Quelle: DLR.

Viereinhalb Milliarden Jahre altes Eis ist fluffiger noch als der Milchschaum auf einem Cappuccino. Nach Jahren der Detektivarbeit haben europäische Wissenschaftler der ESA-Mission Rosetta jetzt auf dem Kometen Churyumov-Gerasimenko die Stelle finden können, an der das Landemodul Philae am 12. November 2014, überwacht aus dem Philae-Kontrollzentrum des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR), seinen zweiten und vorletzten Bodenkontakt hatte, ehe es 30 Meter weiter endgültig zum Stillstand kam. Dabei hinterließ Philae Spuren: Die Sonde drückte sich mit ihrer Oberseite und dem Gehäuse für den Probenbohrer in den eisigen Spalt eines schwarzen, von kohlenstoffhaltigem Staub bedeckten Brockens. So kratzte Philae den Brocken auf und legte vor der Sonnenstrahlung geschütztes Eis aus der Entstehungszeit des Kometen frei. Die blanke, helle Eisfläche, deren Umriss ein wenig an einen Totenschädel erinnert, verriet nun die Kontaktstelle, wie die Forschenden im Wissenschaftsmagazin NATURE schreiben.

Bisher waren die Stelle des Erstkontakts, der Punkt einer Kollision nach dem Wiederabheben und der finale Landeplatz bekannt, an dem Philae nach über zwei Stunden zur Ruhe kam und gegen Missionsende 2016 auch gefunden wurde. „Nun kennen wir endlich den genauen Ort, wo Philae zum zweiten Mal den Kometen berührte. Damit können wir die Flugbahn des Landers vollständig rekonstruieren und prägnanter wissenschaftliche Ergebnisse aus den Telemetriedaten sowie Messungen einiger während des Landevorgangs angeschalteter Messinstrumente ableiten“, erklärt Dr. Jean-Baptiste Vincent vom DLR-Institut für Planetenforschung, der an der jetzt veröffentlichten Forschungsarbeit beteiligt ist. „Philae hatte uns noch ein allerletztes Rätsel aufgegeben ”, benennt Erstautor Laurence O’Rourke von der Europäischen Weltraumorganisation ESA die Motivation hinter der mehrjährigen Suche nach ‚TD2‘, Touchdown-Punkt 2. „Es war sehr wichtig, den Landeplatz zu identifizieren, denn die an Philae angebrachten Sensoren zeigten an, dass der Lander sich in die Oberfläche hineingegraben und so höchstwahrscheinlich das darunter liegende, urzeitliche Eis freigelegt hatte.“ Über die vergangenen Jahre wurde die Stelle in den zahlreichen Bildern und Daten von Philaes Landegebiet wie die sprichwörtliche Stecknadel im Heuhaufen gesucht.

Das Magnetometer gibt den entscheidenden Hinweis
Immer wieder suchten die Wissenschaftler in den hoch aufgelösten Aufnahmen der OSIRIS-Kamera, einem Instrument des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen auf dem Rosetta-Orbiter, nach Stellen von blankem Eis in der vermuteten Region – lange Zeit ohne Erfolg. Erst die Auswertung von Messungen mit dem Magnetometer ROMAP, das unter der Leitung der Technischen Universität Braunschweig für Philae gebaut wurde, brachte die Wissenschaftler auf die richtige Spur. Das Team untersuchte in den Daten auftretende Änderungen, als sich der 48 cm vom Lander abstehende Magnetometerausleger beim Treffen auf die Oberfläche bewegte – also weggebogen wurde. Dabei ergab sich ein charakteristisches Muster in den ROMAP-Daten, das zeigte wie sich der Ausleger relativ zu Philae bewegte. Das ermöglichte es den Forschenden abzuschätzen, wie lange die Sonde in das Eis eingedrungen war. Die Daten von ROMAP wurden mit denen des RPC-Magnetometers auf Rosetta korreliert, um die genaue Orientierung von Philae zu bestimmen.

Die Analyse der Daten ergab, dass Philae fast zwei volle Minuten – in dieser Umgebung mit winziger Gravitation ist das nicht ungewöhnlich – an der zweiten Bodenkontaktstelle verbracht hatte und dabei mindestens vier verschiedene Oberflächenkontakte hatte, während die Sonde durch die zerklüftete Landschaft ‚pflügte‘. Ein besonders bemerkenswerter Abdruck, der in den Bildern sichtbar wurde, entstand, als die Oberseite von Philae an der Seite einer offenen Spalte 25 Zentimeter in das Eis sank und dort erkennbare Spuren des Bohrturms und der Oberseite hinterließ. Die Spitzen in den Magnetfelddaten, die sich aus der Auslegerbewegung ergaben, zeigten, dass Philae drei Sekunden brauchte, um diese spezielle ‚Delle‘ zu erzeugen.

Eine Totenkopfschädel-Skulptur aus blankem Kometeneis
Die ROMAP-Daten halfen, diese Stelle mit der eisgefüllten, hellen offenen Spalte in OSIRIS-Aufnahmen zu entdecken. Von oben betrachtet erinnerte ihr Anblick die Forscher an einen Totenschädel, und so tauften sie die Kontaktstelle ‚Schädeldecken-Grat‘. Das ‚rechte Auge‘ des Schädels entstand, als Philaes Oberseite den Kometenstaub hier zusammenpresste, während Philae wie eine Windmühle durch den Spalt zwischen den staubbedeckten Eisblöcken kratzte, um schließlich wieder abzuheben und die letzten wenigen Meter bis zum endgültigen Ruheort zurückzulegen. „In den Daten sahen wir damals, dass Philae mehrmals Bodenkontakt hatte und letztlich in einer schlecht beleuchteten Stelle gelandet ist. Wir kannten auch aus CONSERT-Radarmessungen den ungefähren endgültigen Landeplatz. Das genaue Szenario der Philae Trajektorie und die exakten Punkte mit Bodenkontakt konnten jedoch nicht so schnell interpretiert werden“, erinnert sich Philae-Projektleiter Dr. Stephan Ulamec vom DLR.

Die Auswertung der OSIRIS-Fotos und mit dem abbildenden Spektrometer VIRTIS bestätigten, dass das helle Material pures Wassereis ist, das durch den Philae-Kontakt auf einer Fläche von 3,5 Quadratmetern exponiert wurde. Während dieses Kontakts lag die Region noch im Schatten. Erst Monate später fiel Sonnenlicht darauf, so dass das Eis immer noch hell in der Sonne glänzte und kaum von der Weltraumumgebung verwittert war und nachdunkelte, lediglich das Eis anderer flüchtiger Stoffe wie Kohlenmonoxid oder -dioxid verdampfte.

‚Tschuri‘ ist voller Hohlräume und ohne großen Zusammenhalt
Ist diese Rekonstruktion der Ereignisse allein schon eine anspruchsvolle Detektivarbeit, bietet diese erste direkte Messung der Konsistenz von Kometeneis vor allem auch wichtige Erkenntnisse: Die Parameter des Bodenkontakts zeigten, dass diese Milliarden Jahre alte Eisstaubmischung außerordentlich weich ist: Sie ist poröser als der Schaum auf einem Cappuccino, dem Schaum in der Badewanne oder in den Schaumkronen von an die Küste auslaufenden Wellen. „Die mechanische Spannung, die das Kometeneis in diesem von Staub bedeckten Brocken zusammenhält, beträgt gerade einmal 12 Pascal. Das ist nicht viel mehr als ‚nichts‘“, erläutert Dr. Jean-Baptiste Vincent, der sich in der Studie mit der Druck- und Zugfestigkeit von ‚primitivem‘ Eis beschäftigt, das in Kometen seit viereinhalb Milliarden Jahren wie in einer kosmischen Tiefkühltruhe als Zeugnis der frühesten Stunden des Sonnensystems aufbewahrt ist.

Die Untersuchung ermöglichte auch eine Schätzung der Porosität des ‚Felsens‘, der von Philae touchiert wurde: Etwa 75 Prozent, also drei Viertel des Inneren, besteht aus Hohlräumen. Die auf den Bilder allgegenwärtigen ‚Felsbrocken‘ sind also eher mit Styroporfelsen in einer Fantasielandschaft im Filmstudio vergleichbar als mit echten, harten, massiven Felsen. An einer anderen Stelle bewegte sich ein in mehreren Fotos festgehaltener, sechs Meter großer Block, durch den Gasdruck verdampfenden Kometeneises sogar hangaufwärts.

Diese Beobachtungen bestätigen ein Ergebnis der Rosetta-Orbitermission, die einen ähnlichen Zahlenwert für den Anteil von Hohlräumen ermittelte und zeigte, dass das Innere von 67P/Churyumov-Gerasimenko bis auf eine Blockgröße von einem Meter homogen sein dürfte. Das zieht die Schlussfolgerung nach sich, dass die ‚Felsbrocken‘ an der Oberfläche den Gesamtzustand des Kometeninneren darstellen, als er sich vor etwa 4,5 Milliarden Jahren gebildet hat. Das Ergebnis ist nicht nur wissenschaftlich für die Charakterisierung von Kometen, der zusammen mit den Asteroiden ursprünglichsten Körper des Sonnensystems, relevant, sondern ermöglicht auch Abschätzungen für zukünftige Kometenmissionen, bei denen auf einem dieser ‚Schweifsterne‘ aufgesetzt und Probenmaterial für die Rückführung zu Erde gewonnen werden soll, was gegenwärtig in Überlegung ist.

12. November 2014 – die erste Landung auf einem Kometen
Philae wurde am Nachmittag (MEZ) des 12. November sanft von der Muttersonde Rosetta abgetrennt und fiel mit der Geschwindigkeit eines Fußgängers in Richtung des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko. Wie Bilder der DLR-Kamera ROLIS später zeigten, traf die etwa kubikmetergroße Landesonde die vorgesehene Landestelle Agilkia nahezu perfekt. Allerdings konnte sich Philae nicht auf ‚Tschuri‘ verankern, weil die dafür vorgesehenen Ankerharpunen nicht zündeten. Da der Komet nur etwa ein Hunderttausendstel der Anziehungskraft im Vergleich zur Erde an ihrer Oberfläche hat, prallte Philae vom Kometen ab, erhob sich bis in einen Kilometer Höhe und schwebte über die Region Hatmehit auf dem kleineren der beiden Kometenhalbkörper. Nach über zwei Stunden meldete sich Philae von ‚Tschuri‘: Die während der beiden Stunden zu Rosetta übertragenen Daten zeigten, dass die Sonde nach ihrem turbulenten Hüpfflug, einer unsanften Kollision mit einer Geländekante und zwei weiteren Bodenkontakten zur Ruhe gekommen war. Wenig später konnte Philae auch Bilder des Abydos getauften endgültigen Landeplatzes via Rosetta zur Erde funken.

Aus diesen ging schnell hervor, dass der Lander nun nicht wie geplant an einer günstigen Stelle mit ausreichend Sonnenlicht stand. Für das Team im DLR-Kontrollraum fing nach der unerwartet verlaufenen Landung die Arbeit erst richtig an: Fast 60 Stunden betrieben sie den Lander, kommandierten seine zehn Instrumente an Bord und drehten ihn am Ende auch noch etwas in Richtung Sonnenstrahlen. Dennoch ging der Strom der Primärbatterie zur Neige, weil zu wenig Strom produziert werden konnte. Die Akkus konnten nicht ausreichend aufladen, da die Sonne den Lander an jedem 12,4-Stunden-Kometentag nur für knapp anderthalb Stunden beschien. Tatsächlich rätselte das vielhundertköpfige Rosetta-Team 22 Monate lang, wo denn Philae tatsächlich stand: Erst eine Nahaufnahme der OSIRIS-Kamera, wenige Wochen vor dem Missionsende am 2. September 2016 aufgenommen, zeigte, wie Philae in einer Art Felsspalte unter einem das Sonnenlicht abschirmenden Überhang aufrecht festgeklemmt war. Zum Missionsende wurde die Raumsonde Rosetta am 30. September 2016 ebenfalls auf Churyumov-Gerasimenko in einem letzten Manöver hart abgesetzt.

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Quelle: ESA.

Nach Jahren akribischer Detektivarbeit ist der zweite Aufsetzpunkt des Rosetta-Landers Philae auf dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko ausgemacht worden – an einem Ort, der eine totenkopfähnliche Form aufweist. Philae hat seinen Abdruck in Eis, das Milliarden von Jahren alt ist, hinterlassen und offenbart, dass das eisige Innere des Kometen weicher als aufgeschäumte Milch ist.

Detektivarbeit
Philae stieg am 12. November 2014 auf die Kometenoberfläche herab. Der Lander prallte vom ursprünglichen Aufsetzpunkt Agilkia ab und flog zunächst zwei Stunden lang weiter. Während dieser Zeit kollidierte er mit dem Rand einer Klippe und taumelte in Richtung eines zweiten Aufsetzpunktes. Schließlich stoppte Philae endgültig in Abydos, einem geschützten Ort, der erst 22 Monate später durch die Auswertung der von Rosetta aufgenommenen Bilder identifiziert werden konnte – nur wenige Wochen vor dem Abschluss der Rosetta-Mission.

