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

In den letzten Jahren haben sich die Hinweise darauf verdichtet, dass auf dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dem größten der 62 bisher bekannten Saturnmonde, ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus den Wolken ab, welche sich anschließend in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden. Derzeit sind den Planetenforschern etwa 400 Seen auf der Titanoberfläche bekannt, welche sich größtenteils auf der nördlichen Hemisphäre des Mondes befinden.

Somit hat sich der Titan neben der Erde als der einzige bekannte Ort innerhalb unseres Sonnensystems herauskristallisiert, an dem auch gegenwärtig ein Flüssigkeitskreislauf stattfindet. Aus den daran beteiligten Kohlenwasserstoffen könnten sich unter bestimmten Bedingungen auch komplexere organische Verbindungen bilden, welche als die „Grundbausteine des Lebens“ angesehen werden. Unter den Exobiologen gilt der Titan daher als einer der derzeit aussichtsreichsten Kandidaten für den Nachweis von extraterrestrischen Lebensformen.

„Eine der faszinierendsten Fragen in Bezug auf diese Seen ist, ob sie eventuell irgendeine exotische Form von Leben beherbergen könnten“, so Jonathan I. Lunine von der Cornell University in Ithaca/USA und Mitarbeiter der Cassini-Mission, welche den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht. Zusammen mit seinem Kollegen Jason D. Hofgartner hat er jetzt untersucht, ob sich auf der Oberfläche dieser Seen eventuell Eisschollen aus gefrorenen Kohlenwasserstoffen bilden könnten.
Die Bildung von schwimmendem Kohlenwasserstoffeis, so die beiden Wissenschaftler, könnte das Vorhandensein einer interessanten Chemie an den Übergangszonen zwischen dem flüssigen und dem festen Aggregatzustand des Methans ermöglichen. Solche „Übergangszonen“ haben eventuell auch in der Entwicklungsgeschichte unseres Heimatplaneten bei der Entstehung des irdischen Lebens eine wichtige Rolle gespielt.

Bisher gingen die Planetenforscher jedoch prinzipiell davon aus, dass sich auf der Oberfläche der Titan-Seen kein Kohlenwasserstoffeis befinden kann, da gefrorenes Methan über eine größere Dichte verfügt als flüssiges Methan. Gefrorene Kohlenwasserstoffverbindungen würden somit unmittelbar nach ihrer Bildung aufgrund ihres Gewichtes in die Tiefe absinken und sich am Grund der betroffenen Seen ablagern. In ihrem neu erstellten Modell kamen Hofgartner und Lunine jedoch zu dem Schluss, dass dieser Fall nur dann eintritt, wenn es sich dabei um kompaktes Eis ohne jegliche Porositäten oder Gaseinschlüsse handelt.

Bei den neu durchgeführten Analysen wurde speziell berechnet, unter welchen Bedingungen sich Methaneis auf dem Titan bildet und welche Eigenschaften es danach ausweist. Hierbei wurden auch die bei verschiedenen Temperaturen erfolgenden Interaktionen zwischen den Kohlenwasserstoffen, mit denen die Seen gefüllt sind, und der Titanatmosphäre berücksichtigt.

Die beiden Wissenschaftler kamen dabei zu dem Schluss, dass sich auf den Oberflächen der Titanseen anscheinend tatsächlich längerfristig existierende Eisschollen bilden könnten. Deren Fortbestehen an der Oberfläche der Seen hängt jedoch davon ab, in welchem Verhältnis die einzelnen Kohlenwasserstoffe – speziell Methan und Äthan – im Rahmen der Eisbildung miteinander vermischt wurden und ob bei dem Gefriervorgang zusätzlich gasförmiger Stickstoff – dieser ist mit einem Anteil von rund 98 Prozent der Hauptbestandteil der Titanatmosphäre – in das entstehende Eis eingebettet wurde. Der Stickstoff würde sich dabei als Gaseinschluss in Poren ablagern und dem Methaneis zusätzlichen Auftrieb verleihen. Dieser Effekt eines Auftriebes, so das Ergebnis der Studie, würde auftreten, sobald mindestens fünf Prozent Stickstoff in das Eis eingebettet sind.

