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

Am heutigen Tag erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 20:16 MEZ erneut die Apoapsis – den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystem. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 3,33 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 212. Umlauf um den Ringplaneten beginnen. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 28,6 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Cassini, sind während dieses 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 211“ lautet, insgesamt 50 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt des jetzt beginnenden Saturnumlaufs stellt allerdings ein für den 11. Januar 2015 vorgesehener naher Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Mondbeobachtungen
Als erstes Beobachtungsziel während des neuen Umlaufs um den Saturn steht der Mond Erriapus – einer der kleinen, äußeren Saturnmonde – auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 23,0 mag handelt es sich bei Erriapus um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn, seinem Durchmesser von rund acht Kilometern und seiner mittleren Dichte von etwa 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond deshalb bisher nur sehr wenig bekannt. Die mittlere Dichte deutet allerdings darauf hin, dass sich dieser Mond vermutlich in erster Linie aus einer Mischung aus Wassereis und Gestein zusammensetzt. Erriapus verfügt zudem über eine relativ dunkle Oberfläche, welche bei einem Albedo-Wert von 0,06 lediglich etwa sechs Prozent des einfallenden Sonnenlichtes ins Weltall reflektiert.

Die Beobachtungen von Erriapus werden am heutigen Tag gegen 21:16 MEZ beginnen. In den folgenden 20 Stunden sollen aus einer Distanz von durchschnittlich rund 15,4 Millionen Kilometern insgesamt 265 Aufnahmen von dem Mond angefertigt werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen sollen die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die sich daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse bestimmt werden.

Wetterbeobachtungen auf dem Titan und dem Saturn
Im Anschluss an die Erriapus-Kampagne rückt dann am 26. Dezember zunächst der Mond Titan in den Fokus des wissenschaftlichen Interesses. Hierbei soll die Telekamera des ISS-Kameraexperiments den Titan aus einer Distanz von 3,46 Millionen Kilometern abbilden und dabei auf dessen nördlichen Hemisphäre nach markanten Wolkenformationen Ausschau halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der dichten Titanatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen dieser langfristig angelegten ‚Sturmbeobachtungskampagne‘ lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ‚Großwetterlage‘ auf dem Titan dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Saturn um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum 30. Dezember sind drei weitere derartige Beobachtungen vorgesehen.

Mit der gleichen wissenschaftlichen Zielsetzung wird die Weitwinkelkamera des ISS-Experiments am 27. Dezember auf den Saturn gerichtet sein und auch dort die Atmosphäre im Rahmen einer kurzen Beobachtungskampagne mit mehreren der insgesamt 18 Filter abbilden, mit denen die WAC ausgestattet ist. Bis zum 21. Januar 2015 sind weitere 14 weitere auf den Saturn bezogene ‚Sturmbeobachtungskampagnen‘ vorgesehen.

Astrometrische Beobachtungen
Zum Jahresabschluss sind für den 27. Dezember zudem diverse sogenannte ‚astrometrische Beobachtungen‘ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde geplant. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Parameter über deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Weitere astrometrische Beobachtungskampagnen sollen am 1., am 2. und am 6. Januar 2015 erfolgen.

Diverse Ringe und Monde
Am 2. und 3. Januar soll die ISS-Kamera zudem über einen Zeitraum von 16 Stunden auf die Encke-Teilung gerichtet werden, welche sich im Bereich des äußeren A-Ringes des Saturn befindet. Die dabei zu erstellenden Aufnahmen sollen anschließend zu einer Videosequenz zusammengefügt werden.

Im Anschluss an die Beobachtungen der Encke-Teilung steht der F-Ring auf dem Beobachtungsprogramm, wobei unter anderem zum wiederholten Mal die dort erkennbaren diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe abgebildet werden sollen. Frühere Aufnahmen des ISS-Kamerasystems von Cassini führten zu dem Schluss, dass in erster Linie gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Form des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich. Auch aus diesen Aufnahmen soll eine kurze Videosequenz erstellt werden.

Zwischen dem 4. und dem 6. Januar soll die ISS-Kamera dann gleich zwei mal den Mond Iapetus abbilden. Zum Zeitpunkt der Beobachtungen wird sich dieser im Mittel 1.436 Kilometer durchmessenden Saturnmond in einer Entfernung von rund vier Millionen Kilometern zu Cassini befinden, weshalb es nicht möglich sein wird, Details von dessen zweigeteilten Oberfläche abzubilden. Auch eines der markantesten Merkmale von Iapetus – ein rund 1.300 Kilometer langer, etwa 20 Kilometer breiter und bis zu 13 Kilometer hoher Bergrücken – wird auf den Aufnahmen nicht erkennbar sein. Trotzdem werden diese Aufnahmen dabei behilflich sein, die unterschiedlichen Färbungen auf der Oberfläche dieses Mondes zu studieren.

Am 7. Januar wird dann aus einer Distanz von 12,7 Millionen Kilometern der äußere Saturnmond Phoebe abgebildet. Obwohl dieser etwa 212 Kilometer durchmessende Mond, bei dem es sich vermutlich um ein von dem Saturn ‚eingefangenes‘ Objekt aus der Frühzeit unseres Sonnensystem handelt, auf diesen Aufnahmen lediglich einen Durchmesser von drei Pixeln einnehmen wird, können diese Fotos doch genutzt werden, um auch hier die farblichen Variationen auf dessen Oberfläche zu studieren, welche auf unterschiedliche dort abgelagerte chemische und mineralogische Verbindungen hindeuten.

Periapsis
Am 9. Januar 2015 wird Cassini schließlich um 18:55 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 212, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 431.580 Kilometern passieren. Der Großteil der hierbei durchzuführenden Beobachtungssequenzen wird sich auf das Ringsystem des Saturn konzentrieren.

So wird zum Beispiel am 8. Januar eines der Spektrometer der Raumsonde, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), dazu genutzt, um in Zusammenarbeit mit dem ISS-Kameraexperiment eine Sternbedeckung zu dokumentieren. Hierbei wird der im Sternbild Jungfrau (lateinischer Name Virgo) gelegene Stern Spica von Teilen des Ringsystems bedeckt. Bei einer weiteren Sternbedeckung – am 9. Januar wird der im Sternbild Herkules gelegene Stern Alpha Herculis von den Saturnringen bedeckt – kommt zudem das Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) zum Einsatz.

Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in den Lichtkurven von Spica und Alpha Herculis erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche diese Sterne bei den Okkultationen bedecken. Außerdem, so die Wissenschaftler, können hierbei eventuelle Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche erst kürzlich durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch ‚Einschläge‘ von Meteoroiden verursacht wurden.

Außerdem steht am 10. Januar der äußere A-Ring auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Hierbei sollen in erster Linie zum wiederholten Mal sogenannte ‚Propellerstrukturen‘ dokumentiert werden. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine ‚Hohlräume‘ innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Dutzend Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden. Durch die anzufertigenden Aufnahmen des A-Ringes sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Objekte noch weiter verfeinert werden. Weitere Beobachtungen werden Teilbereiche der Ringe „B“, „D“ und „F“ zum Ziel haben.

Der Titan-Vorbeiflug T-108
Am 11. Januar 2015 steht dann der Höhepunkt dieses 212. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 20:49 MEZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 980 Kilometern passieren. Die mit diesem 109. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die Bezeichnung „T-108“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung. Neben dem ISS-Kamerasystem sollen dabei verschiedene Spektrometer genutzt werden, um die Oberfläche und die Atmosphäre des Titan zu untersuchen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird schließlich das RADAR-Instrument von Cassini für sieben Stunden die Beobachtungsabläufe dominieren. Unter anderem durch Scatterometrie- und Radiometriemessungen soll das RADAR weite Bereiche der in diesem Zeitraum sichtbaren Titanoberfläche abtasten und dabei weitere Daten über die Gestalt und die Zusammensetzung der Oberfläche sammeln. Durch Beobachtungen im Synthetic Aperture Radar-Modus sollen zudem gezielt mehrere der mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen auf der Titanoberfläche abgebildet und studiert werden.

