Quelle: ESO press release 2606, 2. Juni 2026

„Dieser Durchbruch eröffnet völlig neue Perspektiven für die Exoplanetenforschung. Zum ersten Mal können wir die magnetischen Umgebungen anderer Welten vergleichen – ein entscheidender Schritt, um letztendlich zu verstehen, welche Planeten lebensfähig bleiben, ihr Wasser behalten und vielleicht sogar eines Tages Leben, wie wir es kennen, beherbergen können“, sagt Julia Seidel, Astronomin am Laboratoire Lagrange, Observatoire de la Côte d’Azur, Frankreich, und Hauptautorin der heute in Nature Astronomy veröffentlichten Studie.

Das Magnetfeld der Erde beeinflusst unsere Atmosphäre auf komplexe Weise und ist daher ein entscheidender Faktor für das Verständnis dessen, was den Planeten für Leben bewohnbar macht. Magnetfelder sind auch auf anderen Planeten des Sonnensystems vorhanden, wie zum Beispiel auf Jupiter und Saturn. In den letzten 15 Jahren gelang es jedoch niemandem, die Stärke der Magnetfelder von Exoplaneten direkt zu messen – bis jetzt.

Das Team hatte jedoch nicht vor, Magnetfelder zu messen, sondern vielmehr Winde. Es ermittelte die Windgeschwindigkeiten auf sieben Exoplaneten, die verschiedene Sterne umkreisen: Gasriesen wie Jupiter, die jedoch alle mit ihrem Mutterstern in Gezeitenbindung stehen und sich sehr nahe an ihm befinden. So wie wir immer nur eine Seite des Mondes sehen, richten diese Planeten stets eine Seite zum Stern aus, was zu einer glühend heißen Tagseite und einer eiskalten Nachtseite führt. Dieser Temperaturunterschied schafft ein Klima, das sich völlig von dem auf unserem Planeten unterscheidet und durch extrem starke Winde gekennzeichnet ist. Die Windgeschwindigkeiten in ihrer Stichprobe reichten von etwa 7200 km/h bis zu über 25 000 km/h; zum Vergleich: Die schnellsten auf dem Jupiter gemessenen Winde erreichen Geschwindigkeiten von etwa 1500 km/h.

„Anfangs wollten wir überprüfen, ob sich die atmosphärischen Winde bei allen heißen Planeten gleich verhalten“, erklärt Seidel, der zuvor als Astronom bei der ESO in Chile tätig war. Für ihre Messungen nutzte das Team Daten des ESPRESSO-Instruments am VLT der ESO in der chilenischen Atacama-Wüste sowie eines ähnlichen Instruments am Gemini-North-Teleskop auf Hawaii, USA. (Das VLT ist ein Teleskop der ESO, während Gemini North eine Hälfte des Internationalen Gemini-Observatoriums ist, das teilweise von der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) finanziert und vom NSF NOIRLab betrieben wird.)

Als sie jedoch untersuchten, wie sich die Windgeschwindigkeiten in Abhängigkeit von der Temperatur der Planeten veränderten, erkannten sie ein äußerst faszinierendes Muster: Je heißer der Planet, desto langsamer der Wind. „Das widerspricht völlig der Intuition, denn unter sonst gleichen Bedingungen verfügen heiße Planeten über mehr Energie, um die Winde zu beschleunigen! Es muss also etwas geschehen, das die Windgeschwindigkeiten bei heißeren Objekten verlangsamt“, sagt die Mitautorin der Studie, Vivien Parmentier, Professorin am Laboratoire Lagrange.

Das Team kam zu dem Schluss, dass die plausibelste Erklärung für dieses Rätsel das Vorhandensein planetarischer Magnetfelder ist, da diese Felder wie eine Bremse wirken und die Bewegung geladener Teilchen in der Atmosphäre verlangsamen können. Anhand der Daten konnten die Forscher daher Rückschlüsse auf die Stärke des Magnetfelds auf jedem der untersuchten Planeten ziehen. Sie stellten fest, dass diese in ihrer Stärke mit denen in unserem Sonnensystem vergleichbar sind: etwa viermal so stark wie das von Saturn oder etwa halb so stark wie das von Jupiter.

Solch starke Magnetfelder könnten auf diesen fernen Planeten mehr als nur den Wind beeinflussen. „Hier auf der Erde kennen wir die Schönheit der Nord- und Südlichter, bei denen Teilchen von der Sonne auf unser Magnetfeld treffen und zu den Polen geleitet werden, wo sie mit Gasen in der Atmosphäre kollidieren und farbenprächtige Schauspiele in Grün, Rosa und Violett erzeugen“, erklärt die Mitautorin der Studie, Bibiana Prinoth, eine ehemalige Doktorandin an der Universität Lund in Schweden und heute Astronomin bei der ESO in Garching, Deutschland. Auf den untersuchten Exoplaneten könnten die magnetisch angetriebenen Polarlichter noch spektakulärer sein. Das Team sieht der Inbetriebnahme des Extremely Large Telescope (ELT) der ESO mit Spannung entgegen, das dazu beitragen wird, nicht nur große, Jupiter-ähnliche Exoplaneten, sondern auch kleinere wie die Erde zu charakterisieren und möglicherweise sogar Gase nachzuweisen, die auf diesen fernen Welten Polarlichter erzeugen könnten. Prinoth sagt: „Ich stelle mir gerne vor, dass der Himmel einiger dieser Welten nicht nur mit Sternen, sondern auch mit riesigen Vorhängen aus buntem Licht gefüllt ist, die über einen Planeten tanzen, der zur Hälfte in ewigem Tag und zur Hälfte in endloser Nacht liegt.“

Diese Forschungsergebnisse wurden in einem Artikel vorgestellt, der in „Nature Astronomy“ erscheinen wird (doi:10.1038/s41550-026-02870-1).

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• Exoplaneten

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Quelle: ESA Applications, 28. März 2025

Der Hurrikan Melissa, der vom US-amerikanischen National Hurricane Center als Sturm der Kategorie 5 eingestuft wurde, ist der bislang stärkste Sturm des Jahres weltweit.
Die Strahlungstemperatur der Wolken an der Spitze des Sturms, hoch über dem Ozean, reicht von etwa –75 °C in der Nähe des Sturmauges bis zu etwa –25 °C an den Rändern. Die Temperatur des umgebenden Ozeans ist viel wärmer und erreicht bis zu 25 °C. Dieses Bild wurde mit den darunter liegenden Landmassen überlagert.
Hurrikane sind Naturgewalten, die nur mit Satelliten verfolgt werden können, die aktuelle Bilder liefern, damit die Behörden wissen, wann sie Vorsichtsmaßnahmen ergreifen müssen. Satelliten liefern Informationen über das Ausmaß eines Sturms, die Windgeschwindigkeit und den Verlauf sowie über wichtige Merkmale wie Wolkendicke, Temperatur und Wasser- und Eisgehalt. Das See- und Landoberflächentemperatur-Radiometer von Sentinel-3 misst die von der Erdoberfläche abgestrahlte Energie in neun Spektralbändern.

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• Sentinel-3B auf Rockot von Plessezk

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Quelle: Universität Augsburg 6. August 2024.

6. August 2024 – Etwa 80 bis 120 Kilometer über der Erdoberfläche wird die Luft so dünn, dass dieser Höhenbereich oft als Grenze zum Weltraum bezeichnet wird. Dennoch hat diese Atmosphärenschicht eine enorme Bedeutung – einerseits für den Flug von Satelliten und andererseits für das Erdklima. Die Universitäten Augsburg und Bern sowie das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) wollen diesen Grenzbereich nun genauer untersuchen. Die DFG und die SNSF fördern das auf den Namen GIGAWATT getaufte Projekt mit insgesamt 1,2 Millionen Euro.

Das GIGAWATT-Projekt nimmt eine bestimmte Sorte von Strömungen genauer unter die Lupe, die sogenannten atmosphärischen Schwerewellen. Diese entstehen häufig in den unteren Luftschichten und pflanzen sich von dort bis in über 100 Kilometer Höhe fort – ähnlich wie Meereswellen, nur dass sie nicht nur horizontal, sondern vor allem auch vertikal verlaufen. Im Grenzbereich zwischen Atmosphäre und All brechen die Schwerewellen und verursachen dabei chaotische Verwirbelungen.

Dieser Vorgang ist es, der die Forschenden vor allem interessiert. Denn das Schicksal der Schwerewellen hat Auswirkungen auf unser Klima. „Die Wellen stellen gewissermaßen die Weichen für die großen erdumspannenden Strömungssysteme“, erklärt Michael Bittner, Professor für Atmosphärenfernerkundung an der Universität Augsburg. „Darunter sind beispielsweise die hochliegenden Windsysteme, die den Luftaustausch zwischen den Polen der Erde steuern. In Klimamodellen wird die Wirkung von Schwerewellen bislang aber nur sehr ungenau abgebildet.“

Ein Grund: Zwar ist die Ausbreitung und Brechung der Wellen physikalisch gut verstanden. Die Gleichungssysteme, die diese Prozesse beschreiben, sind aber so komplex, dass sie sich auch mit den schnellsten Supercomputern nicht lösen lassen. Forschende behelfen sich daher mit Näherungen, sogenannten Parametrisierungen, um den Werdegang der Wellen zu modellieren. „Damit diese Modelle ein realistisches Ergebnis liefern, muss man sie aber mit möglichst exakten Ausgangsdaten füttern“, erläutert Bittners Mitarbeiter Dr. Patrick Hannawald.

Radarsysteme und optische Kameras in den Alpen
Soll heißen: Man muss wissen, wo sich die Wellen aktuell befinden und wie sie sich verhalten, um ihren Verlauf in die Zukunft extrapolieren zu können. Und je genauer man das weiß, desto besser wird das Ergebnis. Doch bislang ist es nur sehr schwer möglich, die Wellen in der Grenzschicht zwischen Atmosphäre und All aufzuspüren. Genau hier setzt das neue Projekt an: Die beteiligten Arbeitsgruppen möchten die Schwerewellen mit verschiedenen Methoden exakter sichtbar machen. „Dazu werden wir zusammen mit unseren Projektpartnern in den deutschen und schweizer Alpen Radarsysteme installieren und zugleich optische Kameras aufbauen“, sagt Hannawald. „Damit lassen sich dann sogenannte tomografische Messungen durchführen.“

Mit diesem Ansatz lassen sich die Wellenfronten in ihrer dreidimensionalen Ausdehnung sichtbar machen. Die Beteiligten nutzen dazu ein Phänomen, das als Airglow bekannt ist: Die Moleküle in der oberen Atmosphäre werden durch die energiereiche Strahlung der Sonne angeregt, so dass sie permanent schwach leuchten. Vom Weltall aus ist dieses Glühen mit bloßem Auge zu sehen. Mit den Kameras soll das auch vom Boden möglich werden. Bereiche mit einem höheren Luftdruck – die Wellenberge, wenn man so will – leuchten dabei besonders stark. „Aus den Intensitätsmustern lässt sich daher auf den Verlauf der Wellen schließen“, erklärt der Augsburger Wissenschaftler.

So werden in den Aufnahmen oft charakteristische Strukturen sichtbar, ähnlich wie Rippeln in einem Sandstrand bei Ebbe. Wenn die Wellen brechen, hinterlassen sie zudem in den Fotos eine Art „Gischtspur“. Diese Ergebnisse sind nicht nur für die Klimaforschung relevant, sondern auch für einen ganz anderen Bereich. „Momentan nimmt die Zahl der Satelliten im erdnahen Orbit rasant zu“, sagt Prof. Bittner. „Dort etabliert sich gerade ein neues Industriegebiet. Die Flugkörper haben aber nur eine begrenze Lebensdauer – irgendwann fliegen sie immer niedriger und niedriger und stürzen schließlich ab.“

Wenn sie bei diesem Prozess mit einer Geschwindigkeit von mehreren Kilometern pro Sekunde in die oberste Atmosphärenschicht eintauchen, werden sie erheblich abgebremst. „Gerade in den Bereichen, in denen die Schwerewellen brechen, werden die Satelliten so stark durchgeschüttelt wie ein Auto auf einer Piste mit Schlaglöchern“, verdeutlicht Bittner. Das ist einer der Gründe, warum die Bahn der High-Tech-Flugkörper sich bislang nicht gut vorhersagen lässt.

Die GIGAWATT-Ergebnisse könnten auch hier Fortschritte ermöglichen. Vielleicht wird es auf ihrer Basis irgendwann möglich sein, Satelliten am Ende ihrer Lebenszeit gezielt so abstürzen zu lassen, dass die Trümmer im Meer landen – und nicht über bewohntem Gebiet niedergehen.

Die Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) und die Swiss National Science Foundation (SNSF) fördern das GIGAWATT-Projekt in den kommenden drei Jahren mit insgesamt 1,2 Millionen Euro.

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• Planet Erde

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Quelle: Forschungszentrums Jülich 5. Juli 2023.

Wasserdampf ist das wichtigste natürliche Treibhausgas in der Erdatmosphäre, wobei der Anstieg von Wasserdampf in einem zukünftigen Klima über einen positiven Rückkopplungseffekt, das sogenannte Wasserdampffeedback, den Effekt der anthropogenen Treibhausgase ungefähr verdoppelt. Darüber hinaus beeinflusst der atmosphärische Wasserdampf die Zirkulation, das heißt die Windsysteme der Atmosphäre.

