Quelle: Universität zu Köln 10. Oktober 2023.

10. Oktober 2023 – Ein internationales Team um Dr. Florian Peißker vom Institut für Astrophysik der Universität zu Köln hat einen jungen Sternhaufen in der direkter Umgebung des supermassiven Schwarzen Lochs SagittariusA* (SgrA*) im Zentrum unserer Galaxie im Detail analysiert und gezeigt, dass er deutlich jünger ist als erwartet. Dieser Sternhaufen, bekannt als IRS13, wurde zwar bereits vor über zwanzig Jahren entdeckt, aber erst jetzt ist es durch die Kombination verschiedenster Daten – aufgenommen mit einer Vielzahl von Teleskopen über einen Zeitraum mehrerer Dekaden – gelungen, die Sternhaufenmitglieder im Detail zu bestimmen.

Die Sterne sind einige 100.000 Jahre alt und damit für stellare Verhältnisse außerordentlich jung. Zum Vergleich: unsere Sonne ist ca. 5 Milliarden Jahre alt. Eigentlich sollte es aufgrund der hochenergetischen Strahlung wie auch der Gezeitenkräfte der Galaxie nicht möglich sein, dass sich eine derart große Anzahl so junger Sterne in der direkten Umgebung zum supermassiven Schwarzen Loch befindet. Die Studie wurde unter dem Titel „The Evaporating Massive Embedded Stellar Cluster IRS 13 Close to Sgr A*. I. Detection of a Rich Population of Dusty Objects in the IRS13 Cluster“ im Fachjournal The Astrophysical Journal veröffentlicht.

In Zusammenhang mit der aktuellen Studie wurde zudem ein weiteres herausragendes Ergebnis publiziert. Zum ersten Mal wurde mit dem James Webb-Weltraumteleskop (JWST) ein Spektrum, frei von atmosphärischer Störung, vom galaktischen Zentrum aufgenommen. Ein Prisma an Bord des Teleskops wurde am Institut für Astrophysik in der Arbeitsgruppe um Professor Dr. Andreas Eckart, einem Koauthor der Publikation, entwickelt. Das nun vorliegende Spektrum zeigt, dass sich im galaktischen Zentrum Wassereis befindet. Dieses Wassereis, welches sich häufig in den staubigen Scheiben um sehr junge stellare Objekte befindet, ist ein weiterer unabhängiger Indikator für das junge Alter einiger Sterne nahe des Schwarzen Lochs.

Neben dem unerwarteten Nachweis von jungen Sternen und Wassereis durch das JWST haben die Forscher*innen um Dr. Peißker auch festgestellt, dass IRS13 eine turbulente Entstehungsgeschichte hinter sich hat. Die Studienergebnisse deuten darauf hin, dass IRS13 durch Reibung mit dem interstellaren Medium, Kollisionen mit anderen Sternhaufen oder interner Prozesse in Richtung des supermassiven Schwarzen Lochs wanderte. Ab einer gewissen Entfernung wurde der Sternhaufen dann von der Gravitation des Schwarzen Lochs „eingefangen“. Bei diesem Prozess könnte sich an der Spitze des Sternhaufens eine Bugstoßwelle aus dem Staub gebildet haben, der den Haufen umgibt – ähnlich wie bei der Spitze eines Schiffs im Wasser. Die damit verbundene Dichtezunahme des Staubs regte daraufhin weitere Sternentstehung an. Dies ist eine Erklärung, warum diese jungen Sterne vor allem in der Spitze bzw. Front des Sternhaufens zu finden sind.

„Die Analyse von IRS13 sowie die damit einhergehende Interpretation des Sternhaufens ist der erster Versuch, ein Jahrzehnte altes Rätsel über die unerwartet jungen Sterne im galaktischen Zentrum zu lüften“, so Dr. Peißker. „Denn neben IRS13 gibt es einen Sternhaufen, den sogenannten S-cluster, der sich noch näher am Schwarzen Loch befindet und ebenfalls aus jungen Sternen besteht. Sie sind ebenfalls deutlich jünger als es nach akzeptierten Theorien möglich wäre.“

Die gewonnen Erkenntnisse über IRS13 bieten in weiterer Forschungsarbeit die Gelegenheit, eine Verbindung zwischen der direkten Umgebung des Schwarzen Lochs und Regionen in mehreren Lichtjahren Entfernung herzustellen. Dr. Michal Zajaček, Zweitautor der Studie und Wissenschaftler an der Masaryk-Universität in Brünn (Tschechien), fügt hinzu: „Der Sternhaufen IRS13 scheint der Schlüssel zu sein, um den Ursprung der dichten Sternpopulation im Zentrum unserer Galaxie zu enträtseln. Wir haben umfangreiche Beweise dafür gesammelt, dass sehr junge Sterne in der Reichweite des supermassereichen Schwarzen Lochs in Sternenhaufen wie IRS13 entstanden sein könnten. Dies ist auch das erste Mal, dass wir Sternpopulationen unterschiedlichen Alters – heiße Hauptreihensterne und noch junge entstehende Sterne – in dem Haufen so nahe am Zentrum der Milchstraße unterscheiden können.“

Publikation:
DOI 10.3847/1538-4357/acf6b5
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acf6b5
pdf: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/acf6b5/pdf

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Pluto ist eine beliebte Welt. Spätestens seit am 14. Juli 2015 die NASA-Raumsonde New Horizons an dem Zwergplaneten vorbeigerauscht war, flogen ihm die Herzen vieler Menschen zu. Es zeigte sich auch, dass auf seiner Oberfläche selbst ein Herz sitzt, wenn auch ein sehr kaltes. Denn die mittlere Temperatur auf Plutos Oberfläche mit seinem gewaltigen herzförmigen Gletscher aus Stickstoffeis liegt bei gerade einmal minus 229 °C.

Karl taucht in dieser Folge des Podcasts in die Geologie des Plutos ein. Schon lange vor dem Vorbeiflug von New Horizons gab es einige Kenntnisse über die ferne Welt. Doch erst die Daten der Sonde zeigten, wie dynamisch sich der Zwergplanet im Laufe eines 248 Erdjahre langen Sonnenumlaufs verändert. Gleich vier Eissorten spielen dabei eine wesentliche Rolle: Sie gleiten als Gletscher über die Oberfläche, sublimieren in eine dünne Atmsphäre, bilden steile Berghänge oder brechen aus Kryovulkanen als eisige Lava empor.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle zwei Wochen eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast von Die Weltraumreporter, einem Magazin der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement die Weltraumreporter für 3,49 Euro pro Monat oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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Quelle: ESA.

11. April 2019 – Die Satellitendaten zeigen zum einen, wie sich ein kürzlich aufgetretener, planetenweiter Staubsturm auf den Wassergehalt in der Mars-Atmosphäre auswirkte und zeigen zum anderen einen überraschenden Methanmangel auf.

Zwei Aufsätze, die gestern im Wissenschaftsmagazin Nature erschienen, beschreiben die neuen Ergebnisse, die zeitgleich auf einer Pressekonferenz bei der European Geosciences Union in Wien vorgestellt wurden.

Ein dritter Aufsatz, der bei der Zeitschrift Proceedings of the Russian Academy of Science eingereicht worden ist, präsentiert die bisher detailreichste Karte über das Vorkommen von Wassereis oder hydratisierten Mineralien im oberflächennahen Marsuntergrund.

Das ExoMars-Programm ist ein Gemeinschaftsprojekt von ESA und Roscosmos. Der ExoMars Trace Gas Orbiter, kurz TGO, erreichte den Mars im Oktober 2016 und führte über ein Jahr lang Atmosphärenbremsungs-Manöver aus, um seinen wissenschaftlichen Orbit zu erreichen. In einer Höhe von 400 Kilometern über der Marsoberfläche braucht er nun zwei Stunden, um den Planeten zu umkreisen.

„Wir freuen uns über die ersten Ergebnisse des Spurengasorbiters“, sagt Håkan Svedhem, TGO-Projektwissenschaftler der ESA.

„Unsere Instrumente funktionieren einwandfrei und haben schon während der ersten Einsatzmonate hervorragende Daten auf einem viel höheren Niveau als je zuvor geliefert.“

Die Hauptmission des Spurengasorbiters hat Ende April 2018 begonnen, nur wenige Monate bevor ein Staubsturm aufzog, der den gesamten Planeten einhüllen und letztlich zur Beendigung der Opportunity-Mission der NASA führen sollte – der Marsrover der NASA erforschte 15 Jahre lang die Oberfläche des Roten Planeten.

TGO konnte dagegen aus der sicheren Entfernung in seinem Orbit heraus einzigartige Beobachtungen tätigen. Er dokumentierte das Aufziehen und die Entwicklung des Sturms und beobachtete, wie die zunehmende Staubentwicklung den Wasserdampf in der Atmosphäre beeinflusste. Letzteres trägt wesentlich zum Verständnis bei, wie sich das Wasservorkommen auf dem Mars über die Zeit veränderte.

Forscher machen sich den Staubsturm zunutze
NOMAD und ACS, zwei Spektrometer an Bord des Spurengasorbiters, führten die ersten hochauflösenden Messungen mit der Methode der solaren Okkultation durch. Dabei untersuchen sie, wie das Sonnenlicht von der Atmosphäre absorbiert wird, um die chemischen Fingerabdrücke der Bestandteile zu offenbaren.

So wurde eine vertikale Verteilung von Wasserdampf und „mittelschwerem Wasser“ – bei dem ein Wasserstoffatom durch ein Deuterium-Atom, also einer Wasserstoffart mit einem zusätzlichen Neutron, ersetzt wird – nah an der Marsoberfläche und bis in eine Höhe von über 80 Kilometern entdeckt. Die neuen Ergebnisse legen dar, welchen Einfluss Staub in der Atmosphäre auf Wasser hat und wie Wasserstoffatome in den Weltraum entweichen.

„An den nördlichen Breitengraden haben wir Merkmale entdeckt, wie etwa Staubwolken in Höhen von 25 bis 40 Kilometern, die vorher noch nicht da waren. An den südlichen Breitengraden konnten Staubschichten nachgewiesen werden, die noch höher aufstiegen“, so Ann Carine Vandaele, leitende Forscherin für das NOMAD-Instrument am Belgischen Institut für Weltraum-Aeronomie.

„Der Wasserdampf hat sich außergewöhnlich schnell in der Atmosphäre ausgedehnt. Dies geschah innerhalb weniger Tage vor dem Aufzug des Sturms, was uns zeigt, wie rasch die Atmosphäre auf den Staubsturm reagierte.“

Diese Observationen stehen im Einklang mit globalen Zirkulationsmodellen. Staub absorbiert die Sonnenstrahlung, erwärmt das umliegende Gas und bringt es dazu, sich auszudehnen. Andere Atmosphärenbestandteile, zum Beispiel Wasser, müssen sich dann über breitere vertikale Bereiche umverteilen. Zudem vergrößert sich der Temperaturunterschied zwischen den Äquator- und Polregionen, wodurch die atmosphärische Zirkulation angeregt wird. Gleichzeitig bilden sich, wegen der höheren Temperaturen, weniger Wassereis-Wolken, die den Wasserdampf in niedrigeren Höhen binden würden.

Die Wissenschaftler beobachteten zudem erstmalig das gleichzeitige Auftreten von mittelschwerem Wasser und Wasserdampf. Damit konnten wichtige Informationen über die Prozesse, die die Menge der ins All entweichenden Wasserstoff- und Deuterium-Atome steuern, gewonnen werden. Ebenso kann aus diesen Daten das Deuterium-Wasserstoff-Verhältnis (D/H) abgeleitet werden, was eine wichtige Kennzahl für die Entwicklung des Wasserinventars auf dem Mars ist.

„Wir wissen nun, dass das Wasser in der Marsatmosphäre, ganz gleich ob deuteriert oder nicht, sehr sensibel auf das Vorhandensein von Eiswolken reagiert. Diese hindern es nämlich daran, in höhere Atmosphärenschichten aufzusteigen. Während des Sturms gelangte Wasser allerdings in sehr hohe Schichten“, sagt Vandaele. „Unsere Modelle haben das schon lange vorhergesagt, aber nun haben wir es zum allerersten Mal tatsächlich beobachtet.“

Da die Wissenschaftler davon ausgehen, dass sich das D/H-Verhältnis mit den Jahreszeiten und den Breitengeraden ändert, sammelt TGO kontinuierlich regionale und saisonale Messwerte, die das wissenschaftliche Verständnis der wirkenden Prozesse weiter voranbringen sollen.

Weitere Erkenntnisse über das rätselhafte Mars-Methan
Die beiden komplementären Instrumente haben damit begonnen, die Spurengase in der Marsatmosphäre zu messen. Spurengase machen weniger als 1 Prozent des Atmosphärenvolumens aus. Ihre genaue chemische Zusammensetzung kann nur mit hochpräzisen Messtechniken bestimmt werden. Das Spurengasvorkommen wird üblicherweise in „parts per billion by volume“, also Volumenmischungsverhältnisse (ppbv) gemessen. Das Methaninventar der Erde beträgt beispielsweise 1.800 bbpv, was bedeutet, dass auf 1 Milliarde Moleküle 1.800 Methanmoleküle kommen.

Methan ist für die Marswissenschaftler von besonderem Interesse, weil es ein Anzeichen für Leben sowie für geologische Prozesse sein kann. Auf der Erde stammen 95 Prozent des Methans in der Atmosphäre aus biologischen Prozessen. Die Sonnenstrahlung braucht mehrere Hundert Jahre, um Methan zu zersetzen. Das bedeutet, dass jedes Molekül, das heute gefunden wird, relativ zeitnah entstanden sein muss – auch wenn das Methan selbst vor Millionen oder Milliarden von Jahren produziert worden ist und seitdem in unterirdischen Lagerstätten schlummert. Spurengase werden darüber hinaus in Schichten nahe der Planetenoberfläche Tag für Tag durchgewirbelt. Wendet man globale Windzirkulationsmodelle für die Berechnung an, wird das Methan so innerhalb weniger Monate gleichmäßig um den Planeten herum verteilt.

Berichte über Methan in der Marsatmosphäre wurden und werden intensiv diskutiert, da die entsprechenden Nachweise nur sehr sporadisch erbracht werden konnten (in Bezug auf die Zeit als auch auf den Fundort) und oftmals in den Nachweisgrenzbereich der jeweiligen Instrumente fielen. Im Jahr 2004 lieferte die ESA-Marssonde Mars Express eine der allerersten Messungen aus einem Orbit heraus. Diese ließen auf einen Methangehalt von 10 bbpv schließen.

Bodenbasierte Teleskope zeigten sowohl gar kein Methan als auch nur ein flüchtiges Vorkommen von bis zu 45 ppbv auf. Messungen des NASA-Marsrovers Curiosity, der den Gale-Krater seit 2012 erforschte, ließen auf ein jahreszeitlich schwankendes Methanlevel von 0,2 bis 0,7 ppbv schließen, zeigten aber auch einige Spitzen mit höheren Methangehalten auf. Auch Mars Express hat kürzlich eine Methanspitze aufgezeichnet, und zwar einen Tag nachdem Curiosity eins der höchsten Level überhaupt gemessen hatte.

Die neuen Ergebnisse des Spurengasorbiters bieten die bisher detaillierteste Analyse. Es wurde eine Obergrenze von 0,05 ppbv gemessen – also 10 bis 100 Mal weniger Methan als die bisherigen Observationen ergaben. Die präziseste Nachweisgrenze von 0,012 ppbv wurde in einer Höhe von 3 Kilometern gemessen.

