Quelle: ESON 21. Dezember 2023.

Die riesige Sternenkinderstube befindet sich im Sternbild Centaurus (der Zentaur), etwa 6500 Lichtjahre von der Erde entfernt. Junge Sterne in diesem Nebel geben eine intensive Strahlung ab, die das Wasserstoffgas in der Umgebung in rosa Tönen leuchten lässt.

Der Running Chicken (Laufendes Huhn)-Nebel besteht eigentlich aus mehreren Regionen, die wir alle in diesem riesigen Bild sehen können, das sich über eine Fläche am Himmel von etwa 25 Vollmonden erstreckt [1]. Die hellste Region innerhalb des Nebels heißt IC 2948, wo manche den Kopf des Huhns sehen und andere sein Hinterteil. Die feinen pastellfarbenen Konturen sind flüchtige Schwaden aus Gas und Staub. In der Mitte des Bildes, gekennzeichnet durch die helle, vertikale, fast säulenartige Struktur, befindet sich IC 2944. Das hellste Funkeln in dieser besonderen Region ist Lambda Centauri, ein mit bloßem Auge sichtbarer Stern, der uns viel näher ist als der Nebel selbst.

In IC 2948 und IC 2944 selbst gibt es jedoch viele junge Sterne – und die sind zwar hell, aber ganz sicher nicht heiter. Da sie riesige Mengen an Strahlung ausstoßen, zerlegen sie ihre Umgebung, ähnlich wie, nun ja, ein Huhn. Einige Regionen des Nebels, die sogenannten Bok-Globulen, können dem heftigen Bombardement durch die ultraviolette Strahlung, die diese Region durchdringt, standhalten. Wenn Sie das Bild vergrößern, können Sie sie vielleicht kleine, dunkle und dichte Inseln aus Staub und Gas sehen, die über den Nebel verteilt sind.

Andere Regionen, die hier abgebildet sind, sind oben rechts Gum 39 und 40 und unten rechts Gum 41. Neben den Nebeln gibt es unzählige orange, weiße und blaue Sterne, die wie ein Feuerwerk am Himmel wirken. Insgesamt gibt es auf diesem Bild mehr zu bestaunen, als man beschreiben kann – zoomen Sie heran und schwenken Sie hinüber, und Sie werden ein Fest für die Augen erleben.

Dieses Bild ist ein großes Mosaik aus Hunderten von Einzelbildern, die sorgfältig zusammengefügt wurden. Die Einzelbilder wurden durch Filter aufgenommen, die Licht in verschiedenen Farben durchlassen, die dann zu dem hier gezeigten Endergebnis kombiniert wurden. Die Beobachtungen wurden mit der Weitwinkelkamera OmegaCAM am VST durchgeführt, einem Teleskop des Nationalen Instituts für Astrophysik in Italien (INAF), das von der ESO am Standort Paranal in der chilenischen Atacama-Wüste betrieben wird und sich ideal für die Kartierung des südlichen Himmels im sichtbaren Licht eignet. Die Daten, die in dieses Mosaik eingeflossen sind, wurden im Rahmen der VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge (VPHAS+) aufgenommen, einem Projekt zum besseren Verständnis des Lebenszyklus von Sternen.

Endnoten
[1] Dieses Bild erstreckt sich von Kante zu Kante über eine Breite von 270 Lichtjahren. Ein durchschnittliches Huhn würde fast 21 Milliarden Jahre brauchen, um es zu durchqueren. Das ist viel länger, als es unser Universum schon gibt.

Weitere Informationen
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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• ESO

Der Beitrag ESO: 1,5-Milliarden-Pixel-Bild zeigt Running Chicken Nebel in noch nie dagewesenem Detail erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESO ESON.

Die Ergebnisse, die heute in Nature Astronomy veröffentlicht wurden, helfen Astronomen, diese rätselhaften Sterne besser zu verstehen. Sie öffnen Türen zur Klärung anderer schwer zu lösender Rätsel der Sternastronomie.