Durch die von den Wissenschaftler:innen simulierten Änderungen der Wasserdampfkonzentration in dieser empfindlichen Atmosphärenregion ergeben sich erhebliche Änderungen der modellierten atmosphärischen Zirkulation bis in den Bereich der bodennahen Atmosphäre. Diese dynamischen Rückkopplungen auf die Windsysteme bewirken eine Verschiebung der Subtropenjets und troposphärischen Jets aufgrund erhöhter Wasserdampfkonzentrationen in der unteren Stratosphäre. Die verbesserte Simulation des stratosphärischen Wasserdampfs kann über diese Effekte auf die atmosphärische Zirkulation also auch eine Verbesserung der Simulation von Wetter-Regimes bewirken.

Über das Institut Stratosphäre (IEK-7)
Das IEK-7 untersucht Chemie, Dynamik und Mikrophysik in der Stratosphäre und Tropopausenregion und deren Rolle im Klimasystem. Hierzu werden flugzeug- und ballongestützte Experimente durchgeführt, um Prozesse auf vorwiegend lokalen und regionalen Skalen aufzuklären. Die Auswertung und Nutzung von Satellitendaten erweitert diese Studien bis zu globalen und klimatologischen Skalen. Die Auswertung der Messdaten erfolgt in enger Verzahnung mit Modellrechnungen.

Originalveröffentlichung:
Charlesworth, E., Plöger, F., Birner, T. et al. Stratospheric water vapor affecting atmospheric circulation. Nat Commun 14, 3925 (2023). doi.org/10.1038/s41467-023-39559-2
https://www.nature.com/articles/s41467-023-39559-2
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-023-39559-2.pdf

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• Planet Erde

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Quelle: Airbus Defence and Space.

Madrid, 6. April 2022 – Das Flugmodell des Antennen-Subsystems für das Scatterometer (SAS) der zweiten Generation der MetOp-Wettersatelliten wurde nach viermonatigen umfangreichen Tests im Airbus-Werk in Madrid offiziell ausgeliefert. Es wird nun zu Airbus nach Friedrichshafen gebracht, wo es zusammen mit den anderen Instrumenten in den Satelliten integriert werden wird.

Das SAS-Protoflugmodell war einer langen Testkampagne unterzogen worden, bei der es den extremen Bedingungen ausgesetzt wurde, denen es während des Starts und des Betriebs in der Umlaufbahn ausgesetzt sein wird. Zu diesen Tests gehörten die Entfaltung der Antenne, thermische Zyklen, mechanische Vibrationen und akustische Belastung.

„Dies ist für uns ein sehr wichtiger Meilenstein, da es sich um ein Drei-Antennen-System mit einem sehr komplexen Einsatz im Orbit handelt“, sagte Luis Guerra, Leiter von Airbus Space Systems Spanien. „Der meteorologische Satellit MetOp-SG SAT-B wird sich zur Erfüllung seiner Mission auf zwei Schlüsselinstrumente stützen, zu denen Airbus in Spanien einen wesentlichen Beitrag leistet: das Scatterometer (SCA) mit dem Antennen-Subsystem (SAS) und den Ice Cloud Imager (ICI).“

Das SCA mit seinem wichtigsten Teilsystem SAS ist eines von fünf Instrumenten an Bord von MetOp-SG SAT-B und wird eine doppelt so hohe Auflösung wie die erste Generation an Bord der MetOp-Satelliten bieten. Es wird die Windgeschwindigkeit und -richtung über der Meeresoberfläche messen, um die Überwachung großräumiger Phänomene wie Ozeanwinde und kontinentale Eisschilde zu unterstützen, und die Bodenfeuchtigkeit an der Landoberfläche überprüfen, die ein wichtiger Faktor für die Wasser- und Wärmeflüsse zwischen dem Boden und der Atmosphäre ist. Das System soll 99 Prozent der Erdoberfläche innerhalb von zwei Tagen mit einer Auflösung von 25 Kilometern abdecken.

Die von Scatterometern gelieferten Daten werden seit über 30 Jahren, seit ERS-1 und 2, für Wetter- und Wellenvorhersagen genutzt. In jüngerer Zeit wurden sie mit den MetOp-Satelliten zur Untersuchung ungewöhnlicher Wetterphänomene wie El Niño, der langfristigen Auswirkungen der Entwaldung und der Veränderungen der Meer-Eismassen an den Polen genutzt. All dies spielt eine zentrale Rolle für die Überwachung des Klimawandels.

Die MetOp-SG SAT-B-Satelliten konzentrieren sich auf den Einsatz von Mikrowellensensoren, die Folgendes liefern werden: verbesserte Temperatur- und Feuchtigkeitssondierungen im Infrarot-, Mikrowellen- und Radio-Okkultationsbereich; Bewegungsvektoren der polaren Atmosphäre, die aus optischen Bildern extrahiert werden; neue Niederschlags- und Wolkenmessungen aus Bildern im optischen, Submillimeter- und Mikrowellenspektrum; und hochauflösende Messungen der Windvektoren an der Meeresoberfläche und der Bodenfeuchtigkeit, die aus Scatterometer-Beobachtungen gewonnen werden. Diese Daten werden dazu beitragen, die numerische Wettervorhersage – das Rückgrat unserer täglichen Wettervorhersagen – auf regionaler und globaler Ebene zu verbessern.

Der erste Start der MetOp-SG-Mission ist für 2024 nach Abschluss der Integrations- und Satellitentests geplant. Die nominale Betriebsdauer der drei MetOp-SG-Satelliten beträgt 7,5 Jahre, so dass eine vollständige Abdeckung über einen Zeitraum von 21 Jahren gewährleistet ist.

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• MetOp SG – Meteorological Operational Satellite, Second Generation

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Quelle: DWD.

Offenbach, 19. Mai 2020 – Der Deutsche Wetterdienst (DWD) nutzt ab sofort die Winddaten des europäischen Forschungssatelliten Aeolus bei der Berechnung seiner Wettervorhersagen. Untersuchungen des nationalen Wetterdienstes haben gezeigt, dass die Daten des 2018 gestarteten ESA-Satelliten die Qualität der Wettervorhersagen erheblich verbessern.

„Aeolus liefert uns präzise Winddaten genau aus dem Bereich der Atmosphäre, in dem sich unsere Wetterküche befindet,“ erklärt Detlev Majewski, Leiter der Entwicklung von Vorhersagemodellen beim DWD. Mit jeder Umrundung erzeuge der Satellit ein neues Datenband um die Erde, das etwa 80 km breit ist und vom Boden bis in 30 km Höhe reicht. „Diese Aeolus-Daten füllen einige weiße Flecken im globalen meteorologischen Beobachtungssystem. Wir haben jetzt unsere Analysesysteme erweitert, um sie zu nutzen und würden diese Winddaten gerne dauerhaft in unsere Modelle integrieren.“

Leider betrage die Lebensdauer des Forschungssatelliten nur drei bis vier Jahre und ein Anschlussprogramm sei noch nicht absehbar. Die neuen Satellitendaten seien für den DWD aber nicht nur aus wissenschaftlicher Sicht spannend.

Aufgrund der globalen Coronavirus-Pandemie gingen seit Anfang März 2020 in Europa die meteorologischen Beobachtungen mit Messinstrumenten in Flugzeugen um etwa 80 Prozent zurück. Majewski: „Wir haben Glück im Unglück. Mit den Aeolus-Daten können wir den negativen Einfluss dieses hoffentlich nur vorübergehenden Datenverlustes teilweise ausgleichen und so die Qualität unserer Vorhersagen nahezu auf dem gewohnten hohen Niveau halten.“

Windmessungen vom Boden, auf See, in der Luft, aus dem Weltraum
Der Deutsche Wetterdienst nutzt gemeinsam mit anderen nationalen Wetterdiensten weltweit unterschiedliche Beobachtungsinstrumente, um die für seine Vorhersagemodelle wichtigen Winddaten zu gewinnen:
Das Bodenmessnetz mit Windmessungen in 10 m über Grund; Schiffsbeobachtungen mit Windmessungen in etwa 30 m über See; Verkehrsflugzeuge, die beim Start, der Landung und in der Reiseflughöhe Windprofile liefern; Wetterballonaufstiege mit Radiosonden bis in rund 30 km Höhe; Beobachtungen des bodennahen Windfeldes über Wasser durch polarumlaufende Satelliten; abgeleitete Winddaten aus Beobachtungen geostationärer und polarumlaufender Satelliten der Verlagerung von Wolken; und jetzt den Forschungssatelliten Aeolus mit Windbeobachtungen in der Atmosphäre von Bodennähe bis 30 km Höhe.

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• ADM-Aeolus (Atmospheric Dynamics Mission – ESA Earth Explorer) auf VEGA

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Arianespace, Astrium, CSG, DLR, ESA, SBFI.

Gestartet wurde um 18:20 Uhr und 9 Sekunden Ortszeit am 22. August 2018, das war 21:20 Uhr und 9 Sekunden Uhr UTC bzw. 23:20 Uhr und 9 Sekunden MESZ. Zunächst sorgte die erste Stufe der beim Start rund 139 Tonnen schweren, 30 Meter hohen Rakete mit einem Feststoffmotor des Typs P80 für Geschwindigkeits- und Höhengewinn. Sie wurde eine Minute und 54 Sekunden nach dem Abheben abgetrennt.

Danach folgten die planmäßigen Einsätze der Feststoffmotoren ZEFIRO 23 in der zweiten Stufe und ZEFIRO 9 in der dritten Stufe der Rakete. Die zweite Stufe hatte drei Minuten und 37 Sekunden nach dem Abheben ihre Arbeit erledigt, die dritte Stufe sechs Minuten und 30 Sekunden nach dem Abheben. Drei Minuten und 56 Sekunden nach dem Abheben war die Nutzlastverkleidung abgetrennt worden, die ADM-Aeolus beim Aufstieg durch die dichteren Schichten der Erdatmosphäre geschützt hatte.

Anschließend war es Aufgabe der vierten, auf Technik aus der Ukraine basierenden, AVUM für Attitude Vernier Upper Module genannten Stufe, mit ihrem auf dem ukrainischen RD-869-Motor basierenden VG-143-Triebwerk die Voraussetzungen für das Aussetzen des transportierten Satelliten zu schaffen. Nach rund 55 Minuten Flugzeit und zwei VG-143-Brennphasen wurde ADM-Aeolus vom Nutzlastadapter mit einer Masse von rund 77 Kilogramm abgetrennt und ausgesetzt. Die Bahnverfolgungsstation Troll in der Antarktis empfing erste Signale von ADM-Aeolus gegen 0:30 Uhr MESZ am 23. August 2018.

ADM-Aeolus dient der globalen Beobachtung von Wind-Profilen über dem ganzen Planeten Erde. Der Satellit soll Daten, insbesondere für dreidimensionale Karten, liefern, die helfen, die Qualität von Wettervorhersagen zu verbessern und der Unterstützung bei der Klimaforschung dienen. Man erwartet sich eine erhebliche Verbesserung der mittelfristigen Wettervorhersage, also der Prognosen für einen Zeitraum von bis zu 15 Tagen. Beobachten will man in der Troposphäre und der unteren Stratosphäre bis in eine Höhe von 30 Kilometern über der Erde.

Der reinrassige Windforschungssatellit mit Lasertechnik an Bord besitzt als einziges Instrument ein Doppler Wind Lidar namens ALADIN. ALADIN steht für Atmospheric LAser Doppler Instrument. Das Außergewöhnliche an dem Instrument mit einer Gesamtmasse von rund 450 Kilogramm und einem durchschnittlichen Strombedarf von 830 Watt ist, dass ALADIN mit Impulsen eines Ultraviolett-Lasers arbeitet. Die verwendete durch Frequenzverdreifachung erreichte Wellenlänge beträgt 355 Nanometer, die Energie der ausgestrahlten Pulse jeweils 60 mJ.

Pulse des Laserlichts, die vom Satelliten Richtung Erde geschickt werden, werden in der Atmosphäre auf unterschiedliche Art Richtung Weltraum zurückgeworfen. An Bord des Satelliten gibt es ein großes Cassegrain-Teleskop (f 0,9) mit einem Durchmesser von rund 1,5 Metern und einer Masse von rund 55 Kilogramm. Es besitzt keinen besonderen Fokusierungsmechanismus, verfügt aber über Heizelemente, über die der Fokus korrigiert werden kann.

Das Teleskop mit Spiegeln aus gesintertem Siliziumkarbid (Sintered Silicon Carbide, S-SiC) ist in der Lage, von Molekülen, Aerosolen, Staub und anderen Partikeln in der Atmosphäre zurückgestrahltes Laserlicht zu erfassen. Hoch empfindliche Detektoren eines zweikanaligen Empfängers mit Fabry–Pérot-Interferometern für den Raleigh-Kanal (Detection Frontend Unit 1, DFU1) und Fizeau-Interferometer für den Mie-Kanal (Detection Frontend Unit 2, DFU2) sowie eine intelligente Auswerteelektronik können an Hand der Doppler-Verschiebung anschließend bestimmen, in welcher Höhe in der Atmosphäre die Reflektion des Laserlichts erfolgte.