Diese Ergebnisse könnten auch die bisherigen Messergebnisse des RADAR-Instrumentes an Bord des Saturnorbiters Cassini erklären, durch dessen Daten in den vergangenen Jahren der Nachweis von Methanseen auf der Oberfläche von Titan gelang. In den Radardaten der Raumsonde präsentieren sich die bisher entdeckten Seen über die letzten Jahre hinweg in einer unterschiedlichen Helligkeit. Die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler gehen mittlerweile davon aus, dass Seen, deren Oberflächen vollständig mit einer Flüssigkeit überzogen und die somit extrem „glatt“ sind, auf den Radaraufnahmen aufgrund des so entstehenden schlechteren Reflektionsvermögens sehr dunkel erscheinen. Seen, welche dagegen zu mindestens teilweise mit einer entsprechend unebenen Eisschicht überzogen sind, erscheinen dagegen etwas heller.
Das „Schwimmverhalten“ der gefrorenen Kohlenwasserstoffe, so Hofgartner und Lunine, wird dabei jedoch auch unmittelbar von der Umgebungstemperatur beeinflusst. Auf der Oberfläche schwimmendes Methaneis bildet sich, sobald die Temperatur auf der Titanoberfläche auf einen Wert von unterhalb von minus 182,75 Grad Celsius – dem Gefrierpunkt des Methans – absinkt. Fällt die Temperatur jedoch nur um wenige Grade weiter ab, so würde dieses Eis trotz der darin enthaltenen Stickstoffeinschlüsse dann ebenfalls absinken.

Bei Temperaturen, welche sich unmittelbar um den Gefrierpunkt von Methan herum bewegen, könnte es dagegen sowohl auf der Oberfläche der Seen schwimmendes Eis geben, als auch Eisablagerungen, welche sich am Grund der Seen befinden. Speziell dieses am Grund abgelagerte Eis würde dann jedoch bei einem erfolgenden Ansteigen der Temperaturen auf der Titanoberfläche und der dadurch bedingten Erwärmung der Seen wieder an deren Oberflächen aufsteigen.

Die beiden Wissenschaftler sagen aus diesem Grund voraus, dass Cassini in den nächsten Jahren parallel zu dem saisonal bedingten Wechsel der Jahreszeiten und den damit verbundenen veränderten Temperaturen beobachten könnte, wie die Seen auf der Titanoberfläche im Bereich der Radarwellen zunächst „dunkler“ werden, da das auf den Seen schwimmende Eis schmilzt. Dadurch würde die Oberfläche der Seen glatter und würde weniger Radarwellen zurück zu Cassini reflektieren. Bei einer weiteren Erwärmung der Titanoberfläche sollten die Seen dann wieder heller werden, da nun das Eis vom Grund der Seen an die Oberfläche aufsteigen müsste. Dieses würde die Oberfläche jetzt zusätzlich „aufrauhen“ und die Radarwellen somit besser reflektieren und die Seen heller erscheinen lassen. Schließlich schmilzt auch dieses Eis und die Oberfläche wird in den Radarbildern wieder dunkler.

„Der verlängerte Aufenthalt von Cassini im Saturnsystem gibt uns die einmalige Möglichkeit, die jahreszeitlichen Veränderungen auf dem Titan zu verfolgen“, so Linda Spilker, Projektwissenschaftlerin der Cassini-Mission am Jet Propulsion Laboratory der NASA. „So haben wir die Gelegenheit um zu überprüfen, ob diese Theorie richtig ist.“ Ein Fachartikel, welcher sich näher mit den möglichen Eisschollen auf den Titanseen auseinandersetzt, wurde kürzlich in der Fachzeitschrift Icarus unter dem Titel „Does ice float in Titan’s lakes and seas?“ veröffentlicht.
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 aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Saturnmond Titan
• Planet Saturn
• Raumsonde CASSINI

Verwandte Internetseiten:

• CICLOPS (engl.)

Icarus:

• Abstract des Fachartikels (engl.)

Der Beitrag Eisschollen auf der Oberfläche der Titan-Seen? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Der Start des 1.850 kg schweren Satelliten auf einer PSLV-XL-Rakete erfolgte gegen 2.17 Uhr MESZ vom Satish Dhawan Raumfahrtzentrum auf der Insel Sriharikota. Die vierstufige Rakete setzte RISat 1 bereits nach 18 Minuten auf dem geplanten Orbit in etwa 600 Kilometern Höhe bei einer Bahnneigung von 97,6 Grad aus.