Das Team unter der Leitung von Yazan Momany vom Astronomischen Observatorium des INAF in Padua in Italien untersuchte eine besondere Art von Sternen, die als extreme Horizontalaststerne bekannt sind – Objekte mit etwa der Hälfte der Masse der Sonne, aber vier- bis fünfmal heißer. „Diese heißen und kleinen Sterne sind etwas Besonderes, weil wir wissen, dass sie eine der letzten Lebensphasen eines typischen Sterns umgehen und vorzeitig sterben werden“, sagt Momany, der zuvor als Astronom am Paranal-Observatorium der ESO in Chile tätig war. „In unserer Galaxie werden diese merkwürdigen heißen Objekte im Allgemeinen mit einem nahen Begleitstern in Verbindung gebracht.“

Überraschenderweise scheint jedoch die große Mehrheit dieser extremen Horizontalaststerne, wenn sie in dicht gepackten Sterngruppen beobachtet werden, die Kugelsternhaufen genannt werden, keine Begleiter zu haben. Die Langzeitbeobachtung dieser Sterne durch die Forschergruppe, die mit ESO-Teleskopen durchgeführt wurde, zeigte auch, dass an diesen mysteriösen Objekten etwas mehr dran war. Bei der Untersuchung von drei verschiedenen Kugelsternhaufen stellten Momany und seine Kollegen fest, dass viele der darin enthaltenen extremen Horizontalaststerne im Laufe von nur wenigen Tagen bis zu mehreren Wochen regelmäßige Helligkeitsänderungen aufwiesen.

„Nachdem alle anderen Szenarien eliminiert worden waren, gab es nur noch eine einzige Möglichkeit, die beobachteten Helligkeitsschwankungen zu erklären“, folgert Simone Zaggia, eine Mitautorin der Studie vom Astronomischen Observatorium des INAF in Padua in Italien und ehemalige ESO-Stipendiatin: „Diese Sterne müssen von Flecken bedeckt sein!“

Flecken auf extremen Horizontalaststernen scheinen ganz anders zu sein als die dunklen Sonnenflecken auf der Sonne. Aber beide werden durch Magnetfelder verursacht. Die Flecken auf diesen heißen, extremen Sternen sind heller und heißer als die umgebende Sternoberfläche, im Gegensatz zur Sonne, wo wir Flecken als dunkle Verfärbungen auf der Sonnenoberfläche sehen, die kühler sind als ihre Umgebung. Die Flecken auf extremen Horizontalaststernen sind auch deutlich größer als Sonnenflecken und bedecken bis zu einem Viertel der Sternoberfläche. Diese Flecken sind unglaublich beständig und halten jahrzehntelang, während einzelne Sonnenflecken vorübergehend sind und nur einige Tage bis Monate überdauern. Während die heißen Sterne rotieren, erscheinen und verschwinden die Flecken auf der Oberfläche und verursachen die sichtbaren Helligkeitsveränderungen.

Neben den Helligkeitsänderungen aufgrund der Flecken entdeckte das Team auch einige extreme Horizontalaststerne, die Superflares zeigten – plötzliche Energieausbrüche und ein weiteres Anzeichen für die Existenz eines Magnetfeldes. „Sie ähneln den Flares, die wir auf unserer Sonne sehen, sind aber zehnmillionenmal energiereicher“, sagt der Mitautor der Studie, Henri Boffin, ein Astronom im deutschen Hauptsitz der ESO. „Ein solches Verhalten war sicher nicht zu erwarten und unterstreicht die Bedeutung von Magnetfeldern bei der Erklärung der Eigenschaften dieser Sterne“, sagt der Studienmitautor Henri Boffin.

Nachdem sechs Jahrzehnte lang versucht wurde, extreme Horizontalaststerne zu verstehen, haben die Astronomen nun ein vollständigeres Bild von ihnen. Darüber hinaus könnte dieses Ergebnis dazu beitragen, den Ursprung starker Magnetfelder in vielen Weißen Zwergen zu erklären, Objekten, die das letzte Stadium im Leben sonnenähnlicher Sterne darstellen und Ähnlichkeiten mit extremen Horizontalaststernen aufweisen. „Die übergeordnete Bedeutung“, so Teammitglied David Jones, ein ehemaliger ESO-Stipendiat, der jetzt am Instituto de Astrofísica de Canarias, Spanien, tätig ist, „besteht jedoch darin, dass die Helligkeitsänderungen aller heißen Sterne – von jungen sonnenähnlichen Sternen über alte extreme Horizontalaststerne bis hin zu längst verstorbenen Weißen Zwergen – alle miteinander in Verbindung gebracht werden könnten. Diese Objekte können daher so verstanden werden, dass sie kollektiv von magnetischen Flecken auf ihrer Oberfläche betroffen sind.“

Um zu diesem Ergebnis zu gelangen, benutzten die Astronomen mehrere Instrumente des Very Large Telescope (VLT) der ESO, darunter VIMOS, FLAMES und FORS2, sowie OmegaCAM, das am VLT-Survey-Teleskop (VST) des Paranal-Observatoriums angebracht ist. Außerdem setzten sie ULTRACAM am New Technology Telescope (NTT) am La-Silla-Observatorium der ESO, ebenfalls in Chile, ein. Der Durchbruch kam, als das Team die Sterne im nahen ultravioletten Teil des Spektrums beobachtete, wodurch sie die heißeren, extremen Sterne, die in Kugelsternhaufen unter den kühleren Sternen hell hervorstehen, sichtbar machen konnten.

