Quelle: ESA.

2. November 2021 – Nach neuesten Schätzungen gelangen jährlich 10 Millionen Tonnen Plastik ins Meer – das entspricht einer Lastwagenladung Plastik pro Minute. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler wissen aber nur, was mit rund einem Prozent davon passiert. Die Satellitenüberwachung könnte in Zukunft dazu beitragen, das Ausmaß des Plastikmülls zu erfassen und zu beobachten, wo sich das Plastik verteilt – vorausgesetzt, dass dies auch in der Praxis funktioniert.

„Unser Ziel ist es, einige grundlegende Fragen zu beantworten“, sagte der ESA-Antennentechniker und Leiter des Projekts Peter de Maagt.

„Können wir überhaupt schwimmende Kunststoffe mit weltraumgestützter Überwachung erkennen? Und wenn ja, ist die Frage, welche Techniken am erfolgversprechendsten sind, wie häufig sie eingesetzt werden sollten und wie empfindlich sie sein sollten? Bisher orientierten sich die Forscher an ihrem Bauchgefühl bei der Frage, was am besten funktionieren könnte. Wir arbeiten nun aber aktiv daran, das Rätselraten zu beenden.“

Die Testphase fand im Forschungsinstitut Deltares in dessen riesiger Atlantikbecken-Anlage in der Nähe von Delft in den Niederlanden statt.

Anton de Fockert, Hydraulikingenieur von Deltares, erklärt: „Diese einzigartige 650 Quadratmeter große Anlage ist mit Wellengeneratoren ausgestattet, um realistische Tiefwasserwellen zu erzeugen, wie man sie auch im Ozean vorfindet.“

Peter de Maagt merkt an: „Wir haben beschlossen, diese Technik verschiedenen europäischen Organisationen und Forschungsinstitutionen zur Verfügung zu stellen, die an unterschiedlichen Satellitenmethoden zur Erkennung von Plastikmüll im Meer forschen. Die Teams wurden über die Open Space Innovation Platform der ESA rekrutiert, über die Ideen für neue Weltraumforschungsaktivitäten gesammelt werden.“

Anton de Fockert ergänzt: „Das im Becken verwendete Plastik umfasste Material, das zuvor im Rahmen von Säuberungskampagnen der Stichting de Noordzee und Schone Rivieren aus dem Meer geborgen wurde, sowie Neumaterial.“ Um ein Höchstmaß an Realitätsnähe zu erreichen, wurde das Plastik in Form von im Meer vorkommenden Gegenständen wie Taschen, Flaschen, Netzen und Seilen, Besteck und Styroporkugeln im Becken platziert. Um die tatsächliche Verteilung auf See besser nachzubilden, wurden weitere Nicht-Plastikartikel hinzugefügt, darunter Zigarettenstummel.

„Diese erste Testphase dauerte zwei Wochen, zuzüglich einer ersten Woche für die Einrichtung“, fügt Peter de Maagt hinzu. „Wir starteten zunächst mit viel schwimmendem Plastik und ohne Wellen und verringerten dann die Gesamtplastikmenge, indem wir mit sanften Wellen begannen und diese dann nach und nach vergrößerten.“

Die teilnehmenden Teams und ihre speziellen Instrumente, die die Beobachtungen aus dem Weltraum simulieren sollten, überwachten die Anlage von oben.

Teams des Instituts für Telekommunikation in Portugal und der Universität von Stirling in Schottland setzten Radar-Fernerkundung ein. Die Technische Universität Katalonien nutzte die „GNSS-Reflektometrie“, die sich auf reflektierte Signale von Navigationssatelliten stützt. Und eine Gruppe der Universität Oldenburg in Deutschland setzte optische Messgeräte ein.

In der Zwischenzeit führte ein Team der University of Alberta in Kanada und der Technical University Delft in den Niederlanden grundlegende physikalische Analysen durch – einschließlich des Versuchs, die wellenabdämpfende Wirkung von Plastikmüll im Meer besser zu bestimmen, was in Zukunft zur Ermittlung von Plastikkonzentrationen genutzt werden könnte.

„Wir sind dabei, unsere Daten zu verarbeiten“, erklärt de Maagt. „Die ersten Ergebnisse sehen vielversprechend aus, d. h. die Teams haben unter bestimmten Umständen brauchbare Signale erhalten, aber es müssen noch viele weitere Analysen durchgeführt werden. Wir wollen die Zeit zwischen dieser Testphase und der Folgeuntersuchung, die Anfang nächsten Jahres stattfinden soll, nutzen, um Wissenslücken zu ermitteln, auf die wir uns weiter konzentrieren müssen.

Dieses Projekt ist Teil einer größeren OSIP-Mission gegen Plastikmüll im Meer, unterstützt durch das Discovery and Preparation-Programm der ESA, zur Überwachung der Grundlagenforschung, die die Basis für künftige ESA-Missionen bildet.

Sehen Sie sich unseren Dokumentarfilm “Planet Aqua“ über Weltraumtechnologien für die Wasserwirtschaft wie der Erkennung von Plastikmüll im Meer in voller Länge an. Dieser wird kommentiert von ESA-Astronaut André Kuipers.

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• Planet Erde

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Quelle: ESA.

25. Januar 2021 – Die ESA-Exoplaneten-Mission Cheops hat ein einzigartiges Planetensystem mit der Bezeichnung TOI-178 entdeckt. Dieses besteht aus sechs Exoplaneten, von denen sich fünf in einem seltenen rhythmischen Tanz um ihr Zentralgestirn bewegen. Die Größe und Masse dieser Planeten folgt allerdings keinem derart geordneten Muster. Dieser Fund stellt die derzeitigen Theorien zur Planetenentstehung infrage.

Die zunehmende Entdeckung von Planetensystemen, die sich von unserem Sonnensystem stark unterscheiden, verbessert unser Verständnis über die Planetenentstehung und -entwicklung fortwährend. Das Planetensystem TOI-178, das gut 200 Lichtjahre entfernt im Sternbild des Bildhauers liegt, dient hierfür als eindrucksvolles Beispiel.

Nach Beobachtungen des Planetensystems mit dem NASA-Weltraumteleskop TESS, kurz für Transiting Exoplanet Survey Satellite, gingen Astronominnen und Astronomen bereits davon aus, dass sie dort zwei oder mehr Exoplaneten finden würden. Neue, hochpräzise Daten des 2019 ins All gestarteten ESA-Weltraumteleskops Cheops,kurz für Characterising Exoplanet Satellite, zeigen nun, dass TOI-178 mindestens sechs Planeten umfasst und dass dieses ferne Sonnensystem außergewöhnlich aufgebaut ist. Das Team um Adrien Leleu von der Universität Genf und der Universität Bern hat seine Ergebnisse heute in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Eine der Besonderheiten des TOI-178-Systems, die die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler mit Cheops aufdecken konnten, ist, dass die Planeten – mit Ausnahme desjenigen, der dem Stern am nächsten ist – einem rhythmischen Tanz folgen, während sie sich auf ihren Bahnen bewegen. Dieses Phänomen wird als Bahnresonanz bezeichnet: Die Planeten folgen in ihrem Weg um den Stern herum sich stetig wiederholenden Mustern, und alle paar Orbits ordnen sie sich in einer Linie an.

Eine ähnliche Bahnresonanz wurde bei den drei Jupitermonden Io, Europa und Ganymed beobachtet. In der Zeit, in der Ganymed einen Orbit schafft, durchläuft Europa zwei Orbits und Io vier, deshalb ist hier von einem 4:2:1-Muster die Rede.

Im System TOI-178 ist die Resonanzbewegung weitaus komplexer, da fünf Planeten involviert sind. Diese folgen einem 18:9:6:4:3-Muster: Während der zweite Planet vom Stern aus betrachtet 18 Orbits durchläuft, absolviert der dritte Planet, der zweite im Muster, neun Orbits und so weiter.

Anfangs fanden die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler nur vier Planeten in der Bahnresonanz. Als sie jedoch dem Muster folgten, berechneten sie, dass das System noch einen weiteren Planeten umfassen müsste -der vierte im Muster und damit der fünfte Planet vom Stern aus gesehen.

„Wir prognostizierten seine Bahn sehr genau, indem wir annahmen, dass er sich in Resonanz mit den anderen Planeten bewegte“, erklärt Leleu. Eine zusätzliche Beobachtung mit Cheops bestätigte, dass sich der vermutete Planet tatsächlich im prognostizierten Orbit bewegte.“

Nachdem sie diese seltenen orbitalen Anordnungen entdeckt hatten, wollten die Wissenschaftler herausfinden, ob die Dichte der Planeten,also ihre Größe und Masse, einem ebenso geordneten Muster folgt. Für diese Untersuchungen kombinierten Leleu und sein Team Cheops-Daten mit denen aus Beobachtungen von bodenbasierten Teleskopen der Europäischen Südsternwarte im Paranal-Observatorium in Chile.

Doch während die Planeten im TOI-178-System ihren Stern in einer sehr geordneten Weise umkreisen, geht es bei ihren Dichten chaotischer zu.

Einer der Exoplaneten ähnelt von der Dichte der Erde, während sein Nachbar von ähnlicher Größe eine viel geringere Dichte aufweist und damit an einen Mini-Jupiter erinnert. Der nächste Nachbar weist ähnliche Eigenschaften wie der Neptun auf.

„Das hatten wir nicht erwartet“, sagt Leleu. „Solch einen Aufbau beobachten wir zum ersten Mal in einem Planetensystem. Uns sind wenige Systeme bekannt, in denen die Planeten in so einer rhythmischen Resonanz unterwegs sind, doch bei denen nimmt die Dichte der Planeten allmählich ab, je weiter sie vom Stern entfernt sind. Der Theorie nach hätten wir also genau das erwartet.“

Normalerweise könnten katastrophale Ereignisse wie Rieseneinschläge große Schwankungen in der Planetendichte erklären, aber das TOI-178-System wäre dann nicht auf diese Weise geordnet.

„Die Bahnen in diesem System sind sehr gut geordnet, was uns sagt, dass sich dieses System seit seiner Geburt recht sanft entwickelt hat“, erklärt Co-Autor Yann Alibert von der Universität Bern.

Die Aufdeckung der komplexen Architektur des TOI-178-Systems, die aktuelle Theorien zur Planetenentstehung in Frage stellt, wurde dank der fast 12-tägigen Beobachtungen mit Cheops möglich. (elf Tage durchgehende Beobachtung sowie zwei kürzere Beobachtungen).

„Die Lösung dieses aufregenden Rätsels erforderte einiges an Planungsaufwand, insbesondere die Planung der 11-tägigen Dauerbeobachtung, die notwendig war, um die Signaturen der verschiedenen Planeten einzufangen“, sagt Kate Isaak, Cheops-Projektwissenschaftlerin bei der ESA. „Diese Studie hebt wunderbar hervor, was ein potenzieller Cheops-Nachfolger leisten könnte – nämlich nicht nur bereits bekannte Planeten besser zu charakterisieren, sondern auch neue aufzuspüren und zu bestätigen.“

Leleu und sein Team wollen Cheops weiter nutzen, um das TOI-System noch eingehender zu untersuchen.

„Wir könnten mehr Planeten in der habitablen Zone entdecken – wo sich flüssiges Wasser auf der Planetenoberfläche befinden könnte –, die jenseits der Orbits der Planeten, die wir bisher entdeckt haben, anfängt“, so Leleu weiter. „Außerdem möchten wir herausfinden, was mit dem innersten Planeten, der sich nicht in Resonanz mit den anderen befindet, geschehen ist. Wir vermuten, dass er wegen Gezeitenkräften aus dieser Resonanz herausgefallen ist.“

Astronomen werden Cheops nutzen, um Hunderte bekannter Exoplaneten, die um helle Sterne kreisen, zu untersuchen.

„Cheops wird nicht nur unser Wissen über die Entstehung von Exoplaneten verbessern, sondern auch über die Entstehung unseres Planeten und des Sonnensystems“, fügt Isaak hinzu.

