Quelle: High-Tech Gründerfonds (HTGF) 22. Juni 2023.

Baden-Airpark, Rheinmünster, Deutschland – 22. Juni 2023 – ATMOS Space Cargo (ATMOS), ein deutsches NewSpace-Startup, gibt den erfolgreichen Abschluss seiner ersten Finanzierungsrunde in Höhe von 4 Millionen Euro bekannt. Die Runde war überzeichnet, mit Investitionen von führenden Raumfahrt-Investoren wie dem High-Tech Gründerfonds und dem Amadeus APEX Technology Fund sowie Seraphim, E2MC, VENTIS und another.vc. Das Unternehmen ist auf dem besten Weg, Ende 2024 zu seiner ersten Demomission aufzubrechen.

ATMOS ist auf die Entwicklung und Herstellung von wiederverwendbaren Raumkapseln spezialisiert, die in der Lage sind, jede Art von Fracht und Experimenten jeder Größe sicher aus dem Weltraum zurückzubringen. Die patentierten und innovativen Phoenix-Kapseln stellen die erste nachhaltige Lösung für eine Vielzahl von Nutzlasten und Experimenten im Weltraum dar. Sie sind so konzipiert, dass sie Mikrogravitation von drei Stunden bis zu drei Monaten in der Erdumlaufbahn ermöglichen. Dadurch eröffnet die Technologie beispiellose Möglichkeiten für ein breites Spektrum von Anwendungen, darunter biomedizinische und materialwissenschaftliche Forschung, In-Orbit-Demonstration und -Verification (IOD/IOV) sowie die Herstellung von Produkten im Weltraum.

ATMOS wurde von Sebastian Klaus gegründet, einem Luft- und Raumfahrtingenieur (M. Sc.) und Piloten (CPL) mit über 10 Jahren Führungserfahrung als ehemaliger Offizier der Bundeswehr. Sebastian hat mehrere patentierte Technologien für den Wiedereintritt in die Erdatmosphäre entwickelt und eingereicht. Sein erfahrenes Team von Co-Foundern kann auf eine bemerkenswerte Projekterfahrung bei herausragenden Weltraummissionen verweisen.

Der erfolgreiche Abschluss der Seed-Finanzierung markiert einen weiteren wichtigen Meilenstein für ATMOS. Das Unternehmen ist seit 2021 Teil des ESA Business Incubation Centre. 2022 gewann das Unternehmen den Preis für den besten Startup-Pitch auf dem ESA-Investorenforum in Berlin und arbeitet seit mehreren Jahren mit dem Institut für Raumfahrtsysteme Stuttgart, Deutschlands führender akademischer Einrichtung für atmosphärischen Wiedereintritt, zusammen.

Die Seed-Finanzierung in Höhe von 4 Millionen Euro ermöglicht es ATMOS nun, seinen ersten Demonstrationsflug Ende 2024 durchzuführen. Bei diesem Meilensteinflug wird das Unternehmen ein Microgravity-Experiment aus einer niedrigen Erdumlaufbahn mit seiner Phoenix-Rückkehrkapsel zurückbringen.

Sebastian Klaus, CEO und Co-Founder von ATMOS Space Cargo: «Was mich an den Biowissenschaften im Weltraum begeistert, ist, dass jeder auf der Erde davon profitieren kann – und wird. Die vor uns stehende Herausforderung erfolgreich zu meistern erfordert Führungsstärke und das bestmögliche Team. Ich bin stolz darauf, dies mit den fähigsten Co-Foundern zu tun, die ich mir wünschen kann und gleichzeitig den Support von erfahrenen Beratern und erstklassigen Investoren zu bekommen. Jetzt konzentrieren wir uns darauf, vor Ende nächsten Jahres in die Erdumlaufbahn zu gelangen und ebenso sicher zur Erde zurückzukehren. Diese Finanzierung wird uns dorthin bringen.»

Christian Ziach, Principal beim HTGF: «Das Team von ATMOS Space Cargo hat eine nachgewiesene Erfolgsbilanz bei der Durchführung der anspruchsvollsten Luft- und Raumfahrtprojekte, weshalb ich mich freue, diese Finanzierungsrunde zusammen mit dem Amadeus APEX Technology Fund anzuführen. Die von Sebastian Klaus entwickelte Technologie ist nicht nur hochinnovativ, sondern auch extrem skalierbar und herkömmlichen Kapseldesigns in Bezug auf Massen- und Kosteneffizienz überlegen. Die Überlegenheit dieses technologischen Ansatzes wird auch durch das Konsortium global agierender und sehr erfahrener Raumfahrtinvestoren bestätigt. Damit erfüllt ATMOS Space Cargo alle Voraussetzungen, um ein entscheidender Enabler für die wachsende In-Orbit Manufacturing Industrie zu werden.»

Andreas Riegler, Founding Partner bei APEX Ventures: «ATMOS Space Cargo passt zu unserem Engagement, in Spitzentechnologien zu investieren, die den Weltraum nachhaltiger gestalten. Wir sind überzeugt, dass das Unternehmen eine zielgerichtete Vision hat, die den Weltraumtransport vorantreiben wird. Wir sind zuversichtlich, dass diese Finanzierung das Unternehmen zu einem wichtigen Akteur in der globalen Raumfahrtindustrie machen wird.»

Maureen Haverty, Vice President von Seraphim Space: «Wir haben immer wieder gehört, dass der wahre Engpass in der Forschung und Entwicklung im Bereich der Biowissenschaften im Weltraum die Zeit ist, die für den Start und die Rückkehr von der ISS benötigt wird, was die Forschung insgesamt stark verlangsamt. ATMOS Raumkapsel wird dieses Problem lösen und schließlich zu einer regelmäßigen und flexiblen Rückkehr aus dem Weltraum skalieren.»

Raphael Röttgen, Managing Partner E2MC: «Die Fertigung und Produktion im Weltraum, insbesondere für die Biowissenschaften, birgt ein erhebliches wirtschaftliches Potenzial sowie eine Vielzahl positiver Auswirkungen. Das ATMOS-Team und seine einzigartige Technologie haben alles, um eine regelmäßige, kommerzielle Fertigung im Weltraum und die Rückkehr zur Erde Realität werden zu lassen. Wir freuen uns, ihnen dabei helfen zu können.»

Über ATMOS Space Cargo
ATMOS Space Cargo GmbH ist spezialisiert auf die Entwicklung und Herstellung von Technologien zur Rückführung von Fracht jeder Größe aus dem Weltraum, von Experimenten in der Mikrogravitation über kommerzielle Produkte bis hin zu ganzen Raketenstufen.

ATMOS website: atmos-space-cargo.com.

Über den High-Tech Gründerfonds
Der Seedinvestor High-Tech Gründerfonds (HTGF) finanziert Technologie-Start-ups mit Wachstumspotential und hat seit 2005 mehr als 700 Start-ups begleitet. Mit dem Start des vierten Fonds hat der HTGF rund 1,4 Milliarden Euro under Management. Das Team aus erfahrenen Investment Managern und Start-up-Experten unterstützt die jungen Unternehmen mit Know-how, Unternehmergeist und Leidenschaft. Der Fokus liegt auf High-Tech Gründungen aus den Bereichen Digital Tech, Industrial-Tech, Life Sciences, Chemie und angrenzende Geschäftsfelder. Mehr als 4,5 Milliarden Euro Kapital investierten externe Investoren bislang in mehr als 2.000 Folgefinanzierungsrunden in das HTGF-Portfolio. Außerdem hat der Fonds bereits Anteile an mehr als 160 Unternehmen erfolgreich verkauft.
 
Zu den Fondsinvestoren der Public-Private-Partnership zählen das Bundesministerium für Wirtschaft und Klimaschutz, die KfW Capital sowie 45 Unternehmen aus unterschiedlichsten Branchen. 

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Universität Kopenhagen, Nature.

Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity landete am 6. August 2012 im Inneren des 154 Kilometer durchmessenden „Gale-Kraters“ und untersucht seitdem – entsprechend seinen wissenschaftlichen Zielsetzungen – unter anderem, ob der äußere Nachbarplanet der Erde einstmals Bedingungen aufwies, welche prinzipiell die Entstehung von primitiven Lebensformen begünstigt haben könnten.

Neben dem erst im Jahr 2014 erfolgten definitiven Nachweis von geringen Mengen an Methan und organischem Material (Raumfahrer.net berichtete) konnte dabei bereits im Frühjahr 2013 festgestellt werden, dass der Mars in der Frühzeit seiner Entwicklung tatsächlich über die für die Entstehung von Leben notwendigen Umweltbedingungen verfügte. Die weiteren Untersuchungen zeigten zudem, dass der Gale-Krater einstmals durch die langfristig erfolgte Einwirkung von flüssigen Wasser geformt wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Nicht nur durch die Untersuchungen des Rovers Curiosity gilt es inzwischen als gesichert, dass sich auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten einstmals große Mengen an flüssigen Wasser befanden, welches dort zudem lange genug vorhanden war, um mit den Gesteinen der Marsoberfläche zu interagieren und diese dabei auch chemisch zu verändern. Aktuelle Studien gehen dabei von einer einstmals vorhandenen Wassermenge von mindestens 20 Millionen Kubikkilometern aus (Raumfahrer.net berichtete).

Zu dieser Zeit verfügte der Mars noch über eine dichtere und ‚wärmere‘ Atmosphäre, als dies in der Gegenwart der Fall ist. Aus bisher noch nicht vollständig verstandenen Gründen ‚verlor‘ der Mars jedoch vor mehr als drei Milliarden Jahren den Großteil dieser Atmosphäre. Seitdem – so die bisherige These – kann auf dem Mars aufgrund der dort mittlerweile gegebenen Atmosphären- und Temperaturbedingungen das dort immer noch vorhandene Wasser lediglich im festen oder im gasförmigen Aggregatzustand in Form von Wassereis oder von Wasserdampf auftreten.

Perchlorate + Wasserdampf = Flüssiges Salzwasser?
Ein kleiner ‚Trick der Natur‘ könnte jedoch dafür verantwortlich sein, dass auch trotz der derzeitigen Umweltbedingungen zumindestens zeitweilig flüssiges Wasser auf dem Mars – und dort direkt auf beziehungsweise unmittelbar unter der Oberfläche – vorhanden sein könnte. Hierfür verantwortlich könnten Perchlorat-Salze sein, welche von ihren Eigenschaften her stark hygroskopisch wirken.

Bei einem der in der Marsatmosphäre vorhandenen Spurengase handelt es sich um Wasserdampf, welcher dort mit einem Mengenanteil von durchschnittlich etwa 210 ppm vertreten ist. Dieser Wasserdampf könnte mit den auf beziehungsweise unmittelbar unter der Marsoberfläche konzentrierten Perchlorat-Salzen in Verbindung treten, wodurch der Gefrierpunkt des Wassers unter den üblichen Punkt abgesenkt wird. Statt einer festen Eisschicht könnte sich somit eine flüssige Salzlauge bilden.

Erste Indizien für einen derartigen Prozess ergaben sich bereits im Sommer 2008 im Rahmen der damaligen Marslander-Mission Phoenix der NASA (Raumfahrer.net berichtete). Wasser mit einem sehr hohen Anteil an Perchlorat-Salzen, so die an der Phoenix-Mission beteiligten Wissenschaftler, könnte auf dem Mars über einen sehr niedrigen Gefrierpunkt verfügen. Die Perchlorat-Salze könnten zu einem besonders intensiven Frostschutzeffekt beitragen und bei einer extrem hohem Beimischung noch bis zu einer Temperatur von minus 70 Grad Celsius das Vorhandensein von flüssigem Wasser ermöglichen.

Die diversen Lander- und Rovermissionen der NASA auf dem Mars haben in der Vergangenheit eine Vielzahl an Hinweisen darauf geliefert, dass Perchlorat-Salze offenbar in weiten Bereichen auf der Marsoberfläche vorhanden sind. Jetzt konnte auch der Rover Curiosity diese Salze eindeutig nachweisen. Die in den vergangenen Jahren mit der Wetterstation REMS – einem der zehn wissenschaftlichen Instrumente des Rovers – gewonnenen Daten zeigen zudem ergänzend zu diesem Perchlorat-Nachweis, dass im Bereich des Gale-Kraters bezüglich der Luftfeuchtigkeits- und Temperaturwerte zeitweise Bedingungen vorherrschen, welche die Bildung von stark salzhaltigen wässrigen Lösungen denkbar erscheinen lassen.

