Quelle: Karlsruher Institut für Technologie 10. Juni 2022.

10. Juni 2022 – Waren die Ozeane der Erde im Cryogenium – vor rund 700 Millionen Jahren – vollständig mit Eis bedeckt oder zog sich ein eisfreier Wassergürtel um den Äquator, in dem Schwämme und andere Lebensformen überleben konnten? Ein Forschungsteam des Karlsruher Instituts für Technologie (KIT) und der Universität Wien konnte nun in globalen Klimamodellen zeigen, dass ein Klimazustand mit einem Wassergürtel eher unwahrscheinlich und damit keine zuverlässige Erklärung für das Überdauern von Leben im Cryogenium ist. Grund dafür ist der unsichere Einfluss von Wolken auf das damalige Klima. Die Ergebnisse der Studie stellt das Team im Fachjournal Nature Geoscience vor. (DOI: 10.1038/s41561-022-00950-1)

Vom Weltraum aus hätte die Erde während der globalen Eiszeiten im Cryogenium möglicherweise wie ein großer Schneeball ausgesehen. Die Geowissenschaft bezeichnet diese in der Forschung etablierte Annahme einer geschlossenen Meereisdecke deshalb als Schneeballerde-Theorie. Noch ist insbesondere ungeklärt, wie Schwämme – von denen fossile Funde zeugen – in dem sehr kalten Schneeballerde-Klima überlebt haben könnten. Deshalb haben einige Forschende als alternative Theorie einen eisfreien Wassergürtel um den Äquator vorgeschlagen.

Leben trotz wahrscheinlich vereister Ozeane
Klimaforscher des KIT haben gemeinsam mit Kollegen der Universität Wien die klimatischen Bedingungen während des Cryogeniums mit globalen Klimamodellen und einem idealisierten Energiebilanzmodell untersucht. Sie erwarteten, in den simulierten Szenarien einen Klimazustand mit einem Wassergürtel zu finden, um zu untersuchen, unter welchen Bedingungen dieser stabil bleibt. „Wir waren überrascht, dass sich dieser Zustand in den Modellen als nicht robust zeigt“, sagt Christoph Braun vom Institut für Meteorologie und Klimaforschung – Department Troposphärenforschung (IMK-TRO) des KIT. Das Leben im Cryogenium sei also wahrscheinlich den harten Evolutionsbedingungen global vereister Ozeane ausgesetzt gewesen.

Aus der Studie ergaben sich neue Erkenntnisse über die Rolle der Wolken: „Wolken und ihre Strahlungsreflexion sind wichtig für die Stabilität eines Wassergürtel-Zustands – dieser starke Einfluss war bisher nicht bekannt“, betont der Doktorand und Erstautor der Studie. Mit dem in der Veröffentlichung vorgeschlagenen Wolken-Reflektivitäts-Mechanismus ließen sich die Ergebnisse früherer Studien neu interpretieren und möglicherweise zu einem in sich stimmigeren Bild verknüpfen.

Wolken erschweren Blick in die Klimavergangenheit
„Mit den globalen Klimamodellen und einem idealisierten Klimabilanzmodell können wir den Einfluss der Reflektivität von Wolken zeigen und die zugrundeliegenden Prozesse erklären“, sagt Braun. „Wie stark die Reflektivität der Wolken im Cryogenium gewesen ist, lässt sich damit jedoch nicht beurteilen, denn die Unsicherheit bei der Repräsentation von Wolken in globalen Klimamodellen ist groß.“ Entscheidend für das Rückstrahlungsvermögen ist, wie effizient Wassertröpfchen in Eis umgewandelt werden, was unter anderem von Art und Menge der als Eiskeime wirkenden Aerosole abhängt. Diese Vorgänge spielen sich auf einer Millimeterskala ab, während sich die Rechengitter der Modelle bislang in der Größenordnung von mehr als 100 Kilometern bewegen. Die Ergebnisse zeigen, dass Wolken entscheidend sind, um Klimaänderungen vorherzusagen und die Dynamik erdgeschichtlicher Vergletscherungen zu verstehen. „Wolken erschweren uns nicht nur den Blick in die Zukunft, sondern auch in die Vergangenheit“, so Braun.

Beurteilung der Bewohnbarkeit von Planeten außerhalb unseres Sonnensystems
Die Erkenntnisse der Forscher könnten künftig auch nützlich sein, um zu beurteilen, ob Planeten außerhalb unseres Sonnensystems bewohnbar sind. „Interessant wird dies zum Beispiel, wenn zukünftige Beobachtungen des James-Webb-Weltraumteleskops Blicke auf Wolken in den Atmosphären extrasolarer Planeten ermöglichen“, sagt Braun. Die Forscher des KIT haben die Simulationen auf dem Hochleistungsrechner Mistral des Deutschen Klimarechenzentrums in Hamburg durchgeführt. „Als nächsten Schritt haben wir begonnen, Wolken unter den klimatischen Bedingungen des Cryogeniums auf feineren Rechengittern zu simulieren. So können wir untersuchen, ob und wie die mit den Wolken einhergehende Unsicherheit verringert werden kann“, sagt Braun.

Die Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) hat das im Mai 2022 abgeschlossene Forschungsprojekt innerhalb des DFG-Projekts „Ist die Jormungandhypothese eine mögliche alternative Erklärung für die Neoproterozoischen Eiszeiten?“ drei Jahre lang mit insgesamt 202 000 Euro gefördert. Für die Simulationen wurde das Atmosphärenmodell ICON verwendet, an dessen Entwicklung das KIT in einem Konsortium mit dem Max-Planck-Institut für Meteorologie und dem Deutschen Wetterdienst beteiligt ist.

Über das Karlsruher Institut für Technologie
Als „Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft“ schafft und vermittelt das KIT Wissen für Gesellschaft und Umwelt. Ziel ist es, zu den globalen Herausforderungen maßgebliche Beiträge in den Feldern Energie, Mobilität und Information zu leisten. Dazu arbeiten rund 9 800 Mitarbeiterinnen und Mitarbeiter auf einer breiten disziplinären Basis in Natur-, Ingenieur-, Wirtschafts- sowie Geistes- und Sozialwissenschaften zusammen. Seine 22 300 Studierenden bereitet das KIT durch ein forschungsorientiertes universitäres Studium auf verantwortungsvolle Aufgaben in Gesellschaft, Wirtschaft und Wissenschaft vor. Die Innovationstätigkeit am KIT schlägt die Brücke zwischen Erkenntnis und Anwendung zum gesellschaftlichen Nutzen, wirtschaftlichen Wohlstand und Erhalt unserer natürlichen Lebensgrundlagen. Das KIT ist eine der deutschen Exzellenzuniversitäten.

Originalpublikation
Christoph Braun, Johannes Hörner, Aiko Voigt, and Joaquim G. Pinto: Ice-free tropical waterbelt for Snowball Earth events questioned by uncertain clouds. Nature Geoscience, 2022, DOI: 10.1038/s41561-022-00950-1.
https://www.nature.com/articles/s41561-022-00950-1

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Planet Erde

Der Beitrag KIT: Wolken spielten wichtige Rolle in der Klimageschichte erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Erstellt von Thomas Weyrauch. Quelle: Raumfahrer.net

Anlässlich der offiziellen Eröffnung hatte das DLR zu einer Tagesveranstaltung am rund 25 Kilometer südwestlich von München gelegenen bayerischen Standort geladen. Auf dem Programm der Veranstaltung standen Vorträge, Laborrundgänge und vor allem die eigentliche feierliche Eröffnung durch die Bayerische Staatsministerin für Wirtschaft und Medien, Energie und Technologie Ilse Aigner, den Ministerialdirigenten im Bundesministerium für Wirtschaft und Energie, Holger Schlienkamp und den Physiker Professor Dr. Hansjörg Dittus, DLR-Vorstand für Raumfahrtforschung und -technologie.

Professor Dr. Dittus brachte in seinen einleitenden Worten seine Freude darüber zum Ausdruck, dass das DLR mit dem RMC im neuen Gebäude jetzt eine unvergleichliche Infrastruktur nutzen kann, in der nicht nur Roboter für den Einsatz im Weltraum entwickelt werden können, sondern auch Spitzenforschung im Bereich irdischen Robotereinsatzes betrieben werden kann.

Angetan zeigte sich Dittus vom Erscheinen zahlreicher Vertreter aus Wirtschaft und Industrie, die für das DLR wichtige Partner sind. Erwähnt wurde die seit Jahren erfolgreiche Zusammenarbeit mit der Firma Kuka, die Nutzung von Software für Fahrerassistenzsysteme durch Mercedes Benz, und die etwa jährlich erfolgenden Ausgründungen durch einzelne Mitarbeiter des DLR.

Die Bayerische Staatsministerin für Wirtschaft und Medien, Energie und Technologie Ilse Aigner erklärte sich zufrieden mit dem erreichten Ergebnis und den damit neu eröffneten Möglichkeiten.

Zur Unterstützung beim fortschreitenden Aufbau der Kompetenzen im RMC erhält das DLR weitere rund 500.000 Euro, einen entsprechenden Fördermittelbescheid sagte die Ministerin zu.

Obwohl die Roboter des DLR schon die Kernkompetenzen eines Politikers wie Händeschütteln und Bänder durchschneiden beherrschten, werde die Entwicklung von Robotern noch eine ganze Weile dauern, bis sich Modelle wie der C3PO aus Krieg der Sterne verwirklichen lassen, trug die Staatsministerin in entspannter Laune vor.

Als Professor Gerd Hirzinger, ehemals Direktor des Instituts für Robotik und Mechatronik beim DLR in Oberpfaffenhofen, vor rund 30 Jahren mit dem Aufbau des Instituts begann, war nicht abzusehen, welche internationale Anerkennung die Arbeit am Standort einmal erfahren würde, berichtete Staatsministerin Aigner und brachte ihre Hoffnung zum Ausdruck, dass die Erfolgsgeschichte angesichts der Tatsache, dass jetzt alle wichtigen Arbeitsgruppen im neuen Gebäude gemeinsam untergebracht sind, fortgeschrieben werden kann.Aigner lies es nicht aus, darauf hinzuweisen, dass Roboter längst in weiten Lebensbereichen Einzug genommen haben und nannte als Beispiel die unauffälligen Maschinen, die immer häufiger zur Rasenpflege eingesetzt werden.

Befürchtungen, der Mensch werde durch eine sich ausdehnende Nutzung von Robotik Schaden erleiden, trat die Ministerin entgegen. Man könne sich sicher sein, dass auch künftig der Mensch der Schlüssel beim Einsatz von Robotern sein werde.

Professor Dr.-Ing. Alin Albu-Schäffer, Leiter des Instituts für Robotik und Mechatronik, schilderte in seinem Vortrag die Ziele der Institutsarbeit in Oberpfaffenhofen. Langfristig habe man vor, autonome Roboter und Schnittstellen zum Menschen für eine wirkungsvollere, effektivere und sicherere Interaktion mit der Umwelt zu entwickeln.

In den vier Ebenen des rund 25 Millionen teuren Neubaus beschäftigten sich laut Alin Albu-Schäffer rund 300 Mitarbeiter mit Themen wie der Robotik in der Raumfahrt, der Medizin- und Pflegerobotik, der Industrierobotik und der intelligenten Servicerobotik.

Zentrale Arbeitsgebiete Albu-Schäffers Instituts sind der Robotereinsatz bei unbemannten Wartungs- und Entsorgungsmissionen im Weltraum, robotische Assistenzsysteme zum Einsatz in der bemannten Raumfahrt, robotische Systeme zur Planetenerkundung, der Robotereinsatz in der Produktion und Industrie 4.0, robotische Unterstützung in Medizin und Pflege und neue Mensch-Maschine-Schnittstellen, intelligente Roboter zur Erledigung von Dienstleistungen und Routineaufgaben im Alltag sowie zur Nutzung im Freien, z.B. in der Landwirtschaft.

Als Beispiel für die Nützlichkeit modernen Robotereissatzes nannte der Institutsleiter aktuelle Entwicklungen im Bereich der minimal-invasiven Operationstechnik. Ein Demonstrationssystem erläuterte er der Staatsministerin im Anschluss an die offizielle Einweihungszeremonie bei einer Runde durch die Labore des RMC. Eine Nutzung bereits gewonnener Erkenntnisse durch die medizintechnische Industrie steht laut Albu-Schäffer kurz bevor.

Im Bereich des Weltraumrobotings erwähnte Albu-Schäffer unter anderem das Projekt DEOS. DEOS steht für „Deutsche Orbitale Servicing Mission“ und kennzeichnet ein Konzept, das unter anderem zur Realisierung einer Möglichkeit führen könnte, gealterte und deaktivierte Satelliten auf niedrigen Erdumlaufbahnen einzufangen und anschließend bei kontrollierten, zerstörerischen Wiedereintritten in der Erdatmosphäre zu entsorgen.

Envisat, der konkret genannt wurde, ist derzeit der größte inaktive Satellit im All, dessen gezielte Entsorgung im Sinne der Weltraumschrottvermeidung von Vorteil sein könnte. Ein Raumfahrzeug einer robotischen Entsorgungsmission könnte Envisat z.B. an einer Antenne, an der Struktur des Hauptkörpers des Satelliten oder am Adapter, mit dem der Satellit beim Start mit der Trägerrakete verbunden war, greifen.

Auch Möglichkeiten zur robotischen Wartung und automatisch ablaufenden Nachbetankung von Satelliten im Weltraum werden im Rahmen von DEOS untersucht. Ein DEOS-Simulator war nach der Einweihungszeremonie in einem Teil des Hauptlabors zu sehen. Der Simulator ermöglicht die Erprobung der autarken Annäherung und Kopplung der beiden DEOS-Komponenten sowie die Manipulation der einen durch die andere Komponente. An Bord ist ein Roboterarm von Kuka mit einer adaptiven drei-fingerigen Greifhand.

Nicht unerwähnt ließ Alin Albu-Schäffer auch das Institut für Optische Sensorsysteme am DLR-Standort Berlin Adlershof, das für die Komplettierung des DLR-Robotik-Forschungsclusters sorge. Die Einrichtung unter der Leitung von Prof. Dr. Heinz-Wilhelm Hübers beschäftigt sich mit der Entwicklung von Sensoren und Software für intelligente Datenerfassungs- und Verarbeitungssysteme.Dr.-Ing. Johann Bals verwies in seiner Einführung auf das hohe Synergie-Potenzial zwischen den Bereichen Luft- und Raumfahrt und den Bereichen Energie, Sicherheit und Verkehr. Das Institut für Systemdynamik und Regelungstechnik widmet sich unter Bals Leitung der Entwicklung intelligenter Regelungssysteme, die nicht nur bei Robotern im Raumfahrteinsatz verwendet werden können, sondern auch in Luft-, Schienen- und Straßenfahrzeugen nutzbar sind.

Ein Beispiel für eine Entwicklung, bei der robotische und regelungstechnische Technologien für planetare Rover und terrestrische Elektromobile Eingang fanden, ist das ROboMObil des DLR.

Das DLR-Institut für Systemdynamik und Regelungstechnik liefert maßgebliche Beiträge zur Etablierung internationaler Standards bei der physikalischen Modellierung und Simulation. Von der Softwareentwicklung über rechnergestützte Entwurfsarbeiten bis zu Tests zusammengesetzter Hardware kann das Institut im Neubau mit Prüfständen und Fahrzeuglabor nun alle Aufgaben unter einem Dach erfüllen.

Die Zeremonie zur Eröffnung fand anschließend im großzügigen Foyer des RMC statt, in dem ausnahmsweise auch das ROboMObil einen Parkplatz gefunden hatte. Anlass-gemäß assistierte der dank eines Untergestells auf Rädern mobile Roboter Justin der Staatsministerin beim Durchschneiden des symbolischen Bands zur Eröffnung des RMC. Justins künstlicher Kollege Toro, als Laufroboter auf den eigenen Beinen unterwegs, sorgte für glänzende Augen beim Händeschütteln mit Frau Aigner.

Prüfstände für Industrieroboter und ein Labor für Entwicklung und Test mobiler Roboter für die Planetenforschung sind im Untergeschoss des RMC untergebracht.

In den drei Hauptgeschossen existieren zahlreiche gut zugängliche, um Innenhöfe herum angeordnete Büros, sowie gut erreichbare Besprechungsräume. Kreativer Austausch kann zusätzlich in den vier Innenhöfen stattfinden, wo es außerdem Raum zur Entspannung in Arbeitspausen gibt. Insgesamt rund 8.000 Quadratmeter stellt das Gebäude seinen Nutzern zur Verfügung.

Den größten Raum im Erdgeschoss des RMC nimmt das rund 300 Quadratmeter große, auf flexible Nutzungsmöglichkeiten hin ausgelegte Hauptlabor ein. Umgeben ist es auf drei Seiten von kleineren Nebenlaboren, die bei Bedarf durch große Zugangstore vom Hauptlabor aus erreicht werden können. Augenfällig ist die durchgängig gute Beleuchtungssituation, die gebäudeweit von der Nutzung aktueller LED-Technik profitiert.

Im Hauptlabor können große, offen Flächen bedarfsweise anders unterteilt und abgetrennt werden. Der Wunsch, die Transfermöglichkeiten zwischen verschiedenen Anwendungen der Robotik zu maximieren, zeigt sich also auch deutlich bei der Auslegung des von den Architekten Brik, Heilmeyer und Frenzel entworfenen Gebäudes. 2010 hatten die Architekten aus Stuttgart den nicht offenen Realisierungswettbewerb um den Neubau gewonnen.

Der Grundstein für den Bau war am 22. April 2013 gelegt worden. Die reine Bauzeit betrug etwas über zwei Jahre. Im Sommer 2015 waren die entsprechenden Arbeiten beendet, und die betroffenen Institute in Oberpfaffenhofen konnten mit dem Bezug des Gebäudes beginnen.

Weitere Bilder in unserer Mediengalerie:

• RMC Oberpfaffen­hofen 15. April 2016

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Raumfahrt-Robotik in Deutschland

Der Beitrag Robotik und Mechatronik Zentrum des DLR eröffnet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert dieser Orbiter den an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.
Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Mars Express liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich gewesen sein könnte. Die Mars Express-Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Bereits am 10. November 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.785 die Marsregion Ascuris Planum, welche sich im äußersten nordöstlichen Bereich der Tharsis-Vulkanregion auf unserem Nachbarplaneten befindet, und bildete einen Teilbereich dieses Gebietes dabei mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) – der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters – ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 18 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 39 Grad nördlicher Breite und 281 Grad östlicher Länge gelegenen Abschnitt der Marsoberfläche wieder.