Die erzielbare vertikale Auflösung von ALADIN bewegt sich zwischen 250 Metern und zwei Kilometern, die horizontalen Mittelung liegt bei 87 Kilometer im Abstand von rund 237 Kilometern. Der Beginn zweier jeweils 87 Kilometer langer, in sieben Sekunden Flugzeit abzutastender Beobachtungsabschnitte liegt also jeweils 237 Kilometer, oder rund 28 Sekunden Flugzeit, auseinander. Die Lücken in der Abtastung sind also rund 150 Kilometer bzw. 21 Sekunden lang.

Pro Stunde wird das Instrument Daten für etwa 100 Windprofile erfassen können. Die Genauigkeit bei der Bestimmung der Windgeschwindigkeit liegt dabei im Bereich zwischen einem und zwei Metern pro Sekunde.

ADM-Aeolus wurde von Airbus als Hauptauftragnehmer auf Basis eines von der Mars-Sonde Mars Express abgeleiteten Satellitenbus mit einer Leermasse von rund 650 Kilogramm integriert und besitzt eine Startmasse von rund 1,4 Tonnen – nach Angaben der ESA von 1.360 Kilogramm, nach Angaben des Trägerraketenbetreibers Arianespace von 1.357 Kilogramm (Centre Spatial Guyanais/CSG: 1.366 Kilogramm).

ALADIN wurde von Airbus SAS im französischen Toulouse zusammengesetzt, der Satellitenbus bei Airbus Ltd. in Stevenage in Großbritannien. Die Hochzeit von ALADIN und dem Satellitenbus erfolgte im Oktober 2016 in Stevenage, anschließende Tests z.B. auf einem Schütteltisch, bei Intespace in Toulouse und in einer Thermalvakuumkammer des Centre Spatial de Liège (CSL) in Lüttich in Belgien.

Die Auslegungsbetriebsdauer des neuen Erdtrabanten beträgt drei Jahre nach Abschluss einer dreimonatigen Inbetriebnahmephase. Geplant ist, dass der Satellit innerhalb der drei Jahre rund 4,7 Milliarden Laserimpulse abfeuert. Der vorgesehene sonnensynchrone, 96,97 Grad gegen den Erdäquator geneigte Arbeitsorbit liegt in rund 320 Kilometern Höhe über der Erde. Pro Tag umrundet ADM-Aeolus die Erde rund 16 mal, braucht also für einen Orbit 90 Minuten. Alle 111 Umkreisungen oder alle 7 Tage überfliegt der Satellit die gleiche Region am Erdboden.

Die RUAG Space Schweiz baute die Satellitengrundstruktur von ADM-Aeolus. Weitere Beiträge des schweizer Unternehmens sind eine Umschalteinheit, die es ermöglicht, zwischen den beiden redundanten Lasersystemen an Bord umzuschalten, und ein Verschlusssystem, das mit einer Klappe die Empfängeroptik im Satelliten immer dann abdeckt, wenn gerade ein Laserimpuls abgeschickt wird. Auf Grund der Laser-Impulsdauer muss die Abdeckklappe dabei mit einer Frequenz von 100 Hertz bewegt werden.

Damit keine durch das Laserlicht verursachten dauerhaften Partikel-Verschmutzungen (Laser Induced Contamination, LIC) in den optischen Systemen entstehen, bekam der Satellit ein System zur permanenten Spülung mit Sauerstoff spendiert. Ein über die Betriebsdauer des Satelliten aufrecht zu erhaltene Sauerstoffatmosphäre mit niedrigem Druck im Bereich von etwa 40 Pascal wird von zwei redundanten 30-Liter-Druchbehältern gespeist. Die Dosierung erfolgt über ITAR-freie Ventiltechnik von Marotta Controls aus Montville im US-Bundesstaat New Jersey. Der Sauerstoffstrom liegt dabei etwa in der Größenordnung vom dem, was eine kleine Topfpflanze auf der Fensterbank kontinuierlich erzeugen kann.

Die schweizer Connova AG (ehemals Brühlmeier Modellbau AG) ist Hersteller der Primärstruktur von ALADIN. Die Neodym-dotierte Yttrium-Aluminium-Granat-Impulslasersysteme sind eine Konstruktion der Galileo Avionica S.p.A. aus Italien. Thales Laser Diodes stellte die Laserdioden zur Verfügung, und die Thales Alenia Space Schweiz AG steuerte die Mie- und Rayleigh Spektrometer für ALADIN bei.

Die eigentliche Sende- und Empfangsoptik für den UV-Laserstrahl ist eine Entwicklung der OHB System AG München. Von der Syderal SA aus der Schweiz kommt die Elektronik zur Steuerung von ALADIN und das Datenmanagement für die wissenschaftlichen Daten an Bord. Die Tesat-Spacecom GmbH aus Backnang lieferte Referenzlaser für ALADINs Reference Laser Heads (RLHs) und das Kommunikationssystem.

Die Weiterverarbeitung der Daten von ADM-Aeolus am Boden erfolgt nach dem Empfang durch die Bodenstation Svalbard in Norwegen (insbesondere auf 8.040 Megahertz im X-Band mit einer Datenrate von 10 Mbps) und einer Vorverarbeitung im norwegischen Tromsø im Europäischen Zentrum für mittelfristige Wettervorhersage (EZMW, auch European Centre for Medium-Range Weather Forecasts, ECMWF) im englischen Reading, das die Daten auch europäischen Wetterdiensten zur Verfügung stellen wird, und in ESAs Europäischem Weltraumforschungsinstitut (European Space Research Institute, ESRIN) im italienischen Frascati.

Zwei Solarzellenausleger versorgen ALADIN und die raumflugtechnischen Systeme von ADM-Aeolus mit elektrischer Energie – bei Betriebsende des Satelliten sollen sie zusammen noch rund 2.200 Watt bereitstellen können. Jeder der Ausleger mit Triple-Junction-Galliumarsenid-Zellen besteht aus drei je 1,1 x 2,2 Meter messenden Paneelen. Die Gesamtfläche der Ausleger beträgt zusammen rund 14,5 Quadratmeter. Zur Stromspeicherung gibt es an Bord einen Lithiumionenakkumulatorensatz mit einer Kapazität von 64 Amperestunden.

Struktur und Mechaniken der Solarzellenausleger basieren auf einem Konzept namens FRED von Dutch Space aus den Niederlanden. Auf FRED basierende Ausleger wurden zuvor z.B. vom Automated Transfer Vehicle (ATV) und dem Galileo-Testsatelliten GIOVE-A verwendet. Für die Rotation der Ausleger von ADM-Aeolus um 45 Grad und eine anschließende Verriegelung wurden besondere Solarzellenauslegerrotationsmechanismen (Solar Array Rotation Mechanisms, SARMs) entwickelt.

Der Lageregelung und Ausrichtung von ADM-Aeolus dienen vier Reaktionsräder, von den drei für den normalen Regelbetrieb benötigt werden, sowie drei sogenannte magnetic torquers (MTQs), die mit dem Erdmagnetfeld interagieren können, als kalte Reserve. Außerdem können bedarfsweise zehn je fünf Newton starke Hydrazin aus zwei jeweils 132 Liter fassenden Oberflächenspannungstanks zersetzende Triebwerke eingesetzt werden.

Überwacht und gesteuert wird ADM-Aeolus vom Europäischen Satellitenkontrollzentrum (European Space Operations Centre, ESOC) in Darmstadt, wo ein dedizierter Kontrollraum eingerichtet werden sollte. Die notwendige Kommunikation dafür erfolgt über die Bodenstation Salmijärvi (Kiruna). Der Kommandouplink zum Raumfahrzeug läuft mit einer Datenrate von 2 Kbps im S-band auf 2.030 Megahertz, der Telemetriedownlink mit 8 Kbps auf 2.205 Megahertz.

ADM-Aeolus alias Earth Explorer 4 aus ESAs Living Planet Programm ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 43.600 und als COSPAR-Objekt 2018-066A.

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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 Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die speziell über die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.

Am 20. April 2014 überflog Mars Express während des Orbits Nummer 13.082 den nördlichen Bereich des „Argyre Planitia“ und bildete diese Region mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, ab. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 63 Metern pro Pixel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten Aufnahmen geben einen bei etwa 46 Grad südlicher Breite und 316 Grad östlicher Länge gelegenen Ausschnitt der Marsoberfläche wieder.

Das Impaktbecken Argyre Planitia
Bei dem Argyre Planitia handelt es sich um ein Impaktbecken, welches bereits vor etwa vier Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mars bei dem Einschlag eines mehrere Kilometer durchmessenden Asteroiden auf der Südhälfte des Mars entstand. Mit einem Durchmesser von rund 1.800 Kilometern und einer Tiefe von bis zu fünf Kilometern handelt es sich hierbei nach dem Hellas Planitia um das zweitgrößte Einschlagsbecken auf der Marsoberfläche. Der Name des Beckens leitet sich von dem griechischen Wort für „Silber“ – „Argyros“ – ab. Benannt wurde das Becken von dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli, welcher diese diese bei der Betrachtung durch ein Teleskop auffallend hell erscheinende Oberflächenformation in seine berühmte Marskarte aus dem Jahr 1877 einbezog.

Der Hooke-Krater
Direkt am Nordrand des Argyre Planitia befindet sich der rund 138 Kilometer durchmessende und bis zu 2,4 Kilometer tiefe Hooke-Krater, welcher nach dem englischen Physiker und Astronomen Robert Hooke (1635-1703) benannt wurde. In dessen Inneren wiederum befindet sich ein zweiter, knappe 50 Kilometer durchmessender Krater. Die Anordnung dieser beiden durch die Einschläge von Asteroiden erzeugten Krater zeigt, dass der kleinere Krater über ein jüngeres Alter als der Hooke-Krater verfügt.

Im Inneren dieses kleineren Kraters befindet sich ein großer Hügel mit einem markanten Plateau, dessen westlicher Bereich von einem ausgedehnten Feld aus Sanddünen bedeckt ist. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Sicheldünen 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.

Südöstlich des Kraters deuten geologische Formationen am Abhang des Hügels darauf hin, dass sich diese Struktur anscheinend aus verschiedenen Sedimentschichten aufbaut. Die dort erkennbaren und entgegengesetzt zur Hangneigung angeordneten Schichtflächen werden auch als Schichtköpfe bezeichnet. Möglicherweise ist der gesamte Hügel durch die Ablagerung von Material entstanden, welches durch den Wind in das Innere des Kraters verfrachtet wurde.

Der Einfluss des Windes
Weite Bereiche des Argyre Planitia wurden durch Winderosion sowie durch den Einfluss von Wasser und Eis gestaltet. Hierauf lässt sich auch das ‚abgerundete‘ Erscheinungsbild der den Hooke-Krater umgebenden Landschaft zurückführen. Speziell südlich des Kraters wurden im Verlauf der Jahrmillionen diverse linienförmigen Strukturen und parallel verlaufende Bergrücken – sogenannte Yardangs – durch die erosiven Einflüsse des Windes geformt. Bläst der Wind Sandkörner über einen längeren Zeitraum immer in dieselbe Richtung, so werden die Yardangs dabei wie mit einer Art Sandstrahlgebläse aus dem Gestein ‚gefräst‘. Die Ausrichtung dieser Strukturen zeigt somit auch die vorherrschende Windrichtung an, aus welcher der Wind anhaltend geblasen hat. In dem hier gezeigten Fall laufen die Yardangs auf den Hooke-Krater zu – also von Süden nach Norden. Offensichtlich sammelt sich der Sand dabei in dieser ‚Windfalle‘.

Chaotische Gebiete in Argyre Planitia
Die Oberfläche des Mars ist in vielen Regionen von einem sehr stark zerklüfteten 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 – sogenannte Zeugenberge – 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“ (engl. „chaotic terrains“) 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 in der Gegenwart 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 gegenseitige Beziehung verschiedener Oberflächenstrukturen geben kann.

Auch auf den hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera ist das Vorkommen von zwei kleineren chaotischen Gebieten zu erkennen. Die Oberflächen dieser Regionen scheinen allerdings noch nicht vollständig zusammengebrochen zu sein. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass sich immer noch beträchtliche Mengen an Wassereis unter der Oberfläche befinden könnten. Die Verlagerung beziehungsweise das Schmelzen dieser Eismassen könnte im weiteren Verlauf der geologischen Entwicklung dieser Region zu weiteren Einstürzen führen.

Bodenfrost aus Kohlendioxideis
Eines der auffälligsten Merkmale auf den hier gezeigten Aufnahmen ist jedoch eine feine Schicht aus gefrorenem Kohlendioxid (auch bekannt als Trockeneis), welche den südlichen Bereich des Hooke-Kraters sowie die unmittelbar südlich angrenzenden Oberflächenregionen des Argyre Planitia wie eine feine Schicht aus Puderzucker überzieht.