Unter anderem soll dabei versucht werden, ein ‚Bodenecho‘ vom Grund des Punga Mare zu erhalten. Die bei dieser Messung zu sammelnden Daten sollen nicht nur Aufschluss über die Tiefe dieses Sees liefern. Sie sollen auch dabei helfen zu erklären, warum entsprechende Messungen bei einem anderem See – dem Kraken Mare – erfolglos verliefen, während Messungen bei einem weiteren ‚Gewässer‘ – dem Ligeia Mare – zu dem Resultat führten, dass dieser See eine Tiefe von bis zu 170 Metern erreicht. Verfügen die Kohlenwasserstoffverbindungen, welche das Kraken Mare füllen über eine andere Zusammensetzung – hierfür infrage kommt zum Beispiel ein höherer Anteil an Ethan – als die Verbindungen im Ligeia Mare oder ist das Kraken Mare einfach nur zu tief, als dass die Radarstrahlen dessen Grund erreichen können?

Weitere SAR-Messungen werden sich direkt auf den See Ligeia Mare sowie auf ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen namens Aaru konzentrieren, dessen Zentrum sich bei zehn Grad südlicher Breite und 340 Grad westlicher Länge im Bereich der Äquatorregion des Titan befindet. Dieser Vorbeiflug an den Titan bietet laut den derzeitigen Planungen über den weiteren Verlauf der Cassini-Mission für die beteiligten Wissenschaftler die letzte Gelegenheit, das Ligeia Mare mit dem RADAR-Instrument im Detail zu untersuchen.
Nach dem Abschluss der Radarmessungen wird rund fünf Stunden nach der dichtesten Annäherung an den Titan erneut die ISS-Kamera ‚übernehmen‘ und diesen Mond in Zusammenarbeit mit einem weiteren Spektrometer, dem Composite Infrared Spectrometer (CIRS), abbilden. Die Messungen des CIRS sollen dazu dienen, die aktuellen Atmosphärentemperaturen über der Nachtseite des Titan zu ermitteln. Diese Daten sollen auch dabei helfen, eventuell gegenwärtig auftretende, durch den derzeitig erfolgenden Jahreszeitenwechsel bedingte Veränderungen in der chemischen Zusammensetzung der Titanatmosphäre zu erkennen. Die mit dem Vorbeiflug T-108 verbundenen Beobachtungen des Titan werden noch bis zum 15. Januar andauern, wobei sich das Interesse der beteiligten Wissenschaftler dabei erneut auf die Dokumentation des gegenwärtigen Wettergeschehens konzentrieren wird.

Der Abschluss des Orbits 212
Nach einer kurzen Zündung der Triebwerke, welche bereits am 14. Januar erfolgen wird und einer notwendigen Kurskorrektur innerhalb des Saturnsystems dient, steht dann am 17. und 18. Januar erneut ein weiterer der kleinen, äußeren Saturnmonde – der etwa 23 Kilometer durchmessende Mond Albiorix – auf dem Beobachtungsprogramm, welcher dabei aus einer Entfernung von durchschnittlich 7,57 Millionen Kilometern im Rahmen einer 37 Stunden andauernden Beobachtungskampagne mehrfach abgebildet werden soll. Wie bereits zu Beginn des Saturnorbits Nummer 212 bei dem Mond Erriapus sollen auch bei Albiorix anhand der anzufertigenden Beobachtungsdaten dessen Rotationsperiode sowie die Ausrichtung der Rotationsachse näher bestimmt werden.

Zum Abschluss des am heutigen Tag beginnenden Saturnumlaufs steht dann im Januar 2015 erneut die Beobachtung einer Sternbedeckung an. Am 20. Januar wird der im Sternbild Großer Hund gelegene Stern Beta Canis Maioris von den Saturnringen bedeckt. Neben der ISS-Kamera soll dieses Ereignis ebenfalls mit dem UVIS-Spektrometer dokumentiert werden.

Am 25. Januar 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 19:42 MEZ in einer Entfernung von rund 3,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 212. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 213 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 12. Februar 2015 in einer Entfernung von dann rund 1.200 Kilometern erneut passiert werden soll.

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

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

Am heutigen Tag, dem 31. Mai 2014, wird die Raumsonde Cassini um 10:37 MESZ auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 3,01 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 206. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von 44,3 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des in Kürze beginnenden, diesmal 32 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 205“ lautet, insgesamt 37 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt der Beobachtungen stellt allerdings ein für den 18. Juni 2014 vorgesehener Vorbeiflug an dem größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Titan und Erriapus aus der Ferne
Der Titan wird dann auch lediglich eine Stunde nach dem Beginn des neuen Orbits das erste Ziel für die ISS-Kamera darstellen. Aus einer Distanz von 3,92 Millionen Kilometern soll dabei die Atmosphäre über der nördlichen Titan-Hemisphäre abgebildet werden. Durch die Dokumentation von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen. In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ‚Großwetterlage‘ auf dem Titan dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Saturn um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum 8. Juni sind weitere sechs Titan-Beobachtungen eingeplant, wobei sich die Raumsonde diesem Mond bis auf eine Entfernung von 1,58 Millionen Kilometern nähern wird.

Am 12. und am 14. Juni 2014 steht der Mond Erriapus – einer der kleinen, äußeren Saturnmonde – auf dem Beobachtungsprogramm der ISS-Kamera. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 23,0 mag handelt es sich bei Erriapus um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist. Außer den Daten von dessen Umlaufbahn um den Saturn, seinem Durchmesser von rund acht Kilometern und seiner mittleren Dichte von etwa 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter ist über diesen erst im Jahr 2000 entdeckten Mond deshalb bisher nur sehr wenig bekannt. Die mittlere Dichte deutet allerdings darauf hin, dass sich dieser Mond vermutlich in erster Linie aus einer Mischung aus Wassereis und Gestein zusammensetzt.

Erriapus verfügt zudem über eine relativ dunkle Oberfläche, welche bei einem Albedo-Wert von 0,06 lediglich etwa sechs Prozent des einfallenden Sonnenlichtes wieder ins Weltall reflektiert. Während der entsprechenden Beobachtungskampagne soll die ISS-Kamera den Mond Erriapus aus einer Distanz von rund 13,1 Millionen Kilometern mehrfach abbilden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen sollen die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die sich daraus ergebende Rotationsperiode dieses Mondes näher bestimmt werden.

Periapsis
Am 16. Juni wird Cassini um 13:30 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 206, erreichen und den Ringplaneten in einer Entfernung von 752.340 Kilometern passieren. Bei dieser Gelegenheit sollen die ISS-Kamera und eines der Spektrometer der Raumsonde, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), dazu eingesetzt werden, um eventuell zu diesem Zeitpunkt über der Südpolregion des Saturn auftretende Polarlichter abzubilden und zu untersuchen.

Der Titan-Vorbeiflug T-102
Am 18. Juni 2014 steht dann der Höhepunkt dieses 206. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 15:28 MESZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines herbeigesteuerten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,6 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von diesmal 3.658,6 Kilometern passieren. Aufgrund des vergleichbaren Flugverlaufes der Raumsonde relativ zum Titan weisen viele der dabei durchzuführenden Messungen starke Ähnlichkeiten mit dem vorherigen Titan-Vorbeiflug von Cassini auf, welcher erst am 17. Mai 2014 erfolgte.