Publikation:
„Six transiting planets and a chain of Laplace resonances in TOI-178“ von A. Leleu et al. erscheint in Astronomy & Astrophysics. DOI: 10.1051/0004-6361/202039767

Mehr über Cheops:
Cheops ist eine in Partnerschaft mit der Schweiz entwickelte ESA-Mission, mit einem von der Universität Bern geführten Konsortium und wichtigen Beiträgen aus Österreich, Belgien, Frankreich, Deutschland, Ungarn, Italien, Portugal, Schweden und Großbritannien.

Die ESA ist die Architektin der Cheops-Mission und zeichnet verantwortlich für die Beschaffung und das Testen des Satelliten, den Start und die frühe Operationsphase, die Inbetriebnahme im Orbit sowie das Gastbeobachterprogramm, über das sich Wissenschaftler weltweit für Beobachtungen mit Cheops bewerben können. Das von der Schweiz geführte Konsortium aus elf ESA-Mitgliedsstaaten hat wesentliche Elemente der Mission zur Verfügung gestellt. Der Hauptauftragnehmer für die Entwicklung und den Bau des Raumfahrzeuges ist Airbus Defence and Space in Madrid, Spanien.

Das Cheops-Missionskonsortium betreibt das Missionsoperationszentrum am INTA in Torrejón de Ardoz bei Madrid, Spanien, und das Wissenschaftsoperationszentrum an der Universität Genf, Schweiz.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• ESO: Exoplaneten mit rhythmischer Bewegung (25. Januar 2021)

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Erstellt von Viktoria Schöneich. Quelle: NASA

Junos Reise begann vor fast fünf Jahren am 5. August 2011 mit dem Start auf einer Atlas V551. Dieser Träger besitzt 5 Feststoffbooster als Starthilfe sowie eine wiederzündbare Centaur-Oberstufe, mit der der Einschuss in die Transferbahn zu Jupiter vorgenommen wurde. Kurz nach dem Start wurden die Instrumente der Raumsonde überprüft sowie erste Kurskorrekturen vorgenommen. Ein gutes Jahr nach dem Start wurden schließlich zwei längere Bahnmanöver durchgeführt, die jeweils etwa 30 Minuten dauerten und die Flugbahn korrigierten. Im Oktober wurde Juno mittels eines Swing-By Manövers an der Erde auf ihre Endgeschwindigkeit beschleunigt und auf Jupiterkurs gebracht.

Für den Einschuss in die Jupiterumlaufbahn wurden neben den wissenschaftlichen Instrumenten auch einige Softwarefeatures deaktiviert, um einem plötzlichen Neustart oder anderen Anomalien während dieser kritischen Phase vorzubeugen. Einige Minuten vor dem Einschuss wurde die Nutationsrate (Nickbewegung) gedämpft und das Raumschiff von zwei auf fünf Umdrehung pro Minute aufgespint, um die Lagestabilität zu verbessern. Die Triebwerkszündung selber nahm 35 Minuten in Anspruch und wurde mit dem Deep Space Network der NASA überwacht, das die Signale nach etwa 48 Minuten empfing.

Nun befindet sich Juno in einem Capture Orbit, den sie bis zum 14. Oktober beibehalten wird; in diesem Zeitraum werden zwei Jupiterumrundungen vollendet. Hier werden die wissenschaftlichen Instrumente wieder hochgefahren, getestet und kalibriert. Während des zweiten Orbits wird Junos Haupttriebwerk erneut für 22 Minuten zünden und die Raumsonde auf den Wissenschaftsorbit einschießen. Ab dem vierten Orbit, der am 16. November beginnen wird, soll die wissenschaftliche Arbeit aufgenommen werden.

Die Umweltbedingungen um den Gasriesen zeichnen sich insbesondere durch ein extremes Magnetfeld aus, das bis zu zwanzigmal stärker ist als das der Erde. Ähnlich wie unser Heimatplanet fängt das Magnetfeld geladene Teilchen vom Sonnenwind (und Jupiters Vulkanmond Io) ein und zwingt sie in Gürtel um den Planeten. Aus diesem Grunde ist eine Annäherung an Jupiter für die Elektronik einer Raumsonde sehr gefährlich. Auf der anderen Seite muss Juno, um die gewünschte Messgenauigkeit zu erzielen, so nah wie möglich an Jupiters Wolkendecke heranfliegen (auf 4200 km – 7900 km Entfernung am Perijovum, dem jupiternächsten Punkt). Die Wahl des Wissenschaftsorbits spiegelt diese Problematik.

Junos Orbit führt über die Jupiterpole, wo die Strahlenbelastung für die Raumsonde am geringsten ist. Da sich der Planet um die eigene Achse dreht, bekommt Juno im Laufe der Mission die ganze Planeten“oberfläche“ zu Gesicht. Ein weiterer Vorteil dieses Orbits ist, dass der Jupiter sich nicht zwischen der Sonde und der Sonne/Erde befindet, was für die Energieversorgung und Kommunikation von Bedeutung ist. Gleichzeitig ist der Orbit hochelliptisch; eine Umrundung dauert 14 Tage. Dadurch ist die Geschwindigkeit der Raumsonde umso größer, je näher sie sich am Perijovum befindet und ihre Aufenthaltszeit in den gefährlichen Strahlungsgürteln geringer.

Insgesamt sollen 32 Wissenschaftsorbits vollendet werden. Bei jedem Orbit wird der Fokus auf ein bestimmtes Instrument gelegt und die Lage der Raumsonde so angepasst, wie es für das jeweilige Instrument am günstigsten ist. Nachdem die wissenschaftliche Arbeit abgeschlossen ist, soll Juno auf Kollisionskurs mit Jupiter gebracht werden. Dies hat vor allem den Zweck, dass die Sonde nicht mit einem der Jupitermonde kollidiert und ihn versehentlich mit irdischem Leben kontaminiert. Der Eintritt in die Atmosphäre ist für den 20. Februar 2018 geplant.

Die Raumsonde
Juno vereint sowohl technische Neuerungen als auch Konzepte, die sich in der Raumfahrt bereits bewährt haben. Eine dieser Neuerungen fällt sofort ins Auge: Musste Rosetta noch in den Winterschlaf versetzt werden, da mit ihren Solarzellen keine Stromerzeugung in dieser Entfernung möglich war, wird Junos Energie vollständig über ihre drei 9 m langen Solarpaneele generiert. In Sonnennähe kann die generierte Leistung gedrosselt werden, um einen Überschuss an Energie zu vermeiden, den man sonst mühselig in den Weltraum abstrahlen müsste. In Schattenphasen versorgen Lithium-Ionen-Akkus die Raumsonde mit Strom.

Auch die neue Fertigungstechnologie des 3D-Drucks hält mit Juno Einzug in eine größere Raumfahrtmission: die Raumsonde hat 3D-gedruckte Titankomponenten an Bord. Diese Technik ist für die Raumfahrt besonders reizvoll, da sie die Möglichkeit bietet, andernfalls schwierig zu fertigende Komponenten in einem vertretbaren finanziellen Rahmen herzustellen. Allerdings ist diese Technik für raumfahrtrelevante Materialien stellenweise noch nicht ganz ausgereift und die Qualifikation kann sich je nach 3D-Druckverfahren komplex gestalten.

Um die empfindliche Elektronik vor der aggressiven Strahlung zu schützen, ist sie in einem 18 kg schweren Titanwürfel verbaut, die die Strahlung abschirmen soll. Diese Art von Strahlungsabschirmung ist ebenfalls ein Novum für die Raumfahrt.

Für die Lageregelung setzt die NASA hingegen auf die bewährte Drallstabilisierung. Hier rotiert das Raumschiff um eine Achse und stabilisiert hierdurch die Lage. Die Drehrate variiert von Missionsphase zu Missionsphase: in der Cruise-Phase dreht sie sich lediglich mit einer Umdrehung pro Minute. Ist eine höhere Lagegenauigkeit gefragt, wie zum Beispiel bei Bahnmanövern, wird die Drehrate auf fünf Umdrehungen pro Minute erhöht. Das Lageregelungssystem besteht aus 12 Düsen, die in vier Blöcken angeordnet sind. Dies erlaubt dem Raumschiff eine Kontrolle um alle drei Achsen. Auch das Haupttriebwerk ist mit einem Hydrazin-NTO (Stickstofftetroxid) Triebwerk eher ein alter Bekannter. Es liefert einen Schub von 645 Newton.

Die Wissenschaft

Junos Hauptziel ist ein besseres Verständnis der Entstehung von Jupiter und somit unseres Sonnensystems. Dies trägt nicht nur zur Klärung der jahrhundertealten Frage nach der Entstehung der Erde bei, sondern ermöglicht es auch, die Entstehungsprozesse extrasolarer Planetensysteme besser zu verstehen.

Momentan geht man davon aus, dass sich unser Sonnensystem aus einer Akkretionsscheibe aus Staub und Gas formte, aus der sich durch Gravitationseinflüsse allmählich die Planeten und andere Körper unseres Sonnensystems formten. Warum Jupiter die meiste Masse für sich beanspruchen konnte, ist allerdings bisher unklar. Es könnte sein, dass sich zunächst ein massereicher Kern geformt hat, der schließlich mehr Masse auf sich zog als die anderen Planetesimale („halbfertige“ Planeten) oder dass eine instabile Region in der Staubscheibe kollabiert ist. Um die Kerntheorie zu überprüfen, soll Juno mithilfe des Magnet- und Gravitationsfeldes den Kern von Jupiter vermessen. Mit diesen Informationen lassen sich auch Rückschlüsse auf die Entstehung der anderen Planeten und schließlich der Erde ziehen.

Jupiter konnte durch seine große Gravitation und die Entfernung zur Sonne die flüchtigen Gase, die bei der Entstehung des Sonnensystems vorherrschten, festhalten und hat somit die Zusammensetzung der Akkretionsscheibe konserviert. Eine Untersuchung der Komponenten von Jupiter wird somit Aufschluss auf die chemische Vergangenheit des Sonnensystems geben.

Ein weiteres Untersuchungsobjekt ist die Dynamik der Jupiteratmosphäre, die in nie dagewesener Tiefe kartografiert werden soll. Auch Jupiters Magnetfeld wird ein Untersuchungsgegenstand sein. Da der Orbit von Juno über den Polen verläuft, können Polarlichter beobachtet und analysiert werden. Junos Orbit führt sie außerdem so nah an den Jupiter heran wie kein Orbiter vor ihr. Von der JunoCam sind also spektakuläre Farbaufnahmen von Jupiters Wolken und Stürmen zu erwarten.

Wenn man das ehrgeizige Portfolio an wissenschaftlichen Zielen betrachtet, erscheinen die 1,13 Milliarden Dollar, die die NASA für die Mission geplant hat, gut investiert. Juno wird schließlich nicht nur weitere Geheimnisse der Entstehung unseres Sonnensystems und anderer Planetensysteme lüften, sondern auch eine Reihe neuer Technologien im Weltall erproben und für künftige Missionen nutzbar machen. Man darf sehr gespannt auf die Ergebnisse sein.

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• Juno – Mission beim Jupiter

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Ertsellt von Thomas Weyrauch. Quelle: JAXA

Akatsuki („Morgendämmerung“) ist für die japanische Agentur für Luft- und Raumfahrtforschung (Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA) im Weltraum unterwegs. Ihr Start erfolgte am 20. Mai 2010 um 21:58 Uhr und 22 Sekunden UTC vom Yoshinobu-Startkomplex an der Südküste der japanischen Insel Tanegashima auf einer Rakete des Typs H-IIA (H-IIA F17).

Die Sonde mit einer Startmasse von 518,6 Kilogramm ist dazu gedacht, Klima, Wetter und Oberfläche der Venus zu untersuchen. Dafür wurde ihre wissenschaftliche Nutzlast mit einer Gesamtmasse von 34 Kilogramm mit einer Anzahl spezieller Kameras und Detektoren ausgerüstet.

