS-Kamera in der Vergangenheit auch immer wieder vom Standort der Raumsonde aus sichtbare Sternokkultationen ab, in deren Verlauf verschiedene relativ helle Hintergrundsterne durch Teile des Ringsystems bedeckt wurden. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in den Lichtkurven der bedeckten Sterne erhalten die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler nähere Aufschlüsse über den Aufbau und die Struktur der einzelnen Ringe. Durch die zeitliche Abfolge der auftretenden Helligkeitsschwankungen der Hintergrundsterne und deren Intensität können so zum Beispiel Rückschlüsse über die Lichtdurchlässigkeit und somit auch über die Materialdichte und Partikelgröße der einzelnen Ringstrukturen gewonnen werden.
Am 10. November 2012 konnte dabei ein ganz besonderer „Stern“ beobachtet werden, welcher dabei von Teilen des C-Ringes des Saturn-Ringsystems bedeckt wurde. Bei dem hellen Punkt, welcher in der nebenstehenden Abbildung zu sehen ist, handelt es sich um die Venus – den zweitinnersten Planeten unseres Sonnensystems. Aufgrund der großen Entfernung zwischen den beiden Planeten – die Distanz zwischen Venus und Saturn betrug zum Aufnahmezeitpunkt rund 1,423 Milliarden Kilometer – ist die Venus in dieser Aufnahme nur als heller Lichtpunkt erkennbar.

Zum Zeitpunkt der Aufnahme dieses Bildes befand sich die Sonne von Cassini aus gesehen direkt hinter der Planetenscheibe des Saturn, so dass in dieser Aufnahme in ihrem rechten Bereich die nicht von der Sonne beleuchtete Saturnhemisphäre und weiter links davon die zu diesem Zeitpunkt im Blickfeld der Kamera befindlichen Ringe im Gegenlicht gezeigt werden. Die einzelnen Ringstrukturen offenbaren sich bei diesen Beleuchtungsverhältnissen in einer Perspektive, in der auch Details ihrer Strukturen sichtbar werden, welche unter den normalerweise genutzten Beleuchtungsverhältnissen nicht erkennbar sind. Entsprechende Aufnahmen werden über längere Zeiträume hinweg belichtet, so dass bei der anschließenden Bildauswertung auch lichtschwächere Ringe oder feine Ringstrukturen erkennbar sind.

In einer zweiten Aufnahme vom 4. Januar 2013 – auch diese wurde im Gegenlicht erstellt – ist ebenfalls die Venus zu sehen. Neben der dunklen Planetenscheibe des Saturn in der linken Bildhälfte sind in dieser Falschfarbenaufnahme der breite, bläulich erscheinende E-Ring und darüber der dünne G-Ring erkennbar. Direkt zwischen dem G-Ring und der Planetenscheibe ist die Venus zu sehen. Die unförmige Struktur des E-Ringes wird durch die Vielzahl der Staubpartikel erzeugt, aus denen sich dieser Ring zusammenfügt. Bei dem hellen Punkt im Bereich des E-Ringes handelt es sich dagegen um einen viele Lichtjahre entfernt liegenden Hintergrundstern.

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

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Der Beitrag Saturnorbiter Cassini bildet Venus ab erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express befindet sich bereits seit dem Dezember 2003 in einer elliptischen Umlaufbahn um den Mars und untersucht seitdem die Oberfläche und die Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten mit insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumenten. Unter günstigen Bedingungen rücken dabei auch immer wieder Phobos und Deimos, die beiden Monde des Mars, in den Mittelpunkt des wissenschaftlichen Interesses. Am morgigen Tag ergibt sich so die Gelegenheit, die Umlaufbahn des inneren und größeren der beiden Marsmonde, des Phobos, noch genauer als bisher zu bestimmen.

