Quelle: ESA, NASA, Caltech, Wikipedia

Die Erkenntnisse der berühmten Viking-Sonden, die im Jahr 1976 am Mars gelandet waren, waren nicht angetan Euphorie zu entfachen, und so dauerte es lange bis nach diesen der Mars wieder in den Fokus der Forschung gelangte. Im Rahmen des Planetary Observer Programms der NASA, einem Programm mit welchem nach den teuren Viking Missionen mit günstigeren Sonden die Planetenforschung wieder aufgenommen werden sollte, wurde 1992 Mars Observer gestartet. Jedoch wurde zu diesem schon 3 Tage vor Erreichen eines Marsorbits der Kontakt verloren, und das gesamte Programm fand damit ebenfalls gleich sein Ende.
1993 wurde das Mars Exploration Programm der NASA initiiert, ein weit in die Zukunft gerichtetes Programm zur Erforschung des Mars. Die Zielsetzungen waren weitreichend:

• Gibt oder gab es jemals Leben auf dem Mars?
• Wie läßt sich das Klima am Mars charakterisieren?
• Welche Geologie herrscht am Mars vor?
• Wie ist eine menschliche Präsenz am Mars möglich?

Dies alles sollten die zukünftigen Sonden, die man Richtung Mars senden wollte, klären. Die Programme wechselten in der Zukunft, die Zielsetzung im Grunde nicht.

Mars Global Surveyor (MGS)

MGS markierte somit die Wiederaufnahme der Erforschung des Mars durch die NASA. Am 7. November 1996 stand eine Delta II am LC-17A des Capes und hievte MGS mit einer Startmasse von 1062 kg in Richtung Mars. Als Erstes sah man es als erforderlich an den Mars zu kartieren. Dazu verfügte MGS über einige Instrumente, darunter auch eine Kamera und ein Laseraltimeter. Denn das Programm sah ja auch Lander und Rover vor, und um geeignete Landestellen festlegen zu können, musste man den Mars etwas besser kennen. Und damit ergab sich eine weitere Anforderung an MGS. Die Oberflächeneinheiten würden aufgrund von Massenbudgets, Stromversorgung und Orbitalmechanik niemals in der Lage sein die anfallenden Datenmengen Richtung Erde zu schicken. Die Orbiter konnte man jedoch mit ausreichenden Sendeanlagen versehen, so dass nur der kurze Datenverkehr von der Oberfläche in den Orbit verblieb, welcher von leichten, trotzdem breitbandigen, aber energiesparsameren Funkeinrichtungen bewerkstelligt werden konnte.
Auch MGS war damit von Beginn an als Relaisstation im Marsorbit ausgelegt. Eine 1,5 m durchmessende Hochgewinnantenne (HGA) stellte mit nur 25 Watt Sendeleistung im X-Band bei 8,4 GHz den Datenverkehr mit der Erde her. Die Datenrate ändert sich dabei natürlich mit dem Abstand von Erde und Mars und konnten bei kurzer Entfernung 85,3 kbit/s erreichen. Zur Sicherheit war auch eine Niedriggewinnantenne vorhanden. Die Mars Relais Antenne stellte im UHF-Band bei 437.1 MHz die Verbindung Richtung Marsoberfläche her. Nur einen Monat nach MGS wurde die Mars Pathfinder Mission gestartet, mit dem der Rover Sojourner auf den Mars gebracht wurde. Da wurden diese Fähigkeiten von MGS bereits benötigt.
Am 2. November 2006 wurde der Kontakt zu MGS verloren. Anhand eines schwachen Signales konnte festgestellt werden, dass sich die Sonde im sogenannten „safe mode“ befindet. Da durch einen Irrtum beide Kopien der Bordsoftware fehlerhaft waren, war der Orbiter verloren.
MGS steht nicht mehr zur Verfügung.

Mars Climate Orbiter (MCO)

Praktisch jedes Programm der NASA hat mit den selben Problemen zu kämpfen. Mit Budgetüberschreitungen oder Kürzungen von Budgets. Unter der Prämisse „cheaper, better, faster“ wurde diese, sowie auch die Mission Mars Polar Lander (MPL), durchgeführt. Ob sie „schneller“ oder „billiger“ waren sei dahingestellt. „Besser“ waren sie allerdings nicht. Mit 638 kg Startmasse war sie auch „leichter“, ganz im Sinne der Prämisse. MCO hatte auch über eine 1,3 m durchmessende HGA für das X-Band und über eine UHF Funkeinrichtung zur Bodenkommunikation verfügt.
Am 11. Dezember 1998, nur gut 2 Jahre nach MGS, wurde MCO gestartet. Die Flugbahn, in die MCO nach der Ankunft am Mars kommandiert wurde, war jedoch zu tief über der Oberfläche. Das konnte die Sonde nicht überstehen. Als Ursache konnte festgestellt werden, das Lockheed Martin imperiale Einheiten statt der von der NASA geforderten SI Einheiten verwendete, und die Diskrepanz und Missinterpretation der Zahlenwerte führten zu der fehlerhaften Kursänderung.

Der ebenfalls stattgefundene Verlust von Mars Polar Lander wurde übrigens nie endgültig geklärt. Als warscheinlichste Ursache nahm man an, dass durch ein Softwareproblem die Landetriebwerke bereits in einer Höhe von ca. 40 m deaktiviert wurden und MPL zerschellte.
Durch die beiden Misserfolge zerschellte aber auch der „cheaper, better, faster“ Ansatz gleich mit.
MCO stand also nie zur Verfügung.

2001 Mars Odyssey (ODY)

Bereits am 7. April 2001, also keine zweieinhalb Jahre nach MCO, startete die NASA ihren nächsten Orbiter. Die Startmasse von ODY betrug 758 kg. Ein Schwerpunkt der Aufgaben von ODY war die Suche nach Wassereis und die globale Kartierung von Mineralien am Mars. Zu diesem Zweck hat sie unter anderem eine Multispektralkamera, einen Strahlungsdetektor und ein Gammastrahlenspektrometer an Bord. Wassereis konnte übrigens klar nachgewiesen werden. 2012 musste eines der Reaktionsräder abgeschaltet und durch ein Reserverad ersetzt werden. Das Partikelspektrometer ist bereits seit 2003 inaktiv.
Eine sehr wichtige Aufgabe fiel ODY aber auch mit der Weiterleitung der Daten der beiden Marsrover Spirit und Opportunity zu.
Die ebenfalls 1,3 m durchmessende HGA sendet wiederum im X-Band bei 8,4 GHz, mit der simultan Daten empfangen und gesendet werden können. Es stehen weiter eine Mittelgewinn- und eine Niedriggewinnantenne zur Verfügung. Zur Kommunikation mit den Bodeneinheiten wird wiederum ein UHF System benutzt.
2015 wurde der noch verfügbare Treibstoffvorrat auf ODY als ausreichend für einen Betrieb bis ins Jahr 2025 bewertet. Vielleicht konnte noch sparsamer mit diesem umgegangen werden, das Problem bleibt allerdings dass wir schon bald im Jahr 2026 stehen.
ODY ist nach wie vor im Einsatz, und gehört zum sogenannten Mars Relais Netzwerk, mit dem Daten der Marsrover zum Deep Space Network der NASA und an ESTRACK weitergeleitet werden. Mit 170,4Mbit/tag transferiert ODY einen relativ kleinen Teil der Gesamtdatenmenge.