Der ursprüngliche Plan sah vor, dass sich Akatsuki mit Hilfe des bordeigenen Haupttriebwerks, OME für orbit maneuver engine genannt, am 6. Dezember 2010 in einen Orbit um die Venus einbremst. Die vorgesehene Geschwindigkeitsänderung lag bei 748,3 Meter pro Sekunde. Das Manöver gelang jedoch nicht. Der 476,1 Newton starke Motor versagte. Erzielt wurde eine Geschwindigkeitsänderung von nur 134,8 Metern pro Sekunde.

Erreichen wollte man zunächst eine ellipsenförmige Umlaufbahn, deren nächster Bahnpunkt zunächst rund 550 Kilometer über der Venusoberfläche liegen sollte. der Venus-fernste Bahnpunkt hätte in rund 180.000 Kilometern Abstand von der Oberfläche gelegen.

Um in den anvisierten Orbit einzutreten, hätte Akatsukis Haupttriebwerk mit seiner aus einem speziellen keramischen Werkstoff (Siliciumnitrid, Si₃N₄) hergestellten neuartigen Düse rund 12 Minuten (717,5 Sekunden) lang arbeiten müssen. Das MMH mit MON verbrennende, in der Brennkammer filmgekühlte Triebwerk versagte aber nach 152 Sekunden. Gezündet hatte es um 8:49 Uhr JST.

Rund 2,5 Minuten nach der Zündung fiel der gerichtete Schub des Haupttriebwerks erheblich ab, gleichzeitig fing die Sonde an, sich zu drehen. Jede Sekunde stieg die Winkelgeschwindigkeit um fünf Grad pro Sekunde.

Später durchgeführte Analysen förderten zu Tage, dass die Ausströmdüse des Triebwerks vermutlich unmittelbar am Düsenhals abgebrochen war. Der Bruch ist vermutlich Folge einer nicht vorgesehenen sauerstoffreichen Verbrennung, bei der ungünstig hohe Temperaturen aufgetreten waren.

Die sauerstoffreiche Verbrennung geht wahrscheinlich auf das Konto der Heliumbedrückung bei der Treibstoffförderung. Man unterstellt mittlerweile eine korrosionsbedingt unzureichende Öffnung eines Heliumventils, welches durch Treibstoffdämpfe verunreinigt wurde.

Das Kontrollsystem der Sonde hatte in geeigneter Weise reagiert und die Brennphase des Haupttriebwerks bei einer Winkelgeschwindigkeit von 12 Grad pro Sekunde automatisch beendet, als die starken Störungen der Ausrichtung von Akatsuki im Raum auftraten.

Zum Zeitpunkt des Versagens befand sich Akatsuki im Schatten der Venus (ab 8:50 Uhr und 43 Sekunden JST), eine Funkverbindung mit der Sonde war deshalb nicht vorhanden.

Das Triebwerk hätte exakt bis 9:01 Uhr JST arbeiten sollen, wurde aber um 8:51 und 38 Sekunden Uhr JST abgeschaltet. Um 10:26 Uhr JST konnten japanische und US-amerikanische Bahnverfolgungsstationen erstmals wieder die aktuelle Position von Akatsuki ermitteln. Die Sonde bewegte sich dabei auf ungeplanter Bahn von der Venus weg.

Der Venus-Orbit, den Akatsuki hoffentlich im Dezember 2015, also rund 5 Jahre später als einmal geplant, erreicht, entspricht nicht dem ursprünglich vorgesehenen. Mit circa 5.000 x 300.000 Kilometern wird die Sonde nicht so nahe an die Venus herankommen, wie einstmals angedacht (~ 300 x 80.000 Kilometer). Ihr wissenschaftliches Untersuchungsprogramm wurde zwischenzeitlich entsprechend angepasst.

Vier der 18,1 Newton starken Einstofftriebwerke von Akatsuki sollen die erforderliche Geschwindigkeitsänderung bewirken. Zusammen können sie einen Schub im Bereich von 20% dessen, was das Haupttriebwerk ermöglicht hätte, erzeugen.

Die kleinen Triebwerke arbeiten mit Hydrazin, welches sie katalytisch zersetzen. Der Oxidator MON, den nur das Haupttriebwerk benötigte, befindet sich nicht mehr an Bord.

Um unnütze Masse von Bord der Sonde zu bekommen, hatte man bereits 2011 den Oxidator über die Brennkammer des defekten Haupttriebwerks abgelassen. Die Masse des abgeblasenen Oxidators betrug rund 65 Kilogramm. Die Gesamtmasse aller Treibstoffe hatte beim Start von Akatsuki 196,3 Kilogramm betragen.

Das jüngste Bahnkorrekturmanöver erlebte Akatsuki am 4. August 2015. Dabei kamen gegen 17:30 Uhr JST am Kopf der Sonde montierte Triebwerke zum Einsatz.

Am 30. August 2015 gegen 2:00 Uhr JST passierte Akatsuki den sonnennächsten Punkt, das Perihelion ihres aktuellen Sonnenumlaufs. Die relative Nähe zur Sonne ist auch eines der Probleme, mit denen die Sonde zu kämpfen hat.

Die Temperaturbelastung des Raumfahrzeugs erreichte bei vergangenen Perihelia Werte, die um 30% über dem lagen, was man bei der Auslegung des Raumfahrzeugs als Maximum angenommen hatte. Eine Verschlechterung der Eigenschaften verwendeter Isolierfolien wurde beobachtet, hat sich jüngst aber offenbar verlangsamt.

Schafft es die angeschlagene Sonde in eine Umlaufbahn um die Venus mit einer Periode zwischen acht und neun Tagen, will die JAXA einen kontinuierlichen Beobachtungsbetrieb etablieren.

Wenn sich die Sonde dabei auf elliptischer Bahn von der Venus entfernt, will man bei Abständen über dem Zehnfachen des Venus-Radius den gesamten sichtbaren Planeten hinsichtlich seiner Wolken, der tieferen Schichten seiner Atmosphäre sowie seiner Oberfläche untersuchen.

Nähert sich Akatsuki der Venusoberfläche an, sollen bei Abständen, die geringer sind als das Zehnfache des Venusradius, die Wolken-Konvektion in der Atmosphäre sowie die Ausbreitung und Veränderung feiner wellenförmiger Bewegungen ins Visier genommen werden.

Im Bereich des geringsten Abstands zur Venus stehen Untersuchungen des Schichtaufbaus von Wolkenstrukturen und ein lateraler, also seitlicher Blick in die Atmosphäre auf dem aktuellen Programm.

Bewegt sich Akatsuki auf ihrer Bahn um die Venus in einem Bereich, in dem die Venus die Sonne abschattet, können Beobachtungen von Blitzen in der Atmosphäre und des Nachtglühens selbiger vorgenommen werden.

Akatsuki alias Planet-C ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 36.576 und als COSPAR-Objekt 2010-020D.

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• Akatsuki / Venus Climate Orbiter PLANET-C

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

Am 3. August 2014 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 08:57 MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,85 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 208. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 48,0 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 206“ lautet, insgesamt 48 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt der Beobachtungen stellt allerdings ein für den 21. August vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Zuerst im Fokus der Kamera: Das Wetter auf Saturn und Titan
Die erste Beobachtungssequenz der ISS-Kamera wird nur wenige Stunden nach dem Beginn des neuen Orbits den Saturn zum Ziel haben. Durch die Dokumentation von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen lassen sich speziell aus größeren Entfernungen Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen. In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen dieser langfristig angelegten ‚Sturmbeobachtungskampagne‘ lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ‚Großwetterlage‘ auf dem Saturn dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Planeten um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert. Bis zum 15. August sind weitere zehn dieser jeweils nur wenige Minuten andauernden ‚Wetterbeobachtungen‘ vorgesehen. Mit der gleichen Zielsetzung ist für den 4. August eine Beobachtung des Titan vorgesehen, der sich zu diesem Zeitpunkt in einer Entfernung von etwa 3,81 Millionen Kilometern zu Cassini befinden wird.

Die kleineren Saturnmonde …
Für den 12. August sind diverse „astrometrische Beobachtungen“ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde vorgesehen. 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. Weitere astrometrische Beobachtungen werden am 13. und am 15. August erfolgen.

Zwischen diesen Beobachtungen wird die ISS-Kamera am 13. und 14. August in einem Zeitraum von 13 Stunden mehrfach den kleinen, äußeren Saturnmond Tarvos abbilden, welcher sich dabei in einer Entfernung von rund 30,9 Millionen Kilometern zu Cassini befinden wird. In Kombination mit bereits zu früheren Zeitpunkten gewonnenen Beobachtungsdaten soll hierdurch die Ausrichtung von dessen Rotationsachse ermittelt werden. Außerdem sollen die neu anzufertigenden Aufnahmen, welche aufgrund der dabei gegebenen großen Entfernung allerdings keine Oberflächendetails enthüllen werden, dazu dienen, die Form und Gestalt dieses lediglich rund 15 Kilometer durchmessenden Mondes zu ermitteln.

… der Mond Titan
Ebenfalls noch am 13. August wird sich die Raumsonde dem Mond Titan im Rahmen eines nicht zielgerichteten Vorbeifluges bis auf eine Entfernung von 959.146 Kilometern annähern. Dieser „non-targeted encounter“ soll genutzt werden, um erneut die dichte Atmosphäre dieses Mondes mit der ISS-Kamera abzubilden.

… und das Ringsystem

Im Anschluss an die Tarvos-Kampagne wird sich die ISS-Kamera dann zunächst auf das Ringsystem des Saturn konzentrieren. Am 14. August sollen dabei Teilbereiche von mehreren dünnen und nur sehr lichtschwachen Ringen abgebildet werden. Speziell handelt es sich dabei um Teile der Ringe „E“ und „G“. Der anscheinend hauptsächlich aus feinen Staubpartikeln bestehende G-Ring wird aus Material gespeist, welches durch die Einschläge von Mikrometeoriten von der Oberfläche des erst im Jahr 2008 auf Cassini-Aufnahmen entdeckten und lediglich rund 600 Meter durchmessenden Mondes Aegaeon stammt.

Weitere Beobachtungen an diesen Tag haben die Monde Methone und Pallene zum Ziel. Hierbei sollen die in derer unmittelbaren Umgebung verlaufenden „Ringbögen“ fotografisch dokumentiert werden. Diese ringähnlichen Strukturen bilden keinen geschlossenen Ring, sondern erstreckt sich lediglich über mehrere tausend Kilometer vor und hinter den beiden Monden. Sehr wahrscheinlich werden diese nur sehr lichtschwache Teil-Ringe durch Staubpartikel und Eis gebildet, welches durch die kontinuierlich erfolgenden Einschläge von Mikrometeoriten auf die Oberflächen der beiden Monde in das umgebende Weltall befördert werden.

Zwei Tage später steht der F-Ring auf dem Beobachtungsprogramm, wobei unter anderem zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe abgebildet werden sollen. Frühere Aufnahmen des ISS-Kamerasystems von Cassini zeigten, dass in erster Linie gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Form 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 (Raumfahrer.net berichtete). Aus diesen am 16. August anzufertigenden Aufnahmen soll eine kurze Videosequenz erstellt werden.

Der Saturn
Am 19. August 2014 wird Cassini schließlich um 07:26 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 208, erreichen und den Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 901.430 Kilometern passieren. In den vorherigen Tagen wird sich das Interesse der an der Cassini-Mission beteiligten Forscher in erster Linie auf die Saturnatmosphäre fokussieren.
Am 17. August wird dabei eines der Spektrometer der Raumsonde, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), eingesetzt, um die Atmosphäre des Saturn im fernen und im extremen UV-Bereich zu scannen. Die UVIS-Messungen werden dabei durch Aufnahmen der ISS-Kamera unterstützt. Anschließend wird das Kameraexperiment eingesetzt, um über einen Zeitraum von sechs Stunden den Wolkenzug im Bereich der Äquatorregion des Saturn zu dokumentieren.