Weitere Informationen
Diese Studie wird in der heute in Nature Astronomy (doi: 10.1038/s41550-020-1113-4) veröffentlichten Arbeit „A plage of magnetic spots among the hot stars of globular clusters“ vorgestellt.

Das Team besteht aus Y. Momany (INAF Astronomisches Observatorium von Padua, Italien [INAF Padua]), S. Zaggia (INAF Padua), M. Montalto (Abteilung für Physik und Astronomie, Universität Padua, Italien [U. Padua]), D. Jones (Instituto de Astrofísica de Canarias und Abteilung für Astrophysik, Universität La Laguna, Teneriffa, Spanien), H. M. J. Boffin (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), S. Cassisi (INAF-Astronomische Sternwarte der Abruzzen und INFN Pisa, Italien), C. Moni Bidin (Instituto de Astronomia, Universidad Catolica del Norte, Antofagasta, Chile), M. Gullieuszik (INAF Padua), I. Saviane (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile), L. Monaco (Departamento de Ciencias Fisicas, Universidad Andreas Bello, Santiago, Chile), E. Mason (INAF Astronomische Sternwarte von Triest, Italien), L. Girardi (INAF Padua), V. D’Orazi (INAF Padua), G. Piotto (U. Padua), A.P. Milone (U. Padua), H. Lala (U. Padua), P.B. Stetson (Herzberg Astronomie und Astrophysik, Nationaler Forschungsrat, Victoria, Kanada) und Y. Beletsky (Sternwarte Las Campanas, Carnegie Institution of Washington, La Serena, Chile).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO führt ein ehrgeiziges Programm durch, das sich auf die Planung, den Bau und den Betrieb leistungsfähiger bodengebundener Beobachtungseinrichtungen konzentriert, die es Astronomen ermöglichen, wichtige wissenschaftliche Entdeckungen zu machen. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope (VLT) und das weltweit führende Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope: VISTA im Infrarotbereich und das VLT Survey Telescope (VST) für sichtbares Licht. Am Paranal wird die ESO zukünftig außerdem das Cherenkov Telescope Array South beherbergen und betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlenobservatorium der Welt. Die ESO ist zusätzlich einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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• Sternentwicklung

Der Beitrag Sterne von riesigen magnetischen Flecken heimgesucht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: ESA.

Französische Wissenschaftler haben seit der Ankunft von Mars Express beim Roten Planeten die wüstenhafte Oberfläche mit dem Instrument OMEGA auf ihre Zusammensetzung hin eingehend untersucht. Das Observatoire pour la Mineralogie, l‘Eau, les Glaces et l‘Activité (= „Observatorium für Mineralogie, Wasser, Eisflächen und die [geologische] Aktivität“) hat in dieser Zeit eine Karte der Oberflächenzusammensetzung mit einer Auflösung von rund 100 Metern erstellt. OMEGA analysiert dazu das von der Marsoberfläche zurückgeworfene Sonnenlicht im sichtbaren und infraroten Spektralbereich (von 0,5 bis 5,5 Nanometern Wellenlänge). Darüber hinaus verrät OMEGA den Wissenschaftlern auch einiges über die Zusammensetzung der Atmosphäre des Planeten, da das von der Oberfläche reflektierte Licht auf dem Weg zu Mars Express zwangsläufig die Marsatmosphäre durchqueren muss.

Während eines Marsjahres (das 687 Erdentagen entspricht) hat OMEGA rund 90 Prozent der Planetenoberfläche untersucht und dabei Informationen über verschiedenste Gesteinsschichten gesammelt. Im Ergebnis hat das OMEGA-Team unter Leitung von Prof. Jean-Pierre Bibring vom „Institut d’Astrophysique Spatiale“ (IAS) in Orsay bei Paris drei geologische Zeitalter auf dem Mars identifizieren können. Darüber hinaus haben die Messdaten von OMEGA neue Hinweise auf Gebiete geliefert, die potentiell interessant für die zukünftig geplante Suche nach Spuren früherer Lebensformen sind.