Mars Express (MEx)

Nun wurde auch die ESA aktiv. MEx wurde am 25. Dezember 2003 bei einer Startmasse von 1120 kg von einer Sojus-FG/Fregat von Baikonur aus gestartet. An Board befand sich auch der Lander Beagle 2. Die Aufgaben solcher Orbiter sind immer vielfältig.
Die MARSIS-Antennen sollten bis in eine Tiefe von 5 Kilometer unter der Oberfläche nach Wasser suchen. Die hochauflösende HRSC Stereokamera kann den Mars mit einer Auflösung bis zu 10 m kartografieren; mit der Optik des Super Resolution Channel bis zu 2 m, was aber recht problematisch ist. Weitere Instrumente sind vorhanden um Atmosphäre und Mineralogie des Mars zu untersuchen.
Zur Kommunikation mit der Erde verfügt MEx über eine 1,6 m durchmessende HGA mit der im S-Band (2.1 GHz) und im X-Band (8,4 GHz) gesendet werden kann. Zur Sicherheit ist auch eine Niedriggewinnantenne vorhanden.
Um mit Beagle 2, und zukünfigen Bodeneinheiten kommunizieren zu können verfügt MEx über die Melacom UHF Sendeeinrichtung. Aber auch zu und von Bodeneinheiten der NASA, wie dem Rover Curiosity, können damit Daten transferiert werden. Auch MEx gehört zum Mars Relais Netzwerk, ist aber nur als Reserve vorgesehen.

Beagle 2 konnte übrigens gelandet werden, „gemeldet“ hat er sich nie. Der Mars Reconnaissance Orbiter der NASA konnte ihn später lokalisieren und feststellen daß sich eines der Solarpanele nicht geöffnet hatte.

Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)

Mit MRO plante die NASA wieder größer und leistungsfähiger. Am 12. August 2005, also bereits gut 4 Jahre nach ODY, stemmte eine Atlas 5 die 2180 kg von MRO vom SLC-41 der Cape Canaveral Air Force Station (CCAFS) nach oben.
Glanzstück des MRO ist wohl sein „High Resolution Imaging Science Experiment“, die HiRISE Camera die Auflösungen der Marsoberfläche mit bis zu 0,3 m pro Pixel ermöglicht. Natürlich verfügt er aber über ein ganzes Bündel an Sensorik, z. B. um Mineralien, wie etwa Hämatit, zu lokalisieren, Staub und Wasserdampf in der Atmosphäre zu untersuchen, Wasservorkommen zu lokalisieren und einiges mehr.
Der Datenmenge die durch die umfangreiche wissenschaftliche Tätigkeit anfällt, und jener die von Bodeneinheiten weiterzuleiten ist, musste auch Rechnung getragen werden. MRO verfügt über eine 3 m durchmessende HGA um im X-Band mit bis 100 W Sendeleistung Daten mit 500 kBit/s bis 4 Mbit/s zu transferieren. Auch das Ka Band bei 32 GHz für noch höhere Datenraten wurde erprobt, wird aber nicht mehr weiter genutzt, um es im Falle eines Ausfalles des X-Band Senders, der nicht mehr auf den Reserveverstärker umschalten kann, zur Verfügung zu stehen. Niedriggewinnantennen für Notfälle sind auch vorhanden. Die UHF Verbindung zu den Bodeneinheiten wurde weiterentwickelt und in das Electra Proximity Link Payload Package integriert. Datenraten von bis zu 2 Mbit/s zu den Bodeneinheiten können damit erzielt werden.
Auch MRO ist Teil des Mars Relais Netzwerks, und transferiert durchschnittlich 447.5 Mb/tag.

Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN)

Diesmal dauerte es etwas länger bis zur nächsten großen Mars Mission. Am 18 November 2013, diesmal also gut 8 Jahre nach MRO, hob der 2454 kg schwere Orbiter wiederum auf einer Atlas 5 vom SLC-41 der CCAFS ab. Forschungsziel von MAVEN ist herauszufinden, warum und wie Mars seine Atmophäre an das Weltall verloren hat und Daten über die Entwicklung des marsianischen Klimas zu sammeln. Dafür sind eine Reihe von Instrumenten vorhanden. Die HGA hat 2 m Durchmesser, gesendet wird wieder im X-Band. Für die Bereitstellung der UHF Verbindung Richtung Mars kam wieder das Electra Package zum Einsatz.
Zwischen 19. und 28. November 2014 befand sich MAVEN im „Safe Mode“. Grund waren Synchronisationsproblem zwischen zwei Rechnern an Bord.
Im Jahr 2019 wurde der elliptische Orbit von MAVEN abgesenkt, um öfter und besser mit den Rovern am Mars in Kontakt treten zu können. MAVEN ist also sowohl als Wissenschaftsmission als auch als Teil des Mars Relais Netzwerks von Bedeutung. Über MAVEN werden durchschnittlich 897.5 Mb/tag an Daten transferiert.
Auch am 22. Februar 2022 versetzte sich MAVEN in den Safe Mode. Die Trägheitsnavigationseinheiten lieferten keine verwertbaren Daten mehr. Zur Behebung wurden nur noch Daten der Sternsensoren zur Lagebestimmung genutzt. Mit 28. Mai 2022 konnte MAVEN den Betrieb wieder aufnehmen.

Nun vermeldete die NASA dass von MAVEN am 6. Dezember, nach der Funkstille beim Umrunden der abgewandten Seite des Mars, kein Signal mehr empfangen werden konnte. Die Telemetrie von MAVEN hatte gezeigt, dass alle Subsysteme normal arbeiteten, bevor MAVEN in den Funkschatten des Mars eingetreten ist. Die Operationsteams untersuchen den Vorfall.

Die Frage ist nun, ob die NASA tatsächlich über „kein“ Signal, oder nur über keine regulären Signale, sondern nur über Signale welche der Safe Mode sendet, verfügt. Auch im Safe Mode kann die Sonde über die HGA Statusdaten versenden, bzw. Kommandos erhalten. Sollte die HGA nicht verfügbar sein, so müssten über eine Niedriggewinnantenne zumindest schwache Lebenszeichen der Sonde empfangbar sein. Auch dann besteht Hoffnung. Ohne jeglichen Kontakt zur Sonde wäre diese auf alle Fälle verloren. Nicht übersehen kann man jedoch die Tatsache, das die NASA seit nunmehr 12 Jahren keine Erneuerung der Orbiterinfrastruktur am Mars durchführt. Auch wenn der Treibstoff anscheinend noch über das Jahr 2030 reicht, so ist es trotzdem so, dass die Orbiterflotte altert. Raumfahrzeuge altern auch durch äußere Einflüsse wie Strahlung oder hohe Temperaturschwankungen, was irgendwann zu Ausfällen führen kann.
Außerdem müssten, selbst wenn man Anfang der dreißiger Jahre einen neuen Orbiter Richtung Mars schicken wollte, wegen der langen Projektlaufzeiten, bereits Maßnahmen eingeleitet worden sein. Sehr vielversprechend sieht es da nicht aus.
Bau und Start des Mars Telecommunications Orbiter wurden bereits 2005 abgesagt. Am 4. July 2025 wurde beschlossen das Projekt wieder aufzuehmen. Wann und ob überhaupt er sich wieder aus der Asche erhebt, bleibt abzuwarten.
Die International Mars Ice Mapper Mission sollte ursprünglich 2026 gestartet werden. 2022 wurde die Finanzierung des Projekts von der NASA eingestellt. Ob er nun wie geplant im Zeitraum 2031-2033 gestartet werden kann, bleibt angesichts des frühen Entwicklungsstadiums ebenfalls abzuwarten.

Sollte MAVEN nicht mehr aktivierbar sein, so müßte ca. das doppelte der Datenmenge welche MRO durchschnittlich transferiert, zusätzlich auf ihn selber und andere Orbiter umverteilt werden, falls das möglich ist. Ein Ausfall von MAVEN ist also durchaus schwerwiegend.

Zukünftig wird ja vom größten Startserviceprovider der USA beabsichtigt eigene Raumfahrzeuge, in der Folge sogar in bemannter Form, zum Mars zu schicken. Auch da wird man sich fragen müssen, inwieweit man sich da noch auf die bestehenden Orbiter stützen kann.