Am 18. August wollen die Wissenschaftler versuchen, eventuell im Bereich des Saturn-Südpols auftretende Polarlichter zu beobachten. Neben der ISS-Kamera wird dabei ein weiteres Spektrometer, das Visual and Infrared Spectrometer (VIMS), zum Einsatz kommen. Die Südpolregion wird auch am folgenden Tag das Ziel der Untersuchungen sein, wobei diesmal ein drittes Spektrometer, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), zum Einsatz kommen wird.

Der Titan-Vorbeiflug T-104
Zwei Tage später, am 21. August 2014, steht dann der Höhepunkt dieses 208. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 10:09 MESZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 964 Kilometern passieren. Die mit diesem 105. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die offizielle Bezeichnung „T-104“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung mit diversen Fotoaufnahmen durch die ISS-Kamera, welche dabei zunächst mit verschiedenen Spektralfiltern die südliche Titanhemisphäre abbilden wird.

Unterstützt wird das Kamerasystem hierbei durch das CIRS-Spektrometer. Das Ziel der im mittleren Infrarotbereich durchzuführenden CIRS-Messungen besteht darin, die zu diesem Zeitpunkt auf der Oberfläche und in der Titanatmosphäre vorherrschenden Temperaturen zu ermitteln und – in Kombination mit den zu früheren Zeitpunkten gewonnenen Daten – zu einem Temperaturprofil zusammenzufügen. Durch dieses Profil sollen letztendlich die Temperaturveränderungen dokumentiert werden, welche sich durch den gegenwärtig erfolgenden Wechsel der Jahreszeiten – auf der nördlichen Titanhemisphäre geht der Frühling gerade in den Sommer über – ergeben.

Mit zunehmender Annäherung an den Mond wird die ISS-Kamera ein globales Mosaik der zu diesem Zeitpunkt sichtbaren Titanoberfläche anfertigen. Die hierfür geplanten acht Einzelaufnahmen sollen eine Auflösung von etwa 1,5 Kilometern pro Pixel erreichen. Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan werden dann zwei weitere Instrumente, das Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) und das RADAR-Instrument, ‚übernehmen‘.

Das INMS soll dabei durch direkte Messungen die chemische Zusammensetzung der obersten Atmosphärenschicht des Titan ermitteln. Außerdem sollen Veränderungen der Titan-Ionosphäre registriert werden, welche sich durch örtliche und tageszeitliche Unterschiede sowie durch eine eventuelle Interaktion der Titanatmosphäre mit der Magnetosphäre des Saturn und durch Strahlungseinflüsse der Sonne ergeben. Neben der Wärmestrahlung der Sonne soll dabei in erster Linie – vergleichbar mit dem Messungen während des Titan-Vorbeifluges „T-100“ vom 7. April 2014 – erneut der Einfluss des Sonnenwindes auf den Titan untersucht werden.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird schließlich das RADAR-Instrument von Cassini für mehrere Stunden die Beobachtungsabläufe dominieren. Unter anderem durch Scatterometrie- und Radiometriemessungen soll das RADAR weite Bereiche der in diesem Zeitraum zugänglichen Titanoberfläche abtasten und dadurch weitere Daten über die Gestalt und die Zusammensetzung der Oberfläche sammeln. Durch Beobachtungen im Synthetic Aperture Radar-Modus sollen zudem gezielt mehrere der mit Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen auf der Titanoberfläche abgebildet werden. Hierbei sollen speziell das Kraken Mare und das Ligeia Mare sowie eine ‚Flussmündung‘, welche diese beiden Seen anscheinend verbindet, in hoher Auflösung wiedergegeben werden.

Auch nach der Passage des Titan werden die Instrumente VIMS und CIRS – unterstützt von der ISS-Kamera – weitere Daten sammeln und dabei die Atmosphäre und die Oberfläche des Titan dokumentieren.

Erneut der Saturn…
Nach dem Abschluss des Titan-Vorbeifluges werden sich die verschiedenen Instrumente von Cassini in erster Linie erneut auf den Saturn und dessen Atmosphäre konzentrieren. Am 22. August und am 1. September sollen VIMS und ISS zum Beispiel das Nordpol-Hexagon – ein direkt über dem Nordpol des Saturn gelegenes Wirbelsturmgebiet – dokumentieren. Des weiteren sind erneut diverse Beobachtungskampagnen vorgesehen, in deren Rahmen das UVIS zusammen mit der ISS-Kamera Wolkenbeobachtungen durchführen soll.

… und ein weiterer Mond
Am 30. und 31. August steht dann schließlich ein weiterer der kleinen, äußeren Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera. Außer den Daten von seiner Umlaufbahn, seiner mittleren Dichte von etwa 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter und seinem Durchmesser von etwa sechs Kilometern ist über den erst im Jahr 2000 entdeckten Saturnmond Thrymr bisher nur sehr wenig bekannt. Durch eine rund 40-stündige Beobachtungskampagne sollen jetzt weitere Daten gesammelt werden. Anhand der Variationen in den sich bei dieser aus einer Entfernung von 17,4 Millionen Kilometern erfolgenden Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen sollen die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die sich daraus ergebende Rotationsperiode sowie die Ausrichtung der Rotationsachse dieses Mondes bestimmt werden.

Am 4. September 2014 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 03:17 MESZ in einer Entfernung von rund 3,1 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 208. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 209 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 22. September 2014 in einer Entfernung von dann 1.400 Kilometern erneut passiert werden soll.

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

Derzeit befindet sich die von der Europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Rosetta in der Anflugphase zu dem eigentlichen Ziel der Mission, dem mittlerweile weniger als zwei Millionen Kilometer entfernten Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Das Ziel der Mission besteht darin, dass Rosetta im August 2014 in einen Orbit um den Kometen einschwenkt und diesen anschließend auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem ‚begleitet‘ und über mehrere Monate hinweg bis zum Ende des Jahres 2015 eingehend untersucht.

Mit dem bisher eingenommenen Kurs und der dabei gegebenen Geschwindigkeit – zu Beginn der Woche bewegte sich Rosetta noch mit einer relativen Geschwindigkeit von 775,1 Metern pro Sekunden zu dem Kometen – würde die Raumsonde den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko allerdings am 4. Juni 2014 in einer Entfernung von rund 50.000 Kilometern passieren. Aus diesem Grund sind in den nächsten Wochen und Monaten insgesamt zehn Kurskorrekturmanöver (kurz ‚OCM‘) vorgesehen, mit denen die relative Geschwindigkeit von Rosetta zu 67P/Tschurjumow-Gerasimenko schrittweise reduziert und der Verlauf der Flugbahn der Raumsonde relativ zu dem Kometen angeglichen werden soll.

„Durch diese Manöver verändern wir kontinuierlich die Geschwindigkeit von Rosetta, so dass diese am 6. August schließlich die gleiche Geschwindigkeit, Position und Flugrichtung wie auch der Komet einnehmen wird“, so Andrea Accomazzo, der Flugdirektor dieser Mission vom Rosetta-Kontrollzentrum am ESOC in Darmstadt.

Das erste dieser OCMs erfolgte bereits am vergangenen Mittwoch Abend gegen 18:45 MESZ. Trotz seiner Bedeutung für den weiteren Flugverlauf der Raumsonde handelte es sich bei diesem Manöver lediglich um eine Art Testlauf, mit dem bestätigt werden sollte, dass die Triebwerke der Raumsonde auch nach der Beendigung des vorherigen 957 Tage andauernden ‚Winterschlafs‘ voll einsatzfähig sind und wie vorgesehen auf Kommandos reagieren.

Durch eine 45 Minuten andauernde Zündung der Triebwerke der Raumsonde wurde die Geschwindigkeit der Raumsonde – wie für dieses Manöver vorgesehen – um 20 Meter pro Sekunde reduziert. Das nächste Manöver, mit dem dann eine Geschwindigkeitsveränderung von 290,89 Metern pro Sekunde erreicht werden soll, ist für den 21. Mai vorgesehen. Zwei weitere OCMs werden danach in einen Abstand von jeweils zwei Wochen erfolgen. Ab dem 2. Juli werden zudem vier weitere Korrekturmanöver in Abständen von je einer Woche absolviert. Voraussichtlich am 3. August soll die Flugbahn von Rosetta so angepasst werden, dass die Raumsonde ohne weitere Korrekturen in einem Abstand von dann noch lediglich etwa 70 Kilometern an 67P/Tschurjumow-Gerasimenko vorüberfliegen würde. Mit einem finalen, am 6. August zu absolvierenden Flugmanöver soll Rosetta schließlich in eine Umlaufbahn um den Kometen gebracht werden.

Die exakte Einhaltung des vorgesehenen Zeitplans und das Erreichen der dabei vorgesehenen Geschwindigkeitsverminderungen sind für den weiteren Verlauf der Mission von essentieller Bedeutung, denn nur durch diese Manöver kann Rosetta letztendlich den Kometen erreichen. Treten im unmittelbaren zeitlichen Umfeld einer vorgesehenen Triebwerkszündung Probleme auf – eine fehlerhafte Kommandosequenz, ein unerwarteter Übertritt der Raumsonde in einen Sicherheitsmodus oder Komplikationen bei der Datenübertragung durch das ESTRACK der ESA oder des als ‚Backup‘ genutzten Deep Space Network der NASA, so könnte dies zu einer Verzögerung bei der Durchführung der Manöver führen.

Der erstellte Zeitplan ist allerdings so ausgelegt. dass die für die Steuerung der Raumsonde verantwortlichen Mitarbeiter des ESOC im Bedarfsfall über einen gewissen zeitlichen Spielraum verfügen, um auf auftretende Probleme angemessen und zeitnah reagieren zu können. Eine nicht rechtzeitig erfolgte Zündung der Triebwerke könnte so zum Beispiel durch spätere Manöver ausgeglichen werden. Dies hätte dann allerdings zur Folge, dass der damit verbundene Treibstoffverbrauch auch entsprechend höher ausfallen würde, was sich letztendlich negativ auf den weiteren Verlauf der Mission auswirken würde.

Einen genauen Zeitplan für die vorgesehen Manöver, die dabei zu erreichenden Veränderungen in der Geschwindigkeit der Raumsonde und die Entfernung zu dem Zielkometen finden Sie in einem entsprechenden Blog-Eintrag auf der Internetseite der ESA in englischer Sprache.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Xinhua, RN.

Im Kontrollzentrum in Peking warteten die Techniker und Planer gespannt auf Telemetrie vom Lander, der das Manöver gegen 14.20 Uhr vorprogrammiert ausführte. Gegen 14.24 Uhr bekam man die Bestätigung, dass alles geklappt hatte, als die Sonde aus dem Funkschatten des Erdtrabanten austrat.

Chang`e 3 befindet sich nun in einem Orbit zwischen etwa 15 und 100 Kilometern Höhe über der Mondoberfläche. Der mondnächste Punkt, das Periselen, wurde so gelegt, dass am Sonntag Nachmittag unserer Zeit das Zielgebiet darunter liegen wird. Mit einem etwa 12-minütigen Bremsmanöver soll dann die Landung im Mare Imbrium gelingen.

Dabei ist geplant, dass das Haupttriebwerk gegen 16.22 Uhr MEZ in Betrieb genommen wird. Etwa 100 Meter über dem Mondboden soll die Sonde zum Stillstand kommen, die Umgebung erfassen und eventuellen Hindernissen ausweichen. Die Landung im Sinus Iridum soll gegen 16.35 Uhr abgeschlossen sein. Am Landeort scheint dann bereits seit einigen Stunden die Sonne. Hindernisse werfen lange Schatten und sind so für das System leichter erkennbar.

Etwa 5 Stunden nach der Landung soll die Prozedur beginnen, mit der das Mondfahrzeug Yutu auf den Boden gelangt. Dazu muss die Rampe, auf der der Rover bereits steht, seitwärts geschoben und heruntergelassen werden. Der heikle Vorgang soll knapp 2 Stunden in Anspruch nehmen.

Etwa 9 Stunden nach der Abtrennung des Fahrzeugs soll mit einer seiner Kameras ein Bild angefertigt werden, auf dem beide Teile des chinesischen Mondlandesystems zu sehen sein sollen. Danach beginnt sowohl die auf 90 Tage ausgelegte Erkundungsmission des Rovers als auch die einjährigen Forschungsarbeiten mit dem Lander, die nach jeweils knapp 2 Wochen während der Mondnacht unterbrochen wird.