Einer Kernaussage des OMEGA-Teams zufolge haben größere Wasservorkommen an der Marsoberfläche nur in der Frühgeschichte des Planeten für längstens 500 Millionen Jahre existieren können. Seit knapp vier Milliarden Jahren, so die Forscher weiter, ist unser äußerer Nachbar also im Wesentlichen der trockene Wüstenplanet, als der er sich heute den Kameraaugen der Raumsonden und Mars-Rover präsentiert.
Doch immerhin schließen auch die Wissenschaftler um Prof. Bibring nicht vollkommen aus, dass es in einer der beiden ersten geologischen Zeitalter zur Entwicklung einfacher Lebensformen auf dem Mars gekommen ist. So hat OMEGA verschiedene Gebiete identifizieren können, die mit Ton- und Lehmschichten bedeckt sind. Dabei könnte es sich um ehemalige Fluss- oder Seeböden handeln, die für zukünftige Mars-Lander potentiell interessante Untersuchungsgebiete darstellen – zumal das kalte und trockene Marsklima der letzten Milliarden Jahre grundsätzlich günstige Rahmenbedingungen für die Konservierung prähistorischer Lebensformen geboten hat. Allerdings, so betonen die Wissenschaftler, könnten die Ton- und Lehmablagerungen sich auch unter der Oberfläche gebildet haben, so dass es eventuell zu keiner Zeit lebensfreundliche, feuchte Gebiete an der Marsoberfläche gegeben hat.

Über mögliche lebensfreundliche Areale unter der harschen Marsoberfläche sagen die OMEGA-Daten allerdings nichts aus. Ganz im Gegenteil lassen frühere Messdaten anderer Mars Express-Instrumente sogar die Vermutung zu, dass es noch heute dem Leben wohlgesonnene Nischen auf oder besser: im Inneren des Roten Planeten gibt.

Der Beitrag Mars – leblose Wüste seit Äonen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Michael Stein

Die wissenschaftlichen Ziele
In vielerlei Hinsicht ist Mars Express (MEX) ein Erbe der im November 1996 kurz nach dem Start gescheiterten russischen Mars-Mission Mars 96. Das Versagen der vierten Raketenstufe führte damals zum Verlust der Sonde, die mit der ungeheuren Zahl von insgesamt 24 Instrumenten – viele davon waren von mittel- und westeuropäischen Staaten zur Verfügung gestellt worden – ähnliche wissenschaftliche Zielstellungen wie nun MEX hatte. Auch im wortwörtlichen Sinne erbt MEX vieles von Mars 96: Bis auf das MARSIS-Radar sind alle wissenschaftlichen Instrumente des Orbiters Reserveinstrumente dieser russisch-europäischen Mars-Mission, die natürlich teilweise für den Einbau in MEX angepasst werden mussten.

Ein zweiter Grund, warum Mars Express in rekordverdächtig kurzer Zeit und mit vergleichsweise geringem finanziellen Aufwand realisiert werden konnte, war die weitgehende Übernahme von Technologien, die für die europäische Kometensonde Rosetta entwickelt worden sind. Annähernd 65 Prozent der Bauteile von Mars Express (ohne die wissenschaftlichen Instrumente) sind identisch oder zumindest teilweise identisch mit ihren Rosetta-Pendants!

Mit insgesamt sechs Kameras und wissenschaftlichen Instrumenten soll MEX vor allem neue Erkenntnisse über die Struktur und den Aufbau der Marsatmosphäre sowie der Marsoberfläche gewinnen. Die globale Aufnahme der Planetenoberfläche mit einer Auflösung von 10 Metern pro Pixel soll neue Erkenntnisse in Bereichen wie der Topographie und Morphologie des Mars ermöglichen. Ebenso im globalen Maßstab soll die mineralogische Zusammensetzung der Marsoberfläche mit einer Auflösung von 100 Metern kartografiert werden. Weiterhin wird MEX als erste Raumsonde Strukturen bis in einigen Kilometern Tiefe unter der Marsoberfläche untersuchen und dabei auch Wasservorkommen entdecken können.

Der zweite Schwerpunkt der Mission ist die Atmosphärenforschung. In diesem Bereich soll MEX die globale Zirkulation und die Zusammensetzung der Marsatmosphäre untersuchen. Auch die Wechselwirkung zwischen den oberen Schichten der Atmosphäre mit dem interplanetaren Medium wird Gegenstand der Beobachtung durch den europäischen Orbiter sein.