Als Obergrenze entspricht der Wert von 0,05 ppbv einer Emission von bis zu 500 Tonnen Methan über eine vorhergesagte Lebensdauer des Moleküls von 300 Jahren, wenn man nur die atmosphärischen Zersetzungsprozesse betrachtet. Allerdings ist diese Menge über die gesamte Atmosphäre hinweg verteilt, was den Wert extrem niedrig erscheinen lässt.

„Wir haben wunderbare und genaue Daten, die uns anzeigen, dass dort, wo wir eigentlich Methan erwarten würden, Wasser ist. Trotzdem kommen wir nur auf eine bescheidene Höchstgrenze, die auf eine umfassende Abwesenheit von Methan schließen lässt“, sagt Oleg Korablev, leitender Forscher ACS vom Institut für Weltraumforschung an der Russischen Akademie der Wissenschaften in Moskau.

„Die hochpräzisen Messungen des TGO scheinen in Widerspruch zu den vorherigen Observationen zu stehen. Um die verschiedenen Datensätze miteinander in Einklang zu bringen und um festzustellen, wie es überhaupt zu dem schnellen Übergang von früher berichteten Schwaden zu den offensichtlich sehr niedrigen Hintergrundwerten kommen kann, müssen wir herausfinden, welcher Prozess Methan in oberflächennahen Bereichen zersetzt.“

„Die Frage, ob auf dem Mars überhaupt Methan vorhanden ist und wo dieser herkommen könnte, löste eine heftige Debatte aus. Nun stehen wir vor ebenso interessanten Fragen: Wohin und wie verschwindet dieses Methan? Und wie schnell kann es verschwinden?“, so Svedhem.

„Noch haben wir nicht alle Teile zusammengebracht. Dabei wird uns TGO helfen – denn er misst die Marsatmosphäre in einer nie zuvor erreichten Genauigkeit und mit den besten Instrumenten, die wir derzeit haben. So werden wir besser verstehen können, wie aktiv dieser Planet ist – sowohl geologisch als auch biologisch.“

Messergebnisse liefern die bisher ausführlichste Karte von Wasservorkommen
Während die Experten weiterhin darüber streiten, ob und warum es Methan gibt, steht eins fest: Es gab und gibt Wasser auf dem Mars. Heute kommt es in der Form von Wassereis oder durch Wasser hydratisierten Mineralien vor. Und wo Wasser war, da kann es auch Leben gegeben haben.

Um herauszufinden, wo genau und wann es wie viel Wasser gab, kartografiert FREND, der Neutronendetektor an Bord des TGO, die Wasserstoffverteilung unter der unmittelbaren Planetenoberfläche (bis zu einer Tiefe von 1 Meter). Wasserstoff ist ein Anzeichen für das Vorhandensein von Wasser, da es ein Bestandteil des Wassermoleküls ist. Darüber hinaus kann es darauf hinweisen, dass Wasser von der Planetenoberfläche absorbiert wurde, oder dass es Mineralien gibt, die unter Anwesenheit von Wasser entstanden sind.

Das Kartografieren wird etwa ein Marsjahr, also fast zwei Erdjahre, dauern. Am Ende werden die besten bis dato verfügbaren Kenngrößen zur Verfügung stehen, mit denen die bisher qualitativ ausführlichste Karte erstellt werden kann. Allerdings übertreffen bereits die ersten Karten, die auf Basis innerhalb von wenigen Monaten erstellt wurden, bereits die Auflösung früherer Messungen.

„In nur 131 Tagen hat das Instrument eine Karte erstellt, die eine höhere Auflösung aufweist als diejenige, die mit den Daten des Vorgängers an Bord der NASA-Raumsonde Mars Odyssey in 16 Jahren zusammengetragen wurde. Und wir erwarten sogar noch eine weitere Verbesserung der Auflösung“, sagt Igor Mitrofanov, leitender Forscher vom Institut für Weltraumforschung FREND an der Russischen Akademie der Wissenschaften in Moskau.

Die neue Karte bildet nicht nur den offensichtlich wasserreichen Permafrost in den Polregionen ab, sondern zeigt die bereits lokalisierten „trockenen“ und „feuchten“ Gebiete des Planeten in präziseren Details. Darüber hinaus hebt sie wasserreiche Materialien in den Äquatorregionen hervor, die darauf schließen lassen, dass es hier einmal wasserreichen Permafrost gegeben haben könnte – oder aber, dass hier früher die Pole des Mars lagen.

„Die Daten verbessern sich kontinuierlich – am Ende werden sie die Referenzdaten für das Kartografieren von wasserreichen Materialien im oberflächennahen Marsuntergrund darstellen. Dies wird entscheidend zu unserem Verständnis darüber beitragen, wie sich der Planet als Ganzes entwickelt hat und wo genau sich derzeit vorhandenes Wasser befindet“, so Mitrofanov weiter. „Die Messungen sind dabei nicht nur von wissenschaftlichem Wert, sondern liefern auch wertvolle Informationen für die Planung zukünftiger Marsmissionen.“

„Nachdem wir bereits in den Genuss wunderschöner Bilder und Stereoansichten des Mars gekommen sind – aufgenommen vom Kamerasystem an Bord des TGO – freuen wir uns nun, erste Einblicke in die von den anderen Instrumenten gesammelten Daten geben zu können“, so Svedhem abschließend. „Wir blicken optimistisch in die Zukunft, in der wir noch einiges zu der wissenschaftlichen Erforschung der faszinierenden Eigenschaften des Mars beitragen werden. Dazu gehört die Verteilung von Wasser unter der Planetenoberfläche, Prozesse, die auf der Oberfläche laufen sowie die rätselhafte Zusammensetzung der Marsatmosphäre.“

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• ExoMars Trace Gas Orbiter + Lander Schiaparelli auf Proton-M/Briz-M

Originalpublikationen:

• „Early observations by ExoMars TracEarly observations by ExoMars Trace Gas Orbiter show no signs of methane on Mars” von O. Korablev et al.
• „Martian dust storm impact on atmospheric water and D/H observed by ExoMars Trace Gas Orbiter” von A.C Vandaele et al.
• „Neutron Mapping of Mars with High Spatial Resolution: First Results of FREND experiment of the ExoMars Project” von I.G. Mitrofanov et al.

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Autor: Star-Light, Quelle: NASA.

Von den ersten Astronomen, die ihren Blick zum Himmel richteten bis zu den Raumsonden, die andere Planeten erforschten war es ein weiter Weg. Der Mars hat seit jeher die Fantasie der Menschen beflügelt. Auch mit unserem heutigen Wissen durch die Raumfahrt bleiben noch viele Fragen offen. Ein Planetenportrait.

Von unserer  aus betrachtet ist der Mars der vierte Planet im Sonnensystem. Er ist der äußere Nachbar der Erde und bildet mit den Planeten Merkur, Venus und Erde das innere Sonnensystem aus Gesteinsplaneten. Nach außen folgt der Asteroidengürtel und die äußeren (Gas-) Planeten. Bereits den frühen Astronomen war der Mars bekannt. Das Wort Planet leitet sich aus dem griechischen ab und bedeutet so viel wie „umherwandern“.

Gemeinsam mit den anderen mit dem bloßen Auge beobachtbaren Planeten im Sonnensystem bewegt sich der Mars jede Nacht vor dem scheinbar still stehenden Firmament. Hinzu kommt seine außergewöhnliche Bahn und natürlich die rote Farbe, der er auch seinen Namen verdankt. Die Römer nannten den Planeten nach dem Kriegsgott „Mars“ und verbanden die Farbe mit dem im Krieg vergossenen Blut. Seine rote Farbe verdankt der Mars jedoch dem Eisenoxid (Rost) auf seiner Oberfläche. Aus der griechischen Mythologie stammen die Namen der beiden Marsmonde „Phobos“ und „Deimos“ (griech. Furcht und Schrecken), benannt nach den Söhnen und Begleitern des griechischen Kriegsgottes „Ares“. Die Entdeckung der Monde erfolgte 1877 durch den amerikanischen Astronomen Asaph Hall.

Der Mars in der Geschichte der Astronomie

Auch in der Geschichte der Astronomie spielte der Mars eine große Rolle. Der dänische Hofastronom Tycho Brahe (1546 – 1601) lieferte mit seinen sehr exakten Himmelsbeobachtungen die Datenbasis mit der Johannes Kepler (1571 – 1630) die Bahn des Mars exakt bestimmen und daraus die nach ihm benannten Gesetze ableiten konnte.

Mit der Erfindung und stetigen Verbesserung des Fernrohrs wurden dem Mars weitere Geheimnisse entlockt. So beobachtete der niederländische Astronom Christian Huygens (1629 – 1695) im Jahre 1659 eine dunkle Fläche auf dem Mars, die sich bewegte. Er schloss daraus, dass der Mars rotieren müsse und berechnete die Umlaufzeit mit 24 Stunden. Später sollte Jean-Dominique Cassini (1625 – 1712) den Wert mit 24 Stunden und 40 Minuten noch genauer bestimmen. Auch die Polkappen des Mars wurden in diesem Zeitraum erstmals beobachtet. Friedrich Wilhelm Herschel konnte mit seinen selbstgebauten Spiegelteleskopen die Polachsenneigung des Mars sehr genau bestimmen.

Für großes Aufsehen sorgte schließlich der Mailänder Astronom Giovanni Virginio Schiaparelli (1835 – 1910). Er glaubte auf der Oberfläche des Mars feine linienförmige Strukturen erkannt zu haben, die er „Canali“ (italienisch für „Rinnen“ oder „Gräben“) nannte. Daraus wurden schnell „Kanäle“ abgeleitet, die die Fantasie der Menschen beflügelten und zu Spekulationen über eine Zivilisation auf dem Mars führten. Diese wurden erst im Zeitalter der Raumfahrt endgültig widerlegt.

Das heutige Bild vom Mars

Bereits durch die Mariner Sonden war bekannt, dass der Mars eine hochinteressante, abwechslungsreiche Oberfläche besitzt, mit Strukturen wie wir sie auch von der Erde kennen. Er besitzt wie die Erde Polkappen am Nord- und Südpol. Das Eis besteht sowohl aus gefrorenem Kohlendioxid, als auch aus Wassereis. Da der Mars eine ähnliche Achsneigung wie die Erde hat gibt es auf dem Mars jahreszeitliche Veränderungen, die man unter anderem deutlich an der südlichen Polkappe erkennen kann.

Der Mars ist zweigeteilt in eine nördliche Tiefebene die weit weniger Einschlagkrater aufweist wie das südliche Hochland. Auf der südlichen Hemisphere befindet sich auf dem Tharsis-Rücken der 26,4 km hohe Vulkan Olympus Mons mit ca. 600 km Durchmesser. Auf dem Gipfel des erloschenen Vulkans befindet sich ein riesiger Vulkankrater in dem die gesamte Stadt Berlin Platz finden würde. Eine weitere sehr auffällige Struktur auf dem Mars sind die Valles Marineris (die Mariner-Täler), sie stellen mit 4000 km Länge und bis zu 700 km Breite bei einer Tiefe von bis zu 7 km den Grand Canyon der Erde weit in den Schatten. Der Mars ist halb so groß wie die Erde, hat aber nur 11% seiner Masse. Der Oberflächendruck der Marsatmosphäre beträgt mit 0,006 bar weniger als ein Hundertstel des Atmosphärendrucks auf der Erdoberfläche. Die Marsatmosphäre besteht zu über 95% aus Kohlendioxid, knapp 3% aus Stickstoff und nur 0,13% entfallen auf Sauerstoff. Für den Menschen ist sie damit nicht atembar.

Es sollte die amerikanische Raumsonde Mariner 4 sein, die im Juli 1965 die ersten 21 Nahaufnahmen des Mars zurück zur Erde sendete und uns damit erstmals das wahre Antlitz des Mars zeigte. Die weiteren Mariner Sonden lieferten ein erstes vollständiges Bild des Planeten aus einigen tausend Fotos. Die erste weiche Landung gelang der Sowjetunion im Jahre 1971 mit der Sonde Mars 3. Leider brach der Funkkontakt unmittelbar nach der Landung ab. Einen weiteren Meilenstein in der Marsforschung setzten die beiden Sonden Viking 1 und 2 mit ihren weichen Landungen am 20. Juli und 3. September 1976. Die Ergebnisse ihrer Experimente beschäftigen noch heute die Wissenschaft. Sind sie das Resultat chemischer Reaktionen, oder ein erster Hinweis auf organisches Leben, wie Gilbert Levin einer der Entwickler der Experimente der Sonden glaubt?

Der erste Rover auf dem Mars landete am 04. Juli 1997 auf dem dem Mars. Es handelte sich um die Pathfinder Mission mit dem Rover „Sojourner“. Neben zahlreichen Fotos und Wetterdaten konnte er erste Analysen von Boden und Gestein zur Erde funken.

Ihm folgten die Rover „Spirit“ (Landung 4. Januar 2004 im Krater Gusev) und Opportunity (Landung 25. Januar 2004 in der Tiefebene Meridiani Planum). Während der Kontakt zu „Spirit“ im März 2010 abbrach sammelt Opportunity noch immer fleißig Daten. Sie legen nahe, dass es auf dem Mars einmal flüssiges Wasser gab. Der derzeit letzte Rover landete am 26. November 2011. Es handelt sich um das Mars Science Laboratory (Curiosity) der NASA. Er soll weitere geologische Analysen des Marsbodens durchführen und ist ebenfalls noch aktiv.

Auch die Fernerkundung des Mars schritt mit den erfolgreichen Sonden wie dem Mars Global Surveyor (1997 – 2006) weiter voran. Die Sonde machte sehr hochauflösende Bilder des Mars. Auf den Bildern fanden die Wissenschaftler deutliche Beweise für einst flüssiges Wasser auf dem Mars in Form von ausgetrockneten Flüssen und Seen. Mars Odyssey (2001 – heute), die große Mengen Wassereis am Marssüdpol entdeckte, Mars Express der ESA (2003 – heute) entdeckte u.a. Spuren von Methan in der Atmosphäre. Der Mars Reconnaissance Orbiter kartografiert seit 2006 den Mars und soll unter anderem geeignete Landestellen für zukünftige Missionen finden. Außerdem dient er als Kommunikationsschnittstelle mit der Erde. Die Sonde Maven umkreist seit dem 22. September 2014 den Mars und untersucht seine Atmosphäre.

Sie und die Daten weiterer Sonden, wie dem ExoMars Trace Gas Orbiter werden uns noch viele Entdeckungen ermöglichen und unser Bild vom Mars auch in der Zukunft noch nachhaltig verändern.

Zahlen Daten und Fakten über den Planeten hat die NASA in englischer Sprache im NASA Mars Fact Sheet zusammengestellt

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• Der Planet Mars

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Ein Beitrag von Andreas Morlok. Quelle: Andreas Morlok.

Die auf dem Gebiet der Planetologie wohl wichtigste Tagung ist die alljährliche Lunar and Planetary Science Conference (LPSC). Diese findet seit 1970 in Houston statt. Ort, Name und Datum weisen auf den Ursprung der Tagung hin. Diese sollte eigentlich nur für die Präsentation der ersten Ergebnisse aus den Untersuchungen der Apollo-Proben stattfinden. Aber über die Jahre ist die Tagung stetig gewachsen, schon lange ist sie (leider) zu groß für den ersten Veranstaltungsort, bis 2001 im Johnson Space Center bei Houston (inzwischen im malerischen Woodlands weit im Norden der Stadt).