An Bord des Landers befinden sich optische Kameras, Funkübertragungseinrichtungen, eine UV-Kamera zur Erforschung der Plasmasphäre der Erde und ein 150-mm-Teleskop mit UV-CCD-Detektor zur Erforschung kosmischer Strahlungsquellen. Yutu verfügt ebenfalls über mehrere Kameras an einem Mast, am Korpus und am Instrumentenarm. Außerdem werden laufend Messungen mit einem Bodenradar vorgenommen, dessen Mikrowellen bis etwa 100 Meter tief in den Mondboden eindringen und aus dessen Reflexionen sich Aussagen über die Bodenbeschaffenheit herleiten lassen. An ausgewählten Bodenstellen kann mit einer Fräse Mondmaterial freigelegt und anschließend mit einer Mikroskopkamera betrachtet oder seine Zusammensetzung mit einem im optischen Bereich sowie im Infrarot arbeitenden abbildenden Spektrometer und mit einem Alpha-Röntgen-Spektrometer erfasst werden.

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• Chang`e 3

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: CCTV, BISSE, Raumcon, Spaceflight101.

Nach dem Start am 1. Dezember wurden zwei Anpassungsmanöver ausgeführt. Das erste fand am 2. Dezember statt und verlief erfolgreich. Das zweite Manöver am 3. Dezember war so genau, dass man ein drittes, das eigentlich für den 5. Dezember vorgesehen war, weglassen konnte.

Am Freitag erfolgte gegen 10.47 Uhr MEZ das 361 Sekunden andauernde Bremsmanöver, an dessen Ende sich Chang`e 3 in einem etwa 100 Kilometer über der Mondoberfläche liegenden Orbit befand.

Für den 10. Dezember ist eine Absenkung des mondnächsten Punktes auf etwa 15 Kilometer geplant. Aus dieser Bahn heraus erfolgt dann am 14. Dezember die eigentliche Landung. Dabei ist geplant, dass das Haupttriebwerk gegen 16.22 Uhr MEZ für etwa 700 Sekunden in Betrieb genommen wird. Etwa 100 Meter über dem Mondboden soll die Sonde zum Stillstand kommen, die Umgebung erfassen und eventuellen Hindernissen ausweichen. Die Landung im Sinus Iridum soll gegen 16.35 Uhr abgeschlossen sein. Am Landeort scheint dann bereits seit einigen Stunden die Sonne. Hindernisse werfen lange Schatten und sind so für das System leichter erkennbar.

Etwa 5 Stunden nach der Landung soll die Prozedur beginnen, mit der das Mondfahrzeug Yutu auf den Boden gelangt. Dazu muss die Rampe, auf der der Rover bereits steht, seitwärts geschoben und heruntergelassen werden. Der heikle Vorgang soll knapp 2 Stunden in Anspruch nehmen.

Etwa 9 Stunden nach der Abtrennung des Fahrzeugs soll mit einer seiner Kameras ein Bild angefertigt werden, auf dem beide Teile des chinesischen Mondlandesystems zu sehen sein sollen. Danach beginnt sowohl die auf 90 Tage ausgelegte Erkundungsmission des Rovers als auch die einjährigen Forschungsarbeiten mit dem Lander, die nach jeweils knapp 2 Wochen während der Mondnacht unterbrochen wird.

An Bord des Landers befinden sich optische Kameras, Funkübertragungseinrichtungen, eine UV-Kamera zur Erforschung der Plasmasphäre der Erde und ein 150-mm-Teleskop mit UV-CCD-Detektor zur Erforschung kosmischer Strahlungsquellen. Yutu verfügt ebenfalls über mehrere Kameras an einem Mast, am Korpus und am Instrumentenarm. Außerdem werden laufend Messungen mit einem Bodenradar vorgenommen, dessen Mikrowellen bis etwa 100 Meter tief in den Mondboden eindringen und aus dessen Reflexionen sich Aussagen über die Bodenbeschaffenheit herleiten lassen. An ausgewählten Bodenstellen kann mit einer Fräse Mondmaterial freigelegt und anschließend mit einer Mikroskopkamera betrachtet oder seine Zusammensetzung mit einem im optischen Bereich sowie im Infrarot arbeitenden abbildenden Spektrometer und mit einem Alpha-Röntgen-Spektrometer erfasst werden.

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• Chang`e 3

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

Die amerikanische Weltraumbehörde NASA hat am vergangenen Sonntag Vormittag nach der Auswertung von Telemetriedaten, welche die Raumsonde nur wenige Stunden zuvor an das Kontrollzentrum übermittelt hatte, bestätigt, dass sich die Asteroidensonde DAWN wie vorgesehen in einem Orbit um den Asteroiden (4) Vesta befindet. Laut der Berechnungen der für die Kontrolle der Raumsonde verantwortlichen Mitarbeiter des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien erfolgte der Orbiteintritt am 16. Juli gegen 7:00 Uhr MESZ. Der exakte Eintrittszeitpunkt kann bisher noch nicht genannt werden, da für dessen Bestimmung nähere Daten über die Masse und die Gravitationsverhältnisse von Vesta vorliegen müssen. Entsprechende Daten werden jedoch erst im Verlauf der kommenden Wochen während der wissenschaftlichen Untersuchung des Asteroiden gewonnen werden.

„Mit derselben Zuverlässigkeit, die DAWN auch schon beim interplanetaren Flug der vergangenen Jahre demonstriert hat, ist die Sonde nun auch in die Umlaufbahn eingeschwenkt“, so Dr. Marc Raymond, Chefingenieur und Projektleiter der DAWN-Mission am JPL. „Es ist sehr aufregend, dass wir nun erste, detaillierte Bilder von einer der letzten unerforschten Welten im inneren Sonnensystem sehen werden.“
Obwohl das eigentliche Einschwenkmanöver der Raumsonde somit abgeschlossen ist, wird die Anflugphase noch über einen Zeitraum von weiteren drei Wochen andauern. Durch den anhaltenden Betrieb der Ionentriebwerke der Raumsonde soll deren Orbit dabei stabilisiert und langsam noch weiter abgesenkt werden. Während dieser Zeit wird das DAWN-Team weitere Navigationsbilder aufnehmen, eine erste Untersuchung der physikalischen Eigenschaften des Asteroiden durchführen und zusätzliche Daten zur Kalibrierung der wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde sammeln.

Bereits im August soll DAWN den Asteroiden Vesta schließlich in einer Entfernung von nur noch 2.770 bis 2.720 Kilometern umrunden und die eigentliche Primärmission beginnen. Anschließend wird sich die Raumsonde im Laufe der dann folgenden 11 Monate bis auf eine Orbithöhe von etwas weniger als 200 Kilometer Höhe hinunterschrauben. Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bereiten sich gegenwärtig intensiv auf die wissenschaftlichen Aktivitäten der kommenden Wochen und Monate vor. Unter anderem soll dabei die Oberfläche des bisher noch nicht näher erforschten Asteroiden ausführlich kartografiert und ein dreidimensionales Geländemodell von Vesta berechnet werden.

Während der letzten Tage berechneten die Wissenschaftler des DLR-Instituts für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau unter anderem erste Anaglyphenbilder, bei deren Betrachtung der Asteroid mit einer speziellen Rot-Grün-Brille plastisch zu erkennen ist, und projizierten die bisher durch die Framing Camera gewonnenen Fotoaufnahmen auf eine Kugelform. Dadurch wird den Wissenschaftlern eine erste Orientierung auf Vesta ermöglicht. Des Weiteren wurden erste Falschfarben-Aufnahmen der Asteroiden-Oberfläche erstellt.

Solche Bilder sind bei der Bestimmung der mineralogischen Zusammensetzung der Oberfläche hilfreich. Das Licht, welches von der Asteroidenoberfläche ins All reflektiert wird, enthält einen großen Anteil an infraroten Lichtwellen. Diese elektromagnetische Strahlung ist zwar für das menschliche Auge unsichtbar, das Kamerasystem der Framing Camera kann sie aber dennoch erkennen. Um diese Informationen und die dazugehörigen mineralogischen Unterschiede auf der Oberfläche für das menschliche Auge sichtbar zu machen, werden die aufgenommenen Frequenzen in den sichtbaren Bereich verschoben, so dass ein Falschfarben-Bild, eine sogenannte „False Color“-Aufnahme, entsteht.

Die so gewonnenen Aufnahmen vermitteln einen ersten Eindruck von der Oberfläche des Asteroiden, welche sich seit mehr als vier Milliarden Jahren kaum noch verändert haben dürfte. Ein dominanter Berg am Südpol des Asteroiden, diverse Impaktkrater mit unterschiedlichen Durchmessern, dazu Regionen mit Furchen und Aufwölbungen – bereits aus den ersten Oberflächenaufnahmen und Stereobildern ergibt sich eine relativ gute Vorstellung von der Oberfläche des Asteroiden. Noch sind die Daten, welche DAWN aus einer Höhe von rund 16.000 Kilometern aufzeichnete, nicht für hochpräzise Höhenmodelle ausreichend. Sie dienen vielmehr nach wie vor in erster Linie dazu, die Bearbeitungsprozesse der gewonnenen Daten zu testen: „Wir erhalten aber einen ersten Eindruck und wissen nun, worauf wir achten müssen, wenn die Kamera den Asteroiden aus niedrigeren Umlaufbahnen vermisst“, so Prof. Ralf Jaumann vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof.

Trotzdem können bereits jetzt erste Erkenntnisse über die Entstehungsgeschichte der Oberfläche bestätigt werden. Bei den zuvor erstellten Abbildungen von Vesta mit verschiedenen erdgestützten Teleskopen oder dem Weltraumteleskop Hubble konnten die Wissenschaftler am Südpol des Asteroiden eine große, nahezu kreisförmige Einsenkung mit einem Durchmesser von etwa 460 Kilometern entdecken. Dieser riesige Krater ist vermutlich vor Jahrmilliarden durch die Kollision mit einem anderen Asteroiden entstanden. Durch die jüngsten Aufnahmen der Raumsonde, welche bereits seit mehreren Wochen eine bessere Auflösung als das Hubble Space Telescope erreichen, konnte die Ausdehnung dieses Kraters auf ein Ausmaß von rund 430 bis 460 Kilometern präzisiert werden. Er erreicht somit mehr als 80 Prozent des Gesamtdurchmessers von Vesta. Wäre der auf der Vesta-Oberfläche eingeschlagene Körper nur ein wenig massereicher oder etwas schneller gewesen, so hätte sein Aufprall Vesta vermutlich vollständig zertrümmert. Im Zentrum dieser Struktur konnte ein Zentralberg ausgemacht werden, welcher sich bei dem zugrunde liegenden Impakt gebildet hat.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

Die Beobachtungsnutzlast an Bord von ERS 2 will man am 5. Juli 2011 ausschalten. Am 6. Juli 2011 sollen die Manöver beginnen, die den am 21. April 1995 auf einer Ariane-4-Rakete gestarteten Satelliten auf eine neue, unterhalb von 600 Kilometern über der Erdoberfläche liegende Bahn bringen werden. Der neue Orbit soll anschließend sicherstellen, dass ERS 2 innerhalb von 25 Jahren wieder in die Erdatmosphäre eintritt. Dabei wird der Satellit dann zerstört.

ERS 2 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 23.560 bzw. als COSPAR-Objekt 1995-021A.