Mit einem Anteil von 95,3 Prozent stellt Kohlenstoffdioxid den Hauptbestandteil der Marsatmosphäre dar. Gefrorene Ablagerungen aus Kohlendioxid sind jedoch auch auf der Marsoberfläche relativ häufig aufzufinden, da Teile der Marsatmosphäre aufgrund des regelmäßig erfolgenden Wechsels der Jahreszeiten und der sich dabei ergebenden niedrigen Temperaturen während der Wintermonate ausfrieren und sich im Rahmen dieser Prozesse als eine Art ‚Bodenfrost‘ auf der Planetenoberfläche ablagern. Erst mit dem Einsetzen des ‚Marsfrühlings‘ und dem damit verbundenen erneuten Anstieg der Temperaturen sublimiert das Trockeneis wieder und geht erneut in den gasförmigen Zustand über (Raumfahrer.net berichtete).

Zum Zeitpunkt der Anfertigung der Aufnahmen herrschte im Bereich des auf der südlichen Marshemisphäre gelegenen Argyre Planitia noch tiefer Winter und der Frühlingsbeginn lag in diesen Breitengraden (46 Grad Süd) noch in weiter Ferne. Weite Bereiche der tiefer liegenden Regionen sind deshalb immer noch von einer dünnen Schicht aus Kohlendioxideis überzogen. In höher gelegenen Gebieten tritt dieser ‚Frost‘ dagegen nur noch in einigen wenigen Bereichen auf, welche im Schatten liegen – beispielsweise an den sonnenabgewandten Hängen einiger kleinerer Krater. An Stellen, die der – wenn auch immer noch schwachen – Wintersonne bereits stärker ausgesetzt sind, ist das Kohlendioxideis dagegen bereits wieder in den gasförmigen Aggregatzustand übergegangen. Auch ein Hügel im Inneren des Hooke-Kraters ist immer noch von den dünnen Eisablagerungen bedeckt.

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

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

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

Am 6. August 2012 landete der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity auf der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Im Rahmen des Abstiegsmanövers durch die Marsatmosphäre kam dabei auch ein Fallschirm zum Einsatz (Raumfahrer.net berichtete über die Einzelheiten des Atmosphärenabstieges). In den darauf folgenden Wochen und Monaten wurde die an Bord des ebenfalls von der NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (kurz „MRO“) befindliche HiRISE-Kamera mehrfach dazu eingesetzt, um neben dem Rover auch verschiedene während der Landeprozedur verwendete Hardware-Komponenten aufzuspüren und fotografisch abzubilden (Raumfahrer.net berichtete).

Dabei gelangte auch des Öfteren die obere Schutzschildabdeckung und der daran befestigte, knapp 16 Meter durchmessende Landefallschirm des Rovers in den Aufnahmebereich der HiRISE-Kamera. Vergleiche von sieben unterschiedlichen Aufnahmen, welche zwischen dem 12. August 2012 und dem 13. Januar 2013 angefertigt wurden, zeigen, dass sich die Ausrichtung des auf der Marsoberfläche liegenden Fallschirms in diesem Zeitraum deutlich verändert hat. Zudem zeigen sich auf den Bildern Unterschiede in der Färbung der Marsoberfläche.

In den ersten vier Abbildungen, welche bis zum 8. September 2012 aufgenommen wurden, zeigen sich dabei zuerst nur minimale Veränderungen, welche sich eventuell durch eine veränderte Kameraperspektive beziehungsweise durch unterschiedliche Beleuchtungsverhältnisse erklären lassen. Zwischen der vierten und der fünften Aufnahme – letztere wurde am 30. November 2012 angefertigt – zeigt sich jedoch eine deutliche Positionsveränderung des Fallschirms, welcher ab jetzt zusätzlich auch nur noch einen kleineren Bereich der Marsoberfläche bedeckte. Im selben Zeitraum ist auch eine farbliche Veränderung der Planetenoberfläche in der unmittelbaren Umgebung des Hitzeschildes erkennbar. Die in den ersten vier Aufnahmen noch relativ dunkel erscheinende Oberfläche nimmt jetzt eine deutlich „hellere“ Farbe an. Eine weitere Veränderung ist zwischen dem 16. Dezember 2012 und dem 13. Januar 2013 zu erkennen, wobei sich der Fallschirm etwas in die südöstliche Richtung bewegte.

Diese Effekte wurden durch die in diesem Zeitraum auf der Marsoberfläche vorherrschenden Windströmungen hervorgerufen. Der Wind hat dabei nicht nur unmittelbar die Ausrichtung des Fallschirmes beeinflusst, sondern auch zuvor auf der Oberfläche abgelagerte Staubpartikel verfrachtet, was zu den hier erkennbaren Helligkeitsveränderungen führte. In Kombination mit den Daten der Wetterstation REMS, welche unter anderem auch die aktuellen Windrichtungen und -geschwindigkeiten in der Umgebung von Curiosity aufzeichnet, können die Bilder der HiRISE-Kamera von den an der Curiosity-Mission beteiligten Wissenschaftlern dazu genutzt werden, um die im Gale-Krater, dem Landegebiet des Rovers, vorherrschenden Wetterbedingungen eingehend zu studieren.
Mit einem Durchmesser von fast 16 Metern im ausgefalteten Zustand und einer Masse von rund 54 Kilogramm handelte es sich bei dem bei der Curiosity-Landung eingesetzten Landefallschirm um den größten bisher im Rahmen einer Marslandung verwendeten Fallschirm. Dieser war während des Abstieges durch die Marsatmosphäre durch 80 jeweils 45,7 Meter lange Befestigungsseile mit dem rückwärtigen Hitzeschild verbunden, welches des Rover während des Abstiegsmanövers durch die Marsatmosphäre vor der dabei auftretenden Reibungshitze schützte. Die durch die Befestigungsseile immer noch gegebene Verbindung mit dem über 700 Kilogramm schweren hinteren Hitzeschild verhindert jetzt auch, dass der Fallschirm von den Marswinden an andere Bereiche der Marsoberfläche „geweht“ wird. Vielmehr kann er – kontinuierliche Beobachtungen durch die HiRISE-Kamera vorausgesetzt – als eine Art Wetterfahne genutzt werden.

Zusätzlich zu den Aufnahmen der Rover-Hardware fertigte die HiRISE-Kamera während der letzten Monate eine Vielzahl von Detailaufnahmen des Gale-Kraters an, welche von den in die Marsforschung involvierten Planetologen genutzt werden, um die geologische Entwicklungsgeschichte dieser Region unseres Nachbarplaneten im Detail zu studieren. Die nebenstehende Aufnahme, angefertigt am 21. Februar 2013 aus einer Überflughöhe von 270 Kilometern, zeigt dabei einen Bereich des Gale-Kraters, welcher sich östlich des Landegebietes des Rovers befindet.

Aufgrund der gegenwärtig stattfinden Sonnenkonjunktion zwischen Erde und Mars – hierbei handelt es sich um eine spezielle, etwa alle 26 Monate auftretende Planetenkonstellation, bei der sich der Mars von der Erde aus gesehen in einem Abstand von weniger als fünf Grad von der Sonne befindet, was eine Kommunikation mit dem Rover unmöglich macht – absolviert Curiosity seit dem gestrigen Tag ein im Voraus übermitteltes Arbeitsprogramm. Bis Ende April konzentrieren sich die Arbeiten des Rovers dabei speziell auf die Nachfolgeuntersuchungen einer bereits Ende Februar gewonnenen Bohrprobe (Raumfahrer.net berichtete), deren nicht verwendeten Überreste erst am 29. März 2013 auf der Marsoberfläche „entsorgt“ wurden. Im Rahmen dieser Untersuchungen sind unter anderen weitere Analysen durch die ChemCam und durch das APX-Spektrometer vorgesehen.

Bis zum heutigen Tag, dem „Sol“ 236 seiner Mission, hat der Marsrover Curiosity eine Distanz von etwa 746 Metern auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurückgelegt. In diesem Zeitraum haben die Kamerasysteme des Rovers bisher 50.381 Bilder aufgenommen und an das Roverkontrollzentrum des Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/Kalifornien übermittelt. Diese Aufnahmen sind für die interessierte Öffentlichkeit auf einer speziellen Internetseite des JPL einsehbar.

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

Eines der auffälligsten topografischen Merkmale des Mars ist seine Zweiteilung, durch welche unser Nachbarplanet in ein südliches Hochland und eine um mehrere Kilometer abgesenkte Tiefebene auf der Nordhemisphäre geteilt wird. Diese Dichotomie hat zur Folge, dass sich die beiden Hemisphären geologisch und topografisch in vielerlei Hinsicht unterscheiden. Auf der nördlichen Halbkugel dominieren zum Beispiel flache, sand- und staubbedeckte Ebenen die Topografie des Geländes, welches in diesem Bereich nur wenige markante Landschaftsmerkmale aufweist. Die gebirgige und stark zerklüftete südliche Hemisphäre besteht dagegen aus geologisch älteren Formationen, was sich unter anderem in einer deutlich größeren Kraterdichte wiederspiegelt.

Bedingt durch den Wechsel der Jahreszeiten kommt es im Bereich der nördlichen Tiefebene oftmals zu intensiven Staub- und Sandstürmen. Der Wind transportiert und verfrachtet dabei kleinste Partikel, welche dann an anderer Stelle abgelagert werden oder – wenn sie auf Gestein treffen – diese Felsformationen durch ihre erodierende Wirkung langsam zersetzen. Diese Art der Winderosion wird auch als Windschliff oder Windabrasion bezeichnet. Neben ausgedehnten Dünenfeldern sind Windhöcker entlang der vorherrschenden Hauptwindrichtung, so genannte Yardangs, die markanteste Hinterlassenschaft der Windkraft auf dem Mars.

Trotz der nur sehr dünnen Marsatmosphäre – der Luftdruck auf der Marsoberfläche entspricht dem Luftdruck der irdischen Atmosphäre in einer Höhe von etwa 35 Kilometern und liegt im Durchschnitt bei 6,36 Hektopascal – ist der Wind mit seiner mitgeführten Fracht aus Staub und kleinsten Sandpartikeln seit dem Beginn der modernen Marsforschung mittels Raumsonden und Teleskopen ein häufiger, aber nur selten willkommener „Begleiter“ der Planetologen. Als zum Beispiel die US-amerikanische Raumsonde Mariner 9 am 14. November 1971 in eine Marsumlaufbahn eintrat waren die Hoffnungen der Wissenschaftler groß, als die ersten Bilder zur Erde übermittelt wurden. Noch größer war dann jedoch deren anfängliche Enttäuschung, denn auf den Bildern des Orbiters waren keine Oberflächenformationen zu erkennen.

Die Ingenieure und Wissenschaftler der NASA glaubten schon an einen Fehler im Kamerasystem der Raumsonde, ehe sie erkannten, dass der gesamte Planet von einem globalen Staubsturm heimgesucht wurde, welcher einen Blick auf die Oberfläche unmöglich machte. Erst zu Beginn des Jahres 1972 legte sich der Staubschleier und die Kamera konnte dann doch noch die erhofften Bilder der Marsoberfläche aufnehmen und zur Erde übertragen. Dies war der eigentliche Beginn der Marsforschung im Zeitalter der Raumfahrt. Die insgesamt 7.239 Bilder, welche Mariner 9 im Verlauf der Mission zu Erde übermitteln konnte, begründen im Wesentlichen immer noch unser heutiges Bild vom Mars.

Auch die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express hatte im Laufe ihrer nunmehr fast zehnjährigen Mission – am 2. Juni 2003 wurde der Orbiter gestartet, seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich Mars Express in einer Umlaufbahn um unseren äußeren Nachbarplaneten – des öfteren mit durch Staubstürme verursachten Einschränkungen der Instrumente zu kämpfen. Die Aufnahmen, welche zu solchen Zeitpunkten mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, aufgenommen wurden, waren dann größtenteils unbrauchbar. Trotz solcher Beeinträchtigungen konnte die HRSC-Kamera mittlerweile fast 90 Prozent der Marsoberfläche in einer Qualität abbilden, welche den wissenschaftlichen Ansprüchen genügt (Raumfahrer.net berichtete).

Die heute veröffentlichten Aufnahmen der HRSC-Kamera zeigen solche weiter oben erwähnten Yardangs in den Ebenen rund um den etwa 480 Kilometer langen Gebirgszug Gordii Dorsum. Dieser Höhenzug befindet sich unmittelbar nördlich des Marsäquators und rund tausend Kilometer südwestlich des Olympus Mons, des größten Vulkans auf dem Mars, und bildet eine Übergangszone zwischen dem südlichen Hochland und der nördlichen Tiefebene. Bei dem Gordii Dorsum handelt es sich dabei nur um einen von mehreren Höhenzügen, welche in nordnordwestlicher Richtung von dem Marshochland in die nördlichen Tiefebenen hineinragen. Die Prozesse, welche zur Entstehung dieser Formationen führten, sind bisher noch nicht vollständig verstanden. Es wird jedoch vermutet, dass diese Bergrücken durch tektonische Prozesse, möglicherweise durch sogenannte Seiten- oder Blattverschiebungen entstanden sind.

Die hier wiedergegebenen Abbildungen zeigen einen Teilbereich des südlichen Gordii Dorsum. Besonders auffällig sind zahlreiche schmale, über viele Kilometer parallel verlaufenden Grate und Furchen, welche im oberen Bildausschnitt der Draufsichten zu sehen sind und sich somit östlich des Gordii Dorsum befinden. Hierbei handelt es sich um die erwähnten Yardangs. Yardangs werden im Laufe der Zeit von den Sandkörnern, welche der Wind mit sich führt, wie mit einem Sandstrahlgebläse aus dem Gestein „herausgefräst“. Wehen die Winde dabei über einen längeren Zeitraum in die gleiche Richtung, so können diese dabei regelrechte Windgassen bilden, durch welche der Prozess der Yardang-Bildung noch weiter beschleunigt wird.