„Wir haben [im Bereich des Gale-Kraters] Calcium-Perchlorate im Boden entdeckt und unter den richtigen Voraussetzungen können diese Salze Wasser aus der Atmosphäre absorbieren“, so Morten Bo Madsen von der Universität Kopenhagen, einer der an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler. „Diese Bedingungen herrschen dort speziell während der Wintermonate in der Nacht und unmittelbar nach Sonnenaufgang vor.“
In der Zeit nach dem Sonnenuntergang schlägt sich ein Teil der Luftfeuchtigkeit der Marsatmosphäre demzufolge in Form von Bodenfrost auf der Planetenoberfläche nieder, interagiert dort mit den hier befindlichen Calcium-Perchloraten und wird im Rahmen dieses Prozesses durch den hohen Salzanteil zu ‚flüssigem Wasser‘. Erst mit dem erneuten Tagesanbruch und den dabei auftretenden höheren Temperaturen ‚verflüchtigt‘ sich das Wasser wieder und gelangt erneut als Wasserdampf in die Atmosphäre.

„Aufgrund der Porosität des Untergrundes kann dieses flüssige Wasser in die Tiefe sickern und sich dort weiter ausbreiten“, so Morten Bo Madsen weiter. Die Messungen von Curiosity zeigten in den obersten 15 Zentimetern der Marsoberfläche verschiedene Auffälligkeiten, welche diese Hypothese eines aktiven Wasserkreislaufs untermauern. Allerdings sind weitere Analysen und Datenauswertungen notwendig, um die hierbei aktiven Prozesse zu entschlüsseln und zu bewerten.

Derzeitiges Leben auf dem Mars?
Flüssiges Wasser ist nach dem derzeitigen Wissensstand eine der unabdingbaren Grundvoraussetzungen dafür, dass sich Leben zunächst bilden, dann erhalten und anschließend weiter entwickeln kann. Trotzdem darf die jetzt erfolgte Entdeckung des Marsrovers Curiosity nicht überbewertet werden.

„Wir haben diese Wassersohlen nicht direkt gemessen, sondern aufgrund der bisherigen Daten lediglich die Wahrscheinlichkeit von deren Existenz kalkuliert“, so Dr. Ashwin Vasavada, der Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien.

Selbst wenn es zutreffen sollte, dass sich zeitweise auf beziehungsweise unmittelbar unter der Oberfläche in den äquatorialen Breiten unseres Nachbarplaneten flüssiges Wasser befindet, so wäre der Mars doch immer noch ein denkbar ungeeigneter Ort für selbst extremophile Lebensformen. Die derzeitigen Umweltbedingungen auf dem Mars – zum Beispiel die hohen Werte der kosmischen Strahlung, die selbst in den Sommermonaten niedrigen Temperaturen und die immer noch geringe Wassermenge dieses eher ‚bescheidenen‘ Wasserkreislaufs – sind nicht geeignet, um zumindest im Bereich der obersten Bodenschichten dauerhaft existierendes Leben zu beherbergen.

Diese hier nur kurz vorgestellten Erkenntnisse der Curiosity-Mission wurden von F. Javier Martin-Torres et al. unter dem Titel „Transient liquid water and water activity at Gale Crater on Mars“ kürzlich in der Fachzeitschrift Nature Geoscience publiziert.

Bis zum heutigen Tag, dem Sol 956 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity mehr als 10.150 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 230.578 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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Fachartikel von F. Javier Martin-Torres et al.:

• Transient liquid water and water activity at Gale Crater on Mars (Abstract, engl.)

Der Beitrag Curiosity: Zeitweise Wasser auf der Marsoberfläche? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Neben verschiedenen Spurengasen wie zum Beispiel Sauerstoff, Kohlenmonoxid, Wasserdampf oder auch Methan besteht die Atmosphäre des Mars zum überwiegenden Teil aus Kohlendioxid, welches dabei mit einen Anteil von 95,32 Prozent vertreten ist. Zwei weitere bedeutende Bestandteile der Marsatmosphäre sind Stickstoff (2,7 Prozent) sowie das mit einem Mengenanteil von 1,6 Prozent vorhandene Edelgas Argon. Diese Mengenanteile sind jedoch nicht konstant, sondern sie verändern sich vielmehr in einem bestimmten, jahreszeitlich bedingten Rhythmus.

Ähnlich wie die Polarregionen der Erde sind auch der Nordpol und der Südpol des Mars von zwei geschlossenen Eiskappen bedeckt. Während des Marswinters speisen sich diese Polarkappen in erster Linie aus gefrorenem Kohlendioxid, welches aufgrund der in dieser Jahreszeit auftretenden niedrigen Lufttemperaturen von bis zu minus 130 Grad Celsius in einem großen Umfang aus der Atmosphäre ausfriert und sich in Form von Trockeneis im Bereich des jeweiligen Pols ablagert.

Die nördliche Polarkappe des Mars dehnt sich während des dortigen Winters bis zu einer nördlichen Breite von etwa 70 Grad aus. Während des vergleichsweise warmen Marssommers sublimiert das Trockeneis wieder und wird erneut ein Bestandteil der Marsatmosphäre. Zurück bleibt eine deutlich kleinere Polarkappe aus gefrorenem Wassereis.

Für die lediglich saisonal auftretenden Ablagerungen des Trockeneises im Bereich der Marspole existieren zwei Quellen. Ein Teil des in der Atmosphäre enthaltenen Kohlendioxids kondensiert – ähnlich wie sich auf der Erde bei klarem, kalten Wetter eine Frostschicht auf dem Boden bildet – direkt an der Planetenoberfläche. Teile des restlichen Gases gefrieren dagegen in der Atmosphäre zu winzigen Eiskristallen, aus denen sich Wolken bilden. Unter entsprechenden Bedingungen können diese Kristalle dann als Schnee auf die Oberfläche niedergehen. Die Berechnungen der Wissenschaftler legen nahe, dass insgesamt etwa die Hälfte des saisonalen Eises in Form von Schneekristallen auf die Oberfläche fällt.

Bereits im Jahr 2004 konnten Marsforscher anhand von Daten der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in der Atmosphäre unseres äußeren Nachbarplaneten aus Kohlendioxideis bestehende Wolken nachweisen (Raumfahrer.net berichtete). Ein aus den auf dem Mars auftretenden Wolken hervorgehender „Schneefall“ konnte erstmals im September 2008 durch den von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marslander Phoenix im Bereich des marsianischen Nordpols nachgewiesen werden.

Eines der Instrumente des Marslanders, ein LIDAR, konnte dabei in einer Höhe von etwa vier Kilometern über der Marsoberfläche Wolkenformationen ausmachen, aus denen Eiskristalle in Richtung Oberfläche abfielen. Im Jahr 2012 zeigte sich anhand von Daten, welche durch den NASA-Orbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) aufgezeichnet wurden, dass auch im Bereich des Südpols Wolken auftreten, in denen sich Trockeneiskristalle bilden, welche anschließend auf die Oberfläche abschneien.

In einer aktuellen Studie haben Wissenschaftler von der Tohoku-Universität in Sendai/Japan und vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau jetzt erstmals eine Verbindung zwischen dem Auftreten solcher Eiswolken und einem periodisch auftretenden Wetterphänomen hergestellt. Während des Marswinters erfolgt eine periodisch auftretende Veränderung von Druck, Temperatur, Windrichtung und Windstärke, welche sich dann mit einer großen Regelmäßigkeit wellenartig über den Planeten ausbreitet.

„Dieses Phänomen ist [in dieser Form] auf dem Mars einzigartig“, so Dr. Alexander S. Medvedev vom MPS, einer der an dieser Arbeit beteiligten Planetenforscher. Diese sogenannten „planetaren Wellen“ sind zwar ein auch in der irdischen Meteorologie auftretendes Phänomen. Allerdings fallen die damit verbundenen Druck- und Temperaturschwankungen in der unteren Erdatmosphäre deutlich schwächer aus als vergleichbare Ereignisse auf dem Mars. Zudem treten diese Wellen in der Erdatmosphäre weit weniger regelmäßig auf, so dass der Wellencharakter nicht so stark ausgeprägt erscheint.

„Auf der Nordhalbkugel des Mars treten diese Wellen in der Zeit von Herbst bis Frühling mit einer bemerkenswerten Verlässlichkeit auf“, so Dr. Alexander Medvedev weiter. Sie breiten sich in die östliche Richtung aus und zeigen dabei eine regelmäßige Periode von fünf bis sechs Tagen. Nahe an der Oberfläche lassen sich zusätzlich Wellen mit einer höheren Frequenz beobachten.

Bedingt durch diese Schwankungen fällt die Temperatur in der Marsatmosphäre während der kalten Jahreszeit regelmäßig auf Werte unterhalb von minus 128 Grad Celsius. Dies ist die Temperatur, bei der gasförmiges Kohlendioxid auf dem Mars gefriert. Die Berechnungen der Wissenschaftler zeigen, dass sich überall dort, wo die Temperaturen entsprechend tief absinken, winzige Eiskristalle aus gefrorenem Kohlendioxid bilden und zu Eiswolken konzentrieren.

„Die Eiswolken treten nördlich von 70 Grad nördlicher Breite in allen Luftschichten bis zu 40 Kilometern Höhe auf“, so Dr. Paul Hartogh vom MPS, ein weiterer an dieser Arbeit beteiligter Forscher. Unterhalb von 20 Kilometern Höhe fallen die Kristalle dann als Schnee auf die Planetenoberfläche. Nach Ansicht der an der Studie beteiligten Wissenschaftler könnten die neuen Erkenntnisse dabei helfen, Kohlendioxid-Schneeschauer auf dem Mars für einen Zeitraum von mehreren Wochen vorherzusagen.

„Aus eigener Erfahrung weiß jeder, dass auf der Erde verlässliche Wettervorhersagen nur für eine Zeitspanne von fünf bis maximal sieben Tagen möglich sind“, so Dr. Medvedev. „Es ist schlicht unmöglich zu berechnen, ob es irgendwo auf der Erde in 20 oder 40 Tagen schneien wird.“

Aufgrund der jetzt nachgewiesenen Regelmäßigkeit der in der Marsatmosphäre auftretenden planetaren Wellen gestaltet sich die Situation auf dem Mars jedoch anders. Die Berechnungen der an der Studie beteiligten Wissenschaftler zeigen, dass sich für bestimmte Regionen der nördlichen Hemisphäre des Mars die dort auftretenden Schneefälle weit im Voraus vorhersagen lassen können. Für ihre Simulationen nutzten die Wissenschaftler ein gängiges Klimamodell, welches an die speziellen Umweltbedingungen auf dem Mars angepasst wurde.

„Die Rechnungen müssen vor allem die große Menge an Staub berücksichtigen, der sich in der Atmosphäre des roten Planeten findet“, so Dr. Takeshi Kuroda von der Tohoku-Universität in Sendai/Japan, der Erstautor der Studie. Vergleiche der berechneten Temperaturen und Eiskristalldichten mit entsprechenden Messdaten des Mars Reconnaissance Orbiter zeigten dabei gute Übereinstimmungen.

Die Studie, welche am 29. April 2013 unter dem Titel „Carbon dioxide ice clouds, snowfalls, and baroclinic waves in the northern winter polar atmosphere of Mars“ in der Fachzeitschrift „Geophysical Research Litter“ veröffentlicht wurde, könnte laut den beteiligten Wissenschaftlern besonders für zukünftige Marsmissionen von Bedeutung sein, mit denen die Nordhemisphäre des Mars und dessen Polarregion untersucht werden sollen. Durch entsprechend langfristige Vorhersagen von Schneeschauern könnten die Aktivitäten so geplant werden, dass diese den zu erwartenden Wetterbedingungen angepasst werden.

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Fachartikel von Takeshi Kuroda et al.:

• Carbon dioxide ice clouds, snowfalls, and baroclinic waves in the northern winter polar atmosphere of Mars (Abstract, engl.)

Wöchentliche Wetterberichte vom Mars:

• Malin Space Science Systems (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, University of Arizona, Imperial College London. Vertont von Karl Urban.

Nach seinem Start von der Erde am 10. Juni 2003 erreichte der Rover Spirit am 4. Januar 2004 den Mars. Die Landekonstruktion setzte sich aus einem vorderen Hitzeschutzschild, einem hinteren Schutzschild und einer Landeplattform zusammen, welche mit ihren dreieckigen Paneelen auch den Rover umhüllte. Die Sonde trat in die Marsatmosphäre ein und wurde, geschützt durch den Hitzeschild, durch die dabei entstehende Reibung zunächst bis auf Schallgeschwindigkeit abgebremst. Anschließend öffnete sich ein Landefallschirm. Kurz vor dem Aufprall auf der Marsoberfläche entfalteten sich schließlich mehrere Airbags, welche den Aufprall abfederten (Raumfahrer.net berichtete).