„Horst-Graben-Strukturen“ im Bereich des Ascuris Planum
Im Vergleich zu anderen Naturwissenschaften wie der Astronomie, der Mathematik, der Physik oder der Chemie handelt es sich bei der Geologie um eine noch relativ junge Wissenschaft, welche sich erst im Verlauf der letzten Jahrhunderte zu einem eigenständigen Forschungszweig entwickelte. Dieser gründete dabei auf den Erfahrungen, welche im Laufe der Zeit bei der Suche und der anschließenden Prospektion von Mineral- und Erzlagerstätten gesammelt wurden. Vor allem in den Mittelgebirgen Zentraleuropas sowie in den Alpen wurde der Bergbau bereits seit der Steinzeit betrieben und stellte in diesen Regionen stellenweise bis noch vor wenigen Jahrzehnten einen wichtigen Wirtschaftsfaktor dar. Bedingt durch diesen historischen Hintergrund fanden auch zahlreiche aus der deutschen Sprache stammende Fachbegriffe ihren Eingang in die heute überwiegend englischsprachig dominierte Fachterminologie der Geologen.

Ein besonders markantes Beispiel hierfür ist die Bezeichnung „Horst– und Grabenstruktur“. Dieses auffällige geologische Phänomen von tiefen Gräben und dazwischen befindlichen erhöhten Schollen findet sich jedoch nicht nur an vielen Stellen auf unserem Heimatplaneten, sondern ist auch auf dem Mars an zahlreichen Stellen zu beobachten. Bei einer dieser Regionen handelt es sich um das jetzt durch die HRSC-Kamera abgebildete Gebiet des Ascuris Planum.

Wie entstanden die dortigen „Horst-Graben-Strukturen“?
Die Tharsis-Region, an deren Rand sich das Ascuris Planum befindet, verfügt über einen Durchmesser von mehreren tausend Kilometern und bedeckt dabei eine Fläche von etwa vier Millionen Quadratkilometern der Marsoberfläche, die sich in diesem Bereich wie eine schildförmige Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Planetenoberfläche erhebt. Für die Entstehung dieser Region war ein extremer Vulkanismus verantwortlich, welcher auf dem Mars in den vergangenen Jahrmilliarden in mehreren Aktivitätsphasen auftrat. Daraus resultierte auch die Entstehung verschiedener Schildvulkane, welche zu den höchsten bisher bekannten Erhebungen in unserem Sonnensystem zählen.

Allgemein wird davon ausgegangen, dass sich die Tharsis-Region, genauso wie das benachbarte Grabenbruchsystem der Valles Marineris, von etwa 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt. Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Vulkanen auf.

Der Olympus Mons, der höchste Vulkan auf dem Mars, erreicht dabei bei einem Basisdurchmesser von etwa 550 Kilometern eine Höhe von mehr als 22 Kilometern. Weitere große Vulkane dieser Region sind der Ascraeus Mons mit 18, der Arsia Mons mit 14 und der Pavonis Mons mit 12 Kilometern Höhe. Bei den Ausbrüchen der Vulkane ergossen sich große Mengen an dünnflüssiger Lava über die Marsoberfläche, welche dabei zu ausgedehnten, mächtigen Lavadecken erstarrten. Durch das Gewicht des vulkanischen Gesteins bauten sich innerhalb der Marskruste massive tektonische Dehnungsspannungen auf.

Wird eine starre, spröde Gesteinskruste jedoch gedehnt – beispielsweise weil der Untergrund infolge tektonischer Prozesse angehoben wird – so wird die darüber liegende Oberfläche ‚unter Spannung‘ gesetzt. Sobald die dabei auftretende Dehnungsspannung über die für das Gestein ‚erträglichen‘ Grenzwerte steigt, kommt es zu einem Aufbrechen der Planetenkruste. Dies hat zur Folge, dass sich eine Störungszone bildet.

Dehnt sich die Kruste noch weiter, so können entlang der Dehnungsbrüche große Gesteinsblöcke mehrere hundert Meter in die Tiefe rutschen. Über einen Zeitraum von viele Millionen Jahre entsteht so ein tektonischer Graben. Die zu beiden Seiten des Grabens zum Liegen gekommenen Blöcke überragen nun die umgebende Landschaft und bilden die dazu gehörigen Horste.

Früherer Vulkanismus
Das Ascuris Planum weist jedoch noch weitere interessante geologische Aspekte auf. Neben der komplexen Tektonik sind hierbei speziell verschiedene vulkanische Phänomene von Interesse. In der unmittelbaren Nachbarschaft zum Ascuris Planum befindet sich mit dem weiter westlich gelegenen Alba Patera ein weiterer der größten Vulkane unseres Nachbarplaneten. Unmittelbar südöstlich befindet sich dagegen mit dem Labeatis Mons einer der zahlreichen kleineren Schildvulkane der Tharsis-Region. Die geradlinig bis leicht gekrümmt verlaufenden Störungen, welche für die Entstehung der Horst- und Grabenlandschaft verantwortlich sind, fallen hier ganz besonders ins Auge.

Es handelt sich bei dem Ascuris Planum um einen Teil der Marskruste, welcher über einen sehr langen Zeitraum der Marsgeschichte unter hohem tektonischem ‚Stress‘ gestanden haben muss. Die meist parallel angeordneten Gräben weisen einen von Nordosten nach Südwesten zeigenden Verlauf auf. Allerdings gibt es auch Gräben, die diese Hauptrichtung schneiden. Dies weist darauf hin, dass dieser Bereich der Marsoberfläche zu unterschiedlichen Zeiten unterschiedlichen Belastungen im ‚Stress-Regime‘ ausgesetzt war. In den linken Bildhälften der hier gezeigten verschiedenen Nadiransichten erscheinen die Kanten der Gräben zudem ‚frischer‘ und weniger stark erodiert aus. Diese Strukturen dürften somit einer jüngeren Generation von Brüchen angehören.

Auf den höchsten Erhebungen dieser Region, welche am besten in der weiter unten gezeigten farbkodierten Höhenkarte zu erkennen sind, finden sich zudem einige erstarrte Lavaströme. Diese Ströme, welche eventuell mit dem benachbarten Vulkan Labeatis Mons in Verbindung stehen, könnten entlang der Störungslinien ausgetreten sein. Ein entsprechendes Beispiel hierfür ist den Geologen auf unserem Heimatplaneten von den durch Vulkanismus geprägten Hawaii-Inseln im Pazifik bekannt.

Grubenkrater-Ketten liefern Hinweis auf Lavaströme oder auf ehemaliges Grundwasser
In den rechten Bildhälften der Nadiransichten sind dagegen einige parallel verlaufende Gräben und mehrere Impaktkrater erkennbar. Zwei dieser Krater befinden sich unmittelbar neben tektonischen Bruchlinien und weisen in ihren Wällen in Richtung der Gräben eine Öffnung auf. Diese Krater müssen somit älter als die tektonischen Brüche sein. Dies zeigt sich auch in der Struktur der Ejektadecke des größeren dieser beiden Krater, welche von einem Graben unterbrochen wird, bevor sie sich am anderen Ende des Grabens fortsetzt. Krater mit intakten Rändern, welche sich direkt auf den in dieser Region befindlichen Gräben befinden, sind dagegen offensichtlich jüngeren Datums. Anhand solcher Beobachtungen lassen sich die hier erfolgten geologischen Abläufe bis zu einem gewissen Grad somit auch zeitlich einordnen.

Auffallend ist zudem eine Aneinanderreihung von einzelnen, nahezu kreisrunden und kesselartigen Vertiefungen. Hierbei handelt es sich um Gruben mit steilen Wänden, welche sich entlang von weiteren Störungslinien in der spröden Marskruste gebildet haben. Die Geologen sprechen hier von Grubenkrater-Ketten. Derartige Strukturen treten häufig auf den Flanken von flachen Schildvulkanen auf und könnten den Verlauf von früher unter der Oberfläche existenten Lavakanälen anzeigen. Im Laufe der Zeit stürzen Teile der Gesteinsdecke über zwischenzeitlich entleerten Lavakanälen ein und bilden so diese Muster. Auch dieses Phänomen findet sich auf der Erde an verschiedenen Stellen – beispielsweise ebenfalls auf Hawaii oder auf Island.

Allerdings gibt es auch zwei weitere, nicht auf einen Vulkanismus beruhende Erklärungsansätze für die Entstehung dieser Grubenkrater-Ketten. Die erste alternative Theorie folgt dabei dem Ansatz, dass die Planetenkruste gedehnt wurde. Hierbei entstanden Vertiefungen, welche anschließend von nachrutschendem Material teilweise wieder verfüllt wurden. Aber auch Grundwasser, so der dritte Ansatz, könnte bei der Entstehung dieser Strukturen eine Rolle gespielt haben.

Auf der Erde treten derartige Aneinanderreihungen von trichterartigen ‚Löchern‘ in einer ansonsten intakten Landschaft insbesondere in Karstlandschaften auf und werden hier als Dolinen bezeichnet. Diese entstehen, wenn sich das in der Erdatmosphäre enthaltene Kohlenstoffdioxid mit Wasser zu Kohlensäure verbindet, welche dann als Bestandteil des Oberflächenwassers das Kalkgestein angreift. Kohlensäurehaltiges Sickerwasser gerät dabei in den Untergrund und lässt dort Hohlräume entstehen. Sobald die über so einem Hohlraume befindliche Deckschicht ihr Eigengewicht nicht mehr tragen kann, stürzt die Höhlendecke ein und legt die besagten trichterartigen Strukturen frei.

Zwar gibt es auf dem Mars nach dem derzeitigen Wissensstand keine Kalksteinablagerungen. Allerdings konnten in den vergangenen Jahren in vielen Regionen der Marsoberfläche andere wasserlösliche mineralogische Ablagerungen – beispielsweise in Form von Sulfaten – nachgewiesen werden, welche dort an Stellen auftreten, an denen einstmals auch Wasser vorhanden war.

Unabhängig davon, auf welche Weise sich diese Grubenkrater-Kette letztendlich gebildet hat, ist es jedoch deutlich, dass diese Region der Marsoberfläche eine bewegte und komplexe Vergangenheit durchlaufen hat, durch deren nähere Untersuchung sich den Geologen in der Zukunft weitere Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Nachbarplaneten ergeben werden.

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

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche in 34 Instituten in elf Ländern tätig sind.

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

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Sonnenkonjunktion – Zwangspause für die Marsforscher (13. Juni 2015)
• Siloe Patera – Ein Supervulkan auf dem Mars? (27. Mai 2015)
• Mars Express – Eine Kraterlanschaft im Arabia Terra (26. April 2015)
• Mars Express: Neue Aufnahmen der Cydonia-Region (16. März 2015)
• Mars – Der einstmals Blaue Planet (7. März 2015)
• Mars Express: Missionsverlängerung bis Ende 2018 (23. Dezember 2014)
• Die Stereokamera HRSC an Bord von Mars Express (11. September 2014)

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Mars Express
• Planet Mars

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Mars-Express-Sonderseite
• Mars-Express-Newsarchiv

Sonderseite des DLR:

• Zehn Jahre Mars Express

Der Beitrag Mars Express – Aufnahmen der Region Ascuris Planum erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

In den frühen Morgenstunden des 26. Juni 2015 erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 01:56 MESZ erneut die Apoapsis – den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems. Zu diesem Zeitpunkt befand sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,43 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn und begann damit zugleich ihren bereits 219. Umlauf um den Ringplaneten.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini eine Inklination von lediglich 0,4 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden. Außerdem passiert die Raumsonde auf dieser in der Äquatorebene des Saturn verlaufenden Flugbahn regelmäßig mehrere der inneren Saturnmonde in verhältnismäßig geringen Entfernungen. Zudem ergibt sich durch diesen Flugverlauf gelegentlich auch die Möglichkeit, mehrere der insgesamt 62 Monde gleichzeitig abzubilden.

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 20 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 218“ lautet, insgesamt 27 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Teil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen zudem auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler. Den Höhepunkt des jetzigen Saturnumlaufs stellt dabei ein für den 7. Juli 2015 vorgesehener Vorbeiflug an dem Mond Titan dar.
Zwecks der Vorbereitung auf diesen gesteuerten Vorbeiflug sind für den heutigen Tag sowie für den 3. Juli zwei kurze Aktivierungen der Triebwerke der Raumsonde vorgesehen, mit denen Cassini auf die für die Passage des Titan notwendige Flugbahn dirigiert werden soll.

Das erste Beobachtungsziel: Der Mond Kiviuq
Die erste Beobachtungskampagne der ISS-Kamera während des neuen Saturnumlaufs wird am 29. und 30. Juni einen der kleineren, äußeren Saturnmonde – den Mond Kiviuq – zum Ziel haben. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 22,0 mag handelt es sich bei diesem rund 16 Kilometer durchmessenden und erst im Jahr 2000 entdeckten Mond um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist.

Im Rahmen dieser insgesamt mehr als 30 Stunden andauernden Kampagne soll Kiviuq aus einer Entfernung von etwa 11,4 Millionen Kilometern mehrfach mit der ISS-Kamera abgebildet werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen wollen die beteiligten Wissenschaftler die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse noch besser als bisher bekannt bestimmen. Zwei weitere Kiviuq-Beobachtungssequenzen sind für den 1. und den 2. Juli vorgesehen.

Der Mond Titan aus der Ferne
Am 3. Juli wird die ISS-Kamera auf den größten der Saturnmonde, den 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, gerichtet sein und diesen aus einer Entfernung von etwa 2,43 Millionen Kilometern abbilden. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der 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).

Suche nach Polarlichtern auf dem Saturn
Im Anschluss an die Titan-Kampagne wird die ISS-Kamera auf den Saturn gerichtet sein und in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Ultraviolet Imaging Spectrograph (kurz „UVIS“), im Bereich des dortigen Südpols nach dort eventuell gerade auftretenden Polarlichtern Ausschau halten. Die Untersuchung solcher durch die Aktivität der Sonne verursachten Leuchterscheinungen innerhalb der Atmosphäre eines von einem Magnetfeld umgebenen Planeten im äußeren Sonnensystem erlaubt Rückschlüsse auf die dort auftretenden Auswirkungen der Sonnenaktivität und ist zugleich von Bedeutung für die zukünftig zu erstellenden Vorhersagen des in der Umgebung unseres Heimatplaneten zu erwartenden Weltraumwetters. Eine ähnliche Beobachtung ist für den 13. Juli vorgesehen.

Periapsis
Am 5. Juli 2015 wird Cassini schließlich um 13:14 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 219, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 187.830 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um am 4. und 5. Juli mit einem weiteren Instrument, dem Magnetospheric Imaging Instrument (kurz „MIMI“), das innere Magnetfeld des Saturn zu vermessen.

Der Titan-Vorbeiflug T-112
Am 7. Juli steht dann der Höhepunkt dieses 219. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 10:10 MESZ wird die Raumsonde den Mond Titan im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 5,6 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 10.953 Kilometern passieren. Die mit diesem mittlerweile 113. Vorbeiflug der Raumsonde am Titan – das Manöver trägt die Bezeichnung „T-112“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung.

Hierbei soll zunächst ein weiteres Spektrometer – das Composite Infrared Spectrometer (kurz „CIRS“) – genutzt werden, um ein grobes Temperaturprofil der Atmosphäre zu erstellen und deren Zusammensetzung zu untersuchen. Zugleich wird die ISS-Kamera Teilbereiche der Titanoberfläche abbilden. Die anzufertigenden Aufnahmen werden verschiedene markante Regionen wie zum Beispiel die Dünenlandschaften von Xanadu sowie die Gebiete Fensal, Aztlan und Quivira und den etwa 80 Kilometer durchmessenden Sinlap-Impaktkrater in der östlichen Fensal-Region zeigen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung von Cassini an den Titan wird erneut das CIRS-Spektrometer die wissenschaftlichen Aktivitäten dominieren. Aufgrund der diesmal gegebenen relativ großen Entfernung zum Titan – frühere Vorbeiflüge verliefen mehrfach in Entfernungen von weniger als 1.000 Kilometern – wird es dem Instrument am 7. Juli möglich sein, sowohl die Nordpolregion als auch den Südpol des Titan eingehender zu untersuchen. Auch hierbei konzentriert sich das Interesse der beteiligten Wissenschaftler auf die Erstellung von aktuellen Temperaturkarten und die Untersuchung der Atmosphärenzusammensetzung. Durch diese Daten erhoffen sich die Wissenschaftler neue Erkenntnisse über eventuelle Unterschiede in der Titanatmosphäre, welche durch die unterschiedlichen Jahreszeiten auf den beiden Hemisphären bedingt sind.

Auch nach der Phase der dichtesten Annäherung wird das CIRS weitere Temperaturdaten, diesmal aber von der ‚Nachtseite‘ des Mondes, sammeln. Unterstützt wird das Instrument dabei von einem weiteren Spektrometer, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (kurz „VIMS“).

Der Abschluss des Orbits Nummer 218
Nach dem Abschluss des Titan-Vorbeifluges wird die ISS-Kamera in den folgenden Tagen zunächst mehrfach einzelne Ringe des Saturn abbilden. Weitere Beobachtungen haben den Saturn zum Ziel und dienen – wie bereits zuvor beim Titan – auch dort der Dokumentation der aktuellen Wetterlage. Eine weitere Beobachtungskampagne hat den Mond Enceladus zum Ziel, wo die von der Südpolregion dieses Mondes ausgehenden feinen Jets aus Wasserdampf und Eispartikeln dokumentiert werden sollen.

Am 11. und am 16. Juli stehen zudem zwei weitere der kleineren, äußeren Saturnmonde – die nur wenige Kilometer großen Monde Ymir und Bestla – auf dem Beobachtungsprogramm. Auch bei diesen beiden Monden wollen die beteiligten Wissenschaftler durch die zu erstellenden Aufnahmen die Rotationsperioden sowie die Ausrichtung der jeweiligen Rotationsachsen bestimmen.

Ebenfalls am 16. Juli 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 10:20 MESZ in einer Entfernung von rund 2,7 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 219. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 220 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Den Höhepunkt dieses nächsten Orbits bildet ein nicht gesteuerter Vorbeiflug an dem Mond Dione, welcher dabei am 27. Juli in einer Entfernung von etwa 60.500 Kilometern passiert werden soll.

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

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Raumsonde CASSINI
• Planet Saturn
• Saturnmond Titan
• Saturnmond Enceladus
• Saturnmonde (allgemein)

Verwandte Internetseiten:

• CICLOPS (engl.)