So eine große Tagung ist natürlich auch ganz praktisch für weitere, kleinere Treffen im Dunstkreis. So findet traditionell am Wochenende vor der LPSC das Micro Symposium statt. Dieses wird gemeinsam von der Brown University in Providence und dem Vernadsky Institut in Moskau veranstaltet. Die Wurzeln des Treffens reichen bis in die Zeit des kalten Krieges, als der wissenschaftliche Austausch zwischen den politischen Blöcken nicht ganz so einfach war. So organisierten Jim Head (dieses Mal mit einem leidenschaftlichen Plädoyer für die russische Raumfahrt) und Hal Masursky (USGS) 1985 das erste Symposium, um Venusforscher von beiden Seiten in einer informellen Umgebung zusammenzubringen.

Die Vorträge sind etwas länger (30 Minuten), und werden intensiver (aber in freundlicher Atmosphäre) diskutiert. Und da können sich sogar Leute daran beteiligen, die mal auf einer ausgedehnteren Exkursion vor Ort gewesen sind (dieses Mal wieder Harrison Schmitt, auf dem Mond mit Apollo 17 Anno 1972).

Aber zurück zur LPSC. Thematisch umfasst die Tagung inzwischen auch weit mehr als den Mond. Thema sind die inneren, terrestrischen Körper des Sonnensystems, Eismonde, Asteroide und Kometen. Eigentlich alles außer den großen Gasplaneten. Will man aktiv teilnehmen, so findet das in Form eines Vortrages (10 Minuten + 5 Minuten Fragen) oder eines Posters statt. Da steht man in einer langen Reihe von Stellwänden in einer großen Halle vor einem etwa DIN A0 großen Poster über die eigene Forschung. Im Gegensatz zum Vortrag kann man da natürlich lange mit Leuten diskutieren, vorausgesetzt jemand interessiert sich für das mühsam erstellte Poster. Bei Vorträgen kriegt zumindest das anwesende Publikum die Präsentation mit.

Früher hatte die LPSC den Ruf einer ‚härteren‘ Tagung, wo nach Vorträgen noch intensiv nachgefragt wurde. Aber eigentlich hat sich das gelegt, der Umgang ist recht zivilisiert. Die Vorträge fanden dieses Jahr in bis zu 5 Sitzungen parallel statt, es war also schwierig, alles mit zu verfolgen.

Und Tagungen sind natürlich prima Gelegenheiten, mit der Kollegenschaft in Kontakt zu bleiben. Das geht dann in der Regel beim Icebreaker Sonntagabend los. Früher wurde da noch ziemlich feudal Essen und Flüssigkeit mit variablem Alkoholgehalt aufgetischt. Leider haben die vielen Kürzungen auch nicht bei der NASA halt gemacht, und da geht es bei dieser Veranstaltung jetzt deutlich bescheidener zu. Und der Austausch mit den Kollegen ist natürlich auch ein gewichtiger Punkt bei einer solchen Tagung – man bekommt nicht nur mit, was in wissenschaftlicher Hinsicht läuft, sondern auch was sonst so im Feld abgeht. Dazu gehören auch diverse Veranstaltungen im Umfeld, wie das NASA Headquarters Briefing. Da stellen sich die für Geld und Forschung zuständigen den Kollegen. Gerade in jüngerer Zeit wegen der Kürzungen gerne eine lautstarke Veranstaltung.

In den 15 Jahren in denen ich fast jährlich an der LPSC teilnehme, hat sich die Tagung ordentlich verändert – alleine schon von der Größe her. Aber auch inhaltlich: früher hielten sich in etwa die analytische Planetologie (also Laboruntersuchungen von extraterrestrischem Material, was ich so treibe) und planetare Geologie, eher Oberflächenstudien basierend auf Fernerkundungsdaten, in etwa die Waage. Dank der vielen Raumsonden-Missionen in der Zwischenzeit hat sich das Gewicht deutlichst zugunsten letzteren Feldes verschoben (auch wenn insgesamt die Beiträge für alle Gebiete gewachsen sind).

Dieses Mal war die LPSC wegen Ostern etwas verkürzt. Wohl ein Grund, weshalb die Tagung (zumindest gefühlt) deutlich ruhiger war als normalerweise. Aber immer noch ordentlich groß, es sollten wohl knapp zweitausend Teilnehmer gewesen sein.

Dieses Mal gab es zwei eindeutig dominierende Themen, die sich auch gut ergänzten – Ceres und natürlich Pluto. In beiden Fällen wurde die erste Runde an Daten inzwischen ordentlich verarbeitet, so dass sich allmählich ein Gesamtbild ergibt. Ceres ist die Endstation der Dawn-Sonde, nach dem außerordentlich erfolgreichen Besuch von Vesta. Also die erste echte interplanetare Raumsonde, die in eine Umlaufbahn um mehrere planetare Körper ging.

Was die Zusammensetzung des Kleinplaneten angeht, so scheint man sich auf einen Matsch aus ammoniakhaltigen Tonmineralen, Eisenoxiden, Karbonaten plus kohlenstoffhaltigem Zeug geeinigt zu haben. Ein zentraler Punkt bei der Mission war die Verbindung von Vesta und Ceres mit Meteoriten. Bei Vesta ist der schon zuvor vermutete Link zu den häufigen HED-Meteoriten (Howardite, Eukrite, Diogenite) dank Dawn wohl gesichert. Bei Ceres war es schon schwammiger, es gab zuvor viel Spekulation in Richtung kohlige Chondrite.
Der Vergleich von Infrarotspektren ergab jetzt zwar keine direkte Verbindung zu einer speziellen Meteoritengruppe. Das ist aber aufgrund der sich abzeichnenden Entstehungsgeschichte von Ceres gar nicht zu erwarten. Wie es aussieht, waren kohlige Chondrite wohl in etwa das Ausgangsmaterial. Dieses wurde in der Frühzeit durch Hitze aus kurzlebigen Isotopensystemen aufgeheizt, und regelrecht durchgeköchelt. Es wird davon ausgegangen, dass Ceres etwas spät gebildet wurde, weshalb er nur vergleichsweise wenig radioaktives Material abbekommen hat.

So sammelte sich das meiste flüchtige und flüssige Material in den oberen Schichten an, wo auch Silikate ordentlich in die Tonminerale umgewandelt (alteriert) wurden. Die inneren Schichten sind dann wohl deutlich Gesteinsreicher. Die Hypothese ist, dass es sich beim Material an der Oberfläche um noch höher alteriertes Material handelt, als in den Meteoritensammlungen Verfügbar – wo die CI-Chondrite vom Typ 1 bisher das Ende der Fahnenstange darstellen. Vielleicht das erste Vorkommen vom Typ 0?

Außerdem ist das Vorkommen von Wassereis auf Ceres jetzt wohl gesichert. Ceres ist wohl ein Zwischenglied zwischen Gesteinskörpern des inneren Sonnensystems und den Eiskugeln weiter außen. Eine interessante Idee ist, dass Ceres vielleicht selber etwas weiter außen gebildet wurde, um die Stabilität von Ammoniak zu erklären.

Die Reaction Wheels, notwendig um die Sonde für die hohe räumliche Auflösung zu stabilisieren, werden voraussichtlich bis 2017 durchhalten, also ist noch einiges an weiteren Daten zu erwarten. Was auch auffiel war das einige der Vortragenden bei den Fragen etwas ausweichend waren, einige Ergebnisse sind wohl unter Embargo bis zur Veröffentlichung. Bester Kommentar von Thomas McCord vom Bear Fight institute (zum weißen Fleck im Occator-Krater): „The dome looks like Mount St. Helens before it blew up“. Und in der Tat gibt es Hinweise, dass Ceres durchaus noch geologisch aktiv sein könnte.

Und dann Pluto. Von einer traurigen Anordnung an Pixeln zu einem kartographierten Körper innerhalb von knapp einem Jahr, dank der spektakulären New Horizons-Mission. Dass Team Pluto verdienterweise in außerordentlich ekstatischer Stimmung war, braucht wohl nicht extra betont zu werden. Entsprechend groß war auch der Andrang zu den Sessions, der Saal war in der Regel voll.

Die Ergebnisse wurden in der Presse wohl schon ausführlich behandelt – die Oberfläche wird durch Methan und Stickstoff dominiert, Wassereis spielt ein wenig die Rolle von Gestein.

Teile der Oberfläche sind jung, sehr jung – Teile der Sputnik Planum sind wohl jünger als 10 Millionen Jahre. Das erlaubt Spekulationen über heutige Aktivität auf Pluto.

Noch besser, selbst die sehr dünne Atmosphäre des nicht mehr ganz-Planeten scheint regelrechte Zirkulationsmuster zu zeigen. Ein weiteres spektakuläres Ergebnis, das passenderweise auch zeitgleich mit der Tagung veröffentlicht wurde, ist die Entdeckung eines mutmasslichen True Polar Wander (TPW) Ereignisses auf dem Mond. TPW bedeutet, dass der Mantel eines Körpers auf dem Eisenkern verrutscht, so dass die Pole (nicht aber die Rotationsachsen!) sich verschoben haben.

TPW ist ein echtes Hot Topic zur Zeit. Auch für Pluto wurde ein solches Ereignis auf der LPSC vorgeschlagen, sowie auch für Merkur, und gerade erst wurde ein Paper über ein ähnliches Ereignis auf dem Mars veröffentlicht.

Ein paar Veranstaltungen wurden gefilmt (findet sich hier). Einige Poster gibt es hier online, und auch Twitter war sehr aktiv, besonders ein Kollege aus Arizona hier.

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

Die am 27. September 2007 mit einer Trägerrakete vom Typ Delta-II gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein und untersuchte diesen drittgrößten Himmelskörper im Bereich des Haupt-Asteroidengürtels unseres Sonnensystems anschließend bis zum September 2012 ausführlich mit den mitgeführten wissenschaftlichen Instrumenten. Neben dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND kam dabei auch ein unter der Leitung von Mitarbeitern des mittlerweile in Göttingen befindlichen Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) entwickeltes und gebautes Kamerasystem – die aus zwei identischen Optiken bestehende Framing Camera – zum Einsatz.

Nach dem Abschluss dieser Untersuchungen setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort und steuerte ihr zweites und letztes Reiseziel, den ebenfalls im Haupt-Asteroidengürtel gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres, an. Bereits im März 2015 wird DAWN dieses größte und zugleich massereichste Objekt des Asteroiden-Hauptgürtels erreichen und anschließend ebenfalls über mehrere Monate hinweg aus einer Umlaufbahn heraus erkunden.

Sonnenkonjunktion überstanden
Bereits am 1. Dezember 2014 fertigte die Framing Camera erstmals ein Foto an, auf dem die kugelförmige Gestalt von Ceres erkennbar war (Raumfahrer.net berichtete). In den folgenden Tagen befand sich DAWN – von der Erde aus betrachtet – dann für mehrere Tage fast genau hinter der Sonne. Bei dieser auch als Sonnenkonjunktion bezeichneten Konstellation behinderte die von der Sonne ausgehende Strahlung die Kommunikation zwischen der Erde und der Raumsonde so sehr, dass in diesem Zeitraum kein Datentransfer zwischen der Raumsonde und ihrem Kontrollzentrum möglich war.

DAWN hat diese Zeit jedoch ohne weitere Probleme überstanden und laut einer Pressemitteilung des für den technischen Betrieb der Raumsonde verantwortlichen Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA mittlerweile mit dem Anflug an den Zwergplaneten Ceres begonnen.

Gegenwärtig ist die Raumsonde noch etwa 580.000 Kilometer von Ceres entfernt und nähert sich dem Zwergplaneten dabei derzeit – mit einem Ionentriebwerk angetrieben – pro Stunde um weitere 725 Kilometer. Bereits Ende Januar 2015 werden die Aufnahmen, die DAWN von ihrem zukünftigen Forschungsziel anfertigen wird, eine Qualität und Auflösung erreichen, welche die Resultate der bisher von diversen erdgestützten oder im Weltraum operierenden Teleskopen übertreffen.

Neue Erkenntnisse über die Entstehungsgeschichte des Sonnensystems?
In den folgenden Monaten erhoffen sich die Planetenforscher durch die DAWN-Mission fundamentale Erkenntnisse über den Aufbau und die Entwicklungsgeschichte dieses Zwergplaneten, aus denen sich letztendlich auch wichtige Erkenntnisse über die Entstehung unseres Sonnensystems ableiten lassen werden. Unter anderem soll dabei geklärt werden, warum Ceres offensichtlich über große Mengen an Wassereis verfügt, welches dessen Oberfläche in Form eines regelrechten ‚Eispanzers‘ überzieht, während der in der gleichen Region des Sonnensystems beheimatete Asteroid Vesta mit eher bescheidenen Wasserressourcen aufwartet. Eventuell – so einige Wissenschaftler – könnte sich tief unterhalb dieser die Ceres-Oberfläche bedeckenden Eisschicht sogar ein globaler unterirdischer Ozean aus flüssigem Wasser befinden.
Anders als bei der vorherigen Untersuchung von Vesta betreten die beteiligten Wissenschaftler dabei absolutes Neuland. Bei der Erforschung von Vesta konnte im Vorfeld der Analysen auf verschiedene Meteoriten der HED-Gruppe – einer speziellen Untergruppe von Meteoriten, deren Ursprung mit dem Asteroiden Vesta assoziiert wird – zurückgegriffen werden. Dagegen wurden bisher keine Meteoriten entdeckt, deren Ursprungsquelle auf den Zwergplaneten Ceres schließen lässt.

„Ceres stellt für uns immer noch fast vollständig ein Rätsel dar“, so Christopher Russel von der University of California in Los Angeles/USA, der für die DAWN-Mission hauptverantwortliche Wissenschaftler. „Anders als bei Vesta gibt es keine Meteoriten, die mit Ceres in Verbindung gebracht werden und die uns etwas über diesen Zwergplaneten verraten könnten. Das einzige, was wir bis jetzt mit Sicherheit vorhersagen können, ist somit, dass wir überrascht sein werden.“
Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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

Am 18. März 2011 trat die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Messenger (so die Kurzform für MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) nach einem fast sieben Jahre dauernden Flug durch das innere Sonnensystem in eine Umlaufbahn um den Planeten Merkur ein und untersuchte diesen innersten und zugleich kleinsten Planeten unseres Sonnensystems in den folgenden Jahren intensiv mit den sieben an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten. Aufgrund des exzellenten technischen Zustandes und der hohen wissenschaftlichen Ausbeute wurde die ursprünglich auf 12 Monate ausgelegte Messenger-Mission zwischenzeitlich zwei mal verlängert.
Seit ihrer Ankunft beim Merkur hat die Raumsonde mittlerweile mehr als 250.000 Aufnahmen von dessen Oberfläche angefertigt und dabei die gesamte Planetenoberfläche fotografisch erfasst. Weitere Untersuchungen bezogen sich auf den inneren Aufbau dieses als terrestrischer Planet klassifizierten Himmelskörpers, auf dessen Magnetfeld, auf die früheren vulkanischen und tektonischen Aktivitäten des Merkur, auf die langfristige Entwicklung der dortigen Topographie sowie auf die Entstehung, Entwicklung und Zusammensetzung der Exosphäre des Merkur und auf die Interaktion der Planetenoberfläche und der Exosphäre mit der Sonne. Des weiteren konnten mit den Instrumenten von Messenger unter anderem auch Wassereisablagerungen in den Polarregionen des Merkur nachgewiesen werden.