Nachdem Spirit zur Ruhe gekommen war, wurden zunächst die Airbags entleert und die Landeplattform entfaltet. Bereits wenige Tage später verließ der Rover diese Landeplattform und begann seine mehrere Jahre andauernde Untersuchung eines Teilbereichs des rund 166 Kilometer durchmessenden Gusev-Kraters. Und obwohl die direkte Vor-Ort-Untersuchung des Gusev-Kraters nach dem Ende der Spirit-Mission mittlerweile abgeschlossen ist, befindet sich diese Region unseres Nachbarplaneten immer noch im Fokus der Planetenforscher.
Eine der Möglichkeiten für eine Fortsetzung der Untersuchungen bietet sich durch die HiRISE-Kamera, der Hauptkamera an Bord des von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Dieser umkreist den Mars bereits seit dem März 2006 und liefert dabei fast täglich neue, faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera erreicht mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung der Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, Veränderungen auf der Marsoberfläche zu beobachten und näher zu untersuchen.

Es blieb im Laufe der letzten Jahre nicht aus, dass auch der Rover Spirit bereits mehrfach auf den Aufnahmen der HiRISE-Kamera zu erkennen war. Eher selten wurde dagegen die Landeplattform des Rovers abgebildet. Bei einem am 29. Januar 2012 erfolgten Überflug des Gusev-Kraters konnte die HiRISE-Kamera diese Landeplattform jetzt erstmals in Farbe aufnehmen. Die Plattform ist auf dieser Aufnahme als kleiner heller Fleck am unteren linken Bildrand zu erkennen. Der leicht rötliche Farbton der Landeplattform wird durch Staubablagerungen hervorgerufen, welche sich im Laufe der vergangenen Jahre auf dieser abgesetzt haben.

Dominiert wird die Szenerie jedoch von dem etwa 200 Meter durchmessenden Bonneville-Krater, welcher von Spirit im März 2004 näher untersucht wurde. Sehr gut kommen auf dieser Aufnahme auch die verschiedenen Strukturen aus Sanddünen zur Geltung, welche sich im Laufe der Zeit im Inneren des Kraters angehäuft haben. Deren Ausrichtung und Morphologie erlaubt den Wissenschaftlern Einblicke in die zumindest in der jüngeren Vergangenheit vorherrschenden Windrichtungen.

Am nördlichen (oberen) Rand des Kraters ist außerdem als ein kleiner heller Punkt das Hitzeschild zu erkennen, welches die Landestation beim Atmosphärenabstieg vor der Reibungshitze geschützt hat und das nach seiner Absprengung von der Landeapparatur separat auf der Marsoberfläche niederging. Aus einer Überflughöhe von 262,7 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera eine Auflösung von 26,3 Zentimetern pro Pixel.

Eine zweite Aufnahme einer mittlerweile leider ebenfalls nicht mehr aktiven Marsmission gelang der HiRISE-Kamera bereits drei Tage zuvor. Bei der Abbildung der den Marsnordpol umgebenden Tiefebene Vastitas Borealis gelangte auch das dort gelegene „Green Valley“, das Landegebiet des im Jahr 2008 aktiven Marslanders Phoenix, in den Aufnahmebereich der Kamera. Aus einer Überflughöhe von 313,3 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera hierbei eine Auflösung von 31,3 Zentimetern pro Pixel.
Auch das Landegebiet von Phoenix wird von den Kameras und Spektrometern der verschiedenen Marsorbiter immer wieder neu abgebildet. Das aktuelle Bild der HiRISE-Kamera diente der Abbildung von Frostablagerungen auf der Marsoberfläche und ist Bestandteil einer kontinuierlich erfolgenden Beobachtung dieser Region. Speziell in den Polarregionen des Mars erfolgt eine regelmäßig stattfindende und von den Jahreszeiten abhängige Veränderung der Oberfläche, welche durch die Kameraaufnahmen dokumentiert werden soll.

Obwohl die Missionen von Spirit und Phoenix jetzt bereits seit mehreren Jahren offiziell beendet sind, sind die an diesen beiden überaus erfolgreichen Missionen beteiligten Wissenschaftler immer noch mit der Auswertung der dabei gewonnenen Daten beschäftigt. Erst vor kurzem wurde zum Beispiel eine Studie publiziert, welche sich auf die Untersuchung des Bodens in der unmittelbaren Umgebung von Phoenix konzentrierte. Die mineralogische Zusammensetzung des Bodens zeigt, dass auf dem Mars seit mindestens 600 Millionen Jahren eine extreme Trockenheit herrscht, so die Ergebnisse des Wissenschaftlerteams um Dr. W. T. Pike vom Imperial College London. Und selbst unter günstigsten Bedingungen könne der Marsboden im Bereich des „Green Valley“ maximal über einen Zeitraum von 5.000 Jahre dem Einfluss von flüssigem Wasser ausgesetzt gewesen sein.

Bei den beiden hier kurz vorgestellten Aufnahmen handelt es sich um zwei von bisher insgesamt über 21.000 Aufnahmen der HiRISE-Kamera, welche auf der Internetseite der University of Arizona einsehbar sind.

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

Der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marslander Phoenix war im Mai 2008 in der Nordpolarregion des Mars gelandet und hat anschließend über einen Zeitraum von 5 Monaten mit verschiedenen Instrumenten Daten gesammelt, deren Auswertung immer noch andauert. Die jetzt am vergangenen Freitag in der Fachzeitschrift „Science“ publizierten Forschungsergebnisse beruhen auf einer im Rahmen dieser überaus erfolgreichen Mission durchgeführten Untersuchung des in der Marsatmosphäre enthaltenen Kohlenstoffdioxids, welches mit einem Anteil von etwa 95,3 Prozent deren Hauptbestandteil ausmacht. In dem Artikel werden die gemessenen Isotopenverhältnisse und die sich daraus ergebenden möglichen Zusammenhänge von Kohlenstoffdioxid, Wasser und Vulkanismus beschrieben.

„Das in der Marsatmosphäre enthaltene Kohlenstoffdioxid stellt für uns so etwas wie einen chemischen Spion dar“, erläutert Paul Niles, Mitarbeiter am Johnson Space Center der NASA in Houston/USA und Hauptautor der in „Science“ veröffentlichten Studie, die Messungen. „Es kommt mit allen Bereichen der Marsoberfläche in Berührung und kann uns daher auch etwas über die Vergangenheit der Oberfläche und das Vorhandensein von Wasser verraten.“

Kombiniert mit anderen Daten kann daraus ein Modell über die Geschichte von Wasser, Vulkanismus und der Entwicklung der Atmosphäre sowie der verschiedenen Klimazyklen auf dem Mars erstellt werden. Zu diesem Zweck hat Phoenix die Isotopenverhältnisse der im Kohlenstoffdioxid enthaltenen Elemente Kohlenstoff und Sauerstoff bestimmt. Bei Isotopen handelt es sich um die verschiedenen Varianten eines Elementes, welche ein unterschiedliches Atomgewicht aufweisen. „Isotope liefern eine chemische Signatur, welche uns verrät, wo genau etwas hergekommen ist und welche Prozesse dabei abliefen“, so Paul Niles weiter.

Die entsprechenden Messungen wurden mit dem Evolved Gas Analyser (EGA), einem speziellen Massenspektrometer, welches ein Bestandteil des TEGA-Experiments an Bord des Marslanders war, durchgeführt. Die dabei gewonnenen chemischen Signaturen deuten darauf hin, dass flüssiges Wasser auf dem Mars in der Vergangenheit in erster Linie anscheinend bei Temperaturen knapp über dem Gefrierpunkt existierte und dass das Auftreten von Hydrothermalquellen wie etwa im Yellowstone-Nationalpark in Nordamerika in der Vergangenheit des Mars nur relativ selten eine Rolle spielte.

Zudem deuten die Messergebnisse darauf hin, dass der Mars bis in die Gegenwart hinein aktiver gewesen sein muss als bisher angenommen und, im geologisch betrachteten Maßstab, bis in die jüngste Vergangenheit der Kohlenstoffdioxidanteil in der Marsatmosphäre aufgefrischt wurde. Dieses Kohlenstoffdioxid muss wiederum mit auf der Planetenoberfläche befindlichen Wasser reagiert haben.

Wegen der auf dem Mars herrschenden geringen Anziehungskraft, sie beträgt lediglich etwa 35 Prozent der Anziehungskraft der Erde, und dem Fehlen eines globalen Magnetfeldes entweicht das in der Marsatmosphäre enthaltene Kohlenstoffdioxid mit der Zeit ins Weltall. Dieser Atmosphärenverlust sollte laut verschiedener Computersimulationen eher Verbindungen mit dem leichteren Isotop Kohlenstoff-12 als solche mit dem schwereren Kohlenstoff-13 betreffen.

Wäre in der Vergangenheit kein Nachschub an weiterem Kohlenstoffdioxid erfolgt, so hätte der Evolved Gas Analyser ein anderes Verhältnis von Kohlenstoff-12 zu Kohlenstoff-13 mit einem deutlich höheren Anteil an Kohlenstoff-13 detektieren müssen als dies bei den Phoenix-Messungen der Fall war. Unterstützt wird diese Annahme durch die Analyse von mehreren auf der Erde aufgefundenen Marsmeteoriten. In Gaseinschlüssen innerhalb dieser mehrere hundert Millionen bis einige Milliarden Jahre alten Meteoriten konnte ein erhöhter Anteil des Kohlenstoff-13-Isotops nachgewiesen werden.

Das jetzt nachgewiesene und nicht den Erwartungen entsprechende Verhältnis von Kohlenstoff-12 zu Kohlenstoff-13, so die Interpretation des Wissenschaftlerteams um Paul Niles, deutet darauf hin, dass es auf dem Mars noch in geologisch jüngerer Vergangenheit einen aktiven Vulkanismus gegeben haben muss. Im Verlauf eines vulkanischen Entgasungsprozesses wurde dabei weiteres Kohlenstoffdioxid aus dem Inneren des Planeten in die Atmosphäre befördert und der Anteil an Kohlenstoff-12 aufgefüllt.

Auffällig war hierbei jedoch, dass die ebenfalls im Kohlenstoffdioxid vorhandenen Isotope Sauerstoff-16 und Sauerstoff-18 keine vulkanischen Signaturen aufwiesen. Diese fehlenden Signaturen lassen sich nach Ansicht der Wissenschaftler am besten damit erklären, dass das Kohlenstoffdioxid nach seiner Freisetzung mit auf der Planetenoberfläche vorhandenem Wasser reagiert haben muss, was letztlich zu einer Veränderung des Isotopenverhältnisses geführt hat.

Dies könnte ein weiteres Indiz für die Theorie sein, dass der Mars in der Gegenwart in geologischer Hinsicht keinesfalls inaktiv ist. Die letzte größere Phase vulkanischer Aktivität liegt zwar bereits 130 bis 70 Millionen Jahre zurück, allerdings haben im Jahr 2004 erfolgte Studien Hinweise darauf geliefert, dass der Marsvulkan Hecates Tholus in der Elysium-Vulkanregion noch vor fünf Millionen Jahren aktiv gewesen sein könnte. Olympus Mons, mit einer Gipfelhöhe von 26,4 Kilometern nicht nur der höchste Vulkan des Mars, sondern auch gesamten Sonnensystems, könnte sogar noch vor zwei Millionen Jahren seine bisher letzte Aktivitätsphase durchlebt haben.

Paul Niles und seine Teamkollegen vermuten daher, dass in der jüngeren Vergangenheit zumindestens noch so viel Wasser auf der Marsoberfläche vorhanden war, dass dieses das in der Atmosphäre des Planeten enthaltene Kohlenstoffdioxid merkliche beeinflusste. Die Studie liefert keine Hinweise darauf, bis zu welchem Zeitpunkt flüssiges Wasser und Vulkanismus auf dem Mars vorhanden gewesen sein könnten. Beides würde aber laut der Meinung der Wissenschaftler die bisher beste Erklärung für die nachgewiesenen Isotopenverhältnisse liefern.

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• Zusammenfassung der Veröffentlichung (engl.)