Der Beitrag Cassini – Der Saturnumlauf Nummer 219 hat begonnen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Roland Rischer. Quelle: NASA, Spaceflight Now. Vertont von Peter Rittinger

Voraussichtlich im März 2016 wird die Marsmission InSight der NASA gestartet. Maßgebliche wissenschaftliche Beiträge kommen dabei auch aus Europa. Es handelt sich um eine stationäre Landeeinheit. InSight steht für „Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport“ und soll erstmals einen Einblick, so die wörtliche Übersetzung, in das Innere des Planeten Mars liefern. Dazu dienen drei Instrumente, ein Seismometer zur Analyse der Wellen bei Marsbeben und Bestimmung der Planetenkruste, ein Bohrhammer nebst Analyseinstrumentarium für Wärmefluss, elektrische Leitfähigkeit und Temperaturverteilung in bis fünf Metern Tiefe im Marsboden und Instrumente zur Berechnung der Masseverteilung im Planetenmantel mit Hilfe des X-Band-Kommunikationssystems (etwas ausführlicher siehe hier).

Ein kleines Novum wird die Kommunikation mit der Erde während der Landephase darstellen. Beim Start auf einer Atlas V werden zwei Minisatelliten (CubeSats) mit dabei sein, die bei der Landung im September 2016 als zusätzliche Kommunikationsrelais dienen. Diese Mission läuft unter dem Namen Mars Cube One (MarCO).

Cubesats haben eine Standardmaß von rund 10 mal 10 mal 10 Zentimeter. Für jedes MarCO-Relais werden sechs Cubesats in zwei Reihen à drei Satelliten kombiniert und mit Solarpanelen und Hochgewinnantenne versehen. Die MarCO-Satelliten haben damit in etwa das Format eines Aktenkoffers mit Außenmaßen von 36,6 mal 24,3 mal 11,8 Zentimetern. Nach dem Start werden sie unabhängig von InSight zum Mars fliegen. Das setzt neben einem Lagekontrollsystem unter anderem ein eigenes Kurssteuersystem (auf Kaltgasbasis) und eine strahlenresistentere Elektronik voraus. Es ist das erste Mal, dass Cubesats im interplanetaren Raum unterwegs sind. Neben dem Ausklappen der Solarpanele muss auch das Ausfahren zweier Antennen kurz nach dem Start gelingen. Die X-Band-Antenne ist eine Hochgewinnantenne, aber nicht in der üblichen Form einer Parabolantenne, sondern als flaches Panel, ein notwendiges Zugeständnis an die Grundform der CubeSat-Konstruktion.

Das Ganze dient einer schnelleren Kommunikation während der Landephase, hat für die NASA aber lediglich experimentellen Charakter. Keinesfalls sei der Erfolg der InSight-Mission davon abhängig, so Jim Green, Direktor im Bereich Planetenforschung der NASA. Eigentliches Kommunikationsrelais sei der seit Jahren vor Ort befindliche Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Während der momentan für den 28. September 2016 geplanten Abstiegs- und Landephase sendet InSight im UHF-Band Daten am MRO. Dieser sendet die Daten im X-Band weiter zur Erde. Das Problem dabei – MRO kann nicht gleichzeitig in einem Band Daten empfangen und im anderen Band weitergeben. Die Bestätigung einer erfolgreichen Landung könnte mit bis zu einer Stunde Verspätung auf der Erde eintreffen. Die Signallaufzeit zwischen Mars und Erde beträgt je nach Abstand zwischen drei und etwa 21 Minuten. Die Distanz Erde-Mars schwankt zwischen 56 und

401 Millionen Kilometern. Ende September 2016 wird der Mars rund 100 Millionen Kilometer entfernt sein, das entspricht einer Signallaufzeit von knapp sechs Minuten.
Am Landetag sollen die beiden Mars Cubes in rund 3.500 Kilometer Höhe am Mars vorbeifliegen. Zumindest die beim MRO aufgrund der technischen Ausstattung technisch bedingte Verzögerung wird es bei den beiden MarCO-Minisatelliten nicht geben. An Bord sind ein UHF-Empfänger und ein X-Band-Empfänger und –Sender. Die X-Band-Einheit kann gleichzeitig die über den UHF-Empfänger eingehenden Informationen aufnehmen und in Richtung Erde weitersenden.

MarCO ist ein Demonstrationsversuch unter der Federführung des Jet Propulsion Laboratory. CubeSats haben den Vorteil relativ kurzer Entwicklungszeiten. Dies und der Einsatz als Sekundärnutzlast macht sie zudem kostengünstig. MarCO hat laut Spaceflight Now etwa 13 Millionen US-Dollar gekostet. Sollten sich die beiden MarCO-CubeSats bei ihrer Mars-Mission als verlässlich erweisen, könnte dies nach Meinung der NASA neue Ansätze in der Planetenforschung ermöglichen.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• InSight auf Atlas V 401

Der Beitrag 2016 erstmals CubeSats auf interplanetarer Mission erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL, NASA.

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile mehr als neun Jahren immer weiter dem primären Ziel ihrer Reise – dem im äußeren Bereich unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto. Bereits am 15. Januar 2015 – und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ in einer Entfernung von 12.500 Kilometern über dessen Oberfläche erfolgenden Vorbeiflug am Pluto – begann dabei eine systematische Beobachtungskampagne des Zwergplaneten und seiner Monde, bei der sieben verschiedene Instrumente zum Einsatz kommen. Erst vor wenigen Wochen war die LORRI-Kamera der Raumsonde in der Lage, erstmals alle fünf bisher bekannten Monde des Pluto abzubilden (Raumfahrer.net berichtete).

Kurskorrekturmanöver
Diese Aufnahmen werden unter anderem erstellt, um fortlaufend die exakte Flugbahn der Raumsonde zu bestimmen und zu ermitteln, ob zwecks der erfolgreichen Durchführung des für den 14. Juli 2015 vorgesehenen Vorbeifluges am Pluto ein weiteres Kurskorrekturmanöver notwendig ist. Auf den so gewonnenen Daten basierend wurde bereits am 14. Juni ein entsprechendes Manöver durchgeführt. Im Rahmen einer um 06:05 MESZ beginnenden und 45 Sekunden andauernden Aktivierung der Triebwerke wurde die Geschwindigkeit der Raumsonde dabei um einen Wert von 52 Zentimetern pro Sekunde verändert.

Ohne dieses Korrekturmanöver, so der „New Horizons Encounter Mission Manager“ Mark Holdridge vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland, von wo aus die Raumsonde kontrolliert und gesteuert wird, hätte New Horizons am 14. Juli den angestrebten Rendezvouspunkt mit Pluto rund 84 Sekunden früher erreicht als beabsichtigt. Um 12:23 MESZ erreichten erste Telemetriedaten das Kontrollzentrum am JHU/APL, welche Auskunft über den Zustand der Raumsonde nach dem Abschluss des Manövers gaben. Die Auswertung dieser Daten zeigte, dass das Manöver wie vorgesehen ausgeführt wurde. New Horizons befindet sich ‚auf Kurs‘ und alle Systeme und Instrumente der Raumsonde arbeiten wie vorgesehen. Abhängig von der weiteren Auswertung der aktuellen Flugbahn könnte ein weiteres Korrekturmanöver nötig sein, welches in diesem Fall am 24. Juni durchgeführt werden soll.

Suche nach potentiell gefährlichen Objekten
Zugleich dienen diese Aufnahmen jedoch auch der Suche nach weiteren, bisher unentdeckten Monden und der Klärung der Frage, ob dieser Zwergplanet eventuell von einem Ringsystem umgeben ist, denn nicht nur die Gasplaneten unseres Sonnensystems, sondern auch verhältnismäßig kleine planetare Objekte können offensichtlich von solchen aus Staubpartikeln und Eiskristallen bestehenden Ringen umgeben sein (Raumfahrer.net berichtete). Sollte dies auch bei Pluto der Fall sein, so könnte dies eine ernsthafte Gefahr während der Durchführung des Pluto-FlyBys darstellen. Da sich New Horizons während der Passage des Plutosystems mit einer Geschwindigkeit von etwa 14 Kilometern pro Sekunde relativ zum Pluto bewegen wird, könnte bereits die Kollision mit nur millimetergroßen Staubpartikeln zu ernsthaften Beschädigungen und Systemausfällen führen. Eine auf die eventuelle Existenz eines solchen Ringsystems im Bereich des Pluto bezogene Studie wurde zum Beispiel im Jahr 2014 von P. M. Pires dos Santos et al. veröffentlicht.

Aktuelle Untersuchungen der Astronomen Mark R. Showalter und Douglas P. Hamilton deuten jedoch darauf hin, dass der Zwergplanet aufgrund des variablen Gravitationsfeldes und der dadurch bedingten Schwerkraftverhältnisse des Pluto-Charon-Systems sehr wahrscheinlich nicht von einem Ringsystem umgeben ist. Auch die Existenz weiterer Monde wird mittlerweile für eher unwahrscheinlich gehalten. Stabile Orbits für bisher unentdeckte Monde befinden sich demzufolge lediglich jenseits des äußeren Plutomondes Hydra oder aber in der unmittelbaren Nähe des Zwergplaneten.

Die bisherige Suche nach potentiell gefährlichen Objekten in der Umgebung des Pluto verlief allerdings ergebnislos. Sollten jenseits der Bahn des Mondes Charon – des innersten und mit Abstand größten Plutomondes – trotzdem bisher unentdeckte Monde existieren, so müssten diese rund vier mal lichtschwächer ausfallen als der Mond Styx – der kleinste Begleiter des Zwergplaneten. Auch über die Eigenschaften eines eventuellen Ringsystems kann das für die Suche nach für die Raumsonde potentiell gefährlichen Objekten zuständige „New Horizons Hazard Detection Team“ Aussagen tätigen.

Dieses Ringsystem müsste demzufolge über eine geringe Ausdehnung und Materialdichte verfügen und würde weniger als den fünfmillionsten Teil des einfallenden Sonnenlichts reflektieren. Ansonsten wäre die LORRI-Kamera bereits in der Lage gewesen, diese Ringe abzubilden. Am 15. Juni begann eine weitere Suchkampagne nach bisher unentdeckten Objekten. Die Resultate dieser Kampagne sollen nach dem Abschluss der Auswertungen der dabei gewonnenen und noch höher aufgelösten LORRI-Daten voraussichtlich am 25. Juni vorgestellt werden.

Eine erste Farbanimation
In der Zwischenzeit nähert sich New Horizons ihrem Ziel immer weiter an, so dass neben der LORRI-Kamera inzwischen auch das Kamerasystem RALPH zum Einsatz gebracht werden kann. Neben der Kartierung der Oberflächen von Pluto und Charon mit einer Auflösung von bis zu maximal 250 Metern pro Pixel kann dieses Kamerasystem auch dazu genutzt werden, um Farbaufnahmen anzufertigen. Zu diesem Zweck verfügt das Instrument über ein Sechs-Zentimeter-Teleskop, welches das Licht ‚einfängt‘ und anschließend zu zwei getrennten Subsystemen weiterleitet. Für die Anfertigung der Farbbilder ist die „Multispectral Visible Imaging Camera“ (kurz „MVIC“) zuständig, welche im sichtbaren und im nahinfraroten Lichtbereich bei 400 bis 975 Nanometern arbeitet. Eine ausführlichere Beschreibung der Ralph-Kamera finden Sie hier in englischer Sprache.

Aus neun Aufnahmen der RALPH-Kamera, welche zwischen dem 29. Mai und dem 3. Juni 2015 unter der Verwendung von „Blau“-, „Rot“- und „Nah-Infrarot“-Filtern erstellt wurden, hat das New Horizons-Team jetzt eine kurze Video-Sequenz erstellt, auf der auch erstmals in Farbe zu erkennen ist, wie der rund 2.310 Kilometer durchmessende Zwergplanet Pluto zusammen mit seinem größten Begleiter, dem etwa 1.212 Kilometer großen Mond Charon, ein gemeinsames Massezentrum umkreisen. Die Aufnahmen zeigen die beiden Objekte fast in Echtfarben, verfügen jedoch aufgrund der geringen Auflösung über eine extrem pixelige Form.

Dies soll sich jedoch in den kommenden Wochen ändern. „Die Farbaufnahmen werden in Zukunft noch viel besser werden und die Oberflächen von Pluto und Charon bis in den Kilometerbereich hinein auflösen“, so Cathy Olkin vom Southwest Research Institute (SwRI) in Boulder im US-Bundesstaat Colorado, die stellvertretende Projektwissenschaftlerin der Mission. „Diese Daten werden uns dabei helfen, die Natur der Oberflächen und die dort ablaufenden Prozesse zu entschlüsseln.“

„Es ist aufregend Pluto und Charon in Bewegung und zudem erstmals in Farbe zu sehen“, so Dr. Alan Stern vom SwRI, der für die New Horizons-Mission verantwortliche wissenschaftliche Projektleiter. „Selbst bei dieser geringen Auflösung können wir erkennen, dass beide Objekte unterschiedlich gefärbt sind. Pluto erscheint beige-orange während sich Charon in einem grauen Farbton präsentiert. Die möglichen Ursachen für diesen Unterschied werden derzeit von uns diskutiert.“

Aber auch die Aufnahmen der LORRI-Kamera von New Horizons enthüllen mittlerweile immer mehr Details von der Plutooberfläche. Die nebenstehend gezeigten Fotos wurden zwischen dem 29. Mai und dem 2. Juni 2015 aus Abständen zwischen rund 55 bis hin zu etwa 50 Millionen Kilometern angefertigt. Auf der gesamten dabei abgebildeten Oberfläche des Zwergplaneten lassen sich helle und dunkle Regionen erkennen. Speziell auf der nördlichen Pluto-Hemisphäre – hier im unteren Bereich der Aufnahmen erkennbar – scheint ein ausgedehntes dunkles Gebiet zu existieren. Die scheinbare ‚Deformation‘ des Pluto ist durch die Bildbearbeitung bedingt. In Wirklichkeit verfügt der Zwergplanet sehr wohl über eine kugelförmige Gestalt.

Zeitnahe Freigabe der LORRI-Aufnahmen
Die bisher von der LORRI-Kamera angefertigten Aufnahmen finden Sie auch auf dieser Internetseite des JHU/APL. Die dort veröffentlichten Aufnahmen sind allerdings nicht nachträglich bearbeitet oder kalibriert und zeigen somit lediglich die Originalaufnahmen, welche dabei zudem nur in dem verlustbehafteten JPEG-Format dargestellt werden. Allerdings werden hier neben allgemeinen Informationen zu der Entfernung zu dem abgebildeten Zielobjekt, dem Aufnahmezeitpunkt und der Belichtungszeit auch kurze Beschreibungen zu dem jeweiligen Foto veröffentlicht. Auch weiterhin sollen auf dieser Internetseite die zukünftig anzufertigenden Aufnahmen der LORRI-Kamera der interessierten Öffentlichkeit innerhalb von lediglich maximal 48 Stunden zur Verfügung gestellt werden.

Derzeit ist die Raumsonde New Horizons noch etwa 26,9 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt und nähert sich dem für den 14. Juli 2015 angepeilten ‚Treffpunkt‘ mit Pluto dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 13,78 Kilometern pro Sekunde an. Die Distanz der Raumsonde zu unserem Heimatplaneten beträgt dagegen zur Zeit etwa 4.747 Millionen Kilometer. Funksignale, welche zwischen New Horizons und der Erde ausgetauscht werden, benötigen für die Überbrückung dieser Distanz eine Signallaufzeit von etwa 4,4 Stunden. Stündlich aktualisierte Angaben dieser Entfernungs- und Geschwindigkeitswerte finden Sie auf dieser Internetseite des JHU/APL.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

• Botschaften der Menschheit (13. Juni 2015)
• Mindestens zwei von Plutos Monden taumeln (4. Juni 2015)
• New Horizons fotografiert auch Plutos kleinste Monde (14. Mai 2015)
• Verfügt Pluto über eine Polkappe? (3. Mai 2015)
• New Horizons – Erfolgreiches Kurskorrekturmanöver (15. März 2015)
• New Horizons fotografiert mehrere Monde des Pluto (22. Februar 2015)
• Die Instrumente der Raumsonde New Horizons (14. Januar 2015)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Mission New Horizons
• Plutoid Pluto
• Kuiper-Gürtel und transneptunische Objekte (TNOs)

Der Beitrag Pluto und Charon – Erstmals in Farbe erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 7. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 03:49 MESZ erneut die Apoapsis – den Punkt ihrer größten Entfernung zu dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde in einer Entfernung von rund 2,43 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren bereits 218. Umlauf um den Ringplaneten beginnen.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini eine Inklination von lediglich 0,3 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden. Außerdem passiert die Raumsonde auf dieser in der Äquatorebene des Saturn verlaufenden Flugbahn regelmäßig mehrere der inneren Saturnmonde in verhältnismäßig geringen Entfernungen.

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 18,9 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 217“ lautet, insgesamt 24 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Teil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen zudem auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler. Den Höhepunkt des in Kürze beginnenden Saturnumlaufs stellt dabei ein für den 16. Juni 2015 vorgesehener dichter Vorbeiflug an dem Mond Dione dar.
Die ersten Beobachtungsziele: Titan und Saturn
Nur wenige Stunden nach dem Beginn dieses neuen Umlaufs um den Ringplaneten wird die ISS-Kamera auf den größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, den 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, gerichtet sein und diesen aus einer Entfernung von etwa 1,88 Millionen Kilometern abbilden. Unmittelbar darauf wird die Kamera direkt auf den Saturn ausgerichtet, um dort nach markanten Wolkenformationen Ausschau zu halten. Durch die regelmäßig erfolgende Dokumentation von Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

In Kombination mit früheren und zukünftigen Beobachtungen dieser langfristig angelegten ‚Sturmbeobachtungskampagne‘ lässt sich durch derartige Aufnahmen die allgemeine ‚Großwetterlage‘ auf dem Saturn dokumentieren, welche sich aufgrund der Bewegung des Planeten um die Sonne und der dabei auftretenden Jahreszeiten in einem etwa 30 Jahre dauernden Rhythmus kontinuierlich verändert (Raumfahrer.net berichtete). Bis zum 14. Juni sind noch fünf weitere derartige ‚Wetter‘-Beobachtungen vorgesehen.

Der Mond Hyrrokkin
Am 10. Juni wird sich die ISS-Kamera schließlich auf einen der kleineren, äußeren Saturnmonde – den Mond Hyrrokkin – richten. Mit einer scheinbaren Helligkeit von lediglich 23,5 mag handelt es sich bei diesem nur etwa acht Kilometer durchmessenden und erst im Jahr 2006 entdeckten Mond um ein äußerst lichtschwaches Objekt, welches von der Erde aus nur extrem schwierig zu beobachten ist.