Um ihre elliptische Umlaufbahn um den Merkur beibehalten zu können musste Messenger in den vergangenen Jahren allerdings in regelmäßigen Abständen Bahnkorrekturmanöver durchführen, in deren Verlauf die Höhe der Umlaufbahn der Raumsonde über der Planetenoberfläche wieder angehoben wurde. Ohne derartige Manöver wäre Messenger innerhalb weniger Monate auf der Oberfläche des Merkur zerschellt. Mittlerweile sind die hierfür zur Verfügung stehenden Treibstoffreserven jedoch nahezu vollständig erschöpft.

Derzeit führt die gegenwärtige Umlaufbahn die Raumsonde bis auf eine Entfernung von nur noch rund 100 Kilometern zu der Merkuroberfläche heran. Am 21. Januar 2015 wird die Raumsonde ein letztes Manöver zur Anhebung der Umlaufbahn durchführen, bei dem dieser Wert von den dann nur noch etwa 25 gegebenen Kilometern wieder auf gut 80 Kilometer erhöht werden soll. Im Rahmen dieses Manövers werden jedoch auch die letzten Reste des für derartige Korrekturmanöver zur Verfügung stehenden Hydrazins aufgebraucht werden. Ohne weitere Orbitkorrekturen – so die Berechnungen der an der Missions beteiligten Flugdynamik-Ingenieuren – würde Messenger somit voraussichtlich Ende März 2015 auf der Merkuroberfläche aufprallen.

Helium statt Hydrazin
Jetzt haben die beteiligten Ingenieure jedoch einen Weg gefunden, um dieses letztendlich unausweichliche Ende der Messenger-Mission noch einmal um mehrere Wochen aufzuschieben. Hierbei soll das Helium-Druckgas, welches eigentlich ausschließlich dazu gedacht ist, den Treibstofftank der Raumsonde ‚unter Druck‘ zu halten, zu einer weiteren Anhebung des Orbits genutzt werden. Dabei soll das Helium durch die Triebwerksdüsen geleitet werden und dabei einen ‚Schub‘ erzeugen, durch den die Höhe der Umlaufbahn des Merkur-Orbiters erneut angehoben werden kann.
„Normalerweise ist eine Raumsonde nach dem kompletten Verbrauch ihrer Treibstoffvorräte nicht mehr dazu in der Lage, die erforderlichen Anpassungen an der Flugbahn durchzuführen“, so der Messenger-System-Ingenieur Dan O’Shaughnessy vom Applied Physics Laboratory an der Johns Hopkins University (JHU/APL) in Laurel im US-Bundesstaat Maryland. Für Messenger hätte dies bedeutet, dass die Raumsonde unwiderruflich Ende März 2015 auf der Merkuroberfläche aufprallt. „Allerdings können wir das Helium dazu nutzen, um auch weiterhin kleinere Anpassungen an der Flugbahn durchzuführen.“

„Meines Wissens nach ist dies das erste Mal, dass Helium bewusst als Kaltgastreibmittel in einem Hydrazin-Triebwerk verwendet werden soll“, so Stewart Bushman vom Applied Physics Laboratory, der leitende Triebwerksingenieur der Messenger-Sonde. „Die Triebwerke sind allerdings nicht dazu optimiert, um unter Druck stehendes Gas als Antriebsquelle zu verwenden.“
Die Triebwerke sind vielmehr dafür ausgelegt, um flüssiges Hydrazin zu zersetzen und sind hierfür mit entsprechenden Durchflussbegrenzern, Druckminderern und Zerstäubern bestückt, welche den Förderdruck regulieren, um einen kontrollierten Schub zu erzeugen. Aufgrund seines im Vergleich zu Hydrazin geringeren Molekulargewichts kann mit dem Helium-Gas auch nur ein eher geringer Schub erzeugt werden. Dieser soll letztendlich trotzdem ausreichen, um die Mission der Raumsonde Messenger um bis zu voraussichtlich etwa vier Wochen zu verlängern.

Weitere Forschungen
Die beteiligten Wissenschaftler werden diese unerwartete ‚Bonuszeit‘ dazu nutzen, um aus einer geringen Entfernung zur Merkuroberfläche heraus weitere Daten zu gewinnen. Während des vergangenen Sommers konzentrierte sich das wissenschaftliche Interesse unter anderem auf die Anfertigung von hochaufgelösten Aufnahmen, mit denen verschiedene Fließfronten von vulkanischen Lavaströmen, tektonische Oberflächenverwerfungen und Schichtungen in Kraterwällen in noch nie zuvor erreichter Auflösung abgebildet werden konnten.

Während der zusätzlichen vier Wochen soll zusätzlich zu der Anfertigung weiterer Aufnahmen auch das Magnetfeld des Merkur in einer noch nie zuvor erreichten Detailgenauigkeit analysiert werden. Messungen mit einem Neutronen-Spektrometer werden zudem während der dichtesten Annäherungen an die Merkuroberfläche aus Entfernungen von lediglich sieben bis 15 Kilometern weitere Erkenntnisse über die Wassereisablagerungen liefern, welche bereits in den vorherigen Jahren in der Nordpolregion des Merkur nachgewiesen wurden.

Auch Dank der so zu gewinnenden Daten wird sich das Wissen der Menschheit über diesen innersten Planeten unseres Sonnensystems auch in den kommenden Monaten ungemein erweitern. Bereits für den Juli 2016 ist dann der Start einer weiteren, diesmal aus gleich zwei Orbitern bestehenden Merkur-Mission vorgesehen. Die von der europäischen Weltraumagentur ESA und der japanischen Raumfahrtagentur JAXA betriebene Mission BepiColombo soll nach dem bisherigen Planungsstand im Januar 2024 in einen Merkurorbit eintreten.

Bis dahin finden Sie weitere Fotos, Grafiken, Videos und Animationen der Messenger-Mission auf dieser Internetseite der Johns Hopkins University.

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

Zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter befindet sich der Asteroiden-Hauptgürtel unseres Sonnensystems. In einer Entfernung zwischen 2,0 und 3,4 Astronomischen Einheiten zur Sonne befinden sich dort vermutlich mehrere Millionen Asteroiden mit Durchmessern von mehreren hundert Kilometern bis hinunter zu lediglich wenigen Metern.

Die am 27. September 2007 gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein und untersuchte diesen drittgrößten Himmelskörper im Bereich des Asteroidengürtels anschließend bis zum September 2012 ausführlich mit den drei an Bord der Raumsonde befindlichen wissenschaftlichen Instrumenten. Neben dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND kam dabei auch ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickeltes und betriebenes Kamerasystem, die aus zwei identischen Optiken bestehende Framing Camera, zum Einsatz.

Nach dem Abschluss dieser Untersuchungen setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Bereits Anfang März 2015 wird DAWN ihr zweites und letztes Reiseziel, den ebenfalls im Haupt-Asteroidengürtel gelegenen Zwergplaneten (1) Ceres, erreichen und auch dieses größte und zugleich massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel aus einem Orbit heraus erkunden.

Der Zwergplanet (1) Ceres
Ceres wurde bereits am 1. Januar 1801 von dem italienischen Astronomen Giuseppe Piazzi entdeckt und verfügt bei einer kugelähnlichen, leicht abgeplatteten Form über einen Durchmesser von etwa 975 x 909 Kilometern. Die Planetenforscher unter den Astronomen gehen davon aus, dass es sich bei (1) Ceres um einen differenzierten Protoplaneten handelt – eine Art ‚Vorplanet‘, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem ‚vollwertigen‘ Planeten stecken geblieben ist und der – vergleichbar mit dem inneren Aufbau der terrestrischen Planeten – über einen geschichteten Aufbau verfügt.

Um einen Kern, in dem sich Silikate und Metalle angesammelt haben, befindet sich demnach ein mehrere Kilometer dicker und kompakter Mantel aus Wassereis. Unter dieser dicken Eiskruste könnte sich eventuell sogar ein Ozean aus Wasser verbergen. Über dem Eismantel ist dagegen eine dünne Materialschicht abgelagert, welcher die sichtbare Oberfläche des Zwergplaneten darstellt. Radarmessungen und Beobachtungen mit verschiedenen Teleskopen haben zu dem Schluss geführt, dass die Oberfläche von Ceres offenbar weitflächig mit einer Schicht aus feinem Regolith bedeckt ist. Diese sehr dunkle und kohlenstoffreiche Oberfläche erklärt auch die geringe Albedo von Ceres, welche einen Wert von lediglich 0,09 aufweist.

Im Rahmen verschiedener spektroskopischer Untersuchungen gelang den Wissenschaftlern in den vergangenen Jahren auf der Oberfläche von Ceres zudem der Nachweis von hydratisierten Mineralen, in deren Kristallstruktur ebenfalls Wasser fest eingebunden ist. Insgesamt, so die Planetenforscher, dürfte der Wassereisanteil etwa 17 bis 27 Prozent der Gesamtmasse von Ceres ausmachen. Dieser Wert ergibt sich aus der mittleren Dichte des Zwergplaneten, welche rund 2,077 Gramm pro Kubikzentimeter beträgt.

Ein erstes Foto von Ceres
In den vergangenen Jahren wurde Ceres bereits mehrfach mit dem Kamerasystem von DAWN abgebildet. Dabei war dieser Zwergplanet aufgrund der dabei gegebenen Entfernungen allerdings kaum von den Hintergrundsternen zu unterschieden. Am 1. Dezember 2014 fertigte die Framing Camera jedoch erstmals eine Aufnahme von Ceres an, auf dem die kugelförmige Gestalt des Zwergplaneten deutlich erkennbar ist. Auf diesem Foto, welche das Kamerasystem aus einer Entfernung von etwa 1,2 Millionen Kilometern zu ihrem Ziel aufgenommen hat, misst Ceres lediglich neun Pixel im Durchmesser. Trotzdem hilft diese auf den ersten Blick noch eher unspektakuläre Aufnahme den an diesem Instrument beteiligten Wissenschaftlern dabei, das Kamerasystem noch vor der Ankunft der Raumsonde an ihrem nächsten Ziel zu kalibrieren. Mit abnehmender Entfernung zum Ziel werden die Aufnahmen dann in den kommenden Monaten immer besser werden und somit auch immer mehr Details von Ceres enthüllen.

„Die schärfsten Bilder, die uns bisher von Ceres vorliegen, wurden vom Weltraumteleskop Hubble aufgenommen“, so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der für die Framing Camera verantwortliche Wissenschaftler. „Die Auflösung dieser Bilder müssten wir Ende Januar übertreffen. Ab dann betreten wir Neuland.“

Nach der Ankunft bei Ceres soll DAWN in einen Beobachtungsorbit um den Zwergplaneten eintreten und zunächst dessen Oberfläche kartografieren. Anschließend wird der Abstand zu Ceres schrittweise verringert, bis die Kamera der Raumsonde schließlich aus nur noch wenigen hundert Kilometern Entfernung auf die Oberfläche des Zwergplaneten blickt und dann auch einzelne Oberflächendetails in hoher Auflösung abbilden kann. Insgesamt soll DAWN ein Jahr lang um Ceres kreisen und den Zwergplaneten erforschen.

Vesta vs. Ceres
Obwohl Vesta und Ceres beide im Asteroidengürtel beheimatet sind, unterscheiden sich diese beiden Himmelskörper doch deutlich voneinander. Wenn auch deutlich kleiner und masseärmer, so gleicht Vesta doch den Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars – den vier inneren Planeten unseres Sonnensystems. Manche Planetologen betrachten Vesta sogar als den fünften Vertreter dieser Planetengruppe.

Ceres hingegen erinnert eher an die größeren Monde der äußeren Planeten Jupiter und Saturn: tiefgefroren und wasserhaltig. Messungen mit dem Weltraumteleskop Herschel deuten zudem darauf hin, dass Ceres gelegentlich Wasserdampf in das umgebende Weltall abgibt – ähnlich wie der Saturnmond Enceladus, nur in einem deutlich geringeren Ausmaß.

Die Ursache für diese Unterschiede findet sich in der sogenannten Schneegrenze innerhalb unseres Sonnensystems. „Im inneren Asteroidengürtel zur Sonne hin finden wir Gesteinskörper wie Vesta, deren Wasserdampf bereits verschwunden ist“, erläutert Prof. Dr. Ralf Jaumann vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. „Im äußeren Asteroidengürtel, wo wir gerade hinfliegen, gibt es jede Menge Eis, weil die Sonne nicht mehr viel ausrichtet.“

Mit Vesta und Ceres werden durch die Raumsonde DAWN somit gegenwärtig zwei der drei größten Asteroiden des Hauptgürtels beobachtet und untersucht, bei denen es sich zudem um zwei extrem gegensätzliche Himmelskörper handelt. „Ein weiterer Glücksfall ist, dass wir zeitgleich mit der Rosetta-Sonde und dem Lander Philae den Kometen Tschurjumow-Gerasimenko untersuchen“, so Prof. Jaumann weiter. „Wir können also zum Beispiel das Eis-Mineral-Gemisch des Kometen mit dem des Asteroiden Ceres vergleichen.“

Weitere Erkenntnisse erhoffen sich die Wissenschaftler auch über den von Ceres freigesetzten Wasserdampf. Wenn dieser Wasserdampf tatsächlich aus Geysiren ausströmt, so würde das Gas umgehend gefrieren und als eine Art ‚Schnee‘ wieder auf die Oberfläche herabsinken. Die daraus resultierenden Veränderungen auf der Oberfläche müssten sich aus dem Orbit heraus mit der Kamera dokumentieren lassen.

„Es gibt viele Fragen, auf die wir eine Antwort finden wollen: Wie sieht die Oberfläche aus und wie hat sie sich im Laufe der Zeit verändert? Gibt es eine Tektonik, das heißt bewegt sich die Eiskruste von Ceres? Und stammen die Ablagerungen, also der Dreck auf der Oberfläche, aus dem Inneren des Zwergplaneten oder wurden sie über Einschläge von außen auf die Oberfläche gebracht“, so Prof. Jaumann. „Wir haben gute Chancen, das mit der DAWN-Mission herauszufinden und so die Anfänge unseres Sonnensystems besser zu verstehen.“ Zugleich werden sich bei diesen Untersuchungen allerdings auch neue Fragestellungen ergeben, welche dann wohl erst durch weitere Forschungen beantwortet werden können.
Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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

Am 12. November 2014 erreichte der von der Raumsonde Rosetta mitgeführte Kometenlander Philae die Oberfläche des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt). Dort kam Philae schließlich nach einer dreifachen Landung an einem ungeplanten Standort zum Stehen, welcher aufgrund der dort gegebenen Beleuchtungsverhältnisse keine Möglichkeit bot, die begrenzten Energiereserven zu erneuern. Trotzdem konnte der Lander – mit der Energie aus seiner auf eine Einsatzdauer von etwa 60 Stunden ausgelegten Primärbatterie versorgt – in den folgenden Stunden eine Vielzahl an Messungen durchführen. Die dabei gesammelten Daten der zehn Instrumente des Landers wurden regelmäßig bei jedem sich öffnenden Kommunikationsfenster an die Erde übertragen, bevor die Energiereserven am 15. November so weit erschöpft waren, dass sich Philae in einen „Schlafmodus“ versetzte.

CASSE zeichnete die Geräusche der ersten Landung auf
Bei einem der Instrumente von Philae handelt es sich um das akustische Seismometer CASSE (kurz für „Cometary Acoustic Surface Sounding Experiment“), welches zusammen mit zwei weiteren Einzelinstrumenten den SESAME-Instrumentenkomplex bildet. CASSE besteht aus drei in den Landerbeinen untergebrachten piezoelektrischen Wandlern zur Erzeugung von akustischen Signalen und einem Empfänger, welcher ebenfalls auf der Basis piezoelektrischer Elemente arbeitet. Dies entspricht dem Prinzip eines Lautsprechers und eines Mikrofons.