Neben den sechs wissenschaftlichen Instrumenten und Kameras wird auch die Parabolantenne für die Kommunikation der Raumsonde mit der Erde für wissenschaftliche Zwecke genutzt, indem die Veränderungen ausgewertet werden, die Radiosignale von MEX beim Durchlaufen der Marsatmosphäre erfahren.

Die Umlaufbahn

Wenn Mars Express am 26. Dezember 2003 in eine stark elliptische Umlaufbahn um den Roten Planeten eingeschwenkt ist wird der Orbiter mit Hilfe von vier Zündungen des Haupttriebwerks in den folgenden Tagen in seine endgültige Umlaufbahn wechseln. Von dort aus wird er zum einen als Relaisstation für die Datenübermittlung vom und zum mitgeführten Mars-Lander Beagle 2 dienen, der nur mit Hilfe von MEX Kontakt mit der Erde aufnehmen kann. Die stark exzentrische Umlaufbahn mit einer Inklination (= Bahnneigung ggü. dem Äquator) von 87°, einem Perizentrum (= marsnächster Punkt des Orbits) von rund 250 Kilometer und einem Apozentrum (= marsfernster Punkt des Orbits) von zunächst rund 11.500 Kilometer ist auf die Belange der wissenschaftlichen Beobachtungsinstrumente an Bord von MEX ausgerichtet – und doch stellt sie einen Kompromiss dar, wie ESA-Missionsspezialist Martin Hechler gegenüber Raumfahrer.net erläuterte.

„Normalerweise würde man für dieses Ziel versuchen, eine niedrige Kreisbahn zu erreichen […]. Wenn man sich das Problem allerdings genauer anschaut findet man heraus, dass eine [durch die HRSC-Kamera des Orbiters erstellte] globale Karte in hoher Auflösung so viele Daten enthält, dass man sie nicht so schnell zur Erde übertragen kann, wie man sie in einer niedrigen Bahn aufnehmen könnte. Dass heißt, die meisten Beobachtungen, die man machen könnte, kann man nicht auswerten. Wir haben uns deshalb für eine exzentrische Bahn entschieden. Wir können viel mehr Satellitenmasse in eine solche Bahn einschießen, ohne Aerobraking und den damit verbunden Zeitverlust, und außerdem bietet sich dann ein einfacheres Satellitendesign an, mit fest montierten Instrumenten und einer fest montierten Antenne“, so Martin Hechler. Wie so oft also ist die Umlaufbahn ein Kompromiss zwischen dem Wünschenswerten und dem Bezahlbaren (denn eine größere Treibstoffmenge bedeutet ein höheres Gewicht der Sonde und damit – wie meistens in der Raumfahrt – auch höhere Kosten, da für den Start dann eine stärkere Trägerrakete hätte gewählt werden müssen).

Mars Express wäre von seiner strukturellen Belastbarkeit her übrigens durchaus in der Lage, eine niedrigere Umlaufbahn ähnlich wie beispielsweise der amerikanische Mars-Orbiter 2001 Mars Odyssey durch ein Manöver zu erreichen, das als „Aerobraking“ bezeichnet wird: Dabei fliegt die Raumsonde wiederholt durch die obersten Schichten der Atmosphäre des Zielplaneten, so dass der dabei auf sie einwirkende Luftwiderstand zu einer Reduzierung der Geschwindigkeit und damit gleichzeitig zu einer Absenkung des Apozentrums führt. Außer den bereits genannten Gründen hat man sich bei der ESA auch aufgrund der bei diesem Manöver auf die Raumsonde einwirkenden Kräfte und des damit verbundenen Risikos dafür entschieden, auf ein Aerobraking zu verzichten.

Der für die ersten 440 Tage eingenommene Orbit von MEX mit einer Umlaufdauer von 7,5 Stunden führt fast genau über beide Pole des Roten Planeten, so dass nach und nach die gesamte Marsoberfläche unter den Instrumenten des Orbiters hindurchziehen wird. Nach diesem Zeitraum wird das Apozentrum der Umlaufbahn auf rund 10.100 Kilometer reduziert, um die Beobachtungsposition von MEX zu optimieren. Ein Problem, das die Missionsspezialisten der ESA noch zu lösen hatten, war die gewünschte Bewegung des marsnächsten Punktes der Umlaufbahn entlang der Breitengerade des Planeten – schließlich möchte man nicht nur einen Streifen, sondern möglichst die gesamte Planetenoberfläche aus der Nähe beobachten können. „Um dieses Problem zu lösen, hilft uns die Polabplattung von Mars, der so genannte „J2-Effekt“. Mars ist, wie die Erde, nicht ganz rund. Das führt dazu, dass die Beschleunigung auf den Satelliten nicht genau zentrisch ist. Der Effekt [..] ist eine […] Bewegung (= „Regression“) des Perizentrums und der Bahnebene […]. Genauer bewegt sich der marsnächste Punkt etwa ein halbes Grad pro Tag. Das heißt in der Polarbahn kann man letztendlich alle geographischen Breiten aus niedrigen Höhen beobachten“, wie Martin Hechler gegenüber Raumfahrer.net erläuterte.