Die Berechnungen des für die Flugkontrolle der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express verantwortlichen „Flight Dynamics Teams“ haben gezeigt, dass sich am morgigen 30. April 2012 eine sehr seltene Konstellation ergibt. An diesem Tag wird sich Phobos auf seiner Umlaufbahn um den Mars für die Dauer von knapp 12 Sekunden direkt zwischen die Raumsonde und die Erde schieben. Dabei wird Phobos die von Mars Express an die in Cebreros/Spanien befindliche Station des ESTRACK-Kommunikationsnetzwerkes ausgestrahlten Radiosignale blockieren.

Sollten die Berechnungen, welche auf den bisher bekannten Orbitparametern des Mondes und der genau bekannten Position der Raumsonde basieren, korrekt sein, so können durch die Verfolgung des Radiosignals die bisher bekannten Parameter der Umlaufbahn von Phobos noch weiter verfeinert werden. Zu diesem Zweck soll die Raumsonde so ausgerichtet werden, dass die für die Kommunikation benötigte Hauptantenne direkt auf die Erde zeigt. Anschließend wird Mars Express ein stetiges Signal aussenden, welches mit der 35-Meter-Antenne in Cebreros empfangen wird.

Spezielle radiometrische Aufnahmegeräte werden dabei das eingehende Raumsondensignal aufzeichnen und so auch den Beginn und das Ende der Unterbrechung des Funksignals mit einer Genauigkeit von weniger als einer Sekunde erfassen. Laut den Berechnungen sollte das von Mars Express ausgehende Signal von 23:21:22,9 Uhr bis 23:21:34,1 Uhr MESZ (Raumsondenzeit) unterbrochen werden. Aufgrund des gegenwärtigen Abstandes von rund 140 Millionen Kilometern zwischen dem Mars und der Erde und der sich daraus ergebenden Signallaufzeit von über sieben Minuten würde diese Unterbrechung anschließend von 23:29:13,0 Uhr bis 23:29:24,2 Uhr MESZ von der Empfangsstation in Cebreros registriert.

Die Empfangsdaten von der ESTRACK-Station sollen anschließend von Spezialisten der ESA und des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA näher analysiert werden. Durch minimalste Abweichungen zwischen den berechneten und den real empfangenen Signalzeiten lassen sich die bisher bekannten Parameter der Phobos-Umlaufbahn noch weiter verfeinern. Dies ist besonders für zukünftige Untersuchungen des Marsmondes von Bedeutung. Für diese ist eine möglichst genaue Kenntnis der Umlaufbahn von Phobos nötig.

„Die Beobachtung dieser Okkultation verspricht einen gewaltigen Schub in unserem Verständnis von Phobos“, so Michel Denis, der für die Mars Express-Mission verantwortliche Spacecraft Operations Manager der ESA.
Bereits wenige Sekunden nach dem Ende der Okkultation werden die Instrumente der Raumsonde um 23:22 Uhr MESZ erneut auf den Mars ausgerichtet und ihre regulären wissenschaftlichen Untersuchungen fortsetzen.

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Der Beitrag Mars Express vermisst die Umlaufbahn von Phobos erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von rainergerhards. Quelle: NASA (JPL/SSI).

Diese Entdeckung hilft, das Verständnis von der Entstehung des Ringsystems zu verbessern. Wissenschaftler hatten bereits erwartet, dass Meteoriteneinschläge auf Janus und Epimetheus Material von diesen Monden absprengen und in eine Umlaufbahn um Saturn bringen. Sie waren aber überrascht, eine solch wohl definierte Ringstruktur vorzufinden.
Die Beobachtung wurde möglich durch eine ungewöhnlich lange Verdeckung der Sonne durch Saturn. Dabei steht der Saturn zwischen Cassini und der Sonne. Cassini befindet sich somit im Saturn-Schatten. Die Ringe werden von hinten beleuchtet, was die Wahrnehmung von feineren Details ermöglicht. Cassini führt regelmäßig Beobachtungen während solcher Verdeckungen durch. Diese dauern normalerweise ca. eine Stunde. Diesmal war es ein zwölfstündiger Verdeckungsmarathon.