Im Rahmen dieser mehrere Stunden andauernden Kampagne soll Hyrrokkin aus einer Entfernung von etwa 14,7 Millionen Kilometern mehrfach mit der ISS-Kamera abgebildet werden. Anhand der Variationen in der sich bei dieser Beobachtungssequenz ergebenden Lichtkurve und einem Abgleich mit früheren Beobachtungen wollen die beteiligten Wissenschaftler die Helligkeitsvariationen auf dessen Oberfläche und die daraus abzuleitende Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse noch besser als bisher bekannt ermitteln.

Astrometrische Beobachtungen
Für den 12. Juni sind 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 Parameter von deren gegenwärtigen Umlaufbahnen noch weiter zu präzisieren. Derartige Messungen sind außerdem dazu dienlich, um den exakten Masseschwerpunkt innerhalb des komplexen Saturnsystems zu ermitteln und fortlaufend zu präzisieren. Eine weitere astrometrische Beobachtungskampagne soll am 14. Juni durchgeführt werden.

Weitere Monde
Ebenfalls noch am 14. Juni wird die ISS-Kamera dokumentieren, wie der Mond Enceladus vor der nördlichen Hemisphäre des Mondes Mimas vorbeizieht und diese dabei verdeckt. Die beiden Monde werden dabei 1,19 Millionen Kilometer beziehungsweise 1,46 Millionen Kilometer von der Raumsonde Cassini entfernt sein.

Für den folgenden Tag ist die Beobachtung eines weiteren äußeren Mondes – diesmal handelt es sich um den etwa 13 Kilometer durchmessenden Mond Tarvos – vorgesehen. Wie bereits einige Tage zuvor bei Hyrrokkin sollen auch hier Daten über die Rotationsperiode dieses Mondes sowie die Ausrichtung von dessen Rotationsachse gesammelt werden. Zum Zeitpunkt der mehrstündigen Beobachtungskampagne wird sich Tarvos in einer Entfernung von etwa 21,5 Millionen Kilometern zu Cassini befinden. Eine zweite Tarvos-Kampagne ist für die frühen Morgenstunden des 16. Juni eingeplant.

Zwischen diesen beiden Beobachtungssequenzen wird die ISS-Kamera jedoch zunächst auf den zweitgrößten Saturnmond – den 1.528 Kilometer durchmessenden Mond Rhea – gerichtet sein und zusammen mit einem weiteren Instrument der Raumsonde, dem Composite Infrared Spectrometer (kurz „CIRS“) aus einer Entfernung von 220.000 Kilometern diverse Aufnahmen von dessen Oberfläche anfertigen.

Periapsis
Am 16. Juni 2015 wird Cassini schließlich um 14:44 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 218, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 188.520 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren. Bereits wenige Stunden zuvor – um 07:25 MESZ – wird die Raumsonde zudem den kleinen, inneren Mond Polydeuces mit einer Geschwindigkeit von 6,6 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von lediglich 34.744 Kilometern ‚überfliegen‘. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um die Oberfläche von Polydeuces mit dem ISS-Kamerasystem abzubilden. Aufgrund seines geringen Durchmessers von lediglich vier Kilometern wird Polydeuces auf diesen Fotos jedoch trotzt der dabei gegebenen relativ geringen Entfernung lediglich eine Fläche mit einen Durchmesser von etwa 14 Pixeln einnehmen.

Während der Phase der dichtesten Annäherung an den Saturn soll das CIRS-Spektrometer zum Einsatz kommen. Mit den dabei zu gewinnenden Beobachtungsdaten soll erneut der Einfluss untersucht werden, welche die in den oberen Schichten der Saturnatmosphäre auftretenden Dunstschleier auf die in den tiefer gelegenen Schichten befindlichen Wolkenformationen ausüben. Diese CIRS-Messungen werden durch zusätzliche Aufnahmen der ISS-Kamera unterstützt.

Der Dione-Vorbeiflug D-4
Ebenfalls am 16. Juni steht zudem der Höhepunkt dieses 218. Umlaufs der Raumsonde Cassini um den Saturn an. Um 22:12 MESZ wird die Raumsonde den viertgrößten Saturnmond – den Mond Dione – im Rahmen eines zielgerichteten Vorbeifluges mit einer Geschwindigkeit von 7,3 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 515,9 Kilometern passieren. Der am 21. März 1684 von dem italienischen Astronomen Giovanni Cassini entdeckte Mond Dione verfügt über einen mittleren Durchmesser von rund 1.123 Kilometern. Im Durchschnitt verläuft die Bahn von Dione in einer Entfernung von 377.420 Kilometern zum Saturn. Für einen Umlauf um den Ringplaneten benötigt der Mond etwa 2,7 Tage.

Die mit diesem mittlerweile vierten Vorbeiflug an Dione – das Manöver trägt deshalb die offizielle Bezeichnung „D-4“ – assoziierten Beobachtungen beginnen bereits mehrere Stunden vor der dichtesten Annäherung mit dem Einsatz des ISS-Kamerasystems. Die Kameras sollen dabei verschiedene Bereiche der Oberfläche in einer hohen Auflösung abbilden. Diese Aufnahmen sollen den Planetologen dabei behilflich sein, die Entwicklungsgeschichte von Dione noch besser als bisher möglich zu beschreiben und Erkenntnisse über die Prozesse zu gewinnen, welche zu der Bildung der vielfältig gestalteten Oberfläche geführt haben.

Auf Diones Oberfläche sind sowohl Gebirgsketten als auch stark verkraterte Regionen und ausgedehnte, flache Ebenen mit nur wenigen Kratern vertreten. Die verkraterten Regionen weisen zahlreiche Impaktkrater mit Durchmessern von teilweise mehr als 100 Kilometern auf. In den Ebenen erreichen die Krater dagegen nur selten Durchmesser von mehr als 30 Kilometern. Diese unterschiedliche Kraterverteilung weist auf ein unterschiedliches Alter der Oberfläche von Dione hin. Bei einem der am 16. Juni abzubildenden Oberflächenbereiche handelt es sich um eine Region namens „Eurotas Chasmata“ – einem offenbar tektonisch deformierten Gebiet, welches über eine Ausdehnung von fast 1.000 Kilometern verfügt und das erstmals in den Jahren 1980 und 1981 durch die NASA-Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 dokumentiert wurde.

Der wissenschaftliche Schwerpunkt dieses Vorbeifluges wird allerdings durch den Einsatz des Radio Science Subsystems (kurz „RSS“) der Raumsonde Cassini dominiert. Mit einem Wert von 1,47 Gramm pro Kubikzentimeter weist Dione nach Enceladus und Titan die drittgrößte mittlere Dichte aller Saturnmonde auf. Dione besteht zwar größtenteils aus Eis, dürfte allerdings auch über einen signifikanten Anteil an Silikatgesteinen verfügen, welches etwa ein Drittel der Gesamtmasse des Mondes ausmacht.

Durch die RSS-Messungen soll entschlüsselt werden, ob diese Gesteine undifferenziert verteilt sind, oder ob sie sich – wie bei einem terrestrischen Planeten – in einem Gesteinskern konzentrieren. Entsprechende Informationen lassen sich aus der hochgenauen und durch das RSS-Experiment durchzuführenden Vermessung des Schwerkraftfeldes von Dione ableiten.

Während des Vorbeifluges an dem Mond wird die Raumsonde durch die von Dione ausgehenden gravitativen Einflüsse zwar minimal, aber doch deutlich registrierbar von der vorgesehenen Flugbahn abgelenkt werden. Diese Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit der Radiosignale, welche Cassini während des Vorbeifluges konstant zur Erde aussenden wird, bemerkbar. Hierzu sendet Cassini im Bereich des S-Bandes eine hochstabile Trägerwelle in Richtung Erde aus, ohne selbst Signale zu empfangen. Hierfür wird der Sender der Kommunikationsanlage der Raumsonde verwendet, welcher die Trägerwelle mit einer Sendeleistung von zehn Watt abstrahlt.

Durch die Auswertung dieser auf dem Doppler-Effekt basierenden Daten lässt sich nicht nur die Masse von Dione und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den inneren Aufbau dieses Mondes getätigt werden. Neben der Beantwortung der Frage, ob Dione über einen regelrechten Kern verfügt, erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler durch das RSS-Experiment weitere Erkenntnisse über einen eventuell existierenden unterirdischen Ozean (Raumfahrer.net berichtete) sowie über Heterogenitäten und Massekonzentrationen in dessen Inneren.

Die über einen Zeitraum von fünf Stunden durchzuführende RSS-Kampagne wird etwa 2,5 Stunden vor der dichtesten Annäherung an Dione beginnen. Während der erfolgenden RSS-Messungen muss die vier Meter durchmessende Hauptantenne der Raumsonde allerdings exakt auf die Erde ausgerichtet sein. Nur so können die von Cassini abgesetzten Radiosignale von den Empfangsstationen des Deep Space Network (DSN) der NASA mit einer ausreichenden Präzision empfangen werden. Da die wissenschaftlichen Instrumente starr auf einer Instrumentenplattform montiert sind, ist es somit während der Hauptphase dieses Vorbeifluges nicht möglich, Fotoaufnahmen von der Dione-Oberfläche durch die ISS-Kamera zu gewinnen.

Erst nach dem Abschluss der RSS-Messungen können somit neben der ISS-Kamera auch verschiedene Spektrometer ihre Beobachtungen von Dione fortsetzen. So soll dann zum Beispiel das CIRS-Instrument die ‚Nachtseite‘ von Dione abtasten und Temperaturmessungen durchführen. Hierdurch erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler Informationen über die Mechanismen des Wärmetransports und der Wärmeabgabe auf der Oberfläche von Dione, woraus sich auch Rückschlüsse über deren mineralogische Zusammensetzung ableiten lassen.

Nicht von den RSS-Messungen betroffen ist dagegen ein weiteres Instrument der Raumsonde – das Ion and Neutral Mass Spectrometer (kurz „INMS“). Dieses Spektrometer wird auch während der Phase der dichtesten Annäherung versuchen, Gasmoleküle zu detektieren, welche von Dione entweichen und die eine äußerst dünne und laut dem bisherigen Erkenntnisstand hauptsächlich aus Sauerstoff bestehenden Atmosphäre um diesen Mond bilden (Raumfahrer.net berichtete).

Der Abschluss des Orbits Nummer 218
Nach dem Abschluss des Dione-Vorbeifluges wird sich ISS-Kamera am 17. Juni erneut auf einen der kleineren, äußeren Saturnmonde – diesmal handelt es sich um den rund 32 Kilometer durchmessenden Mond Albiorix – richten und über mehrere Stunden hinweg zwecks der Bestimmung der Rotationsdauer aus einer Entfernung von etwa 20,5 Millionen Kilometern abbilden. Für den 18. und 19. Juni sind mehrere Beobachtungen des Mondes Titan vorgesehen, welcher sich dabei 1,3 Millionen Kilometer von Cassini entfernt befinden wird.

Ebenfalls am 19. Juni wird die ISS-Kamera zudem wieder auf den Saturn gerichtet sein und in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Ultraviolet Imaging Spectrometer (kurz „UVIS“), im Bereich des dortigen Südpols nach dort eventuell gerade auftretenden Polarlichtern Ausschau halten.

Die Untersuchung solcher durch die Aktivität der Sonne verursachten Leuchterscheinungen innerhalb der Atmosphäre eines von einem Magnetfeld umgebenen Planeten im äußeren Sonnensystem erlaubt Rückschlüsse auf die dort auftretenden Auswirkungen der Sonnenaktivität und ist zugleich von Bedeutung für die zukünftig zu erstellenden Vorhersagen des in der Umgebung unseres Heimatplaneten zu erwartenden Weltraumwetters.

Am 26. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 01:56 MESZ in einer Entfernung von rund 2,4 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 218. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 219 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 7. Juli 2015 in einer Entfernung von diesmal rund 11.000 Kilometern passiert werden soll.

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

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Raumsonde CASSINI
• Planet Saturn
• Saturnmond Titan
• Saturnmond Enceladus
• Saturnmonde (allgemein)

Verwandte Internetseiten:

• CICLOPS (engl.)

Der Beitrag Raumsonde Cassini – Der Saturnumlauf Nummer 218 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL, Hubble Space Telescope, ESA, Nature. Vertont von Peter Rittinger.

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile mehr als neun Jahren immer weiter dem primären Ziel ihrer Reise – dem im äußeren Bereich unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto. Bereits am 15. Januar 2015 – und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ in einer Entfernung von 12.500 Kilometern über dessen Oberfläche erfolgenden Vorbeiflug am Pluto – begann dabei eine systematische Beobachtungskampagne des Zwergplaneten und seiner Monde. Erst kürzlich war die LORRI-Kamera der Raumsonde in der Lage, erstmals alle fünf bisher bekannten Monde des Pluto abzubilden (Raumfahrer.net berichtete).

Diese Aufnahmen wurden und werden aktuell immer noch in erster Linie erstellt, um die exakte Flugbahn der Raumsonde zu bestimmen und zu ermitteln, ob für die erfolgreiche Durchführung des für den 14. Juli 2015 vorgesehenen Vorbeifluges am Pluto ein weiteres Kurskorrekturmanöver notwendig ist.

Zugleich dienen diese Aufnahmen jedoch auch der Suche nach weiteren, bisher unentdeckten Monden und der Klärung der Frage, ob dieser Zwergplanet eventuell von einem Ringsystem umgeben ist, denn nicht nur die Gasplaneten unseres Sonnensystems, sondern auch verhältnismäßig kleine planetare Objekte können offensichtlich von solchen aus Staubpartikeln und Eiskristallen bestehenden Ringen umgeben sein (Raumfahrer.net berichtete). Sollte dies auch bei Pluto der Fall sein, so könnte dies eine ernsthafte Gefahr während der Durchführung des Pluto-FlyBys darstellen. Eine auf die eventuelle Existenz eines solchen Ringsystems im Bereich des Pluto bezogene Studie wurde zum Beispiel im Jahr 2014 von P. M. Pires dos Santos et al. veröffentlicht.

Zugleich können durch die Auswertung solcher Aufnahmen jedoch auch die Bahnparameter der bisher bekannten Monde des Pluto eingegrenzt und weiter verfeinert werden. Hierfür greifen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler allerdings auch auf Daten zurück, welche in der Vergangenheit im Rahmen von entsprechenden Beobachtungskampagnen mit dem Weltraumteleskop Hubble gewonnen wurden.

Der 2.310 Kilometer durchmessende Zwergplanet Pluto umkreist zusammen mit seinem größten Begleiter, dem etwa 1.212 Kilometer großen Mond Charon, ein gemeinsames Massezentrum, welches sich mehr als 1.000 Kilometer außerhalb des Masseschwerpunktes des Pluto befindet. Zusätzlich bewegen sich um dieses gemeinsame Baryzentrum zudem die vier weiteren bisher bekannten, allerdings deutlich kleineren und somit auch masseärmeren Plutomonde Styx, Nix, Kerberos und Hydra.

Bahnresonanzen
Die sich dabei ergebenden Umlaufzeiten, Rotationsperioden und Bahnresonanzen der somit sechs innerhalb des Pluto-Systems befindlichen Objekte wurde jetzt von Mark R. Showalter vom SETI-Institut in Mountain View im US-Bundesstaat Kalifornien und von Douglas P. Hamilton von der Universität Maryland/USA eingehender analysiert. Dabei stellten die beiden Wissenschaftler unter der Verwendung von Daten, welche bereits in den Jahren 2005 bis 2012 mit dem Hubble Space Telescope gewonnen wurden, fest, dass sich die Monde Styx, Nix und Hydra in einem Resonanzverhältnis zu Pluto bewegen und diesen in dementsprechenden Zeitabläufen umkreisen.

Der Zwergplanet Pluto benötigt für eine vollständige Drehung um seine Rotatiosachse etwa sechs Tage, neun Stunden und 17 Minuten. Um den Pluto einmal vollständig zu umrunden benötigen die erwähnten Monde dagegen eine Zeitspanne, welche ziemlich genau dem Dreifachen, dem Vierfachen beziehungsweise dem Fünffachen dieses Werts entspricht. Allerdings, so die Wissenschaftler, ist das Schwerefeld des Pluto-Charon-Systems letztendlich auch dafür verantwortlich, dass sich für diese kleineren Monde auch ein Orbitverlauf ergibt, welcher mehr oder weniger ‚chaotisch‘ verläuft.

Keine gebundene Rotation
Bisher gingen die Wissenschaftler allgemein davon aus, dass die kleineren Monde des Pluto eine sogenannte gebundene Rotation aufweisen. Wie im Fall des Erdmondes sollten sie dem Zwergplaneten somit bei dessen Umkreisung immer die gleiche Seite der Oberfläche zuwenden.

Bei der Auswertung der Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble zeigte sich jedoch, dass die vier kleineren Monde des Pluto sich nicht exakt in der Äquatorebene des Pluto-Charon-Systems bewegen, sondern dass deren Umlaufbahnen vielmehr minimal – es handelt sich hierbei um weniger als etwa ein Grad – gegen diese geneigt sind. In Kombination mit den leicht elliptisch verlaufenden Umlaufbahnen dieser Monde ergeben sich dadurch bedingt jedoch speziell für Nix und Hydra offensichtlich auch signifikante Auswirkungen auf den Verlauf der Umlaufbahnen und auf das jeweilige Rotationsverhalten.

Die im Rahmen der Beobachtungen gewonnenen Helligkeitskurven von Nix und Hydra deuten darauf hin, dass sich diese beiden Monde – bedingt durch das dominierende Schwerkraftfeld der beiden Hauptkörper Pluto und Charon – in einer Art chaotischer ‚Pendelbewegung‘ befinden und dem Pluto deshalb keineswegs immer die gleiche Hemisphäre präsentieren.