Ein Orbiter ist jedoch noch unerwähnt, da er erst nach MAVEN zum Mars aufgebrochen ist:
ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO)

TGO ist ein Mars Orbiter der ESA. Am 14. März 2016 wurde TGO mit einer Proton-M/Briz-M von Baikonur Richtung Mars gestartet. Es war ein Schwergewicht mit 4332 kg Masse. Darin enthalten war jedoch auch das Landeexperiment Schiaparelli mit 577 kg.
Die Landung von Schiaparelli ist im übrigen nicht geglückt, zumindest nicht in einem Stück.
Die Aufgabe von TGO war die Untersuchung der Atmosphäre des Mars, insbesondere das Aufspüren von Spurengasen wie Methan, da man dieses auch als Biomarker in Betracht zieht. Weiter sollte TGO auch als Relaisstation für den Rosalind Franklin Rover dienen. Der befindet sich weiter auf der Erde und der Einsatz erscheint ungewiss. Die HGA von TGO misst 2,2 m und wird im X-Band mit 65 W betrieben. Richtung Mars wird wiederum per UHF gesendet. Sehr sinnvollerweise steuerte die NASA das Electra Package bei. Dies erleichert nun die Interoperabilität mit den derzeitlich am Mars befindlichen NASA Rovern Curiosity und Perserverance.
Auch der ESA Orbiter TGO ist Teil des Mars Relais Netzwerks. TGO transferiert zusätzlich auch Daten zu russischen Bodenstationen. Mit 1562.7 Mb/tag fließt über TGO der größte Anteil am Datenaufkommen des Mars Relais Netzwerks.

Die angeführten Datentransferraten entstammen Angaben der NASA von September 2025.

Nur als Ergänzung: Die kürzlich gestarteten EscaPADE Sonden, welche auch für den Marsorbit bestimmt sind, können keinerlei Relaisfunktionen übernehmen.

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• MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN

Der Beitrag Kontaktverlust zu MAVEN und alternde Orbiter am Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA.

1. August 2019 – Die Orbiter, Lander und Rover auf dem Mars sind mit kompakten Geräten und Instrumenten ausgestattet. Sie beschränken allerdings die wissenschaftliche Leistung, die bei den Missionen erreicht werden könnte. Eine Untersuchung von Marsproben auf der Erde bietet Wissenschaftlern die Möglichkeit, ihre Ressourcen teilen und Proben in den besten Zentren der Welt analysieren lassen. Diese Laboratorien könnten aufgrund ihrer Schwere und Komplexität nicht auf den Mars transportiert werden.

Die Proben können hier auf der Erde mit den fortschrittlichsten Geräten und Techniken untersucht werden, so dass die Wissenschaftler die Ergebnisse unabhängig voneinander überprüfen können. Mit der kontinuierlichen Optimierung der Ausrüstung und stetig neuen Erkenntnissen lassen sich die Proben neu bewerten – wie auch bei den in den 1960er und 1970er Jahren auf die Erde gebrachten Mondproben.

Ein bisschen Mars auf der Erde
Die Probenrückführung ist der nächste Schritt der robotischen Erkundung und setzt mehrfache Missionen voraus, die anspruchsvoller und fortschrittlicher sind als alle bisherigen Robotermissionen. Die Erfolge in den letzten Jahren in robotergestützten Missionen haben das Vertrauen gestärkt – allerdings sind mehrere Starts notwendig, um Proben vom Mars auf unseren Planeten zu bringen.

Die ESA arbeitet mit der NASA zusammen, um Missionskonzepte für eine internationale Mars Sample Return-Mission zwischen 2020 und 2030 zu entwickeln. Für die Landung auf dem roten Planeten, der Probensammlung und –aufbewahrung sowie Rückführung auf die Erde sind drei Missionen vorgesehen.

Im Rahmen der NASA-Mission Mars 2020 wird zunächst die Oberfläche erkundet und eine Reihe von Proben gesammelt und in Containern gelagert, die für den Transport auf die Erde zu einem späteren Zeitpunkt geborgen werden sollen. Danach sind zwei weitere Missionen notwendig.

Landen, losziehen, sammeln und einlagern
Die NASA wird im Zuge der Sample Return Lander-Mission eine Plattform in der Nähe des Mars 2020-Standorts platzieren. Von hier aus wird ein kleiner ESA-Rover – der Sample Fetch Rover – losziehen, um die eingelagerten Proben zu bergen, in einen fußballgroßen Behälter zu füllen und zu dessen Landeeinheit zu transportieren. Diese dient als Startrampe für das „Mars Ascent Vehicle (MAV) “, eine Rakete, die den Container in die Marsumlaufbahn befördert.

ESA-Mission bringt die Proben auf die Erde
Der Earth Return Orbiter der ESA wird die nächste Mission sein, die darauf ausgerichtet ist, den basketballgroßen Probenbehälter im Marsorbit zu fangen. Die Proben werden in einem Bioabdichtungssystem versiegelt, um eine Kontamination der Erde mit nicht sterilisiertem Material zu verhindern, bevor sie in eine Erd-Eintrittskapsel eingebracht werden.

Die Raumsonde wird anschließend wieder auf die Erde zurückkehren, wo die Eintrittskapsel freigegeben wird, damit die Proben in einer speziellen Handhabungseinrichtung landen können.

Die ESA und die NASA untersuchen zurzeit ihre Missions-Konzepte, wobei die ESA den Sample Fetch Rover und den Earth Return Orbiter untersucht. Im November 2019 werden sie dem Rat der ESA auf Ministerebene vorgestellt, um deren Zustimmung für die Missionen einzuholen.

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• Mars Sample Return

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Erstellt von Andreas Weise. Quelle: FEN

Am frühen Morgen (MEZ) des 4. März 2016 wurde der indische Mars-Orbiter Mangalyaan alias MOM neu ausgerichtet und sein Haupttriebwerk für 12,85 Sekunden gezündet. Zuvor war ein entsprechendes Missionsupdate für die Triebwerkssequenz vom indischen Kontrollzentrum MCF in Hassan eingespielt worden.

Durch die Triebwerkszündung ist die Sonde auf eine extrem elliptische Bahn um den Mars aufgestiegen. Die geringste Marsannährung wurde inzwischen mit 7.250 Kilometer und die größte Entfernung mit 19.750 Kilometer angegeben.

Die angepasste Flugbahn ermöglichte erstmals eine kurzzeitige Annäherung an den zweiten, kleineren Mars-Mond Deimos. Die eigentlich zur Beobachtung der Marsoberfläche vorgesehene Mars-Farbcamera (Mars Color Camera, MCC) mit einer Masse von rund 1,4 Kilogramm konnte bei dem Vorbeiflug entsprechende Farbaufnahmen liefern. Mit der Analyse der Bilder befasste Wissenschaftler sind sich noch nicht einig, wie die Aufnahmen geologisch zu bewerten sind. Die Auswertung habe gerade erst begonnen, wird die Missionsleitung zitiert.

Ursprünglich war die auf zwei Jahre angesetzte Mission schon für beendet erklärt worden. Auf Grund der überraschend längeren Funktion der Technik wurde eine Verlängerung der Mission bekannt gegeben. Beobachter gehen davon aus, dass man mit diesem Bahnmanöver einen Großteil der letzten Treibstoffreserven aufgebraucht habe.

Damit sind diese Aufnahmen zunächst einmal wirklich einmalig und bis auf weiteres nicht reproduzierbar, da der Abstand zwischen Deimos und der Flugbahn der Sonde wieder zunimmt.

Die Raumsonde MOM der indischen Weltraumforschungsorganisation ISRO war am 5. November 2013 vom Raumfahrtzentrum Satish Dhawan Space Centre im indischen Bundesstaat Andhra Pradesh gestartet. Am 24 September 2014 erreichte sie einen Orbit um den Mars. Einen Tag später wurden das erste Farbbild mit der Mars Color Camera aus rund 8.450 Kilometern Höhe aufgenommen.

Vor etwas über einem Jahr, im März 2015, wurde eine erste Verlängerung der Mission um vorerst 6 Monate bestätigt. Da die Systeme unerwartet stabil funktionieren, war ein Missionsende anschließend nicht absehbar. Durch den Einschuss in die jetzige Flugbahn könnte sich das aber ändern. Indien betrachtet die Marsmission als Technologie-Demonstrator zur Darstellung der Leistungsfähigkeit der einheimischen Raumfahrtindustrie.