Der Name „Yardang“ entstammt aus der uigurischen Sprache und bedeutet ins Deutsche übersetzt in etwa „steiler Sandwall“. Geprägt wurde der Begriff durch den schwedischen Wissenschaftler und Forschungsreisenden Sven Hedin, welcher in der zentralasiatischen Wüste Lop Nor solche Gesteinsformationen beobachtete und im Jahr 1903 erstmals wissenschaftlich beschrieb.

Des weiteren ist im oberen Bildausschnitt der Nadir-Aufnahme eine auffallende Linie erkennbar, welche sich durch die Ebene zieht. Hierbei handelt es sich vermutlich um einen großen tektonischen Bruch in der Planetenoberfläche, der sich außerhalb des Aufnahmebereiches in die nordwestliche Richtung fortsetzt. In den perspektivischen Ansichten, aber auch in der topographischen Bildkarte und auf dem Anaglyphenbild ist gut erkennbar, dass das Gordii Dorsum aus mehreren übereinander abgelagerten Schichten aufgebaut ist, welche vor allem im Westen nach und nach von der Winderosion angegriffen werden.

Die hier gezeigten Aufnahmen der HRSC-Kamera entstanden während des Orbits Nummer 11.503 von Mars Express am 15. Januar 2013. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 19 Metern pro Pixel.

Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Gordii Dorsum wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivischen Schrägansichten 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 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. Gerhard Neukum von der Freien Universität Berlin geleitet. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera 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 erstellt.
Die hier gezeigten, während des Orbits Nummer 11.5037 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Gordii Dorsum 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.

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

Die auf der nördlichen Hemisphäre des Mars‘ gelegene Region Arabia Terra bildet eine Übergangszone zwischen dem südlichen Marshochland und der rund um den Nordpol verlaufenden nördlichen Tiefebene. In diesem Gebiet existiert eine Vielzahl an unterschiedlich großen Impaktkratern, welche mit Ablagerungen aus verschiedenen Materialien gefüllt und die im Laufe der Zeit durch Umwelteinflüsse stark erodiert sind.

Am 19. März 2012 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express während ihres Marsorbits Nummer 10.468 den westlichen Bereich des Arabia Terra und bildete das Gebiet mit der High Resolution Stereo Camera (HRSC), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters ab.

Dabei gerieten zwei dicht nebeneinander liegende, von ihrem äußeren Erscheinungsbild her jedoch sehr unterschiedliche Krater in das Blickfeld der HRSC-Kamera. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die Kamera dabei eine Auflösung von etwa 26 Metern pro Pixel. Der auf diesen Aufnahmen erkennbare, etwa 60 Kilometer durchmessende Danielson-Krater ist von zahlreichen sogenannten Yardangs geprägt. Der unmittelbar südlich des Danielson-Kraters gelegene und mit einem Durchmesser von rund 33 Kilometern nur etwa halb so große Kalocsa-Krater zeigt dagegen keine vergleichbaren Geländestrukturen.

Wie bei vielen anderen Kratern in der Region des Arabia Terra ist auch der Grund des Danielson-Kraters mit geschichteten Sedimentablagerungen bedeckt. Im Laufe der Zeit wurden diese Sedimentschichten jedoch durch die erosiven Kräfte des Windes beeinflusst und dabei teilweise wieder abgetragen. Die so entstandenen Geländeformen werden als Yardangs bezeichnet. Bei diesen auch von unserem Heimatplaneten her bekannten Strukturen handelt es sich um mehr oder weniger stromlinienförmig gestaltete Gesteinsrücken, welche durch die erosiven Kräfte des Windes gebildet wurden. Durch die meist parallele Anordnung der Gesteinsrücken lässt sich die Windrichtung nachvollziehen, die während des Erosionsprozesses vorgeherrscht haben muss.

Yardangs werden im Laufe der Zeit von den Sandkörnern, welche der Wind mit sich führt, wie mit einem Sandstrahlgebläse aus dem Gestein „herausgefräst“. Wehen die Winde dabei über einen längeren Zeitraum in die gleiche Richtung, so können diese dabei regelrechte Windgassen bilden, durch welche der Prozess der Yardang-Bildung noch weiter beschleunigt wird. Der Name „Yardang“ entstammt aus der uigurischen Sprache und bedeutet ins Deutsche übersetzt in etwa „steiler Sandwall“. Geprägt wurde der Begriff durch den schwedischen Wissenschaftler und Forschungsreisenden Sven Hedin, welcher in der zentralasiatischen Wüste Lop Nor solche Gesteinsformationen beobachtete und im Jahr 1903 erstmals wissenschaftlich beschrieb.

Im Rahmen der Entstehung der Yardangs im Danielson-Krater muss der auf die Oberfläche einwirkende Wind vornehmlich aus der nord-nordöstlichen Richtung geweht haben. Die Planetologen vermuten, dass die Sedimente bei diesem Prozess zunächst durch den Wind in das Innere des Kraters transportiert wurden und dort mit Wasser in Kontakt traten. Dies hatte eine Verfestigung der Lockersedimente zur Folge. In einer zu einem späteren Zeitpunkt erfolgenden Trockenperiode der Marsgeschichte wurden die so entstandenen Gesteine dann wieder abgetragen. Manche Wissenschaftler vermuten, dass die erkennbaren Wechsellagen der einzelnen Sedimentschichten ein Hinweis auf Klimaschwankungen auf unserem Nachbarplaneten sein könnten, welche durch eine in periodischen Abständen erfolgende Verschiebung der Rotationsachse des Mars ausgelöst werden.

Die Einwirkung des Windes ist auch an einem 30 Kilometer langen Dünenfeld im Inneren des Kraters zu erkennen, welches sich allerdings erst in der jüngeren geologischen Vergangenheit gebildet hat. Die dunkle Färbung des Sandes rührt sehr wahrscheinlich von vulkanischem Material her. Hierbei könnte es sich entweder um Vulkanasche oder um zu Sand und Staub verwitterte Vulkangesteine handeln. Der dunkle Sand bildet dabei einen starken optischen Kontrast zu der ansonsten typischerweise ockerfarbenen Planetenoberfläche.

Der kleinere, lediglich 33 Kilometer durchmessende Kalocsa-Krater präsentiert sich dagegen in einem vollkommen anderen Erscheinungsbild. Hier sind keine geschichteten Sedimentablagerungen oder Yardangs zu erkennen. Möglicherweise ist die im Vergleich zum Danielson-Krater geringere Tiefe des Kalocsa-Kraters der Grund für das Fehlen dieser Strukturen. Der Danielson-Krater reicht etwa 1.000 Meter tiefer in den Untergrund der Marsoberfläche als der Kalocsa-Krater.

Somit könnte dort eventuell ein in der Vergangenheit in dieser Region vorhandenes tiefer gelegenes Grundwasserreservoir freigelegt worden sein, was zu der Sedimentverfestigung am Grund des Danielson-Kraters geführt haben könnte. Der höher gelegene Boden des Kalocsa-Kraters wurde dagegen nicht von dem Grundwasser erreicht. Eine andere Hypothese geht davon aus, dass der Kalocsa-Krater erst zu einem späteren Zeitpunkt entstand, als der Mars seine flüssigen Wasservorkommen aufgrund eines dramatischen Klimawandels bereits verloren hatte.

Ebenfalls auffallend ist eine mächtige Lavadecke im unteren Bildabschnitt (östlich der beiden Krater) und eine Geländestufe, welche den Übergang zu einem tiefer gelegenen Terrain im Bildabschnitt markiert (zu erkennen im oberen linken Teil des Bildes). Hier ragt ein Teil des Auswurfmaterials des kleineren Kalocsa-Kraters wie eine Landzunge in das tiefer gelegene Gebiet. Am Rand dieser Auswurfdecke ist ein kleiner, etwa fünf Kilometer durchmessender, aufgefüllter Krater zu sehen. Das legt die Vermutung nahe, dass sich die Auswurfdecke in der Vergangenheit weiter in das Vorland erstreckte. In dieser Region sind außerdem eine Vielzahl kleiner, noppenförmiger Hügel zu erkennen. Hierbei handelt es sich vermutlich um die Restberge eines ehemals weiter reichenden, höheren Oberflächenniveaus.

Die hier gezeigten Farbansicht des Arabia Terra wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- bzw. rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. 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. Dieser hat auch die technische Konzeption der hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Institutionen aus zehn Ländern.

Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 erstellt.
Weitere während des Orbits Nummer 10.468 durch die HRSC-Kamera angefertigte Aufnahmen des Danielson-Kraters finden Sie auf der entsprechenden Internetseite 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: ESA, DLR, FU Berlin.

Der etwa 460 Kilometer durchmessende Schiaparelli-Krater ist ein großes, durch einen Asteroideneinschlag entstandenes Impaktbecken im zentralen Hochland unseres äußeren Nachbarplaneten. Er befindet sich in Äquatornähe im östlichen Teil der Region Terra Meridiani. Am 15. Juli 2010 überflog die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Sonde Mars Express während ihres Orbits Nummer 8.363 dieses Gebiet. Die vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) betriebene High Resolution Stereo Camera (HRSC), eines von sieben wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Mars Express, bildete dabei ein Gebiet bei 0 Grad Breite und 14 Grad östlicher Länge mit einer Auflösung von etwa 19 Metern pro Pixel ab.
Benannt wurde das Impaktbecken nach dem italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli (1835 bis 1910), der für seine Beobachtungen von Merkur und Venus, vor allem aber für die Beschreibung der so genannten „canali“, der Kanäle auf dem Mars bekannt wurde. Während einer Marsopposition im Jahr 1877 beobachtete Schiaparelli durch sein Teleskop ein Netzwerk von geradlinig verlaufenden Strukturen auf der Marsoberfläche, für deren wissenschaftliche Beschreibung er das italienische Wort „canali“ verwendete. Bedingt durch einen Übersetzungsfehler, im Englischen wurde das Wort „channels“ verwendet, wurden diese Strukturen in der Folgezeit als künstlich angelegte Kanäle interpretiert. Erst im Jahr 1965 beendeten die durch die Raumsonde Mariner 4 angefertigten Marsaufnahmen die aus diesem Irrtum resultierenden Spekulationen über intelligente Marsbewohner.

Die jetzt im Juli 2010 von der HRSC-Kamera angefertigten Bilder der Marsoberfläche zeigen den nordwestlichen Bereich des Schiaparelli-Kraters mit dessen Kraterrand, einem Teil des Kraterbodens sowie das umgebende Marshochland. Das gezeigte Gebiet verfügt über eine Ausdehnung von 190 Kilometern in Nord-Süd-Richtung und von 90 Kilometern in Ost-West-Richtung. Mit einer Fläche von etwa 17.000 Quadratkilometern ist es somit nur wenig größer als das Bundesland Thüringen. Das Innere des Kraters, so die Interpretation der für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler, wurde im Laufe der Zeit durch mehrere geologische Prozesse stark verändert.

Die Entstehung der auffallend ebenen Fläche wird durch eine Abfolge von erstarrter, dünnflüssiger Lava und sogenannten lakustrinen Sedimenten interpretiert. Hierbei handelt es sich um Ablagerungen, welche sich einst auf dem Grund eines Sees gebildet haben. Im Ausschnitt 1 des nebenstehenden Übersichtsbildes sind die Überreste dieser Sedimente zu erkennen, welche sowohl helle als auch dunkle Farbtöne aufweisen. Die verschiedenen Farben sind ein Hinweis darauf, dass es sich hierbei um unterschiedlich zusammengesetzte Materialien handeln muss. Kleinere Impaktkrater wurden zum Teil „geflutet“ und mit Sedimenten aufgefüllt. An verschiedenen Stellen ist zudem eine Schichtung der Ablagerungen erkennbar.

Die Sedimente, aus welchen sich die Oberfläche der Ebene innerhalb des Schiaparelli-Kraters zusammensetzt, wurden ebenfalls verändert (Bildausschnitt 2). In diesem Bereich hat die Erosion durch Wind oder Wasser scharfe Konturen hinterlassen. Ein Beispiel hierfür ist ein kleines, relativ flaches Plateau links unten in diesem Bildausschnitt. Die über längere Zeiträume anhaltende erosive Kraft des Windes hat an anderen Stellen Oberflächenmaterial abgetragen und so eine Vielzahl runder, abgeschliffener Hügel hinterlassen. Außerdem wurden durch Ablagerung der vom Wind transportierten Staub- und Sandpartikel Dünen aufgehäuft. Aus diesem Grund erscheint die Oberfläche an Orten, an denen zuletzt die Kräfte der Winderosion vorherrschten, rau. In der unmittelbaren Umgebung der Dünen, wo eine Ablagerung der feinen, durch Wind transportierten Sedimente stattfand, vermittelt die Oberfläche dagegen einen relativ ebenen Eindruck.