„Pluto und Charon umkreisen einander mit großer Geschwindigkeit und verursachen so sich ständig verändernde gravitative Anziehungskräfte, welche auch auf die kleineren Monde in der Nähe einwirken“, so Douglas P. Hamilton. „Diese sich ständig verändernden Gravitationskräfte machen die Bewegungen dieser Plutomonde unvorhersagbar. Das chaotische Rotationsverhalten wird dabei noch durch die Tatsache verstärkt, dass diese Monde nicht kugelförmig geformt sind, sondern von ihrer Gestalt her eher an Rugbybälle erinnern.“

„Vor der Auswertung der Hubble-Daten hat niemand mit einer derartig komplizierten Dynamik innerhalb des Plutosystems gerechnet“, so Mark R. Showalter. Sehr wahrscheinlich zeigen auch die Monde Kerberos und Styx ein ganz ähnliches chaotisches Bahnverhalten. Diese Vermutung ließ sich aber mit den bisherigen Beobachtungsdaten noch nicht bestätigen, weshalb in Zukunft weitere Untersuchungen bezüglich der Bahndynamiken erfolgen sollen. Neben weiteren Aufnahmen des Hubble Space Telescope und den in Kürze zu gewinnenden Daten der Raumsonde New Horizons setzen die Wissenschaftler hierbei auch auf das zukünftige James Webb Space Telescope.
Die Bewegung der kleineren Monde im Pluto-Charon-System könnte den Wissenschaftlern auch entscheidende Hinweise darauf geben, wie sich Exoplaneten bewegen, welche Bestandteil eines physischen Doppel- oder Mehrfachsternsystems sind. Chaotische Bewegungen, wie sie jetzt von Nix und Hydra registriert wurden, könnten bei Planeten in Doppelsternsystemen weit verbreitet sein und eventuell Einflüsse auf die dortige Wahrscheinlichkeit einer Entwicklung von Leben haben, so Douglas P. Hamilton.

Kerberos verfügt über eine ungewöhnlich dunkle Oberfläche
Bei der Auswertung der Hubble-Daten fiel den Wissenschaftlern zudem auf, dass der Mond Kerberos über eine Oberflächenfärbung verfügt, welche deutlich dunkler ausfällt als die Farbe der anderen Mondoberflächen. Die Oberflächen der Monde Styx, Nix und Hydra reflektieren laut dieser Studie in etwa 40 Prozent des auf sie einfallenden Sonnenlichtes zurück in das Weltall und weisen somit eine ähnlich hohe Albedo wie der Mond Charon auf.

Kerberos reflektiert dagegen lediglich etwa fünf Prozent des einfallenden Lichts. Dies deutet zur Überraschung der Planetologen auf eine abweichende chemische und mineralogische Zusammensetzung der Oberfläche von Kerberos hin. Eigentlich wurde erwartet, dass alle Monde des Pluto mit einer gleichmäßig zusammengesetzten Regolithschicht überzogen sind, welche sich im Laufe der Jahrmilliarden durch regelmäßig erfolgende Einschläge von Meteoriten und Kometenteilchen bildete. Bei Kerberos scheinen jedoch vermehrt kohlenstoffhaltige Materialien die Oberfläche zu bedecken.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 3. Juni 2015 von Mark R. Showalter und Douglas P. Hamilton unter dem Titel „Resonant interactions and chaotic rotation of Pluto’s small moons“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

Derzeit ist die Raumsonde New Horizons noch etwa 47,8 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt und nähert sich dem für den 14. Juli 2015 angepeilten ‚Treffpunkt‘ mit Pluto dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 13,8 Kilometern pro Sekunde an. Stündlich aktualisierte Angaben dieser Entfernungs- und Geschwindigkeitswerte finden Sie auf dieser Internetseite des JHU/APL.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

• New Horizons fotografiert auch Plutos kleinste Monde (14. Mai 2015)
• Verfügt Pluto über eine Polkappe? (3. Mai 2015)
• New Horizons – Erfolgreiches Kurskorrekturmanöver (15. März 2015)
• New Horizons fotografiert mehrere Monde des Pluto (22. Februar 2015)
• Die Instrumente der Raumsonde New Horizons (14. Januar 2015)
• New Horizons: Der Anflug an Pluto beginnt (8. Dezember 2014)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Mission New Horizons
• Plutoid Pluto
• Kuiper-Gürtel und transneptunische Objekte (TNOs)

Fachartikel von Mark R. Showalter und Douglas P. Hamilton:

• Resonant interactions and chaotic rotation of Pluto’s small moons

Der Beitrag Mindestens zwei von Plutos kleineren Monden taumeln erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, USGS, University of Leicester, UMSF-Forum. Vertont von Peter Rittinger.

Der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity landete am 6. August 2012 im Inneren des unmittelbar südlich des Marsäquators gelegenen und 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 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).

Weitere Informationen über die ‚Geschichte des Mars‘ erhoffen sich die an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftler durch die systematische Untersuchung des im Inneren des Gale-Krater gelegenen Zentralberges „Aeolis Mons“.

Diverse Aufnahmen von verschiedenen Marsorbitern zeigten bereits im Vorfeld der Mission, dass dieser etwa 5.500 Meter über den Boden des Kraters hinausragende Berg an seinen Flanken über einen ausgeprägten Schichtaufbau verfügt. In den einzelnen Schichten ist – vergleichbar mit den Steilwänden des Grand Canyon im US-Bundesstaat Arizona – die langfristige klimatologische und geologische Geschichte dieser Region der Marsoberfläche enthalten. Anders als in den auf der Erde gewonnenen Bohrkernen liegen diese Informationen dabei jedoch mehr oder weniger offen zutage und sind für den Rover Curiosity somit relativ leicht einsehbar.

Durch eine langsame ‚Besteigung‘ dieses Zentralberges, welche mit weiteren ausführlichen Analysen von aus geologischer Sicht interessant erscheinenden Ablagerungen verbunden sein wird, soll dessen Entwicklungsgeschichte im weiteren Verlauf der Mission Schritt für Schritt erforscht und entschlüsselt werden. Auf diese Weise erhoffen sich die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Wissenschaftler weitere Erkenntnisse darüber, wann, wie, warum und in welchen Zeiträumen sich das Klima und die Umweltbedingungen auf dem Mars einstmals so dramatisch verändert haben.

Während der ersten Monate des Jahres 2015 war der Rover jedoch zunächst damit beschäftigt, mit seinen insgesamt zehn wissenschaftlichen Instrumenten die Regionen „Pahrump Hills“ und „Garden City“ zu untersuchen, welche zu der Basis dieses Berges gerechnet werden. Nach dem Abschluss dieser Analysen setze der Rover seine Fahrt in die Richtung des Zentralberges fort. Das dabei angepeilte nächste Zwischenziel war ein Oberflächenbereich nahe des „Logan Pass“, in dem zwei unterschiedliche Arten von Gesteinsschichten aufeinandertreffen.

Schwieriges Gelände erforderte eine Planänderung
Bei drei von vier Fahrten, welche Curiosity dabei zwischen dem 7. und dem 13. Mai auf dem Weg zu der zu untersuchenden Oberflächenformation absolvierte, wurde jedoch ein so starkes ‚Durchdrehen‘ der Räder registriert, dass die Fahrt von der Sicherheitssoftware des Rovers vorzeitig abgebrochen wurde, um ein Festfahren des Rovers in einer ‚Sandfalle‘ zu verhindern. Der Grund hierfür war, dass die während dieser drei Fahrten von dem Rover gesammelten und autonom ausgewerteten Daten zeigten, dass die sechs Räder des Rovers aufgrund des sandigen und somit sehr lockeren Untergrundes und dem damit verbundenen hohen Schlupf einen deutlich geringeren Geländegewinn erzielten als beabsichtigt.

„Der Mars kann sehr trügerisch sein“, so Chris Roumeliotis, der derzeitige Leiter des für die Steuerung des Marsrovers Curiosity verantwortlichen „Roverdriver-Teams“ am Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. „Wir wussten, dass Curiosity in diesen kleinen Sandrippeln sehr schnell ins Rutschen geraten kann. Allerdings sah es zunächst so aus, als befände sich direkt daneben ein Gelände mit einem etwas festeren Untergrund. Wir fuhren also um die Rippelmarken herum und dachten, dass wir nun auf einem griffigeren Untergrund fahren, auf dem es für die Räder eine bessere Haftung gibt. Dummerweise stellte sich heraus, dass auch dieser Bereich der Oberfläche aus sehr lockerem Material besteht. Das hat uns dann doch sehr überrascht.“

Da sich der Rover jetzt zudem am Hang eines kleinen Hügels befand und eine hohe Neigung von immerhin 21 Grad aufwies entschieden sich die Roverdriver dazu, die Fahrt nicht auf dem vorgesehenen Kurs fortzusetzen, sondern stattdessen ein alternatives Ziel anzusteuern. Hierfür wurden zunächst von den beteiligten Roverdrivern und Wissenschaftlern einige Tage lang diverse Fotos ausgewertet, welche sowohl von den Kamerasystemen des Rovers stammten und die die unmittelbare Umgebung zeigten als auch Aufnahmen von dem in einer Marsumlaufbahn kreisenden NASA-Orbiter Mars Reconnaissance Orbiter (abgekürzt MRO) und die das umliegende Gelände in einem größeren Kontext wiedergeben.
„Ein Faktor, den das Team zu berücksichtigen hat, ist die Zeit, die benötigt wird, um ein bestimmtes Ziel zu erreichen, wenn noch eine ganze Reihe von weiteren Zielen vor uns liegen“, so Dr. Ashwin Vasavada, der leitende Projektwissenschaftler der Curiosity-Mission vom JPL. „Wir haben die Aufnahmen des Mars Reconnaissance Orbiter dazu verwendet, um einen alternativen Bereich in der Region des Logan Pass aufzuspüren, an der sich dieser geologische Kontakt trotzdem untersuchen lässt, ohne dass wir hierfür einen zu großen Umweg machen müssen.“

Am 16. Mai machte Curiosity schließlich ‚kehrt‘ und steuerte zunächst wieder nach Norden und anschließend nach Westen und Süden. Im Rahmen von insgesamt fünf Fahrten wurde so bis zum 22. Mai ein Gebiet namens „Marias Pass“ erreicht, wo ebenfalls zwei unterschiedliche Gesteinsschichten – helles Material trifft dort auf eher dunkle Gesteinsablagerungen – in Kontakt zueinander treten. Das hellere Material, so die beteiligten Wissenschaftler, konnte bereits im bisherigen Verlauf der Mission an anderen Stellen der Region Pahrump Hills eingehender analysiert werden. Das dunklere Material, welches einer Region namens „Stimons“ zugeordnet wird und das die Gesteine der Pahrump-Unit teilweise überlagert, ist dagegen neu.

Während der folgenden Tage wurden verschiedene geschichtete Gesteinsablagerungen und frei auf der Oberfläche liegende Felsblöcke eingehender mit mehreren Instrumenten des Rovers analysiert, wobei die beteiligten Wissenschaftler auch Wert auf die Charakterisierung der lokalen Stratigraphie der Pahrump-Stimons-Kontaktzone legten. Zudem erfolgten zwei weitere Fahrten, in deren Verlauf sich der Rover noch weiter in den Marias Pass hinein begab. Durch die erste dieser beiden Fahrten – hierbei wurde am 25. Mai eine Distanz von 33 Metern überbrückt – erreichte Curiosity eine nahezu perfekte Position für die weitere Erforschung dieser Übergangszone. Eine weitere, diesmal lediglich über 2,5 Meter führende Fahrt brachte den Rover schließlich am 27. Mai in eine Position, welche die direkte Untersuchung dieser Gesteine durch die an dem Instrumentenarm montierten Analysegeräte ermöglichte.

Neben dem Alphapartikel-Röntgenspektrometer kam hier dann während der letzten Tage auch mehrfach die MAHLI-Kamera zum Einsatz, um eine mit dem Namen „Big Arm“ belegte Oberflächenstruktur abzubilden, welche als ein potentielles Ziel für eine eingehendere Analyse angesehen wird. Sollte sich Big Arm dabei tatsächlich als ein für ‚Contact Science‘ geeignetes Objekt herausstellen, so wird es allerdings noch mehrere Wochen dauern, bis die entsprechenden Untersuchungen tatsächlich durchgeführt werden können.

Solarkonjunktion
Der Grund hierfür ist eine demnächst anstehende „Sonnenkonjunktion“. Hierbei handelt es sich um eine spezielle Himmelskonstellation, bei der sich der Mars von der Erde aus gesehen in einem Abstand von nur wenigen Grad zu der Sonne befindet. Aufgrund dieser Planetenkonstellation ist die Datenübertragung zwischen der Erde und den in einer Umlaufbahn um den Mars operierenden Raumsonden oder einem direkt auf der Oberfläche aktiven Rover stark beeinträchtigt, da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen der Erde und den ‚Marskundschaftern‘ hin und her gesandt werden, zu sehr stört. Diese etwa alle 26 Monate eintretende Planetenkonstellation hat zur Folge, dass alle auf oder um den Mars herum aktiven Sonden und Rover für einen Zeitraum von etwa zwei bis drei Wochen weitestgehend inaktiv sind (Raumfahrer.net berichtete).

Genau dieser Fall tritt jetzt gerade wieder ein. Die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express hat so zum Beispiel ihren normalen wissenschaftlichen Betrieb für die kommenden Wochen bereits ‚eingestellt‘ und auch die restlichen Rover und Orbiter verringern ihre Aktivitäten derzeit auf ein Minimum. Nach dem Ablauf des heutigen Arbeitstages wird auch der Rover Curiosity seinen Instrumentenarm in einer ‚Ruheposition‘ verstauen und diesen erst in mehreren Wochen – zeitgleich mit der Wiederaufnahme des nominalen Betriebes – ‚entfalten‘. Während der kommenden Wochen wird Curiosity seine Aktivitäten dann auf ein Minimum beschränken, wobei deutlich weniger als die Hälfte der sonst üblichen Datenmenge die Erde erreichen wird.

Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler werden diese Zeit jedoch dazu nutzen, um sich in den kommenden Tagen im Rahmen eines ‚Team-Meetings‘ in Paris/Frankreich zu treffen. Dort sollen dann sowohl die bisherigen Erkenntnisse dieser ambitionierten Mission als auch die weitere Vorgehensweise bei der Erforschung des Aeolis Mons und des Gale-Kraters diskutiert werden.

Der Missionstag Sol 1.000
Zugleich markiert der heutige 30. Mai 2015 jedoch auch ein symbolträchtiges Datum für die Curiosity-Mission, denn am heutigen Tag begann für diesen ursprünglich auf eine Missionsdauer von zwei Erdjahren ausgelegten und bisher größten, schwersten und zudem teuersten der bisher vier auf der Marsoberflächen aktiv gewesenen Rover auch zugleich der Missionstag Sol 1.000, welcher am heutigen Tag um 03:56 MESZ begonnen hat. Verständlicherweise wurde dieses Ereignis am JPL auch mit einer kleinen Feier gewürdigt.

Bis zum heutigen Tag, dem bereits erwähnten Sol 1.000 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity 10.599 Meter auf der Marsoberfläche zurückgelegt. Dabei hat der Rover mit seinen Kamerasystemen inzwischen 245.332 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Marsrover Curiosity untersucht ein altes Tal (11. Mai 2015)
• Curiosity: Zeitweise Wasser auf der Marsoberfläche? (15. April 2015)
• Marsrover Curiosity verlässt die Region Garden City (30. März 2015)
• Der Marsrover Curiosity fährt wieder (15. März 2015)
• Curiosity: Ein Kurzschluss verzögert die Weiterfahrt (8. März 2015)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Aktuelle Diskussion zum Marsrover Curiosity
• Planet Mars

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Curiosity-Sonderseite
• Curiosity-Newsarchiv

Der Beitrag Marsrover Curiosity – Der Sol 1.000 hat begonnen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Bereits am 6. März 2015 erreichte die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN ihr zweites und finales Forschungsziel – den im Asteroidengürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres. Seit dem April 2015 fertigt die Framing Camera – das unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Kameraexperiment an Bord der Raumsonde – Aufnahmen von der Oberfläche des Zwergplaneten an, welche eine zuvor nicht erreichte Auflösung der dortigen Strukturen erlauben und die für jede Menge Diskussionsbedarf unter den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern sorgen.

Ein Beispiel hierfür sind diverse helle Flecken auf der Oberfläche von Ceres, bei denen es sich sehr wahrscheinlich um lokal begrenzte Eisablagerungen handelt. Neben gefrorenem Wasser, welches die Planetologen auch unter der Oberfläche von Ceres vermuten, kommen hierfür jedoch auch helle Salzminerale in Frage (Raumfahrer.net berichtete). Aber auch eine Aufnahme, welche bereits am 23. Mai 2015 aus einer Entfernung von 5.100 Kilometern angefertigt und mit dem eine Auflösung von 480 Metern pro Pixel erreicht wurde, zeigt Oberflächenstrukturen, welche zurzeit noch nicht eindeutig erklärt werden können. Eigentlich wurde die entsprechende Aufnahme für Navigationszwecke angefertigt, um die Raumsonde sicher und auf einer vorbestimmten Route an ihr Ziel zu dirigieren. Trotzdem enthüllen die zu diesem Zweck angefertigten Aufnahmen auch wissenschaftlich relevante Informationen.

„Wir erkennen eine ungewöhnlich große Ansammlung von kleinen runden Strukturen auf engem Raum – dazu gehören kleinere so genannte Sekundär-Krater, die bei großen Einschlägen durch das dadurch ausgeworfene Material entstanden sind, aber auch längere linienförmige Anordnungen und sehr wahrscheinlich Einsturzsenken“, so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der Mitarbeiter des Kamerateams der DAWN-Mission. „Ähnliche Strukturen gibt es zwar auf den Eismonden von Jupiter und Saturn, aber nicht in dieser Dichte.“
Einer der am 23. Mai 2015 von der Framing Camera abgebildeten Impaktkrater – es handelt sich dabei um einen der größeren Krater auf der nördlichen Hemisphäre von Ceres sowie die unmittelbar südlich davon gelegene Region zwischen 13 und 51 Grad nördlicher Breite und 182 und 228 Grad östlicher Länge – verfügt über einen Durchmesser von etwa 110 Kilometern. In seinem Inneren sind zahlreiche weitere, allerdings deutlich kleinere Krater sowie ein ausgeprägter Riss auf der Oberfläche zu erkennen.

Bei einer genaueren Betrachtung lassen sich unterhalb des großen Kraters zudem verschiedene Ketten kleinerer Krater erkennen. Zum Teil liegen diese so dicht bei einander, dass sie wie in die Länge gezogene ‚Schrammen‘ erscheinen. Derartige Kraterketten treten auch auf anderen Himmelskörpern innerhalb unseres Sonnensystems wie zum Beispiel dem Mond der Erde, dem Mars und mehreren Asteroiden und weiteren Monden auf. Auch der Protoplanet (4) Vesta – das erste Ziel der DAWN-Mission – verfügt über derartige Strukturen.
Oftmals entstehen derartige Kraterketten als Folge eines heftigen Impakts, der zunächst einen großen Krater in die Oberfläche reißt. Im Rahmen dieses Vorgangs wird zudem Material in die Höhe geschleudert, welches anschließend wieder auf die Oberfläche trifft und gegebenenfalls weitere, allerdings kleinere Krater erzeugt. Planetologen bezeichnen derartige Strukturen als Primär- beziehungsweise Sekundärkrater.