Wie schon im Mai 2014 beginnen auch die mit diesem 103. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die Bezeichnung „T-102“ – assoziierten Beobachtungen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung an diesen Mond mit diversen Fotoaufnahmen durch die ISS-Kamera, welche dabei zunächst mit verschiedenen Spektralfiltern die südliche Titanhemisphäre abbilden wird. Unterstützt wird das Kamerasystem hierbei durch ein weiteres Instrument – das Composite Infrared Spectrometer (CIRS). Das Ziel der CIRS-Messungen besteht darin, die zu diesem Zeitpunkt in der Stratosphäre der Titanatmosphäre vorherrschenden Temperaturen zu ermitteln und – in Kombination mit zu früheren Zeitpunkten gewonnenen Daten – zu einem Temperaturprofil zusammenzufügen.

In den zwei Stunden vor und nach der dichtesten Annäherung wird dann auch erneut das „Radio Science Subsystem“ (kurz „RSS“) von Cassini die wissenschaftlichen Arbeiten der Raumsonde dominieren und dabei neben einer Radio-Okkultations-Messung diverse bistatische Messungen durchführen.

Das RSS von Cassini besteht aus drei Sende-Empfangsanlagen, welche unter anderem die Veränderungen von Radiowellen messen können, sobald diese Signale die Atmosphäre des Titan (beziehungsweise bei alternativen Messkampagnen das Ringsystem des Saturn oder die dichte Saturnatmosphäre) durchdringen. Abhängig von dem hierbei verwendeten Frequenzband werden die ausgestrahlten Radiosignale durch Cassini selbst oder durch die Empfangsanlagen des Deep Space Network (DSN) der NASA empfangen.

Durch die Auswertung der im Rahmen der Okkultationskampagne von Cassini ausgestrahlten Radiosignale, welche dabei die Atmosphäre des Titan durchdringen, wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler die Temperatur, die Dichte und die Zusammensetzung der oberen Schichten der Titanatmosphäre ermitteln. Des weiteren soll hierbei erneut ein vertikales Profil der Ionendichte in der Ionosphäre des Titan gewonnen werden. Außerdem werden Daten über die in der Troposphäre des Mondes vorherrschenden Winde erwartet.

Bei den bistatischen Messungen werden dagegen die von der Raumsonde auszustrahlenden Radiowellen zunächst von der Oberfläche des Titan reflektiert und anschließend von den Empfangsstationen des DSN auf der Erde empfangen. Dieses Experiment dient dazu, um Aussagen über verschiedene physikalische Charakteristiken der Titanoberfläche – besteht diese aus festem Material oder ist sie eventuell von einer Flüssigkeit überzogen und wie „eben“ oder „rau“ fällt der zu untersuchende Oberflächenbereich aus – zu tätigen.

Im Anschluss an die RSS-Kampagne werden das CIRS und das ISS-Kameraexperiment weitere Daten über die Temperatur, die Struktur und den Aufbau der Titanatmosphäre sammeln beziehungsweise weitere Aufnahmen von verschiedenen Oberflächenformationen auf dem Titan anfertigen. Nach dem Abschluss der Titan-Kampagne wird die ISS-Kamera am 20. Juni schließlich auf den Saturn gerichtet sein und diesen mit der WAC-Optik abbilden. Diese beiden Beobachtungen sind Bestandteil einer langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagne“ und dienen – wie auch die bereits Anfang des Monats beim Titan durchzuführenden Beobachtungen – der Dokumentation des dort gegenwärtig ablaufenden Wettergeschehens. Bis zum 30. Juni sind acht weitere Saturn-Sturmbeobachtungskampagnen vorgesehen.

Der Phoebe-Ring
Ebenfalls noch am 20. Juni wird das ISS-Kamerateam schließlich versuchen, den am weitesten vom Saturn entfernt gelegenen, extrem lichtschwachen und erst im Jahr 2009 auf Aufnahmen des Weltraumteleskops Spitzer entdeckten Phoebe-Ring abzubilden. Speziell soll dabei der Schatten dokumentiert werden, den der Saturn zum Zeitpunkt der Aufnahmen auf diesen nur schwer nachzuweisenden Ring wirft. Durch den Vergleich von den im Schatten des Saturn liegenden Bereichen dieses Ringes mit anderen, direkt von der Sonne beschienenen Bereichen soll dann die optische Dichte dieses Ringes ermittelt werden, was weitere Informationen über die in diesem Ring vorherrschende Materialdichte liefern dürfte. Aufgrund der bisher zur Verfügung stehenden Beobachtungsdaten wird diese Partikeldichte derzeit auf lediglich etwa 10 bis 20 Partikel pro Kubikkilometer geschätzt. Die zu gewinnenden Informationen könnten außerdem weitere Einzelheiten zu der Größe der Partikel liefern, aus denen sich der Ring zusammensetzt.

Zwischen dem 21. und dem 24. Juni stehen dann zwei Sternbedeckungen auf dem Beobachtungsprogramm von Cassini, wobei neben der ISS-Kamera auch ein weiteres Spektrometer der Raumsonde, das Visual and Infrared Spectrometer (VIMS), zum Einsatz kommen wird. Bei diesen beiden Okkultationen werden die im Sternbild „Taube“ (lateinischer Name Columba) und „Achterdeck des Schiffs“ (lateinischer Name Puppis) gelegenen Sterne Gamma Columbae und L2 Puppis von Teilen des Ringsystems des Saturn bedeckt.
Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in den Lichtkurven der beiden Sterne erhoffen sich die an der Kampagne beteiligten Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau, die Materialdichte und die Struktur der Ringbereiche, welche diese Sterne bei den jeweiligen Okkultationen bedecken. Außerdem, so die Wissenschaftler, können im Rahmen dieser Beobachtungen eventuelle Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch erst kürzlich erfolgte ‚Einschläge‘ von Meteoroiden verursacht wurden.

Weitere Ringe, Monde und erneut Titan
Weitere, am 22. Juni durchzuführende Beobachtungen werden Teile des F-Ringes des Saturn zum Ziel haben. Bei dieser Beobachtungssequenz gilt das wissenschaftliche Interesse speziell den diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe sowie deren Interaktion mit den in der Nähe befindlichen Monden. Frühere Beobachtungen führten zu dem Schluss, dass vor allem gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Struktur des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als Schäfermonde fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich.

Am 24. Juni sind dann außerdem noch erneut diverse sogenannte „astrometrische Beobachtungen“ von mehreren der kleineren, inneren Saturnmonde vorgesehen. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Zwei weitere astrometrische Beobachtungskampagnen werden am 26. und am 30. Juni erfolgen.

Für ihre finale Beobachtungssequenz während des Orbits Nummer 206 wird sich die ISS-Kamera ebenfalls noch am 30. Juni erneut auf den Titan richten. Auch hierbei soll, diesmal aus einer Entfernung von 3,93 Millionen Kilometern, der Titan als Ziel dienen. Und wie bereits vier Wochen zuvor sollen auch diese Aufnahmen dazu dienen, um das aktuelle Wettergeschehen zu dokumentieren.

Am 2. Juli 2014 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 08:52 MESZ in einer Entfernung von rund drei Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 206. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 207 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie der Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 20. Juli 2014 in einer Entfernung von dann 5.103 Kilometern erneut passiert werden soll.