Bei der Betrachtung des Bildes fällt der Blick auf einen etwa 42 Kilometer durchmessenden Krater, welcher sich direkt auf dem inneren Kraterrand des Schiaparelli-Impaktbeckens befindet (Bildausschnitt 3). Aufgrund seiner Lage muss dieser Krater über ein jüngeres Alter als der Schiaparelli-Krater verfügen. Auch das Innere dieses fast 2.000 Meter tiefen Kraters ist mit Sedimenten verfüllt. Im nördlichen Teil scheinen diese Sedimente eine Terrasse zu bilden. Im Zentrum des Kraters ist dagegen eine Struktur zu erkennen, welche an ein Flussdelta erinnert. Diese Struktur scheint zum Teil aus gerundeten, hellen Hügeln zu bestehen.

Dunkles, ebenfalls durch den Wind transportiertes Material wurde vorzugsweise im südlichen Bereich des Kraters abgelagert. Die ebenfalls erkennbaren Dünenfelder, welche das Plateau im Zentrum des Kraters sichelförmig umgeben, verdeutlichen die hier erfolgten großen Materialverfrachtungen durch Windeinflüsse. Durch die Betrachtung der dreidimensionale Aufnahme mit einer speziellen Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille tritt besonders die Struktur dieses Einschlagskraters hervor. Auch die kleineren, durch Hügel, Schichtköpfe und freistehende Plateaus im Inneren des Schiaparelli-Einschlagbeckens erzeugten Höhenunterschiede sind hierbei deutlich erkennbar.

Mit der HRSC-Kamera ist es möglich, aus mehreren der neun unter verschiedenen Winkeln auf die Planetenoberfläche gerichteten Aufnahmekanälen sogenannte digitale Geländemodelle abzuleiten. Damit lässt sich die Topographie der abgebildeten Landschaft bildhaft darstellen und für topographische Kartenwerke nutzen. Aus dem berechneten Geländemodell geht hervor, dass der Boden des Schiaparelli-Kraters etwa 2.500 Meter tiefer liegt als der den Krater umgebende Rand. Für einen Krater der Größe Schiaparellis, mit einem Durchmesser von 460 Kilometern wird dieser aufgrund seiner komplexen Struktur auch als Einschlagbecken bezeichnet, sind dies allerdings keine besonders extremen Höhenunterschiede. Das zeigt, dass der Rand von Schiaparelli in den letzten drei Milliarden Jahren seit der Entstehung des Kraters durch Erosion bereits zum Teil wieder abgetragen wurde.

Im Rand des Schiaparelli-Kraters sind mehrere radiale, auf das Zentrum von Schiaparelli ausgerichtete Bergrücken und dazwischenliegende Täler zu erkennen, welche durch den aufgrund des Sonnenstandes bedingten Schattenwurf hervorgehoben werden. Hierbei handelt es sich um Strukturen, die im Moment der Kraterbildung durch nach außen gerichtete Auswurfmassen in die Landschaft „gefräst“ wurden.

Die hier gezeigte Farbansicht wurde aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die zu sehende Schrägansicht wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen HRSC-Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Das Anaglyphenbild, das bei Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Landschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal abgeleitet. Das digitale Geländemodell wurde aus einer höhenkodierten Bildkarte abgeleitet, welche dazu aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde.

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. Dieser hat auch die technische Konzeption dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das für die Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: Roskosmos.

Eigentlich hätte der Raumfrachter Progress M-07M heute um 13:11 Uhr MESZ in Richtung ISS starten sollen. Doch daraus wurde nichts, denn das Wetter machte dem Vorhaben einen Strich durch die Rechnung. Am Startplatz 1 in Baikonur herrschten zu starke Winde, so dass der Start aus Gründen der Sicherheit abgesagt wurde.
Der neue Starttermin ist jetzt Freitag, der 10. September 2010, um 12:22 Uhr MESZ. Durch den verzögerten Start verlagert sich auch das Docking. Es soll nun am Sonntag um 13:58 Uhr MESZ stattfinden. Dabei sollen rund 2,5 Tonnen zur Internationalen Raumstation geliefert werden.

Raumcon:

• Raumfrachter *Progress M-07M*

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

Den Begriff „Patera“ verwenden Geologen für komplexe oder irregulär geformte Krater und Bodenstrukturen mit einem geringen topographischen Relief. Eine solche Formation auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zeigen die Ende der letzten Woche veröffentlichten Aufnahmen der von der Europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Marssonde Mars Express. Orcus Patera, so der Name der abgebildeten Struktur, befindet sich ungefähr auf halbem Weg zwischen dem im Osten gelegenen Vulkan Olympus Mons und dem im Westen befindlichen Vulkan Elysium Mons bei ungefähr 14 Grad nördlicher Breite und 177 Grad östlicher Länge.
Hierbei handelt es sich um eine in Nord-Süd-Richtung verlaufende, ellipsenförmige Vertiefung in der Marsoberfläche mit einer Ausdehnung von etwa 380 Kilometern Länge und durchschnittlich 140 Kilometern Breite. Die Ränder dieser sogenannten Depression erheben sich bis zu 1.800 Meter über das nördliche Tiefland des Mars. Der Boden von Orcus Patera liegt dagegen zwischen 400 und 600 Meter unterhalb der Umgebung.

Die Aufnahmen, die den hier kurz vorgestellten Bildern zugrunde liegen, wurden von der an Bord von Mars Express befindlichen High Resolution Stereo Camera (HRSC) am 5. beziehungsweise 11. Oktober 2005 aus einer Höhe von jeweils rund 600 Kilometern aufgenommen. Während dieser Orbits mit den Nummern 2.216 und 2.238 konnte Orcus Patera durch die HRSC-Kamera mit einer Auflösung von bis zu etwa 30 Metern pro Pixel abgebildet werden.

Die meisten der auf dem Mars entdeckten Paterae, wie zum Beispiel Hadriaca Patera und Tyrrhena Patera am nordöstlichen Rande des markanten Hellas-Impaktbeckens auf der Südhemisphäre des Mars, wurden einst, so die Ergebnisse der bisherigen Untersuchungen, durch Vulkanismus gebildet. Die Entstehung von Orcus Patera ist dagegen auch mehr als 30 Jahre nach ihrer Entdeckung durch die amerikanischen Viking-Sonden noch nicht endgültig erklärt.
Eine der gängigen Theorien geht davon aus, dass es sich bei Orcus Patera um die Caldera eines Marsvulkans handeln könnte, was unter anderem auch durch die relative Nähe zu den beiden größten Vulkanregionen unseres äußeren Nachbarplaneten, der Tharsis- und der Elysium-Vulkanregion, begründet wird. Eine andere Theorie sieht die Entstehung von Orcus Patera in einem oder mehreren Impakten von Asteroiden oder Kometen begründet. Demzufolge handelt es sich hier um einen großen und im Laufe der Zeit stark deformierten Impaktkrater, welcher ursprünglich einmal kreisrund war. Durch anschließend auftretende tektonische Kräfte und lokale Bewegungen der Marskruste wurde dieser Krater nach seiner Entstehung zusammengeschoben und dabei zu der jetzt erkennbaren länglichen Struktur verformt. Aber auch die Erosion der Ränder von zwei oder mehreren eng aneinandergrenzenden oder sich sogar überschneidenden Impaktkratern wird in diesem Zusammenhang in Erwägung gezogen. In einer dritten Theorie wird die Depression auf Druckspannungen in der Marskruste zurückgeführt und dabei als eine große tektonische Kompressionsstruktur interpretiert.

Dass tektonische Kräfte bei der in der Gegenwart sichtbaren Ausprägung von Orcus Patera auf jeden Fall eine bedeutende Rolle gespielt haben müssen, kann man sehr gut an den zahlreichen markanten und fast geradlinig verlaufenden Gräben erkennen, welche sich durch den östlichen und westlichen Rand der Formation schneiden (Bildausschnitt 1 in der nebenstehenden Schwarz-Weiß-Aufnahme). Diese bis zu zweieinhalb Kilometer breiten und jeweils mehrere hundert Meter tiefen Gräben verlaufen nahezu in Ost-West-Richtung. Diese Ausrichtung der Gräben wird als ein Beweis dafür angesehen, dass die Marskruste während der Entstehung der Gräben in Nord-Süd-Richtung gedehnt wurde.

Diese Gräben sind jedoch nur noch auf den Rändern von Orcus Patera und in deren näheren östlichen und westlichen Umgebung zu erkennen. Im Zentrum der Depression wurden die Spuren dieser relativ großen Gräben dagegen durch spätere Ablagerungen überdeckt. Auf dem Boden der Depression können allerdings trotzdem kleinere Gräben in der gleichen geographischen Orientierung beobachtet werden (Bildausschnitt 2). Dies lässt darauf schließen, dass zum einen im Laufe der Zeit in der hier abgebildeten Region über einen längeren Zeitraum hinweg mehrere tektonische Aktivitäten auftraten, und zum anderen mehrere Ereignisse stattfanden, bei denen der Boden der Depression durch Ablagerungen bedeckt wurde.

Die Existenz von sogenannten Runzelrücken innerhalb von Orcus Patera zeigt des Weiteren, dass neben der Dehnung der Marskruste, wie sie an den Gräben abgeleitet werden kann, zusätzlich auch eine Stauchung der Planetenkruste in dieser Region erfolgte und dabei einen wichtigen tektonischen Prozess darstellte (Bildausschnitt 3). Diese im Englischen „wrinkle ridges“ genannten geologischen Formationen entstehen durch tektonische Prozesse, bei denen Ablagerungen komprimiert und übereinander geschoben werden. Einige wenige Einschlagkrater auf der sehr ebenen Oberfläche im Inneren von Orcus Patera legen den Schluss nahe, dass die Depression nach ihrer Entstehung von Sedimenten verfüllt wurde, welche durch vulkanische Prozesse oder Windverfrachtung in Orcus Patera eingebracht worden sein könnten. Die zackenförmigen, dunklen Gebiete nahe des Zentrums der Depression entstanden dagegen sehr wahrscheinlich erst in der geologisch betrachtet jüngeren Vergangenheit durch äolische Prozesse (Bildausschnitt 4). Durch Windverfrachtung wurde hierbei relativ dunkles Material, zum Beispiel vulkanische Asche oder Staub, abgelagert.

Die Impaktereignisse, von denen die bis zu 30 Kilometer durchmessenden Krater auf dem Boden von Orcus Patera zeugen, haben das von hellen Ablagerungen bedeckte dunkle Material aus dem Untergrund zutage gefördert und in der Depression ausgeworfen, so dass es anschließend durch Windaktivität weitertransportiert werden konnte. Mit der nebenstehenden Farbansicht lassen sich diese feinen Unterschiede im Oberflächenmaterial darstellen, welche ebenfalls auf äolische Prozesse, also die Einwirkung der über den Mars wehenden Winde, zurückzuführen sind. Wo sich dem Wind im Gelände Hindernisse bieten, zum Beispiel an den bis zu 1.000 Meter hohen Wällen der verschiedenen Impaktkrater, welche aus der Ebene von Orcus Patera heraus ragen, zeigen fahnenförmige Ablagerungen im Lee, also der windabgewandten Seite dieser Strukturen, die vorherrschenden Windrichtungen an.

In der näheren, zum Teil stark zerklüfteten und zudem von Kratern übersäten Umgebung von Orcus Patera sind zudem verschiedene Fließstrukturen erkennbar. Diese Strukturen könnten unter Umständen ein Hinweis darauf sein, dass in diesen Bereichen in Hohlräumen unterhalb der Planetenoberfläche Eis vorhanden gewesen sein könnte, welches infolge eines Asteroidenimpaktes oder einer vulkanischen Aktivität geschmolzen und so zeitweise mobilisiert wurde. Es könnte sich hierbei, so die Interpretation der Wissenschaftler, aber auch um einen Hinweis auf vulkanisches Material handeln, welches im Rahmen einer Eruption über die Oberfläche floss.

Die Farbansichten der hier angeführten Bilder wurde aus dem senkrecht auf die Oberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- und rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die Schrägansicht wurde aus Bildern der Stereokanäle der HRSC berechnet. Bei dem Schwarzweißbild handelt es sich um eine Nadiraufnahme, welche von allen gewonnenen Aufnahmen die höchste Auflösung erreicht. Die höhenkodierte Bildkarte wurde aus dem digitalen Geländemodell abgeleitet, welches aus den Nadir- und Stereokanälen errechnet wurde.

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. Dieser hat auch die technische Konzeption dieser hochauflösenden Stereokamera entworfen. Das Wissenschaftsteam besteht aus 45 Co-Investigatoren von 32 Institutionen aus zehn Ländern. Die HRSC-Kamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung des PI Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit 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 Daten erfolgt am DLR. Die Darstellungen wurden vom Institut für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung erstellt.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Planetary Society, Malin Space Science Systems, Max-Planck-Institut für Chemie, Unmanned Spaceflight.

Vertont von Peter Rittinger.