Laurence O’Rourke von der ESA, der bereits eine führende Rolle beim ursprünglichen Auffinden von Philae gespielt hatte, war fest entschlossen, auch den bis dato unentdeckten zweiten Aufsetzpunkt zu bestimmen.

„Philae hatte uns noch ein allerletztes Rätsel aufgegeben“, sagt O’Rourke. „Es war sehr wichtig, den Landeplatz zu identifizieren, denn die an Philae angebrachten Sensoren zeigten an, dass der Lander sich in die Oberfläche hineingegraben und so höchstwahrscheinlich das darunter liegende, urzeitliche Eis freigelegt hatte. Das hätte uns einen außerordentlich wertvollen Zugang zu einer Materie, die Milliarden von Jahren alt ist, ermöglicht.“

Zusammen mit einem Team aus Missionswissenschaftlern und Ingenieuren machte O’Rourke sich daran, Daten von Rosetta- wie von Philae-Instrumenten zusammenzubringen – um den bis dato unbekannten Aufsetzpunkt zu finden und zu bestätigen.

Der Star der Show
Obwohl eine helle Stelle aus „Eisscheiben“, die auf hochauflösenden Aufnahmen von Rosettas OSIRIS-Kamera zu erkennen war, bereits entscheidend bei der Bestätigung des gesuchten Ortes geholfen hatte, stellte sich bald heraus, dass der Ausleger des Philae-Magnetometers ROMAP der eigentliche Star der Show war. Das Instrument wurde für die Vermessung von Magnetfeldern in der lokalen Umgebung des Kometen entwickelt. Für die neue Analyse betrachtete das Team allerdings die Veränderungen in den aufgezeichneten Daten, die zu erkennen waren, als sich der Ausleger – der 48 Zentimeter aus dem Lander herausragt – beim Aufprall auf die Oberfläche physisch bewegt hatte. Diese Bewegungen manifestierten sich in den magnetischen Daten in einer charakteristischen Abfolge von Ausschlägen. Die Bewegungen des Auslegers wurden mit den Bewegungen des Landers an sich abgeglichen. So konnte geschätzt werden, wie lange die Einschläge von Philae in das Eis angedauert hatten. Darüber hinaus konnten die Daten genutzt werden, um die Bestimmung der Beschleunigung von Philae während dieser Kontakte einzuschränken.

Die ROMAP-Daten wurden mit den vom Rosetta-RPC-Magnetometer zu denselben Zeitpunkten aufgezeichneten Daten kreuzkorreliert, um die Fluglage von Philae zu bestimmen und etwaige Einflüsse des Magnetfelds der Plasmaumgebung um den Kometen herum auszuschließen.

„Wir hatten es nicht geschafft, 2014 alle geplanten Messungen mit Philae durchzuführen. Deshalb ist es wirklich faszinierend, die Magnetometer-Aufzeichnungen in dieser Art zu nutzen, und Daten sowohl von Rosetta als auch von Philae miteinander zu kombinieren – und zwar auf eine Weise, die so niemals geplant gewesen war. Und am Ende haben wir dadurch diese wundervollen Ergebnisse erhalten“, sagt Philip Heinisch, der die Analyse der ROMAP-Daten leitete.

Eine erneute Analyse der Landedaten hat ergeben, dass Philae fast zwei ganze Minuten am zweiten Aufsetzpunkt verbrachte und es dabei zu mindestens vier unterschiedliche Kontakten kam, während er über die Kometenoberfläche hindurchpflügte. Ein besonders deutlicher Abdruck, der auf den Bildern zu sehen ist, war entstanden, als Philaes Oberseite 25 Zentimeter tief in das Eis neben einer Spalte einsank und dabei erkennbare Spuren des Bohrers und der Seiten der Sonde hinterließ. Die Ausschläge in den Magnetfelddaten, die von der Bewegung des Auslegers rühren, zeigen, dass es drei Sekunden lang dauerte, bis Philae diese eine Einsenkung geschaffen hatte.

Totenkopfgesicht
„Als ich die Felsbrocken, auf die Philae aufgeprallt ist, von oben sah, erinnerte mich ihre Form an einen Totenkopf. Deshalb habe ich die Region ‚Totenkopf-Kamm‘ genannt und dieses Motiv auch für weitere Charakteristika, die ich beobachtete, benutzt“, sagt O’Rourke.

„Das rechte ‚Auge‘ des ‚Totenkopfgesichts‘ stammt von Philaes Oberseite, die den Staub komprimiert hat. Die Lücke zwischen den Felsbrocken ist die ‚obere Totenkopf-Spalte‘, wo Philae wie eine Windmühle fungierte, um zwischen ihnen hindurchzurasen.“

Die Analyse der Bilder und Daten von OSIRIS und dem Rosetta-Spektrometer VIRTIS bestätigte, dass es sich bei dem hellen Gebiet auf den Aufnahmen um Wassereis handelt. Dieses bedeckt eine Fläche von etwa 3,5 Quadratmetern. Zum Zeitpunkt der Landung lagen große Teile des Eises im Schatten, aber als die Bilder Monate später aufgenommen wurden, schien die Sonne direkt auf das Gebiet – das wie ein Leuchtfeuer erstrahlte. Das Eis war heller als die umliegende Region, da es zuvor nicht der Weltraumumgebung und damit auch nicht der Weltraumverwitterung ausgesetzt gewesen war.

„Das Eis erschien wie ein helles Licht in der Dunkelheit“, sagt O’Rourke und fügt hinzu, dass es sich nur 30 Meter von dem Ort entfernt befindet, an dem Philae letztendlich auf der Kometenoberfläche verblieben war.

Milchschaum
Doch die Studie stellt nicht nur den aufregenden Abschluss der Suche nach dem zweiten Aufsetzpunkt dar, sondern lieferte auch die erste In-situ-Messung des weichen Eis-Staub-Kerns eines Felsbrockens auf einem Kometen.

„Philae hat einen Abdruck neben der Spalte hinterlassen – dieser Ereignis war simpel in seiner Art, erlaubte uns aber dennoch, herauszuarbeiten, dass dieses urzeitliche, Milliarden von Jahren alte Eis-Staub-Gemisch außergewöhnlich weich ist. Es ist weicher als Milchschaum auf einem Cappuccino, Badeschaum oder die Gischt von sich brechenden Wellen“, fügt O’Rourke hinzu.

Die Untersuchung ermöglichte außerdem die Schätzung der Porosität des Felsbrockens, also wie viel Hohlraum sich zwischen den eisigen Staubkörnern im Inneren befindet. Diese wurde auf etwa 75 % geschätzt, was dem Wert entspricht, der zuvor, in einer separaten Studie, für den gesamten Kometen gemessen worden war. Dieselbe Studie hatte gezeigt, dass das Innere des Kometen gänzlich homogen ist, und zwar auf sämtlichen Größenskalen, bis auf etwa 1 Meter hinunter. Das impliziert, dass man die Felsbrocken als Stellvertreter für den Gesamtzustand des Kometeninneren – zu der Zeit, in der er sich gebildet hat, also vor etwa 4,5 Milliarden Jahren – betrachten kann.

„Dieses fantastische Multi-Instrument-Ergebnis schließt nicht nur die Lücken in der Geschichte von Philaes holpriger Reise, sondern bietet uns auch Informationen über die Eigenschaften des Kometen“, sagt Matt Taylor, Rosetta-Projektwissenschaftler bei der ESA. „Die Stärke eines Kometen zu verstehen, ist besonders wichtig für zukünftige Landermissionen. Dass der Komet ein solch schaumiges Inneres hat, ist eine überaus wichtige Angabe für das Entwickeln von Landemechanismen, aber auch für die mechanischen Prozesse, die wir zum Entnehmen von Proben benötigen.“

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Quelle: Universität Bern.

Bei den Polarlichtern auf der Erde bewegen sich elektrisch geladene Teilchen des Sonnenwindes entlang des irdischen Magnetfeldes. Diese treffen bei hohen Breitengraden auf Atome und Moleküle des Stickstoffs und des Sauerstoffs der oberen Erdatmosphäre und bringen diese dabei zum Leuchten. Solche oder ähnliche Aurora-Phänomene wurden aber auch bei anderen Planeten und deren Monden entdeckt. Wie ein internationales Team heute im Fachjournal Nature Astronomy berichtet, konnte das Phänomen nun auch beim Kometen Chury nachgewiesen werden. Auch bei Chury sind für die Aurora die Teilchen des Sonnenenwindes verantwortlich, die auf das Gas um den Kometen, die sogenannte Koma, treffen. «Das dabei entstehende Leuchten ist einzigartig», sagt Marina Galand vom Imperial College London, Hauptautorin der Studie. «Es wird durch einen Mix von Prozessen verursacht, welche auf der Erde, dem Mars aber auch bei den Jupitermonden beobachtet werden.»

Erstmals Aurora im ultravioletten Bereich bei einem Kometen beobachtet
Die Forschenden konnten dank der Analyse von Daten der Rosetta-Mission der Europäischen Weltraumbehörde ESA nachweisen, dass im Fall von Chury Sonnenwind-Elektronen zum Kometen hin beschleunigt werden und dort auf das Gas in der Koma treffen. «Da dieser Prozess sehr energiereich ist, ist auch das daraus resultierende Leuchten energiereich und daher im ultravioletten Bereich, der für das menschliche Auge unsichtbar ist», wie Martin Rubin, Mitautor der Studie vom Physikalischen Institut der Universität Bern, erklärt.

Diese UV-Emissionen waren zwar bereits früher bei Chury beobachtet worden. Damals hatte man aber fälschlicherweise angenommen, dass diese Emmissionen durch Teilchen des Sonnenlichts, sogenannte Photonen, verursacht werden, ähnlich dem sogenannten Nachthimmelsleuchten auf der Erde. «Unsere Analyse der Rosetta-Daten hat aber gezeigt, dass beim Kometen Chury Sonnenwind-Elektronen der Grund für das Leuchten sind und eben nicht Photonen, wie bislang angenommen», so Galand weiter.

«Rosetta ist die erste Mission die eine Aurora im UV-Bereich bei einem Kometen beobachtet hat», sagt Matt Taylor, wissenschaftlicher Projektleiter bei der ESA. «Aurora sind grundsätzlich schon spannend, wenn man aber so etwas zum ersten Mal beobachten und die Details studieren kann, ist es noch viel aufregender.».

Daten zur Gaszusammensetzung aus Bern
«Die Analyse war kompliziert und bedurfte Daten verschiedener Instrumente», erklärt Kathrin Altwegg, Leiterin des Instruments ROSINA, dem Massenspektrometer der Universität Bern, welches an Bord der ESA-Raumsonde Rosetta Daten des Kometen Chury gesammelt hatte und so unter anderem Informationen zur Zusammensetzung und der Dichte der Koma geliefert hatte. Die Studie sei ein Beleg dafür, dass unser Verständnis vertieft und neue Erkenntnisse gewonnen werden können, wenn Daten verschiedener Teams, Instrumente und Computermodelle herangezogen werden. «Und dies auch Jahre nach dem offiziellen Ende der Mission 2016 mit dem kontrollierten Absturz der Rosetta-Sonde auf die Oberfläche des Kometen Chury», so Altwegg weiter.

So analysierten die Forschenden um Marina Galand für die aktuelle Studie neben Daten des Rosetta Orbiter Spektrometers für Ionen- und Neutralgas Analyse (ROSINA) solche des Alice UV Spektrographen, des Ionen- und Elektronen Spektrometers (IES) sowie der Langmuir-Sonde (LAP) des Rosetta Plasma Consortiums (RPC), des Mikrowellen Instruments für den Rosetta Orbiter (MIRO) und des Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectromters (VIRTIS).

Aurora als Werkzeug zur Beobachtung des Sonnenwindes
Aurora-Phänomene werden in den unterschiedlichsten Umgebungen in unserem Sonnensystem und auch darüber hinaus beobachtet. «Ein Magnetfled wie auf der Erde wird dazu aber nicht benötigt, der Komet Chury hat selber nämlich keines», erklärt Martin Rubin. Das Aurora-Phänomen bei Chury ist deswegen diffuser als auf der Erde. «Die Beobachtung kometärer Aurora-Phänomene haben durchaus einen ästhetischen Wert. Darüber hinaus könnten die UV-Bobachtungen dereinst von der Erde aus aber auch Rückschlüsse zum Sonnenwind bei eben diesen Kometen bringen – auch ohne dass dabei eine Raumsonde wie Rosetta vor Ort sein muss», wie Martin Rubin erklärt.