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

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

Am 17. Dezember 2013 wird die Raumsonde Cassini um 22:24 MEZ auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,64 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 201. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini eine Inklination von 51,3 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des diesmal 33 Tage andauernden Umlaufs – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 200“ – insgesamt 43 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Ein Großteil dieser Kampagnen wird erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt der Beobachtungen stellt jedoch ein am 1. Januar 2014 erfolgender gesteuerter Vorbeiflug am größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dar.
Der B-Ring des Saturn
Die erste Beobachtungskampagne der ISS-Kamera wird am 18. Dezember den B-Ring des Saturn zum Ziel haben. Aus den Aufnahmen der Kamera sollen anschließend kurze Videosequenzen erstellt werden, auf denen die im B-Ring angeordneten Speichenformationen erkennbar sind. Diese Strukturen wurden erstmals auf den Aufnahmen der Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 ausgemacht, welche den Saturn bereits Anfang der 1980er Jahre passierten. Diese auf Fotoaufnahme in hellen Farben erkennbaren Speichen sind im Durchschnitt lediglich etwa 100 Kilometer breit und erstrecken sich radial über eine Strecke von bis zu 20.000 Kilometer in das Ringsystem hinein.

Es handelt sich hierbei um lediglich vorübergehend auftretende Erscheinungen, welche sich innerhalb von wenigen Stunden ausbilden und dann wieder verschwinden. Die Planetenforscher sind sich mittlerweile weitgehend sicher, dass diese Speichenstrukturen durch elektrisch aufgeladenen Staub verursacht werden, welcher durch elektrischen Abstoßungskräfte vorübergehend aus dem B-Ring herausgedrückt wird. Es wird vermutet, dass die Speichen ein saisonales Phänome darstellen und sich nur zu bestimmten Zeiten während eines knapp 30 Jahre andauernden Saturnjahres bilden. Mit dem Fortschreiten der Jahreszeiten und dem Einsetzen des Sommers auf der nördlichen Planetenhemisphäre sollten sie dann nicht mehr auftreten. Bis zum 14. Januar 2014 sind vier weitere solcher Beobachtungssequenzen vorgesehen.

Mondbeobachtungen
Eine für den 19. Dezember eingeplante Beobachtung wird den Saturnmond Titan zum Ziel haben. Aus einer Entfernung von etwa 3,75 Millionen Kilometern soll dabei dessen ausgedehnte Atmosphäre studiert werden. Das Interesse der beteiligten Wissenschaftler wird sich bei dieser Gelegenheit auf die in den obersten Atmosphärenschichten enthaltenen Aerosole und Dunstschichten konzentrieren.

Am 20. und 21. Dezember erfolgen diverse Abbildungen der beiden kleineren, äußeren Saturnmonde Tarvos und Skathi. Außer den Daten von deren Umlaufbahnen um den Saturn und ihren Durchmessern von lediglich rund 15 beziehungsweise acht Kilometern ist über diese erst im Jahr 2000 entdeckten Monde bisher nur sehr wenig bekannt. Anhand der Variationen in den sich bei diesen aus Entfernungen von 21,2 beziehungsweise 17,1 Millionen Kilometern erfolgenden Beobachtungssequenzen ergebenden Lichtkurven und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen sollen die Helligkeitsvariationen auf deren Oberfläche und die sich daraus ergebenden Rotationsperioden und die Ausrichtung der Rotationsachsen dieser beiden Monde bestimmt werden.

Am 22. Dezember steht erneut der Titan auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Die aus einer Entfernung von diesmal 2,82 Millionen Kilometern anzufertigenden Aufnahmen sollen erneut dessen Atmosphäre wiedergeben. Das Interesse wird sich dabei auf die Verteilung von Wolkenstrukturen und die verschiedenen in der Titanatmosphäre befindlichen Dunstschichten richten. Durch die Beobachtung von markanten Wolkenformationen in den Titan-Atmosphäre lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

Am darauffolgenden Tag sollen schließlich mehrere der kleineren, inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Vergleichbare Kampagnen sollen zusätzlich am 27. Dezember und am 3. Januar durchgeführt werden.

Ebenfalls am 23. Dezember wird die WAC-Kamera den Saturn abbilden. Im Rahmen dieser Beobachtung, welche Bestandteil einer langfristig ausgelegten „Sturmbeobachtungskampagne“ ist, sollen erneut aktuelle Daten über das dortige Wettergeschehen gesammelt werden, welche sich durch die Dokumentation von kleineren Sturmgebieten und markanten Wolkenformationen ergeben. Bis zum 14. Januar sind zehn weitere solcher Beobachtungen vorgesehen.

Am 29. Dezember erfolgen – verteilt über einen Zeitraum von rund 15 Stunden – mehrere Abbildungen des Saturnmondes Aegaeon, der als eine der Materialquellen für den G-Ring des Saturn angesehen wird (Raumfahrer.net berichtete). Am nächsten Tag soll ein weiterer äußerer Mond, diesmal handelt es sich um Siarnaq, abgebildet werden, um dessen Rotationsperiode zu bestimmen.

Der Titan-Vorbeiflug T-97

Am 1. Januar 2014 steht dann der Höhepunkt des 201. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 23:00 MEZ wird die Raumsonde den größten der Saturnmonde im Rahmen eines gerichteten Vorbeifluges in einer Entfernung von 1.400 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde passieren. Aufgrund eines vergleichbaren Flugverlaufes der Raumsonde während dieses Vorbeifluges weist das zu absolvierende wissenschaftliche Programm sehr große Ähnlichkeiten mit dem vorherigen Titan-Flyby, dem erst am 1. Dezember 2013 erfolgten Vorbeiflug „T-96“, auf. Die mit diesem 98. Vorbeiflug am Titan – das Manöver trägt die Bezeichnung „T-97“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits am 31. Dezember. Hierbei wird die ISS-Kamera vier Wolkenbeobachtungskampagnen durchführen.

Ab den Morgenstunden des 1. Januar und somit ebenfalls noch während der Annäherungsphase an den Titan soll neben der ISS-Kamera ein weiteres Instrument, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), dazu genutzt werden, um diverse Scans auf der Nachtseite des Titan durchzuführen. Das Ziel dieser Messungen, welche sich auf die Nordhemisphäre konzentrieren werden, besteht darin, die zu diesem Zeitpunkt in der Stratosphäre der Titanatmosphäre vorherrschenden Temperaturen zu ermitteln. Zusätzlich sollen hierbei durch Abtastungen, welche im mittleren und fernen Infrarotbereich erfolgen, die Verteilung von Aerosolen und verschiedener chemischer Verbindungen in den oberen Schichten der Titanatmosphäre bestimmt werden.

Im Anschluss an diese Messungen soll die ISS-Kamera diverse Aufnahmen der zu diesem Zeitpunkt sichtbaren Titanhemisphäre anfertigen und diese mit einer Auflösung von 1,5 Kilometern pro Pixel abbilden. Während das CIRS-Instrument zu diesem Zeitpunkt weitere Daten über die Atmosphäre sammelt, wird zudem ein weiteres Instrument, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), eingesetzt. Auch das UVIS wird diverse Scans durchführen, welche der Analyse der Titanatmosphäre dienen sollen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird das VIMS-Spektrometer die wissenschaftlichen Arbeiten dominieren. Dieses Instrument wird dabei diverse Aufnahmen der Seen in der Nordpolregion anfertigen und bei dieser Gelegenheit auch speziell jene Bereiche der Titanoberfläche abbilden, welche derzeit nicht mit zu früheren Zeitpunkten dort befindlichen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllt sind. Ein besonderes Interesse gilt dabei der Verteilung von Evaporit-Gesteinen, welche von der „Verdunstung“ der flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zeugen.

Des weiteren wird das Instrument diverse in der Äquatorregion des Titan befindliche ausgedehnte Dünenfelder abbilden. Die unterschiedliche Helligkeit, in der sich die Regionen Shangri-La und Mindanao Facula auf den bisherigen Aufnahmen präsentierten, deuten auf eine unterschiedliche chemische und mineralogische Zusammensetzung dieser Oberflächenbereiche hin.