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

Nach seiner Landung auf dem Mars am 25. Mai 2008 untersuchte der Lander Phoenix fünf Monate lang die Umgebung seines Landegebietes in der nördlichen Tiefebene des Mars. Neben dem direkten Nachweis von Wassereis bestanden seine Aufgaben in der chemischen Analyse von Bodenproben und der Studie der meteorologischen Verhältnisse in der Nordpolarregion des Mars. Die Landestelle bei 68,22 Grad nördlicher Breite hatte allerdings für den ausschließlich mit Solarenergie betriebenen Lander den Nachteil, dass mit dem Einsetzen des Herbstes auf der Nordhälfte des Mars und der damit verbundenen immer geringeren täglichen Einstrahlung von Sonnenlicht nicht mehr genügend Energie generiert werden konnte. Als dann im Oktober 2008 zusätzlich auch noch ein Sandsturm das einfallende Sonnenlicht dämpfte, brach die Energieversorgung von Phoenix zusammen. Am 2. November 2008 gelang es zum letzten Mal, eine Funkverbindung herzustellen. Da alle weiteren Versuche einer Kontaktaufnahme erfolglos verliefen, erklärte die NASA die Phoenix-Mission am 10. November 2008 offiziell für beendet.
In den folgenden Monaten sanken die Temperaturen in der Umgebung von Phoenix auf unter minus 125 Grad Celsius ab. Im April 2009 setzte zusätzlich die Polarnacht ein und der Lander war für die folgenden Monate in vollständige Dunkelheit gehüllt. Unter diesen Bedingungen lagert sich das in der Marsatmosphäre enthaltene Kohlendioxid als Eis auf der Oberfläche ab. Dadurch dürfte auch Phoenix von einer bis zu 30 Zentimeter dicken Schicht aus Kohlendioxid-Eis bedeckt worden sein. Dies waren mechanische und thermische Bedingungen jenseits dessen, wofür Phoenix einst konzipiert, gebaut und getestet wurde.

Trotzdem gab man bei der amerikanischen Weltraumbehörde die Hoffnung nicht auf und begann Anfang dieses Jahres mit einer Suche nach Lebenszeichen von dem Lander (Raumfahrer.net berichtete). Allerdings blieben die bisher erfolgten drei Horchkampagnen des NASA-Orbiters Mars Odyssey erfolglos. Bei 30 Überflügen im Januar, 60 Überflügen im Februar und weiteren 60 im April konnte der Orbiter keine Funksignale von Phoenix auffangen. Trotzdem startete man vor einer Woche eine weitere und diesmal letzte Suchaktion nach Signalen des Landers. Am 14. Mai 2010 fand auf dem Mars die Sonnenwende statt. An diesem Tag erreichte also die Sonne auf der nördlichen Planetenhemisphäre ihren höchsten Stand, so dass die zwei Solarpaneele von Phoenix theoretisch die größtmögliche Sonneneinstrahlung empfangen und in Energie umwandeln konnten. Spätestens unter diesen Bedingungen, so die Hoffnungen am JPL, sollte der Lander in der Lage sein, die Kommunikation mit der Erde erneut aufzunehmen.

Zwischen dem 17. und 21. Mai 2010 hat der Orbiter Mars Odyssey den Landeplatz von Phoenix in der nördlichen Tiefebene des Mars erneut 61 Mal überflogen und dabei auch nach Signalen des Landers gehorcht. Leider konnte auch bei diesen Überflügen kein Signal des Landers empfangen werden. Eine am 7. Mai 2010 von der HiRISE-Kamera des von der NASA betriebenen Marssatelliten Mars Reconnaissance Orbiter angefertigte Aufnahme liefert auch den vermutlichen Grund für das Schweigen des Orbiters.

„Die Bilder, welche direkt nach der Landung [von Phoenix] aufgenommen wurden, und die aktuellen Bilder unterscheiden sich dramatisch“, so Michael Mellon von der University of Boulder. „Der Lander erscheint jetzt schmaler und dieser Unterschied kann nur teilweise mit Staubablagerungen erklärt werden, welche seine Umrisse mit der Planetenoberfläche verschmelzen lassen.“ Die offensichtlichen Veränderungen im Schattenwurf des Landers lassen sich mit den Annahmen vereinbaren, welche bereits früher zu der Befürchtung Anlass gaben, dass das enorme Gewicht der Trockeneis-Ablagerungen zu einem Abbrechen der Solarpaneele des Landers führen könnte. Mellon kalkuliert die durch die bis zu 30 Zentimeter dicken Ablagerungen entstandene zusätzliche Masse auf mehrere hundert Kilogramm während der kältesten Phase des Winters.
Die im Jahr 2008 unmittelbar nach der Landung angefertigte Aufnahme des Landers zeigt zwei relativ deutlich erkennbare Solarpaneele an den Seiten von Phoenix. In der aktuellen Aufnahme ist dagegen nur ein dunkler Schatten erkennbar. Dieser wird von den Wissenschaftlern des JPL als der Schatten des Landers und dessen östlichem, also rechts gelegenem Solarpaneel angesehen. Der links gelegene, westliche Solarzellen-Ausleger wirft dagegen keinen Schatten mehr und dürfte daher, so die Schlussfolgerung, dem Gewicht des Trockeneises nicht standgehalten haben. Diese eindeutige Beeinträchtigung der Energiegewinnung sowie die des Weiteren daraus resultierenden Beschädigungen der Struktur des Landers sind somit das endgültige Aus dieser äußerst erfolgreichen Mars-Mission der NASA.
Im Verlauf seiner insgesamt fünf Monate andauernden Untersuchungen seines Landegebietes in der nördlichen Marshemisphäre entdeckte Phoenix oberflächennahe Ablagerungen von Wassereis. Außerdem wies der Lander Kalziumkarbonat nach, welches auf ein zumindest zeitweises Vorhandensein von flüssigem Wasser schließen lässt. Die Bodenchemie des Mars, so die gewonnenen Erkenntnisse, ermöglicht theoretisch die Entstehung von Leben. Weitere wichtige Erkenntnisse konnten durch diese Mission in Bezug auf die Meteorologie des Mars gewonnen werden. Eine Wetterstation lieferte durchgehend Daten über die Temperaturen, Windgeschwindigkeiten, Windrichtungen und den Luftdruck in der bodennahen Atmosphäre. Außerdem konnte der Lander mittels seines LIDAR-Instrumentes erstmals in der Geschichte der Marsforschung Schneefall auf unserem äußeren Nachbarplaneten nachweisen.

Die überraschendste Entdeckung der Mission war jedoch wahrscheinlich die hohe Konzentration von Perchloraten im Boden. Dieses stark hygroskopische Salz könnte sogar dazu führen, dass sich selbst unter den heutigen Umweltbedingungen zumindest zeitweise flüssiges Wasser auf dem Mars halten könnte (Raumfahrer_net berichtete). Eine ausführlichere Zusammenfassung der durch diese Mission gewonnenen Ergebnisse finden Sie hier.

Und nicht vergessen sollte man in diesem Zusammenhang auch die vielen Tausend Bilder von der Marsoberfläche, welche der interessierten Öffentlichkeit vom JPL, der NASA und der University of Arizona sozusagen in Echtzeit via Internet zur Verfügung gestellt wurden. Zum Abschluss hier eine Panorama-Aufnahme des Landers.

Die von Phoenix angefertigten Aufnahmen finden Sie auf der Internetseite der University of Arizona. Weitere unbearbeitete Aufnahmen der SSI-Kamera, der Panoramakamera des Landers, sind auf der Internetseite von Mark Lemmon, dem Team-Leiter dieses Instrumentes, zugänglich.

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Autor: Ralph-Mirko Richter

Aber auch die Geomorphologie des Vastitas Borealis, des Landegebietes von Phoenix, wurde im Laufe dieser Mission ausführlich studiert. Die durch die beiden Mikroskope aufgenommenen Detailaufnahmen des Marsregoliths belegen eine große Vielfalt der darin enthaltene Sandkörner und Staubpartikel. Ihre Größe bewegt sich zwischen unter 10 bis hin zu über 100 Mikrometern. Die untersuchten Partikel lassen sich durch ihre Färbungen grob in drei unterschiedliche Gruppen unterteilen, welche sehr wahrscheinlich durch unterschiedliche Prozesse entstanden sind. Bei dem dominierenden Material handelt es sich um sehr feine, rötlich bis orangefarbene Partikel von nur wenigen Mikrometern Durchmesser. Dunkle, fast schwarz erscheinende Staubkörner erinnern in ihrem Aussehen an Material, aus welchem sich die Dünenfelder des Marsnordpols zusammensetzen. Die dritte Gruppe verfügt über eine weißliche bis bräunliche Färbung. Das glasartige Aussehen dieser Partikel lässt auf eine Entstehung im Rahmen eines Schmelzprozesses schließen. Über die genauen Bildungsprozesse der einzelnen Arten besteht noch keine Klarheit. Um dazu eindeutige Aussagen machen zu können, ist es notwendig, die beobachteten Proben mit terrestrischen Materialproben, zum Beispiel von verschiedenen erodierten Gesteinsarten und bei vulkanischen Prozessen gebildeten Materialien, zu vergleichen. Hierbei muss dann auch ein Augenmerk auf die spezielle geologische Entstehungsgeschichte des Landeplatzes von Phoenix gelegt werden.

Dieser Landeplatz befindet sich nördlich der Tharsis-Vulkan-Provinz. Deren am weitesten im Norden liegende Erhebung, der Vulkan Alba Patera, ist rund 1.750 Kilometer entfernt, während die nördlichsten Ausläufer der Tharsis-Region sogar bis auf etwa 500 Kilometer an den Lander heranreichen. Somit gilt als wahrscheinlich, dass sich am Landeplatz von Phoenix Asche und Eruptionsmaterial von früheren Vulkanausbrüchen abgelagert haben muss. Außerdem ist zu erwarten, dass sich in dieser Region Sand von den dunklen, fast schwarzen Sanddünen der nördlichen Polarkappe befindet. Etwa 20 Kilometer entfernt befindet sich in ost-nordöstlicher Richtung der 10 Kilometer durchmessende und rund einen Kilometer tiefe Heimdall-Krater. Somit ist theoretisch auch Auswurfmaterial aus diesem etwa 500 Millionen Jahre alten Krater zu erwarten. Des weiteren müssen die thermalen Bedingungen und die damit verbundene Erosion der Sandkörner berücksichtigt werden. Die Umstände deuten jedoch allgemein darauf hin, dass es sich zumindestens bei den bräunlichen Partikeln entweder um Auswurfmaterial vom Heimdall-Krater oder um Eruptionsmaterial von einem Vulkanausbruch handelt. Dieses Material wurde bei seinem Entstehungsprozess anscheinend aufgeschmolzen und ist anschließend sehr schnell abgekühlt, was die glasartige Struktur erklärt.

Die Geomorphologie des Landegebietes ist durch das Vorhandensein von sogenannten Frostpolygonen gekennzeichnet, welche bereits im Vorfeld der Mission von verschiedenen Marsorbitern fotografisch abgebildet werden konnten. Dabei handelt es sich um mehreckige und leicht aufgewölbte Strukturen mit einem Durchmesser von jeweils etwa zwei bis drei Metern, welche von flachen, relativ zum Zentrum gesehen etwa 20 bis 50 Zentimeter tiefen Gräben begrenzt sind. Im Rahmen der Mission konnte Phoenix sowohl auf der Oberseite dieser Polygone als auch an deren Rändern Gräben ausheben und Proben entnehmen und analysieren. Durch eine exakte Vermessungen der Strukturen, der Analyse des Füllmaterials der Sandkeile und dem Nachweis von noch sehr jungen Bruchlinien kam man dabei zu der Ansicht, dass die Bildung dieser Frostpolygone nicht durch die Sublimation von Wasser oder Kohlendioxid bedingt ist.

Damit wurde eine Theorie bestätigt, welche bereits im Vorfeld der Phoenix-Mission allgemein akzeptiert war. Diese besagt, dass für die Entstehung der Frostpolygone eine sogenannte Kryoturbation verantwortlich ist. Aufgrund der durch die Tages- und Jahreszeiten bedingten täglichen und saisonalen Temperaturschwankungen in einem Bereich zwischen etwa minus 25 und unter minus 125 Grad Celsius kommt es zu einem stetig wechselnden Zusammenziehen und Ausdehnen der obersten Bodenschicht. Bei der Kontraktion im Marswinter entstehen dabei keilförmige Risse im Boden, welche anschließend durch Staub und Sand aufgefüllt werden. Im darauf folgenden Frühling und Sommer verhindern diese Sandkeile bei wieder ansteigenden Temperaturen und einem sich erneut ausdehnenden Boden ein erneutes vollständiges Schließen der Hohlräume, was letztendlich zum Aufkommen von Bodenspannungen führt. Um diesen Druck abzubauen, wölben sich die zentralen Bereiche der Polygone auf und bilden die beobachteten charakteristischen Geländeformationen.

Das Gesamtbudget dieser Mission lag bis Ende November 2008 inklusive der Trägerrakete und der kompletten Missionsdurchführung bei insgesamt 420 Millionen US-Dollar. Hat sich dieser finanzielle Aufwand gelohnt? Zusammenfassend ist zu sagen, dass die Phoenix-Mission trotz diverser „Stolpersteine“ (zum Beispiel gab es Probleme bei der Kommunikation mit dem Lander und die Einfüllung der diversen Proben in die Analysegeräte funktionierte ebenfalls nicht immer auf Anhieb) sehr erfolgreich war. Alle im Vorfeld von der NASA gesteckten Ziele konnten im vollen Umfang erfüllt werden. Durch die Auswertung der dabei gewonnenen Daten, darunter über 25.000 Bilder, wurde unser Wissen über die Meteorologie, Geochemie und Geologie der Nordpolarregion des Mars ungemein erweitert.