Die indische Raumfahrtorganisation ISRO entwickelte den Satelliten, um bei Naturkatastrophen wie Überflutungen oder Wirbelstürmen Daten zu liefern. Weitere Anwendungsgebiete finden sich in der Landwirtschaft aber wohl auch in der militärischen Aufklärung.

Dies war der 20. erfolgreiche Start einer indischen Trägerrakete vom Typ PSLV (Polar Space Launch Vehicle) seit 1993 bei nur einem Fehlschlag. Außerdem verfügt Indien mit RISat 1 über 11 Satelliten zur Erdfernerkundung, die in allen Wellenlängenbereichen arbeiten. RISat 2 startete übrigens bereits 2009, war allerdings noch mit einem aus Israel stammenden Radarsystem ausgestattet. Mittlerweile wurden in Indien Technologien entwickelt, die eine eigene Herstellung ermöglichen.

Erste Radarbilder vom neuen Satelliten werden in 5 Tagen erwartet, wenn alle Bordsysteme aktiviert und getestet worden sind.

Raumcon:

• RISAT 1 auf PSLV-C19

Der Beitrag Indischer Fernerkundungssatellit gestartet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

Überlegungen dazu werden bereits seit einiger Zeit angestellt. Mit der Kürzung der STS-119-Mission im März um zwei Tage und dem Wegfall eines Außenbordeinsatzes wurden diese jedoch intensiviert. Spezielle Untersuchungen wurden beim letzten Shuttle-Flug (STS 129) angestellt. Allerdings wurde die Rückkehr eines Teils der ISS-Besatzung mit dem Raumschiff Sojus-TMA 15 vom 23. November auf den 1. Dezember 2009 verlegt.

Zu beachten sind sowohl die Interessen des ISS- als auch des Shuttle-Programms. Dazu zählen u. a. die folgenden Fakten:

• Triebwerksabgase dürfen weder den Frachtraum einer angekoppelten Raumfähre noch die empfindlichen Oberflächen der Solarzellenpaneele treffen.
• Kopplungsoperationen dürfen nicht während geplanter Außenbordarbeiten erfolgen.
• Kopplungsoperationen dürfen auch dann nicht vorgenommen werden, wenn einer der Manipulatorarme eine Last hält.
• Die Besatzungsstärke der ISS soll die Zahl 13 nicht übersteigen.
• An- und Abflüge dürfen nur während der Wachzeiten aller Besatzungsmitglieder erfolgen.
• In den Gefahrenbereich müssen auch die Flugbahnen bei Abbruchoperationen einbezogen werden.
• Die Steuerung der Fluglage der Station kann nicht von Shuttle und ISS gleichzeitig geführt werden.
• An- und Abflugmanöver russischer Raumkapseln sollen nur unter direkter russischer Kontrolle, also über russichem Territorium erfolgen.
• Zu bestimmten Zeiten kann keine Raumfähre an der Station angekoppelt sein, da die lange Sonneneinstrahlung keine ausreichende Kühlung des Orbiters ermöglicht (Beta-Cutout).
• Mehrere An- oder Abflugmanöver an einem Tag werden nicht geplant.
• Ablösungsmissionen der Stammbesatzungen sollen planmäßig erfolgen.
• Bemannte Missionen haben gegenüber unbemannten Vorrang.
• Die Radarsysteme, die bei Andockmanövern verwendet werden, dürfen die Elektronik im Shuttle nicht stören.

Insgesamt ergibt dies eine recht große Liste von Eventualitäten, die beachtet werden müssen. Allgemein hält man Abkopplungsmanöver für unkritischer. Außerdem wird der Nadir-Kopplungsstutzen am Modul Sarja faktisch als ungeeignet angesehen. Dies wird sich wahrscheinlich auch nicht ändern, wenn dort das Verlängerungsmodul Rasswjet angekoppelt wurde. Einerseits ergäbe sich ein Minimalabstand von knapp 9 Metern beim An- oder Abflug, andererseits überstreicht das Radarsignal des Kurs-Systems beim Anflug Teile des Orbiters.
2010 sollen neben 5 Shuttle-Flügen auch 4 Sojus-, 5-6 Progress-, eine ATV- sowie eventuell eine HTV- und eine COTS-Demo-Mission zur ISS führen. Erfreulich viel Verkehr zwar aber wenig Spielraum für Missionsverschiebungen.