Seit dem letzten ausführlicheren Statusbericht über die Mission des Marsrovers Opportunity konnte sich dieser von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene „Robotergeologe“ auch weiterhin erfolgreich in Richtung auf sein nächstes Ziel, den jetzt noch über zehn Kilometer entfernten Endeavour-Krater, bewegen. Am 8. Juli, dem Sol 2.295 der Opportunity-Mission, legte der Rover dabei weitere 68 Meter in die östliche Richtung zurück. Das anschließende Wochenende wurde mit der ausführlichen Untersuchung einer als „Juneau Road Cut“ bezeichneten Oberflächenformation aus offen zutage liegendem Grundgestein verbracht. Nach der Abbildung der Oberfläche durch ein am Instrumentenarm des Rovers befestigtes Mikroskop wurde die Oberfläche der Gesteinsschicht mit einem APXS-Spektrometer untersucht, um die genaue Zusammensetzung des Materials zu ermitteln.
Das APXS-Spektrometer verfügt an seinem Kopfende über ein Ringstück, welches über eine Isotopenquelle, es handelt sich hierbei um das radioaktiv strahlende Isotop Curium-244, verfügt. Bei den Messungen wird dieses Kopfstück direkt auf dem zu untersuchenden Objekt aufgesetzt. Die Isotopenquelle sendet bei der anschließenden Messung eine Alphastrahlung in Form von Heliumkernen aus, welche aus zwei Protonen und zwei Neutronen bestehen. Sobald die Heliumkerne in dem zu untersuchenden Objekt auf andere Atomkerne treffen, werden diese dabei abhängig von der Atommasse der getroffenen Atome auf eine charakteristische Art und Weise gestreut und abgelenkt. Misst man dabei den Winkel der erfolgten Ablenkung, so erhält man genaue Daten zur Masse der für die Ablenkung verantwortlichen Atomkerne und kann so auch die dafür verantwortlichen Elemente bestimmen. Aus der sich so ergebenden Zusammensetzung der verschiedenen Elemente kann wiederum auf das zugrunde liegende Mineral und daraus auf die Zusammensetzung der untersuchten Bodenformation geschlossen werden. Die APXS-Spektrometer der Mars Exploration Rover-Mission wurden am Max-Planck-Institut für Chemie in Mainz entwickelt.

Am 11. Juli 2010 wurde Opportunity während dieser Untersuchungskampagne von einer Windböe getroffen, welche einen Teil der auf den Solarflächen des Rovers befindlichen Staubablagerungen wegwehte. Bedingt durch dieses auch als „Dust Cleaning Event“ bezeichnete Ereignis verbesserte sich die Energiesituation des ausschließlich mittels Solarenergie betriebenen Rovers deutlich. Vor dem „Dust Cleaning Event“ konnte Opportunity am 7. Juli 2010 lediglich eine moderate Menge von 359 Wattstunden an Energie generieren (0,359 kWh). Nach dem reinigenden Windstoß stieg dieser Wert zuerst auf über 400 Wattstunden pro Tag an und erhöhte sich schließlich bis zum 14. Juli auf 492 Wattstunden.

Am darauffolgenden Tag gelang Opportunity zum wiederholten Mal eine Premiere im Rahmen seiner überaus erfolgreichen Forschungstätigkeit auf dem Mars. Auf einer Aufnahme, welche die Panoramakamera des Rovers zur Festlegung der zukünftigen Fahrstrecke anfertige, war ein sogenannter „Dustdevil“ erkennbar. Dabei handelt es sich um eine Art Windhose oder Minitornado, welcher Staub und Sand in die Höhe wirbelt. Solche Dustdevils sind auf dem Mars eigentlich keine besonders ungewöhnlichen Erscheinungen. Speziell im Frühling und Sommer sind sie beziehungsweise die von ihnen auf der Oberfläche hinterlassenen Spuren immer wieder zu beobachten. Auf der anderen Seite des Mars gelangen Spirit, dem baugleichen Zwillingsrover von Opportunity, im Verlauf der letzten Jahre Dutzende von Aufnahmen solcher Windhosen.
Im Meridiani Planum, dem Operationsgebiet von Opportunity, konnte ein derartiges Phänomen im Verlauf der mittlerweile sechseinhalbjährigen Mission jedoch trotz intensiver Suche noch nie zuvor direkt beobachtet werden. Lediglich auf Aufnahmen, welche von den verschiedenen Marsorbitern erstellt wurden, waren von der Marsumlaufbahn aus deutlich die Spuren zu erkennen, welche die wirbelnden Luftmassen von Minitornados auf der Oberfläche des Meridiani Planum hinterlassen haben. Allerdings sind die Spuren im Meridiani Planum seltener zu entdecken als im Operationsgebiet von Spirit. Eventuell, so Dr. Mark Lemmon von der Texas A&M University, einer der Wissenschaftler der Mars Exploration Rover-Mission, liegt dies in der unterschiedlichen Struktur des Geländes begründet.
Minitornados bilden sich, bedingt durch Temperaturunterschiede in der Atmosphäre, sowohl im Gusev-Krater als auch im Meridiani Planum. Der Boden im Gusev-Krater, dem Landegebiet von Spirit, fällt dabei allerdings rauer und staubiger aus als die Oberfläche des Meridiani Planum. Die im Gusev-Krater auftretenden Luftwirbel können deshalb auch mehr Staub von der Oberfläche mit sich reißen. Die wirbelnden Luftströmungen über dem Meridiani Planum sind dagegen nur verhältnismäßig selten in der Lage auch genügend Sand mitzureißen, um dabei als Dustdevils in Erscheinung zu treten. Und wo nicht genügend loser Sand vorhanden ist, da können die Wirbel auch keine Spuren im Sand hinterlassen.

Auffällig ist hierbei allerdings auch das zeitliche Zusammentreffen des erst wenige Tage zuvor erfolgten Cleaning Events, des anschließenden weiteren Anstiegs der Energieproduktion und letztlich der erstmaligen direkten Beobachtung eines Dustdevils im Meridiani Planum. „Hierbei könnte es sich um ein zufälliges Zusammentreffen der Ereignisse handeln, aber es könnte auch eine Verbindung existieren“, so Mark Lemmon. Anscheinend herrschten in der Umgebung von Opportunity über mehrere Tage hinweg anhaltende relativ starke Winde. „Diese Beobachtung war wirklich interessant. Sie bedeutet, dass die Atmosphäre aktiver ist, als wir bisher angenommen haben“, so Bill Nelson, der Chefingenieur der Rover-Mission. Als Reaktion auf die Beobachtung des Dustdevils begannen die für die Planung der Fotoaufnahmen zuständigen Wissenschaftler in den folgenden Tagen mit der systematischen Suche nach weiteren Windhosen. Bisher verlief diese Suche jedoch ergebnislos.

Bedingt durch die jetzt zur Verfügung stehende größere Energiemenge konnte der Rover am 12., 14. und 15. Juli jeweils etwa 70 weitere Meter fahren, ohne dabei die zuvor noch nötigen Pausen zwischen den einzelnen Etappen der Fahrt einzulegen. Diese Pausen waren in den letzten Monaten erforderlich, um die beiden Batterien des Rovers zwischen den einzelnen Fahrten während des Marswinters neu aufzuladen. Trotz der jetzt deutlich verbesserten Energiesituation wurde die Weiterfahrt des Rovers in den nächsten Tagen zuerst einmal unmöglich, da sich der als Kommunikationsrelais zwischen Opportunity und dem Deep Space Network (DSN) der NASA eingesetzte Orbiter Mars Odyssey in einen Sicherheitsmodus versetzt und sämtliche nicht unbedingt erforderlichen Aktivitäten eingestellt hatte (Raumfahrer.net berichtete). Die Fahrt vom 15. Juli konnte nur deshalb ausgeführt werden, weil die entsprechenden Kommandosequenzen zufälligerweise noch unmittelbar vor dem Beginn des Sicherheitsmodus an den Rover übermittelt wurden.

Aufgrund des zeitweiligen Ausfalls seiner Relaisstation war Opportunity in der Folgezeit darauf angewiesen, die tägliche Kommunikation mit seinem in Pasadena/USA befindlichen Kontrollzentrum zum größten Teil ohne die Unterstützung einer Funkrelaisstation ausschließlich auf direktem Weg durchzuführen. Der zweite Marsorbiter der NASA, der Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), wurde nur kurzfristig als Ersatz für Mars Odyssey eingesetzt. Allerdings wird die zu übertragende Datenmenge bei einer ausschließlichen Direktkommunikation zwischen dem Rover und dem DSN um mehr als das zehnfache reduziert.

Dies hatte zur Folge, dass auch die täglichen Aktivitäten des Rovers vorerst eingeschränkt werden mussten. Die einzigen Daten, welche Opportunity in diesem Zeitraum an sein Kontrollzentrum übermittelte, waren die grundlegendsten Telemetriedaten, welche sich auf den allgemeinen Zustand des Rovers bezogen. Eine Weiterfahrt in Richtung auf den Endeavour-Krater war aus diesem Grund in diesem Zeitraum nicht möglich.

Am 23. Juli wurde der Sicherheitsmodus von Mars Odyssey beendet und der Orbiter nahm seinen normalen Betrieb wieder auf. Am selben Tag führte Opportunity mit dem APXS-Spektrometer erneute Messungen zur Untersuchung des in der Atmosphäre enthaltenen Edelgases Argon durch. Nach Kohlendioxid (95,3 Prozent) und Stickstoff (2,7 Prozent) ist Argon mit einem Anteil von 1,6 Prozent das dritthäufigste Gas innerhalb der Marsatmosphäre. Die nächste Fahrt erfolgte am 25. Juli, dem Sol 2311 der Mission, wobei der Rover sich um 28 Meter in die ost-südöstliche Richtung bewegte.

Bei dieser Fahrt wurde auch erstmals eine neue Fortbewegungsweise erprobt, welche von Scott Maxwell, einem der für die Steuerung von Opportunity verantwortlichen Roverdriver des Jet Propulsion Laboratorys (JPL) in Pasadena/Kalifornien, entwickelt wurde. Sollte die neue Fahrweise erfolgreich sein, so die Erwartung der Roverdriver, könnte damit die tägliche Fahrleistung des Rovers um bis zu 30 Prozent gesteigert werden, wodurch sich auch die Zeit bis zum Erreichen des Endeavour-Kraters um mehrere Monate verkürzen würde.

In den vergangenen Jahren konnte Opportunity problemlos Fahrten über mehr als 100 Meter absolvieren, aber lediglich die ersten etwa 70 Meter einer solchen Etappe werden dabei im Vorfeld der Fahrt detailliert von den Roverdrivern festgelegt. Zur Planung dieses ersten Teilbereichs der Route verwendet man dabei die Bilder der Panorama- und Navigationskameras des Rovers, welche die zukünftige Fahrtrichtung abbilden und mindestens einen Tag vor dem Beginn der Fahrt angefertigt und an das Kontrollzentrum übermittelt werden.

Aus diesen Aufnahmen, alle Kameras des Rovers verfügen über eine rechte und eine linke Optik, werden durch die Überlagerung der zeitgleich durch beide Optiken angefertigten Fotos anschließend unter anderem Stereobilder erzeugt, auf denen das zu passierende Gelände in seiner räumlichen Ausdehnung mitsamt der vorhandenen Höhenunterschiede und Hindernisse deutlich erkennbar ist. Außerdem werden dreidimensionale Geländemodelle, sogenannte DTMs, errechnet, auf denen zum Beispiel der Neigungswinkel der zu passierenden Sanddünen erkennbar ist. Erst mit Hilfe dieser Modelle wird dann von den Roverdrivern die exakte Fahrtroute festgelegt.

Die entsprechenden Fahrkommandos werden dann an den Rover übermittelt, welcher die vorgegebene Strecke in einem sogenannten „Blind Drive“-Modus abfährt. Die Fahrt wird dabei jeweils nach wenigen Metern kurz unterbrochen. Opportunity fertigt während dieser Unterbrechungen mit seinen Kamerasystemen, speziell mit den an der Vorder- und Hinterseite des Rovers angebrachten Gefahrenerkennungskameras, den sogenannten HazCams, Kontrollaufnahmen an, um eventuelle vorher noch nicht sichtbare Hindernisse zu erkennen und diesen auszuweichen.

Nach der Beendigung dieser „Blind“-Fahrt wechselt der Rover in den sogenannten Autonavigationsmodus und bestimmt den weiteren Kurs zu einem vorgegebenen Zielpunkt der Tagesetappe ab jetzt selbstständig. Dazu erstellt der Rover etwa alle zwei Meter Aufnahmen mit seinen Kameras, welche das vorausliegende Gelände abbilden. Eine spezielle Software wertet die Aufnahmen umgehend aus und berechnet den für Opportunity am sichersten erscheinenden Weg in Richtung auf das jeweilige Tagesziel.

Ab dem Februar 2009 zeigten die Telemetriedaten des Rovers einen erhöhten Reibungswiederstand des rechten Vorderrades von Opportunity und daraus resultierend einen erhöhten Stromverbrauch dieses Rades an. Als Ursache hierfür wird ein Problem mit dem Schmiermittel des betreffenden Radgetriebes angenommen. Anschließende Analysen ergaben, dass der Stromverbrauch des rechten Vorderrades bei einer Rückwärtsbewegung des Rovers geringer ausfällt als bei einer Vorwärtsbewegung. Um das Rad und das für dessen Antrieb verantwortliche Getriebe so weit wie möglich zu schonen, wurde Opportunity ab jetzt nur noch im „Rückwärtsgang“ über das Meridiani Planum gesteuert.