Während jeden Umlaufs wird Mars Express für rund 30 Minuten weniger als 1.000 Kilometer und für 1,5 Stunden weniger als 3.000 Kilometer von der Marsoberfläche entfernt sein. Immer zu dieser Zeit der größten Annäherung an den Planeten wird die Sonde so ausgerichtet, dass die Messinstrumente ihn für etwa eine Stunde beobachten können. In den ersten Monaten der Mission, so lange Beagle 2 noch in Betrieb ist, findet während dieser Phase über die UHF-Antenne des Orbiters auch die Kommunikation mit dem Lander statt. Wenn MEX anschließend wieder dem marsfernsten Punkt seiner stark elliptischen Umlaufbahn zustrebt wird seine Lage im All so geändert, dass die Hauptantenne in Richtung Erde zeigt und die zwischenzeitlich gesammelten Daten dorthin übermittelt sowie neue Befehlssequenzen vom Kontrollzentrum empfangen werden können. Die Datenübertragung erfolgt abhängig von der Entfernung zwischen Mars und Erde mit bis zu 230 KBit pro Sekunde, so dass zwischen 0,5 und 5 GBit wissenschaftlicher Daten pro Tag zur Erde übertragen werden können. Auf der Erde werden die Daten von Mars Express und Beagle 2 von der neuen Deep Space-Bodenstation New Norcia der ESA in Australien empfangen, und auch die Übermittlung von Befehlen an die beiden Raumsonden erfolgt mit Hilfe der 35 Meter-Antenne in New Norcia. Zuletzt erfolgt vor der erneuten Annäherung an den Mars wieder eine Reorientierung des Orbiters, bevor es in eine neue Beobachtungsphase geht.

Dieser Zyklus soll sich für mindestens ein Marsjahr (also 687 Erdentage) wiederholen, wobei eine Verlängerung der wissenschaftlichen Beobachtungsmission von Mars Express auf zwei Marsjahre wahrscheinlich ist.

Instrumente zur Beobachtung der Marsoberfläche

Drei der sechs Instrumente von MEX dienen der Beobachtung der Marsoberfläche und der Gewinnung von Informationen über die Struktur des Marsuntergrunds. Zwei dieser Instrumente (MARSIS und OMEGA) liefern quasi nebenher auch gleich noch Aufschluss über einige Aspekte der Marsatmosphäre, doch dazu im Folgenden mehr.

Ein absolutes „Highlight“ der Mission ist die unter Federführung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof gebaute und mit zwei Objektiven ausgestattete High Resolution Stereo Camera (HRSC). Mit Hilfe dieser Kamera wird die gesamte Planetenoberfläche mit einer Auflösung von weniger als dreißig Metern in Farbe und 3D, mindestens die Hälfte der Planetenoberfläche sogar mit weniger als fünfzehn Meter Auflösung pro Pixel aufgenommen werden. Darüber hinaus ist die HRSC in der Lage, ausgewählte Bereiche der Marsoberfläche mit einer Auflösung von nur zwei Metern aufzunehmen – auf einer solchen Aufnahme wäre sogar der Mars-Lander Beagle 2 noch erkennbar! „Da die Bilder mit einer Auflösung von zwei Metern eingebettet sind in gröber aufgelöste Bilder mit zehn Metern Auflösung werden wir präzise wissen, wohin wir gerade blicken“, so der für die HRSC verantwortliche Wissenschaftler Prof. Gerhard Neukum. Durch diese Einbettung der extrem hochaufgelösten Bilder in Aufnahmen mit gröberer Auflösung wird es erstmalig möglich sein, die Position der hochaufgelösten Landstriche exakt zu bestimmen – bei früheren Orbitern mit ähnlich hochauflösenden Kameras war die genaue Verortung der aufgenommenen Stellen nicht möglich.