Nach dem Passieren des Titan wird das CIRS-Spektrometer erneut diverse Scans durchführen, welche sich diesmal allerdings auf die südliche Titan-Hemisphäre konzentrieren werden. Auch hierbei sollen die Struktur, die Temperatur und die chemische Zusammensetzung der obersten Schichten der Atmosphäre analysiert werden. Zur gleichen Zeit wird das VIMS-Spektrometer einen umfassende Abtastung der Südhemisphäre durchführen.

Bei diesem Titan-Vorbeiflug handelt es sich um den ersten von insgesamt 11 im Jahr 2014 erfolgenden gesteuerten Vorbeiflügen der Raumsonde Cassini an dem Titan.

Periapsis
Am 3. Januar wird die Raumsonde um 12:34 MEZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 201 erreichen und den Planeten in einer Entfernung von 1,04 Millionen Kilometern passieren. Nur wenige Stunden später wird die ISS-Kamera zusammen mit dem VIMS-Spektrometer eine Sternbedeckung beobachten. Bei dieser Okkultation wird der rote Riesenstern R Lyrae von Teilen des Ringsystems des Saturn bedeckt. Durch die sich dabei ergebenden Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve von R Lyrae 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. Außerdem, so die Wissenschaftler, können so eventuelle Veränderungen in der Ringstruktur registriert werden, welche durch das Gravitationsfeld des Saturn oder durch erst kürzlich erfolgte „Einschläge“ von Meteoroiden verursacht wurden.

Am 5. Januar wird das ISS-Kamerateam schließlich versuchen, den am weitesten vom Saturn entfernt gelegenen, extrem lichtschwachen und erst im Jahr 2009 auf Aufnahmen des Weltraumteleskops Spitzer entdeckten Phoebe-Ring abzubilden. Speziell wollen die Wissenschaftler hierbei versuchen, den Schatten zu fotografieren, welchen der Saturn an diesem Tag auf den 12 Millionen Kilometer entfernt gelegen Ring werfen wird. Weitere Beobachtungen in den folgenden Tagen werden erneut das Ringsystem des Saturn und einen weiteren äußeren Mond, den etwa sieben Kilometer durchmessenden Tarqeq, zum Ziel haben.

Am 19. Januar 2014 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 11:10 MEZ in einer Entfernung von rund 2,8 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 201. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 202 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 2. Februar 2014 in einer Entfernung von rund 1.235 Kilometern passiert werden wird.

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

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Der Beitrag Raumsonde Cassini beginnt den Saturnumlauf Nummer 201 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 29. August 2013 wird die Raumsonde Cassini um 16.49 Uhr MESZ auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt ihrer größten Entfernung zum zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,03 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und beginnt damit zugleich ihren mittlerweile 198. Umlauf um den Ringplaneten. Aktuell weist die Flugbahn von Cassini eine Inklination von 53,4 Grad auf.

Für das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, einem der 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, sind während des 29 Tage andauernden Umlaufs – dieser trägt die Bezeichnung „Rev 197“ – insgesamt 38 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Ein Großteil dieser Kampagnen wird erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Den Höhepunkt der Beobachtungen stellt jedoch ein gesteuerter Vorbeiflug am größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan dar.

Die ersten Beobachtungen sollen bereits fünf Stunden nach dem Beginn des neuen Orbits erfolgen, wobei die ISS-Kamera den Saturn abbilden wird. Mittels der dabei 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 den Atmosphären des Saturn lassen sich zum Beispiel Aussagen über die dort gegenwärtig vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen. Bis zum 20. September sind neun weitere solcher Beobachtungen vorgesehen.

Monde und Ringsystem

Zunächst wird sich das Interesse der an der Mission beteiligten Wissenschaftler jedoch auf verschiedene Saturnmonde konzentrieren. Am 30. August wird sich die ISS-Kamera nach einer kurzen Beobachtung des durchschnittlich 1.436 Kilometer durchmessenden Saturnmondes Iapetus dabei auf den kleinen, äußeren Saturnmond Kiviuq richten. Mittels der aus einer Entfernung von rund 12,4 Millionen Kilometern angefertigten Aufnahmen soll die Ausrichtung von dessen Rotationsachse und die Position des Nordpols bestimmt werden.

Am 4. September wird die Raumsonde den Mond Titan in einer Entfernung von 531.399 Kilometern passieren. Im Rahmen dieses nicht gesteuerten Vorbeifluges soll die ISS-Kamera diverse Aufnahmen von dem Mond anfertigen, mit denen in erster Linie die Titanatmosphäre und eventuell dort vorhandene Wolkenformationen abgebildet werden sollen. Vergleichbare Beobachtungen werden nochmals zwei Tage später erfolgen. Zuvor wird sich die Kamera jedoch am 5. September auf einen weiteren kleinen Mond, den lediglich etwa 15 Kilometer durchmessenden Mond Tarvos, richten. Auch bei diesem soll aus einer Entfernung von diesmal rund 14,4 Millionen Kilometern die Position von dessen Nordpol ermittelt werden.

Am 7. September steht dann der F-Ring des Saturn auf dem Beobachtungsprogramm. Bei dieser Beobachtungssequenz gilt das wissenschaftliche Interesse speziell den diversen Verästelungen der gewundenen Einzelringe sowie deren Interaktion mit den in der Nähe befindlichen Monden. Frühere Beobachtungen zeigten, dass vor allem gravitative Wechselwirkungen mit dem weiter innen liegenden A-Ring und den beiden den F-Ring begrenzenden Saturnmonden Prometheus und Pandora die Struktur des F-Ringes gestalten. Speziell die gravitativen Einflüsse dieser beiden als „Schäfermonde“ fungierenden Monde sind für die Ausbildung der beobachteten Wellenstrukturen des F-Ringes verantwortlich.

Am 10. September wird Cassini schließlich um 15.48 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 198 erreichen und den Planeten in einer Entfernung von rund einer Million Kilometern passieren. In dieser Phase des Orbits sollen mehrere der kleineren inneren Saturnmonde im Rahmen sogenannter astrometrischer Beobachtungen abgebildet werden. Die Umlaufbahnen dieser kleinen und entsprechend massearmen Saturnmonde unterliegen einer permanenten gravitativen Beeinflussung durch den Saturn und dessen größeren Monden, was zu minimalen Veränderungen der jeweiligen Umlaufbahnen führen kann. Das wissenschaftliche Ziel der anzufertigenden Aufnahmen der Monde besteht darin, die derzeit verfügbaren Daten über deren Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Weitere astrometrischer Beobachtungen sind für den 14. und 19. September vorgesehen.

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

Außerdem wird sich die ISS-Kamera am 10. September auf einen Teilbereich des äußeren A-Ringes richten, wobei unter anderem zum wiederholten Mal sogenannte „Propellerstrukturen“ dokumentiert werden sollen. Bei diesen lediglich etwa 15 bis 25 Kilometer großen Strukturen handelt es sich um kleine „Hohlräume“ und Massekonzentrationen innerhalb des Ringsystems, welche durch die gravitativen Einflüsse von vermutlich lediglich wenige Kilometer durchmessenden Mini-Monden – so genannten Moonlets – verursacht werden (Raumfahrer.net berichtete). Durch die anzufertigenden Aufnahmen sollen die bisher bekannten Bahnparameter dieser Moonlets noch weiter verfeinert werden.

Vorbeiflug am Titan

Zwei Tage nach dem Passieren der Periapsis wird die Raumsonde Cassini schließlich am 12. September um 9.44 MESZ den Saturnmond Titan zum 95. mal im Rahmen eines zielgesteuerten Vorbeifluges passieren. Im Rahmen dieses als „T-94“ bezeichneten Vorbeifluges wird die Raumsonde die Oberfläche des Titan mit einer Geschwindigkeit von 5,8 Kilometern pro Sekunde in einer Höhe von 1.400 Kilometern überfliegen.