CASSE wurde bereits während des Landeanfluges an 67P aktiviert und hat dabei die Vibrationen eines Schwungrades wahrgenommen, welches den ‚Flug‘ von Philae während der Abstiegsphase zu der Kometenoberfläche stabilisierte. Bei der ersten von insgesamt drei Landungen auf dem Kometen registrierte das Instrument zudem deutlich den ersten Kontakt der Landerbeine mit der Kometenoberfläche. Diese lediglich etwa zwei Sekunden lange, aber wissenschaftlich und zudem auch historisch bedeutsame Audiosequenz dokumentiert den allerersten Bodenkontakt eines Raumfahrzeuges mit einem Kometen und kann auf dieser Internetseite des DLR abgerufen werden (MP3-Datei, 88 kB). Diese Sequenz ist für die Wissenschaftler deutlich aufschlussreicher, als es sich für den Laien anhört.

„Es war ein komplizierter Bodenkontakt, aber wir können die Daten wissenschaftlich auswerten“, so Dr. Martin Knapmeyer, Geophysiker am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) und einer der Mitarbeiter des CASSE-Teams. „Erst setzt der Lander Philae auf einer mehreren Zentimeter dicken, weichen Schicht auf, dann treffen die Füße einige Millisekunden später auf eine harte, vielleicht eisige Schicht auf Tschurjumow-Gerasimenko“, erläutert Dr. Klaus Seidensticker vom DLR, der für das komplette SESAME-Instrument zuständige leitende Wissenschaftler, den hier hörbaren kurzen und scharfen Ton.

Nach dem ersten Bodenkontakt prallte Philae zunächst wieder von der Kometenoberfläche ab, da die beiden zur Verankerung des Landers auf der Oberfläche gedachten Harpunen nicht ausgelöst wurden. Aus den Daten des CASSE geht hervor, dass nach dieser ersten Landung innerhalb der folgenden 30 Minuten kein weiterer Bodenkontakt erfolgte. Dies deckt sich mit den Telemetriewerten des Landers und den Daten von anderen Instrumenten, welche belegen, dass Philae seinen endgültigen Standort vielmehr erst zwei Stunden nach dieser ersten Landung erreichte.

Nach dem Erreichen dieses finalen Landeortes wurde auch CASSE erneut aktiviert und registrierte dabei unter anderem das Hämmern der Thermalsonde MUPUS. Vermutlich führten die dabei aufgetretenen Vibrationen dazu, dass die Landefüße von Philae während dieses Vorgangs zeitweise den Kontakt mit dem Untergrund verloren, denn das MUPUS-Signal wurde von CASSE nicht in allen Füßen gleichzeitig registriert.

Kein Staub, dafür aber Wassereis
Auch die beiden anderen Instrumente des SESAME-Experiments konnten während der Betriebsphase von Philae aktiviert werden und Daten zur Erde übermitteln. Die Daten des DIM-Instruments (kurz für „Dust Impact Monitor“) lassen nach ersten Auswertungen darauf schließen, dass der Komet 67P am finalen Standort des Landers derzeit nicht aktiv ist, denn die Wissenschaftler konnten mit dem DIM kein einziges Staubteilchen registrieren. Das PP-Instrument (kurz für „Permittivity Probe“) schickte von einer der Fußsohlen der Landerbeine Wechselströme unterschiedlicher Frequenz durch den Kometenboden und konnte dabei feststellen, dass sich unterhalb von Philae offenbar eine größere Menge Wassereis befindet.

Als am 12. November 2014 bereits kurz nach dem ersten Aufsetzen klar war, dass die Harpunen den Lander nicht verankert hatten und Philae sehr wahrscheinlich von der Oberfläche abgeprallt war, befürchtete Dr. Seidensticker zunächst einen ungünstigen Ausgang der Mission. „Aber jetzt haben wir viel mehr Messdaten, als ich mir zu diesem Zeitpunkt auch nur erhofft hatte.“ Deren Auswertung wir die beteiligten Wissenschaftler noch lange Zeit beschäftigen.

Eis unter einer lockeren Staubschicht
Weitere Messdaten stammen von dem Instrument MUPUS. Diese Thermalsonde hat mit mehreren Sensoren die Oberflächentemperatur und oberflächennahen Temperaturprofile, die thermische Leitfähigkeit des Oberflächenmaterials sowie die Festigkeit und die Dichte der kometaren Materie ermittelt. In der Nacht vom 13. auf den 14. November 2014 wurde MUPUS dazu aus seiner Instrumentenbucht an der hinteren Seitenwand des Landers ausgefahren und sollte sich rund 40 Zentimetern tief in den Kometenboden ‚hämmern‘. Dies misslang jedoch, obwohl die Hammerleistung der Sonde schrittweise auf die höchstmögliche Stufe erhöht wurde.

„Aus Vergleichsmessungen im Labor haben wir abgeschätzt, dass die Thermalsonde wahrscheinlich unter einer zehn bis 20 Zentimeter dicken Staubschicht auf eine Schicht gestoßen sein muss, die eine Festigkeit wie die von Eis haben sollte“, so Prof. Tilman Spohn vom DLR, der das MUPUS-Team leitet. Der Infrarotsensor von MUPUS hat dabei eine geringe thermische Trägheit der aufliegenden Staubschicht festgestellt. Die Kometenforscher gehen davon aus, dass sich unter einer die Oberfläche bedeckenden sehr porösen Staubschicht Eis befindet. Dieses Eis enthält wahrscheinlich ebenfalls Staub und könnte ursprünglich ebenfalls porös gewesen sein. Über Zeiträume von Jahrhunderten bis Jahrmillionen wurde dieses Eis jedoch durch auftretende Temperaturschwankungen immer mehr gesintert und dabei zunehmend verfestigt und ‚zusammengebacken‘.

Temperaturmessungen
Des weiteren konnte MUPUS eine Temperaturmessung durchführen. Im Bereich der Landestelle des Landers herrscht demzufolge eine Oberflächentemperatur von circa minus 170 Grad Celsius, was die ‚Härte‘ des im Untergrund befindlichen Eises erklären könnte.

„Das ist eine Überraschung! Mit solch hartem Eis im Boden haben wir nicht gerechnet“, so Prof. Tilman Spohn. „Wir sind sehr glücklich darüber, dass viele Messungen möglich waren und werten die Daten derzeit aus. MUPUS könnte wieder zum Einsatz kommen, wenn wir ausreichend Energie aufladen können. Dann können wir die Schicht untersuchen, auf der die Sonde steht, und beobachten, wie sich der Komet auf dem Weg näher zur Sonne entwickelt.“

Es besteht durchaus die eventuelle Möglichkeit, dass der Lander seinen derzeitigen Schlafmodus beendet, sobald sich die an seinem derzeitigen und im Detail immer noch unbekannten Aufenthaltsort gegebenen schlechten Lichtverhältnisse verbessern. Im Frühjahr oder spätestens im Sommer 2015 könnten sich dabei eine Beleuchtungs- und Temperatursituation ergeben, welche ein Aufladen der Batterien und damit eine Weiterführung der Philae-Mission ermöglicht.
Neuer Missionsschwerpunkt: Die Arbeiten des Orbiters
Bis auf weiteres werden sich die an der Mission beteiligten Wissenschaftler jedoch mit den Daten zufrieden geben müssen, welche die elf wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde Rosetta liefern. Dank voll funktionsfähiger Systeme und Instrumente befindet sich der Kometenorbiter auch weiterhin in einem hervorragenden Zustand. Rosetta soll den Kometen 67P auch weiterhin umkreisen und dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems dabei bis mindestens zum Ende des Jahres 2015 auf seinem Weg in das innere Sonnensystem begleiten und auch weiterhin intensiv untersuchen.

„Nun, da Rosetta ihren Lander abgesetzt hat, wird sie ihre wissenschaftliche Beobachtungsroutine wieder aufnehmen und zur Kometen-Begleitphase übergehen. Diese wissenschaftliche Datenerfassungsphase wird bis ins nächste Jahr andauern, wobei sich Sonde und Komet immer weiter an die Sonne annähern und am 13. August 2015 ihren Periheldurchgang, das heißt ihre engste Sonnenannäherung mit 186 Millionen Kilometern, bestreiten werden“, so der für die Rosetta-Mission verantwortliche Flugdirektor Andrea Accomazzo von der ESA.

Nachdem die Flugbahn von Rosetta seit deren Ankunft bei 67P am 6. August 2014 zunächst ganz auf die Anforderungen des Landers ausgerichtet war, wird diese ab der kommenden Woche ganz darauf ausgelegt sein, die wissenschaftlichen Untersuchungen der elf Instrumente des Orbiters zu unterstützen. In den letzten Tagen wurden bereits mehrere kleinere Kurskorrekturmanövern durchgeführt, mit denen die Flugbahn der Kometensonde für den zukünftigen Einsatz der dort befindlichen Instrument optimiert wurde. Durch zwei weitere Zündungen der Triebwerke, welche am 22. und am 26. November erfolgen werden, soll Rosetta auf eine Flugbahn befördert werden, welche in einer Höhe von etwa 30 Kilometern über 67P verläuft.

20 Kilometer über der Oberfläche
Am 3. Dezember 2014 wird Rosetta dann für einen Zeitraum von etwa zehn Tage auf eine Höhe von 20 Kilometern ‚absinken‘ bevor erneut ein in etwa 30 Kilometern Höhe verlaufender Orbit eingenommen werden soll.

„Das Ziel ist es, die Sonde so nah wie möglich an den Kometen heranzubringen, bevor die Aktivität so hoch wird, dass kleine [enge] Orbits nicht mehr aufrechtzuerhalten sind“, so Laurence O’Rourke von der ESA. „Die wissenschaftlichen Teams werden die Flugbahnsenkung auf 20 Kilometer dazu nutzen, große Teile des Kometenkerns in hoher Auflösung zu kartieren und bei ansteigender Aktivität Gas, Staub und Plasma zu untersuchen.“

Zunehmende Aktivität des Kometen
Kometen sind Überreste aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems, welche sich auf elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle‘ bezeichneten Objekte fernab der Sonne als kalte, nahezu unveränderliche Brocken aus Eis, Staub und gefrorenen Gasen. Erst wenn sich ein Komet auf seiner langgezogenen Umlaufbahn der Sonne bis auf eine Entfernung von etwa fünf Astronomischen Einheiten – dies entspricht in etwa 750 Millionen Kilometern – nähert, setzt eine zunächst allerdings noch sehr langsam ablaufende Verwandlung ein.

Aufgrund der steigenden Temperaturen sublimieren die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns – in erster Linie handelt es sich dabei um gefrorenes Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak – und entweichen mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. 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 ein ‚Schweif‘, welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Rosetta wird die erste Sonde in der Weltraumgeschichte der Menschheit sein, welche die Entwicklung einer Koma und des daraus resultierenden Kometenschweifs, der sich gegebenenfalls Millionen von Kilometer durch das Weltall ziehen kann, ‚direkt‘ mitverfolgen wird. Im weiteren Missionsverlauf wird Rosetta während des Jahres 2015 deshalb wohl auch einen größeren Abstand zu dem Kometen einnehmen müssen, um zu verhindern, dass ihre Flugbahn durch die Koma beeinträchtigt wird oder dass mit der Raumsonde kollidierende Staubpartikel deren Instrumente beschädigen.

Die gegenwärtigen Planungen der zukünftigen Umkreisungen des Kometen beinhalten deshalb zwei verschiedene Flugbahnen – „Bevorzugt“ und „Hoch aktiv“. Zwar wird von den Beteiligten angestrebt, in Zukunft so lange wie möglich die ‚bevorzugte‘ Flugbahn einzuhalten, doch für den Fall, dass die Kometenaktivität zu sehr ansteigt und es damit für Rosetta zu ‚riskant‘ wird, kann die Raumsonde gegebenenfalls in die für das Szenario „Hoch aktiv“ vorgesehene, in größerer Entfernung zum Kometen verlaufende Umlaufbahn ausweichen.

Hoffnung für Philae
Ein ‚Nebeneffekt‘ der zunehmenden Aktivität des Kometen besteht darin, dass sich mit einer zunehmenden Annäherung an die Sonne auf dessen Oberfläche in Zukunft auch die derzeit gegebenen Beleuchtungs- und Temperaturbedingungen verbessern werden. Hierdurch bedingt könnte in Zukunft wieder ausreichend Sonnenlicht zur Verfügung stehen, damit der Lander Philae aus seinem Winterschlaf erwacht und sich reaktiviert. Dieses Szenario könnte allerdings frühestens ab dem Frühjahr 2015 eintreten. Unabhängig von den ungewissen Erfolgsaussichten wird Rosetta bereits Anfang des nächsten Jahres in einen Modus versetzt, in dem die Raumsonde automatisch in regelmäßigen Abständen nach Funksignalen von Philae lauschen wird.

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

Nach einer Flugdauer von fast sieben Jahren und einer bis dahin zurückgelegten Distanz von über drei Milliarden Kilometern trat die Raumsonde Cassini am 1. Juli 2004 in eine Umlaufbahn um den Saturn, dem zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, ein. In den folgenden zehn Jahren hat die Raumsonde den Saturn bis zum heutigen Tag 210 mal umkreist. Neben der Atmosphäre des Planeten, dessen komplexen Magnetfeld und dem Ringsystem gilt das Interesse der an dieser Mission beteiligten Wissenschaftler auch der Untersuchung der 62 bisher bekannten Monde des Saturn.

Bei einem dieser Monde handelt es sich um den bereits am 16. September 1848 entdeckten Mond Hyperion. Mit Abmessungen von 360,2 x 266 x 205,4 Kilometern handelt es sich bei diesem Mond um einen für seine Größe auffällig unregelmäßig geformten Körper. Vermutlich handelt es sich bei diesem Mond um das Bruchstück eines größeren Ursprungskörpers, welcher in der Vergangenheit infolge einer ‚kosmischen Katastrophe‘ zerbrochen ist. Mit einem Wert von 0,544 Gramm pro Kubikzentimeter weist Hyperion eine geringe mittlere Dichte auf. Da dieser Mond überwiegend aus Wassereis mit einem geringen Anteil an Silikaten besteht deutet dieser Wert darauf hin, dass der innere Aufbau von Hyperion extrem porös ist und zu mindestens 40 Prozent aus Hohlräumen bestehen muss.

Untersuchungen der Raumsonde Cassini
Detaillierte Untersuchungen dieses Mondes erfolgten erstmals am 26. September 2005, als Cassini Hyperion im Rahmen eines Vorbeifluges in einer Entfernung von lediglich 520 Kilometern passierte und diesen Mond dabei mit mehreren der von der Raumsonde mitgeführten 12 wissenschaftlichen Instrumenten eingehender untersuchte. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen zeigten zum Beispiel, dass Hyperions Oberfläche vollständig mit einer Vielzahl an lediglich zwei bis zehn Kilometern durchmessenden und verhältnismäßig tiefen, allerdings noch sehr gut erhaltenen Kratern übersät ist, was diesem Mond das einzigartige Aussehen eines Schwammes verleiht. Der größte dieser Krater verfügt über einen Durchmesser von etwa 120 Kilometern und ist rund zehn Kilometer tief.