Es wurde nicht nur, wie im Vorfeld der Mission bereits erwartet, Wassereis gefunden, sondern die beobachtete Bodenchemie zeigt erneut, dass der Mars in der Vergangenheit über ein deutlich wärmeres und feuchteres Klima verfügte. Selbst in der heutigen Zeit könnten nur wenige Zentimeter unter der Oberfläche flüssige Salzwasserfilme vorhanden sein. „Alles in allem“, so Peter Smith von der Arizona State University, dem wissenschaftlich Verantwortlichen der Phoenix-Mission, „deuten viele Anzeichen darauf hin, dass diese Region des Mars in der Vergangenheit von flüssigem Wasser überzogen war“. Neben dem Vorhandensein von Mineralien, welche sich unter irdischen Bedingungen nur infolge eines Kontaktes mit Wasser bilden können, wird auch der Nachweis von stellenweise extrem reinen Wassereis mit einem Staubanteil von weniger als zwei Prozent als ein weiteres Indiz für die ehemalige Anwesenheit von flüssigem Wasser gewertet. Auch die im gesamtem Missionsverlauf beobachtete Tatsache, dass der untersuchte Boden zu einem „Zusammenkleben“ neigte und sich deshalb nur sehr schwer in die einzelnen Probenkammern von TEGA und WCL einfüllen ließ, scheint darauf hin zu deuten. Ehemals nasse Erde neigt zumindestens unter irdischen Bedingungen zu einem solchen „Zementierungsprozess“.

Das Vorhandensein einer großen Konzentration von Perchloraten muss auch nicht zwingend als ein Argument gegen die Entstehung von lebenden Organismen gewertet werden. Vielmehr könnte das Perchlorat ein Reservoir für extremophile Mikroben in einer feuchten Bodenschicht darstellen und diesen als Quelle für ihren Energiehaushalt gedient haben oder sogar immer noch dienen. Peter Smith: „Diese Beweise für periodisch auftretendes flüssiges Wasser in einer alkalischen Umgebung mit der Beimischung verschiedener Salze und Perchlorat als Energieressource erfüllen die Kriterien für die Entwicklung von Lebensformen in besonders günstigen [klimatischen] Zyklen.“

Unabhängig von den Aktivitäten eventueller früher oder gegenwärtig vorhandener mikrobiellen Lebensformen ist auf der Oberfläche des Mars eigentlich mit dem Vorhandensein von organischen Molekülen zu rechnen. Diese Moleküle sind ein Bestandteil von Meteoriten (hier besonders von „Kohligen Chondriten“) und Kometen und sollten von diesen beständig im Rahmen von Impaktereignissen auf die Planetenoberfläche des Mars transportiert werden. Nichtsdestotrotz fiel der Nachweis entsprechender Moleküle in sämtlichen durch Phoenix untersuchten Proben negativ aus. Dies ist ein Indiz für einen relativ schnell stattfindenden chemischen Abbauprozess in der obersten Bodenschicht. Die hier nachgewiesene hohe Konzentration von Perchloraten dürfte dabei eine nicht unwesentliche Rolle spielen. Zudem könnte der stete Umwälzungsprozess der obersten Bodenschicht im Rahmen der Kryoturbation diesen Abbauprozess in der nordpolaren Region des Mars begünstigen.

Seit ungefähr Ende November 2008 ist die Nachttemperaturen am Landeplatz von Phoenix auf etwa minus 120 Grad Celsius gesunken. Am 10. April 2009 setzte die Polarnacht ein und der Lander war für die folgenden drei Monate in vollständige Dunkelheit gehüllt. In diesem Zeitraum sind die Temperaturen auf unter minus 125 Grad Celsius gefallen. Das bei diesen Temperaturen resublimierende Kohlendioxid hat sich in der Folgezeit in einer vermutlich bis zu 20 Zentimeter dicken Eisschicht auf dem Lander abgelagert. Seit dem 10. Juli 2009 ist diese Polarnacht beendet. Die Sonne steigt seitdem täglich etwas höher und somit für einen etwas längeren Zeitraum über den Marshorizont und das abgelagerte Eis sublimiert wieder in die Atmosphäre.

Dies sind mechanische und thermale Bedingungen, die weit über das hinausgehen, wofür Phoenix einst konzipiert, gebaut und getestet wurde. Selbst wenn Phoenix durch die im letzten Jahr gebildete Eisschicht keinen direkten Schaden genommen haben sollte, so wird die Elektronik des Landers den Marswinter sehr wahrscheinlich nicht ungeschoren überstanden haben. Für ein optimales Funktionieren benötigen die verwendeten Leiterplatten eine Temperatur von minus 40 Grad Celsius. Zur Aufrechterhaltung dieser Betriebstemperatur wurde Phoenix sogar mit einer eigenen Heizung ausgestattet. Die monatelangen extreme Kälte, so die Einschätzung der Missionsverantwortlichen, wird sehr wahrscheinlich dazu geführt haben, dass einige der verwendeten Bauteile ihre Elastizität verloren haben und infolge von thermischen Spannungen beschädigt wurden.

Für den unwahrscheinlichen Fall, dass die fast zwei Meter ausladenden Solarpaneele, die empfindliche Elektronik und die Lithiumbatterien den Winter entgegen allen Erwartungen doch unbeschadet überstanden haben, wurde der Lander im Vorfeld der Mission mit einem sogenannten „Lazarus-Modus“ ausgestattet. Mit zunehmender Sonneneinstrahlung, so die Hoffnung der Missionsplaner, laden sich die Batterien von Phoenix wieder auf (Phoenix wurde durch zwei Solarpaneele ausschließlich mittels Solarenergie mit Strom versorgt). Sobald die Batterien erneut über einen ausreichenden Ladezustand verfügen, soll Phoenix seinen Bordcomputer rebooten und entsprechend einer vorgegebenen Grundprogrammierung in regelmäßigen Abständen ein sogenanntes „Lazarus-Signal“ aussenden. Dabei handelt es sich um eine Kommunikationssignal, welches signalisieren soll: „Hallo Erde, ich lebe noch…“.

Ursprünglich war vorgesehen, dass entsprechende Versuche einer Kontaktaufnahme bereits ab Oktober 2009 erfolgen sollen. Da hierfür jedoch Personal von anderen NASA-Missionen abgezogen werden muss, entschloss man sich im Herbst letzten Jahres dazu, mit der Suche nach diesem Lazarus-Signal erst Anfang des Jahres 2010 zu beginnen. Ende Oktober 2009 traf sich eine Expertengruppe, um eine entsprechende Vorgehensweise zu planen. Laut Peter Smith soll jetzt ab Januar 2010 mittels des NASA-Orbiters Mars Odyssey nach einem Lebenszeichen von Phoenix gesucht werden. Ein Erfolg dieser Bemühungen wird von den Offiziellen der NASA allerdings als äußerst gering eingeschätzt.

Sollte dieser Versuch jedoch von Erfolg gekrönt sein und eine Reaktivierung des Landers gelingen, dann würde die weitere Vorgehensweise vom Zustand der einzelnen wissenschaftlichen Instrumente und der zur Verfügung stehenden Energiemenge abhängig sein. Bis zum 2. November 2008, dem Tag des letzten erfolgreichen Kontaktversuches, befanden sich alle Instrumente durchweg in einem einwandfreien Zustand. Sollte dies auch weiterhin der Fall sein, so würde das Phoenix-Team die Arbeit mit einer ausführlichen Foto-Kampagne starten, um die Veränderungen der Landschaft zu dokumentieren. Begleitend würde das TECP-Instrument den Wassergehalt und die elektrische Leitfähigkeit des Bodens erfassen, um auch dort eventuelle Veränderungen im Vergleich zu den vorwinterlichen Messungen zu erhalten. Parallel dazu würde auch die kanadische Wetterstation ihre überaus wertvollen Daten über Temperaturen und Windgeschwindigkeiten sammeln. Hierbei handelt es sich jedoch lediglich um ein theoretisches Gedankenspiel, denn auch die an der Mission beteiligten Wissenschaftler gehen davon aus, dass es nicht zu einer erneuten Kontaktaufnahme kommen wird.

Aber ungeachtet des ungewissen Ausgangs dieser Kontaktversuche ist die Mission von Phoenix noch lange nicht beendet. Um noch einmal Peter Smith zu Wort kommen zu lassen: „Phoenix hat für einige Überraschungen gesorgt und ich bin zuversichtlich, dass wir in den kommenden Jahren noch weitere Juwelen aus diesem Datenschatz bergen werden.“ Die wissenschaftliche Auswertung der Daten wird auch weiterhin fortgesetzt werden und die dabei gewonnenen Erkenntnisse werden zu einem nicht unwesentlichen Teil in die zukünftigen Rovermissionen von NASA und ESA einfließen.

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

Die wissenschaftlichen Hauptziele des Marslanders Phoenix bestanden im Nachweis von Wassereis innerhalb der oberflächennahen Bodenschicht der Nordpolarregion des Mars, der Analyse der mineralogischen Zusammensetzung dieser Bodenschicht und der Suche nach eventuell vorhandenen organischen Molekülen. Zu diesem Zweck verfügte Phoenix über mehrere Analyse-Instrumente. Mit einer speziellen Schaufel konnten Bodenproben der Umgebung entnommen werden. Diese Proben konnten anschließend mit einer am Schaufelarm installierten Kamera (RAC) abgebildet werden. Danach waren weitere Abbildungen durch ein optisches Mikroskop (OM) und ein spezielles Rasterkraftmikroskop (AFM) möglich. Dadurch war eine erste, rein optische Charakterisierung der entnommenen Bodenproben vom Zentimeter- bis in den Submikrometerbereich möglich. Im Anschluss konnten die Proben wahlweise zwei speziellen Analyseöfen zugeführt werden.

In einem „Wet Chemistry Laboratory“ (WCL) genannten Instrument standen Analysekammern für vier verschiedene Bodenproben zur Verfügung. Die eingefüllten Proben wurden mit von der Erde mitgeführten destillierten Wasser versetzt. Eine anschließende Analyse mit ionenselektiven Elektroden gab Aufschluss über den wasserlöslichen Anteil des untersuchten Marsbodens. Dadurch konnten Aussagen über das Vorhandensein und die Art von leicht löslichen Salzen getroffen werden. Der zweite Analyseofen, das „Thermal and Evolved Gas Analyzer“-Labor (TEGA), hatte acht Zellen zur Verfügung. In diesen konnten die entnommenen Proben in mehreren Stufen auf bis zu 1.000 Grad Celsius erhitzt werden. Im Laufe dieser mehrtägigen Erwärmung erfolgte eine massenspektroskopische Analyse der dabei freigesetzten Moleküle. Die jeweiligen Temperaturbereiche, bei denen diese Moleküle freigesetzt wurden, ermöglichen Rückschlüsse über deren mineralogische Herkunft. Zu diesem Zweck wurden im Verlauf der Mission insgesamt 12 Gräben mit Tiefen von bis zu 18 Zentimetern ausgehoben. Mit dem dabei gewonnenen Material konnten alle vier Zellen des WCL und sechs Zellen des TEGA befüllt und die Bodenproben analysiert werden.

Das Vorhandensein von größeren Mengen Wassereis direkt unter der Oberfläche der nordpolaren Regionen des Mars wurde bereits im Vorfeld der Phoenix-Mission durch die Daten verschiedener Marsorbiter nahegelegt. Die kosmische Strahlung, welcher der Mars ausgesetzt ist, setzt im Marsboden hochenergetische Neutronen frei. Diese Neutronen kollidieren mit anderen Neutronen und Atomen, werden so mehr oder weniger effizient abgebremst und setzten dabei Gammastrahlung frei. Durch die Messung dieser von der Marsoberfläche ausgehenden Strahlung ist es möglich, die Menge und Verteilung verschiedener chemischer Elemente auf dem Mars zu ermitteln. Durch Messungen mit seinem Gamma- und Neutronenspektrometer (GRS) konnte so zum Beispiel der Mars-Orbiter „Mars Odyssey“ seit dem Jahr 2002 an den beiden Polen größere Konzentrationen von Wasserstoff nachweisen. Dies legt die Präsenz von Wassereis in einer Tiefe von weniger als einem Meter unter der Oberfläche, dem maximalen Detektionsbereich des GRS, nahe. Der direkte Nachweis dieser Wassereisvorkommen war eines der Missionsziele der NASA.