In Fachkreisen hat die Leistung der Raumfahrtspezialisten und Planetenforscher bislang ein geteiltes Echo hervorgerufen. Während die NASA über einen Pressesprecher in Pasadena mitteilte, dass Zitat: „… man von dem Vorgang noch nichts genaueres wisse …“, wurde von Seiten der ESA eine Stellungnahme mit dem Hinweis auf die laufenden Vorbereitungen zur bevorstehenden ESA-Ministerratstagung abgelehnt. Man sehe aber darin einen Ansporn für eigene ambitionierte interplanetare Missionen gegeben.

Die indische Nachrichtenagentur First-Eepral-News berichtete, die indische Weltraumforschungsorganisation wolle die gewonnenen Erkenntnisse mit allen internationalen Partnern teilen und bilaterale Ergebnisse abgleichen. In den kommenden Tagen soll es nach Angaben der Agentur ausführliche Presseinformationen zu den Details des neuerlichen Bahnmanövers und den entstandenen Photos geben.

Update 2. April 2016:
Bilder des Mittagessens eines unserer Redakteure gerieten datumsabhängig in einen Zusammenhang mit einer Falschmeldung einer bis dato völlig unbekannten indischen Nachrichtenagentur über die Mission des indischen Mars-Orbiters zum Mars-Mond Deimos. Wir haben sie hier am 1. April 2016 präsentiert …
Der Sachverhalt sei hiermit aufgeklärt. Wir schämen uns (nicht). April, … April … !

Natürlich freuen wir uns auch, und zwar ernsthaft, über die Aufmerksamkeit, die der wirklich real existierende indische Mars-Orbiter damit erfahren hat

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• Marsorbiter Mangalyaan (MOM) auf PSLV-XL C25 vom SDSC FLP

Der Beitrag Deimos – Ich schau dir in die Augen, Kleiner … ! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Nach einer Flugdauer von fast sieben Jahren und einer bis dahin zurückgelegten Distanz von über drei Milliarden Kilometern trat die Raumsonde Cassini am 1. Juli 2004 nach einem komplexen, 96 Minuten andauernden Bremsmanöver in eine Umlaufbahn um den Saturn, dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, ein. In den folgenden zehn Jahren hat die Raumsonde den Ringplaneten bis zum heutigen Tag 206 mal umkreist und dabei weitere mehr als 3,5 Milliarden Kilometer im Saturnorbit zurückgelegt. Um die Raumsonde dabei auf dem vorgesehenen Kurs zu halten wurden bisher 291 Kurskorrekturmanöver durchgeführt.

Während der einzelnen Orbits wurden der Saturn, dessen 62 bisher bekannten Monde und das faszinierende Ringsystem ausführlich mit den 12 von Cassini mitgeführten wissenschaftlichen Instrumenten untersucht. Unter anderem absolvierte der Saturnorbiter hierzu bisher 132 dichte Vorbeiflüge an den größeren, inneren Saturnmonden. Damit die Raumsonde ihre Arbeit wie geplant verrichten konnte wurden von den für die Steuerung verantwortlichen Mitarbeiter des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien in den letzten zehn Jahren rund zwei Millionen Kommandos verfasst und über das Deep Space Network (DSN) der NASA an Cassini übermittelt.

Insgesamt konnten in den letzten zehn Jahren 514 Gigabyte an wissenschaftlichen Daten gesammelt werden, welche unter anderem mehr als 332.000 Fotoaufnahmen enthalten. Die zuletzt an die Erde übermittelten, allerdings noch nicht kalibrierten Aufnahmen finden Sie über diese Internetseite. Durch die Auswertung dieser enormen Datenmenge konnten die an der Cassini-Mission beteiligten Forscher, welche von Instituten und Forschungseinrichtungen aus 26 Ländern stammen, bisher 3.039 wissenschaftliche Publikationen veröffentlichen.

Besonders erwähnenswert sind hierbei die folgenden Entdeckungen:

• Der Lander Huygens erreicht die Oberfläche des Saturnmondes Titan und sammelt anschließend etwa drei Stunden lang Messdaten
• Entdeckung und Untersuchung von aktiven Wassereis-Geysiren auf dem Mond Enceladus
• Untersuchung der Saturnringe, die sich als aktiv und dynamisch herausstellten und mittlerweile auch als ein „Feldlaboratorium“ zur Untersuchung der Planetenbildung dienen
• Auf dem Titan existiert ein aktiver Flüssigkeitskreislauf mit Regenfällen, Flüssen und Seen
• Innerhalb der Ringe existieren vertikale Strukturen
• Studie der präbiotischen Chemie des Titan und dessen Atmosphäre
• Untersuchung der zweigeteilten Oberfläche des Mondes Iapetus und Lösung des „Yin-Yang-Rätsels“
• Untersuchung des großen Saturn-Sturmes in den Jahren 2010 und 2011
• Untersuchung der vom Saturn ausgehenden Radiowellenmuster
• Untersuchung des Nordpol-Hexagons auf dem Saturn

Des weiteren gelang den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern die Entdeckung von sieben zuvor unbekannten Saturnmonden und der Nachweis von diversen zuvor unbekannten Einzelringen.

Aber auch in den kommenden Jahren soll die bisher überaus erfolgreich verlaufene Mission der Raumsonde Cassini nach dem derzeitigen Planungsstand fortgesetzt werden. Bereits am 2. Juli 2014 wird Cassini um 08:52 MESZ auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem Ringplaneten erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde dann in einer Entfernung von rund 2,92 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 207. Umlauf um den Ringplaneten.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei gegenüber der Bahnebene des Saturn eine Inklination von 46,5 Grad auf. Diese Bahnneigung wird es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern letztendlich bis zum März 2015 ermöglichen, speziell die Polarregionen des Saturn und des Titan im Detail abzubilden und zu untersuchen. Zusätzlich wird auch das Ringsystem des Saturn von den abbildenden wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde während der kommenden Monate in seiner ‚Gesamtheit‘ erfasst werden können.

Für das Kamerasystem an Bord von Cassini, dem aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, sind während des in Kürze beginnenden, diesmal 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 206“ lautet, insgesamt 54 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 weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan dar, welcher von der Raumsonde am 20. Juli 2014 in einer Entfernung von 5.103 Kilometern 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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• Saturnmond Titan
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Verwandte Internetseiten:

• Cassini-Huygens Sonderseite
• Cassini-Huygens Newsarchiv
• CICLOPS (engl.)

Der Beitrag Raumsonde Cassini: Zehn Jahre im Saturn-Orbit erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unserer äußerer Nachbarplanet mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Das auf der südlichen Marshemisphäre gelegene Hellas-Impaktbecken verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem bisherigen Wissensstand um das zweitgrößte Impaktbecken in unserem Sonnensystem.

Mit einer Gipfelhöhe von über 22 Kilometern und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern ist der Olympus Mons der höchste Vulkan im derzeit bekannten Sonnensystem. Auch die benachbarten Schildvulkane Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons sind mit Höhen von 13, 12 und 18 Kilometern deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest.

Als besonders spektakulär präsentiert sich dem irdischen Betrachter jedoch das imposante Talsystem der Valles Marineris. Dieses bis zu 11 Kilometer tiefe System aus diversen, teilweise parallel zueinander verlaufenden und zugleich miteinander verbundenen Tälern erstreckt sich über eine Länge von fast 4.000 Kilometern entlang des Marsäquators und erreicht dabei eine Breite von stellenweise deutlich mehr als 200 Kilometern. Mit diesen Abmessungen handelt es sich bei den Valles Marineris um das mit Abstand größte bekannte Grabenbruchsystem innerhalb unseres Sonnensystems.