Während der Annäherungsphase an den Titan soll ein weiteres Instrument, das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), dazu genutzt werden, um diverse Scans auf der Nachtseite des Titan durchzuführen. Das Ziel der Messungen besteht darin, die zu diesem Zeitpunkt in der Stratosphäre der Titanatmosphäre vorherrschenden Temperaturen zu ermitteln. Zusätzlich sollen hierbei durch Abtastungen, welche im mittleren und fernen Infrarotbereich erfolgen, die Verteilung von Aerosolen und verschiedener chemischer Verbindungen in den oberen Schichten der Titanatmosphäre bestimmt werden.

Im Anschluss an diese Messungen wird die ISS-Kamera Teilbereiche der Nordpolregion des Titan und von dessen nördlichen Hemisphäre abbilden und ein aus 13 Einzelaufnahmen bestehendes Mosaik erstellen. Diese Aufnahmen sollen diverse Details über die dort befindlichen Seen aus Kohlenwasserstoffverbindungen enthüllen und eine immer noch existierende größere Datenlücke in den bisherigen Titanaufnahmen der ISS-Kamera schließen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Titan wird schließlich das VIMS-Instrument für etwa zwei Stunden die wissenschaftlichen Arbeiten der Raumsonde dominieren und dabei diverse Abbildungen der Oberfläche dieses Mondes erstellen. Neben verschiedenen Kohlenwasserstoffseen, unter anderen werden Ligeia Mare, Punga Mare und Mackay Lacus abgebildet, werden dabei auch mehrere ausgedehnte Dünenfelder in den Aufnahmebereich des VIMS-Spektrometers geraten. Durch den Abgleich mit früheren Beobachtungsdaten sollen eventuell erfolgte Veränderungen auf der Titanoberfläche untersucht werden. Nach dem Passieren des Titan wird dann die ISS-Kamera weitere Aufnahmen anfertigen, mit denen in erster Linie eventuell zu diesem Zeitpunkt vorhandene Wolkenstrukturen in dessen Atmosphäre abgebildet werden sollen.

Für die folgenden Tage sind weitere Beobachtungen des F-Ringes und des Titan vorgesehen. Zusätzlich soll die ISS-Kamera am 26. September versuchen, den erst im Jahr 2009 entdeckten Phoebe-Ring abzubilden, welcher sich in einer Entfernung von rund 12 Millionen Kilometern zum Saturn erstreckt. Hierbei soll speziell nach dem Schatten Ausschau gehalten werden, den der Saturn an diesen Tag auf diesen Ring wirft.

Am 27. September 2013 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 17.02 MESZ in einer Entfernung von rund 2,7 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 198. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 199 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet dabei ein weiterer gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Titan, welcher von der Raumsonde am 14. Oktober 2013 in einer Entfernung von dann lediglich 961 Kilometern passiert werden wird.

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

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Der Beitrag Raumsonde Cassini beginnt den 198. Saturn-Umlauf erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Der etwa 212 Kilometer durchmessende Saturnmond Phoebe wurde im Jahr 1899 von dem US-amerikanischen Astronomen W. H. Pickering auf fotografischen Platten entdeckt, welche bereits mehrere Monate zuvor am 16. August 1898 aufgenommen wurden. Im Gegensatz zu den anderen größeren Monden des Saturn verfügt Phoebe über eine auffallend dunkle Oberfläche, welche lediglich etwa sechs Prozent des einfallenden Sonnenlichts reflektiert.

Diese geringe Albedo, welche auf eine andere chemische Zusammensetzung als bei den anderen, größeren Saturnmonden hindeutet, und die Tatsache, dass der Mond sich auf einer retrograden Umlaufbahn entgegen der Rotationsrichtung des Saturn um den Ringplaneten bewegt, legt die Vermutung nahe, dass es sich bei Phoebe um ein vom Saturn „eingefangenes“ Objekt handelt. Die Planetenforscher vermuteten dabei bereits seit längerem, dass Phoebe ursprünglich aus dem Kuipergürtel stammt, welcher sich außerhalb der Umlaufbahn des Planeten Neptun erstreckt und der die Heimat mehrerer Hunderttausend kleinerer Objekte darstellt.

Am 11. Juni 2004 passierte die Raumsonde Cassini Phoebe in einem Abstand von lediglich 2.068 Kilometern und konnte erstmals detaillierte Aufnahmen der Oberfläche dieses Mondes zur Erde übermitteln. Diese Aufnahmen zeigten, dass Phoebes Oberfläche extrem stark verkratert und von diversen Erdrutschen und linearen Strukturen überzogen ist. Die Auswertung der im Rahmen dieses Vorbeifluges durch verschiedene wissenschaftliche Instrumente gewonnenen Daten und ihr Einbezug in ein neues Computermodell über die chemischen, geophysikalischen und geologischen Vorgänge auf dem Mond deuten darauf hin, dass es sich bei Phoebe um ein Planetesimal, einem Überbleibsel aus der Frühzeit unseres Sonnensystems, handelt.

Des Weiteren bestätigen die ausgewerteten Daten die bisherige Annahme, dass sich Phoebe offenbar im Kuipergürtel jenseits der Neptunbahn gebildet hat. Die Daten deuten auch darauf hin, dass Phoebe bereits in seiner Frühzeit über das heute zu beobachtende kugelförmiges Aussehen verfügte, in seinem Inneren zunächst erwärmt wurde und dass sich im Inneren des Mondes dichteres, gesteinhaltiges Material konzentriert. Die mittlere Dichte des Mondes entspricht dabei der Dichte des Zwergplaneten Pluto, einem weiteren Objekt des Kuipergürtels.

„Im Gegensatz zu anderen primitiven Objekten wie etwa Kometen scheint sich Phoebe über einen bestimmten Zeitraum zunächst aktiv entwickelt zu haben, bevor der Mond [in seiner heutigen Form] erstarrte“, so die Planetenforscherin Julie C. Castillo-Rogez vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. „Wir nehmen an, dass sich Objekte wie Phoebe einst sehr schnell gebildet haben. Sie stellen die einzelnen Bausteine dar, aus denen sich letztendlich die Planeten gebildet haben und geben uns Hinweise auf die Bedingungen, welche zu der Zeit geherrscht haben müssen, als die Planeten und ihre Monde entstanden sind.“

Ursprünglich, so die Planetenforscher, könnte Phoebe einmal über einen porösen Aufbau verfügt haben. In der Folgezeit ist Phoebe dann allerdings kollabiert und verfügt deshalb in der Gegenwart über eine um 40 Prozent höhere Dichte als die anderen größeren Saturnmonde. Die Wissenschaftler gehen allgemein davon aus, dass sich Objekte in der Größenordnung von Phoebe im Rahmen des Entstehungsprozesses unseres Sonnensystems als unregelmäßig geformte Objekte gebildet und in der Folge ihre Gestalt nicht mehr verändert haben.

Manche Objekte, welche sich ganz zu Beginn der Entstehungsphase unseres Sonnensystems geformt haben, könnten in ihrem Inneren jedoch eine größere Menge an radioaktives Material angesammelt haben. Durch den natürlichen Zerfall der radioaktiven Elemente wäre dann über einen begrenzten Zeitraum Wärme freigesetzt worden, welche nicht nur das Innere des Objektes erwärmte, sondern auch zu einer Neuformung der äußeren Struktur führte.