Neben der Beantwortung wissenschaftlicher Fragestellungen werden die Aufnahmen von HRSC natürlich auch für die Festlegung von Landestellen künftiger Mars-Missionen von großer Bedeutung sein. Mit ihrer Hilfe wird man wissenschaftlich interessante Orte auf der Planetenoberfläche bestimmen können, die aufgrund ihrer Beschaffenheit gleichzeitig auch für die Landung von Mars-Sonden geeignet sind.

Obwohl alle aufgenommenen Bilder bereits in der Kamera automatisiert bearbeitet und komprimiert werden wird die HRSC für rund 40 Prozent der wissenschaftlichen Daten verantwortlich sein, die von MEX zur Erde gesendet werden! (Zum Vergleich: für sämtliche Daten des Landers Beagle 2 sind in den Missionsplanungen weniger als drei Prozent der gesamten Datenmenge vorgesehen.)

Ein anderes faszinierendes Instrument zur Erforschung der Marsoberfläche ist MARSIS (= Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding) – wobei es genauer wäre, dabei von einem Instrument zur Erforschung des Marsuntergrundes zu sprechen. Bei MARSIS handelt es sich um ein Radar, das mit Hilfe einer 40 Meter langen Antenne (die sich erst in der Marsumlaufbahn entfaltet) Wasservorkommen im Marsboden bis hinab in eine Tiefe von einigen Kilometern finden soll. Um dies zu erreichen sendet das Gerät niederfrequente Radiowellen aus, die zwar größtenteils bereits von der Marsoberfläche reflektiert werden, von denen aber eben auch ein Teil in den Boden gelangt und erst dort zurückgeworfen wird, wenn die Radiowellen auf Grenzschichten zwischen verschiedenen Materialien treffen. Die wichtigste Aufgabe von MARSIS wird die Suche nach Wasser oder Wassereis im Marsboden sein, aber quasi als Nebeneffekt werden die Wissenschaftler des MARSIS-Teams an der Universität La Sapienza in Rom mit Hilfe dieses Radars auch neue Erkenntnisse über die so genannte Ionosphäre des Mars gewinnen, da die Radarsignale auf ihrem Weg durch diese obere Atmosphärenschicht von den dort befindlichen elektrisch geladenen Teilchen teilweise zurückgeworfen werden. MARSIS wird Bodenuntersuchungen vor allem dann durchführen, wenn sich der marsnächste Punkt der MEX-Umlaufbahn auf der Nachtseite des Planeten befindet, da die ausgesandten Radiowellen ansonsten zu sehr durch die tagsüber deutlich aktivere Ionosphäre des Planeten verändert werden.

Das dritte Instrument zur Untersuchung der Marsoberfläche ist OMEGA, mit dessen Hilfe eine Karte der Oberflächenzusammensetzung mit einer Auflösung von 100 Metern erstellt werden soll. OMEGA analysiert dazu das von der Marsoberfläche zurückgeworfene Sonnenlicht im sichtbaren und infraroten Spektralbereich (von 0,5 bis 5,5 Nanometern Wellenlänge). „Wir wollen den Eisengehalt der Oberfläche ermitteln, den Wassergehalt des Gesteins […] und das Vorhandensein von nicht-silikonen Materialien wie Kohlenstoff und Nitrat“ erläutert Jean-Pierre Bibring vom Institute d’Astrophysique Spatiale in Orsay (Frankreich). Da das von der Oberfläche reflektierte Licht auf dem Weg zu Mars Express zwangsläufig die Marsatmosphäre durchqueren muss wird OMEGA gleichzeitig auch Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre liefern.

Instrumente zur Atmosphärenbeobachtung
Zwei der drei Instrumente, mit deren Hilfe die Marsatmosphäre untersucht werden soll, widmen sich der Zusammensetzung der marsianischen, extrem dünnen Lufthülle, während das dritte Experiment (ASPERA) vor allem die Folgen der permanenten „Bombardierung“ der oberen Atmosphärenschichten durch den so genannten Sonnenwind untersuchen wird.