Angaben zur Publikation:
M. Galand, P. D. Feldman, D. Bockelée-Morvan, N. Biver, Y.-C. Cheng, G. Rinaldi, M. Rubin, K. Altwegg, J. Deca, A. Beth, P. Stephenson, K. L. Heritier, P. Henri, J. Wm. Parker, C. Carr, A. I. Eriksson, J. Burch: Far-ultraviolet aurora identified at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Nature Astronomy, 21.09.2020.

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Quelle: Universität Bern.

Kometen und Asteroiden sind Objekte in unserem Sonnensystem, die sich seit der Entstehung der Planeten nur wenig entwickelt haben. So sind sie in gewisser Weise die Archive des Sonnensystems, und die Bestimmung ihrer Zusammensetzung könnte auch zu einem besseren Verständnis der Entstehung der Planeten beitragen.

Eine Möglichkeit, die Zusammensetzung von Asteroiden und Kometen zu bestimmen, ist, das von ihnen reflektierte Sonnenlicht zu untersuchen, da die Materialien auf ihrer Oberfläche das Sonnenlicht mit bestimmten Wellenlängen absorbieren. Man spricht vom Spektrum eines Kometen, das bestimmte Absorptionsmerkmale aufweist. Von August 2014 bis Mai 2015 hatte der Spektrometer VIRTIS (Visible, InfraRed and Thermal Imaging Spectrometer) an Bord der Raumsonde Rosetta der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) die Oberfläche des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko, kurz Chury genannt, kartiert. Die von VIRTIS gesammelten Daten zeigten, dass die Kometenoberfläche in Bezug auf die Zusammensetzung fast überall einheitlich ist: Die Oberfläche ist sehr dunkel und rötlich gefärbt, bedingt durch komplexe, kohlenstoffhaltige Verbindungen und undurchsichtige Mineralien. Jedoch war die genaue Art der Verbindungen, die für die gemessenen Absorptionsmerkmale von Chury verantwortlich sind, bis anhin nur schwer zu bestimmen.

Nachgebildete Kometen lieferten des Rätsels Lösung
Um festzustellen, welche Verbindungen für die Absorptionsmerkmale verantwortlich sind, haben die Forschenden um Olivier Poch vom Institut für Planetologie und Astrophysik der Université Grenoble Alpes Laborexperimente durchgeführt, in denen sie Kometen nachbildeten und Bedingungen wie im Weltraum simulierten. Poch hatte die Methode gemeinsam mit Berner Forschenden entwickelt, als er noch am Physikalischen Institut der Universität Bern tätig war. Die Forschenden testeten verschiedene in Frage kommende Verbindungen auf den nachgebildeten Kometen und maßen deren Spektren, genauso wie das Instrument VIRTIS es an Bord von Rosetta mit der Oberfläche von Chury getan hatte. Die Experimente zeigten, dass für das bestimmte Spektrum von Chury Ammoniumsalze verantwortlich sind.

Antoine Pommerol vom Physikalischen Institut der Universität Bern ist einer der Ko-Autoren der Studie, die heute im Journal Science erscheint. Er erklärt: «Während Olivier Poch an der Universität Bern arbeitete, haben wir gemeinsam Methoden und Vorgehen entwickelt, um Nachbildungen von Oberflächen von Kometenkernen herzustellen.» Unter simulierten Weltraumbedingungen seien die nachgebildeten Kometenoberflächen verändert worden, indem das Eis auf diesen Oberflächen sublimiert worden sei. «Diese realistischen Laborsimulationen ermöglichen es uns, Laborergebnisse und Daten zu vergleichen, die von den Instrumenten auf Rosetta oder anderen Kometenmissionen aufgezeichnet wurden. Die neue Studie baut genau auf diesen Methoden auf, um das stärkste spektrale Merkmal zu erklären, welches das VIRTIS Spektrometer bei Chury beobachtet hat», so Pommerol weiter.

Nicolas Thomas, Direktor des Physikalischen Instituts der Universität Bern und ebenfalls Ko-Autor der Studie, sagt: «Unser Labor in Bern bietet ideale Möglichkeiten, um mit Experimenten Ideen und Theorien zu testen, die aufgrund von Daten formuliert worden sind, die Instrumente auf Weltraummissionen gesammelt haben. So kann sichergestellt werden, dass die Interpretationen der Daten wirklich plausibel sind.»

Lebensbaustein «versteckt» sich in Ammoniumsalzen
Die Ergebnisse decken sich mit denjenigen des Berner Massenspektrometers ROSINA, das ebenfalls an Bord von Rosetta Daten zu Chury gesammelt hatte. Eine im Februar in Nature Astronomy publizierte Studie unter der Leitung der Berner Astrophysikerin Kathrin Altwegg hatte erstmals Stickstoff, einen der Grundbausteine des Lebens, bei einem Kometen nachgewiesen. Dieser hatte sich in der nebulösen Hülle von Chury in Form von Ammoniumsalzen «versteckt», deren Vorkommen man bisher nicht messen konnte.

Obwohl die genaue Salzmenge anhand der vorhandenen Daten nach wie vor schwer abzuschätzen ist, ist es wahrscheinlich, dass diese Ammoniumsalze den größten Teil des im Kometen Chury vorhandenen Stickstoffs enthalten. Die Ergebnisse tragen gemäß den Forschenden auch dazu bei, die Entwicklung von Stickstoff im interstellaren Raum und seiner Rolle in der präbiotischen Chemie besser zu verstehen.

Angaben zur Publikation:
O. Poch, I. Istiqomah, E. Quirico, P. Beck, B. Schmitt, P. Theulé, A. Faure, P. Hily-Blant, L. Bonal, A. Raponi, M. Ciarniello, B. Rousseau, S. Potin, O. Brissaud, L. Flandinet, G. Filacchione, A. Pommerol, N. Thomas, D. Kappel, V. Mennella, L. Moroz, V. Vinogradoff, G. Arnold, S. Erard, D. Bockelée-Morvan, C. Leyrat, F. Capaccioni, M. C. De Sanctis, A. Longobardo, F. Mancarella, E. Palomba, F. Tosi: Ammonium salts are a reservoir of nitrogen on a cometary nucleus and possibly on some asteroids

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Quelle: DLR.

Zweieinhalb Jahre sind seit dem Ende der operativen Phase der Mission Rosetta im September 2016 vergangen. Die wissenschaftliche Auswertung der Unmengen an Daten der Instrumente auf der Raumsonde und dem Lander Philae dauert weiter an. Neue Erkenntnisse zur Oberflächentemperatur und thermischen Effekten der „Badeenten-Form“ des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko veröffentlichte das Wissenschaftlerteam des Instruments VIRTIS am 22. April 2019 in Nature Astronomy. Die deutschen wissenschaftlichen Beiträge zu VIRTIS leitet das Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR).

Das Visible InfraRed and Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) nahm an Bord des Rosetta-Orbiters von August bis September 2014 Infrarotbilder des Kometen auf; etwa ein Jahr, bevor der Komet seinen sonnennächsten Punkt passierte, den sogenannten Perihel. Im betrachteten Zeitraum war der Komet noch weit von der Sonne entfernt und seine Aktivität war noch gering. Die Forscher überführten die Bilder in thermische Karten.

Die Temperatur ist der wichtigste Parameter zur Ableitung der für Kometen typischen Gas- und Staubaktivität. Zunächst hat das VIRTIS-Team die Durchschnittstemperatur des Kometenkerns auf seiner Tagesseite gemessen. Während die durchschnittliche Oberflächentemperatur in den zwei Monaten circa minus 60 Grad Celsius betrug, stießen die Wissenschaftler auch auf Stellen, die mit etwa minus 43 Grad Celsius deutlich wärmer waren. Dort war eine Grube, eine Absenkung der Oberfläche, in der die Innenwände die Wärmestrahlung reflektierten und so zu einer stärkeren Erwärmung führten, die als Selbsterwärmung bezeichnet wird.

Am „Hals der Ente“, der die beiden Hauptteile des Kometen verbindet, wirkt die Selbsterwärmung ebenfalls. Dort waren die Temperaturen höher als es aus den Gesetzmäßigkeiten einer Schwarzkörperstrahlung folgen würde. Unter der Annahme einer staubdominierten Oberfläche mit wenigen Millimetern Dicke und bei minimaler Sublimation flüchtiger Stoffe ist die Selbsterwärmung auf die Oberflächenrauigkeit zurückzuführen. Am „Hals“ wird die Selbsterwärmung durch die markante konkave Form verstärkt.

Eine weitere bedeutende Messung betrifft die thermische Belastung durch plötzliche Schatten, die während der täglichen Sonneneinstrahlung abwechselnd von den beiden Hauptteilen des Kometen auf dem „Hals“ geworfen wurden. Diese lokalen Abschattungen am „Hals“ erzeugten extreme Temperaturunterschiede innerhalb von nur wenigen Minuten, die das Zehnfache dessen betragen können, das normale tageszeitliche Variationen der Temperatur in andern Oberflächenbereichen erreichen. „Um saisonale Temperatureffekte auf den Kern besser zu untersuchen, haben wir uns auf eine Region namens Imhotep konzentriert, die relativ glatt und weit vom ‚Hals‘ entfernt ist und wo der Effekt der Selbsterwärmung erheblich geringer ist“, sagt Gabriele Arnold vom DLR-Institut für Planetenforschung. „Hier verglichen wir die Beobachtungen von VIRTIS mit denen von MIRO, einem weiteren Instrument an Bord des Rosetta-Orbiters. MIRO erlaubte es, die Temperatur in größeren Tiefen des Kometen zu messen. Die Beobachtungen beider Instrumente lassen sich unter der Annahme erklären, dass eine dünne, von losem Staub dominierte Oberflächenschicht in der Region Imohotep vorhanden ist.“

Imhotep wurde auch Monate später beobachtet, als der Komet viel näher an der Sonne war. Die aus VIRTIS gewonnenen Temperaturwerte waren deutlich höher als davor, aber geringer als erwartet, wenn man von einer Oberflächenschicht nur aus losem Staub ausgeht. Dies lässt die Forscher darauf schließen, dass sich die Zusammensetzung in der obersten Schicht im Laufe der Zeit verändert haben muss. Die Menge an flüchtigen Bestandteilen in ihr muss zugenommen haben. Dies führte zu einem erhöhten Sublimationsgrad, und einer stärkeren Aktivität des Kometen. Die wiederum kann die Oberflächentemperaturen im Vergleich zu einer reinen Staubschicht senken.

Alle Beobachtungsnachweise deuten auf einen Kometenkern hin, der aus thermischer Sicht von Phänomenen dominiert wird, die mit der Morphologie und dem chemischen und physikalischen Zustand der obersten dünnen, nur wenige Zentimeter dicken Oberflächenschicht verbunden sind. Im Untergrund sollte der Kern im Wesentlichen noch unverändert und nur schwach von den vorherigen Annäherungen an die Sonne beeinflusst sein.

Gabriele Arnold resümiert: „Die jetzt publizierten Arbeiten zeigen, dass die kontinuierliche Auswertung der großen Menge gewonnener Daten selbst Jahre nach dem Ende der Rosetta-Mission einzigartige Ergebnisse für die Kometenforschung und die Untersuchung des frühen Sonnensystems liefert“.

Kometenmission Rosetta
Nach mehr als 20 Jahren, die Wissenschaftler und Ingenieure mit der Mission Rosetta beschäftigt waren, nach zehnjähriger Reise zum Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko und knapp 2 Jahren wissenschaftlicher Datenerfassung aus dem Orbit sowie von der Oberfläche durch den Lander Philae, wurde der operative Teil der Mission im September 2016 beendet und es hieß #GoodbyePhilae.

Rosetta war die erste Raumfahrtmission, die einen Kometen auf seiner Reise um die Sonne eng begleitet hat. Unter den vielen Entdeckungen am Kometen 67P erzielte Rosetta auch direkte und wiederholte Messungen der Oberflächentemperatur eines Kometenkerns mit einer beispiellosen räumlichen Auflösung. Daraus können thermische Eigenschaften und Aktivitätsmuster des Kerns abgeleitet werden.

Über VIRTIS
Das VIRTIS-Instrument an Bord des Rosetta-Orbiters nahm Infrarotbilder des Kometenkerns auf, die in thermische Karten umgewandelt wurden. So konnten im Spätsommer 2014, etwa ein Jahr vor der Perihelionpassage, Veränderungen der Kerntemperatur durchgehend über fast zwei Monate untersucht werden.

VIRTIS (Visible InfraRed and Thermal Imaging Spectrometer) ist das visuell-infrarote Spektrometer an Bord der ESA-Sonde Rosetta. Es lieferte Informationen zur Zusammensetzung des Kometenkerns sowie über die Verteilung des Materials an der Oberfläche, der Gase und Moleküle in seiner Koma. VIRTIS wurde von einem Konsortium unter der wissenschaftlichen Leitung des Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali of INAF in Rom (Italien) gebaut, das auch den wissenschaftlichen Betrieb leitet. Zum Konsortium gehören das Laboratoire d’Études Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique of the Observatoire in Paris (Frankreich) und das Institut für Planetenforschung des DLR (Deutschland).