Dieses ungewöhnliche Aussehen – so die Ansicht der Wissenschaftler – könnte seinen Grund in der hohen Porosität des Mondes haben, denn bei der Erosion von Kratern auf atmosphärefreien Himmelskörpern spielt die Verschüttung unter dem bei späteren Einschlägen ausgeworfenem Material eine wichtige Rolle. Bei Einschlägen von Meteoriten und Asteroiden auf eine kompakte Oberfläche wird Material in die Höhe geschleudert, welches sich anschließend wieder in der Umgebung ablagert und umliegende, bereits zu früheren Zeitpunkten entstandene Impaktkrater überdeckt. Bei Einschlägen in poröses Material wird die Oberfläche jedoch lediglich ‚zusammengedrückt‘, aber nur in einem geringen Umfang als Ejektamaterial in die Umgebung ausgeworfen.

Durch Messungen mit verschiedenen Spektrometern konnte im September 2005 zudem die chemische und mineralogische Zusammensetzung der Oberfläche von Hyperion ermittelt werden. Dabei stellte sich heraus, dass der größte Teil der Oberfläche dieses Mondes von einer Mischung aus Wassereis, Staub und gefrorenen Kohlendioxid überzogen ist. Viele Kraterböden sind zudem mit einer vermutlich bis zu mehrere Dutzend Meter dicken Schicht eines dunkelroten Materials bedeckt. Die Analysen führten zu dem Ergebnis, dass es sich hierbei um Kohlenwasserstoff-Verbindungen handelt.

Weitere Ergebnisse über den Mond Hyperion wurden erst kürzlich durch die erneute Auswertung dieser bereits älteren Datensätze gewonnen.

Elektrostatische Aufladung
Ebenfalls während des Vorbeifluges am 26. September 2005 konnte ein Elektronen-Massespektrometer (abgekürzt ELS) – eines der drei Einzelinstrumente, aus denen das Cassini Plasma Spectrometer (CAPS) besteht – etwa sechs Minuten vor der dichtesten Annäherung an Hyperion in einer Entfernung von 2.233 Kilometern zu dessen Oberfläche kurzzeitig einen deutlich erhöhten Strom energiereicher Elektronen nachweisen, welcher die Raumsonde traf. Ein Magnetometer stellte dabei fest, dass sich dieser Elektronenstrom – ausgehend von der Oberfläche Hyperions – entlang der Feldlinien des Saturn-Magnetfeldes bewegte. Zur gleichen Zeit registrierte ein drittes Instrument – das Radio and Plasma Wave Instrument (RPWS) – intensive Plasmawellen-Schwankungen, welche durch den Elektronenstrahl ausgelöst wurden. Ein weiteres Instrument – das Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) – ermittelte dagegen die Absorption von weiteren geladenen Teilchen durch Hyperion.

Eine Erklärung für dieses Phänome lieferte jetzt ein von Tom Nordheim vom Mullard Space Science Laboratory (MSSL) des University College London geleitetes Wissenschaftler-Team. Der Schlüssel für das Verständnis der beobachteten Vorgänge liegt demzufolge in der Umlaufbahn des Mondes um den Saturn und dessen dabei erfolgende Interaktion mit dem Saturn-Magnetfeld.

Der Mond Hyperion umkreist den Saturn auf einer exzentrischen Bahn in Entfernungen zwischen 1,438 bis 1,489 Millionen Kilometern innerhalb von 21 Tagen, sechs Stunden und 43 Minuten. Diese elliptische Umlaufbahn hat zur Folge, dass dieser Mond zeitweise die Magnetosphäre des Saturn durchquert und zu diesen Zeitpunkten einem fortlaufenden Bombardement aus den dort ‚gefangenen‘ geladenen Partikeln ausgesetzt ist. Sobald die Bahn dieses Mondes jedoch außerhalb der Magnetosphäre verläuft – die genauen Zeitpunkte sind abhängig von der Orbitalposition Hyperions und der Expansion beziehungsweise Kontraktion des Saturn-Magnetfeldes – erreichen dagegen Partikel der kosmischen Strahlung und dem von dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems ausgehenden Sonnenwind die Oberfläche von Hyperion.

Das permanente Auftreffen dieser aus drei Quellen stammenden hochenergetischen Partikel ist dafür verantwortlich, dass die Oberfläche dieses Mondes elektrostatisch aufgeladenen wird.

Die Analyse der CAPS-ELS-Daten führte das Team um Tom Nordheim zu dem Schluss, dass zum Zeitpunkt des beobachteten Ereignisses auf der Oberfläche von Hyperion – relativ zu Cassini – ein starkes negatives Oberflächenpotential von minus 200 Volt vorherrschte. Als die Raumsonde Cassini am 26. September 2005 zufälligerweise auf der exakt für diese Messungen notwendigen Flugbahn an Hyperion vorbeiflog, entstand kurzzeitig eine magnetische Verbindung zwischen beiden Körpern. Dabei wurden geladene Teilchen von Hyperion zu der Raumsonde geleitet, wo diese dann von den Messinstrumenten erfasst wurden.

„Die große Potentialdifferenz zwischen der Mondoberfläche und der Raumsonde führte dazu, dass sich ein Strom von Elektronen in Richtung Cassini in Bewegung setzte“, so Tom Nordheim. „Es war geradezu so, als ob Cassini von Hyperion einen 200-Volt-Stromschlag erhielt – und das obwohl sich die Raumsonde zu diesem Zeitpunkt mehr als 2.000 Kilometer von diesem Mond entfernt befand.“ Die Wissenschaftler vergleichen diesen Effekt mit der auf der Oberfläche eines aufgeblasenen Luftballons aufgebauten elektrostatischen Ladung, wenn dieser an Haaren oder einem Pullover gerieben wird.

Auf ähnliche Weise können auch im Weltraum befindliche Himmelskörper elektrostatisch aufgeladen werden, sobald diese dem von der Sonne ausgehenden UV-Licht oder auf sie einströmenden geladenen Partikeln ausgesetzt sind. Ein prominentes Beispiel hierfür ist der Mond der Erde.

Im Gegensatz zu unserem Heimatplaneten verfügt der Mond nicht über ein globales Magnetfeld, welches ihn vor der Strahlung des Weltalls schützt. Dadurch bedingt interagieren freie Elektronen im Sonnenwind mit dem auf der Mondoberfläche abgelagerten Mondstaub und laden diese Staubkörner dadurch auf. Im Rahmen der Apollo-Missionen stellte sich der Mondstaub dann auch als ziemlich lästig dar. Aufgrund seiner elektrostatischen Aufladung setzte er sich an Raumanzügen, Ausrüstung und Instrumenten fest. Die scharfkantigen Staubkörnchen drangen auch durch kleinste Öffnungen, zerkratzten die Visiere der Raumanzüge, verstopften Leitungen, schwärzten Oberflächen und machten Instrumentenanzeigen unlesbar.

Verschiedene Berechnungen und theoretische Modelle, welche sich auf den Asteroiden (433) Eros und einigen der größeren Saturnmonde bezogen, haben in der Vergangenheit zwar darauf hingedeutet, aber wissenschaftlich belastbare Belege für vergleichbare statische Aufladung auf anderen Objekten im Sonnensystem konnten bislang nicht gefunden werden. Die Analyse der Daten der Raumsonde Cassini zeigt jetzt allerdings, dass sich derartige Vorgänge offenbar tatsächlich selbst auf kleinen Himmelskörpern wie dem Mond Hyperion ereignen können. Die war selbst für die beteiligten Wissenschaftler überraschend, da dieser Mond aufgrund seiner geringen Größe und Masse bisher als ein ‚primitives‘, inaktives Objekt galt, welches eigentlich nicht in der Lage sein sollte, mit der Magnetosphäre des Saturn auf eine derart stark ausgeprägte Weise zu interagieren.

Vorsicht bei zukünftigen Missionen!
Glücklicherweise hatte der am 26. September 2005 erfolgte Vorfall keine Schäden an der Raumsonde Cassini verursacht. Trotzdem, so die an der Studie beteiligten Wissenschaftler, sollten zukünftige Raummissionen gewappnet sein. Zu diesem Zweck müssten die dabei zu verwendenden Hardware-Komponenten mit einem entsprechenden Schutz ausgestattet werden.

„Derartige Aufladungen der Oberfläche eines Himmelskörpers sind gegenwärtig noch nicht gut verstanden. Sie wurden zwar bereits auf dem Mond der Erde beobachtet – im Saturnsystem bietet sich uns jedoch die Möglichkeit, diese Phänomene unter vielen unterschiedlichen Ausgangsbedingungen zu untersuchen“, so Geraint Jones vom MSSL, einer der Mitarbeiter des Teams.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden von Tom Nordheim et al. unter dem Titel „Detection of a strongly negative surface potential at Saturn’s moon Hyperion“ am 16. Oktober 2014 in der Fachzeitschrift „Geophysical Research Letters“ publiziert.

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

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Fachartikel von Tom Nordheim et al.:

• Detection of a strongly negative surface potential at Saturn’s moon Hyperion (Volltext, engl.)

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

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Eine am heutigen Tag von der ESA veröffentlichte Aufnahme zeigt den nach dem deutschen Astronomen Wilhelm F. Rabe (1893-1953), dem ehemaligen Leiter der Universitätssternwarte in München-Bogenhausen, benannten Rabe-Krater. Für die hier gezeigten Bildprodukte wurden Daten verwendet, welche die Raumsonde Mars Express bei zwei zeitlich sehr weit auseinanderliegenden Überflügen gewann. Der erste Überflug erfolgte bereits am 7. Dezember 2005 während des Umlaufs Nummer 2.441. Der zweite Überflug wurde am 9. Januar 2014 im Rahmen des Orbits Nummer 12.736 durchgeführt.

Bei beiden Überflügen wurde die Marsoberfläche mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, abgebildet. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 15 Metern pro Pixel.

Der Rabe-Krater
Der rund 108 Kilometer durchmessende Rabe-Krater befindet sich bei 44 Grad südlicher Breite und 35 Grad östlicher Länge und liegt somit im Bereich des südlichen Hochlandes des Mars. Das südliche Mars-Hochland verfügt über ein höheres Alter als die Tiefebenen auf der nördlichen Marshemisphäre und weist deshalb auch zahlreiche Impaktkrater unterschiedlichster Größe auf. Diese topographische Zweiteilung der Planetenoberfläche, auch als Dichotomie bezeichnet, ist eines der auffälligsten Oberflächenmerkmale unseres Nachbarplaneten.

In einer Entfernung von etwa 320 Kilometern zu dem Rabe-Krater befindet sich der westliche Rand des Impaktbeckens Hellas Planitia. Das Hellas Planitia verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem derzeitigen Wissensstand der Planetenforscher um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

‚Dunkle‘ Dünenfelder im Inneren des Rabe-Kraters
Im Zentrum des Impaktkraters ist auf den Fotos ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen zu erkennen, welche teilweise eine Höhe von bis zu 200 Metern erreichen. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Dünen in erster Linie aus vulkanischen Aschepartikeln zusammensetzen. Derartige ‚Dunkle Dünen‘ kommen auf dem Mars verhältnismäßig häufig vor und stellen einen Großteil der dortigen äolischen, also durch Windeinflüsse gebildeten, Oberflächenformationen dar. Aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen werden solche Dünen auch als ‚basaltische Dünen‘ bezeichnet.

Auf unserem Heimatplaneten treten vergleichbare Dünenformationen dagegen nur relativ selten, nämlich in vulkanischen Regionen mit einem sehr trockenem Klima, auf. Speziell können sie auf Grönland, auf Island, auf Neuseeland, in den westlichen Gebieten der USA, in Peru und in der Ka’u-Wüste auf Hawaii beobachtet werden.

Die ‚dunklen Dünenfelder‘ auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit – nämlich vor vermutlich weniger als 100 Millionen Jahren – entstanden, nachdem kein Wasser mehr auf der Planetenoberfläche vorhanden war. Dies ist daran erkennbar, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also einer Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und die Dünen deshalb auch nicht über die sonst allgemein typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche verfügen.

Die Spuren von Wind und Wasser
Die Dünen weisen verschiedene Muster auf, welche auf die unterschiedlichen im Bereich des Rabe-Kraters vorherrschenden Windrichtungen hindeuten. Die Planetologen ‚lesen‘ die für die Dünenbildung verantwortliche Windrichtung an der Ausrichtung des Dünenkammes und der windzugewandten Seite, der Luv-Seite, der Düne ab. So ist zum Beispiel an manchen Orten erkennbar, dass sich die Dünen über einen Abhang in die Vertiefung hinunter bewegen. Man nennt solche Dünen daher auch ‚fallende Dünen‘. Andernorts bewegen sich die Dünen in dem Dünenfeld in völlig unterschiedliche Richtungen.

Ungewöhnlich beim Rabe-Krater ist, dass ein großer Teil des Kraterbodens in der Vergangenheit offenbar abgesackt ist. Von der ursprünglichen, von geschichteten Sedimenten gebildeten Verfüllung des Kraters ist nur noch eine Art Tafelberg übrig geblieben, der aus dieser Vertiefung herausragt. Der Prozess, welcher den Kraterboden stellenweise absacken ließ, ist noch nicht bekannt.

Möglicherweise wurde dieser Vorgang durch die Verflüchtigung von Wassereis ausgelöst, welches ursprünglich in Hohlräumen unter dem Krater vorhanden war. Umwelteinflüsse wie zum Beispiel Vulkanismus oder der Impakt von Asteroiden oder Meteoriten führten eventuell zu einer vorübergehenden Erwärmung des Untergrundes, wodurch das Eis taute. Das durch diesen Schmelzprozess freigesetzte Wasser floss anschließend entweder ab oder verflüchtigte sich in die Atmosphäre.

‚Terrain Softening‘
Wie die überwiegende Mehrzahl der größeren Impaktkrater auf der südlichen Marshemisphäre weist auch der Rabe-Krater deutliche Spuren einer im Laufe der Jahrmillionen und Jahrmilliarden erfolgen Erosion auf. Verschiedene signifikante Merkmale wie zum Beispiel hohe Kraterwände, Terrassen oder Zentralberge in ihrem Inneren, welche – in geologischen Zeiträumen betrachtet – relativ junge Krater charakterisieren, sind bei diesem Einschlagskrater nur noch schwach ausgeprägt oder mittlerweile sogar komplett verschwunden.

Einige Impaktkrater in der näheren Umgebung, speziell nördlich des Rabe-Kraters, sind sogar nur noch andeutungsweise in ihren Umrissen erkennbar. Durch das ‚Kriechen‘ (engl. ‚creep‘) von Material entlang eines natürlichen Gefälles erfolgt nach und nach eine Einebnung des Geländes. Der geologische Prozess, welcher eine Oberfläche auf diese Weise gestaltet, wird in der Fachsprache als ‚Terrain Softening‘ (zu deutsch ‚Oberflächenglättung‘) bezeichnet. Vermutlich wird dieser Vorgang durch hohe Konzentrationen von Eis im Untergrund unterstützt, so dass Oberflächenmaterial auf den eisigen, unterirdischen Schmierschichten schon bei geringen Hangneigungen ‚kriechen‘ kann.

Mittlerweile weisen die meisten Krater in dieser Gegend einen ebenen Boden auf, welcher mit Sedimenten angefüllt wurde. Lediglich ein kleinerer, deutlich jüngerer und relativ tiefer Einschlagskrater, welcher in der Nadiransicht links unterhalb von dem Rabe-Krater zu sehen ist, bildet eine Ausnahme. Hier sind noch Kanäle und Rillen an den Kraterwänden erkennbar.

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

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.

Die hier gezeigten Aufnahmen des Rabe-Kraters finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013, FU Berlin.

Speziell unmittelbar östlich der Valles Marineris ist die Oberfläche des Mars von einem Gewirr von kleinen, in alle Richtungen verlaufenden und sich gegenseitig schneidenden Tälern und Schluchten durchzogen. Diese Regionen zeichnen sich zudem durch eine Häufung von unterschiedlich großen Gesteinsblöcken und stark erodierte, tafelbergähnlichen Erhebungen aus, welche über eine Ausdehnung von bis zu zehn Kilometern und über eine relative Höhe von mehreren hundert Metern, stellenweise sogar bis zu einen Kilometer verfügen.