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

Der etwa 560 x 544 x 488 Kilometer durchmessende Asteroid (4) Vesta, welcher am 29. März 1807 von dem Astronomen Heinrich Olbers in Bremen entdeckt und nach der römischen Göttin von Heim und Herd benannt wurde, ist nach dem gegenwärtigen Erkenntnisstand der Wissenschaft ein einzigartiges Objekt in unserem Sonnensystem. Anders als alle anderen Kleinkörper, welche im sogenannten Asteroiden-Hauptgürtel zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter um die Sonne kreisen, weist dieser Asteroid eine differenzierte innere Struktur auf. Eine Kruste aus erkalteter Lava überdeckt dabei eine tieferliegende Gesteinsschicht und einen darunter befindlichen Eisen-Nickel-Kern. Ein solcher innerer Aufbau ist vergleichbar mit der Struktur der sogenannten terrestrischen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars. Kurz nach seiner Entstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren muss der Asteroid vollkommen geschmolzen gewesen sein. In den folgenden 50 Millionen Jahren kühlte Vesta ab und die Gesteine trennten sich nach ihrer unterschiedlichen Dichte, wobei das schwerere Material nach innen wanderte und sich im Kern des Asteroiden ablagerte.

Im Juli dieses Jahres wird Vesta erstmals Besuch von der Erde erhalten. Nach einer Flugzeit von fast vier Jahren wird die Raumsonde DAWN den Asteroiden erreichen, ihn anschließend etwa ein Jahr lang auf seinem Orbit um unsere Sonne begleiten und dabei mit drei Instrumenten ausführlich untersuchen. Die in diesem Zeitraum gewonnenen Daten sollen neue Erkenntnisse über die Oberflächengestalt, die innere Struktur und die chemische Zusammensetzung des Asteroiden liefern. Zu diesem Zweck wurden am 3. Mai 2011, die Raumsonde war zu diesem Zeitpunkt noch rund 1,21 Millionen Kilometer von Vesta entfernt, die wissenschaftlichen Instrumente von DAWN in Betrieb genommen. Die ab diesem Tag erfolgenden Messungen des Mapping Spectrometers (VIR) und des Gammastrahlen- und Neutronenspektrometers (GRAND) dienen der Kalibrierung dieser beiden Instrumente und der Gewinnung von Vergleichsdaten.

Am selben Tag hat auch das Kamerasystem an Bord der Raumsonde, die aus zwei baugleichen Kameras bestehende „Framing Camera“, eine erste Aufnahme des Zielasteroiden angefertigt. Der auf diesem Foto als heller, runder Fleck erkennbare Protoplanet setzt sich in der Bildmitte deutlich erkennbar von dem Sternenhintergrund ab. In dieser frühen Anflugphase dienen solche Aufnahmen in erster Linie der Navigation der Raumsonde. In den kommenden drei Monaten werden sie die Annäherung an den Asteroiden und das Einschwenken in die Umlaufbahn um Vesta unterstützen, indem sie dabei helfen, die Flugbahn der Sonde exakt zu bestimmen und dadurch die Steuerung von DAWN erheblich verbessern. „Wir fliegen ab jetzt mit Sichtkontakt auf unser Ziel zu“, so Prof. Ralf Jaumann vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof. „Die Kamera funktioniert und erfüllt ihre Aufgabe als Navigator.“

„Bisher verfügt Vesta auf unseren Navigationsbildern zwar nur über einen Durchmesser von etwa fünf Pixeln“, so Dr. Andreas Nathues vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau, der als der wissenschaftliche Leiter des Kamera-Teams fungiert. „Doch das wird sich in den kommenden Monaten dramatisch ändern“. Gegenwärtig liefert noch das Hubble Space Telescope die besten Ansichten des Asteroiden. Auf dessen Aufnahmen ist unter anderem ein gewaltiger Impaktkrater auf der südlichen Hemisphäre des Asteroiden erkennbar. Die genaue Oberflächenbeschaffenheit von Vesta wird jedoch erst mittels der Nahaufnahmen von DAWN bestimmt werden können. Diese Bilddaten sollen es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern ermöglichen, das Rätsel um die Entstehungsgeschichte dieses Protoplaneten zu lösen. „Wir können es kaum erwarten, endlich mit unseren Erkundungen zu beginnen“, so Dr. Carol Raymond, DAWN-Wissenschaftlerin am Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien.
Bis zur endgültigen Ankunft der Raumsonde bei Vesta erwarten die Wissenschaftler noch deutlich detailreichere Aufnahmen von der Oberfläche des Asteroiden. Am 16. Juli 2011, so die aktuellen Berechnungen, wird Vestas Anziehungskraft die Sonde dann in eine Umlaufbahn um den Asteroiden ziehen. Ab Anfang August 2011 soll die Kamera die Oberfläche von Vesta zuerst aus einer Höhe von 2.400 Kilometern vermessen.

„Dann schrauben wir uns langsam auf eine Höhe von 660 Kilometern hinunter“, erläutert der DLR-Wissenschaftler Dr. Thomas Roatsch, der für die Planung und Prozessierung der Vesta-Aufnahmen zuständig ist, die weitere Vorgehensweise. „Von dort aus können wir noch detailliertere Bilder mit einer Auflösung von 60 Metern pro Bildpunkt aufnehmen.“ Zum Ende ihres Besuchs bei Vesta umrundet DAWN den Asteroiden dann in nur noch 200 Kilometern Entfernung zur Oberfläche. Während dieser Phase der Mission bestimmt der Gammastrahlen- und Neutronendetektor die chemische Zusammensetzung des Himmelkörpers. Parallel dazu wird das Schwerefeld von Vesta vermessen, um die innere Struktur des Asteroiden zu entschlüsseln.

Bisher ist noch nicht bekannt, wie sich die Oberfläche von Vesta im Detail gestaltet. Der innere Aufbau mit einer sehr wahrscheinlich festen Kruste dürfte dagegen eine große Ähnlichkeit mit dem Erdmond aufweisen. Während sich andere große Asteroiden vor etwa 4,6 Milliarden Jahren zu den Planeten unseres Sonnensystem zusammenballten, blieb Vesta in ihrer Entwicklung als ein „unfertiger“ Protoplanet stehen. Das Kamerasystem der Raumsonde DAWN soll nun erstmals Informationen über die mineralogische Zusammensetzung und die Beschaffenheit der Oberfläche von Vesta liefern und das Erstellen von topographischen Karten und 3D-Modellen ermöglichen.

„Aus der Anzahl der Krater werden wir auf das Alter der Asteroidenoberfläche schließen können“, so Prof. Dr. Harald Hiesinger vom Institut für Planetologie der Westfälischen Wilhelms-Universität Münster, der ebenso wie Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin mit seinem Team an der Auswertung der Kamerabilder beteiligt ist. „Von den Kameradaten erhoffen wir uns zudem Erkenntnisse über die vulkanische Entwicklung von Vesta“, ergänzt Dr. Andreas Nathues. Die zugrundeliegenden Techniken der Framing Kamera wurden bereits erfolgreich bei den ESA-Missionen Rosetta, Venus Express und Mars Express getestet und angewandt.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Juli 2012 ist die lange Reise der Raumsonde allerdings noch nicht beendet. Vielmehr wird DAWN anschließend den rund 975 Kilometer durchmessenden Zwergplaneten Ceres ansteuern, welcher einen kompletten Gegensatz zu Vesta darstellt. Dieses größte Objekt im Asteroidenhauptgürtel ist bis zu 450 Millionen Kilometer – und somit weiter als Vesta – von der Sonne entfernt und besteht unter seiner Kruste, so die bisherigen Annahmen der Wissenschaftler, sehr wahrscheinlich aus Gasen und zu 25 Prozent aus gefrorenem Wasser.

Eventuell könnte Ceres sogar über eine extrem dünne Atmosphäre, eine sogenannte Exosphäre verfügen, wie sie auch in der unmittelbaren Umgebung des innersten Planeten unseres Sonnensystems, dem Merkur, zu finden ist. Über die Oberflächenstruktur von Ceres kann bisher noch keine Aussage getätigt werden. „Mit der Dawn-Mission werden wir uns ein Bild davon machen, was in den ersten Millionen Jahren nach der Entstehung der Planeten geschah“, so Prof. Ralf Jaumann. „Wir fliegen sozusagen in die Morgendämmerung des Sonnensystems.“

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA. Vertont von Peter Rittinger.

Gegenwärtig ist die Sonde noch 1,2 Millionen Kilometer von ihrem ersten Zielobjekt entfernt. Gestern wurden verschiedene Systeme eingeschaltet, die erst während der Untersuchungsphase benötigt werden. Dazu gehört die Navigationskamera. Mit dieser werden zunächst etwa wöchentlich, später häufiger, Aufnahmen von Vesta und Hintergrund gemacht, um genaue Berechnungen zur weiteren Annäherung und schließlich das Einschwenken in einen Orbit zu ermöglichen. Hochgefahren bzw. aktiviert wurden auch die Drallräder zur präziesen Lageregelung, der Gammastrahlungs- und Neutronendetektor sowie ein Spektrometer.

Ziel ist ein Eintritt in einen zunächst spiralförmigen Orbit am 16. Juli, der bis Anfang August zu einem Überblicksorbit korrigiert wird. Insgesamt soll Dawn etwa ein Jahr lang Vesta begleiten und später mittels ihrer Ionentriebwerke die Bahn soweit ändern, dass man 2015 dem Zwergplaneten Ceres begegnet.

Vesta wurde 1807 entdeckt und zunächst als Planet kategorisiert. Als man eine Vielzahl weiterer Objekte auf ähnlichen Bahnen und damit den Asteroidengürtel entdeckte, wurde Vesta in diese Kategorie eingeordnet. Prinzipiell ist Vesta ein Protoplanet, hat Abmessungen von 560 x 544 x 448 Kilometern, eine Dichte von 3,7 g/cm³ und umläuft die Sonne auf einer leicht exzentrischen Bahn mit Entfernungen zwischen 320 und 385 Millionen Kilometern einmal in 3 Jahren und 230 Erdentagen. Dabei rotiert der Asteroid in 5 Stunden und 21 Minuten einmal um seine Achse.

Die Asteroidensonde Dawn startete am 27. September 2007 mit einer Delta-II-Rakete von Cape Canaveral aus ins All. Die Raumsonde wurde seither mittels ihrer Ionentriebwerke und bei einem Flyby am Mars auf eine Flugbahn im Asteroidengürtel gebracht, von der aus der Asteroid Vesta und der Zwergplanet Ceres erreichbar sind. Raumfahrer.net hat in den vergangenen Jahren mehrfach über den Fortgang der Mission berichtet.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: JPL, Lockheed Martin, NASA.

Auf einer Atlas-V-Rakete in 401-Konfiguration soll MAVEN ins All transportiert werden. MAVEN steht für Mars Atmosphere and Volatile Evolution und kennzeichnet die Aufgabe des Raumfahrzeugs, befindet es sich erst einmal in einer Umlaufbahn um den Roten Planeten. Ab 2014 soll MAVEN den Mars in Höhen zwischen 125 und 6.200 Kilometern über dessen Oberfläche umlaufen, und mit seinen Instrumenten die Atmosphäre des Planeten untersuchen.

Von MAVEN erwartet man Antworten zu vier zentralen Fragenkomplexen. Wissen möchte man, welche Rolle flüchtige organische Substanzen für die Marsatmosphäre im Verlauf der Zeit spielten. Außerdem geht es um die Bestimmung des aktuellen Status der oberen Atmosphärenschichten und der Ionosphäre des Planeten, und deren Wechselwirken mit dem Sonnenwind. Die derzeitigen Verlustraten von Gasen und Ionen vom Planeten in den Weltraum sollen erfasst werden. Schließlich will man Erkenntnisse über die Anteile stabiler Isotope in der Marsatmosphäre gewinnen.

Die Leitung der wissenschaftlichen Mission der Marssonde geschieht unter der Ägide der Universität Colorado. Projektleiter ist Dr. Bruce Jakosky vom Labor für Physik von Atmosphäre und Weltraum (Laboratory for Atmospheric and Space Physics, LASP) in Boulder.