Die Entwicklung des Instruments wurde gefördert und koordiniert durch die nationalen Raumfahrtagenturen: Agenzia Spaziale Italiana (ASI, Italien), Centre National d’Études Spatiales (CNES, Frankreich) und des DLR (Deutschland). Unterstützt wurde die Mission vom Rosetta Science Operations Centre und dem Rosetta Mission Operations Centre.

Der Beitrag 67P: Erkenntnisse zu Temperatur und Beschaffenheit erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, DLR, ESA, Science.

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt). Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems dabei intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten. Die dabei während der vergangenen Monate gewonnenen Messdaten zeichnen mittlerweile ein immer genaueres Bild des Kometen. Einen Überblick über den aktuellen Kenntnisstand, welcher auf der Auswertung der in den ersten Monaten bei dem Kometen gesammelten Daten basiert, bietet eine am heutigen Tag veröffentlichte Schwerpunktausgabe des Fachmagazins Science. Die dort veröffentlichten Publikationen sind – in englischer Sprache verfasst – frei abrufbar.

Eine wärmeisolierende Schicht an der Oberfläche, bizarre Landschaften, welche unterschiedlicher kaum sein könnten, eine geringe Dichte vergleichbar mit der von Kork sowie Fontänen aus Gas und Staubpartikeln, die – einem eigenen Rhythmus folgend – ins All strömen. Den an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftlern zeigen sich nicht nur überraschend vielfältige Oberflächenstrukturen, sondern auch ausgesprochen dynamische Prozesse, welche die Koma des Kometen 67P speisen…

Aus dem Mosaikbild des Kometen, das die Forscher aus den verschiedensten Messergebnissen nach und nach zusammensetzen, wollen sie unter anderen die Entstehungsgeschichte des Kometen ergründen. War er ursprünglich ein einzelner, größerer Brocken, der bei seinen bisherigen Umläufen um die Sonne Material verlor und so seine heutige zweigeteilte Gestalt erhielt? Oder vereinten sich einst zwei kleinere Brocken, die heute den ‚Kopf‘ und den ‚Körper‘ des Kometen bilden, zu einem „contact binary“? Die Beantwortung dieser Fragestellung könnte allgemein helfen zu verstehen, wie Kometen einstmals entstanden.

Entscheidende Hinweise erhoffen sich Wissenschaftler hierbei von einem Vergleich der verschiedenen Teile des Kometen. Während sich bisher nur wenige grundsätzliche Unterschiede zwischen dem Kopf und dem Körper zeigen, sticht derzeit die Halsregion heraus, welche diese beiden Regionen miteinander verbindet. Sie war in den vergangenen Monaten nicht nur der Hauptausgangspunkt der Gas- und Staubemissionen des Kometen, sondern könnte sich auch in weiteren Eigenschaften von anderen Oberflächenbereichen unterscheiden.

Der Kometenkern und dessen Aktivität
Aus den Aufnahmen der OSIRIS-Kamera – der unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelten und betriebenen Hauptkamera an Bord von Rosetta – erstellten die Wissenschaftler in den vergangenen Monaten ein dreidimensionales Modell des Kometen 67P und konnten ihn so genau vermessen: Während der kleinere Teil des Kometen, der sogenannte Kopf, eine Größe von 2,6 x 2,3 x 1,8 Kilometern besitzt, erstreckt sich der größere Teil, der sogenannte Körper, über 4,1 x 3,3 x 1,8 Kilometer.

Das Volumen des gesamten Kometenkerns liegt demzufolge bei rund 21,4 Kubikkilometern. Zusammen mit der Masse von etwa zehn Milliarden Tonnen, welche mit dem RSI-Instrument bestimmt werden konnte, ergibt sich für den Kometen somit eine Dichte von 0,47 Gramm pro Kubikzentimeter, was in etwa mit der Dichte von Kork vergleichbar ist. Dies ist die erste direkte Messung der Dichte eines Kometenkerns.

„Wir gehen davon aus, dass der Komet aus Eis und Staub besteht – Materialien die beide eine deutlich höhere Dichte aufweisen“, so Dr. Holger Sierks vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des OSIRIS-Teams. „Der gemessene Wert lässt somit darauf schließen, dass der Komet eine Porosität von 70 bis 80 Prozent aufweist. Wir verstehen ihn derzeit als eine Art lockere Ansammlung von Eis- und Staubteilchen mit vielen, vielen Zwischenräumen.“

Überraschend unauffällig zeigt sich die Farbgebung der Oberfläche von 67P. Anders als etwa bei den verschiedenen bisher von Raumsonden direkt untersuchten Asteroiden lassen sich nahezu keine farblichen Variationen auf der Oberfläche von Rosettas Zielkometen erkennen. Lediglich der Halsbereich sowie vereinzelte Brocken auf der Oberfläche zeigen sich in den Aufnahmen heller als die Umgebung.

Von dieser ‚Halsregion‘ geht zudem auch ein Großteil der bisher beobachteten Aktivität des Kometen aus. Fast alle Staubfontänen nehmen dort ihren Ursprung (Raumfahrer.net berichtete). „Wir sehen, dass sich diese Region deutlich vom Rest des Kometen unterscheidet“, so Dr. Sierks.

Berechnungen des OSIRIS-Teams haben ergeben, dass der Hals keineswegs – wie zunächst vermutet – mehr Wärmeenergie von der Sonne aufnimmt als andere Oberflächenbereiche. Im Gegenteil: In den vergangenen Monaten war der Komet so zur Sonne orientiert, dass der Hals sogar weniger Energie erhielt als andere Bereiche. Eine Erklärung für die trotzdem deutlich höhere Aktivität in dieser Region könnte sich in der Zusammensetzung des dort befindlichen Eises finden. „Das Eis in der Halsregion könnte Anteile von Kohlenmonoxid oder -dioxid aufweisen oder einfach dichter an der Oberfläche liegen“, so Dr. Sierks.

In der Nähe des Halsbereiches finden sich zudem weitere Ausgangsorte für die von der Kometenoberfläche entweichenden Gas- und Staubfontänen. Hierbei handelt es sich um zylindrische Vertiefungen mit Durchmessern von bis zu 300 Metern und Tiefen von bis zu 200 Metern, welche auch Einblicke in die Tiefenstruktur des Kometen ermöglichen.

Über die Form und Struktur des Kometenkerns sowie über dessen Aktivität berichten die Wissenschaftler unter anderem in dem Artikel „On the nucleus structure and activity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko“ (H. Sierks et al., Science, 23. Januar 2015).

Bizarre Oberflächenstrukturen

Mittlerweile hat das aus einer Weitwinkelkamera und einer Telekamera bestehende OSIRIS-Kameraexperiment bereits etwa 70 Prozent der Kometenoberfläche abgebildet. Aus diesen Aufnahmen hat das OSIRIS-Team auch detaillierte Geländekarten erstellt. Dabei zeigen sich den Wissenschaftlern Landschaften, welche unterschiedlicher kaum sein könnten.

Der Komet 67P verfügt demzufolge über eine stark variierende Oberfläche, welche größtenteils von einem rauen Gelände dominiert wird, auf dem sich eine Vielzahl von teilweise sehr stark geneigten Berghängen, scharfkantige Klippen, Vertiefungen, kraterähnliche Strukturen, parallel verlaufenden Rillen, Rissen und Gräben sowie Gesteinsbrocken und Felsblöcke befinden. In einer bestimmten Region wurde dabei auf einer Fläche von etwa einem Quadratkilometer mehr als 300 Felsblöcke gezählt, welche über einen Durchmesser von teilweise deutlich mehr als drei Metern verfügen. Andere Regionen sind dagegen auffallend ‚glatt‘ und könnten von einer möglicherweise mehrere Meter mächtigen Staubschicht bedeckt sein.

„Die Oberfläche des Kometen ist extrem abwechslungsreich und keineswegs einheitlich“, so Dr. Ekkehard Kührt vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. Insgesamt haben die Wissenschaftler bisher 19 morphologisch unterschiedliche Regionen identifiziert und diese in fünf Kategorien – staubbedeckte Oberflächenbereiche (hierbei handelt es sich um die Regionen Ma’at, Ash und Babi), Gruben und Kraterstrukturen (Seth), großflächige Depressionen (Hatmehit, Nut und Aten), ebenes Terrain (Hapi, Imhotep and Anubis) und felsiges Gelände (Maftet, Bastet, Serqet, Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum und Apis) – eingeteilt. Auch hierbei fällt besonders der ‚Hals‘ des Kometen auf.

„Auch aus morphologischer Sicht hebt sich die Halsregion des Kometen deutlich von anderen Bereichen ab“, so Dr. Sierks. Anders als die Gebiete auf dem Kopf und dem Körper des Kometen ist die Oberfläche dort sehr eben und weist keinerlei Krater, Furchen oder Klippen auf. Allerdings deutet ein dort erkennbarer, etwa 500 Meter langer Riss darauf hin, dass sich auch in dieser Region der im Inneren des Kometenkerns auftretende ‚mechanische Stress‘ auswirkt.

Andere Regionen sind dagegen von einer lockeren Staubschicht bedeckt, welche an manchen Stellen die Form von regelrechten ‚Verwehungen‘ und dünenartige Strukturen aufweist. Derartige Formationen wurden bisher in erster Linie auf der nördlichen Kometenhemisphäre nachgewiesen.

„Fast erinnern die Bilder an solche, die man aus den Wüstenregionen der Erde kennt“, beschreibt Dr. Sierks diese Strukturen. Die Wissenschaftler vermuten, dass Staubpartikel, welche dem Gravitationsfeld des Kometen nicht entrinnen können, wieder auf die Oberfläche ‚zurückfallen‘ und dabei diese Landschaften formen.

Zudem finden sich Bereiche mit Oberflächenmaterial, welches vergleichsweise hart und verfestigt sein könnte sowie jeweils eine große beckenförmige Vertiefung auf dem Kopf und auf dem Körper des Kometen. Über die morphologische Vielfalt des Kometenkerns berichten die Wissenschaftler in dem Artikel „The morphological diversity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko“ (N. Thomas et al., Science, 23. Januar 2015).

Eine ‚gut isolierte‘ Oberfläche
Ein weiteres Instrument von Rosetta, das Mikrowellenradiometer MIRO, untersucht die elektromagnetische Strahlung, welche von dem Komet 67P in das umgebende Weltall ausgesendet wird. Diese Strahlung umfasst nicht nur die Wärmestrahlung, die von dem Kometen ausgeht, sondern sie enthält auch die charakteristische ‚Fingerabdrücke‘ von Wassermolekülen.
Bereits im Juni 2014 konnte das von Samuel Gulkis vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien geleitete MIRO-Team auf diese Weise Wasserdampf in der Koma von 67P nachweisen. Zu diesem Zeitpunkt setzte der Komet unter dem Einfluss der Sonnenstrahlung pro Sekunde etwa 300 Milliliter Wasser frei (Raumfahrer.net berichtete). Bis Ende August stieg diese Menge dann auf 1,2 Liter pro Sekunde an.

Besonders auffällig war hierbei, dass die von MIRO detektierte Wassermoleküle sich überwiegend in Richtung Sonne bewegten und somit offenbar in erster Linie von der Tagseite des Kometen stammten. In den Bereichen, wo das Sonnenlicht auf die Oberfläche trifft, erwärmt diese sich somit soweit, dass das unter der Oberfläche abgelagerte Wassereis sublimieren kann. Auf der Nachtseite bleiben die Temperaturen indes unter der für eine Sublimation erforderlichen Temperaturschwelle.

„Auch die Temperaturmessungen [Raumfahrer.net berichtete hierzu im September 2014] bestätigen starke Temperaturunterschiede zwischen Tag- und Nachtseite“, erklärt Dr. Paul Hartogh vom MPS, einer der Mitarbeiter des MIRO-Teams. Zudem treten während eines vollständigen Umlaufs des Kometen um die Sonne – 67P bewegt sich dabei in Entfernungen von 186 Millionen Kilometern bis hin zu 850 Millionen Kilometern zu dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems – regelrechte jahreszeitliche Temperaturschwankungen auf.

Insgesamt lassen die bisher ausgewerteten Daten darauf schließen, dass die staubige Oberflächenschicht des Kometen zwar schnell auf die auftretenden Temperaturänderungen reagiert, die Wärme dabei jedoch ausgesprochen schlecht leitet. So bildet die Oberfläche von 67P eine Art Wärmeisolierung, welche die tiefer gelegenen Schichten vor dem Einfluss der Sonne schützt. „Dies könnte erklären, warum 67P und andere Kometen, die ins innere Sonnensystem vordringen, so langlebig sind und viele Umläufe um die Sonne überstehen“, so Dr. Hartogh weiter.