„Aufgrund der äußeren Form des Mondes, welche wir auf den Cassini-Aufnahmen sehen und den Modellen der wahrscheinlichen Kraterbildungsgeschichte, konnten wir ableiten, dass Phoebe schon zu Beginn fast kugelförmig war und nicht etwa zunächst eine unregelmäßige Form hatte, welche später durch Impakte und Kollisionen mit anderen Himmelskörpern kugelförmiger wurde“, so Peter Thomas von der Cornell University in Ithaca/USA, ein Mitarbeiter der Cassini-Mission.
Laut den Analysen der Wissenschaftler bildete sich Phoebe bereits innerhalb der ersten drei Millionen Jahre nach der Entstehung unseres Sonnensystems vor rund 4,55 Milliarden Jahren. Die Phase einer durch radioaktive Zerfallswärme bedingten Erwärmung dürfte, so die Studie, im Falle von Phoebe einige zehn Millionen Jahre gedauert haben. In diesem Zeitraum könnte Phoebe sogar flüssiges Wasser beherbergt haben. Dies wäre eine Erklärung für das Vorhandensein von wasserhaltigen Mineralen, welche durch das Visual Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde Cassini, auf der Mondoberfläche nachgewiesen wurden.

Einige hundert Millionen Jahre nach seiner Entstehung driftete der heutige Mond dann aus den äußeren Regionen in das innere Sonnensystem. Dabei geriet er schließlich in den gravitativen Einflussbereich des Saturn und wurde in seinen gegenwärtigen Orbit „gezwungen“. Dieses „Schicksal“ teilt Phoebe mit einer Vielzahl der insgesamt 62 bisher bekannten Monde des Saturn, welche sich in ihrer Größe, ihrer Zusammensetzung und den jeweiligen Umlaufbahnen teilweise drastisch voneinander unterscheiden. Bei vielen dieser Monde handelt es sich um kleinere, irreguläre Trabanten mit jeweils nur wenigen Kilometern Durchmesser, deren Bahnen nicht in der Äquatorebene des Planeten liegen. Auch bei diesen Saturnmonden dürfte es sich um Objekte handeln, welche im Laufe der Jahrmilliarden vom zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems „eingefangen“ wurden.

„Durch unsere Kombination der Cassini-Daten mit Computermodellen, welche zuvor schon bei anderen Objekten des Sonnensystems angewandt wurden, konnten wir praktisch die Zeit zurückdrehen, und so herausfinden, warum der Mond sich so deutlich vom Rest des Saturnsystems unterscheidet“, so Jonathan Lunine, ein weiterer an der Cornell University tätiger Mitarbeiter der Cassini-Mission.
Die hier vorgestellten Ergebnisse wurden kürzlich in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

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

Die Ringe des Saturn wurden bereits im Jahr 1610 von dem italienischen Astronomen Galileo Galilei entdeckt. Dieser erkannte das Ringsystem jedoch aufgrund der geringen Auflösung des ihm zur Verfügung stehenden Teleskops nicht als ein Objekt, welches den Saturn umgibt. Vielmehr deutete er die Ringe als zwei „Henkel“, welche den Saturn berühren. Erst 45 Jahre später beschieb der holländische Astronom Christiaan Huygens die wahre Natur der Ringe wissenschaftlich korrekt.

Heute ist bekannt, dass sich das Ringsystem des Saturn aus mehr als 100.000 einzelnen Ringen zusammensetzt, welche aus Eis- und Staubpartikeln bestehen und die durch scharf umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind. Der innerste dieser Ringe, der sogenannte D-Ring, beginnt bereits etwa 7.000 Kilometer über der obersten Atmosphärenschicht des Saturn und verfügt über einen Durchmesser von 134.000 Kilometern. Der äußerste Ring, der erst im Jahr 2009 entdeckte Phoebe-Ring, erstreckt sich dagegen in einer Entfernung von mehrere Millionen Kilometern zum Saturn.

In einer Entfernung von rund 140.000 Kilometern wird der Saturn von dem F-Ring umrundet. Dieser Ring wurde im September 1979 von der US-amerikanischen Raumsonde Pioneer 11 bei ihrem dichten Vorbeiflug am Saturn entdeckt und anschließend von den Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 im Detail abgebildet. Bereits auf diesen ersten Bildern zeigte sich, dass der F-Ring nicht einfach nur einen schmalen Ring aus Staub- und Eispartikeln darstellt, sondern dass sich dort anscheinend sehr dynamische Prozesse abspielen. Auf den Aufnahmen der Raumsonden waren diverse Verästelungen und gewundene Einzelringe erkennbar.

Seit dem Sommer 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn und untersucht die Atmosphäre, das Ringsystem und die Monde dieses zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems im Detail.

Im Rahmen dieser Untersuchungen rückte auch der F-Ring immer wieder in das Blickfeld der ISS-Kamera, einem von insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord der Raumsonde. Die Aufnahmen des Kamerasystems 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.

Besonders der etwa 86 Kilometer durchmessende Mond Prometheus „fräst“ durch die von ihm ausgehenden gravitativen Kräfte Furchen in die Struktur des F-Ringes. An anderen Stellen entstehen durch die einwirkende Schwerkraft dagegen schneeballartige Verklumpungen aus Ringpartikeln, welche dabei bis zu einen Kilometer durchmessende Objekte aus Wassereis und Staub bilden können. Aufgrund der vorherrschenden Gezeitenkräfte und infolge von gegenseitigen Kollisionen, so die bisherige Annahme, sollten sich diese Objekte innerhalb weniger Wochen bis Monate wieder in ihre ursprünglichen Bestandteile auflösen.

Neue Analysen zeigen jedoch, dass einige dieser „Schneebälle“ anscheinend über eine längere Lebensdauer verfügen und sich über längere Zeiträume innerhalb des F-Ringes um den Saturn bewegen, wobei sie mit den kleineren Staub- und Eispartikeln des Ringes kollidieren. Diese Kollisionen erfolgen vermutlich mit vergleichsweise geringen Geschwindigkeiten von etwa zwei Metern pro Sekunde.

Ausgelöst durch die von diesen „Schneebällen“ ausgehende Schwerkraft ziehen diese Klumpen einen Schweif aus glitzernden Eispartikeln hinter sich her, welche typischerweise Längen von 40 bis 180 Kilometern erreichen. Diese „Moonlets“ und die durch sie verursachten „Mini-Jets“ sind dafür verantwortlich, dass das optische Erscheinungsbild des F-Ringes einer permanenten Veränderung unterliegt.

Eine von Dr. Carl Murray von der Queen Mary University in London, einem Mitarbeiter des Cassini-Imaging-Teams, geleitete Gruppe hat einen solchen Jet auf einer am 30. Januar 2009 erstellten Aufnahme entdeckt und diesen auf weiteren Aufnahmen über einen Zeitraum von acht Stunden verfolgt. Die dabei angefertigten Aufnahmen zeigen deutlich, dass das für die Entstehung des Jets verantwortliche Objekt sich innerhalb des F-Rings befinden muss.

Die Wissenschaftler analysierten daraufhin über 20.000 von der ISS-Kamera angefertigte Aufnahmen des F-Ringes, um weitere Anzeichen für das Auftreten solcher Mini-Jets zu finden. Im Rahmen der Untersuchung konnten so insgesamt rund 500 Jets identifiziert werden, welche sich zwischen den Jahren 2004 bis 2011 durch den F-Ring bewegten. Für die Wissenschaftler besonders überraschend waren dabei verschiedene Aufnahmen, welche gleich mehrere eng beieinander liegende Mini-Jets zeigten.

„Ich glaube, der F-Ring ist der merkwürdigste Ring des Saturn und diese jüngsten Ergebnisse der Cassini-Mission zeigen uns, dass sich der F-Ring anscheinend noch weit dynamischer verhält, als wir bislang angenommen haben“, so Dr. Carl Murray. Die Beobachtung des F-Ringes könnte den Wissenschaftlern sogar dabei helfen, die Entwicklung neu entstehender Planetensysteme besser zu verstehen.
„Die Untersuchungen offenbaren uns nicht nur die exotische Schönheit des F-Rings. Durch sie erfahren wir auch mehr über die in den „protoplanetaren Staubscheiben“ ablaufenden Prozesse, welche junge Sterne umgeben und aus denen sich neue Planeten entwickeln“, so Linda Spilker, Projektwissenschaftlerin der Cassini-Mission am Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien. „Wir sind gespannt darauf, zu erfahren, was uns Cassini noch alles in den Saturnringen zeigen wird.“

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 24. April 2012 auf einer Tagung der European Geoscience Union in Wien präsentiert. 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.