Raumcon:

• Diskussion im ISS-Hauptthema

Der Beitrag Änderung der ISS-Verkehrsrichtlinie möglich erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, Roskosmos.

Damit konnte nachgewiesen werden, dass die Radarsysteme, die am 1. Juni von Gennadi Padalka und Michael Barratt während eines Ausstieges installiert und angeschlossen wurden, korrekt funktionieren. Auch der Frachter konnte beweisen, dass seine digitale Steuerung den Anforderungen gerecht wird.

Eine Kopplung an diesem Port war nicht vorgesehen und wäre auch nicht möglich gewesen, da sich die Kopplungsaggregate vor allem in ihrer Größe unterscheiden. Swesda-Zenit verfügt über einen größeren Andockring, der für Stationsmodule ausgelegt ist. Im November soll hier das russische Mini-Forschungsmodul 2, das weitgehend mit dem Ausstiegs- und Kopplungsmodul Pirs identisch ist, ankoppeln. Pirs wird wahrscheinlich 2012 abgekoppelt, kurz bevor ein größeres Mehrzweckmodul an dessen gegenwärtiger Position an Swesda-Nadir eintrifft.

Die Annäherung von Progress-M 02M erfolgte von der Erde, also von unten aus. Da die Kopplungsstelle aber an der Oberseite der Station liegt, musste diese zuvor auf den Rücken gedreht werden. Während der Annäherung wurden Videobilder und Daten zur Erde übertragen. Der Anflug wurde außerdem von Bord der Internationalen Raumstation aus überwacht. Diese verfügt dazu über das Fernsteuerungssystem TORU.

Damit ist der Raumschiffreigen um die Station herum noch nicht vorbei. Am 2. Juli hatten drei Besatzungsmitglieder der ISS ihr Raumschiff Sojus-TMA 14 bestiegen, vom Heck abgekoppelt und nach wenigen Minuten am zuvor frei gewordenen Port des Moduls Pirs wieder angedockt. Dadurch wurde der Heckstutzen für das nächste Progress-Raumschiff frei. Am Heck angekoppelte Frachter können Bahnanhebungen oder Ausweichmanöver besser durchführen als an einer anderen Andockposition. Sie verfügen dazu, im Gegensatz zu den bemannten Sojus-Raumschiffen, über einen speziellen Treibstoffvorrat.

An- und Abflüge in diesen Tagen:

• 30. Juni: Abkoppeln von Progress-M 02M von Pirs
• 02. Juli: Umkoppeln von Sojus-TMA 14 von Swesda-Heck nach Pirs
• 12. Juli: Testannäherung von Progress-M 02M an Swesda-Zenit
• 17. Juli: Ankopplung der Endeavour am Bug der ISS
• 29. Juli: Abkopplung der Endeavour
• danach: Ankopplung des Frachters Progress-M 67 am Heck der Station (durch STS-127-Verschiebung wahrscheinlich später als ursprünglich geplant)

Raumcon:

• ISS-Thread ab 1. Juli
• STS-127-Thread ab heute morgen (12. Juli, 0:07 Uhr MESZ, starlight)

Der Beitrag Rendezvoustest an Swesda-Zenit erfolgreich erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: ESA, NASA/JPL.

MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding) ist ein Radarinstrument zur Tiefenvermessung der Marsoberfläche. Seine drei Antennen (2 x 20 m, 1 x 7 m) wurden 2005 ausgefahren. Sie senden langwellige Radarimpulse zur Oberfläche. Ein Teil der Impulse dringt dabei mehrere Kilometer tief in die Kruste ein. Aus ihrem Radarecho können Rückschlüsse auf Struktur und Zusammensetzung der Marsoberfläche gezogen werden. Vor allem Erkenntnisse über Menge und Verteilung gefrorenen Wassers im Marsboden war das Ziel dieses Experiments.