Die Bildung dieser „chaotischen Gebiete“ wird allgemein darauf zurückgeführt, dass sich in der Vergangenheit im Untergrund vorhandenes Eis, Wasser oder Magma verlagerte, wodurch die darüber liegenden Gesteinsschichten zum Einsturz gebracht wurden. Auch die Erosion durch Wind scheint in der Folgezeit eine nicht zu vernachlässigende Rolle bei der Bildung der heute erkennbaren Geländeformen gespielt zu haben. Der genaue Mechanismus, welcher zu der Entstehung dieser manchmal mehrere hundert Kilometer durchmessenden, chaotischen Regionen führte, ist allerdings bis heute nur ungenügend verstanden. Die chaotischen Gebiete sind deshalb von besonderem Interesse, weil das Verständnis ihrer Entstehung Hinweise auf die Beziehung zwischen den chaotischen Terrains, den Valles Marineris, den Ausflusstälern und der Tiefebene Chryse Planitia geben kann.

Bei einem dieser chaotischen Gebiete handelt es sich um das im Inneren des Aram-Kraters gelegene „Aram Chaos“. Der Aram-Krater ist ein 284 Kilometer durchmessender und rund vier Kilometer tiefer Impaktkrater, welcher sich bei 2,5 Grad nördlicher Breite und 338,5 Grad östlicher Länge im östlichen Bereich des Margaritifer Terra befindet. Eine kürzlich vorgestellte Studie zeigt jetzt, dass das Aram Chaos das Produkt eines Prozesses ist, bei dem große Teile des im Inneren des Kraters abgelagerten Wassereises schmolzen und sich anschließend einen Weg in das benachbarte Ausflusstal „Ares Vallis“ bahnten.

„Vor etwa 3,5 Milliarden Jahren war der ursprüngliche Aram-Krater teilweise mit Wassereis gefüllt, welches von einer zwei Kilometer dicken Schicht aus Sedimenten bedeckt wurde“, so Manuel Roda von der Universität Utrecht, der Hauptautor der betreffenden Studie. Diese Schicht aus Lockermaterial schützte das Wassereis vor der direkten Sonneneinstrahlung und verhinderte so, dass das Eis verdampfte. Allerdings bot die Sedimentschicht keinen Schutz vor der Wärme aus dem Planeteninneren. Über einen Zeitraum von mehreren hundert Millionen Jahren wurde das Eis langsam von unten her aufgeschmolzen, bis schließlich die über dem Wasser liegende Sedimentschicht instabil wurde und kollabierte.

Dadurch bedingt kam es zu einer schlagartigen Verdrängung von fast 100.000 Kubikkilometern Wasser, was in etwa dem vierfachen Volumen des Baikalsees, des größten Süßwassersees auf der Erde entspricht. Innerhalb weniger Wochen bahnte sich das plötzlich freigesetzte Wasser einen Zugang zu dem weiter östlich gelegenen Ausflusstal Ares Valles. Das dabei geschaffene Verbindungstal verfügte über eine Tiefe von bis zu 2,5 Kilometern und eine Breite von etwa 10 Kilometern. Durch den Abfluss des Wasser wurden am Grund des Kraters die jetzt erkennbaren Talsysteme und die chaotisch angeordneten Blockformationen geschaffen.

„Eine interessante Folge dieses Ereignisses besteht darin, dass sich möglicherweise immer noch eine Mischung aus Gestein und Wassereis im Untergrund befindet. Diese Schicht war eventuell nie Bedingungen ausgesetzt, die zu einem Schmelzen des Eises führten beziehungsweise es wurde nur eine dünne Schicht aufgeschmolzen, so dass nicht das gesamte darüber befindliche Material kollabierte. Unter der Oberfläche befindliches Wassereis zeugt davon, dass sich der Mars plötzlich in eine kalte, gefrorene Welt verwandelt hat“, so Manuel Roda.

Sollten sich unter der Oberfläche jedoch noch Vorkommen von flüssigem Wasser befinden, so Manuel Roda weiter, so könnten diese einen potentiellen Lebensraum für eventuell auf dem Mars lebende Mikroorganismen bilden. In einer ausreichenden Tiefe wären sie dort auch vor den harten auf der Marsoberfläche herrschenden Umweltbedingungen, zum Beispiel der dort fast ungehindert einfallenden kosmischen Strahlung geschützt, so Roda weiter.

Die hier kurz vorgestellte Studie wurde kürzlich auf dem diesjährigen European Planetary Science Congress, einer Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Bei ihrer Arbeit griffen die beteiligten Wissenschaftler unter anderem auf Aufnahmen der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Mars Express, zurück. Einige von der HRSC-Kamera erstellte Ansichten des Aram-Kraters finden Sie auf einer entsprechenden Internetseite der FU Berlin.

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EPSC 2013:

• Evidence for catastrophic ice lake collapse from Aram Chaos (Mars) (engl.)

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

Der am 21. März 1684 von dem Astronomen Giovanni Cassini entdeckte Saturnmond Dione verfügt über einen mittleren Durchmesser von rund 1.123 Kilometern. Benannt wurde der Mond nach der Titanin Dione, der Mutter der Aphrodite, aus der griechischen Mythologie. Im Durchschnitt verläuft die Bahn von Dione in einer Entfernung von 377.000 Kilometern zum Saturn. Für einen Umlauf um diesen zweitgrößten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems benötigt der Mond etwa 2,7 Tage. Dione verfügt über eine mittlere Dichte von 1,476 Gramm pro Kubikzentimeter und besteht größtenteils aus Wassereis, dürfte allerdings über einen Kern aus Silikatgesteinen verfügen, welcher etwa ein Drittel der Gesamtmasse des Mondes ausmacht.

Auf den Aufnahmen der Raumsonde Cassini, welche den Saturn seit dem Sommer 2004 umkreist, wirkt der Mond Dione auf den ersten Blick zunächst wie eine kalte, unveränderliche Welt. Auf Diones Oberfläche sind sowohl stark verkraterte Regionen als auch ausgedehnte, flache Ebenen mit nur wenigen Kratern vertreten. Die verkraterten Regionen weisen zahlreiche Impaktkrater mit Durchmessern von teilweise mehr als 100 Kilometern auf. In den Ebenen erreichen die Krater dagegen nur selten Durchmesser von mehr als 30 Kilometern.
Erst im Jahr 2011 stellte sich heraus, dass Dione von einer extrem dünnen Atmosphäre umgeben ist. Jetzt fanden Wissenschaftler Hinweise darauf, dass sich unter der Oberfläche dieses eisigen Mondes ein Ozean aus flüssigem Wasser befinden könnte, welcher in der Vergangenheit für eine geologische Aktivität auf dessen Oberfläche verantwortlich war. Eventuell, so die Planetenforscher, ist diese geologische Aktivität sogar noch in der Gegenwart vorhanden.

„Es zeichnet sich immer deutlicher ein Bild ab, demzufolge Dione eine Art Fossil der Aktivität des Mondes Enceladus mit seinen Geysiren sein könnte oder sogar eine schwächere Kopie von Enceladus“, so Bonnie Buratti vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA, die Leiterin eine Forschungsgruppe des Cassini-Teams, welches sich auf die Untersuchung der Eismonde des Saturn spezialisiert hat. „Es könnte sich sogar herausstellen, dass es da draußen deutlich mehr aktive Welten mit Wasser gibt, als wir bisher für möglich gehalten haben.“
Bisher gehen die Planetologen davon aus, dass sich zum Beispiel unter den Oberflächen der Saturnmonde Titan und Enceladus oder des Jupitermondes Europa größere Reservoirs aus flüssigem Wasser befinden. Speziell der Mond Enceladus geriet in der Vergangenheit immer wieder durch die gigantischen Fontänen aus Wasserdampf und Eispartikeln in die Schlagzeilen, welche – von dessen Südpolregion ausgehend – in das Weltall geschleudert werden. Als wahrscheinlichste Ursache für diesen Kryovulkanismus wird ein unterirdisches Salzwasserreservoir angenommen.

Diese Monde stellten in der Vergangenheit für die Geologen und Astrobiologen immer wieder Ziele dar, wo sie nach den „Bausteinen des Lebens“ Ausschau hielten. Das Vorhandensein eines unterirdischen Ozeans würde das astrobiologische Potential des Mondes Dione ungemein steigern und diese bisher anscheinend so „langweilige“ Eiswelt noch weiter in den Fokus der Planetenforschung rücken.

Woher stammen die Hinweise?
Eines der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde Cassini, das Dual Technique Magnetometer (kurz „MAG“), konnte in der Vergangenheit mehrfach einen schwachen Partikelstrom nachweisen, der seinen Ursprung anscheinend bei Dione hat. Detailaufnahmen der Mondoberfläche, welche mit dem aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment angefertigt wurden, lieferten zudem Hinweise auf eine flüssige oder feuchte Schicht, welche sich unmittelbar unter der steinharten Eiskruste des Mondes erstreckt. Weitere Aufnahmen zeigten zudem Frakturen auf der Oberfläche, welche eine starke Ähnlichkeit mit der Südpolregion des Enceladus aufweisen.

Zusätzliche Hinweise lieferte die Untersuchung einer etwa 800 Kilometer langen Bergkette namens Janiculum Dorsa, welche sich in der Äquatorregion dieses Mondes zwischen 1.000 und 2.000 Metern über die Oberfläche erhebt. Die Kruste des Mondes Dione scheint sich unter dem Gewicht dieser Gebirgskette um bis zu 500 Meter gesenkt zu haben.

„Die Verformung der Kruste unter Janiculum Dorsa deutet darauf hin, dass die Eiskruste einstmals warm war. Und die beste Möglichkeit, die dafür notwendige Wärme zu erklären ist die Annahme der Existenz eines Ozeans unter der Oberfläche zu dem Zeitpunkt als sich die Bergkette bildete“, so Noah P. Hammond von der Brown University in Providence/USA.

Der Mond Dione umkreist den Saturn auf einer leicht elliptischen Umlaufbahn. Bedingt durch die schwankenden Entfernungen zu dem Saturn wird das Innere von Dione durch die von dem Planeten ausgehenden Gezeitenkräfte regelrecht durchgeknetet, wodurch Wärme entsteht. Wenn sich die äußere Kruste des Mondes dabei unabhängig vom inneren Kern bewegen kann – und dies wäre zum Beispiel dann der Fall, wenn sich zwischen Kruste und Kern ein Wasserreservoir befindet – würde die Gravitationswirkung des Saturn praktisch verstärkt und es könnte bis zu zehn Mal mehr Wärme freigesetzt werden. Alternative Erklärungsansätze wie zum Beispiel ein lokaler „Hotspot“ unter der Kruste oder starke Schwankungen in der Umlaufbahn des Mondes erscheinen den Wissenschaftlern dagegen als eher unwahrscheinlich.

Offene Fragen
Neben der Frage der Wärmefreisetzung bei Dione müssen allerdings noch weitere offene Fragen beantwortet werden. Die Planetenforscher suchen immer noch nach einer Erklärung dafür, warum der Mond Enceladus eine deutlich höhere Aktivität entwickeln konnte als Dione. Vielleicht, so die Wissenschaftler, fallen die auf Enceladus einwirkenden Gezeitenkräfte stärker aus. Eine weitere Erklärung wäre, dass sich im Gesteinskern von Enceladus ein höherer Anteil an radioaktiven Elementen konzentriert. Der Zerfall dieser Radionuklide würde dann auch zu einer erhöhten Abstrahlung von Wärmeenergie führen.

Auf jeden Fall, so die Wissenschaftler, wäre die Entdeckung eines unterirdischen Wasserreservoirs auf Dione ein Indiz dafür, dass Ozeane unter der Oberfläche von Eismonden und Zwergplaneten im Bereich des äußeren Sonnensystems deutlich häufiger anzutreffen sind als bisher angenommen.

Dies nährt auch die Hoffung, dass schon bald bei weiteren Welten in unseren Sonnensystem vergleichbare Entdeckungen gelingen könnten, denn bereits im Jahr 2015 werden zwei von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonden zwei dieser Objekte erreichen. Im Februar 2015 wird die Raumsonde DAWN in eine Umlaufbahn um den Zwergplaneten Ceres einschwenken und diesen über einen Zeitraum von mindestens fünf Monaten hinweg untersuchen. Im Juli 2015 wird zudem die Raumsonde New Horizons den Zwergplaneten Pluto im Rahmen eines Vorbeifluges im Detail studieren.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Untersuchung der Bergkette Janiculum Dorsa und der Kruste des Mondes Dione wurden in der März-Ausgabe der Fachzeitschrift „Icarus“ von Noah P. Hammond et al. unter dem Titel „Flexure on Dione: Investigating subsurface structure and thermal history“ publiziert.

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

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Fachartikel von Noah P. Hammond et al.:

• Flexure on Dione: Investigating subsurface structure and thermal history (Abstract, engl.)

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

Bereits seit dem Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem eine Vielzahl an Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 4. Januar 2013 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 11.467 die Region Thaumasia Planum. Hierbei handelt es sich um eine in der östlichen Tharsis-Region gelegene Hochebene, welche sich unmittelbar südlich der Valles Marineris befindet. Während des Überfluges gerieten auch zwei dicht beieinander liegende Impaktkrater in das Aufnahmefeld der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters.

Bei dem weiter nördlich gelegene Impaktkrater (auf den Nadir-Aufnahmen der HRSC-Kamera rechts zu erkennen) handelt es sich um den nach einer Stadt auf der Karibikinsel Trinidad benannten Arima-Krater. Der weiter südlich gelegene, fast gleich große Krater erhielt bisher noch keinen Namen. Beide Impaktkrater verfügen über Durchmesser von etwas mehr als 50 Kilometern und weisen komplexe Strukturen auf. Der südliche der beiden Krater wird hier außerdem in einer perspektivischen Ansicht dargestellt. Bei dieser Betrachtung werden die komplexen Strukturen des Kraters in all ihren Details sichtbar. So reihen sich zum Beispiel mehrere gestaffelte Terrassen in den über 2.000 Meter hohen Kraterwänden vom oberen Rand des Kraters bis zum flachen Kraterboden aneinander.

Bei Impaktkratern dieser Größe sind solche Formationen häufig zu beobachten. Wenn das Ereignis des Asteroideneinschlags vorüber ist, sind die in diesem Fall mehrere Kilometer hohen Auswurfmassen zu einem Kraterrand aufgetürmten. Das Auswurfmaterial ist dabei zunächst noch instabil und sackt entlang von konzentrischen, parallel zum Kraterrand verlaufenden Schwächezonen ins Kraterinnere nach.

Unterirdische Dampfexplosionen
Am auffälligsten sind jedoch die zentralen Vertiefungen am Grund der beiden „Zwillingskrater“. Diese Vertiefungen, so die Vermutung der Planetologen, haben sich sehr wahrscheinlich durch starke unterirdische Dampfexplosionen gebildet, welche sich bereits während der rasch ablaufenden Vorgänge der Kraterbildung ereignet haben.

Trifft ein großer Asteroid auf die Oberfläche eines Planeten, so wird ein beträchtlicher Teil der Bewegungsenergie des Asteroiden in Wärmeenergie umgewandelt und an die Umgebung abgegeben. Sollte unter dem von dem Asteroiden getroffenen Bereich der Planetenoberfläche Wasser oder Eis eingeschlossen sein, so wird dieses durch die freigesetzte Wärme schlagartig erhitzt und geht in den gasförmigen Aggregatzustand über.