Über die Eigenschaften der Kometenoberfläche, den dortigen Wärmetransport und die frühe kometare Aktivität berichten die Wissenschaftler ausführlich in dem Artikel „Subsurface properties and early activity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko“ (S. Gulkis et al., Science, 23. Januar 2015).

Woher stammen die von 67P freigesetzten Gase?
Ebenfalls zur Untersuchung der Gaspartikel in der Koma des Kometen wird der Massenspektrograph ROSINA genutzt. Dabei konnte das von Dr. Katrin Altwegg von der Universität Bern geleitete ROSINA-Team nicht nur Wasserdampf, sondern auch Kohlendioxid und Kohlenmonoxid identifizieren. „Die Gase treten jedoch sehr unterschiedlich auf – sowohl was ihre räumliche Verteilung betrifft, als auch im Verlaufe einer Drehung des Kometen um die eigene Achse“, so Dr. Urs Mall vom MPS, einer der Mitarbeiter des Teams.

Während der ersten beiden Messkampagnen dieses Instruments stellte das ROSINA-Team fest, dass die Menge und Art der von dem Instrument detektierten Gase offenbar in einem starken Maß von der Rotationsrichtung des Kometen relativ zur Raumsonde abhängig ist. Ob tatsächlich generell aus der Halsregion des Kometen in erster Linie Wasserdampf austritt, während von der ‚Unterseite‘ vermehrt Kohlendioxid ausgast, soll noch durch weiteren Messungen ermittelt werden. Ein ähnliches Verhalten ist von dem Kometen 103P/Hartley 2 bekannt, welcher am 4. November 2010 durch die NASA-Raumsonde Deep Impact/EPOXI untersucht wurde.

Ob sich aus den bisher gewonnenen Daten letztendlich wirklich definitiv schlussfolgern lässt, dass die gefrorenen Gase ungleichmäßig von dem Kometenkern freigegeben werden, ist derzeit allerdings noch unklar. Auch jahreszeitliche Effekte, so die Wissenschaftler, könnten hierbei eine Rolle spielen. Bisher wurde die Unterseite des Kometen nur schwach von der Sonne beleuchtet, so dass dort Winter herrscht. Es ist denkbar, dass in den wärmeren Sommermonaten auch von diesem Bereich aus mehr Wasserdampf in das Weltall entweichen wird.

„Allerdings beobachten wir, dass die Emission von Kohlendioxid und -monoxid nicht so stark im Verlauf einer Kometenumdrehung schwankt wie die von Wasserdampf“, so Dr. Mall. Dies könnte möglicherweise darauf hindeuten, dass diese Gase aus größerer Tiefe entstammen, wo sich die Temperaturunterschiede zwischen Tag und Nacht nicht so stark bemerkbar machen.

Über die zeitliche Variabilität und Heterogenität in der Koma des Kometen 67P berichten die Wissenschaftler in dem Artikel „Time variability and heterogeneity in the coma of 67P/Churyumov-Gerasimenko“ (M. Hässig et al., Science, 23. Januar 2015).

Die Staub-Koma des Kometen 67P
Der Teilchendetektor GIADA hat in den vergangenen Monaten eingehend die Masse und Größe, das Kamerasystem OSIRIS dagegen die Fluggeschwindigkeit und -richtung der Staubteilchen in der Umgebung des Kometen 67P untersucht. Die für die Auswertung der dabei gewonnenen Daten zuständigen Wissenschaftler entdeckten dabei nicht nur Staubpartikel, welche sich von der Kometenoberfläche fortbewegen, sondern auch solche in einer stabilen Umlaufbahn um den Kometenkern. Die gebundenen Staubklumpen halten sich dabei in einem Abstand von bis zu etwa 145 Kilometern von der Kometenoberfläche auf.

Die Wissenschaftler vermuten, dass diese Staubkörner den Kometen bereits seit seinem letzten Vorbeiflug an der Sonne ‚begleiten‘. Als die Gas- und Staubaktivität von 67P nach dessen letzten Sonnenpassage wieder abnahm, konnte kein ausgasendes Material die Bewegungen der Klumpen mehr stören und sie blieben auf den jetzt erkennbaren stabilen Umlaufbahnen gebunden. Am 13. August 2015 wird der Komet 67P auf seiner Umlaufbahn um die Sonne jedoch erneut die Periapsis und damit die geringste Entfernung zum Zentralgestirn unseres Sonnensystems erreichen. Bis dahin wird die Aktivität des Kometen immer weiter zunehmen. Dadurch bedingt werden sich diese Klumpen voraussichtlich auflösen und in den Weiten des Weltalls verlieren.

In den Daten der Instrumente GIADA, OSIRIS und MIRO fanden die Kometenforscher zudem Hinweise darauf, dass 67P in den vergangenen Monaten viermal mehr Staub freigesetzt hat als Gas. Frühere Messungen an anderen Kometen ergaben bei den Emissionswerten dagegen einen höheren Massenanteil an Gasen. Allerdings ist zu erwarten, dass auch die Gasproduktion von 67P in den nächsten Monaten noch deutlich zunehmen wird.

Über die Staubpartikel in der Koma des Kometen 67P berichten die Wissenschaftler in dem Artikel „Dust measurements in the coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko inbound to the Sun between 3.7 and 3.4 AU“ (A. Rotundi et al., Science, 23. Januar 2015).

Kaum Wassereis, dafür aber organische Verbindungen auf der Oberfläche
Der Komet 67P gehört zur den dunkelsten Objekten in unserem Sonnensystem. Die Albedo – das Maß für die Reflexion des Sonnenlichts – welche das Spektrometer VIRTIS festgestellt hat, beträgt gerade einmal sechs Prozent. Dies könnte daran liegen, dass die Oberfläche von 67P mit dunklen Materialien wie Eisensulfiden, dunkle Silikaten und kohlenstoffreichen Verbindungen angereichert ist.

„Sehr wahrscheinlich ist auch nur wenig oder überhaupt kein Wassereis an der unmittelbaren Oberfläche des Kometenkerns“, so Dr. Gabriele Arnold vom DLR, eine der Mitarbeiterinnen des VIRTIS-Teams. „Es ist aber zweifelsohne im Inneren Wassereis vorhanden.“ Bei seinen bisherigen Umkreisungen der Sonne hat der Komet wohl bereits den größten Teil des ursprünglich auch auf seiner Oberfläche abgelagerten Wassereises verloren.

„Eine der interessantesten Entdeckungen ist aber der Nachweis von langkettigen Kohlenwasserstoffverbindungen“, so Dr. Arnold weiter. Derartige organische Verbindungen sind die Vorläufer von Aminosäuren. Ihre Entstehung erfordert komplexe chemische Reaktionen, welche bei tiefen Umgebungstemperaturen unter der Einwirkung von ultravioletter Strahlung ablaufen – Bedingungen, welche in unserem Sonnensystem in dessen Entstehungsphase nur weit jenseits der Umlaufbahn des Planeten Neptun gegeben waren. Dies legt nahe, dass die Wissenschaftler derzeit wirklich eine Art ‚Zeitkapsel‘ untersuchen, welche der Menschheit Informationen aus einer mehr als 4,5 Milliarden Jahre zurückliegenden Vergangenheit enthüllen kann.

Über die organischen Verbindungen auf der Oberfläche des Kometen 67P berichten die Wissenschaftler in dem Artikel „The organic-rich surface of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko as seen by VIRTIS/Rosetta“ (F. Cappaccioni et al., Science, 23. Januar 2015).

Es gibt noch viel zu erforschen und zu analysieren
Durch die Raumsonde Rosetta hat sich das Wissen der Menschheit über Kometen im Allgemeinen und über den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko im Besonderen in den letzten Monaten bereits ungemein erweitert. Gleichzeitig zeigt sich aber auch, dass dieses Wissen immer noch sehr lückenhaft ist. Für die Beantwortung der Vielzahl an noch offenen Fragen sind weitere Beobachtungen und vor allem sehr viel Zeit für die weitere Datenauswertung notwendig.

„Zurzeit analysieren und diskutieren wir bereits die nächsten Daten“, so Dr. Ekkehard Kührt, der die wissenschaftlichen Beteiligungen des DLR an dieser Kometen-Mission leitet. „Churyumov-Gerasimenko hat noch Vieles, was es zu entschlüsseln gilt.“

Missionsverlängerung?
Laut den ursprünglichen Planungen sollte die Raumsonde Rosetta ‚ihren‘ Kometen bis zum Ende des Jahres 2015 begleiten und dabei weiter untersuchen. Mittlerweile gibt es bei der für den Betrieb der Raumsonde verantwortlichen europäischen Weltraumagentur ESA allerdings erste Überlegungen, die Mission auch nach dem Ende des Jahres 2015 fortzusetzen und um ein weiteres Jahr zu verlängern (Raumfahrer.net berichtete). Eine Entscheidung hierzu soll voraussichtlich im Juni 2015 getroffen werden. Neben dem technischen Zustand der Raumsonde wird hierfür der bei einer Missionsverlängerung zu erwartende wissenschaftliche Nutzen ausschlaggebend sein. Zudem müssen bis dahin die finanziellen Mittel zur Verfügung stehen, welche bei einer Fortsetzung der Mission fällig werden.

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Der Beitrag Wissenschaft bei Rosettas Komet – Der aktuelle Stand erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Erstellt von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2014

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt).

Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um ein im sichtbaren und im infraroten Wellenlängenbereich arbeitendes abbildendes Spektrometer namens „Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer“ (kurz „VIRTIS“). Mittels der Messdaten des Instruments sollen Informationen über die Temperatur des Kometenkerns, über dessen chemische und mineralogische Zusammensetzung sowie über die Verteilung der dort befindlichen festen und gasförmigen Stoffe gewonnen werden.

Im Verlauf der letzten zwei Monate hat das VIRTIS-Instrument während der Annäherungsphase an den Kometen 67P aus Entfernungen von etwa 14.000 Kilometern bis hin zu weniger als 100 Kilometern zur Kometenoberfläche mehr als drei Millionen Spektren in einem Wellenlängenbereich zwischen 4,5 und 5,1 Mikrometer aufgenommen.

In diesem Zeitraum befand sich der Komet in Entfernungen von 3,6 bis hin zu 3,45 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“) zur Sonne. Eine AE – dieser in der Astronomie übliche Entfernungswert bezeichnet die mittlere Distanz zwischen der Erde und der Sonne – beträgt etwa 150 Millionen Kilometer. Durch die Auswertung dieser Daten ist es den beteiligten Wissenschaftlern möglich gewesen, erste Aussagen über die auf der Oberfläche von 67P herrschenden Temperaturen zu tätigen.

Temperaturdaten

Mitte Juli 2014 konnte das VIRTIS dabei aufgrund der noch großen Entfernung zu dem Kometen nur eine allgemeine Temperatur für die gesamte zum Zeitpunkt der jeweiligen Messungen sichtbaren Oberfläche ermitteln. Diese Durchschnittstemperatur lag damals bei einem Wert von 205 Kelvin (-68 Grad Celsius). Ab Anfang Juli war die Auflösung dann bereits so gut, dass die Temperaturen auch an einzelnen Bereichen der Oberfläche gemessen werden konnten. Nach dem 6. August 2014 – dem Tag der Ankunft der Raumsonde an dem Kometen – war VIRTIS dann in der Lage, die Temperatur auf der gesamten Kometenoberfläche regelmäßig zu ermitteln.

Die gemessenen Temperaturen bewegen sich in einem Bereich zwischen 180 Kelvin (-93 Grad Celsius) bis hin zu maximal 230 Kelvin (-43 Grad Celsius). Aus diesen Daten haben die beteiligten Wissenschaftler Temperaturkarten von der Oberfläche des Kometenkerns angefertigt, welche die an verschiedenen Punkten der Oberfläche zu verschiedenen Tageszeiten vorherrschenden Temperaturen wiedergeben. Diese Temperaturdaten haben einen entscheidenden Einfluss auf die Auswahl des zukünftigen Landeplatzes des Kometenlanders Philae, der am 11. November 2014 die Oberfläche von 67P an einem noch festzulegenden Ort erreichen soll. An diesem Ort, so die an der Mission beteiligten Ingenieure, darf es weder zu heiß noch zu kalt sein, da ansonsten die empfindliche Elektronik von Philae beschädigt werden könnte.

Thermische Spannungen

Mittlerweile können aufgrund der hohen Auflösung des VIRTIS auch Temperaturveränderungen registriert werden, welche auf die Rotation des Kometen und den dadurch bedingten Tag/Nacht-Zyklus zurückzuführen sind. Durch die rapide auftretenden Temperaturveränderungen, welche auf der Oberfläche durch einen Eintritt beziehungsweise Austritt aus dem Sonnenlicht hervorgerufen werden, können sich thermische Spannungen bilden. Diese Spannungen können zu Mikrorissen in der Oberfläche führen, welche sich eventuell zu größeren Rissen ausdehnen könnten. Und aus derartigen Rissen – so die Wissenschaftler – könnten dann eventuell weitere Gasjets austreten.