„Sekundärkrater sind nützliche Werkzeuge bei der Altersbestimmung von Oberflächenstrukturen“, erklärt Dr. Thomas Platz vom MPS, ein weiterer Mitarbeiter des Framing-Camera-Teams. Diese kleineren Krater finden sich zum Teil in großer Entfernung zu dem für ihre Entstehung verantworten Primärkrater, sind aber genauso alt wie dieser. Strukturen, welche die Sekundärkrater überdecken oder unter ihnen hervorschauen, können so im Vergleich zu dem Primärkrater datiert werden. „Auf diese Weise wird es möglich, das Alter weit entfernter Oberflächen zu einander in Beziehung zu setzen“, so Dr. Platz. Diese Methode wird auch als Crater Counting bezeichnet.

Ob die Kraterketten auf der Oberfläche von Ceres, welche auf der aktuellen Aufnahme zu erkennen sind und zum Teil in derselben Richtung verlaufen, alle zu ein und demselben Primäreinschlag gehören, ist jedoch noch unklar.

Derzeit wird von den an dieser internationalen Weltraummission beteiligten Wissenschaftlern intensiv diskutiert, durch welche exakten Prozesse diese vielen kleinen Krater genau entstanden sein könnten. Prof. Jaumann hält es dabei für denkbar, dass es sich bei diesen runden Strukturen um Einsturzsenken handeln könnte, welche sich unabhängig von einem Impaktereignis gebildet haben.

„Hinter dieser Oberfläche steckt sehr wahrscheinlich eine geologisch komplexe Geschichte: Zum einen sind wohl Projektil-Teilchen aus anderen Kratern dort eingeschlagen und hinterließen kleinere Sekundär-Krater, zum anderen deutet der Riss darauf hin, dass es Bewegungen im Kraterboden selbst gegeben hat“, so Prof. Jaumann weiter. „Im Untergrund von Ceres könnten Risse vorhanden sein, in die von der Oberfläche loses Material hineinrutscht“, so ein Lösungsansatz für die Entstehung dieser Strukturen.

Für die eingehendere Untersuchung dieser Strukturen und deren Erklärung sind jedoch weitere Bilddaten notwendig, welche über eine noch höhere Auflösung als bisher gegeben verfügen. Bis dahin müssen die beteiligten Wissenschaftler allerdings noch ein paar weitere Tage Geduld aufbringen. Den nächst niedrigeren Orbit um Ceres wird DAWN erst am 6. Juni 2015 erreichen. Ab dann wird die Raumsonde den Zwergplaneten bis zum 30. Juni auf einer über die beiden Pole von Ceres verlaufenden Umlaufbahn alle drei Tage in einer Entfernung von nur noch etwa 4.400 Kilometern umrunden. Um in diesen so genannten „Survey Orbit“ zu gelangen, sind derzeit die Ionen-Triebwerke der Raumsonde in Betrieb, wodurch bedingt gegenwärtig keine weitere Aufnahmen mit dem Kamerasystem möglich sind.

„Wenn wir in diesem Orbit ankommen, beträgt die Auflösung unserer Fotos 400 Meter pro Pixel – damit und mit der dann viel besseren dreidimensionalen Auflösung werden wir die Strukturen besser analysieren können“, so Prof. Jaumann weiter. Die beteiligten Wissenschaftler hoffen, durch diese dann anzufertigenden Aufnahmen einige der bisherigen Rätsel über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte dieses Zwergplaneten entschlüsseln zu können.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.
Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Ceres: DAWN hat die erste Erkundungsphase beendet (14. Mai 2015)
• Raumsonde DAWN – Neue Aufnahmen von Ceres (21. April 2015)
• Raumsonde DAWN – Im Bann des Zwergplaneten Ceres (6. März 2015)
• Raumsonde DAWN ist auf der Zielgeraden (3. März 2015)
• Raumsonde DAWN: Krater auf der Oberfläche von Ceres (27. Februar 2015)
• Zwergplanet Ceres: Eine zerklüftete Oberfläche (18. Februar 2015)

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Asteroidengürtel
• Mission DAWN

NASA Press-Kit:

• DAWN at Ceres (4,2 MB, engl.)

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

Der Beitrag Ceres: DAWN bildet vermeintliche Kraterketten ab erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 19. Mai 2015 erreicht die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn um 06:31 MESZ 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 2,43 Millionen Kilometern zu der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden und damit zugleich ihren mittlerweile 217. Umlauf um den Ringplaneten beginnen.

Aktuell weist die Flugbahn von Cassini dabei eine Inklination von lediglich 0,3 Grad auf. Aufgrund dieser geringen Neigung der Flugbahn der Raumsonde gegenüber der Ringebene kann gegenwärtig unter anderem das vertikale Strukturprofil der verschiedenen Ringe des Saturn eingehender untersucht werden.

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 19 Tage andauernden Umlaufs, dessen offizielle Bezeichnung „Rev 216“ lautet, insgesamt 21 Beobachtungskampagnen vorgesehen. Wie üblich wird ein Großteil dieser Kampagnen erneut die Atmosphäre und das Ringsystem des Saturn zum Ziel haben. Zusätzlich stehen auch mehrere Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler.
Das erste Beobachtungsziel: Der Saturn
Nur wenige Stunden nach dem Beginn dieses neuen Umlaufs um den Ringplaneten wird die ISS-Kamera auf den Saturn gerichtet sein und in Zusammenarbeit mit einem weiteren Instrument, dem Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), im Bereich des dortigen Südpols nach dort eventuell gerade auftretenden Polarlichtern Ausschau halten. Ähnliche Beobachtungen sind für den 23. und den 30. Mai vorgesehen.

Der Mond Titan aus der Ferne

Für den 20. Mai ist eine Beobachtungskampagne des größten der derzeit 62 bekannten Saturnmonde, dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, vorgesehen. Aus einer Entfernung von etwa 1,66 Millionen Kilometern soll dabei speziell der östliche Bereich der Region Xanadu abgebildet werden. Bei der Xanadu-Region handelt es sich um ein Gebiet, welches sich über eine Länge von rund 3.400 Kilometern entlang des Äquators erstreckt und das in etwa über die Fläche Australiens verfügt. Diese Region ist von mehreren bis zu 2.000 Meter hohen Bergrücken durchzogen.

Der Titan ist von einer dichten Atmosphäre umgeben, welche im Bereich des sichtbaren Lichts keinen direkten Blick auf dessen Oberfläche zulässt. Die ISS-Kamera wird bei diesen Beobachtungen jedoch mehrere Spezialfilter einsetzen, so dass die an der Mission beteiligten Wissenschaftler mit diesen Aufnahmen trotzdem verschiedene Oberflächenstrukturen wie den vermutlichen Eisvulkan Hotei Arcus oder das 392 Kilometer durchmessende Impaktbassin Menrva abbilden können.

Erneut der Saturn
Ebenfalls noch am 20. Mai wird erneut der Saturn in den Mittelpunkt der Beobachtungen rücken. Neben dem ISS-Kameraexperiment wird dabei auch ein weiteres Instrument, das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS), zum Einsatz kommen und die Atmosphäre des Planeten im Wellenlängenbereich der fernen und der extremen ultravioletten Strahlung abbilden. Eine zweite derartige Beobachtungskampagne wird am 24. Mai erfolgen.

Zuvor wird jedoch am 22. und 23. Mai neben der ISS-Kamera ein drittes Spektrometer, diesmal handelt es sich um das Composite Infrared Spectrometer (CIRS), eingesetzt und ebenfalls Daten über die Saturnatmosphäre sammeln. Dabei wird am 22. Mai auch zu beobachten sein, wie der Mond Titan vor der Saturnscheibe vorbei zieht. Am 23. Mai sollen zudem ähnliche Transits der inneren Monde Mimas, Enceladus und Epimetheus beobachtet werden.

Für den 25. Mai ist eine weitere, diesmal 16 Stunden andauernde Saturnbeobachtung durch das ISS-Kameraexperiment angesetzt. Diese Aufnahmen dienen zum einen der Dokumentation des aktuellen Wettergeschehens. Durch die regelmäßig erfolgende Abbildung von markanten Wolkenstrukturen und kleineren Sturmgebieten und deren Positionsveränderungen lassen sich zum Beispiel Aussagen über die gegenwärtig in der Saturnatmosphäre vorherrschenden Windrichtungen und Windgeschwindigkeiten tätigen.

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

Außerdem soll mit diesen Beobachtungsdaten der Einfluss untersucht werden, welche die in den oberen Schichten der Saturnatmosphäre auftretenden Dunstschleier auf die in den tiefer gelegenen Schichten befindlichen Wolkenformationen ausüben. Hierzu wird auch eine für den darauffolgenden Tag vorgesehene Kampagne beitragen, in deren Verlauf die ISS-Kamera zusammen mit dem Spektrometer VIMS den Saturn über einen Zeitraum von diesmal 19 Stunden beobachten soll.

Periapsis
Am 28. Mai 2015 wird Cassini schließlich um 16:54 MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn während dieses Orbits Nummer 217, erreichen und die obersten Wolkenschichten des Ringplaneten dabei in einer Entfernung von 188.590 Kilometern nahe der Umlaufbahn des Mondes Mimas passieren. Diese Gelegenheit soll genutzt werden, um die turbulenten, tiefer gelegenen Schichten der Saturnatmosphäre mit einem weiteren Instrument der Raumsonde, dem Cassini-RADAR im Mikrowellenbereich zu analysieren. Mit den dabei zu gewinnenden Daten sollen ähnliche Messungen ergänzt werden, welche bereits in den Jahren 2005, 2009, 2010 und 2011 erfolgten. Des weiteren wird unmittelbar vor und nach den RADAR-Messungen erneut das VIMS eingesetzt, um ebenfalls die Saturnatmosphäre im Wellenlängenbereich der nahinfraroten Strahlung zu untersuchen.

Nur wenige Minuten vor dem Erreichen der Periapsis wird Cassini zudem um 16:09 MESZ den kleinen, lediglich etwa 32,6 × 23,6 × 20,0 Kilometer abmessenden Mond Telesto in einer Entfernung von 44.722,4 Kilometern passieren und mit der ISS-Kamera verschiedene Aufnahmen anfertigen. Dieser Mond weist eine ausgesprochen helle Oberfläche auf, welche über eine Albedo von 0,994 verfügt.

Auf früheren Aufnahmen der Raumsonde Cassini von diesem Mond sind mehrere Impaktkrater erkennbar. Allgemein ist die Oberfläche jedoch sehr eben und weist nur wenige Spuren älterer Krater auf. Dies deutet auf eine dicke Schicht aus Staub und feinkörnigen Eispartikeln hin, welche möglicherweise von einem andauernden Bombardement durch die Partikel des benachbarten E-Ringes des Saturn herrühren. Zudem weist die Oberfläche keine einheitliche Färbung auf. Der Ursprung der Farbunterschiede ist noch nicht verstanden. Möglicherweise stammen sie jedoch von feinen Unterschieden in der chemischen Zusammensetzung der Oberfläche oder von einer unterschiedlichen Größe der Partikel der Regolithschicht.

Zwei der inneren Monde des Saturn
Am 31. Mai stehen dann zwei weitere der inneren Saturnmonde auf dem Beobachtungsprogramm der Raumsonde. Zunächst wird die ISS-Kamera dabei auf den 504 Kilometer durchmessenden Mond Enceladus gerichtet sein und aus einer Entfernung von 1,35 Millionen Kilometern die von der Südpolregion dieses Mondes ausgehenden feinen Jets aus Wasserdampf und Eispartikeln dokumentieren.

Nur wenige Stunden später, um 15:36 MESZ, wird die Raumsonde Cassini die Oberfläche des 360,2 x 266 x 205,4 Kilometer abmessenden Mondes Hyperion mit einer Geschwindigkeit von 4,3 Kilometern pro Sekunde in einer Entfernung von 34.286,9 Kilometern passieren. Dies ist die dichteste Annäherung der Raumsonde an diesen Mond seit dem 16. September 2011 (Raumfahrer.net berichtete) und zugleich der letzte dichtere Vorbeiflug an Hyperion bis zum Ende der Cassini-Mission im Jahr 2017. Dieser ‚Flyby‘ soll genutzt werden, um mit der ISS-Kamera diverse Aufnahmen von der Oberfläche des Mondes anzufertigen. Die besten Aufnahmen werden dabei eine Auflösung von etwa 205 Metern pro Pixel erreichen. Zudem soll das CIRS die Mondoberfläche abtasten und so Informationen über deren chemische Zusammensetzung und Temperatur liefern.

Hyperion erinnert auf den ersten Blick eher an einen ‚gigantischen Schwamm‘ denn an einen Mond. Der Grund hierfür konnte bisher noch nicht entschlüsselt werden. Sehr wahrscheinlich steht dieses ungewöhnliche Aussehen aber mit der geringen Dichte dieses Mondes in Zusammenhang, welche lediglich 0,544 Gramm pro Kubikzentimeter beträgt. Dieser Wert wurden von der Raumsonde Cassini während eines am 26. September 2005 in einer Entfernung von nur 514 Kilometern erfolgten Vorbeifluges an diesem Mond ermittelt.

Da Hyperion anscheinend hauptsächlich aus Wassereis besteht, bedeutet dieser Wert somit, dass der Mond extrem porös ist und sein Inneres zu 42 Prozent aus Hohlräumen bestehen muss. Hyperion ist also eher ein so genannter Rubble Pile und kein ‚kompakter Körper‘. Beimischungen von Komponenten mit einer höheren Dichte – zum Beispiel signifikante Anteile an Gesteinen – würden den Wert dieser Porosität noch weiter erhöhen.

Trotzdem ist die Oberfläche von Hyperion mit einer Vierzahl an eng beieinander liegenden relativ kleinen, dafür aber offenbar gut erhaltenen Kratern überzogen, welche über Durchmesser von lediglich etwa zwei bis zehn Kilometern verfügen. Derartig kleine Krater sollten eigentlich im Verlauf der Zeit – gemeint sind hierbei Zeiträume von Jahrmillionen und Jahrmilliarden – erodieren und letztendlich ‚verschwinden‘.

Eine wichtige Rolle bei einer solchen ‚atmosphärenfreien‘ Erosion spielt die ‚Verschüttung‘ dieser Impaktstrukturen unter dem im Rahmen von zu späteren Zeitpunkten erfolgenden Impakten ausgeworfenen Material. Bei dem Einschlag eines kleinen, aber trotzdem ausreichend massereichen Himmelskörpers auf die Oberfläche eines größeren Objektes wird Material in die Höhe geschleudert, welches kurz darauf wieder in der Umgebung des Einschlagsortes niedergeht. Im Rahmen eines solchen Ereignisses werden in der Umgebung gelegene und bereits zuvor vorhandene Impaktkrater mit diesem Ejekta-Material überdeckt.

Erfolgen diese Einschläge jedoch in ‚Ziel‘-Objekte mit einer geringen Dichte – das getroffene Objekt verfügt zum Beispiel über eine relativ hohe Porosität – so wird bei einem solchen Ereignis deutlich weniger Material in die Umgebung befördert als üblich. Porositätswerte von über 40 Prozent reduzieren dabei die Menge des Auswurfmaterials unter Umständen auf einen Wert von weniger als 25 Prozent.

Im Verlauf der Zeit sind also eine Vielzahl an kleineren Himmelskörpern auf der Oberfläche von Hyperion eingeschlagen und dabei auch relativ weit in diese eingedrungen, ohne dass dabei jedoch die umliegenden Krater durch ausgeworfenes Material ‚ausgewischt‘ wurden. Daraus könnte das in der Gegenwart erkennbare, durch anscheinend ‚gestochen scharfe‘ Kraterränder verursachte schwammartige Aussehen der Oberfläche von Hyperion verursacht werden, welches noch zusätzlich dadurch verstärkt wird, dass die Böden der erkennbaren Krater über eine im Allgemeinen eher dunkle Farbe verfügen.

Weitere Beobachtungen des Saturn und des E-Rings
Am 2. und am 4. Juni soll im Rahmen von insgesamt drei weiteren ‚Sturmbeobachtungskampagnen‘ erneut das Wettergeschehen auf dem Saturn dokumentiert werden. Ebenfalls an diesen beiden Tagen wird die ISS-Kamera zudem Teilbereiche des diffusen E-Rings des Saturn abbilden, welcher sich aus Staubpartikeln und Eis zusammensetzt. Gespeist wird dieser Ring in erster Linie durch das Material, welches durch die kryovulkanische Aktivität des Saturnmondes Enceladus in das Weltall befördert wird (Raumfahrer.net berichtete). Durch die bei diesen Beobachtungen gegebenen Beleuchtungsverhältnisse lassen sich speziell die in dem Ring enthaltenen Staubteilchen besonders gut untersuchen.

Am 7. Juni 2015 wird die Raumsonde Cassini schließlich um 03:49 MESZ in einer Entfernung von rund 2,5 Millionen Kilometern zum Saturn erneut die Apoapsis ihrer Umlaufbahn erreichen und damit auch diesen 217. Umlauf um den Ringplaneten beenden. Für den damit beginnenden Orbit Nummer 218 sind erneut diverse Beobachtungen des Ringsystems und der Atmosphäre des Saturn sowie verschiedener Saturnmonde vorgesehen. Des weiteren werden am 16. Juni die Monde Polydeuces und Dione von der Raumsonde passiert. Der Vorbeiflug an Dione wird dabei in einer Entfernung von lediglich 515,9 Kilometern erfolgen.

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).

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Raumsonde Cassini: Der Saturnumlauf 216 beginnt (25. April 2015)
• Raumsonde Cassini beginnt den Saturnumlauf Nummer 215 (28. März 2015)
• Hydrothermale Aktivität auf dem Saturnmond Enceladus? (12. März 2015)

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Raumsonde CASSINI
• Planet Saturn
• Saturnmond Titan

Verwandte Internetseiten:

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

Der Beitrag Raumsonde Cassini beginnt den Saturnumlauf Nummer 217 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL, SwRI, The Planetary Society. Vertont von Peter Rittinger.