Dieser Vorgang kann zu heftigen Dampfexplosionen führen, wodurch zunächst ein Loch im Zentrum des Kraters aufgerissen wird. Die darüber liegende Gesteinskruste wird durch die Explosion aufgebrochen, kollabiert dabei ins Innere des entstandenen Hohlraums oder wird vollständig abgesprengt. Teile der Gesteinskruste umgeben anschließend die so entstandene Vertiefung am Grund des Kraters.

Obwohl die beiden Impaktkrater in etwa den gleichen Durchmesser aufweisen, unterscheiden sich die dortigen zentralen Vertiefungen deutlich in ihrer jeweiligen Größe und Tiefe. Dies ist auf der nebenstehenden höhenkodierten Bildkarte besonders deutlich zu erkennen. Möglicherweise wurde bei der Entstehung des linken (südlichen) Kraters mehr Energie freigesetzt, so dass das dort unter der Oberfläche befindliche Eis schneller verdampfte. Eine zweite Erklärung wäre, dass im Bereich dieses Kraters von Vorneherein mehr Eis unter der Marsoberfläche vorhanden war, so dass die Explosion heftiger ausfiel.

Wassereis im Untergrund
Aber auch die kleineren Impaktkrater, welche auf den hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera zu erkennen sind, sind für die an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftler von Interesse. Einige dieser Krater – Marsforscher bezeichnen sie allgemein als „Rampart-Krater“ („Rampart“, engl. für Wall oder Barriere) – sind von deutlich erkennbaren Auswurfdecken umgeben, welche einen unregelmäßig verlaufenden, lobenförmigen Rand aufweisen. Diese auch als „Ejektadecken“ bezeichneten Formationen sind ein untrügerisches Zeichen dafür, dass sich zu den Zeitpunkten, an denen sich die für die Entstehung der kleineren Krater verantwortlichen Impakte ereigneten, direkt unter der Oberfläche des Thaumasia Planum Wassereis befunden haben muss.

Durch die großen Energiemengen, welche im Rahmen der Impaktprozesse freigesetzt wurden, wurden diese Eisvorkommen mobilisiert, was bis zu einem gewissen Grad zu einer Verflüssigung des Marsbodens führte. Das jetzt teilverflüssigte Untergrundmaterial wurde durch die Wucht des Impaktes zuerst in die Höhe geschleudert und fiel anschließend in der Umgebung des jeweiligen Kraters wieder zur Oberfläche zurück. Dabei bildeten die Ejektadecken zu ihrer Umgebung hin deutlich erkennbare Geländestufen aus. Der zugrunde liegende Prozess ist vergleichbar mit dem Wurf eines Steins in eine angetrocknete Schlammpfütze.

Impaktkrater wie diese erlauben den Marsforschern einen Blick in die Vergangenheit unseres Nachbarplaneten und belegen in diesem Fall, dass in der Region Thaumasia Planum einstmals eine große Menge an Wasser oder Eis unter der Oberfläche eingeschlossen war, welches bei diversen großen und kleinen Einschlägen von Asteroiden auf die Marsoberfläche freigesetzt wurde.

Bildverarbeitung durch das HRSC-Team
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Thaumasia Planum wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurden aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren können die Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wird, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Sonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet, der auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen hat, und vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Gebaut wurde die Kamera in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH). Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.467 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Thaumasia Planum finden Sie auch auf der entsprechenden Internetseite der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

Konjunktion

Gegenwärtig führt die Raumsonde Mars Express aufgrund der derzeitigen Marskonjunktion keine wissenschaftlichen Beobachtungen durch. Bei einer Marskonjunktion handelt es sich um eine spezielle, etwa alle 26 Monate auftretende Planetenkonstellation, bei der sich der Mars von der Erde aus betrachtet in einem Abstand von weniger als fünf Grad von der Sonne befindet. Zum Zeitpunkt seines geringsten Abstandes wird sich der Mars dabei am 18. April 2013 lediglich 0,4 Grad – dies ist weniger als ein Vollmonddurchmesser – unterhalb der Sonne befinden.

Aus diesem Grund wird die Datenübertragung zwischen der Erde und dem Mars im April 2013 stark eingeschränkt beziehungsweise für die Dauer von mehren Tagen sogar nahezu unmöglich sein, da die von der Sonne ausgehende Strahlung die Funksignale, welche zwischen den beiden Planeten hin und her gesandt werden, zu sehr stört und die Signale sogar „verstümmeln“ kann.

Um die Übertragung von fehlerhaften Signalen und Kommandosequenzen zu vermeiden und die volle Funktionalität der Raumsonde zu gewährleisten werden sich die Aktivitäten von Mars Express in den kommenden Wochen deshalb auf das absolute Minimum beschränken. Die Wiederaufnahme des wissenschaftlichen Betriebes ist für Ende April/Anfang Mai 2013 vorgesehen.

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Der Beitrag Explosive Zwillingskrater auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Auf der Oberfläche des größten der bisher 62 bekannten Saturnmonde, dem etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, sind durch die Einschläge von Asteroiden und Kometen entstandene Impaktkrater nur sehr selten anzutreffen. Im Gegensatz zu anderen Monden in unserem Sonnensystem, deren Oberflächen teilweise mit tausenden von Einschlagskratern übersät sind, konnten auf dem Titan bisher lediglich wenige Dutzend Impaktkrater von den Planetenforschern zweifelsfrei bestätigt werden.

Normalerweise schätzen Planetenforscher das Alter einer Oberfläche durch die Zählung und Vermessung der dort befindlichen Impaktkrater. Je mehr Krater dort erkennbar sind, desto älter ist diese Oberfläche in der Regel. Wenn jedoch Prozesse wie regelmäßig erfolgende Niederschläge, Winderosion oder wandernde Sanddünen die Oberfläche eines Planeten oder Mondes kontinuierlich umformen, so kann es geschehen, dass die Oberfläche viel jünger – weil ärmer an Kratern – erscheint als dies tatsächlich der Fall ist.

„Die meisten der Saturnmonde – sozusagen die Geschwister des Titan – weisen auf ihren Oberflächen Tausende und Abertausende von Kratern auf. Bisher haben wir auf den 50 Prozent der Oberfläche, welche wir mit einer hohen Auflösung abbilden konnten, jedoch nur etwa 60 Krater entdeckt“, so Catherine D. Neish vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt/Maryland.

Einer der Gründe für diesen „Krater-Mangel“ ist zweifelsfrei die dichte Atmosphäre, welche den Titan umgibt. Beim Durchqueren dieser mehrere hundert Kilometer in die Höhe ragenden Hülle aus Stickstoff, Argon und verschiedenen Kohlenwasserstoffverbindungen zerbersten und verglühen viele der in die Atmosphäre eintretenden Objekte noch bevor sie die Oberfläche erreichen.

Damit alleine lässt sich die geringe Anzahl der Impaktkrater auf dem Titan jedoch nicht erklären. Vielmehr müssen auf dem Titan Kräfte wirken, welche die dortigen Krater erodieren lassen und der Mondoberfläche dadurch ein „jüngeres Aussehen“ verleihen. „Es ist durchaus möglich, dass auf dem Titan viel mehr Krater existieren, welche wir aber aufgrund eines fortgeschrittenen Erosionsprozesses nicht vom Weltraum aus erkennen können“, so Catherine D. Neish.

In einer neuen Studie hat ein Team aus Wissenschaftlern jetzt untersucht, welche auf dem Titan ablaufenden Prozesse für die Umwandlung der dortigen Oberfläche verantwortlich sind. Für diese Arbeit nutzte das von Catherine D. Neish geleitete Team Radarbilder und andere Daten, welche im Laufe der letzten Jahre durch die Raumsonde Cassini gesammelt wurden und die den Saturn und seine Monde bereits seit dem Sommer 2004 ausführlich mit 12 wissenschaftlichen Instrumenten untersucht.

Im Rahmen ihrer Forschungen verglichen die Wissenschaftler die Krater auf der Titanoberfläche mit Impaktstrukturen auf dem nur geringfügig größeren Jupitermond Ganymed. Im Gegensatz zum Titan verfügt Ganymed über keine Atmosphäre, welche die Krater verändern könnte. Beim Vergleichen der Verhältnisse der Kraterdurchmesser zu ihrer jeweiligen Tiefe zeigte sich, dass die Krater auf dem Titan in der Regel wesentlich flacher ausfallen als auf Ganymed. Im Durchschnitt beträgt dieser Unterschied mehrere hundert Meter. Dies wird als ein sicheres Indiz dafür interpretiert, dass die Krater auf der Titanoberfläche nach ihrer Entstehung mit Sand verfüllt werden. Diese Verfüllung hat wiederrum zur Folge, dass viele der Krater auf dem Titan aufgrund ihrer sich so ergebenden flachen Erscheinungsform auf den Radaraufnahmen der Raumsonde nicht mehr ausgemacht werden können.

Welchen Einfluss übt dabei die Atmosphäre aus?
Die Wissenschaftler haben auch untersucht, inwieweit die Atmosphäre des Titan für dessen Oberflächengestaltung verantwortlich ist. Der Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem, welcher von einer dichten Atmosphäre umgeben ist, auf dessen Oberfläche ausgedehnte Seen und Meere existieren und auf dem ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet (Raumfahrer.net berichtete).

Die Atmosphäre des Titan, welche deutlich dichter ausfällt als die irdische Atmosphäre, besteht hauptsächlich aus Stickstoff, welcher dort mit einem Anteil von rund 98 Prozent vertreten ist. Neben dem Edelgas Argon sind zudem Spuren von Methan, Ethan und weitere komplexe Kohlenwasserstoffverbindungen enthalten.

Da der Titan jedoch über kein nennenswertes Magnetfeld verfügt, ist speziell die äußerste Schicht seiner Atmosphäre einem ständigen Bombardement durch die von der Sonne ausgehenden ultravioletten Strahlung ausgesetzt. Dies hat zur Folge, dass das in der Titanatmosphäre enthaltene Methan nicht über längere Zeiträume hinweg stabil ist. Vielmehr werden die Moleküle im Laufe der Zeit durch die energiereiche Sonnenstrahlung in einzelne Bruchstücke aufgespalten. Diese Bruchstücke gehen mit anderen Molekülen neue Bindungen ein und „verschmelzen“ dabei teilweise zu größeren und zugleich massereicheren Molekülen.

Schließlich formen sich aus diesen Molekülen feste Aerosole, welche für die charakteristische, orangefarbene Dunstschicht verantwortlich sind, die den Titan umspannt. Letztendlich werden die Partikel so massereich, dass sie langsam auf die Oberfläche des Mondes herabrieseln – vereinfacht gesagt „regnet“ es praktisch Staub. Einmal auf der Titanoberfläche angekommen verklumpen diese Staubpartikel zu feinen Sandkörnern, welche anschließend von den auf der Oberfläche vorherrschenden Windströmungen über die gesamte Mondoberfläche verteilt werden. Dabei lagern sich der Sand auch im Inneren der Impaktkrater ab und füllt diese langsam.

„Da der Sand anscheinend durch das in der Atmosphäre vorhandene Methan erzeugt wird muss dieses Methan bereits seit mindestens mehreren hundert Millionen Jahren in der dortigen Atmosphäre präsent sein“, so Catherine D. Neish. „Anderenfalls könnten die Krater nicht in dem Maße mit Sand verfüllt sein wie wir es beobachtet haben.“

Allerdings sollte das derzeit in der Titanatmosphäre befindliche Methan unter der Einwirkung der Sonnenstrahlung innerhalb von mehreren Millionen Jahren komplett zersetzt werden. Entweder, so die Wissenschaftler, verfügte die Titanatmosphäre in der Vergangenheit über einen deutlich höheren Methananteil, oder aber es existiert eine bisher nicht bekannte Quelle, durch welche der Titanatmosphäre ständig neues Methan zugeführt wird. Die Herkunft des in der Titanatmosphäre enthaltenen Methans stellt für die Wissenschaftler allerdings ganz generell immer noch ein Rätsel dar.

Andere Prozesse?
Im Rahmen ihrer Studie analysierten die Wissenschaftler deshalb auch andere Prozesse, welche ebenfalls für eine Verfüllung der Impaktkrater auf dem Titan verantwortlich sein könnten. Eine hierfür in Frage kommende Möglichkeit wäre ein langsames „Fließen“ der Eiskruste, auf der sich die Krater befinden. Tatsächlich besteht die Kruste des Titan hauptsächlich aus Wassereis. Allerdings sind die Temperaturen auf der Oberfläche des Titan so niedrig (etwa minus 180 Grad Celsius), dass sich das Wassereis dort wie ein festes Gestein verhält und auch über Zeiträume von vielen Millionen Jahre hinweg kaum fließen würde. Auch würde eine Deformation der Oberfläche durch fließendes Eis andere Spuren hinterlassen als zu beobachten ist.

Eine weitere in Erwägung gezogene Möglichkeit ist eine Erosion der Krater, welche durch Flüssigkeiten ausgelöst wird. Über die Titanoberfläche fließende Bäche aus Methan und Ethan könnten ganz ähnliche Effekte erzielen wie die auf der Erde stattfindende Erosion durch Wasser. Allerdings würden solche durch Flüssigkeiten ausgelöste Verwitterungsprozesse die Krater zunächst rasch mit Sand und Geröll auffüllen. Sobald die Kraterränder jedoch weitgehend abgetragen sind, wodurch sich auch die Form der Krater ändert, geht die Verfüllung nur noch relativ langsam vonstatten. Deshalb müsste sich auf dem Titan eine Vielzahl von lediglich teilweise verfüllten Kratern befinden, welche über stark erodierte Ränder und in etwa über den gleichen Füllstand verfügen.

„Dies ist jedoch nicht der Fall“, so Catherine D. Neish. „Stattdessen sehen wir Krater in allen Stufen der Verwitterung. Einige sind fast gar nicht mit Ablagerungen verfüllt, andere sind zur Hälfte aufgefüllt und wieder andere sind fast vollständig mit Ablagerungen bedeckt. Diese Beobachtung legt nahe, dass die Verfüllung der Krater durch eine durch Wind ausgelöste Verfrachtung des Sandes erfolgt, durch welche die Krater [nach ihrer Entstehung] in einer konstanten Rate verfüllt werden.“

Somit erscheint ein äolischer Transport als die wahrscheinlichste Erklärung dafür, dass die Wissenschaftler in den letzten Jahren kaum Impaktkrater auf der Oberfläche des Titan nachweisen konnten. Die Krater werden im Laufe der Jahrmillionen in einem immer weiter zunehmenden Umfang von Sandablagerungen, welche ihren Ursprung in der Titanatmosphäre haben, überdeckt und sind schließlich nicht mehr von ihrer Umgebung zu unterscheiden. Weitere erosive Prozesse könnten dabei jedoch durchaus ihren Teil zu der „Verjüngungskur“ für die Titanoberfläche beitragen.

Somit präsentiert sich der Titan als der einzige bisher bekannte Ort im äußeren Bereich unseres Sonnensystems, an dem ein umfangreicher Austausch zwischen der Atmosphäre und der Oberfläche stattfindet. Ein Fachartikel, welcher sich näher mit der Untersuchung der Impaktkrater auf dem Titan auseinandersetzt, wurde von den an der Studie beteiligten Wissenschaftlern kürzlich unter dem Titel „Crater topography on Titan: Implication for landscape evolution“ in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

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

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Verwandte Internetseiten:

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

Icarus:

• Abstract des Fachartikels (engl.)

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