Das Planetary Fourier Spectrometer (PFS) wird den Wissenschaftlern Angaben über die Zusammensetzung der Marsatmosphäre erlauben, indem es die Absorption von Sonnenlicht und die damit verbundene anschließende Aussendung infraroter (Wärme-)Strahlung durch verschiedene Moleküle in der Atmosphäre beobachtet. Sein Hauptaugenmerk wird dabei der vertikalen Verteilung und Temperatur von Kohlendioxid gelten, das 95 Prozent der Mars-Atmosphäre ausmacht. Ein zweiter Schwerpunkt wird die Suche nach Spuren von Wasser, Kohlenmonoxid, Methan und Formaldehyd sein. Trotz der nur geringen Spuren dieser Elemente in der Marsatmosphäre hoffen die Wissenschaftler des Istituto Fisica Spazio Interplanetario in Rom, dass sie aufgrund tausender Messungen während der Lebensdauer von Mars Express tragfähige Durchschnittswerte für den Anteil dieser Elemente in der Atmosphäre erhalten werden.

Mit dem SPICAM-Instrument soll das Vorhandensein von Wasserdampf und Ozon in der Atmosphäre im planetaren Maßstab und die eventuelle Veränderung des Anteils dieser beiden Elemente während der Marsjahreszeiten gemessen werden. Zu diesem Zweck ist SPICAM mit je einem Ultraviolett- und Infrarotsensor ausgestattet. Während der Ultraviolettsensor die Absorption des UV-Lichts durch das Ozon in der Marsatmosphäre registrieren kann, soll der Infrarotsensor des Instruments die Absorption der infraroten Strahlung durch den atmosphärischen Wasserdampf messen.

Das sechste wissenschaftliche Instrument an Bord von Mars Express schließlich ist ASPERA (= Analyser of Space Plasmas and Energetic Neutral Atoms). Mit Hilfe dieses Instruments wollen die Wissenschaftler vom Schwedischen Institut für Weltraumphysik in Kiruna mehr über die turbulente Geschichte der Marsatmosphäre erfahren. Anders als unsere Erdatmosphäre ist die Lufthülle des Mars nicht durch ein Magnetfeld vor dem so genannten „Sonnenwind“ (einem von der Sonne ausgehenden Strom elektrisch geladener Teilchen) geschützt: Seit Jahrmilliarden trifft dieser solare Teilchenstrom ungehindert auf die oberen Schichten der Marsatmosphäre und reißt dabei ständig Atome der marsianischen Lufthülle ins Weltall. ASPERA wird das Vorhandensein von Ionen (elektrisch geladenen Atomen), Elektronen und elektrisch neutralen Atomen in den oberen Atmosphärenschichten messen, was Rückschlüsse auf die Anzahl der Wasserstoff- und Sauerstoffatome zulässt, die mit dem Sonnenwind wechselwirken. Dadurch wird es möglich sein Schätzungen über das Ausmaß des Verlustes zu machen, den die Marsatmosphäre in den vergangenen Jahrmilliarden durch den Sonnenwind erlitten hat. Auch die Regionen der Marsatmosphäre, in denen es besonders intensiv zu solchen Wechselwirkungen zwischen Sonnenwind und Marsatmosphäre kommt, hoffen die schwedischen Wissenschaftler mit Hilfe von ASPERA zu entdecken.

Zu guter Letzt sei an dieser Stelle noch MaRS erwähnt. Dabei handelt es sich um kein eigenständiges wissenschaftliches Instrument – sonst wären wir auch bei sieben statt der angekündigten sechs Instrumente -, sondern um die wissenschaftliche Auswertung von Radiosignalen, die mit der Hauptkommunikationsantenne von Mars Express zur Erde geschickt werden. Der eigentliche Zweck dieser rund 1,6 Meter durchmessenden Parabolantenne ist natürlich die Datenübermittlung zwischen Erde und MEX, aber wie schon bei MARSIS und OMEGA (siehe oben) kann man sich auch hier den Effekt, dass Signale beim Durchlaufen der Marsatmosphäre und -ionosphäre in spezifischer Weise verändert werden, wissenschaftlich zunutze machen. Und nicht nur das: „Variationen im Gravitationsfeld des Mars werden geringe Änderungen in der Geschwindigkeit der Raumsonde relativ zur Bodenstation hervorrufen, die mit einer Genauigkeit von einem Zehntel der Geschwindigkeit einer Schnecke gemessen werden können“, sagt der für das MaRS-Experiment verantwortliche Wissenschaftler Martin Pätzold von der Uni Köln. Diese Geschwindigkeitsänderungen werden ausgewertet, um ein Bild des Schwerkraftfeldes des Mars zu erhalten, was wiederum Rückschlüsse auf die interne Zusammensetzung des Planeten zulässt.

Der Beitrag Der Mars Express-Orbiter erschien zuerst auf Raumfahrer.net.