Seit mittlerweile fast zehn Jahren, nämlich seit dem 25. Dezember 2003, befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben. Dabei geriet auch mehrfach die Umgebung der Valles Marineris in das Blickfeld dieses Marsorbiters.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann von der Freien Universität Berlin geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Die hier gezeigten Aufnahmen der Region Juventae Chasma finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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

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Sonderseite des DLR:

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Ein Beitrag von Günther Glatzel und Thomas Weyrauch. Quelle: ISRO, Spaceflight101, Raumcon.

Nach dem Start der Sonde am 4. November wurde der erdfernste Punkt der Bahn insgesamt 7 Mal unter Einsatz des 440 N starken Haupttriebwerks erhöht, am Ende (seit dem 10.11.) auf 194.676 km. Danach wurden weitere Systeme der Sonde aktiviert und getestet. Am 20. November wurde ein erstes Bild der Kamera zur Erde übertragen. Es zeigt einen Teil der Erdoberfläche, darunter den indischen Subkontinent, aus einer Entfernung von etwa 70.000 Kilometern.

Beim 7. Einsatz des Triebwerks, der 22 Minuten und 8 Sekunden dauerte, wurde die Geschwindigkeit des Raumfahrzeugs um 648 Meter pro Sekunde erhöht und damit die Bahn so weit „aufgebogen“, dass Mangalyaan dem Schwerefeld der Erde entkommen konnte und sich nun auf einer langgestreckten Übergangsbahn dem Mars nähert. Hier soll das Triebwerk im September nächsten Jahres dafür sorgen, dass die Sonde nicht am Roten Planeten vorbei fliegt, sondern so weit bremsen, dass Mangalyaan zu einem Marssatelliten wird. Zwischendurch werden noch einige kleine Bahnkorrekturmanöver fällig.

Das Triebwerk (Liquid Apogee Motor), der Held dieser Geschichte, ist sehr robust ausgelegt. Es funktioniert bei Treibstoffdrücken von of 0,9 bis 2,0 MPa, Treibstofftemperaturen von 0 bis 65°C, Brennstoff-Oxydator-Mischungsverhältnissen von 1,2 bis 2,0 sowie Spannungen von 28 bis 42 Volt und könnte fast eine Stunde lang Dauerfeuer geben (3.000 s).

Am Mars angekommen soll Mangalyaan aus einer elliptischen Umlaufbahn heraus Daten über den Roten Planeten sammeln. Dafür verfügt es über fünf wissenschaftliche Instrumente. Mit dem Lyman Alpha Photometer soll die Ausdünnung der Hochatmosphäre des Mars untersucht und das Verhältnis der beiden Isotope Wasserstoff und Deuterium bestimmt werden. Mit der MARS Colour Camera sollen Bilder der Marsoberfläche sowie der Marsmonde in unterschiedlicher Auflösung gelingen. Der Martian Exospheric Neutron Composition Explorer dient der Bestimmung der Zusammensetzung der oberen Atmosphärenschichten vom Mars. Mit dem Methane Sensor for MARS, will man zudem das Vorhandensein vom Methan in der Atmosphäre nachweisen. Das Thermal Infrared Imaging Spectrometer hat den Zweck, Daten über die Struktur und Zusammensetzung der Marsoberfläche zu gewinnen.

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• MOM: Indischer Marsorbiter Mangalyaan

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

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

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

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

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

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

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

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

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• MAVEN auf Atlas V (401)
• MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN
• Planet Mars

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ISRO, Spaceflight101, Skyrocket, Raumcon.

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

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

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

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

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

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• MOM: Indischer Marsorbiter Mangalyaan

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

Als Ziel für die zukünftige Raumsonde Hayabusa-2 – so der Name der neuen Mission der JAXA – wurde der Asteroid 1999 JU3 ausgewählt. Bei diesem im Jahr 1999 im Rahmen des „LINEAR-Projektes entdeckten Asteroiden handelt es sich um einen Vertreter der sogenannten Apollo-Asteroiden, deren Umlaufbahnen in ihrem sonnennächsten Abschnitt die Umlaufbahn der Erde kreuzen und die somit eine potentielle Gefahr bezüglich einer Kollision mit der Erde darstellen.

Der etwa 900 Meter durchmessende Asteroid 1999 JU3 zählt zur Klasse der C-Asteroiden. Somit dürfte sich an seiner Oberfläche Material befinden, welches sich seit der Entstehung des Asteroiden vor etwa 4,5 Milliarden Jahren kaum verändert hat, und dessen eingehende Untersuchung den Wissenschaftlern einen Einblick in die Frühzeit unseres Sonnensystems liefern wird. Vermutlich handelt es sich bei dem Zielasteroiden um einen sogenannten Rubble Pile – eine aus einer Ansammlung von Lockermaterial bestehende „kosmische Schutthalde“, welche lediglich durch Gravitationskräfte zusammengehalten wird.

Nach ihrer Ankunft im Jahr 2018 wird die Raumsonde Hayabusa-2 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden eintreten, diesen zunächst auf seinem Flug durch das Sonnensystem begleiten und dabei mit verschiedenen Instrumenten dessen Oberfläche vermessen. Nach einer ersten Kartografierungsphase, bei der das Landegebiet eines von der Raumsonde mitgeführten, auf den Namen MASCOT (Kurzform für „Mobile Asteroid Surface Scout“) getaufte Asteroidenlanders ermittelt werden soll, wird dieser schließlich zum Einsatz kommen.

Der etwa schuhkartongroße und lediglich rund zehn Kilogramm schwere Lander soll hierzu von der Raumsonde abgetrennt werden, die Asteroidenoberfläche aus etwa 100 Metern Höhe „im freien Fall“ erreichen und sich anschließend anhand von Sensordaten mit einem speziellen „Push-up-Mechanismus“ ausrichten. Für dieses Manöver ist der Lander mit einem stabilen und dennoch sehr leichtem Gehäuse versehen, welches die elektronischen Komponenten und die im Inneren befindlichen Instrumente vor den auftretenden Belastungen schützen soll.

Nach dem Erreichen der Oberfläche wird der vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Kooperation mit der französischen Raumfahrtagentur CNES und der japanischen Raumfahrtagentur JAXA entwickelte Lander zunächst die Umgebung seines Landegebietes mit vier mitgeführten Instrumenten untersuchen und analysieren:

• Ein vom DLR entwickeltes Radiometer ermittelt dabei die Temperatur der Asteroidenoberfläche
• Ein von der TU Braunschweig beigesteuertes Magnetometer untersucht die Magnetisierung der Oberfläche
• Das Infrarot-Spektrometer MicrOmega der französischen Raumfahrtagentur CNES dient der Analyse der Minerale und Gesteine
• Eine ebenfalls vom DLR entwickelte Kamera bildet dagegen die Oberfläche im Landegebiet in hoher Auflösung ab

„Hüpfend“ zum nächsten Ziel
Nach dem Abschluss dieser Untersuchungen an seiner Landestelle ist die Arbeit von MASCOT aber keineswegs beendet. Mittels eines vom DLR-Zentrum für Robotik und Mechatronik in Oberpaffenhofen entwickelten „Hopping-Mechanismus“ wird sich der Lander anschließend vielmehr „hüpfend“ über die Asteroidenfläche fortbewegen und seine Messungen an zwei weiteren Orten wiederholen.

Auf diese Weise erhalten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler über einen Zeitraum von voraussichtlich etwa 16 Stunden, dies entspricht zwei vollständigen Tag-/Nachtzyklen auf dem Asteroiden, Daten von gleich drei verschiedenen Orten auf dem Asteroiden. Die Kontrolle über den Lander wird in diesem Zeitraum von dem in Köln beheimateten DLR-Kontrollzentrum des Nutzerzentrums für Weltraumexperimente (MUSC) aus erfolgen.

Parallel dazu wird auch der den Asteroiden umkreisende Orbiter Hayabusa-2 weiterhin seine Untersuchungen aus der Umlaufbahn heraus fortsetzen. Neben weiteren Messungen durch die Instrumente des Orbiters besteht das Ziel dabei in der Sammlung von Proben, welche durch eine Art Saugrüssel bei dichten Vorbeiflügen der Raumsonde an dem Asteroiden von dessen Oberfläche entnommen werden sollen. Diese Proben sollen anschließend zwecks einer ausführlichen Laboruntersuchung zur Erde transportiert werden.