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Grayson; Skrutskie & Hamilton für die Bestätigung der Entdeckung durch Abgleich mit dem Spitzer-Archiv; Lars-C. Depka.

1655 erkannte erstmals der niederländische Astronom und Mathematiker Christiaan Huygens die wahre Natur der zuvor durch Galilei als „Henkel“ beschriebenen Merkmale um den Gasriesen. Seither gab es immer wieder neue Detailerkenntnisse hinsichtlich ihrer Anzahl und Zusammensetzung. Der im Rahmen der Cassini-Mission entdeckte und durch kryovulkanische Eruptionen des kleinen Eismondes Enceladus gespeiste E-Ring galt allerdings allgemein anerkannt nicht nur als letztmögliche Neuentdeckung eines kompletten Ringgebildes innerhalb des Saturnsystems, er war darüber hinaus auch die größte Ringstruktur des Sonnensystems. Er erstreckt sich über eine Distanz von 3 bis 8 Saturnradien, dessen Größe bei 60.330 km liegt.
Mit einer minimalen Ausdehnung von 128 bis wenigstens 207 Saturnradien und einer vertikalen Mächtigkeit von ca. 40 Saturnradien, also mehr als 2,4 Millionen Kilometern, stellt der neue Ring nun alles bis dato bekannte mit weitem Abstand in den Schatten. Zum Vergleich: die durchschnittliche Dicke des bekannten Ringssystems liegt von einigen spektakulären Ausnahmen abgesehen bei wenigen Dutzend bis hundert Metern. Vor dem Hintergrund seiner geringen Teilchendichte indes, handelt es sich beim neu entdeckten Ring um ein sehr zartes Gebilde mit einer optischen Tiefe von gerade einmal 2^.10^-8, dem Äquivalent von 20 Teilchen Material je Kubikkilometer Raum!
Diese recht spärliche Natur des Rings verleiht ihm also auch eine kaum gegebene Rückstrahlfähigkeit der auf die einzelnen Partikel treffenden Photonen, warum seine Existenz auch bis in die Neuzeit hinein im Verborgenen blieb und er nur anhand seiner thermalen Emissionen durch das Spitzer-Infrarotteleskop kurz vor Ende seiner Primärmission (welche Mitte Mai diesen Jahres unter dem Einfluss seines erschöpften Helium-Kryostaten auslief) detektiert werden konnte.

Erste Überlegungen zu seiner möglichen Existenz basierten auf einer im Jahre 2006 gemachten Entdeckung, den Mond assoziierten Ringen des Saturnsystems, genauer gesagt, dem Janus-Epimetheus-Ring, der vermutlich auf Kleinsteinschläge auf den Mondoberflächen zurückzuführen ist. (Vermutlich liegt der Ursprung einer Vielzahl der inneren Ringstrukturen des Saturn bei seinen Monden.)

Im Hinblick auf ein altes Rätsel zum äußeren Erscheinungsbild des Iapetus könnte der neu entdeckte Ring ebenfalls einen Lösungsansatz bieten. Der nach dem griechischen Titanen Iapetos benannte und Anfang der 1760-er Jahre durch Giovanni Cassini erstmals beschriebene Mond, ist mit einem mittleren Durchmesser von 1.436 km der drittgrößte Satellit des Saturn und weist mit 1,27 g/cm³ eine eher geringe Dichte auf. Gut erkennbar sind auf Iapetus zwei deutlich unterschiedlich gefärbte Hemisphären, von denen die führende mit einer mittleren Albedo von 0,04 sehr dunkel gefärbt und ein Rückstrahlvermögen vergleichbar dem von Teer erkennen lässt. Die folgende Hemisphäre strahlt mit einer Albedo von 0,5 so hell wie frisch gefallener Schnee und beschert Iapetus von sämtlichen Körpern des Sonnensystems den größten Helligkeitskontrast, der den Mond zu seiner Entdeckungszeit nur dann sichtbar machte, wenn die folgende Hemisphäre Richtung Erde wies.

Wie Phoebe, beschreibt auch der neue Ring einen retrograden Orbit (also entgegen der Hauptrotationsrichtung). Sämtliche anderen bekannten Ringe, sowie die große Mehrheit aller Monde, kreisen prograd innerhalb des Saturnsystems. Das kraterzerfurchte Äußere Phoebes führte schon vor einigen Jahren zu Überlegungen, wonach durch Einschläge herausgeschleudertes Oberflächenmaterial mittelfristig in Ansammlungen im relativen Nahbereich des Mondes auffindbar sein sollte und zumindest mittelbar für die dunkle Mondhälfte verantwortlich zeichnet.

Nun scheint es so, als dass ein Teil des dunklen Ringmaterials einwärts, Richtung Iapetus wandert und dort (ähnlich wie Insekten auf ein fahrendes Auto) auf die führende Mondhemisphäre trifft, um die ursprünglich weiße Oberfläche nach und nach abzudunkeln.

Raumcon:

• Saturn-Thread ab Entdeckung

Der Beitrag Riesiger Geisterring um Saturn erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NASA.

Eine erste Entdeckung machte Cassini bereits am Saturn. Sie entdeckte das zwischen dem A und B Ring des Planeten ein kleiner Abstand ist. Bisher glaubte man das Saturns-Ringe hauptsächlich aus Wassereis besteht und das auch speichert. Cassini belehrt auch hier die Wissenschaftler eines besseren. Sie fand heraus das die Ringe hauptsächlich aus Schmutz besteht und nur wenig Wassereis in ihnen vorkommt. Die Partikel die in dem A und B Ring gefunden wurden gleichen denen des dunklen Materials auf den Saturn-Mond, Phoebe, welcher von Cassini genauestens unter die Lupe genommen wurde. Dies unterstützt die Theorie das die Saturn-Ringe nur Überbleibsel verschiedener Saturn-Monde sind. Im äußersten Ring, dem F-Ring, wurde folglich mehr Schmutz gefunden als in den inneren Ringen.

„In nur zwei Tagen wurde unsere Ansicht über die Ringe komplett überholt“, freut sich Dr. Linda Spilker, eine NASA Technikerin. „Das phoebeähnliche Material ist sehr überraschend. Weiters ist sehr überraschend das die inneren Ringe so „rein“ sind und der Abstand der inneren Ringe, beziehungsweise die äußeren Ringe, so „schmutzig“ sind.“

Ein anderes Instrument Cassinis entdeckte Überreste von Sauerstoff am Rande der Ringe. Die Wissenschaftler versuchen bisher verzweifelt diesen Fund zu begründen. Mit einer Infrarotaufnahme untersuchte Cassini die Zusammensetzung der Ringe und entdeckte hier den Abstand zwischen den Ringen.

Winde auf den Ringplaneten wurden ebenfalls unter die Lupe genommen. Die Stärke dieser Stürme nimmt in Äquator-Nähe dramatisch zu und ändern ihre Stellung pausenlos mit den Wolken. Die Winde sind bis zu 140 Meter pro Sekunde schnell und reichen oft bis in die obere Stratosphäre des Planeten. Dies war der höchste Sturm der auf Saturn jemals beobachtet wurde.
Bereits jetzt, nur zwei Tage nachdem Orbiteintritt, zeigt Cassini wie wertvoll sie ist. Wissenschaftler hoffen auf eine ähnliche Odyssey wie Galileo beim Jupiter.

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