Der Nachweis von Wassereis konnte durch Phoenix dann auch relativ schnell alleine durch die optischen Daten erbracht werden. Eines der ersten Bilder, welches die Roboterarmkamera aufnahm, zeigte die Unterseite des Landers. Der eigentliche Zweck dieses am fünften Missionstag aufgenommenen Fotos bestand in der Überprüfung der Standfestigkeit von Phoenix und sollte zudem die Auswirkungen der Landetriebwerke auf die oberste Bodenschicht dokumentieren. Auf dem im Gegenlicht aufgenommenen Foto sichtete man eine relativ große, ovale, weiße Fläche, welche von dem typischen Marsregolith umgeben war. Offensichtlich hatten die Landetriebwerke an dieser Stelle den Marsstaub weggeblasen und diese helle Formation freigelegt. Zunächst war unklar, ob es sich dabei um eine Felsformation aus Grundgestein, eine mineralische Ablagerung oder eventuell um Eis handelt.

In den folgenden Sols („Sol“ ist in der Marsforschung die Bezeichnung für einen synodischen Marstag, welcher mit einer Dauer von 24 Stunden, 39 Minuten und 35 Sekunden etwas länger ausfällt als ein Tag auf der Erde) zeigten weitere Fotos dieser als „Holy Cow“ bezeichneten Formation Veränderungen der einst sehr glatten Oberfläche, welche als die Sublimation von Wassereis interpretiert wurden. Ähnliche Veränderungen konnten bei einer zweiten, als „Snow Queen“ benannten Stelle beobachtet werden. Hier bildeten sich im Laufe der Zeit millimetertiefe Risse und Furchen, welche eine Längen von mehreren Zentimetern bis zu einem Dezimeter erreichten. Veränderungen der Farbe von „Snow Queen“ und die beobachtete Verdampfungsrate legen den Schluss nahe, dass es sich hierbei nicht um relativ reines Wassereis wie bei „Holy Cow“ handelt, sondern um eine dünne Eisschicht, welche mit Staub versetzt ist.

Ein weiterer optischer Nachweis von Wassereis gelang am Grabungsort „Dodo-Goldilock“. Im Verlauf der dortigen Grabungen legte man in einer Tiefe von vier bis fünf Zentimetern ein weißes Material frei, bei dem es sich sowohl um Salzablagerungen als auch um Eis handeln konnte. Die am Sol 20 noch im unteren linken Bereich der Grabungsstätte sichtbaren, etwa eineinhalb bis zwei Zentimeter durchmessenden Klumpen waren vier Tage später komplett verschwunden – ein eindeutiger Beweis dafür, dass es sich um Eis handelte. Aus der Zeitspanne bis zur kompletten Auflösung ließ sich eine Sublimationsrate von über 200 Mikrometern/Sol berechnen. Auch weitere Aufnahmen der Stereokamera, welche sowohl im sichtbaren als auch im nahen Infrarot-Bereich angefertigt wurden, deuten auf das Vorhandensein von teilweise relativ reinem, teilweise stark mit Regolith versetztem Wassereis hin. Dass es sich bei den beobachteten Formationen um Kohlendioxid-Eis handelt, kann mit Sicherheit ausgeschlossen werden, da die Umgebungstemperaturen dafür zu hoch waren. Kohlendioxid-Eis wäre nur wenige Stunden, jedoch nicht mehrere Tage lang stabil geblieben. Dagegen ist die beobachtete Verdampfungsrate unter den gegeben Druck- und Temperaturbedingungen typisch für Wassereis auf dem Mars.

Spätere Untersuchungen einer Bodenprobe von „Dodo-Goldilock“ mit dem TEGA zeigten, dass in verschiedenen Temperaturbereichen wasserhaltige Mineralien freigesetzt wurden. Die Temperaturen, bei denen die Verdampfungsrückstände der verschiedenen Probenbestandteile freigesetzt wurden, kommen bei diesem Analyseverfahren einem chemischen Fingerabdruck gleich. Im Temperaturbereich bis 735 Grad Celsius gelang dabei der Nachweis von Goethit (ab etwa 250 °C), Smektiten (300 °C), Magnesiumsulfaten (350 °C), dem Eisensulfat Jarosit (400 °C) und Kaolinit (400 bis 550 °C). Diese Mineralien bilden sich auf der Erde nur unter dem Einfluss von Wasser, was als Anzeichen dafür gewertet werden kann, dass das Landegebiet von Phoenix in einer früheren Phase der Mars-Geschichte mit flüssigen Wasser in Kontakt gelangt war. Die direkte Untersuchung einer Eisprobe durch TEGA war leider nicht möglich, da es nicht gelang, das Gerät mit einer entsprechenden Probe zu befüllen, bevor das darin enthaltene Eis infolge der Sonneneinstrahlung sublimierte.

Stattdessen wurde am Sol 63 eine Probe vom Grund von „Snow White“, einer weiteren Grabungsstelle, entnommen, welche definitiv mit sublimierendem Material in Berührung gekommen war. Dabei gelang dem Massenspektrometer im TEGA-Ofen im Temperaturbereich zwischen minus 20 und plus 35 °C der Nachweis von Wasser. Ansonsten erwiesen sich die mit TEGA analysierten Bodenproben als ausgesprochen trocken. Bis zum Temperaturbereich von 295 °C gelang kein weiterer Nachweis von Wasser. Dies war sehr überraschend, da man aufgrund der parallel stattgefundenen Detektion von hohen Konzentrationen von Perchlorat-Salzen, welche naturgemäß in hohem Maße hygroskopisch sind, von einem solchen Nachweis ausgegangen war.

Dafür gelang der Nachweis einer Freisetzung von Kohlendioxid im Temperaturbereich zwischen 800 und 900 °C. Daraus lässt sich das Vorhandensein von etwa drei bis fünf Gewichtsprozent Kalziumkarbonat, also Kalk, im untersuchten Marsboden ableiten. Dieses Ergebnis steht in Einklang mit den Resultaten des WCL und erklärt auch den dort gemessenen basischen ph-Wert der untersuchten Bodenproben. Dagegen gelang kein Nachweis von Schwefeldioxid, was insoweit überraschend ist, da bisher alle anderen Marslander und Rover eine Schwefelkonzentration von fünf bis zehn Gewichtsprozent detektieren konnten. Auch Magnesiumsulfat konnte in den Proben nicht nachgewiesen werden. Dagegen liegt die Vermutung nahe, dass in den Bodenproben Kalziumsulfat in Form von Gips und Anhydrit vorhanden ist. Diese Annahme wird durch die Messungen der verschiedenen Marsorbiter gestützt, welche unter anderem am Marsnordpol größere Vorkommen von Kalziumsulfaten nachweisen konnten.

Die wahrscheinlich überraschendsten Ergebnisse der Mission lieferte das Wet Chemistry Laboratory. In allen vier vom WCL untersuchten Proben bildete sich eine schwach basische Lösung mit einem ph-Wert von 7,7 (bei einer Toleranz von plus/minus 0,5). Dieses Resultat lässt sich zwar gut mit den Daten der Viking-Lander in Einklang bringen, steht jedoch im Gegensatz zu den Ergebnissen der beiden zur Zeit aktiven Marsrover Spirit und Opportunity. Deren Messdaten und Bodenanalysen legen eher einen „sauren“ Boden nahe.

Die anschließenden Analysen der wässrigen Lösungen erbrachte den eindeutigen Nachweis großer Mengen von Perchlorat-Ionen (ClO⁴⁻). Den Nachweis von Chlor im Marsboden hatten in den 1970er Jahren bereits die beiden Marslander Viking 1 und 2 erbracht. Auch die beiden Marsrover Spirit und Opportunity konnten es in ihren jeweiligen Operationsgebieten, dem Gusev-Krater und dem Meridiani Planum, nachweisen. Die Entdeckung von Phoenix legt jetzt die Vermutung nahe, dass ein nicht unwesentlicher Teil dieses Chlors als Perchlorat vorliegt, der höchsten Oxidationsstufe, die dieses Element erreichen kann. Überraschend war auch die vorgefundene hohe Konzentration. Ausgehend von einer angenommenen Menge von einem Gramm untersuchten Probenmaterials ergibt sich ein Anteil von mindestens 0,47 Gewichtsprozent Perchlorat im Marsboden. Dies stellt eine Konzentration dar, welche über dem Perchlorat-Gehalt in verschiedenen irdischen Wüstengebieten liegt. Das Perchlorat-Ion stellte sich bei den Untersuchungen als das dominierende Anion in den verschiedenen Proben heraus. Die Verteilung der Kationen deutete desweiteren darauf hin, das ein Teil der im Boden enthaltenen Perchlorate in Form von Magnesium- oder Kalziumperchlorat vorliegen muss.

Von besonderem Interesse ist dies auch in Bezug auf die Frage nach eventuell auch heute noch vorhandenen flüssigen Wasservorkommen unter der Marsoberfläche. In Bezug auf Temperatur und atmosphärischem Druck kann Wasser auf dem Mars unter den gegebenen Umständen normalerweise lediglich in fester oder gasförmiger Form vorkommen. Perchlorat ist jedoch nicht nur in hohem Maße wasserbindend und könnte somit die knapp bemessene Luftfeuchtigkeit im Boden halten, es ist zudem in einer hohen Konzentration auch ein äußerst effektives „Frostschutzmittel“. Bei einer hohen Beimischung von Perchlorat-Salzen wäre es somit denkbar, dass Wasser unter den vorhandenen atmosphärischen Bedingungen noch bis zu einer Temperatur von minus 70 °C flüssig bleibt. Dies, so Nilton Renno von der University of Michigan, würde bedeuten, dass sich nur wenige Zentimeter unter der Oberfläche flüssige Salzwasserfilme bilden könnten. Seine Kollegin Hanna G. Sizemore von der University of Colorado sagt dazu: „Diffusion ist wahrscheinlich der primäre Mechanismus, um in der heutigen Epoche des Mars Wasser in die oberflächennahe Regolithschicht zu transportieren. Lokale Zonen oberflächennahen Eises weisen dabei auf einen Wassertransport durch dünne Wasserfilme hin.“ Das Perchlorat würde in diesem Falle den Wasserdampf aus der Atmosphäre an sich binden. Dieser würde in den flüssigen Aggregatzustand übergehen und auch über einen längeren Zeitraum in diesem verbleiben.

Der Nachweis von Perchloraten und die daraus resultierenden Fragen haben einen großen Einfluss auf das Verständnis der chemischen Prozesse und Reaktionen, welche sich in der Atmosphäre und dem Boden des Mars abspielen. Ist die im Vastitas Borealis vorgefundene hohe Konzentration ein auf den dortigen Landeplatz beschränktes Phänomen und, wenn ja, warum? Oder ist diese Konzentration auch in anderen Regionen des Mars aufzufinden? Kann sich durch eine hohe Konzentration von Perchloraten auch unter den momentan gegeben Umständen flüssiges Wasser unter der Oberfläche bilden und dort über längere Zeiträume überdauern? Und nicht zuletzt: Welche Auswirkungen hat das Perchlorat auf die eventuelle Entwicklung von einst oder sogar immer noch vorhandenen mikrobiellen Lebensformen? Welche Eigenschaften müssten extremophile Mikroben aufweisen, um sich unter diesen Bedingungen zu entwickeln und zu existieren?

Auch die Herkunft der Perchlorate muss noch geklärt werden. Sollten diese einen photochemischen Ursprung haben, welcher mit dem auf der Erde identisch ist, nämlich die Reaktion von Ozon mit Chlor in der Atmosphäre, und sollte das hierbei zugrundeliegende Chlor bei Vulkanausbrüchen freigesetzt worden sein, so liegt die Vermutung nahe, dass die Bildung von Perchloraten lediglich bis zum Ende der letzten vulkanischen Phase des Mars erfolgte. Ist die Bildung von Perchloraten auf dem Mars zudem von dem Vorhandensein von Ozon abhängig, so wäre dies auch ein Indiz dafür, dass es sich lediglich im Bereich um die Polarkappen so stark konzentriert. In Äquatornähe und in den mittleren Breiten konnte Ozon bisher nur in sehr geringen Konzentrationen nachgewiesen werden, während es in der Zeit des Frühlings und Sommers in den zirkumpolaren Regionen verstärkt auftritt.

Der zweite Teil dieser Artikelserie über die Resultate der Phoenix-Mission erwartet Sie in zwei Wochen. Dort werden wir sie dann über die Erkenntnisse bezüglich der Meteorologie und des Wasserkreislaufes der nordpolaren Ebenen des Mars informieren.

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Verwandte Webseiten:

• JPL (engl.)
• NASA (engl.)
• University of Arizona (engl.)