MASCOT: Referenzdaten für die Analyse der zurückzuführenden Proben
Die von MASCOT „vor Ort“ gesammelten Daten, so die beteiligten Wissenschaftler, werden dabei eine bedeutende Ergänzung der Daten des Asteroidenorbiters und der Ergebnisse der Laboranalysen darstellen und dabei als Referenzdaten dienen, mit denen sich die Daten der zurückgebrachten Proben – deren Eintreffen auf der Erde ist bei einem Start im Jahr 2014 für das Jahr 2020 vorgesehen – im richtigen Kontext interpretieren lassen können.

Durch die so von Hayabusa-2 und MASCOT gewonnenen Informationen und den Analysen der Materialproben von 1999 JU3 erhoffen sich die Planetenforscher weitere Erkenntnisse darüber, wie der seit 4,5 Milliarden Jahren fast unveränderte Asteroid beschaffen ist. Hierdurch ergeben sich dann auch weitere Rückschlüsse über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte des gesamten Sonnensystems und somit auch über unseren Heimatplaneten.

Ein weiterer nicht zu vernachlässigender Punkt besteht in der von den erdnahen Asteroiden ausgehenden Gefahr einer Kollision mit der Erde. Da 1999 JU 3 zur Klasse der Apollo-Asteroiden gehört, welche den Großteil der erdnahen und potentiell gefährlichen Asteroiden bilden, können Aussagen über dessen Beschaffenheit und innere Zusammensetzung in Zukunft dann wichtig werden, wenn ein auf Kollisionskurs mit der Erde befindlicher Asteroid entdeckt wird.

Die hier kurz erläuterte Mission der Raumsonde Hayabusa-2 und deren Lander MASCOT wurde am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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• Hayabusa-2 zu Asteroid (162173) 1999 JU3

EPSC 2013:

• A Mobile Asteroid Surface Scout (MASCOT) for the Hayabusa 2 Mission (engl.)
• Development of Hayabusa-2 Deployable Camera (DCAM3)… (engl.)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)
• Planet Mars

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Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: NASA, JPL, SWRI, Raumcon.

Obwohl diese Zahlen zunächst eine große Erdentfernung Junos vermuten lassen, ist die Sonde derzeit unserem Planeten so nah wie seit kurz nach dem Antritt ihrer Reise nicht mehr: Nur 0,37 AE trennen sie noch von ihrem „Heimatplaneten“. Grund dafür ist die komplexe Flugbahn des Raumfahrzeugs, die nach einer anfänglich maximalen Distanzierung auf 2,3 AE Sonnenabstand im September 2012 eine vorläufige Rückkehr in das innere Sonnensystem vorsieht. Zweck dieses scheinbaren Umwegs ist die Durchführung eines sogenannten „gravity assist“, bei dem Juno am 9. Oktober diesen Jahres in nur 559 Kilometern Höhe die Erde passieren wird. Durch dieses Manöver wird, unter Ausnutzung der Erdgravitation, sowohl ihre Flugbahn in Richtung Jupiterumlaufbahn umgelenkt, als auch ein zusätzliche Beschleunigung der Sonde um 7,3 km/s erreicht. In der Phase der Erdannäherung, also noch vor dem gravity assist, wird am 31. August das Perihel, der sonnennächste Punkt der Flugbahn, mit einem Sonnenabstand von etwa 0,85 AE durchflogen.

Bis Ende November befindet sich Juno in der Missionsphase „Inner Cruise 3“, während der die wissenschaftlichen Bordinstrumente größtenteils abgeschaltet bleiben und statt der Hauptantenne (HGA) kleinere Sekundärantennen für den Datenlink zuständig sind. Hintergrund ist die große Winkelgeschwindigkeit der Erde aus Perspektive der Sonde und die konstruktionsbedingt starre Ausrichtung der HGA auf die Sonnenregion: Sie ist senkrecht zu den Solarpaneelen angebracht, welche während des Flugs kontinuierlich von unserem Zentralgestirn angestrahlt bleiben müssen.

Sollten keine unvorhergesehenen Pannen auftreten, wird Juno am 4. Juli 2016 den Jupiter erreichen. Nachdem beide planmäßig notwendigen Haupttriebwerks-Zündungen bereits erfolgreich absolviert wurden, sind die höchsten Hürden auf diesem Weg schon genommen.

Anspruchsvolle Steuer- und Bremsmanöver werden erst wieder kurz vor der Ankunft am Missionsziel erforderlich. Nach dem Einschuss in einen vorläufigen „capture orbit“ soll dann die Exzentrizität und Höhe von Junos Umlaufbahn auf einen 11-tägig umlaufenden, elliptischen Wissenschaftsorbit reduziert werden. Bis zum Abschluss der Primärmission sind 33 Jupiter-Umkreisungen vorgesehen. Nach deren Ende wird das Raumfahrzeug auf Kollisionskurs mit dem Riesenplaneten gebracht.

Von wissenschaftlichem Interesse sind ein besseres Verständnis des Jupiter hinsichtlich seiner Entstehung, Struktur, Atmosphäre und Magnetosphäre, aber auch ein weiterer Erkenntnisgewinn über die Vorgänge bei der Bildung des Planetensystems. Hierzu ist der größte Planet von besonderer Bedeutung, da er das mit Abstand meiste frühe Material der protoplanetaren Scheibe enthält, aus deren Resten sich dann auch die übrigen Planeten bildeten. Junos Sensoren-Arsenal wird aus der Nähe in der Lage sein, die Wolkenschichten des Gasplaneten zu durchdringen und entsprechende Daten zu sammeln.

Eines der mitgeführten Instrumente ist beispielsweise der Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVS), der sich dem beeindruckenden Phänomen der Nordlichter in der Atmosphäre des Jupiter widmen wird.

Juno ist Teil des New Frontiers-Programms der NASA zur Erforschung des Sonnensystems mit Missionen mittlerer Größenordnung im Kostenbereich zwischen etwa 500 und 800 Millionen Dollar. Vergleichbar mit dem europäischen Konzept Cosmic Vision (vgl. etwa Solar Orbiter, JUICE), werden bis Mitte des kommenden Jahrzehnts weitere Sonden und Satelliten die mittelfristige Erforschung des Sonnensystems fortführen.

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• Jupitermission Juno auf Atlas V (551)

Der Beitrag „Halbzeit“ für Juno erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

Am 15. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.504 einen Teilbereich der Region Hesperia Planum und bildete dieses Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 22 Metern pro Pixel.

Bei der Region Hesperia Planum handelt es sich um eine ausgedehnte Hochebene, welche sich unmittelbar südlich des Marsäquators befindet und die über einen Durchmesser von mehr als 1.500 Kilometern verfügt. Die Hochebene dient als Namensgeber für das mittlere der drei geologischen Zeitalter des Mars, welches als die „Hesperianische Epoche“ oder auch als „Hesperium“ bezeichnet wird. Das Hesperium deckt in etwa den Zeitraum von 3,7 bis 3,3 Milliarden Jahren vor unserer Zeit ab.

In dieser Periode spielten sich auf dem Mars verschiedene Prozesse ab, welche den gesamten Planeten nachhaltig veränderten. So ergossen sich zum Beispiel aus ausgedehnten Spalten in der Marskruste riesige Lavamengen über die Planetenoberfläche und bildeten weite, ausgedehnte Ebenen.

In diesem Zeitraum entstanden auch die ältesten, in der Tharsis- und in der Elysium-Region gelegenen Marsvulkane sowie das Grabensystem der Valles Marineris. Durch die vulkanischen Aktivitäten wurden zudem große Mengen an Wasser freigesetzt, welche sich anschließend über die Marsoberfläche ergossen und dabei gewaltige Ausflusstäler erzeugten.