Die Zusammensetzung der Kometenoberfläche

Aus den Messdaten von VIRTIS lassen sich auch Informationen über die chemische Zusammensetzung und über physikalische Eigenschaften der Kometenoberfläche ableiten, welche anschließend mit verschiedenen theoretischen Modellen abgeglichen werden. Die bisherigen Analysen haben zu dem Schluss geführt, dass die Oberfläche des Kometen anscheinend zu einem großen Teil von einer zwar porösen, aber trotzdem thermisch gut isolierenden Schicht bedeckt ist, welche – wenn überhaupt – kaum Wassereis enthält.

Bisher konnten zum Beispiel keine direkt auf der Oberfläche befindlichen Ablagerungen von Wassereis entdeckt werden, welche über Durchmesser von mehr als 20 Metern verfügen. Dies ist ein Hinweis darauf, dass der Komet 67P zumindestens in den obersten Schichten seines Kern bereits stark ‚dehydriert‘ ist und dass das Wasser, welches er im Rahmen seiner kometaren Aktivität freigibt, aus tieferen Schichten stammt.

Dafür haben die Wissenschaftler jedoch zahlreiche Hinweise darauf gefunden, dass sich direkt auf der Oberfläche ein weites Spektrum an kohlenstoffhaltigen Verbindungen befindet. Bei einige dieser Verbindungen, so die vorläufige Auswertung der bisherigen Spektraldaten, könnte es sich um komplexe Moleküle handeln, welche von den Wissenschaftlern bisher speziell mit einer bestimmten Klasse von Meteoriten – den so genannten kohligen Chondriten – in Verbindung gebracht wurden.

Der Komet 67P, so die Zusammenfassung der Mitarbeiter des VIRTIS-Experiments, präsentiert sich als eine sehr dunkle, staubige und trockene Welt, welche auf ihrer Oberfläche allerdings über eine komplexe und äußerst interessante chemische Zusammensetzung verfügt.

Die hier nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden bereits am vergangenen Montag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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Der Beitrag Rosettas Komet: Eine erste Temperaturkarte erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Nur noch wenige Tage, dann wird die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta nach einem mehr als zehnjährigen Flug durch unser Sonnensystem am 6. August 2014 in einen Orbit um den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko eintreten und diesen anschließend bis voraussichtlich zum Ende des Jahres 2015 auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem ‚begleiten‘ und dabei mit einer Vielzahl von Instrumenten untersuchen.

Im Rahmen ihrer Annäherung an 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt) soll Rosetta am morgigen Sonntag ein weiteres Kurskorrekturmanöver (engl. „Orbit Correction Manoeuvre“, kurz „OCM“) absolvieren, in dessen Rahmen die Annäherungsgeschwindigkeit an den Kometen auf einen Wert von dann nur noch etwa einen Meter pro Sekunde reduziert werden soll.

Allerdings beginnt die Raumsonde Rosetta nicht erst nach dem Erreichen des Orbits um 67P mit der Untersuchung ihres Ziels. Bereits Anfang Juni 2014 konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler mit dem MIRO-Experiment – einem der elf Instrumente an Bord der Kometensonde – nachweisen, dass 67P Wasserdampf freisetzt.

Jetzt konnte mit einem weiteren Instrument, dem im visuell-infraroten Wellenlängenbereich arbeitenden Spektrometer VIRTIS, auch erstmals die Temperatur auf der Kometenoberfläche ermittelt werden. Die durchschnittliche Oberflächentemperatur auf 67P erreicht demzufolge einen Wert von minus 70 Grad Celsius.

Minus 70 Grad Celsius
„Bei dieser Temperatur ist die Oberfläche des Kometen nicht vollständig mit einer Eisschicht bedeckt, sondern mit einem dunklen, staubigen Material“, so Dr. Gabriele Arnold vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. Mit dem ermittelten Wert, so die Begründung, liegt die Temperatur um 20 bis 30 Grad über dem Wert, bei dem die Oberfläche eines Kometen komplett mit Eis bedeckt wäre. Die Wissenschaftler des VIRTIS-Teams gehen deshalb davon aus, dass die Oberfläche von 67P zu einem großen Teil mit einer Kruste aus verhältnismäßig dunklem Staub überzogen ist, welche von dem Sonnenlicht erwärmt wird. Diese Wärmeenergie wird anschließend wieder im infraroten Wellenlängenbereich ins Weltall abstrahlt.

Die entsprechenden Messungen von VIRTIS erfolgten zwischen dem 13. und dem 21. Juli 2014. In diesem Zeitraum verringerte sich der Abstand zwischen Rosetta und dem Zielkometen von anfangs 14.000 Kilometern auf eine Distanz von schließlich nur noch etwas mehr als 5.000 Kilometern. Trotzdem bedeckte der Komet auch zum Ende der Messkampagne in den Aufnahmen von VIRTIS nur eine Fläche von lediglich wenigen Pixeln. Aus diesem Grund konnten bei diesen Messungen auch keine räumlich eng begrenzten Oberflächenregionen erfasst werden, weshalb die gemessene Temperatur lediglich einen Mittelwert für die gesamte Kometenoberfläche repräsentiert. Vereinzelte Gebiete könnten laut der Meinung der Wissenschaftler durchaus noch tiefere Temperaturen aufweisen und dabei auch weiträumiger mit Eis bedeckt sein.

Geringere Entfernung bedeutet bessere Daten
„Mit der weiteren Annäherung der Rosetta-Sonde an den Kometen werden von nun an kontinuierlich räumlich immer höher aufgelöste Bilder und die entsprechenden Spektren aufgezeichnet“, so Dr. Gabriele Arnold weiter. Diese Daten werden es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern ermöglichen, die Feinstruktur der Oberfläche des Kometenkerns, dessen chemische und mineralogische Zusammensetzung sowie verschiedene physikalische Parameter wie Temperatur und thermische Trägheit des Oberflächenmaterials zu untersuchen.
Derzeit befindet sich 67P noch in einer Entfernung von rund 543 Millionen Kilometer zu der Sonne und ist dementsprechend noch relativ ‚inaktiv‘. Rosetta wird den Kometen jedoch in den nächsten Monaten auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem begleiten. Aufgrund der somit kontinuierlich steigenden Temperaturen werden dabei auch in einem zunehmenden Umfang die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns sublimieren und mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall entweichen. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staub mit sich. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch der „Schweif“, welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Dieser Prozess soll unter anderem mit dem VIRTIS-Instrument verfolgt und untersucht werden. Zu diesem Zweck wird das Instrument die Zusammensetzung des Kerns und die täglichen Veränderungen der Oberflächentemperatur in ausgewählten Regionen messen. Die dabei gewonnenen Daten werden es den Kometenforschern ermöglichen, den Aufbau von 67P und die dabei ablaufenden Prozesse besser zu verstehen. VIRTIS wird dabei auch detaillierte Informationen über die thermalen Bedingungen und die Struktur von potentiellen Landeplätzen für den Kometenlander Philae liefern und in Zusammenarbeit mit den anderen Instrumenten der Raumsonde dabei helfen, den optimalsten Landeplatz auszuwählen.

Der von Rosetta mitgeführten Kometenlander Philae soll nach dem derzeitigen Planungsstand im November 2014 die Oberfläche von 67P erreichen und diese anschließend mit weiteren zehn Instrumenten untersuchen.

Aktuelle Aufnahmen
Während der letzten Tag hat die ESA in täglichen Abständen Aufnahmen der Navigationskamera von Rosetta, veröffentlicht, welche dabei aufgrund der sich stetig verkürzenden Distanz zu dem Ziel eine immer höhere Auflösung erreichten. Allerdings wurde von der Navigationskamera bis zum letzten Donnerstag pro Tag lediglich eine Aufnahme angefertigt – und diese in Abständen von typischerweise jeweils 24 Stunden. Da 67P für eine vollständige Rotation 12,4 Stunden benötigt, wurde dabei gezwungenermaßen mehr oder weniger immer die gleiche Region der Kometenfläche abgebildet.
In den kommenden Wochen wird diese – wie der Name bereits verrät – ausschließlich für die Navigation von Rosetta gedachte Kamera den Kometen allerdings auch in kürzeren Abständen abbilden. Dadurch werden sich dann auch Ansichten ergeben, welche unterschiedliche Bereiche der Oberfläche zeigen. Eine solche ‚veränderte Sicht‘ sehen Sie in dem Foto am Anfang diese Berichtes, welches am 1. August aus einer Entfernung von 1.026 Kilometern zu dem Kometen angefertigt wurde.

Aus den bisher von der ESA veröffentlichten Aufnahmen der Navigationskamera, welche den Anflug auf 67P dokumentieren, hat Stefan Gotthold eine Animation erstellt. Diese finden Sie auf dieser Internetseite.

In etwa aus der gleichen Distanz fertigte die Telekamera des OSIRIS-Instruments – bei der OSIRIS-Kamera handelt es sich um die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera an Bord von Rosetta – ebenfalls ein Foto von 67P an, welches dabei deutlich mehr Details enthüllt als die vergleichbare Aufnahme der Navigationskamera.

Weitere Aufnahmen der Kameras von Rosetta können Sie in der Rosetta-Bildgalerie sowie im Rosetta-Blog der ESA einsehen und auf Ihren Computer herunterladen. Und vielleicht möchten Sie sich auch selbst an einer Nachbearbeitung dieser Aufnahmen versuchen?

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Der Beitrag Rosettas Komet: Zu warm für Eis! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Klaus Donath. Quelle: NASA, JPL.

Die Observationen zeigen, dass es Ausbrüche vor wenigen Hundert Jahren bis 2,5 Millionen Jahren gegeben hat. Daraus schließen Wissenschaftler beim JPL, dass geologische Aktivität weiterhin existiert. Das macht die Venus zum Mitglied im erlauchten Club der Planeten, wo innerhalb der letzten 3 Millionen Jahre eine vulkanische Aktivität nachgewiesen werden konnte.

Mit Hilfe von Aufnahmen der europäischen Venus-Express-Mission, welche den Planeten seit 2006 umkreist, konnten diese Ergebnisse präsentiert werden. Zusätzlich wurden auch Daten von Magellan, einer NASA-Raumsonde, verwendet, welche von 1990 bis 1994 die Oberfläche untersuchte.

Wissenschaftler konnten Unterschiede in 3 vulkanischen Regionen feststellen, wo neuere Lavaströme aufgrund Ihrer Infrarot-Ausstrahlung ausgemacht wurden. Dabei müssen höhere Temperaturen nicht automatische Hitze aus vulkanischer Aktivität bedeuten, aber man weiß, dass das intensive Wetter auf der Venus die Oberflächentemperatur normalerweise dominiert, was wiederum das Indiz für Vulkanismus ist. Die gemessenen Temperaturunterschiede sind nicht so deutlich wie sie die Farben suggerieren. Es geht hier lediglich um wenige Grade Differenz zur Umgebung.

Wie auf der Erde sind Täler wärmer als Berge. Da ja die Atmosphäre der Venus so dicht ist, dass sie komplett die Temperatur auf der Oberfläche bestimmt, ermöglichte dies den Wissenschaftlern, eine Vorhersage über die Temperatur an den verschiedenen Stellen der Oberfläche zu tätigen und ein Modell zu erstellen. Durch Messungen von VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer, einem Instrument von Venus Express) im letzten Jahr konnten bestimmte Geländebereiche gefunden werden, wo die Temperatur von der Vorhersage um 2-3 Grad abweichen. Genau auf diese Stellen hat sich das Team bei seiner Studie konzentriert.

Sue Smrekar, einer der Wissenschaftler von NASA’s JPL in Kalifornien, meint, dass die geologische Geschichte auf Venus lange ein Rätsel war. Zwar gaben vorangegangene Venus-Missionen Hinweise auf vulkanische Aktivität, allerdings konnte der Zeitraum laut Smrekar bisher nicht eingegrenzt werden.

Etwas musste für eine Erosion auf Venus‘ Oberfläche verantwortlich sein, da man bisher nur etwa 1.000 Krater finden konnte. Eine kleine Anzahl verglichen mit anderen Himmelskörpern im Sonnensystem.

Raumcon:

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Der Beitrag NASA findet Beweis jüngerer Vulkanaktivität auf Venus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

Dass die Venusatmosphäre sehr starke, sehr schnelle Winde hervorbringt, war lange bekannt. Jetzt konnte aus den Daten der ESA-Sonde Venus Express ein Modell geschaffen werden, dass die Geschehnisse in der Atmosphäre der Südhalbkugel wiedergibt.