Der Beitrag Cassini entdeckt neuen Saturnring erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

Gefunden wurden die Wolken mit Hilfe des SPICAM-Instrumentes an Bord der ESA-Sonde Mars Express. Die Ergebnisse sind ein weiteres Puzzlestück zum Verständnis der Marsatmosphäre.

Bislang wussten Wissenschaftler nur von Wolken in den unteren Schichten der Marsatmosphäre. SPICAM, ein Spektrometer für den infraroten und ultravioletten Wellenlängenbereich, entdeckte eine flüchtige Wolkenschicht in einer Höhe von 80 bis 100 Kilometern. Die Wolken bestehen wahrscheinlich aus Kohlendioxid.

SPICAM konnte die Wolken entdecken, indem es Sterne beobachtete, die kurze Zeit später durch den Mars verdeckt wurden. Durch die Untersuchung des Sternenlichts, das sich durch die Marsatmosphäre bewegt hatte, konnten Molekülprofile der Marsatmosphäre erstellt werden. Jede Durchsicht der Marsatmosphäre entspricht einem Profil.

Die ersten Hinweise auf eine Wolkenschicht tauchten auf, als in einigen Profilen die Sterne hinter der Schicht in 90 bis 100 Kilometern Höhe merklich schwächer leuchteten. Das kam zwar nur bei etwa einem Prozent der Profile vor, aber nachdem etwa 600 Profile gesammelt waren, konnte das Team einen Irrtum weitgehend ausschließen.

„Wenn Sie die Wolken von der Oberfläche des Mars aus betrachten wollen, müssen Sie wahrscheinlich bis nach Sonnenuntergang warten“, erklärt Franck Montmessin, SPICAM-Wissenschaftler und verantwortlicher Autor des Forschungsberichts. Die Wolken sind sehr dünn und können nur gesehen werden, wenn sie Sonnenlicht vor einem dunklen Himmel reflektieren. Darin ähneln sie den nachts leuchtenden (noctilucent) Wolken der Mesosphäre der Erde. Diese finden sich 80 Kilometer über der Erdoberfläche, wo die Dichte der Atmosphäre der des Mars in nur 35 Kilometern Höhe entspricht. Die neu entdeckten Wolken kommen also in einer wesentlich dünneren Atmosphäre vor.

In 90 bis 100 Kilometern Höhe über der Marsoberfläche beträgt die Temperatur -193 Grad Celsius. Es ist also unwahrscheinlich, dass die Wolken aus Wasser bestehen. „Wir beobachten die Wolken in einer extrem kalten Umgebung, in der hauptsächlich Kohlendioxid vorkommt, das unter seinen Kondensationspunkt gekühlt wird. Daraus schließen wir, dass die Wolken aus Kohlendioxid bestehen“, sagt Montmessin.

Aber wie entstehen diese Wolken? SPICAM lieferte die Antwort durch die Entdeckung von bisher unbekannten winzigen Staubteilchen, die oberhalb von 60 Kilometern in der Marsatmosphäre vorkommen. Die Staubkörner haben die Größe von 100 Nanometern.

Sie bilden wahrscheinlich den Kern, an denen sich Kohlendioxidkristalle bilden und so Wolken formen können. Es sind möglicherweise mikroskopische Teilchen, die von der Oberfläche des Mars stammen und in die obere Atmosphäre getragen wurden. Eine andere Erklärung sind Überreste von Meteoriten, die in der Atmosphäre des Mars‘ verbrannt sind.

Die neu entdeckten Wolken haben Auswirkungen auf Landemissionen, denn die Marsatmosphäre könnte dichter sein als bisher angenommen. Das könnte eine wichtige Information für zukünftige Landemissionen sein, welche den Widerstand der äußeren Atmosphäre zum Abbremsen nutzen, um anschließend zu landen oder in eine Umlaufbahn einzuschwenken.

Der Beitrag Seltene Wolken in großer Höhe erschien zuerst auf Raumfahrer.net.