Das Zentrum des von der HRSC am 15. Januar abgebildeten Gebietes befindet sich bei vier Grad südlicher Breite und 114 Grad östlicher Länge und gibt somit einen Teilbereich des nördlichen Hesperia Planum wieder. Auf den heute veröffentlichten Aufnahmen können einige der in der Vergangenheit erfolgten geologischen Veränderungen zum Teil exemplarisch nachvollzogen werden.

Die abgebildete Region ist von zahlreichen Kratern unterschiedlichster Größen übersät, welche im Laufe der Zeit durch verschiedene erosive Prozesse stark verändert wurden. Bei manchen Kratern wurden die Kraterwälle abgetragen, andere Krater wurden fast vollständig mit Sand, Staub und Lockermaterial verfüllt. Dies führt zu dem Schluss, dass es sich bei diesem Hochlandgebiet um eine der ältesten Gesteinsformationen überhaupt handelt, welche auf dem Mars zu beobachten sind.

Südlich des hier gezeigten Teilbereiches des Hesperia Planum nimmt ein kleines, verzweigtes System von Tälern namens „Tagus Valles“ seinen Ausgang. Die Ausläufer der Täler sind auf den hier gezeigten Aufnahmen nicht ganz leicht zu erkennen, da verschiedene geologische Prozesse die Oberfläche und auch den Talverlauf verändert haben. In der nebenstehenden farbkodierten topographischen Karte lassen sich stellenweise unterhalb (östlich) und rechts (nördlich) des großen Kraters im Zentrum dieser Nadir-Ansichten ansatzweise noch mäandrierende Talverläufe erkennen.

Nördlich und nordöstlich dieser nur noch schemenhaft erkennbaren Täler verfügen dagegen viele Krater über eine sehr glatte Oberfläche. Es wird vermutet, dass diese Krater im Laufe der Zeit mit Sedimentmaterial aufgefüllt wurden. Diese Sedimente, so die Annahme der Planetologen, wurden einstmals von Wasser, welches durch die Täler der Tagus Valles floss, dorthin transportiert und schließlich dort abgelagert.

Im rechten unteren Bildquadranten der verschiedenen Nadir-Ansichten ist zudem eine Gruppe von Kratern zu erkennen, welche miteinander verbunden sind und die ebenfalls verfüllt wurden. Im Zentrum dieser drei sich überlagernden Krater befindet sich ein kleinerer Krater mit einem Durchmesser von rund 6,5 Kilometern und einem sehr viel schärfer umrissenen Rand. Dieses Profil lässt erkennen, dass dieser Impaktkrater zu einem späteren Zeitpunkt als die flacheren Krater entstanden ist.

Der Krater ist von einer auffälligen Auswurfdecke umgeben, die sich mit ihrem markanten Rand wie mit einem Wall über die Ebene erhebt. Diese auch als „Ejektadecke“ bezeichnete Formation ist ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu dem Zeitpunkt, als sich der für die Entstehung des kleineren Kraters verantwortliche Impakt ereigneten, direkt unter der Oberfläche Wassereis befunden haben muss. Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen des Impaktprozesses freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des dortigen Marsbodens führte.

Das jetzt teilverflüssigte Untergrundmaterial wurde durch die Wucht des Impaktes zuerst in die Höhe geschleudert und fiel anschließend in der Umgebung des Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

Einen weiteren Hinweis auf das zeitweilige Vorhandensein von Wasser liefert ein dunkel gefärbte Krater im Süden der abgebildeten Region (erkennbar im linken oberen Bildbereich der Nadir-Ansichten). Dieser Krater verfügt über einen Durchmesser von etwa 34 Kilometern. Auffallend sind zahlreiche große Tafelberge und so genannte Yardangs, welche sich im Inneren des einstmals teilweise von Sedimenten aufgefüllt Kraters gebildet haben. Vieles deutet darauf hin, dass der Krater zu verschiedenen Zeitpunkten gleich mehrfach überflutet wurde. Während solcher Flutereignisse wurden Sedimente im Inneren des Kraters abgelagert.

Damit die in der Gegenwart auf den Aufnahmen zu erkennende ungewöhnlich „chaotisch“ anmutende Landschaft im Innern des Kraters entstehen konnte, mussten zuvor Teile dieser Sedimente wieder abgetragen werden. Eine mögliche Erklärung für die Entfernung der kraterinneren Sedimente sind Lösungsprozesse, welche sich unter der Oberfläche abgespielt haben. Hierbei wurden durch Wasser Hohlräume ausgewaschen, in welche anschließend Material von der Oberfläche nachgesackt ist. Im oberen rechten Bereich des Kraterbodens sind die Überreste eines schmalen Tals zu erkennen, durch welches einstmals Wasser geströmt sein könnte.

Ein weiteres interessantes Merkmal dieses Kraters sind die dunkel getönten Ablagerungen, welche sowohl Teilbereiche von dessen Innen- als auch von dessen Außenseite überdecken. Bei diesen Ablagerungen könnte es sich um vulkanische Aschepartikel handeln, die durch eine äolische Verfrachtung, also durch Winde transportiert, über große Flächen verteilt wurden. Ein möglicher Herkunftsort für diese Ascheablagerungen könnte die Elysium-Vulkanprovinz sein, welche sich nordöstlich des hier gezeigten Gebietes befindet. Ein weiterer Kandidat ist der mehrere hundert Kilometer südöstlich gelegene Vulkan Tyrrhena Patera.

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

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

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.504 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Hesperia Planum finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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• Zehn Jahre Mars Express

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: RIAN/IKI/NPO Lawotschkin.

2008 hatten die NASA, die ESA und die japanische JAXA das EJSM-Konzept (auch Laplace genannt) entwickelt. 3 Raumsonden sollten gemeinsam das Jupiter-System erforschen. So wollte die NASA den „Jupiter Europa Orbiter“ (JEO) starten, der die beiden Monde Io und vor allem Europa untersuchen sollte. Die beiden weiteren Monde Ganymed und Callisto sollte der „Jupiter Ganymede Orbiter“ (JGO) der ESA untersuchen. Zudem sollte der japanische „Jupiter Magnetospheric Orbiter“ (JMO) den Planeten selbst und vor allem seine enorm große Magnetosphäre untersuchen. Russland war ursprünglich kein Partner im Rahmen des EJSM-Projekts, wollte dann aber einen Lander für den Mond Europa bauen.

Relativ schnell lösten sich die gemeinsamen hochfliegenden Pläne jedoch wieder auf. Japan schied schon früh aus dem Projekt aus, und auch die NASA sagte ihren JEO ab. Bei der ESA wurde dann aus dem JGO das mittlerweile bewilligte Projekt JUICE – „Jupiter Icy Moons Explorer“. Auch Russland hielt grundsätzlich an seiner Absicht fest, einen Mondlander ins Jupitersystem zu bringen, stand mit der Absage des JEO aber vor einem großen Problem. So war der geplante Lander (zu jener Zeit unter dem Namen Sokol-Laplace) darauf angewiesen, dass ein Orbiter vorher ein mögliches Landegebiet findet und nach der Landung als Kommunikationsrelais zur Verfügung steht. Beides war bei Europa nicht mehr gegeben, und angesichts der massiven Strahlenbelastung im Europa-Orbit (der Mond liegt mitten im stärksten Strahlungsgürtel Jupiters) sahen sich die russischen Wissenschaftler nicht in der Lage, einen eigenen kleinen Orbiter mitfliegen zu lassen. Diese Entscheidung stand auch noch unter dem Eindruck des Verlustes von Phobos-Grunt durch einen Strahlentreffer im Erdorbit, mit dem sowohl Elektronik als auch Software der Sonde überfordert waren.