MARSIS war der erste Versuch, diese Technik zur Erkundung auf einem anderen Himmelskörper einzusetzen. Unsicherheit bestand über die Störeffekte auf die wissenschaftliche Ausbeute und die Datenqualität durch Oberflächen- und Atmosphäreneigenschaften. Jetzt steht fest, dass das Experiment sehr erfolgreich arbeitet. Am Marssüdpol konnte bis in einer Tiefe von 3,7 km „geschaut“ werden. Mittels MARSIS konnten so u.a. die Polkappen des Mars´ charakterisiert werden. Diese bestehen größtenteils aus Wassereis, dessen Menge und Verteilung jetzt bekannt ist.

Forscher denken jetzt über Verwendung der Technik bei weiteren Missionen zu anderen Himmelskörpern nach.

Naheliegende Ziele wären Jupiters Mond Europa und Saturns Monde Enceladus und Titan. Bei Europa und Enceladus könnte mit dieser Technik ein globaler Blick unter ihre Eispanzer bis in 20 km Tiefe gelingen. Auf Titan könnten die Kohlenwasserstoffseen erforscht werden. Auch Kometen und Asteroiden könnte man weitere Geheimnisse entlocken. Eine Anwendung bei einer Mission zu diesen Himmelskörpern scheint damit wahrscheinlich.

Neben MARSIS an Bord von Mars Express fliegt ein ähnliches Instrument an Bord der NASA-Sonde Mars Reconnaissance Orbiter. SHARAD (Shallow Subsurface Radar) nutzt eine kürzere Wellenlänge, um eine höhere Auflösung zu erzielen. Seine Wellen können dabei nicht so tief in den Boden eindringen (s. Abb. rechts). Die globalen Daten beider Experimente ergänzen sich ideal.

Der Beitrag Mars Express – Erfolg von MARSIS erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: DLR.

Dies geht aus zwei Artikeln hervor, die von James W. Head von der Brown University in Providence (Rhode Island, USA) und Ernst Hauber, einem Planetengeologen vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin, sowie einer Gruppe von Co-Autoren verschiedener Institutionen verfasst wurden. Die Aussagen stützen sich auf die Auswertung von hochauflösenden Bildern der Marsoberfläche, die von der vom DLR betriebenen, hochauflösenden Stereokamera HRSC an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express aufgenommen wurden. Die Autoren sind Mitglieder des internationalen HRSC-Wissenschaftsteams, das von Gerhard Neukum (Freie Universität Berlin) geleitet wird. Die Ergebnisse wurden am 17. März 2005 in der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht.

Die Oberflächenstrukturen wurden in Aufnahmen der deutschen High Resolution Stereo Camera (HRSC) identifiziert, die seit mehr als einem Jahr an Bord der Mars Express-Sonde den Roten Planeten umkreist und unseren Nachbarplaneten in hoher Auflösung, in Farbe und in „3D“ fotografiert. Sie zeigen Fließformen, die vermutlich von Gletschern oder „Blockgletschern“ (einer Mischung aus Eis und Gesteinsbruchstücken unterschiedlicher Größe) gebildet wurden. Man bezeichnet Strukturen, die von Gletschern verursacht wurden, in der Geologie als glazial.

Zahlreiche konzentrische Höhenrücken erinnern an so genannte Endmoränen: Geröllwälle, die ein wachsender Gletscher vor sich herschiebt und dann nach seinem Abschmelzen zurückbleiben. Außerdem sind parallele Streifen zu sehen, die von den Autoren als Mittelmoränen interpretiert werden, welche die Fließrichtung der Gletscher anzeigen. An Stellen, wo die Gletscher über steilere Geländeabschnitte führten, sind Spalten zu erkennen: In ähnlicher Weise entstehen in Gletschern auf der Erde Spalten – so genannte „Eisbrüche“ -, wo die Spannungen innerhalb des Eises wegen des größeren Gefälles und des unebenen Geländes zunehmen.

Weitere glaziale Merkmale sind längliche, mehrere Kilometer lange, parallele Riefen und langgezogene Hügel, die auf den Oberflächen von Bergrücken in einiger Entfernung zu den möglicherweise vergletscherten Gebieten beobachtet werden. Die Hügel ähneln so genannten Drumlins, dem gälischen Wort für Strukturen, die unter dem Eis durch die Bewegung des Gletschers und das dadurch bedingte Zusammenschieben und Aufhäufen abgeschürften Materials entstehen. Auf der Erde treten Drumlins in ehemaligen eiszeitlichen Regionen wie dem bayerischen Voralpenland auf. „Wir sehen hier eine ganze Reihe glazialer Strukturen in einem konsistenten räumlichen Zusammenhang. Das festigt unsere Überzeugung, hier tatsächlich frühere Marsgletscher zu sehen“, sagt Hauber.