Seit Beginn der Beobachtungen 2006 hat Venus Express kontinuierlich Daten aufgezeichnet. Dabei kam den wissenschaftlichen Ergebissen die Fähigkeit der Sonde zugute, durch die dichten Atmosphärenschichten hindurchschauen und Daten aus verschiedenen Höhen über der Oberfläche der Venus sammeln zu können.

Venus Express wurde am 9. November 2005 von Baikonur aus auf einer Sojus-FG-Rakete auf den Weg gebracht. Die Sonde schwenkte am 11. April 2006 nach Verzögerung durch ihr S400-Hauptriebwerk in eine Umlaufbahn um die Venus ein.

Unter den sieben Instrumenten aus fünf europäischen Ländern an Bord ist ein Spektrometer, eine Adapatierung eines für die Rosetta-Mission entwickelten Gerätes. Es entstand in französich-italienisch-deutscher Koproduktion. Das Gerät namens VIRTIS (Venus Express Visual and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) wurde eingesetzt, um Wolkenbänder im sichtbaren und infraroten Bereich zu beobachten. Dafür gibt es drei Beobachtungskanäle. Die Wellenlängen liegen bei 0,25 bis 1 µm für den sichbaren, bei 1 bis 5 µm für den nah-infraroten und bei 2 bis 5 µm für den infraroten Bereich.

Aus dem Zug der Wolken in definierten Höhen konnte die dort jeweils herrschende Windgeschwindigkeit bestimmt werden. Die gesamte südliche Hemisphäre vom Pol bis zum Äquator wurde im Höhenbereich zwischen 45 und 70 Kilometern über Grund untersucht.

Da VIRTIS je nach der zur Beobachtung verwendeter Frequenz durch verschiedene Wolkenschichten hindurchschauen kann, war es möglich, die Untersuchungen der Wolkenschichten in drei unterschiedlichen Höhen durchzuführen. Dort wurden jeweils hunderte von Wolken verfolgt.

Insgesamt wurden 625 Wolken bei etwa 66 Kilometern Höhe über Grund verfolgt, 662 bei etwa 61 Kilometern Höhe und 932 im Bereich zwischen 45 und 47 Kilometern Höhe. In den einzelnen Wolkenschichten wurde jeweils über mehrere Monate immer zwischen ein bis zwei Stunden am Stück beobachtet. In diesem zeitlichen und räumlichen Umfang und auf unterschiedlichen Wellenlängen hat dies nie zuvor stattgefunden.

Es wurde festgestellt, dass die Winde im Gebiet zwischen Äquator und dem Bereich 50 bis 55 Grad südlicher Breite stark variieren. Bei 66 Kilometern über Grund maß man Winde von 370 Stundenkilometern, im Bereich zwischen 45 und 47 Kilometer über Grund Winde von 210 Stundenkilometern.

In den Breiten oberhalb 65 Grad ist die Situation dramatisch anders: Dort spielt die wirbelsturmartige Struktur über den Polen die Hauptrolle. In allen beobachteten Höhen ziehen die Wolken mit gleicher Geschwindigkeit, die zum Auge des Wirbels hin immer weiter abfällt.

Die Geschwindigkeit von Winden, die sich parallel zu bestimmten Breitengraden bewegen, hängt auch stark von der Venus-Tageszeit am beobachteten Ort ab. Abends war die Windgeschwindigkeit jeweils höher als zu Beginn eines Venustages, was auf die Erwärmung der Venus durch die Sonne zurückgeführt und als Solarer Tideneffekt bezeichnet wird.

Regelmäßig alle fünf Tage, so wurde noch festgestellt, ändern die Winde ihre Geschwindigkeit. Was Auslöser für diesen Rhythmus ist, muss noch genauer untersucht werden.

Der Beitrag Venus Express: Schnelle Winde in der Venusatmosphäre erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: ESA.

Am 4. April 2006 schwenkte die erste ESA-Venusmission in eine Umlaufbahn um den umwölkten Schwesterplaneten ein. Obwohl die Venus bereits in der Frühzeit der Sonden-gestützten Raumfahrt das vielfache Ziel amerikanischer und sowjetischer Raumfahrzeuge war – Venus Express machte bereits im Juni erste Entdeckungen: Danach wird der Planet ständig von extremen Winden umweht, was in der Südpolregion zur Entstehung von zwei Wirbelstürmen führt. Wie genau dieses komplexe Sturmsystem am Pol zustande kommt, ist unklar und ein wichtiges Ziel aktueller Forschung.
Eine neue Serie von Aufnahmen wendet sich nun den Sturmsystemen zu. Dafür wurden Tag- und Nacht-Aufnahmen aus unterschiedlichen Höhen kombiniert und so aufbereitet, dass eine Animation entsteht. Ziel der ESA-Forscher ist es, damit die komplexe Dynamik der Venusatmosphäre zu verstehen, deren Winde in nur vier Tagen den Planeten komplett umrunden. Damit wäre zu erwarten, dass es zu je einem Wirbelsturm an jedem Pol kommt – die Entstehung von zwei Sturmsystemen nur am Südpol ist daher völlig unverstanden.

Die ersten Aufnahmen der nun veröffentlichten Bilderreihe wurde vom Punkt mit maximalem Abstand auf der Bahn der Sonde gemacht. In diesem Bereich der Bahnellipse bewegt sich die Sonde nach dem zweiten Keplerschen Gesetz am langsamsten und kann somit das Ziel am besten im Fokus halten. Dabei konnten die Vorteile des Instruments VIRTIS (Ultraviolet, Visible and Near-Infrared Mapping Spectrometer) ausgenutzt werden, dass vor allem Infrarotstrahlung mit einer Wellenlänge um drei Mikrometer nutzte, um so sowohl Tag- als auch Nachtseite der Venus gleichzeitig beobachten zu können. Bei kürzeren Wellenlängen sind die thermischen Emissionen zwischen Tag- und Nachtseite zu unterschiedlich und die Tagseite würde die Nachtseite leicht überstrahlen.
„Das Ganze ist vergleichbar mit einem Blick auf hellen, von der Sonne angestrahlten Schnee und gleichzeitig an einen dunklen Himmel“, sagte Giuseppe Piccioni, Co-Principal Investigagor für das VIRTIS -Instrument. „Mit dieser Technik können wir nicht nur gleichzeitig Tag- und Nachtseite der Venus beobachten; wir können auch in verschiedene Tiefen der Atmosphäre blicken. Derzeit erstellen wir eine vollständige 3D-Datensammlung der Venusatmosphäre.“

Allerdings ist das aktuelle Video bei weitem noch nicht das Optimum. Das hat jedoch keine technischen Ursachen: Vielmehr ist das Wetter Schuld. Denn Venus Express, die während jeweils acht Stunden Beobachtungszeit in fünf Venusumläufen benötigte, hatte mit schlechten Wetterbedingungen zu kämpfen. Gerade im Bereich von 1,7 Mikrometern Wellenlänge – die für die Beobachtung der Nachtseite gewählt wurde – störten hohe atmosphärische Wolken eine klare Auflösung des Sturmsystems.
„Wenn es das Wetter zulässt, werden wir vielleicht mit Hilfe einer ausgeweiteten Beobachtungszeit in Zukunft in der Lage sein, einen deutlicheren Blick auf den polaren Vortex werfen zu können“, sagte Piccioni.

„Mit Hilfe solcher Videos, die alle gesammelten Informationen zusammenführen, werden wir in der Lage sein, sowohl kurz- als auch langfristige Aspekte der Entstehung des Vortex´ besser zu verstehen“, sagte Pierre Drossart, ebenfalls Co-Investigator für VIRTIS. „Wir wollen die übergeordnete dreidimensionale Struktur des Vortex´ durchschauen, vor allem die Unterschiede in horizontalen Winden.“

Jedoch werden die nächsten Schritte der Forschung auf diesem Feld auf der Erde stattfinden: So sollen die Daten von Venus Express nun mit Fluiddynamik-Computermodellen verglichen werden. Damit könnte das bisher beste Modell der Venusatmosphäre entstehen.

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Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: ESA.

Auf der Venus herrschen starke Winde, die den Planeten innerhalb von vier Erdentagen mit 400 Kilometern pro Stunde umkreisen, während die Venus selbst 243 Tage braucht, um sich einmal um ihre Achse zu drehen – man nennt das „Superrotation“. Forscher fragen sich nun: Wodurch werden diese gewaltigen Stürme und Turbulenzen verursacht? Spielt die Oberflächentopografie eine Rolle in der komplizierten Dynamik der Atmosphäre?

Die dichten Wolken verhindern die Beobachtung der unteren Schichten der Atmosphäre und der Oberfläche mit sichtbarem Licht. Die ESA-Raumsonde Venus Express kann mit dem Instrument Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) jedoch in verschiedene Schichten der Atmosphäre blicken, indem sie mit unterschiedlichen Infrarotwellenlängen arbeitet. VIRTIS kann auch Beobachtungen auf der Nachtseite der Venus durchführen. Das Instrument lieferte schon viele Bilder der Wolkenstrukturen und wird seine Beobachtungen auch in der nächsten Zeit fortsetzen, um Antworten auf die vielen Fragen zu finden.

Die atmosphärischen Turbulenzen und Wolkenstrukturen variieren in unterschiedlichen Breiten: Am Äquator sind die Wolken unregelmäßig und bilden eine seltsame „Blasenform“. In mittleren Breiten hingegen sind die Wolken regelmäßiger und parallel zur Superrotation ausgerichtet. In den polaren Gebieten formen die Wolken einen Wirbel.

Die komplexen Wolkenformen am Äquator entstehen, weil dort die extrem starken Winde der Superrotation auf lokale Turbulenzen und Winde treffen. Eine Ursache für diese regionalen Winde ist die Sonne: Wenn die Sonneneinstrahlung die Atmosphäre erwärmt, steigt das warme Gas auf, weiteres Gas strömt nach und es entsteht ein Wind.

Auf der Nachtseite der Venus sind die Wolkenformationen und Winde denen auf der Tagseite jedoch verblüffend ähnlich, obwohl der Einfluss der Sonne fehlt. Daher versuchen die Wissenschaftler herauszufinden, ob noch andere Mechanismen außer der Erwärmung durch die Sonne die äquatorialen Turbulenzen verursachen.

Möglicherweise spielt die Oberflächentopografie dabei eine bedeutende Rolle. Die Forscher vermuten, dass sowohl eine Verbindung zwischen der Oberfläche und den lokalen atmosphärischen Turbulenzen als auch der globalen Dynamik der Atmosphäre besteht. Dies zu beweisen und besser zu verstehen, ist ein Hauptziel der Venus Express-Mission.

Verwandte Webseiten

• Venus Express-Seite der ESA

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Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: ESA. Vertont von Julian Schlund.

Am 9. November 2005 startete Venus Express auf einer Sojus-Rakete Richtung Venus- das ist nun ein Jahr her. Nach 5 Monaten, am 11. April 2006, kam sie an der Venus an. Im folgenden Monat führte die Sonde einige Manöver aus, die sie in ihre derzeitige Umlaufbahn brachten. Seither kreist sie um den Nord- und Südpol des Planeten und hat bereits jede Menge Bilder und Daten an die Erde gesendet.

Bereits die ersten Fotos des Planeten waren ein vielversprechender Vorgeschmack auf die weiteren Daten, die Venus Express sammeln sollte. Am zweiten Tag kamen dann die Bilder vom Südpol im Infrarotbereich – die ersten Infrarotbilder vom Südpol der Venus überhaupt. Im weiteren Verlauf der Mission entdeckte Venus Express auch den doppelten Wirbel der Atmosphäre über dem Südpol der Venus.

Die interessantesten Dinge entdeckte wohl das Instrument VIRTIS an Bord der Raumsonde. VIRTIS steht für Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer, auf Deutsch etwa „Sichtbares und Infrarot-Wärme darstellendes Spektrometer“. Die Daten, die dieses Instrument sammeln konnte, zeigen neue Details der Wolkenstrukturen.