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile mehr als neun Jahren immer weiter dem primären Ziel ihrer Reise – dem im äußeren Bereich unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto. Bereits am 15. Januar 2015 – und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ in einer Entfernung von 12.500 Kilometern über dessen Oberfläche erfolgenden Vorbeiflug am Pluto – begann dabei eine systematische Beobachtungskampagne des Zwergplaneten und seiner Monde. Erst kürzlich zeigten sich dabei auf den Aufnahmen der LORRI-Kamera Hinweise darauf, dass zumindestens einer der Pole des Pluto von einer Kappe aus gefrorenem Stickstoff bedeckt sein könnte (Raumfahrer.net berichtete).

Die Monde des Pluto
Bereits seit längerem war die LORRI-Kamera zudem in der Lage, drei der derzeit fünf bekannten Monde, welche den Zwergplaneten umkreisen, abzubilden. Der größte und zugleich innerste der Plutomonde, der etwa 1.212 Kilometer durchmessende Mond Charon, wurde von der LORRI-Kamera bereits erstmals im Juli 2013 fotografiert. Erheblich komplizierter gestaltete sich dagegen die Abbildung der beiden deutlich kleineren Monde Hydra (geschätzter Durchmesser zwischen 61 und 167 Kilometern) und Nix (geschätzter Durchmesser zwischen 46 und 137 Kilometern), welche aufgrund ihrer geringen Größen und der damit verbundenen niedrigen Helligkeit von lediglich 22,96 beziehungsweise 23,41 mag erst im Jahr 2005 auf Aufnahmen des Weltraumteleskops Hubble entdeckt wurden.

Trotzdem konnten auch diese beiden Monde im Juli 2014 beziehungsweise im Januar 2015 erstmals mit dem LORRI-Kamerasystem abgebildet werden (Raumfahrer.net berichtete). Die noch kleineren Plutomonde Kerberos (zehn bis 40 Kilometer Durchmesser) und Styx (sieben bis 25 Kilometer), welche erst in den Jahren 2011 beziehungsweise 2012 ebenfalls mit dem Hubble Space Telescope entdeckt wurden, waren dagegen zunächst zu lichtschwach, um ebenfalls mit der LORRI-Kamera erfasst zu werden. Dies beiden kleinsten der bisher entdeckten Plutomonde sind nochmals deutlich lichtschwächer als Nix und Hydra.

Diese Situation hat sich jedoch mittlerweile aufgrund der zunehmenden Annäherung der Raumsonde New Horizons an ihr Ziel geändert. Auf verschiedenen Aufnahmen, welche von der LORRI-Kamera zwischen dem 25. April und dem 1. Mai 2015 aus einer Entfernung von etwa 88 Millionen Kilometern angefertigt wurden, sind jetzt auch diese beiden Monde erkennbar. Die für die Erstellung der Aufnahmen verantwortlichen Wissenschaftler verwendeten hierzu eine spezielle Technik, bei der zunächst jeweils fünf über je zehn Sekunden belichtete Einzelaufnahmen überlagert und anschließend bearbeitet wurden. Durch diese Prozessierung entstand auch der in den Aufnahmen erkennbare Blooming-Effekt, durch den der Zwergplanet Pluto und der unmittelbar rechts von diesem gelegene Mond Charon überbelichtet und ‚verzerrt‘ erscheinen.

Zeitnahe Freigabe der Aufnahmen
Die bei dieser Beobachtungskampagne angefertigten Aufnahmen finden Sie auch auf dieser Internetseite des Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland, von wo aus die Raumsonde kontrolliert wird. Die dort veröffentlichten Aufnahmen sind allerdings nicht nachträglich bearbeitet oder kalibriert und zeigen somit lediglich die Originalaufnahmen, welche dabei zudem nur in dem verlustbehafteten JPEG-Format dargestellt werden. Allerdings werden hier neben allgemeinen Informationen zu der Entfernung zu dem abgebildeten Zielobjekt, dem Aufnahmezeitpunkt und der Belichtungszeit auch kurze Beschreibungen zu dem jeweiligen Foto veröffentlicht. Auch weiterhin sollen auf dieser Internetseite die zukünftig anzufertigenden Aufnahmen der LORRI-Kamera der interessierten Öffentlichkeit innerhalb von lediglich maximal 48 Stunden zur Verfügung gestellt werden.

Datenübertragung zwecks ‚Housekeeping‘
Beginnend mit dem heutigen Tag wird die Raumsonde New Horizons ihre Fotokampagne des Pluto und seiner Monde jedoch zunächst erst einmal unterbrechen, denn während der kommenden 14 Tage wird die Hauptantenne der Raumsonde – eine 2,1 Meter durchmessende Parabol-Hochgewinnantenne – direkt auf die Erde gerichtet sein. Diese Orientierung der Raumsonde im Weltall erlaubt es, die im Verlauf der vergangenen Wochen gesammelten Daten mit einer möglichst effizienten Übertragungsrate an das Deep Space Network (kurz „DSN“) der NASA zu übermitteln und so den Speicherbereich des Bordcomputers für zukünftig zu gewinnende Bildaufnahmen und Messdaten zu leeren. In den kommenden Tagen dürften somit auch weitere Aufnahmen auf der zuvor erwähnten Internetseite des JHU/APL veröffentlicht werden.

Suche nach weiteren Monden und einem eventuellen Ringsystem
Am 28. Mai 2015 wird die LORRI-Kamera dann erneut auf den Pluto gerichtet und von diesem Tag an bis unmittelbar nach dem Pluto-Vorbeiflug fast täglich neue Aufnahmen von dem Zwergplaneten und von dessen Monden anfertigen, welche dabei eine immer höhere Auflösung erreichen werden. Durch diese Aufnahmen erhoffen sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler zunächst bessere Angaben bezüglich der Durchmesser, der Bahnparameter und der Rotationsperioden der verschiedenen Monde des Pluto. Speziell die bisher zur Verfügung stehenden Parameter der vier kleineren Monde sind diesbezüglich immer noch mit großen Unsicherheiten behaftet. Durch genauere Angaben können zum einen die für die nächsten Monate vorgesehenen Beobachtungssequenzen dahingehend optimiert werden, dass dabei ein maximaler wissenschaftlicher Output ermöglicht wird.

Zusätzlich sollen diese Aufnahmen jedoch auch genutzt werden, um in der Umgebung des Pluto nach weiteren, bisher unbekannten Monden zu suchen und zu ergründen, ob der Zwergplanet eventuell von einem Ringsystem umgeben ist, denn nicht nur die Gasplaneten unseres Sonnensystems, sondern auch verhältnismäßig kleine planetare Objekte können offensichtlich von solchen aus Staubpartikeln und Eiskristallen bestehenden Ringen umgeben sein (Raumfahrer.net berichtete). Sollte dies auch bei Pluto der Fall sein, so könnte dies eine ernsthafte Gefahr während der Durchführung des Pluto-FlyBys darstellen. Eine auf die eventuelle Existenz eines solchen Ringsystems im Bereich des Pluto bezogene Studie wurde zum Beispiel im Jahr 2014 von P. M. Pires dos Santos et al. veröffentlicht.

New Horizons wird den Pluto am 14. Juli 2015 mit einer Geschwindigkeit von etwa 14 Kilometern pro Sekunde beziehungsweise 50.400 Kilometern pro Stunde passieren. Sollte die Raumsonde dabei unvorhergesehenerweise mit Staubpartikeln kollidieren, so würde dies sehr wahrscheinlich bereits dann zu ernsthaften Beschädigungen oder eventuell sogar zu einem Totalverlust der Mission führen, wenn diese Partikel lediglich über Durchmesser von wenigen Millimetern verfügen. Durch eine rechtzeitige Entdeckung von solchen den Zwergplaneten umgebenden Ringen oder von kleineren Monden wäre es jedoch noch bis zum 4. Juli 2015 möglich, die derzeit für den Pluto-Vorbeiflug vorgesehene Flugbahn abzuändern und trotzdem die vorgesehenen Untersuchungen durchzuführen.

Derzeit ist die Raumsonde New Horizons noch etwa 71,8 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt und nähert sich dem für den 14. Juli 2015 angepeilten ‚Treffpunkt‘ mit Pluto dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 13,79 Kilometern pro Sekunde an. Stündlich aktualisierte Angaben dieser Entfernungs- und Geschwindigkeitswerte finden Sie auf dieser Internetseite des JHU/APL.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

• Verfügt Pluto über eine Polkappe? (3. Mai 2015)
• New Horizons – Erfolgreiches Kurskorrekturmanöver (15. März 2015)
• New Horizons fotografiert mehrere Monde des Pluto (22. Februar 2015)
• Die Instrumente der Raumsonde New Horizons (14. Januar 2015)
• New Horizons: Der Anflug an Pluto beginnt (8. Dezember 2014)
• New Horizons: Suche nach Folgeziel war erfolgreich! (19.Oktober 2014)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Mission New Horizons
• Plutoid Pluto
• Kuiper-Gürtel und transneptunische Objekte (TNOs)

Der Beitrag New Horizons fotografiert auch Plutos kleinste Monde erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL, The Planetary Society.

Bereits am 6. März 2015 erreichte die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde DAWN ihr zweites und finales Forschungsziel – den im Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres. In den auf diesen erfolgreichen Eintritt in das Gravitationsfeld von Ceres folgenden Wochen war es der Raumsonde jedoch zunächst nicht möglich, weitere Fotos von ihrem Forschungsziel anzufertigen. Da sich DAWN ihrem Ziel von dessen sonnenabgewandten Seite her näherte, lag der Zwergplanet aus der Sicht der Raumsonde zunächst im Dunkeln. Bereits die letzte Aufnahme der Raumsonde vor dieser Ankunft, welche bereits am 2. März 2015 entstand, zeigte Ceres nur noch als eine schmale Sichel.

Im April hat sich die Raumsonde dem Zwergplaneten jedoch immer weiter genähert und dabei schließlich auch eine Position erreicht, aus der sich der Framing Camera, der unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Kamera der Raumsonde, wieder ein lohnender Blick auf Ceres bot (Raumfahrer.net berichtete).

Seit dem 23. April 2015 umkreiste die Raumsonde DAWN ihr Zielobjekt dabei in einem Abstand von nur noch 13.600 Kilometern und fertigte im Rahmen dieser als „RC3“ – so die Abkürzung für die der Beobachtung und Kartierung von Ceres dienenden „Rotation Characterization Phase 3“ – bezeichneten Missionsphase fast 2.000 Aufnahmen an, welche die gesamte Oberfläche des Zwergplaneten abdeckten. Für präzise wissenschaftliche Erkenntnisse reicht die dabei erlangte Auflösung von etwa 1,3 Kilometern pro Pixel allerdings noch nicht aus. Mit diesen Aufnahmen wollen die an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler deshalb in erster Linie zunächst auch lediglich die Rotationszeit und die Ausrichtung der Rotationsachse des Zwergplaneten im Detail bestimmen und eine erste, noch grobe Kartierung durchführen.
„Das sind wichtige Informationen, die wir für unsere exakte Kartierung von Ceres benötigen“, so Prof. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, einer der Mitarbeiter des Kamerateams der Mission. Anhand dieser Daten soll zudem die genaue Flugbahn bestimmt werden, welche DAWN in Zukunft einnehmen wird.

„Aus diesen Daten berechnen wir [zudem] das erste dreidimensionale Geländemodell von Ceres, das im Laufe der Mission mit immer besserer Auflösung verfeinert und optimiert wird“, so Prof. Jaumann weiter. Eine erste Version dieses 3D-Modells, dessen Erstellung aufgrund der aufwendigen Verarbeitung der verfügbaren Daten viel Zeit und zudem große Computerkapazitäten erfordert, soll voraussichtlich bereits Ende Mai 2015 vorliegen.

Bereits zum jetzigen Zeitpunkt zeigen sich auf den bisher angefertigten Aufnahmen der Ceres-Oberfläche jedoch diverse Strukturen wie hohe Aufwölbungen, ungewöhnliche Kraterformen, verschiedene ‚helle Flecken‘ und erstaunlich flache Ebenen, welche in Zukunft wohl für diverse Diskussionen unter den Wissenschaftlern sorgen werden. Die hohe Anzahl an Impaktkratern weist dabei auf ein hohes Alter der Oberfläche hin. Allerdings verteilen sich die Krater nicht gleichmäßig über die Ceres-Oberfläche. Flache Regionen mit nur verhältnismäßig wenigen Kratern sind Hinweise darauf, dass in diesen Bereichen die Oberfläche des Zwergplaneten eventuell durch innere geologische Aktivitäten erneuert wurde.

Das Rätsel der ‚Weißen Flecken‘ auf der Ceres-Oberfläche
Diese Aufnahmen zeigen auch zum wiederholten Mal verschiedene ‚helle Flecken‘ auf der Oberfläche des Zwergplaneten. Bereits in der Anflugphase an Ceres zeichneten sich auf den Kameraaufnahmen speziell zwei helle Flecken auf der nördlichen Hemisphäre des Zwergplaneten besonders deutlich ab. Mit jeder neuen der durch die Framing Camera angefertigten Aufnahmen ließen sich diese Strukturen dabei immer besser erkennen, ohne dass jedoch deren Natur entschlüsselt werden konnte. Seit dem Februar ist jedoch zumindestens klar, dass sich diese Flecken im Zentrum eines etwa 92 Kilometer durchmessenden Kraters befinden.

Die jüngsten Aufnahmen der Raumsonde DAWN, welche eine zuvor nicht erreichte Detailgenauigkeit erreichten, enthüllen nun erstmals auch die genauere Form dieser hellen Bereiche. Die ‚Weißen Flecken‘ sind jetzt in eine Reihe von kleineren Einzelflecken aufgelöst, von denen die meisten einen Durchmesser von weniger als 1,3 Kilometern aufweisen. Diese Bereiche sind somit deutlich feiner strukturiert als bisher angenommen wurde.
„Endlich genau zu sehen, wo die hellen Flecken inmitten des Kraters verteilt sind, ist für uns sehr wichtig. Es kann uns helfen zu verstehen, wie diese Gebiete entstanden sind“, so Dr. Andreas Nathues vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, der wissenschaftliche Leiter des Framing-Camera-Expriments.

Die derzeitigen Vermutungen gehen nach wie vor in die Richtung, dass es sich bei diesen Flecken um Ablagerungen von Wassereis handelt, welches sich in einem größeren Umfang unter der Oberfläche des Zwergplaneten befinden könnte und das in diesem speziellen Fall infolge eines – eventuell erst kürzlich erfolgten – Impaktereignisses freigelegt wurde.

„Schon jetzt spricht einiges für dieses Szenario – etwa die charakteristische Helligkeit dieser Bereiche“, so Dr. Nathues. „Gewissheit haben wir aber noch nicht. Es könnte sich prinzipiell auch um ein sehr helles Salzmineral handeln.“ Auch in den kommenden Wochen werden die an der Mission beteiligten Wissenschaftler diese Bereiche der Ceres-Oberfläche deshalb besonders genau untersuchen. Aufschluss erhoffen sie sich dabei neben weiteren Kameraaufnahmen auch von den Daten eines im visuellen und im infraroten Spektralbereich arbeitenden Spektrometers namens „VIR“.

„Die [bisherigen] Aufnahmen sind zwar sehr gut, aber zurzeit können wir über vieles nur spekulieren. Ceres lässt sich nicht so einfach verstehen“, so Prof. Jaumann.

Der nächste Orbitverlauf – Nur noch 4.400 Kilometer über der Oberfläche
Für die Entschlüsselung der Geheimnisse des Zwergplaneten benötigen die Wissenschaftler noch höher aufgelöste Bilder und weitere Daten aus kürzeren Entfernungen – und diese sollen sie auch bereits in Kürze erhalten. Am 9. Mai 2015 hat die Raumsonde DAWN den zuvor eingenommenen Orbit für die RC3-Phase verlassen und nähert sich jetzt der Ceres-Oberfläche weiter an. Bereits am 6. Juni 2015 soll die Raumsonde dabei eine Umlaufbahn erreichen, auf der Ceres bis zum 30. Juni auf einer über die beiden Pole verlaufenden Umlaufbahn alle drei Tage in einer Entfernung von etwa 4.400 Kilometern umkreist werden wird.

Aus dieser Entfernung werden die Aufnahmen der Framing Camera eine Auflösung von etwa 400 Metern pro Pixel erreichen. Anschließend beginnt am 4. August 2015 der so genannte „High Altitude Mapping Orbit“ (kurz „HAMO“), bei dem die Framing Camera aus dann nur noch 1.470 Kilometern Entfernung auf Ceres blicken wird.

„Dieser Orbit ist für die Optimierung unseres dreidimensionalen Geländemodells besonders wichtig, denn man erkennt alle geologischen Formationen auf der Oberfläche des Zwergplaneten“, betont Prof. Jaumann die Bedeutung der dabei vorgesehenen Untersuchungen. Im abschließenden „Low Altitude Mapping Orbit“ (kurz „LAMO“) wird dann in erster Linie der Gammastrahlen- und Neutronendetektor GRAND an Bord der Raumsonde aus einer Entfernung von nur noch 375 Kilometern Daten sammeln, mit denen die chemische Zusammensetzung von Ceres analysiert werden soll.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.
Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Raumsonde DAWN – Neue Aufnahmen von Ceres (21. April 2015)
• Raumsonde DAWN – Im Bann des Zwergplaneten Ceres (6. März 2015)
• Raumsonde DAWN ist auf der Zielgeraden (3. März 2015)
• Raumsonde DAWN: Krater auf der Oberfläche von Ceres (27. Februar 2015)
• Zwergplanet Ceres: Eine zerklüftete Oberfläche (18. Februar 2015)

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Asteroidengürtel
• Mission DAWN

NASA Press-Kit:

• DAWN at Ceres (4,2 MB, engl.)

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

Der Beitrag Ceres: DAWN hat die erste Erkundungsphase beendet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Knipfer. Quelle: JHU/APL, ESA, DLR.