Besonders interessant ist das Alter der glazial geprägten Oberflächen auf dem Mars. Diese sehen in weiten Gebieten der von den Autoren entdeckten ehemaligen Vergletscherung ziemlich „intakt“ aus, denn typische Anzeichen für massiven Eisverlust – wie zum Beispiel Einsturzkrater oder so genannte „Toteislöcher“ (rundliche Hohlformen mit bis zu mehreren hundert Meter Durchmesser), wie sie in heute eisfreien Gegenden Islands anzutreffen sind – fehlen fast vollständig. Die statistische Auswertung der Anzahl von Kratern, die dort durch Meteoriteneinschläge entstanden sind und zur Altersbestimmung der Flächen herangezogen werden, zeigt, dass die Landschaft in ihrer heutigen glazialen Ausprägung zum Teil erst vor einigen Millionen Jahren entstanden ist. In der Planetengeologie gelten solche Alter als extrem jung.

Eis ist an der Marsoberfläche in diesen Breitengraden unter der gegenwärtigen, extrem dünnen Marsatmosphäre über längere Zeiträume nicht stabil. Es würde bei dem herrschenden geringen Luftdruck sublimieren, also direkt vom festen in den gasförmigen Zustand übergehen, und dann aus der Atmosphäre ins All entweichen – auch wenn es heute am Äquator des Mars in der Theorie kalt genug ist für die Existenz von Gletschern: Selbst an einem Sommertag steigt die Temperatur maximal auf etwa 20 Grad Celsius; in den Nächten und vor allem im Winter sinken die Temperaturen oft auf unter minus 50 Grad Celsius ab.

Die Gletscher müssen sich also bis vor wenigen Millionen Jahren in einer damals anderen, einer wärmeren und vielleicht auch dichteren Atmosphäre gebildet haben und wurden dann inaktiv oder bildeten sich mangels Eisnachschubs zurück. Seither werden sie von einer dünnen Oberflächenschicht aus Staub vor Sublimation geschützt. Staub ist auf dem Mars fast allgegenwärtig und würde auch erklären, warum das möglicherweise in nur wenigen Metern Tiefe noch heute vorhandene „fossile“ Eis nicht von anderen Instrumenten wie beispielsweise Spektrometern entdeckt werden kann. Erst vor kurzem waren HRSC-Aufnahmen über ein zugefrorenes Marsmeer von der Größe der Nordsee bekannt geworden.

Treffen die Schlussfolgerungen der Forscher zu, weisen die Resultate auf einen Klimawechsel auf dem Mars innerhalb der letzten Millionen Jahre hin. Derart dramatische Klimawechsel werden seit vielen Jahren in der Marsforschung diskutiert und könnten ihre Ursache in einer im Lauf der Jahrmillionen um große Neigungswinkel schwankenden Polachse des Mars haben, ein seit längerem bekanntes Phänomen. Die Entschlüsselung der Klimageschichte des Mars ist eine der Hauptfragen, die mit den aktuellen Marsmissionen wie Mars Express geklärt werden soll. Die Forscher interessiert vor allem, wann und über welche Zeiträume auf dem Mars Wasser und Eis vorhanden waren.

Als ein Beispiel für ihre Thesen führen die Autoren den so genannten „Stundenglaskrater“ an. Diese ungewöhnliche Struktur mit Spuren eines früheren Gletschers befindet sich am Ostrand der Hellas-Tiefebene. Aus einem 3500 Meter hohen Bergmassiv strömte ein so genannter Blockgletscher, ein Eisstrom mit einem hohen Anteil an Felsschutt, zunächst in einen neun Kilometer großen schüsselförmigen Einschlagkrater (links), der dadurch fast bis zum Rand aufgefüllt wurde. Wie ein zäher, schlieriger Brei schob sich der Blockgletscher, begünstigst durch das Gefälle, weiter in einen 500 Meter tiefer gelegenen, 17 Kilometer durchmessenden Krater. In Anlehnung an die ungewöhnliche Form und dem von oben nach unten durch den „Flaschenhals“ verlaufenden Strömungsmuster wurde das bislang namenlose Kraterpaar von den Forschern „Stundenglaskrater“ getauft.