Zum Beispiel ein Falschfarbenbild der Nachtseite der Venus, aufgenommen von VIRTIS(rechts): Das Bild wurde in einem Wellenlängenbereich um 1,7 Mikrometer aus 60.000 Kilometern Entfernung aufgenommen. Es zeigt eine Fläche nahe dem Südpol. Der helle Fleck deutet auf eine Art Loch in der Wolkendecke hin. An solchen Stellen, die nur von einer dünnen Wolkenschicht bedeckt sind, steigt die abgegebene Wärmestrahlung im Vergleich zur Umgebung stark an und die Raumsonde kann auch in die untersten Schichten der Atmosphäre blicken.
An den sonstigen Stellen der Atmosphäre lässt die dicke Wolkenschicht die Wärmestrahlung nicht durch und die Wärme wird in den untersten Atmosphärenschichten gespeichert. Dieser Treibhauseffekt verursacht die hohen Temperaturen auf dem Planeten – die Oberflächentemperatur beträgt dort bis zu 450 Grad Celsius,

Auszeichnung für Venus Express als Geburtstagsgeschenk
Dass das Forschungsteam um die Raumsonde bereits ein Jahr nach dem Start des Raumschiffes auf eine erfolgreiche Mission mit teils überraschenden Ergebnissen zurückblicken kann, ist nicht genug: Die Raumsonde wird nun von Popular Science, dem größten Wissenschafts- und Technik-Magazin, als eine der 100 besten technischen Innovationen des Jahres ausgezeichnet.
„Diese Auszeichnung ehrt Innovationen, die nicht nur unser jetziges Leben beeinflussen, sondern auch die Weise, wie wir an die Zukunft denken“, erklärt Mark Jarrot, Herausgeber von Popular Science.
„Es wäre bereits genug, zu wissen, dass wir die Sonde gestartet und erfolgreich in ihre Umlaufbahn gebracht haben. Von einer unabhängigen Gruppe anerkannt zu werden, macht es besonders. Ich möchte den Herausgebern von Popular Science für diese feine Auszeichnung an Venus Express danken.“ So reagierte der Projektmanager Don McCoy auf den Award.

Die Mission von Venus Express ist jedoch noch lange nicht abgeschlossen. Die Raumsonde soll mindestens 2 Venustage den Planeten umkreisen. Das klingt kurz, ist es aber nicht: Ein Tag auf der Venus dauert 243 Erdentage. Außerdem könnte die Mission um mindestens 2 Venustage verlängert werden.Wir hoffen, dass die Raumsonde in dieser Zeit genauso viele sensationelle Informationen über den Planeten, dessen Umlaufbahn um die Sonne der Erde am nähesten ist, liefert – oder vielleicht sogar mehr.

Der Beitrag Alles Gute zum Geburtstag, Venus Express! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: ESA/Space.com.

Die Raumsonde und die meisten ihrer Instrumente befinden sich in gutem Zustand und funktionieren normal. Eines der Instrumente, das Planetary Fourier Spectrometer (PFS), zeigt allerdings eine Fehlfunktion, die bisher trotz aller Versuche nicht behoben werden konnte: Der Spiegel des Instruments ist in geschlossener Position mechanisch blockiert, so dass das Instrument zwar an sich funktioniert, aber dennoch nichts sieht.
In den nächsten Monaten sollen weitere Versuche unternommen werden, den Spiegel frei zu bekommen. Außerdem werden unabhängige Untersuchungen angestellt, wie es überhaupt zu der Blockierung kommen konnte. In der Zwischenzeit können andere Instrumente an Bord hoffentlich die Aufgaben des PFS mit übernehmen. Das PFS soll die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Venus-Atmosphäre untersuchen sowie die Temperatur der Venusoberfläche messen und so nach Anzeichen vulkanischer Aktivität suchen.

Erste wissenschaftliche Ergebnisse
Schon seit Erreichen ihres endgültigen 24-Stunden-Orbits um die Venus – also lange vor der jetzt offiziell verkündeten Betriebsbereitschaft – sammelt Venus Express unermüdlich Daten. Die ersten spektakulären Bilder des doppeläugigen Wirbels am Venus-Südpol waren bereits ein „Erstmals“ in der Geschichte der Planetenforschung und eine sehr angenehme Überraschung für die Wissenschaftler, da niemand erwartet hatte, dass der Wirbel, obzwar schon bekannt, eine derart komplexe Struktur hat.

Infrarot-Bilder, die mit dem Ultraviolet/Visible/Near-Infrared spectrometer (VIRTIS) der Sonde aufgenommen wurden, hatten Ende Mai die ersten klaren Ansichten des Wirbels gezeigt. VIRTIS kann in verschiedenen Wellenlängen abbilden. Jede Infrarot-Wellenlänge zeigt die Venusatmosphäre in einer anderen Höhe, also jeweils eine andere Schicht der Atmosphäre. Und der Wirbel präsentiert sich von Schicht zu Schicht unterschiedlich: „Als wir uns diesen gigantischen Wirbel in verschiedenen Höhen ansahen, realisierten wir erst, wie sehr seine Form über die Höhe variiert“, sagte Pierre Drossart, Co-Forschungsleiter des Instruments. „Es ist, als ob wir auf verschiedene Strukturen schauen würden, statt auf eine einzige.“

Warum sich die Form des Südpolwirbels über die Höhe so stark ändert, ist bisher noch ungeklärt. „Dieses Rätsel zu lösen, ist genau der Grund, warum wir eine eigene Beobachtungskampagne nur für den Wirbel organisieren wollen“, sagte Giuseppe Piccioni, ebenfalls VIRTIS-Co-Forschungsleiter. „Erst wollen wir die Form des Wirbels verstehen, indem wir mit VIRTIS sein dreidimensionales Bild ermitteln. Dann hoffen wir, die treibenden Kräfte besser zu verstehen, die ihn formen.“

Wolken und Winde
In den ersten Wochen zeichnen sich bereits viele andere Details der dicken Atmosphäre ab. Sowohl die Venus Monitoring Camera (VMC) als auch VIRTIS begannen damit, das Wolkensystem und seine komplexe Dynamik zu beobachten, während die Spektrometer SpicaV/SOIR Untersuchungen über Chemie und Temperatur der Atmosphäre zu sammeln begannen.

Ultraviolett-Bilder der VMC zeigen die komplexe Form der Wolkendecke, charakterisiert durch sehr dünne, zarte Streifen. Möglicherweise sind dafür starke Winde verantwortlich, die oft solche länglichen Strukturen produzieren. Periodische Wellenmuster in den Wolken wurden ebenfalls gesichtet und könnten ein Hinweis auf lokale Variationen von Druck und Temperatur sein, oder aber eine Form von Gezeitenkäften.

Eine der wichtigsten Bestätigungen früherer Entdeckungen aus den ersten analysierten Datensätzen ist die Beobachtung der so genannten „UV-Absorber“: Ultraviolette Markierungen auf der Wolkendecke, als dunklere Strukturen sichtbar in den VMC-Bildern. Sie werden so genannt, weil sie fast die Hälfte des einstrahlenden Sonnenlichts absorbieren. Die mysteriöse Substanz, die dafür verantwortlich ist, stellt ein weiteres Rätsel für die Wissenschaftler dar.
„Die Entstehung dieser Markierungen und ihre enorm starke Absorptionsleistung zu verstehen, ist eines der Hauptziele von Venus Express„, sagte Wojciech J. Markiewicz, der VMC-Forschungsleiter vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Lindau am Bodensee. „Wir haben jetzt die Bestätigung, dass wir sie tatsächlich mit unserem Instrument sehen können – somit können wir jetzt mit der Arbeit beginnen, ihre Quelle zu enträtseln.“

Die Venus Express-Wissenschaftler haben bereits damit begonnnen, die Bewegungen der Wolken zu verfolgen und Windgeschwindigkeiten zu analysieren. Eine spektakuläre Nachtansicht der mittleren bis niedrigen Wolkenschichten über niedrigen Breitengraden von VIRTIS zeigt Wolken, die eindeutig von Winden angetrieben werden.

„Wir können jetzt eine erste qualitative Abschätzung der Windfelder und der Zirkulation geben, in guter Übereinstimmung mit früheren Messungen der Galileo-Mission am Jupiternordpol“, sagte Giuseppe Piccioni. „Wir sammeln auch bereits die ersten Informationen über die weniger häufigen chemischen Bestandteile der Atmosphäre, wie etwa Kohlenmonoxid“, fügte Pierre Drossart hinzu. „Mit VIRTIS können wir tiefer in die Atmosphäre der südlichen Hemisphäre blicken als bei jeder früheren Mission. Die Variation der weniger häufigen Bestandteile über verschiedene Tiefen und Breitengrade ist ebenfalls eine sehr nützliche Informationsquelle für die globale Bewegung der Atmosphäre.“

Der Beitrag Venus Express: Fleißig, fleißig erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: ESA.

Venus Express war genau 206.452 Kilometer über der Venusoberfläche, als die Bilder gemacht wurden. Bereits auf den ersten Bildern gibt es erste Überraschungen. So gibt es überraschend klare und überraschende Strukturen auf dem Venus-Südpol. Die Bilder wurden am 12. April 2006 gemacht, während Venus Express letzte Manöver der Orbiteinschwenkung machte. Venus Express war am 11. April erfolgreich in den Venus-Orbit eingetreten.

Kaum war Venus Express im Orbit, haben die ESA Techniker sämtliche Geräte der Raumsonde aktiviert. Die letzten zwei Geräte – Venus Monitoring Camera (VMC) und Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) – wurden gestern gestartet. Zum ersten Mal wurde die südliche Hemisphäre der Venus von einer Raumsonde untersucht. Die Raumsonde hat diese Region in einer elliptischen Umlaufbahn um die Venus passiert und so die Chance gehabt, diese Region erstmals in der Raumfahrtgeschichte zu untersuchen. Die Forscher sind speziell von den Wolkenformationen fasziniert, die sich scheinbar direkt über den Venus-Südpol befinden. Solche Phänomene wurden dort bereits vermutet aber bisher noch nicht bestätigt. Diese Wolkenformationen sind denen ähnlich, die man am Nordpol der Venus finden kann. „Nur einen Tag nachdem wir angekommen sind, sehen wir jetzt schon die heiße und dynamische Umgebung der Venus in Aktion“, sagt Dr. Hakan Svedhem, Venus Express Missionsforscher. „Wir werden viel mehr Details sehen und finden wenn wir nur näher an der Venus sind. Dann werden die Auflösungen bis zu 100 Mal höher sein als jetzt.“

Die Fotos wurden eben aus weiter Distanz aufgenommen, weswegen die Qualität noch weit hinter den Möglichkeiten zurückbleibt. Aber die Forscher waren überrascht, dass man jetzt schon solch klare Strukturen auf den Fotos erkennen kann. Neben den Bildern vom Südpol gab es auch noch ein Falschfarbenbild von der Venus-Tagseite. Ein Pixel repräsentiert auf diesem Bild jeweils 50 Kilometer auf der Oberfläche. Für dieses Bild mussten diverse Wellenlängenfilter eingesetzt werden, um die Reflektionen der Venus in den Griff zu bekommen. Nun sieht man am Bild relativ gut die reflektierenden Stellen in der Venus Wolkenschicht. Die Wolken reichen ja bei der Venus bis etwa 65 Kilometer über der Oberfläche.

Dynamische spiralförmige Wolkenstruktur
Auch die Nachtseite der Venus wurde mit Hilfe von Infrarotfiltern untersucht. Die Bilder zeigen vor allem spiralförmige Wolkenstrukturen in der niederen Atmosphäre. Es gibt aber auch Stellen, an denen die Wolken dicker sind und Stellen, wo die Wolken dünner sind. Die dünne Wolkenschicht erlaubt es natürlich leichter auf die Oberfläche der Venus zu blicken. Durch diese dünnen Stellen gelangt auch mehr heiße Strahlung durch, so dass Venus Express diese auch messen kann. So soll man einen Überblick erhalten, wie die Venusoberfläche aufgebaut ist und wie heiß es dort unten ist. Aber nicht nur im sichtbaren Licht wurde die Venus untersucht. Auch Infrarot und Ultraviolett kamen zum Einsatz.

Venus Express befindet sich noch in den letzten Zügen der Orbiteinschwenkung um den Planeten Venus. Dieses Manöver begann mit dem Starten der Haupttriebwerke am 11. April und soll etwa neun Tage dauern bis Venus Express einen relativ fixen Orbit eingenommen hat. Bis es soweit ist wird Venus Express in einem Orbit fliegen, der sie am Südpol in hoher Entfernung und am Nordpol in niedriger Entfernung vorbeiführen wird. Diese Untersuchungen zum jetzigen Zeitpunkt waren sehr wichtig und ziemlich einzigartig. Da sich die Sonde gerade in hoher Entfernung über den Südpol befindet, konnte der gesamte Planet von den Kamerasystemen der Sonde auf einem einzelnen Foto erfasst werden. Diese Gelegenheit bietet sich kein zweites Mal in der Hauptmission, die im Juni beginnen soll. Denn im Laufe dieser Mission wird der Abstand immer zu klein sein, um den gesamten Planeten auf ein Foto zu bekommen.

Mit dem Starten der beiden letzten Systeme ist die Sonde nun komplett einsatzbereit. Alle Systeme laufen und werden nun überprüft – es scheint aber so, als ob alle Systeme einwandfrei funktionieren würden. Auch die ersten Fotos bestätigen diesen Verdacht. Wir dürfen uns also auf weitere wunderschöne Fotos von der Venus freuen.

Der Beitrag Venus Express sendet erste Bilder erschien zuerst auf Raumfahrer.net.