Ausgestattet wird MAVEN nach derzeitigem Stand mit drei Instrumentenpaketen. Das Paket für Partikel und Felder (Particles and Field, P&F) setzt sich aus sechs Experimenten zusammen. Die SWEA (Solar Wind Electron Analyzer) genannte Anlage dient der Messung von Sonnenwind und Elektronen in der Ionosphäre. SWIA (Solar Wind Ion Analyzer) ist ein Detektorsystem zur Bestimmung der Ionendichte und der Geschwindigkeit des Sonnenwinds. Mit dem als STATIC (Suprathermal and Thermal Ion Composition) bezeichneten Experiment können thermische Ionen gemessen werden. Ein Detektor namens SEP (Solar Energetic Particle) ist zur Bestimmung des Auftreffens von Partikeln von der Sonne auf die obere Atmosphäre gedacht. Zur Messung von Kräften in der Ionosphäre und Bestimmung des Energieeintrags in die Atmosphäre durch den Sonnenwind ist LPW (Lagmuir Probe and Waves) an Bord. MAG schließlich ist ein Magnetometer zur Messung des interplanetaren Sonnenwinds und von Magnetfeldern in der Ionosphäre. Das Fernerkundungspaket (Remote Sensing, RS) benutzt ein Spektrometer namens IUVS (Imaging Ultraviolet Spectrometer), um Charakter und Zusammensetzung der oberen Atmosphäre und der Ionospähre bestimmen zu können. Ein weiteres Spektrometer, das NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) kann zur Bestimmung der Teilchenzusammensetzung und des Verhältnisses vorkommender Isotope in der Atmosphäre verwendet werden.

Gebaut wird die Marssonde von Lockheed Martin basierend auf den Erfahrungen mit den NASA-Sonden Mars Odyssey und Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Auch um den Flugbetrieb wird sich Lockheed Martin kümmern. Die NASA selbst stellt über das Jet Propulsion Laboratory im kalifornischen Pasadena Navigationsunterstützung zur Verfügung, gewährleistet die Nutzung des Deep Space Network (DSN) und steuert Komponenten für die Telekommunikationsanlagen an Bord von MAVEN bei. Zur Erzeugung von elektrischer Energie wird MAVEN mit zwei Solarzellenauslegern ausgestattet, die am Ende der Auslegungsbetriebsdauer des Raumfahrzeugs noch 1.231 Watt elektrische Leistung zur Versorgung der raumflugtechnischen Geräte und wissenschaftlichen Instrumente bereitstellen sollen. Den Hauptantrieb der Sonde stellen sechs Einstofftriebwerke des von Aerojet gebauten Typs MR-107 zur katalytischen Zersetzung von Hydrazin am Heck dar.

Die Verwendung des Hauptantriebs ist unter anderem im Frühjahr 2014 zum Einbremsen in eine Marsumlaufbahn vorgesehen. Nach dem MOI für Mars Orbit Insertion genannten Manöver will man die Bahn von MAVEN um den Mars so justieren, dass für einen Umlauf mit einem dem Planeten am nächsten liegenden Bahnpunkt in 150 Kilometern Höhe rund 4,5 Stunden benötigt werden. Die Inklination der geplanten Bahn liegt bei 75 Grad. Im Rahmen des Betriebs der Sonde ist auch ein tieferes Eindringen in die obersten Atmosphärenschichten des Mars geplant. Fünfmal für jeweils rund 5 Tage soll die Mindestflughöhe von MAVEN auf rund 125 Kilometer abgesenkt werden.

Ein Jahr beträgt die Dauer der Primärmission des Marsorbiters, während und nach der er außerdem als Kommunikationsrelais für auf dem Marsboden arbeitende Lander und Rover, wie z.B. das Mars Science Lab (MSL), dient. Bis der Orbiter der ExoMars-Mission von ESA und NASA im Jahr 2016 in einer Bahn um den Mars als Relaisstation zur Kommunikation mit der Erde zu Verfügung steht, haben die derzeit noch aktiven Marssatelliten Mars Odyssey und MRO ihren Betrieb möglicherweise längst eingestellt. In diesem Kontext wird MAVEN rechtzeitig vor Ort benötigt.

MAVEN vereint in sich die zwei Hauptfunktionen des 1998 nach einem Navigationsfehler vermutlich in der Marsatmosphäre verglühten Mars Climate Orbiter (MCO) und des 2005 gestrichenen Mars Telecommunications Orbiter (MTO). MTO hätte rund 500 Millionen US-Dollar gekostet, für MAVEN wurde Ende 2008 noch ein Budget von 485 Millionen US-Dollar genannt, aktuell gibt die NASA 438 Millionen US-Dollar an.

Gelingt am 18. November 2013 ein Start von der Rampe Nr. 41 der Cape Canaveral Air Force Station (CCAFS) in Florida wie derzeit geplant, würde die Sonde am 16. September 2014 in eine Marsumlaufbahn eintreten können.

Raumcon:

• MAVEN auf Atlas V 401

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2010.

Am 2. März 2004 begann die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Kometensonde Rosetta nach zwei Startverschiebungen ihre 10 Jahre dauernde Reise zu dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Im Verlauf des bisher sechs Jahre andauernden Fluges hat Rosetta dreimal die Erde und einmal den Mars passiert und dabei Schwung für die weitere Reise genommen. Außerdem wurden im Verlauf des Fluges bei zwei nahen Vorbeiflügen in den Jahren 2008 und 2010 die Asteroiden Steins und Lutetia mit verschiedenen Instrumenten näher untersucht. Im Mai 2014 wird Rosetta schließlich ihr eigentliches Ziel erreichen und als erste Raumsonde überhaupt in eine Umlaufbahn um einen Kometen einschwenken.

In den folgenden Monaten wird die Raumsonde den Kometen auf seinem Weg durch das innere Sonnensystem bis Dezember 2015 begleiten. Neben einer eingehenden Analyse der Zusammensetzung des Kometen und einer Kartografierung der Oberfläche soll dabei auch die Entwicklung der Aktivität von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko mit zunehmender Sonnennähe durch die verschiedenen Instrumente der Raumsonde dokumentiert werden. Um die Zusammensetzung von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko zu entschlüsseln, wird dazu unter anderem im November 2014 auch ein spezielles Landegerät, der Kometenlander Philae, auf der Oberfläche des Kometen aufsetzen. Der Lander ist mit 10 verschiedenen wissenschaftlichen Instrumenten ausgestattet. Zum Beispiel kann ein Bohrer Kometenmaterial aus einer Tiefe von bis zu 30 Zentimetern entnehmen und die Proben anschließend den weiteren Instrumenten zu einer ausführlichen Untersuchung zuführen.

Durch die Untersuchung von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko erhoffen sich die Wissenschaftler Einblicke in die Frühzeit und die Entwicklungsgeschichte unseres Sonnensystems. „Die Kometenjagd ermöglicht uns einen Rückblick in die Geschichte unseres Sonnensystems“, so Dr. Detlef Koschny von der europäischen Weltraumagentur ESA über die Bedeutung der Rosetta-Mission. „Kometen und Asteroiden sind die Bausteine der Planeten unseres Sonnensystems. Wenn wir ihre Zusammensetzung verstehen, können wir viel über die Entstehung unserer Erde und die Bedingungen zur Entstehung von Leben lernen.“
Obwohl bis zur Landung von Philae noch über vier Jahre vergehen werden und bisher nur wenig über die Oberflächenbeschaffenheit von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko bekannt ist, machen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bereits jetzt Gedanken über den möglichen Landeplatz des Kometenlanders. Die Ergebnisse einer entsprechenden Studie wurden jetzt auf dem diesjährigen European Planetary Science Congress (EPSC 2010) in Rom präsentiert.

Im Rahmen ihrer Untersuchungen kamen Jeremie Lasue vom Lunar and Planetary Institute (LPI) und seine Kollegen zu dem Ergebnis, dass sich der beste Landeplatz auf der südlichen Hemisphäre des Kometen finden lässt. Demzufolge geben die südlichen Regionen des Kometenkerns sowohl aus wissenschaftlicher Sicht als auch aus Gründen der Sicherheit des Landers das zu favorisierende Landegebiet ab.

„Tschurjumow-Gerasimenko ist eine Zeitkapsel, welche Material aus der Geburtsphase unseres Sonnensystems enthält. Die südliche Hemisphäre des Kometenkerns ist dabei nach den bisher erfolgten Sonnenumläufen deutlich stärker erodiert als die nördliche, weshalb Philae dort Zugang zu unberührtem Material finden kann, ohne tiefe Bohrungen durchführen zu müssen. Zum Zeitpunkt des Rendezvous mit Rosetta werden Gas und Staub hauptsächlich von der nördlichen Hemisphäre des Kometen entweichen, weshalb eine Landung im Süden sicherer ist. Außerdem wird die Südseite des Kometen in Sonnennähe weniger starken Temperaturunterschieden ausgesetzt sein.“

Im Rahmen ihrer Studien haben Jeremie Lasue und seine Kollegen von den in Rom ansässigen Einrichtungen Instituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (INAF-IASF) und Instituto di Fisica dello Spazio Interplanetario (INAF-IFSI) dreidimensionale Computermodelle entwickelt, um die Entwicklung der Aktivität des Kerns von 67P/Churyumov-Gerasimenko im Zeitraum zwischen der Ankunft der Raumsonde bei dem Kometen bis zum Passieren der Periapsis, der größten Annäherung von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko an die Sonne, am 13. August 2015 abzuschätzen.

Kometen sind eine sehr poröse Mixtur aus Staub, Eis und gefrorenen Gasen wie zum Beispiel Kohlenmonoxid und Kohlendioxid. Bei der erfolgenden Annäherung an die Sonne erwärmt sich die Oberfläche des Kometenkerns. Die Bestandteile beginnen sich zu verflüchtigen und bilden eine Koma um den Kern. Lasue und seine Kollegen schätzen die dabei auftretenden Emissionsraten von Staub, Wassereis und gefrorenen Gasen, welche sich von der nördlichen Hemisphäre verflüchtigen, zum Zeitpunkt der Landung von Philae auf rund 30 Kilogramm Gas und 50 Kilogramm Staub pro Sekunde.

Durch die während der Erwärmung des Kometenkerns erfolgenden Ausgasung kommt es zu einem Transport von Staubpartikeln aus dem Inneren des Kerns an die Oberfläche. Kleinere Staubpartikel werden dabei direkt in die Koma des Kometen transportiert. Größere Partikel werden dagegen auf der Oberfläche des Kometen abgelagert. Die Simulationen zeigen, dass sich dabei eine etwa 20 Zentimeter dicke Staubschicht auf der südlichen Hemisphäre absetzt, woraus sich eine einmalige Gelegenheit ergibt, Material direkt aus dem Inneren des Kometen zu analysieren. Aufgrund des höheren Gasdrucks sollte die Stärke dieser auch als „Staubmantel“ bezeichneten Schicht in der Nordhemisphäre dagegen lediglich mehrere Zentimeter betragen.

„Zum Zeitpunkt der Landung von Philae können die Temperaturen im Bereich des Äquators von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko um bis zu 150 Grad Celsius fluktuieren. Die Bereiche unmittelbar um den Südpol werden dagegen deutlich ausgeglichenere Temperaturverhältnisse aufweisen. Unsere gegenwärtigen Daten zeigen, dass die südliche Kometenhemisphäre den besten Landeplatz darstellt. Sobald weitere Daten zur Verfügung stehen werden wir diese den Computermodellen zufügen“, so Maria Christina De Sanctis vom INAF-IASF, eine der Co-Autorinnen der Studie.

Ein weiterer nicht zu vernachlässigender Grund für eine Landung auf der Südhemisphäre des Kometen ist die dadurch erreichbare bessere Ausrichtung der Solarpaneele von Philae in Richtung auf die Sonne, was sich letztendlich positiv auf die Energiegenerierung des ausschließlich mit Solarenergie betriebenen Kometenlanders auswirken wird.