Vor fast elf Jahren, am 3. August 2004, startete am Weltraumbahnhof in Cape Canaveral eine Delta II-Rakete. Bei ihrer Nutzlast handelte es sich um eine Raumsonde der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur NASA mit einer Masse von etwa einer Tonne: MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging). Ihr Ziel war Merkur, der sonnennächste Planet unseres Sonnensystems. Bei ihm handelt es sich um einen Gesteinsplaneten, der den extremen Bedingungen in der Nähe der Sonne ausgesetzt ist, nämlich hohen Temperaturen und starker Strahlung. Um sich hiervor zu schützen, verfügte MESSENGER über einen Sonnenschild mit dem Abmessungen 2 x 2,5 Metern, lediglich die Solarzellen und der Ausleger des Magnetometers ragten heraus. Die Sonde selbst verfügte neben den für Raumsonden üblichen Komponenten wie Kommunikationssystemen, einem Antrieb oder der Steuerelektronik über insgesamt sieben verschiedene wissenschaftliche Instrumente, um den Planeten näher zu erforschen:

– Mercury Dual Imaging System (MDIS): Hierbei handelte es sich um eine Weitwinkel- und Schmalwinkelkamera, mit der Nahaufnahmen einzelner, interessanter Gebiete und Stereobilder für eine topografische Erfassung der Oberfläche im sichtbarem Licht gemacht werden sollten. – Gamma-Ray and Neutron Spectrometer (GRNS): Mit diesem Instrument sollte die chemische Zusammensetzung des Merkur bestimmt werden. Dazu verfügte es über zwei Spektrometer, das eine erfasste Gammastrahlung, das andere Niedrigenergie-Neutronen.

– Magnetometer (MAG): Dieses Instrument war auf einem Ausleger angebracht, damit keine Störungen durch das Magnetfeld der Sonde auftreten. Mit ihm sollte die Magnetosphere des Merkur vermessen werden. – Mercury Laser Altimeter (MLA): Das MLA sollte Laserpulse aussenden, aus deren Laufzeit sich dann Rückschlüsse auf die Topografie der Oberfläche ergeben sollten. – Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer (MASCS): Mit diesem Spektrometer sollte die Zusammensetzung der Merkur-Atmosphäre analysiert werden. – Energetic Particle and Plasma Spectrometer (EPPS): Mit diesem Instrument sollte die Verteilung und Beschaffenheit von geladenen Teilchen in der Atmosphäre erforscht werden. – X-Ray Spectrometer (XRS): Elemente auf der Oberfläche des Merkur können durch die Strahlung der Sonne angeregt und dabei Röntgenstrahlung aussenden. Diese Röntgenstrahlung kann von XRS aufgespürt werden, wodurch erneut die chemische Zusammensetzung des Planeten genauer untersucht werden sollte. Daneben konnte noch die Kommunikationsantenne an Bord dazu verwendet werden, um mithilfe des Dopplereffekts auf minimale Geschwindigkeitsveränderungen der Sonde und so auf die Verteilung der Masse des Planeten zu schließen.

Nach dem Start wurde 2005 ein Swingby an der Erde durchgeführt, um Schwung für die Reise zum Merkur zu holen. Es folgten zwei Flybys an der Venus 2006 und 2007, während denen auch das erste Mal während des Fluges die Instrumente von MESSENGER aktiviert wurden. Dann, am 14. Januar 2008, erreichte die Raumsonde zum ersten Mal den Merkur. Dieses Mal flog sie noch an ihm mit einem Abstand von etwa 200 km vorbei, genauso wie im Oktober 2008 und im September 2009. Bei diesen Swing-Bys wurden nicht nur die Geschwindigkeit von MESSENGER abgebaut, sondern auch erste Messungen durchgeführt und die Oberfläche teilweise kartographiert. Lediglich bei dem letzten Swing-By konnten keine Daten gesammelt werden, weil die Sonde sich unerwartet in den abgesicherten Modus schaltete. Knapp zwei Jahre später, am 18. März 2011, war es dann soweit: MESSENGER zündete sein Haupttriebwerk. Durch diese Geschwindigkeitsänderung um 862,4 m/s gelang es der Raumsonde, in eine Umlaufbahn um den Merkur einzuschwenken. Im April begann dann die erste wissenschaftliche Untersuchungskampagne, die zunächst ein Jahr dauern sollte. Im März 2012 und 2013 wurde diese bis zum März 2015 verlängert.

Nach dieser äußerst erfolgreichen Mission stand diesen April das Ende bevor: Die Raumsonde sollte auf dem Merkur einschlagen. Mit den letzten Tropfen Treibstoff wurde die Umlaufbahn in insgesamt sieben Manövern ein letztes Mal angehoben. Nachdem das Hydrazin aufgebraucht war, begann man bei den letzten vier Manövern, stattdessen den Heliumvorrat zu verwenden. Die letzte dieser Bahnanhebungen wurde am 28. April durchgeführt. Da diese letzten Orbits nur noch in geringer Höhe (5 bis 35 Kilometer) über der Oberfläche stattfanden, gelang es den Wissenschaftlern, noch ein paar letzte Nahaufnahmen von Merkur zu machen. Allen Bemühungen zum Trotz war es dann in den Abendstunden des 30. Aprils soweit: Durch die Schwerkraft der Sonne wurde MESSENGERs Umlaufbahn so stark gestört, dass die Raumsonde planmäßig mit einer Geschwindigkeit von 3, 91 km/s auf die Oberfläche des Planeten stürzte, den sie so lange umrundet hatte. Dieser Einschlag fand auf der sonnenabgewandten Seite des Merkur statt, vermutlich entstand bei dem Aufprall ein neuer Krater mit einem Durchmesser von etwa 16 Metern.

Wegen der harschen Bedingungen in seiner Nähe stattete neben MESSENGER bisher nur eine andere Raumsonde Merkur einen Besuch ab: Mariner 10 1974. Anders als MESSENGER schwenkte diese nicht in eine Umlaufbahn um den Planeten ein, sondern flog nur dreimal an ihm vorbei. Dabei konnten lediglich 45 % seiner gesamten Oberfläche fotografiert werden. Auch eine Erforschung durch erdgebundene Teleskope gestaltet sich als schwierig. MESSENGER gelang es dagegen während seiner Mission, die gesamte Oberfläche des Merkur zu kartographieren. Fast 256.000 Bilder wurden zur Erde gesendet, zehn Terrabyte Daten gesammelt. Auch wurden Ende 2013 die beiden Kometen ISON und Encke vom Merkurorbit heraus beobachtet. Darüber hinaus gelang es MESSENGER, zahlreiche neue Erkenntnisse über den Merkur zu gewinnen:

Vulkanismus: Bisher ist man davon ausgegangen, dass Merkur wegen seiner geringen Größe geologisch weitgehend inaktiv war. Durch MESSENGER kam man nun zu einem anderen Schluss: XRS fand große Mengen Schwefel auf der Oberfläche, größtenteils auf der Nordhalbkugel. Auch konnten auf Bildern Gebiete erkannt werden, die offensichtlich durch vulkanische Aktivität geprägt wurden. Dort fanden sich große, glatte Flächen und sogar Vulkankrater. Der Grund dafür könnte darin liegen, dass Merkur über einen außergewöhnlich großen und dichten Kern aus Nickel und Eisen verfügt. Darüber existiert eine dünne Gesteinskruste. Da sich der Kern im Inneren des Planeten abkühlt und sich so zusammenzieht, „schrumpft“ Merkur jährlich um einige Kilometer.

Eis in Kratern: An dem Nordpol finden sich zahlreiche Krater, in die nie ein Sonnenstrahl trifft. Bereits bei ihrer Entdeckung wurde vermutet, dass sie aufgrund der Kälte in ihrem Inneren Wassereis enthalten könnten. Inzwischen gilt diese Theorie als bestätigt: Das Arecibo-Radioteleskop und das MLA-Instrument hat in den Kratern reflexierende Flächen ausfindig gemacht, mit dem GNRS konnte überschüssiger Wasserstoff in den Kratern gemessen werden und die Temperaturen sind niedrig genug. Über den Eisschichten existiert eine 10 bis 20 cm dicke Schicht aus dunklen, organischen Materialien, die das Eis isolieren. Sie ist wahrscheinlich durch Einschläge von Kometen und Asteroiden entstanden. Auch glaubt man mittlerweile, optische Aufnahmen des Wassereises gemacht zu haben. Insgesamt existieren wohl einer bis 100 Milliarden Kubikmeter Wassereis auf dem Merkur.

Magnetfeld: Bereits in den 70ern wies Mariner 10 ein Magnetfeld auf dem Merkur nach, das etwa ein Prozent der Stärke des Erdmagnetfelds besaß. Ungewöhnlich ist es, dass dieses Magnetfeld asymmetrisch ist: Es ist auf der Südhalbkugel wesentlich stärker als auf der Nordhalbkugel. Da ein Magnetfeld für gewöhnlich durch Zirkulationen geschmolzener Materialien in einem Metallkern entstehen, müsste Merkurs Magnetfeld wesentlich stärker sein. Der Ursprung von Merkurs Magnetfeld ist also weiterhin unklar, genauso wie für seine Asymmetrie.

MESSENGER wird nicht die letzte Mission zum Merkur darstellen: Es wird bereits an einer weiteren Raumsonde zu dem sonnennächsten Planeten gearbeitet, BepiColombo. Diese wird nicht mehr nur aus einer Raumsonde, sondern gleich aus zwei Orbitern und einer Transferstufe bestehen. Beide Orbiter werden auf der Transferstufe, die über einen chemischen und einen solar-elektrischen Antrieb verfügt, angebracht sein: Oben unter einem Sonnenschild der MMO-Magnetosphärenorbiter (Mercury Magnetospheric Orbiter, drallstabilisiert, Kaltgastriebwerke), darunter der MPO-Fernerkundungsorbiter (Mercury Planetary Orbiter, dreiachsenstabilisiert, Hydrazinantrieb). Die Transferstufe und der MPO werden von der europäischen Raumfahrtagentur ESA gebaut, der MMO von der japanischen JAXA. Nach mehreren Vorbeiflügen an der Erde, der Venus und dem Merkur wird die Transferstufe abgeworfen und beide Orbiter schwenken mithilfe ihres eigenen Antriebs in eine Merkurumlaufbahn ein. 2017 soll die Raumsonde auf einer Ariane 5-Rakete starten, 2024 sollen die Orbiter in den Orbit einschwenken. Wer weiß, vielleicht finden sie sogar den Einschlagskrater von MESSENGER?

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Messenger
• Planet Merkur

Der Beitrag Tschüss, MESSENGER! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL, The Planetary Society.

Die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons nähert sich nach einer Flugdauer von mittlerweile mehr als neun Jahren, in denen eine Distanz von rund fünf Milliarden Kilometern zurückgelegt wurde, immer weiter dem primären Ziel ihrer Reise – dem im äußeren Bereich unseres Sonnensystems beheimateten Zwergplaneten Pluto. Bereits am 15. Januar 2015 – und somit sechs Monate vor dem am 14. Juli um 13:50 MESZ in einer Entfernung von 12.500 Kilometern über dessen Oberfläche erfolgenden Vorbeiflug am Pluto – begann dabei eine systematische Beobachtungskampagne des Zwergplaneten und seiner bisher fünf bekannten Monde. Neben der LORRI-Kamera, welche in regelmäßigen Abständen Aufnahmen des Pluto anfertigen wird, erfolgen dabei gegenwärtig auch Messungen und Analysen der interplanetaren Staubpartikel, der energiereichen Teilchen in dieser Region des Sonnensystems sowie des Sonnenwindes (Raumfahrer.net berichtete).

Bereits am 29. April 2015 veröffentlichte das für den wissenschaftlichen Betrieb der Raumsonde verantwortliche Team weitere Aufnahmen von Pluto und von Charon – dem größten der Monde des Zwergplaneten. Auf diesen Bildsequenzen ist zu erkennen, wie diese beiden etwa 2.310 beziehungsweise 1.212 Kilometer durchmessenden Objekte innerhalb von 6,4 Tagen ihr gemeinsames Baryzentrum umkreisen. Die entsprechenden Aufnahmen wurden von der LORRI-Kamera zwischen dem 12. und dem 18. April 2015 aus Entfernungen zwischen etwa 111 und 104 Millionen Kilometern zum Pluto angefertigt. Aufgrund der dabei verwendeten kurzen Belichtungszeit von jeweils einer Zehntelsekunde sind die restlichen vier Monde des Pluto, welche über deutlich geringere Durchmesser verfügen (Raumfahrer.net berichtete), auf diesen Aufnahmen nicht erkennbar.

Auf den nachträglich bearbeiteten Versionen dieser Fotos sind dafür jedoch zur Überraschung der beteiligten Wissenschaftler erstmals Helligkeitsunterschiede auf der Oberfläche von Pluto sichtbar. Eigentlich wurde erwartet, dass es noch vier weitere Wochen dauern würde, bis die LORRI-Kamera helle und dunkle Oberflächenregionen erfassen und unterscheiden kann. Durch eine spezielle Technik, dem Stacking mehrerer Aufnahmen der LORRI-Kamera, konnte diese ‚Wartezeit‘ jetzt jedoch deutlich verkürzt werden.

Einer der dabei allerdings nur unscharf erkennbaren hellen Flecken befindet sich direkt über einer der beiden Polarregionen des Zwergplaneten. Diese Struktur könnte ein Anzeichen dafür sein, dass sich hier eine aus gefrorenem Stickstoff bestehende Polarkappe befindet. Für eine genaue Analyse und Interpretation bedarf es jedoch noch besserer Aufnahmen. Und diese sollen bereits in Kürze angefertigt werden.

„Mit der fortschreitenden Annäherung an das Pluto-System werden jetzt immer mehr Oberflächenstrukturen wie etwa diese helle Region in der Nähe des Pols von Pluto sichtbar“, so John M. Grunsfeld, der für das Wissenschaftsprogramm der US-amerikanischen Weltraumbehörde zuständige NASA-Administrator. „Die Daten, welche New Horizons dabei sammeln wird, werden uns dabei helfen, die Geheimnisse von Pluto zu entschlüsseln.“

„Nach einer über neun Jahre andauernden Reise durch das Weltall ist es atemberaubend zu verfolgen, wie sich Pluto von dem kleinen, unscheinbaren Lichtpunkt, den er von der Erde aus betrachtet darstellt, vor unseren Augen in einen real existierenden Ort verwandelt“, so Dr. Alan Stern vom Southwest Research Institute (SwRI) in Boulder im US-Bundesstaat Colorado, der für die New Horizons-Mission verantwortliche wissenschaftliche Projektleiter. „Diese unglaublichen Bilder sind die ersten Aufnahmen, auf denen Details von Pluto erkennbar sind. Sie zeigen uns, dass Pluto über eine komplexe Oberfläche verfügen muss.“
Derzeit ist die Raumsonde New Horizons noch etwa 85 Millionen Kilometer von ihrem Ziel entfernt und nähert sich dem für den 14. Juli 2015 angepeilten ‚Treffpunkt‘ mit Pluto dabei gegenwärtig mit einer Geschwindigkeit von 13,8 Kilometern pro Sekunde an. Stündlich aktualisierte Angaben dieser Entfernungs- und Geschwindigkeitswerte finden Sie auf dieser Internetseite des Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. In den kommenden Wochen und Monaten wird sich die Qualität der Aufnahmen der Raumsonde somit immer weiter verbessern.

„Wir können derzeit nur Vermutungen darüber anstellen, welche Überraschungen wohl enthüllt werden, sobald New Horizons im Sommer [genauer gesagt am 14. Juli 2015] die Oberfläche von Pluto in einer Abstand von lediglich 12.500 Kilometern überfliegt“, so Hal Weaver, der zuständige Projektwissenschaftler der New Horizons-Mission vom JHU/APL. Eines dürfte jedoch sicher sein: Das Wissen der Menschheit über die im Kuiper-Gürtel unseres Sonnensystems befindlichen Himmelskörper wird sich dabei ungemein erweitern.

Zeitnahe Freigabe der Aufnahmen
Leider war es in der Vergangenheit üblich – und ist es stellenweise immer noch – dass die im Rahmen einer interplanetaren Forschungsmission erstellten Aufnahmen die interessierte Öffentlichkeit erst mit einer deutlichen Verzögerung von mehreren Monaten oder teilweise sogar erst Jahren erreichten. Diese Vorgehensweise wurde und wird von den beteiligten Wissenschaftlern damit begründet, dass sie einen gewissen Zeitraum benötigen, um anhand dieser Daten – welche ja immer wieder zuvor unbekannte Regionen unseres Sonnensystems offenbaren – wissenschaftliche Publikationen zu erstellen und zu publizieren. Sollten die entsprechenden Daten jedoch ‚zeitnah‘ freigegeben werden, so hätten auch nicht direkt an der Mission beteiligte Personen die Möglichkeit, diese Daten zu nutzen, auszuwerten und daraus resultierende Ergebnisse zu veröffentlichen.

Glücklicherweise sind die direkt in die Mission der Raumsonde New Horizons involvierten Wissenschaftler jedoch einer anderen Meinung. In der Regel lediglich maximal 48 Stunden nachdem die Aufnahmen der LORRI-Kamera die Erde erreichen, so eine kürzlich veröffentlichte Mitteilung, sollen diese Fotos zukünftig auf einer speziellen Internetseite der Öffentlichkeit zur Verfügung gestellt werden. Die entsprechende Seite kann hier aufgerufen werden.

Die dort veröffentlichten Aufnahmen sind nicht bearbeitet oder kalibriert und zeigen somit lediglich die Originalaufnahmen, welche dabei zudem in dem verlustbehafteten JPEG-Format dargestellt werden. Allerdings werden neben Informationen zu der Entfernung zu dem abgebildeten Zielobjekt, dem Aufnahmedatum und der Belichtungszeit auch kurze Beschreibungen zu dem Foto veröffentlicht. Ein entsprechendes Beispiel finden Sie hier.

Mit einem gewissen zeitlichen Einsatz, einer guten Bildbearbeitungssoftware und etwas Übung und Geschick dürften sich aus diesen RAW-Aufnahmen jedoch trotzdem ansehnliche Wiedergaben des Pluto-Systems erstellen lassen. Weitere für die Dekodierung und Bearbeitung dieser Aufnahmen behilfliche Informationen finden Sie auf dieser Internetseite der Planetary Society in englischer Sprache.

Unabhängig davon sollen die dann kalibrierten Daten der Raumsonde New Horizons auch in Zukunft in regelmäßigen Abständen innerhalb von neun Monaten bis spätestens einem Jahr nach ihrem Eingang auf der Erde im Planetary Data System (abgekürzt PDS) der NASA veröffentlicht werden.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net

• New Horizons – Erfolgreiches Kurskorrekturmanöver (15. März 2015)
• New Horizons fotografiert mehrere Monde des Pluto (22. Februar 2015)
• Die Instrumente der Raumsonde New Horizons (14. Januar 2015)
• New Horizons: Der Anflug an Pluto beginnt (8. Dezember 2014)
• New Horizons: Suche nach Folgeziel war erfolgreich! (19.Oktober 2014)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Mission New Horizons
• Plutoid Pluto

Der Beitrag Verfügt Pluto über eine Polkappe? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.