Diskussion zu diesem Artikel

Raumcon: Phoenix

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: New Scientist.

Die größte, an die bisher wohl niemand gedacht hatte, war fester Niederschlag in Form von Schnee. Die Schneeflocken konnten vom amerikanischen Marslander Phoenix mit Hilfe eines Lasersystems in etwa 4.000 Metern Höhe gemessen werden.

„Bisher wurde noch nichts Vergleichbares auf dem Mars gesehen“, sagte Jim Whiteway, leitender Wissenschaftler bei der Arbeit mit der meteorologischen Station des Marslanders. Bisher scheint es, als würden die Schneeflocken noch nicht den Boden erreichen. Dies könnte sich aber im Verlaufe des Winters ändern. „Wir werden auf Anzeichen dafür warten, dass der Schnee den Boden erreicht“, verspricht der Wissenschaftler von der York University in Toronto

Geplant sei auch, das Mikrofon zu reaktivieren, dass ursprünglich die Geräusche beim Eintritt des Landers in die Marsatmosphäre aufgenommen hatte und seitdem abgeschaltet ist. Man würde dann erstmals Windgeräusche von der Marsoberfläche hören können.

Aber auch die letzten Untersuchungen mit den Messkomplexen MECA (Microscopy, Electrochemistry and Conductivity Analyser), einem Forschungsgerät, dass Proben mikroskopisch und nasschemisch überprüft sowie TEGA (Thermal and Evolved Gas Analyzer), einem Labor, dass flüchtige Bestandteile von Bodenproben durch Erhitzen freisetzt und seine Zusammensetzung anschließend in einem Massenspektrometer bestimmen kann, haben Neues ergeben. Demnach hat man Kalziumkarbonat (Kalk) und Ton gefunden, beides Bodenbestandteile, die auf der Erde nur in Verbindung mit größeren Wasseransammlungen entstanden sind. Man wertet dies als weiteres Zeichen für eine wasserreiche Vergangenheit des Roten Planeten.

Phoenix war am 26. Mai 2008 auf dem Mars gelandet und hat seitdem umfangreiche und vielfältige Untersuchungen vorgenommen. Seine geplante Einsatzdauer hat er bereits weit überschritten. Man hofft nun, weitere Forschungen noch bis in den November hinein betreiben zu können.

Raumcon:

• Phoenix (ab Schnee)

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Ein Beitrag von Christian Bewermeyer. Quelle: NASA.

„Wir haben Wasser“, verkündete William Boynton, der wissenschaftliche Leiter des Thermal and Evolved-Gas Analyzer (TEGA), stolz, nachdem das von ihm betreute Instrument durch die Erwärmung von Bodenproben das Vorkommen von Wasser auf dem roten Planeten nachweisen konnte. „Durch die Beobachtungen des Mars-Odyssey-Orbiters sowie die verschwindenden Klumpen, die Phoenix letzten Monat bemerkte, haben wir schon Belege für dieses Wassereis erhalten. Dies ist jedoch das erste Mal, dass Mars-Wasser geschmeckt und gerochen wurde.“

Die Bodenprobe stammt aus einer nur ca. 5 Zentimeter tiefen Furche, in der Phoenix´ Roboterarm auf eine Schicht gefrorenen Bodens stieß. Zwei Versuche dieses Material zum TEGA-Labor zu transportieren, scheiterten, als die Bodenprobe einfach in der Schaufel des Roboterarms haften blieb. Nach zwei Tagen an der „frischen Luft“ verdampfte ein Teil des Eises jedoch, wodurch die Probe leichter zu handhaben war. „Wir finden schon Wege, mit ihr zu arbeiten… Der Mars bereitet uns einige Überraschungen“, kommentierte Missionschef Peter Smith die Probleme. Das Forschungsteam will jetzt die Frage klären, ob das Eis jemals soweit aufgetaut ist, um der Biologie zu nutzten und ob andere Voraussetzungen für Leben erfüllt sind.

Die zufrieden stellenden Resultate der Mission und der gute Zustand von Phoenix hat die NASA nun veranlasst, die Finanzierung für den Betrieb der Sonde um fünf Wochen zu verlängern, nachdem die 90-tägige Primärmission Ende des Monats aufhören sollte. „Phoenix ist gesund und die Vorhersagen der Sonnenenergie sehen gut aus, so dass wir diese Quelle in der interessantesten Region des Marses voll nutzen wollen“, sagte ein NASA-Offizieller in Washington.

Neben den Bodenuntersuchungen erforscht Phoenix auch die Welt über ihm: Mit Hilfe eines Laserinstruments aus Kanada werden oben liegende Wolken und Staub untersucht. „Es gibt uns eine Laser-Show auf dem Mars“, scherzte Victoria Hipkin von der kanadischen Weltraumagentur CSA. Ein 360-Grad Panorama-Bild der Umgebung hat der Mars-Lander ebenfalls abgeschlossen. (siehe oben)

Links:

• NASA-Seite zu Phoenix
• Phoenix bei der University of Arizona

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Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: NASA/JPL.

Als im November 2006 der Mars Global Surveyor (MGS) verstummte, gelang es dem Team des gerade am Mars eingetroffenen Mars Reconnaissance Orbiters (MRO) nicht, trotz bekannter Bahndaten mit ihrer HiRISE-Hochleistungskamera ein Bild des verstummten Satelliten zu schießen. So wurden die Europäer gebeten, ihrerseits mit der HRSC von Mars Express ihr Glück zu versuchen. Laut gut unterrichteten Kreisen wurden damals Bilder aufgenommen, von denen wegen der großen Entfernung zwar nicht sicher war, ob einige Pixel darauf überhaupt den MGS zeigten. Aber wenn er es war, dann sprachen diese Bilder dafür, dass er in´s Trudeln geraten war und somit nicht nur ein Kommunikationsproblem hatte. Seine Lageregelung hatte versagt, und er war somit endgültig verloren.

Dass das MRO-Team in den anderthalb Jahren seither ordentlich dazu gelernt und seine Sonde mittlerweile fest im Griff hat, bewies es jetzt anlässlich der Phoenix-Landung: Eine sensationelle Aufnahme zeigt die neueste Landesonde der NASA während ihrer Landung, unter ihrem voll entfalteten, zehn Meter weiten Fallschirm hängend, wie sie der Marsoberfläche entgegen fällt. In der Geschichte der Marserforschung ist dies wohl das bisher „actionhaltigste“ Bild überhaupt. Die Aufnahme aus einer Entfernung von 310 Kilometern hat eine Auflösung von 0,76 Meter pro Pixel. Selbst die Seile zwischen Sonde und Schirm sind schwach zu erkennen. Die im Sonnenlicht liegende Marsoberfläche erscheint nur deshalb als dunkler Hintergrund, weil Sonde und Fallschirm noch wesentlich heller sind als die Oberfläche.

Die Aufnahme zu versuchen, bot sich an, da der MRO ohnehin auf die Phoenix-Flugbahn ausgerichtet war, um, wie die anderen Marssatelliten auch, das Funksignal der landenden Sonde zu empfangen und aufzuzeichnen. Dennoch war es eine Meisterleistung, die Kamera derart genau auf einen Punkt der voraus berechneten Phoenix-Flugbahn auszurichten und derart genau zu der Zeit auszulösen, als die Sonde dort sein musste – denn zu dem Zeitpunkt war Phoenix noch mit 1,7facher Schallgeschwindigkeit unterwegs! Der Winkel zur Vertikalen betrug 64 Grad. Das ist laut Pressemitteilung der NASA bis jetzt der schrägste Winkel, unter dem die HiRISE – die ja meist immer nur senkrecht nach unten gerichtet ist – jemals ein Bild aufgenommen hat.

Seit ihrer Landung hat Phoenix schon zahlreiche Bilder ihrer Umgebung zur Erde übertragen. Eine Auswahl:

Die Gegend erscheint so frei von Felsen und überhaupt irgendwelchen Bodenerhebungen, wie es für diese Sonde gewünscht und beabsichtigt war. Zwei erste Farbbilder zeigen lediglich auffällige vieleckige Strukturen im Boden der Umgebung:

Wissenschaftler werten dies als Hinweis auf Eis dicht unter der Oberfläche, das sich mit wechselnden Temperaturen ständig ausdehnt und zusammen zieht und so Risse im Boden erzeugt. Auch in arktischen Regionen der Erde sind solche polygonalen Strukturen zu beobachten. Phoenix soll mit einer Grabschaufel in diese Eisschicht vorstoßen und sie erforschen.

Lesen Sie auch unseren Bericht über die Landung:

Phoenix legt eine Bilderbuchlandung hin!

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Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: NASA-TV.

Für den heutigen Start gab es zwei Termine, wovon gleich der erste um 11:26 MESZ genutzt werden konnte. Das Wetter, das in der Vergangenheit immer wieder für Startverzögerungen gesorgt hatte, war der NASA heute wohl gesonnen – die zehnprozentige Wahrscheinlichkeit, dass wegen der Wetterbedingungen der Start verschoben werden muss, trat glücklicherweise nicht ein, und so hob die Delta II mit Phoenix an Bord um 5:25 Uhr Ortszeit vor Sonnenaufgang in Florida ab.

Nach weiteren 90 Minuten soll die dritte Stufe der Rakete erneut zünden und den Marslander endgültig auf Kurs zu unserem äußeren Nachbarn bringen. Läuft alles glatt, wird Phoenix 679 Millionen Kilometer reisen, bevor sich die Techniker und Wissenschaftler mit der Landung beschäftigen dürfen. Diese wird nördlich der Tharsisregion (hier sind die großen Schildvulkane beheimatet) erfolgen, nämlich bei 68,35 Grad nördlicher Breite. Auf der Erde entspricht das etwa dem nördlichsten Teil Islands.

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Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: NASA.

Statt wie die Rover auf Berge oder in Krater zu fahren, wird die Mars-Landesonde in den vereisten Boden der nördlichen Ebenen des Roten Planeten graben. Sie wird erforschen, ob gefrorenes Wasser in Oberflächennähe periodisch schmelzen könnte und dadurch eine mögliche Lebensumgebung für Mikroben schafft. Um dieses und andere Ziele zu erreichen, wird Phoenix einige fortschrittliche Instrumente mit sich führen, die auf dem Mars noch nie zum Einsatz kamen. Doch zunächst muss der Lander erst einmal innerhalb eines dreiwöchigen Fensters, das am 3. August beginnt, mit einer Delta II starten und dann natürlich auch den riskanten Abstieg und die Landung auf dem Mars im kommenden Frühling überstehen.

„Unsere `folgt dem Wasser` – Strategie bei der Mars-Erforschung erbrachte in der Vergangenheit eine Reihe dramatischer Erkenntnisse über Wasser auf einem Planeten, der früher einmal der Erde viel ähnlicher war als heute“, verrät Doug McCuistion, Direktor des Mars-Forschungsprogramms im NASA-Hauptquartier in Washington. „Der Lander Phoenix wird unsere strategische Marsforschung ergänzen, indem er erstmals versucht, marsianisches Wasser zu analysieren – marsianisches Wasser in Form von im Boden verborgenem Eis.“

Der Marsorbiter der NASA Odyssey fand bereits im Jahr 2002 Hinweise, die die Theorie stützen, dass große Marsgebiete – so auch die arktischen Ebenen – gefrorenes Wasser in Tiefen von etwa einem Meter unter der Oberfläche beherbergen.

„Phoenix wurde entworfen, um die Geschichte des Eises zu erforschen, indem er misst, inwieweit flüssiges Wasser die Chemie und die Mineralogie des Bodens beeinflusst hat“, erklärt der hauptverantwortliche Phoenix-Forscher an der Universität von Arizona in Tucson, Peter Smith.
„Zudem können unsere Instrumente beurteilen, ob die polaren Gebiete für einfache Mikroben lebensfreundliche Bedingungen bieten. Um die wissenschaftliche Charakterisierung der Landegegend zu vervollständigen, wird Phoenix das polare Wetter und die Wechselwirkungen zwischen Boden und Atmosphäre aufzeichnen.“

Mit ausgeklappten Solarpaneelen ist der Lander etwa fünfeinhalb Meter breit und eineinhalb Meter lang. Ein 2,35 m langer robotischer Arm wird bis zur Eisschicht graben, die man innerhalb weniger Zentimeter unter der Oberfläche erwartet. Eine Kamera und ein Instrument zur Feststellung der Leitfähigkeit, die sich beide auf dem Arm befinden, werden den dortigen Boden und das Eis untersuchen. Proben werden von dem Arm zum Deck des Landers und den dort postierten zwei Instrumenten gehoben. Eines wird die Probe erhitzen, um nach flüchtigen Substanzen wie Wasser und kohlenstoffbasierten Verbindungen zu suchen, die wichtig für die Bildung der Lebensbausteine sind. Das andere Instrument wird die Chemie des Bodens untersuchen.