Raumcon-Forum:

• Rosetta

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

Die Raumsonde Cassini begann während ihres 135. Orbits um den Planeten Saturn am 1. Juli 2010, sechs Jahre nach dem Einschwenken in eine Umlaufbahn um den Ringplaneten, ihre zweite Missionsverlängerung, welche auch als die „Cassini Solstice Mission“ bezeichnet wird. Bis zum Jahr 2017 sind bei weiteren 155 Umrundungen des Saturn neben den bisherigen 71 gezielten Begegnungen mit dem größten der Monde des Ringplaneten, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, weitere 56 Vorbeiflüge an diesem Mond vorgesehen. Des Weiteren werden 12 nahe Vorbeiflüge am Saturnmond Enceladus, vier Vorbeiflüge an Dione, je zwei Vorbeiflüge an Thetys und Rhea sowie jeweils ein Vorbeiflug an den Monden Methone, Telesto, Epimetheus, Helene und Aegeon erfolgen. Zudem sind diverse weitere Beobachtungen der verschiedenen Monde, der Ringe und der Atmosphäre des Saturn vorgesehen. Einige der wissenschaftlichen Hauptziele bestehen dabei in der Dokumentation der jahreszeitlich bedingten atmosphärischen Veränderungen auf Saturn und Titan, der Erkundung des Ringsystems und der Untersuchung des Saturn-Magnetfeldes. Gegen Ende der Mission wird sich die Raumsonde dann immer weiter an den Saturn annähern und dabei auch den F-Ring und den D-Ring näher untersuchen können.

Die Cassini-Mission wird im Verlauf dieser Missionsverlängerung in regelmäßigen Abständen von einer Expertenkommission bewertet werden, welche feststellen soll, ob sich der Betrieb der Raumsonde aus wissenschaftlicher Sicht auch weiterhin lohnt. Sollten bis zum Jahr 2017 keine wichtigen Instrumente oder für den Betrieb der Sonde notwendige technische Komponenten ausfallen, so wird die Sonde am 15. September 2017 kontrolliert über dem Saturn zum Absturz gebracht werden und in der Atmosphäre des Planeten verglühen, da zu diesem Zeitpunkt die von Cassini mitgeführten Treibstoffvorräte, welche zwingend für die Navigation der Raumsonde erforderlich sind, zur Neige gehen werden. Für diese Vorgehensweise hat man sich entschieden, um zu verhindern, dass durch einen unkontrollierten Absturz der Raumsonde eventuell ein Saturnmond durch irdische Bakterien kontaminiert wird und so die Messergebnisse zukünftiger Kundschafter der Menschheit verfälscht werden.

Cassini begann den 18 Tage dauernden 135. Orbit um Saturn, welcher auch als REV134 bezeichnet wird, bereits am 27. Juni 2010. An diesem Tag befand sich die Raumsonde rund 2,21 Millionen Kilometer von dem Ringplaneten entfernt und hatte damit den Punkt des größten Abstandes zum Planeten auf ihrer elliptischen Saturn-Umlaufbahn erreicht. In den folgenden Tagen erfolgte dann wieder eine Annäherung an den Planeten. Etwa 12 Stunden nach dem offiziellen Beginn dieses Orbits nahm die Raumsonde die wissenschaftlichen Arbeiten während des REV134 auf und fertigte eine Serie von Bildern des Sterns Spica im Sternbild Jungfrau an. Mit diesen Aufnahmen konnte die WAC-Kamera, eine der beiden Komponenten des ISS-Kamerasystems an Bord der Sonde, neu kalibriert werden.

Am 28. und 29. Juni stand der Südpol des Ringplaneten auf dem Beobachtungsprogramm, welcher durch die ISS-Kamera abgebildet wurde. Aus den dabei gewonnenen Aufnahmen der südlichen Polarlichtzone, welche durch die Interaktion zwischen der oberen Planetenatmosphäre und dem Magnetfeld des Saturn erzeugt wird, soll jetzt ein Video erstellt werden. Ebenfalls am 28. Juni wurde Titan aus einer Entfernung von etwa 3,17 Millionen Kilometern abgebildet. Mit diesen Aufnahmen soll im Bereich der am Titan-Äquator gelegenen Regionen Aztlan, Quivira und Fensal nach Wolkenformationen gesucht werden. Im Verlauf einer im vorherigen Orbit Nummer 134 durchgeführten vergleichbarer Beobachtungskampagne konnten Wolken im Bereich der Oberflächenstruktur Elba Facula in der südöstlichen Aztlan-Region beobachtet werden.

Am 30. Juni erfolgten astrometrische Beobachtungen von mehreren der kleinen Saturnmonden. Speziell konzentrierte man sich dabei auf Epimetheus, Prometheus, Janus, Anthe, Methone, Telesto und Helene. Ziel dieser ebenfalls ausschließlich aus großen Entfernungen angefertigten Aufnahmen war die Vermessung der exakten Positionen dieser inneren Eismonde innerhalb des Saturnsystems. Mit diesen Bildern sollen die Bahnparameter dieser Monde weiter verfeinert werden.

Zwischen dem 30. Juni und dem 3. Juli erfolgten fünf Beobachtungen des B-Ringes des Planeten. Mit Hilfe der dabei gewonnenen Bilder will man in diesem Ring nach Speichen-Formationen suchen. Erstmals wurden solche ungewöhnliche Formationen vor fast 30 Jahren durch die beiden Voyager-Sonden beobachtet. Man geht davon aus, dass diese Speichen durch elektrostatisch aufgeladene, sehr feine Ringteilchen gebildet werden, welche den Planeten etwas außerhalb der Ringebene umkreisen. Die elektrostatische Aufladung der Teilchen wird dabei durch Gewitter in der oberen Saturn-Atmosphäre verursacht. Durch die gegenwärtig vorherrschenden Beleuchtungsverhältnisse, die Sonne scheint immer noch fast genau auf die Kante des Ringsystems, erscheinen diese Teilchen jetzt besonders gut sichtbar. Am 4. Juli stehen dann zusätzlich auch der D-Ring und der A-Ring auf dem Beobachtungsprogramm der Wissenschaftler.

Am 5. Juli 2010 wird Cassini um 07:01 Uhr MESZ auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Planeten, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 118.720 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. In den Stunden vor diesem Ereignis wird sich Cassini dem Mond Daphnis bis auf eine Distanz von 72.816 Kilometern nähern. Die Entdeckung dieses lediglich etwa acht bis neun Kilometer großen Mini-Mondes auf Cassini-Aufnahmen vom 1. Mai 2005 wurde am 6. Mai 2005 durch das Cassini Imaging Science Team bekannt gegeben. Daphnis umkreist den Saturn in einer Entfernung von rund 136.500 Kilometern in einem Zeitraum von 14 Stunden und 15 Minuten innerhalb der 42 Kilometer großen Keeler-Lücke im äußeren A-Ring des Ringsystems und fungiert dabei als ein sogenannter Schäfermond. Mittels seiner Gravitationskraft verursacht der Mond dabei vertikale Strukturen in den angrenzenden Ringen, welche um 500 bis 1.500 Meter über die Ebene der im Durchschnitt lediglich etwa 10 Meter dicken Ringe hinausragen.

Auf den geplanten Aufnahmen der NAC-Kamera, der zweiten Komponente des ISS-Kamerasystems, wird der Mond eine Größe von 20 Pixeln erreichen. Dies werden die bisher besten Aufnahmen dieses Mondes sein, welche eventuell auch Rückschlüsse über dessen ungewöhnlich helle Oberfläche ermöglichen werden.

Bereits zwei Tage zuvor, am 3. Juli um 21:09 Uhr MESZ, führt die Raumsonde ein Kurskorrekturmanöver durch, welches den nächsten Titan-Vorbeiflug, von den Wissenschaftlern kurz als T-71 bezeichnet, einleitete. Am 7. Juli 2010 wird sich Cassini um 02:22 Uhr MESZ dem Titan dabei zum 72. Mal nähern. Dies ist der erste von insgesamt 56 geplanten nahen Vorbeiflügen an diesem Mond während der „Cassini Solstice Mission“ und der vorerst letzte Titan-Vorbeiflug bis zum 24. September 2010. Die Raumsonde wird sich der südlichen Hemisphäre des Titan dabei mit einer Geschwindigkeit von 5,9 Kilometern pro Sekunde bis auf eine Entfernung 1.005 Kilometern nähern. In der Annäherungsphase an Titan werden das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), das RADAR-Instrument und das Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) der Sonde die wissenschaftlichen Aktivitäten der Sonde bestimmen, da sich Cassini in dieser Flugphase dem Titan auf der nicht vom Sonnenlicht angestrahlten Seite annähert und lediglich eine schmale Sichel des Mondes im sichtbaren Licht erkennbar sein wird.

Zuerst wird dabei das CIRS eine Beobachtung des Mondes aus einer größeren Distanz durchführen. Wie bereits beim letzten Titan-Vorbeiflug am 21. Juni 2010 (Raumfahrer.net berichtete) sollen dabei die verschiedenen Schichten der Mondatmosphäre im Fern-Infrarot-Bereich abgebildet werden. Das RADAR-Instrument wird die von Saturn abgewandte Hemisphäre des Mondes abbilden, während CAPS die Interaktion zwischen Titan und der Magnetosphäre des Mondes untersuchen soll.

Zum Zeitpunkt der größten Annäherung an den Mond wird das Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) der Raumsonde die Zusammensetzung der oberen Atmosphäre des Titan ermitteln. Diese Beobachtung ist Bestandteil einer auf derzeit für eine Dauer von zwei Jahren ausgelegten Messkampagne, mit der die Reaktionen der Titanatmosphäre auf eine veränderte Sonnenaktivität während des solaren Maximums beobachtet werden soll.

Etwa sechs Stunden nach der größten Annäherung an Titan wird das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) der Sonde die wissenschaftlichen Aktivitäten der Sonde bestimmen und drei Mosaik-Aufnahmen des Mondes anfertigen. Das erste Mosaik wird dabei aus einer Entfernung zwischen 119.000 und 175.000 Kilometern erstellt werden. Die Aufnahmen der zweiten und dritten Beobachtung werden auf die westliche Adiri-Region und die dortige Belet-Region zentriert sein. Mit diesen Aufnahmen soll der Wolkenzug über diesem Bereich der Mondoberfläche dokumentiert werden. Ergänzt werden diese durch zwei weitere Beobachtungen, welche am 8. und 9. Juli erfolgen sollen, und bei denen die ISS-Kamera eingesetzt werden wird. Am 9. Juli wird Cassini dabei bereits 1,24 Millionen Kilometer von Titan entfernt sein.

Das Ziel dieser ergänzenden Aufnahmen besteht darin, die im Verlauf des T-71-Manövers beobachteten Wolken in der Mondatmosphäre über eine Zeitspanne von mehreren Tagen optisch zu verfolgen. Durch diese Beobachtungen erhoffen sich die Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die gegenwärtig auf Titan vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten in der mittleren und oberen Troposphäre sowie allgemeine Angaben über in diesem Zeitraum stattfindende Veränderungen in der Ausdehnung dieser Wolken. Das Verständnis der Entwicklungsgeschichte der Methanwolken des Titan, so die für Cassinis Aktivitäten verantwortlichen Wissenschaftler, ist eine Grundvoraussetzung, um einen Einblick in die globale Zirkulation der dortigen Atmosphäre zu gewinnen. Nur mit entsprechenden Daten kann man wissenschaftlich untermauerte Aussagen darüber tätigen, warum sich diese Wolken überhaupt bilden und ob die auf dem Titan vorherrschenden klimatischen Verhältnisse eventuell zu Methanniederschlägen in Form von „Regen“ führen können.
Zum Ende des Orbits Nummer 135 sind für den Zeitraum zwischen dem 9. und 13. Juli diverse Beobachtungen des Saturn vorgesehen. Auch hier soll in erster Linie der Wolkenzug dokumentiert werden, um im Rahmen längerfristiger Beobachtungen durch den stattfindenden Wechsel der Jahreszeiten bedingte Veränderungen nachvollziehen zu können. Unter anderem soll dabei mit den Aufnahmen die Windgeschwindigkeit in der Saturnatmosphäre in unterschiedlichen Höhen bestimmt werden. Am 15. Juli wird Cassini schließlich erneut den am weitesten vom Saturn entfernten Punkt der Umlaufbahn erreichen und den Orbit Nummer 135 beenden.

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