Weiteren Aufschluss erhofft sich die wissenschaftliche Gemeinde von der Inbetriebnahme des MARSIS-Instrumentes in wenigen Monaten, einer Radaranlage an Bord von Mars Express, die in der Lage ist, unter die sichtbare Oberfläche zu „schauen“.

Das Kameraexperiment HRSC auf der Mission Mars Express der Europäischen Weltraumorganisation ESA wird vom Principal Investigator Prof. Dr. Gerhard Neukum (Freie Universität Berlin), der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, geleitet. Das Wissenschaftsteam besteht aus 45 Co-Investigatoren aus 32 Instituten und zehn Nationen. Die Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung des Principal Investigators (PI) Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit industriellen Partnern gebaut (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Die Kamera wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Hier erfolgt auch die systematische Datenprozessierung. Die hier gezeigten Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin erstellt.

Übernahme des DLR-Originaltextes, siehe auch www.dlr.de, unter anderem mit größeren Bildern.

Der Beitrag Die Gletscher des Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

Eine entsprechende Entscheidung hatte der Mars Express-Projektleiter Dr. Rudolf Schmidt bereits Ende Januar gegenüber Raumfahrer.net angekündigt. Sollte die für Anfang Mai geplante Aktivierung erfolgreich verlaufen, wird MARSIS nach unterirdischen Wasserreservoirs suchen sowie die Ionosphäre erforschen.

Die Entscheidung der ESA, MARSIS in Betrieb zu nehmen erfolgte nach achtmonatigen intensiven Computersimulationen und technischen Untersuchungen auf beiden Seiten des Atlantik. Im wesentlichen ging es um mögliche negative Auswirkungen bei der Entfaltung von zwei je 20 Meter langen Masten des Radargeräts.

Die drei Masten des Experiments sollten ursprünglich schon im April 2004, also gegen Ende der Testphase aller Instrumente, ausgefahren werden. Die Konstruktion besteht aus zwei 20 Meter langen Hohlzylindern mit einem Durchmesser von jeweils 2,5 Zentimetern und einem sieben Meter langen Mast. Es war nicht möglich, die Konstruktion zufriedenstellend realistisch auf der Erde zu testen, so dass die Tests auf Computersimulationen angewiesen waren. Kurz vor der geplanten Aktivierung führte der Hersteller Astro Aerospace verbesserte Simulationen durch und entdeckte die Möglichkeit eines Peitscheneffekts, der die Sonde beim Ausfahren der Masten treffen könnte.

Eine daraufhin eingesetzte Untersuchungskommission der ESA entschied sich auf ihrer letzten Sitzung am 25. Januar für die Entfaltung der Konstruktion. Die Kommission kam zu dem Schluss, dass eine Beschädigung nicht ausgeschlossen werden könne, die Kraft eines Rückstoßes jedoch gering sein würde, womit die Wahrscheinlichkeit einer starken Beschädigung sehr gering sei.

Eine mögliche Fehlerquelle ist eine Blockade der Konstruktion während der Entfaltung. Auch wenn es Methoden gibt, eine Blockade aufzuheben, könnte das im schlimmsten Fall den Verlust von MARSIS bedeuten. Die Analysen zeigten jedoch auch, dass die Kontrollsysteme von Mars Express mit einem ausgefahrenen Mast zurecht kämen und die übrigen Instrumente weiter arbeiten könnten.

Die Untersuchungskommission schlug die Aktivierung für Anfang Mai vor und bei guten Fortschritten in der Vorbereitung auch schon Ende April. Eine frühe Inbetriebnahme ist insofern wünschenswert, als dass die Entwicklung des Orbits der Sonde Radarmessungen der interessantesten Regionen des Mars im Mai 2005 erwarten lässt.

Sollte die Aktivierung erfolgreich sein, wird MARSIS mindestens bis zum 30. November die unter-„irdischen“ Geheimnisse des Mars erforschen und, sollte die Mission verlängert werden, auch noch darüber hinaus.

Der Beitrag Grünes Licht für letztes Mars Express-Experiment erschien zuerst auf Raumfahrer.net.