Während der Mission, die für eine Dauer von drei Monaten geplant ist, wird eine meteorologische Station mit Hilfe eines Lasers, der zur Einschätzung von Wasser- und Staubmenge dient, das Wetter während des marsianischen Frühlings und Sommers aufzeichnen. Das Instrumentarium umfasst die auf einem Mast befestigte Stereokamera, die die Landezone begutachten wird, die Abstiegskamera, die die Landezone einzuordnen helfen wird, sowie zwei Mikroskope.

Für die letzte Phase der Landung ist Phoenix mit einer gepulsten Schubdüse zum Abbremsen ausgerüstet. Dieses System verwendet ein ultraleichtes Landesystem, das der Sonde eine größere, wissenschaftliche Nutzlast ermöglicht. Wie in den früheren Marsmissionen auch, verwendet Phoenix einen Hitzeschild für den Eintritt in die Atmosphäre, um die Geschwindigkeit durch Reibung zu vermindern. Ein Fallschirm wird die Sonde dann auf ca. 220 km/h herunterbremsen. Dann trennt sich der Lander vom Fallschirm und bremst sich mit den gepulsten Raketentriebwerken auf knapp 9 km/h herunter, bevor er auf seinen drei Beinen landet.

„Sicher auf dem Mars zu landen ist schwierig – egal welche Methode man wählt“, erklärt der Phoenix-Projektmanager Barry Goldstein vom Jet Propulsion Laboratory der NASA in Pasadena, Kalifornien. „Unser Team hat das System seit 2003 unbarmherzig getestet, um alle möglicherweise existierenden Schwachstellen zu finden.“
Diejenigen Forscher, die die möglichen Landegebiete bewerten, haben die Beobachtungen der Marsorbiter genutzt, um die sichersten Plätze auszusuchen, an denen die Missionsziele erfüllbar sein dürften. Der wahrscheinlichste Landeplatz ist ein weites Tal mit ein paar Felsbrocken auf einem Breitengrad, der dem von Nordalaska bzw. dem Norden Norwegens entspricht.

Weitere Informationen (in englischer Sprache) finden Sie hier.

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Ein Beitrag von Axel Orth.

Opportunity steht am „Victoria Crater“ wieder nahe der Stelle, wo er den Krater einst erreichte – an der so genannten „Duck Bay“. Und es scheint, dass diese erste Stelle auch schon die beste Stelle war, um in den Krater zu fahren, denn wenn die Entscheidung fällt, dies zu tun, dann soll es genau hier statt finden.

Die Entscheidung für dieses heikle Manöver setzt aber laut Forschungsleiter Steve Squyres eine sorgfältige Sicherheitsanalyse voraus, die auch die Meinung des NASA-Hauptquartiers einbeziehen muss. Denn der Rover soll dem Krater nicht etwa „geopfert“ werden; er soll also nur hinein fahren, wenn er auch wieder heraus kommen kann. So wichtig ist der Krater dann auch wieder nicht.

Vielleicht hat dies damit zu tun, dass er im unteren, wissenschaftlich interessanteren Teil schon vollständig versandet ist. Dort tritt offensichtlich keinerlei Gestein mehr an die Oberfläche, das Opportunity untersuchen könnte – und die Marsrover sind ja erklärtermaßen eine mars-geologische Mission. Im oberen Teil von „Victoria“ dürften die Sockel der Felsvorsprünge die tiefsten verfügbaren und damit interessantesten Untersuchungsobjekte sein. Diese scheinen aber nur bis in eine Tiefe unter der Oberfläche der umgebenden Ebene zu reichen, die Opportunity bei seinen Untersuchungen im „Endurance Crater“, seinem ersten großen Ziel, auch schon erreicht hat. „Endurance“ ist noch nicht so versandet wie „Victoria“; dort war lediglich der unterste Boden von einem zwar schönen, aber wissenschaftlich wertlosen Sandmuster bedeckt, das der Rover damals auch nicht befahren hat.

Die Chance, dass der Rover in seinem jetzigen Zustand in den Krater fahren und ihn auch wieder verlassen könnte, dürfte angesichts der Erfahrung mit „Endurance“ recht hoch sein. Aber wenn er einmal im Krater ist, würde er vermutlich Monate darin verbringen. Und wer kann garantieren, dass in dieser Zeit alle sechs Räder intakt bleiben? Welche Behinderung ein blockiertes Rad darstellt, sehen die Forscher tagtäglich an Zwillingsrover Spirit, dessen Aktionsradius sich seit dem Ausfall eines Rades deutlich eingeschränkt hat. Ein Opportunity auf fünf Rädern könnte zwar wohl noch auf der Ebene um den Krater fahren und Wissenschaft betreiben, aber nicht mehr aus dem Krater heraus kommen. „Wir haben also keine Zeit zu vertrödeln“, so drückte es Steve Squyres aus.

Phoenix´ Probleme mit Winden

Die Ingenieure des noch gar nicht gestarteten Phoenix-Landers beschäftigen sich derzeit mit potenziellen Problemen, die beide mit Wind zu tun haben – sowohl selbst erzeugtem Wind als auch dem ganz normalen Marswind. Die Untersuchungen sind ein gutes Beispiel für die extreme Sorgfalt, mit der Raumfahrtingenieure arbeiten müssen.

Im ersteren Fall handelt es sich um die Abgase der Landetriebwerke von Phoenix. Zur Erinnerung: Phoenix ist kein mobiler Rover, sondern lediglich eine stationäre Landesonde, die niemals etwas anderes untersuchen können wird als den Boden in Reichweite ihres Probensammelarms rings um ihre Landestelle. Was wäre nun, wenn die Triebwerke bei der Landung sämtliche leichteren Bestandteile dieses Bodens weg blasen und Phoenix mit seinem Probenarm folglich nur noch liegen gebliebene, schwerere Bestandteile zu untersuchen bekäme? Zudem könnten die Abgase der Triebwerke den Boden verunreinigen und damit die Messergebnisse verfälschen. Das darf offensichtlich nicht passieren. Um dieses Risiko einzuschätzen, baute ein Team an der Universität von Michigan extra ein kleines Testlabor, bestehend aus einer abwärts gerichteten Luftdüse und einem Marsbodenersatz aus Sägespänen und zerstoßenen Walnussschalen.

Ergebnis: Falls die Sonde sich bei ihrer Landung einfach von oben nach unten auf den Boden senkt, ist das Risiko einer Verfälschung höher, als wenn sie sich zusätzlich noch in horizontaler Richtung bewegt.

Das andere Problem hängt mit der Art zusammen, wie Phoenix Proben sammelt: Wie schon die Surveyor-Mondsonden der NASA in den 1960er Jahren nimmt der Probensammelarm mit einer kleinen Schaufel eine Probe des Marsbodens auf, führt sie an den Sondenkörper heran und kippt den Schaufelinhalt einfach in eine Öffnung des Minilabors, von wo die weitere Verarbeitung startet.

Nun nimmt die NASA an, dass an der Landestelle von Phoenix im „hohen Norden“ des Mars´ Winde von bis zu 17 Kilometern pro Stunde wehen. Unter diesem Gesichtspunkt ist das gewählte Verfahren der Schaufelentleerung etwas riskant: Auf den paar Zentimetern freiem Fall zwischen Schaufel und Laboröffnung könnte der Marswind leichtere Bestandteile der Bodenprobe weg blasen.

Tschüss, Probe

Damit sich die ganze Mission überhaupt lohnt, muss aber natürlich stets zuverlässig die gesamte, unverfälschte Probe im Minilabor ankommen – das gebietet die wissenschaftliche Sorgfalt. Nilton Renno von der Universität Michigan führte aus, dass die von den Missionsingenieuren bisher eingeplante „Schütthöhe“ von etwa 10 Zentimetern schon zu groß ist, um hundertprozentig zuverlässige Proben zu bekommen. Beliebig weit reduzieren lässt sich die Höhe allerdings auch wieder nicht, da sonst die Probenschaufel mit dem Sondenkörper kollidieren könnte.

Renno geht auf Basis der bisherigen Untersuchungen davon aus, dass eine Schütthöhe von etwa 3 Zentimetern optimal sein dürfte. Um sicherzugehen, will das Team aber noch Untersuchungen in einem Windkanal vornehmen und mit Hochgeschwindigkeitskameras die wirklich optimale Höhe bestimmen.

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Ein Beitrag von Florian Stremmel. Quelle: NASA/JPL.

Als Teil der nun beginnenden Zusammenbau-, Test- und Start-Operations-Phase verbindet das Phoenix-Team komplexe Subsysteme wie zum Beispiel den Bordcomputer, Systeme zur Energieversorgung sowie wissenschaftliche Instrumente mit der Hauptstruktur des Raumflugkörpers. Die Arbeiten umfassen gemeinsame Anstrengungen von Lockheed Martin Space Systems, der University of Arizona und dem Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Kalifornien.

„Alle Untersysteme und Instrumente der großen Vielzahl von Zulieferern wurden separat getestet, doch nun beginnen wir mit der entscheidenden Stufe, die einzelnen Einheiten einzubauen und herauszufinden, wie sie miteinander funktionieren“, erläutert Barry Goldstein, der JPL-Projekt-Manager für Phoenix.
Einmal am Mars angekommen, soll Phoenix nahe der Eiskappe des Nordpols landen, um dort entnommene Stichproben des eisigen Bodens zu untersuchen. „Wir wissen, dass in der Oberfläche der hohen Breiten viel gefrorenes Wasser vorhanden ist. Darum haben wir Phoenix so ausgelegt, dass er uns mehr über diese Region als einen möglichen Lebensraum berichten kann“, so Peter Smith von der University of Arizona.

Bei dem Landegerät handelt es sich um die erste Mission von NASAs „Mars Scout Program“, das mehrere neue, relativ günstige Missionen zum Mars vorsieht. Zur Zeit holt man sich Vorschläge für eine weitere Mission im Jahr 2011 ein. Phoenix, ausgewählt 2003, spart insofern Geld, indem auf eine Struktur samt Subsystem-Komponenten und Hitzeschild zurückgegriffen wird, die eigentlich für eine Lander-Mission aus dem Jahre 2001 vorgesehen war, aber in der Entwicklungsphase gestrichen wurde. Das Budget für Phoenix beträgt, einschließlich seinem Start, annehmbare 386 Millionen US-Dollar.

Landen wird der Roboter mit Hilfe von Düsen, die vor dem Aufsetzen die Geschwindigkeit drosseln. Die zur Zeit die Marsoberfläche erkundenden Rover sind noch mit Hilfe von Luftpolstern gelandet. Während Phoenix im Mai 2008 mit Hilfe eines Fallschirms durch die Atmosphäre fliegt, wird eine Kamera an Bord Bilder vom Umfeld des Landeplatzes machen. Im Gegensatz zu seinen fleißigen aktuellen Kollegen auf unserem Nachbarplaneten wird Phoenix jedoch stationär sein und keine Möglichkeit zur Fortbewegung besitzen.

Ausgestattet wird er jedoch mit einem ca. zwei Meter langen zwei-gelenkigen Roboterarm, der wiederum über eine Kamera und eine Schaufel verfügen wird. Bis zu 50 Zentimeter tiefe Löcher soll er graben können, um Bodenproben zu entnehmen, die dann mit entsprechenden Instrumenten vor Ort hinsichtlich chemischer und physikalischer Zusammensetzung analysiert werden sollen. Eine Farbkamera wird des Weiteren das Terrain des Landeplatzes unter die Lupe nehmen und Positionierungs-Informationen für den Roboterarm liefern. Zudem wird mit kanadischen Wetterinstrumenten das lokale Klima untersucht werden.

„Das Antriebs-System und die Verkabelung wurden bereits in den Raumflugkörper integriert“, so Ed Sedivy, Phoenix-Programm-Manager für Lockheed Martin. „In den nächsten Tagen werden wir die Flugsoftware auf den Bordcomputer laden. Die Software ist sehr viel ausgereifter als sonst üblich für solch ein Programm in diesem Stadium. Sobald der Computer angepasst wurde, können wir dem Raumflugkörper Strom zuführen.“ Komponenten zur Navigation und Kommunikation werden in den nächsten Wochen integriert, darauf folgen im Sommer dann die wissenschaftlichen Instrumente.
Im Mai 2007 wird Phoenix dann zum Kennedy Space Center verschifft, um dort für den Start vorbereitet zu werden. Davor jedoch muss sich das Gerät in Colorado Simulationen unterziehen, bei denen der Lander, sofern dies möglich ist, auf die zu erwartenden Bedingungen hin getestet werden soll.

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