Da die ESA sich auf Ganymed konzentrierte und ihre Raumsonde weiter verfolgte, schwenkte auch Russland auf Ganymed als Ziel für den Lander um. So ist jetzt vorgesehen, dass JUICE zunächst Ganymed kartieren soll und dadurch die Landung vorbereitet. Auch nach der Landung könnte JUICE dann als Kommunikationsrelais dienen. Allerdings wird der Lander (jetzt unter dem Namen Laplace-L weiter verfolgt) auch direkt mit der Erde kommunizieren können, um nicht zwingend auf die Verfügbarkeit des Orbiters angewiesen zu sein. Neben dem Lander wird von russischer Seite auch erwogen, einen eigenen Ganymed-Orbiter (Laplace-O) zu starten. Dieser wäre eine relativ kleine Sonde von etwa 800 kg Masse – nicht mal halb so viel wie JUICE. Dementsprechend begrenzt wäre auch die Ausstattung dieses Orbiters, er würde hauptsächlich zur Kartierung (mit einer stereoskopischen Kamera mit einer Auflösung von etwa 1m) der Oberfläche dienen und damit zur Auswahl des Landeplatzes beitragen.

Technisch sollen sowohl Lander als auch Orbiter viel gemeinsam haben mit anderen, aktuell verfolgten, russischen Raumsondenprojekten. So wird ein großer Teil der Struktur mit den Mondsonden Luna-Glob und Luna-Resurs identisch sein. Die Landetriebwerke werden aus dem europäisch-russischen ExoMars-Projekt übernommen. Wenn diese Missionen, die in diesem Jahrzehnt fliegen sollen, also erfolgreich sind, wären viele Komponenten bereits erprobt und somit die frühestens 2022 startende Ganymed-Mission grundsätzlich ein sehr sicheres Projekt. Zum Start der beiden Sonden würde jeweils eine Proton-Rakete oder eine dann zur Verfügung stehende Angara-Rakete dienen.

Zu den wichtigsten Aufgaben des Landers wird es gehören, die Möglichkeit von Leben auf Ganymed zu untersuchen. Ganymed ist ein kalter Mond, dessen Oberfläche überwiegend aus Eis besteht. Aus diesem Eis entsteht durch den Einfluss kosmischer Strahlung unter anderem Sauerstoff, Wasserstoff oder Wasserstoffperoxid. Damit besitzt Ganymed eine dünne Atmosphäre, die sich allerdings in den Weltraum verflüchtigt. Nichtsdestotrotz entstehen damit auf Ganymed potentielle Energieträger, zudem gilt ein Ozean unter dem Eispanzer als möglich. Laplace-L soll daher mit verschiedenen Instrumenten ausgestattet werden, um die Oberflächenchemie des Mondes zu untersuchen. Falls es an der Oberfläche sogar Mikroorganismen geben sollte, könnte der Lander diese ebenfalls mithilfe einer speziellen Kamera nachweisen.

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• Russischer Ganymed-Lander

Der Beitrag Russland nimmt Ganymed ins Visier erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 9,6 Tage andauernden Orbits – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 189“ – insgesamt 24 Beobachtungskampagnen vorgesehen, mit denen größtenteils die Atmosphäre und das Ringsystem untersucht werden sollen.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Verwandte Internetseiten:

• CICLOPS (engl.)

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

Am gestrigen Tag erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 23.08 Uhr MESZ erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems. Zu diesem Zeitpunkt befand sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren mittlerweile 189. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell verfügt Cassini auf ihrer Umlaufbahn um den Saturn über eine Inklination von 61,7 Grad.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des diesmal lediglich neun Tage andauernden Orbits – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 188“ – insgesamt 16 Beobachtungskampagnen vorgesehen.

Die erste dieser Kampagnen wird zwei Tage nach dem Beginn des neuen Umlaufs mehrere der kleinen inneren Saturnmonde zum Ziel haben, welche dabei im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Planeten und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter zu verfeinern.

Ebenfalls für den 28. April sind zwei kurze Beobachtungen des Saturn vorgesehen. Mittels der hierbei geplanten Abbildungen der Saturnatmosphäre durch die WAC-Kamera, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagne“ sind, sollen erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden. Durch die Beobachtung von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen in der Atmosphäre des Ringplaneten lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

Zwischen diesen beiden Saturnbeobachtungen wird sich die ISS-Kamera auf den Saturnmond Dione richten und in Zusammenarbeit mit einem der Spektrometer der Raumsonde, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), beobachten, wie dieser 1.123 Kilometer durchmessende Mond den Hauptstern des Sternbildes Leier, die Wega, bedeckt. Im Rahmen dieser Sternokkultation erhoffen sich die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse über die Ausdehnung, die Dichte und die Zusammensetzung der extrem dünnen, erst im Sommer 2011 entdeckten Atmosphäre dieses Mondes (Raumfahrer.net berichtete).

Nach einer Beobachtung von Bereichen des äußeren A-Ringes des Saturn – hierbei soll erneut nach den dortigen, durch kleine Moonlets verursachten „Propellerstrukturen“ gesucht werden – ist für den 29. April eine Beobachtung der Südpolregion des Saturn geplant. Hierbei soll die ISS-Kamera in Zusammenarbeit mit dem UVIS-Spektrometer speziell nach eventuell dort befindlichen Polarlichtern Ausschau halten. Zusätzlich soll diese Beobachtung genutzt werden, um die Rotationsdauer des Saturn-Magnetfeldes näher zu bestimmen.

Am 1. Mai wird Cassini schließlich um 17.59 Uhr MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 189, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde 316.450 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. Um diesen Zeitpunkt herum wird sich das Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler in erster Linie auf die Atmosphäre des Ringplaneten konzentrieren. Neben der Beobachtung der obersten Wolkenschichten des Saturn im Bereich des Südpols ist die Beobachtung der zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchteten Bereiche des Saturn vorgesehen. Hierbei soll ein weiteres Spektrometer, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), genutzt werden, um im Bereich der südlichen Hemisphäre des Saturn Blitze abzubilden.

Des weiteren ist eine Beobachtung der Nordpolregion vorgesehen, wobei sich die WAC-Kamera zusammen mit einem weiteren Instrument, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), auf das über dem Pol gelegene Nordpol-Hexagon richten wird. Bei dieser auffälligen Wolkenstruktur handelt es sich um ein großes Sturmgebiet, welches einen Durchmesser von fast 25.000 Kilometern aufweist. Der Zyklon rotiert mit einer Geschwindigkeit von 530 Kilometern pro Stunde innerhalb von etwa 10 Stunden und 40 Minuten einmal um sein Zentrum. Damit erreicht er eine mehr als doppelt so hohe Geschwindigkeit wie die auf der Erde auftretenden Zyklone.

Das Zentrum dieses Sturmgebietes ist von einer Wolkenstruktur umgeben, welche die Form eines nahezu regelmäßigen Sechsecks aufweist. Die dort befindlichen Wolken bewegen sich mit Geschwindigkeiten von bis zu 500 Kilometern pro Stunde. Das anscheinend mehrere 100 Kilometer tiefe Hexagon wurde erstmals in den Jahren 1980 und 1981 von den Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 abgebildet und konnte mittlerweile auch von der Raumsonde Cassini ausführlich untersucht werden. Im sichtbaren Licht erscheinen die Wolken innerhalb der Formation dunkler als außerhalb. Mehrere Wolkenbänder begrenzen das Sechseck.

Nach einer ebenfalls für den 1. Mai vorgesehenen Beobachtung des Mondes Enceladus – dieser wird sich zu diesem Zeitpunkt 546.000 Kilometer von der Raumsonde entfernt befinden – wird sich die ISS-Kamera am 3. Mai erneut auf den Saturn richten und zusammen mit dem VIMS mehrere Mosaikaufnahmen der nördlichen Hemisphäre erstellen. Mit den geplanten Bildern der beiden Instrumente sollen anschließend diverse Wolkenstrukturen untersucht werden. Für die folgenden Tage sind weitere astrometrische Beobachtungen der inneren Saturnmonde, zusätzliche Wetterbeobachtungen auf dem Saturn und eine Abbildung des G-Ringes vorgesehen.

Am 6. Mai 2013 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 12.49 Uhr MESZ in einer Entfernung von rund 1,3 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis erreichen und damit auch diesen 189. Orbit um den Ringplaneten beenden. Für den dann beginnenden Orbit Nummer 190 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen.

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

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