Bei der Rückwärtsbewegung des Rovers ergibt sich allerdings das Problem, dass Opportunity dabei nach einer Fahrt im „Blind Drive“-Modus nicht in den Autonavigationsmodus überwechseln kann. Für diesen „Autonav“-Modus benötigen der Rover zwingend die aktuellen Bilder seiner beiden Navigationskameras. Diese Kameras können das umliegende Gelände zwar in einem Winkel von 360 Grad abbilden, bei einem Blick in die rückwärtige Richtung behindert jedoch der direkt hinter den Kameras positionierte Mast der Niedriggewinnantenne (LGA-Antenne), welche neben der leistungsstärkeren HGA-Antenne für die Direktkommunikation mit dem Kontrollzentrum genutzt wird, die freie Sicht auf die Oberfläche unmittelbar vor dem Rover.

Da sich bei den in die rückwärtige Richtung zielenden Aufnahmen auch dieser Antennenmast im abgebildeten Bereich befindet und dabei einen Teil des zukünftig zu passierenden Geländes verdeckt, können aus diesen Aufnahmen keine aussagekräftigen Stereobilder erzeugt werden. Aus diesem Grund können die Aufnahmen nicht zur Erstellung einer sicheren Route im Autonavigationsmodus genutzt werden.

Die in die rückwärtige Richtung zeigenden Gefahrenerkennungskameras können ebenfalls dreidimensionale Bilder erzeugen, welche durch die Software des Rovers verarbeitet werden. Allerdings können diese Kameras das vorausliegende Gelände nur bis zu einer Entfernung von etwa drei Metern in einer brauchbaren Auflösung wiedergeben, was für eine erfolgreiche Planung der Weiterfahrt eine zu geringe Reichweite darstellt.

Bedingt durch dieses Problem waren die Fahrten der letzten Monate, welche ausschließlich in der Rückwärtsbewegung erfolgten, auf eine Distanz von maximal rund 70 Metern limitiert, welche dabei ausschließlich im „Blind Drive“-Modus erfolgten. Durch die neue Vorgehensweise hoffen die Roverdriver jedoch, die Fahrten in Zukunft durch eine erneute Aufnahme der Autonavigationsfahrten noch weiter ausdehnen zu können.

Zuerst soll dabei wie bisher im „Rückwärtsgang“ eine reguläre Distanz von etwa 70 Metern im „Blind Drive“-Modus überbrückt werden. Anschließend soll die Navigationskamera in ihrer horizontalen Ausrichtung um 162,5 Grad geschwenkt werden. Die Kamera kommt dabei an einem Punkt zum Stehen, welcher den Mast der LGA-Antenne noch nicht im Blickfeld hat. Anschließend wird sich der gesamte Rover um weitere 17,5 Grad drehen, was zur Folge hat, dass die Navigationskamera jetzt genau in die vorgesehene Fahrtrichtung zeigt, ohne dass deren Sichtfeld durch den Antennenmast verdeckt ist. Nach der Aufnahme der erforderlichen Navigationsfotos dreht sich Opportunity wieder um 17,5 Grad zurück in die Fahrtrichtung.

Nach dem Abschluss der Berechnungen der Navigationssoftware setzt der Rover seine Fahrt fort. In zwei getrennten Schritten wird Opportunity sich dabei um einen Meter nach vorne bewegen, bevor die Prozedur wiederholt wird. Abhängig von der Schwierigkeit des zu passierenden Geländes und den zur Verfügung stehenden Energiereserven kann die während einer einzelnen Fahrt zu überbrückende Strecke auf diese Weise eventuell um bis zu 30 Prozent gesteigert werden.

Das nebenstehende und das obrige Bild sollen die geplante Prozedur lediglich verdeutlichen. Beide Aufnahmen wurden zeitgleich erstellt und geben den Geländeabschnitt ohne eine zwischenzeitlich erfolgte Drehung des Rovers wieder. Die unterschiedliche Abbildung des Antennenmastes ist durch die räumlich versetzte Anordnung der beiden Optiken der Navigationskamera bedingt.

Was sich hier wie eine eigentlich naheliegende Idee liest, gestaltet sich in der Praxis allerdings doch bedeutend komplizierter. Zum einen sind sowohl die in sehr kurzen Abständen erfolgenden Zwischenstopps als auch die dabei durchzuführenden Drehungen des Rovers relativ zeit- und energieintensiv. Zum anderen ist dabei zu berücksichtigen, dass sowohl der für die Drehbewegung der Navigationskamera zuständige Aktuator als auch die für die Lenkung des Rovers zuständigen Steuerungsmotoren bei diesen Manövern einer erheblichen Mehrbelastung ausgesetzt sein werden. Erst die Zukunft wird zeigen, ob die einzelnen Bauteile des Rovers, welche ihre jeweilige vorgesehene Einsatzzeit mittlerweile weit überschritten haben, diesen Belastungen gewachsen sind.

Der am 25. Juli erfolgte erste Test der neuen Methode verlief nach der Meinung der Roverdriver befriedigend. Trotzdem legte Opportunity bei seiner nächsten Fahrt am 29. Juli erst einmal lediglich eine Distanz von 16 Metern zurück und begab sich dabei erneut zu einer Stelle mit offen zutage liegenden Grundgestein. Auch bei dieser als „Valparaiso“ bezeichneten Formation wurden über das Wochenende ausführliche Untersuchungen durchgeführt. Nachdem die Panoramakamera das zu untersuchende Gebiet abgebildet hatte, wurden dazu erneut zuerst das Mikroskop und anschließend das APXS-Spektrometer unmittelbar über der Oberfläche platziert.

Derartige Untersuchungen werden auch in Zukunft weiterhin in regelmäßigen Abständen erfolgen. Die Wissenschaftler wollen auf diese Weise eventuelle Veränderungen in der Zusammensetzung der Oberfläche im Bereich zwischen dem Viktoria-Krater und dem Endeavour-Krater dokumentieren. Die Fahrt wurde am 4. August, dem Sol 2320 der Mission, mit einer weiteren ausschließlich im „Blind Drive“-Modus durchgeführten Etappe über 71 Meter in die südöstliche Richtung fortgesetzt.

Die nächste Fahrt erfolgte zwei Tage später. Da die Kalkulationen der Techniker und Ingenieure ergaben, dass dem Rover genügend Energie für eine etwa dreistündige Fahrt zur Verfügung stand, wurde diese Fahrt dazu genutzt, um die neue Strategie der Fortbewegung erstmals im vollen Umfang zu testen. Sollte dabei alles wie vorgesehen funktionieren, so Scott Maxwell, könnte man bei dieser Etappe unter Umständen eventuell eine Distanz von bis zu 100 Metern zurücklegen. Real wurden während dieser Fahrt dann allerdings „lediglich“ etwa 78 Meter überbrückt, wobei der Rover die Fahrt nach etwa 90 Minuten selbstständig abbrach.

Im Verlauf der Fahrt überwand Opportunity an diesem Sol 2322 der Mission die Marke von 22 auf der Oberfläche des Mars zurückgelegten Kilometern. Für einen Rover, welcher daraus ausgelegt war, im Verlauf von prognostizierten 90 Sols etwa 700 Meter auf der Oberfläche des Mars zurückzulegen, stellt dies wohl wahrlich eine beeindruckende Leistung dar.

Die Navigationssoftware des Rovers, so die anschließenden Analysen am JPL, kam während der „erweiterten Fahrt“ zu dem Ergebnis, dass der gewählte Weg eventuell nicht sicher genug sei, weshalb die Weiterfahrt im Autonavigationsmodus von dem Rover vorsorglich vorzeitig abgebrochen wurde. Trotzdem erreichte man bei dieser Fahrt eine Steigerung der zurückgelegten Strecke um etwa 10 Prozent. Dies, so die Beurteilung von Scott Maxwell, ist als ein positives Ergebnis für diesen ersten wirklichen Test der neuen Fahrweise zu bewerten. Es wurde ein über die normale Fahrt hinausgehender zusätzlicher Geländegewinn erzielt und die Software des Rovers hat dabei auf eine mögliche Gefahr wie vorgesehen reagiert.

Die Fahrtechnik mit einer autonomen Fahrt im Anschluss an eine vorgegebene 70-Meter-Fahrt wurde bisher noch nie in der Praxis erprobt. Von daher ist es verständlich, dass die Roverdriver die Sicherheitsparameter in dieser ersten Phase der Tests erst einmal eher vorsichtig einstellen, was dann auch frühzeitige Abbrüche der Fahrten nach sich ziehen kann. Sobald man mehr Erfahrung damit gesammelt hat, wie Opportunity bei diesen Autonavigationsfahrten auf bestimmte Situationen reagiert, können diese Parameter gelockert werden, was sich dann auch positiv auf die jeweils zurückgelegten Entfernungen auswirken wird.

Zusätzlich wird sich das Gelände in Zukunft zugunsten des Rovers verändern, je weiter Opportunity sich in Richtung Osten bewegt. Die Höhe der zu überquerenden Sanddünen wird in diese Fahrtrichtung bei einem leicht abschüssigen Gelände immer geringer ausfallen, was das Vorankommen des Rovers erleichtern wird. Unter anderem wird sich dabei auch der Blickwinkel der Kameras auf das zukünftig zu passierende Gelände verbessern, da die niedrigeren Dünen ein besseres Sichtfeld auf die zu überquerenden Geländebereiche erlauben.

„Wir haben den Bereich mit den gefährlichen Purgatory-Dünen (hierbei handelt es sich um relativ hoch ausfallende Dünen mit einer sehr lockeren Zusammensetzung) hinter uns gelassen und die Zukunft sieht sehr gut aus“, so Ray Arvidson, der stellvertretende Rover-Projektleiter von der Washington University in St. Louis/USA. „Die Dünen werden jetzt immer flacher und dabei leichter zu überqueren und das Fahren wird damit immer einfacher.“ Trotzdem wird man auf dem weiteren Weg zum Endeavour-Krater auch immer wieder Geländeabschnitte passieren müssen, wo Opportunity mit etwas höher ausfallenden Dünen konfrontiert wird oder wo diese Dünen sich aus einem etwas lockereren Untergrund als gewöhnlich zusammensetzen. Das bei der Überquerung dieser Geländeabschnitte auftretende „Durchdrehen“ der Räder wird dann wohl auch mehrfach zu frühzeitigen Fahrtabbrüchen beziehungsweise zu von vornherein kürzer angesetzten Tagesetappen führen.

Unabhängig von dem zu überquerenden Gelände hofft das Team der Mars Exploration Rover-Mission auf weitere Cleaning Events, welche die Energieproduktion des Rovers noch weiter steigern dürften. Neben dem Umstand, dass damit auch noch mehr Energie für zukünftige Fahrten zur Verfügung stehen würde, könnte davon auch eines der Instrumente des Rovers, das Mini-TES-Spektrometer, profitieren. Im Verlauf eine Staubsturmes hat sich im Jahr 2007 Staub auf einem der Spiegel dieses Instrumentes abgelagert und seitdem liefern die Messungen dieses Spektrometers keine brauchbaren wissenschaftlichen Daten. Im letzten Jahr wurde die Optik des Mini-TES-Spektrometers deshalb in regelmäßigen Abständen „in den Wind gedreht“. Die Hoffnung, dass der Staub dabei wieder von der Optik weggeweht werden könnte, hat sich bisher leider nicht erfüllt.
Ein Problem mit diesem Instrument war am 30. Mai 2010 dafür verantwortlich, dass der für die Azimut-Ausrichtung der Panoramakameras zuständige Aktuator nicht wie vorgesehen reagierte (lesen Sie hierzu auch den letzten Statusbericht). „Die dafür verantwortliche Fehlerquelle wird nach wie vor von uns gesucht und konnte bisher noch nicht identifiziert werden. Wir untersuchen derzeit, ob das Problem direkt in dem Mini-TES-Spektrometer zu suchen ist oder ob es sich in den Schnittstellen mit dem Rover befindet“, so Amy Knudson von der Arizona State University (ASU), welche für den Einsatz des Instruments bei Opportunity verantwortlich ist. „Zusätzlich versuchen wir festzustellen, ob es möglich ist, das Mini-TES wieder einzuschalten und erneut zu testen, ohne dabei Opportunity zu gefährden. Kurz gesagt ist diese Untersuchung mittlerweile bereits fortfahren, aber die Zukunft des Mini-TES bleibt trotzdem zunächst einmal ungewiss. Unabhängig davon werden wir den Spiegel des Spektrometers auch weiterhin regelmäßig öffnen und hoffen dabei, das der auf der Optik befindliche Staub weggeblasen wird.“

Opportunity setzte seine Fahrt am 8. August, dem Sol 2324 der Mission, fort und bewegte sich weitere 75 Meter in die südöstliche Richtung. Die nächste Fahrt erfolgte zwei Tage später. Im Anschluss an eine Fahrt über 74 Meter im „Blind Drive“-Modus konnte der Rover dabei erfolgreich weitere 12 Meter im Autonavigationsmodus zurücklegen. Die nächste Fahrt erfolgte bereits am darauffolgenden Tag. Im Anschluss an eine vorgegebene Fahrt über diesmal lediglich rund 35 Meter legte der Rover weitere sieben Meter ohne die Kontrolle der Roverdriver zurück.

Als nächsten Schritt wollen die Roverdriver des JPL analysieren, warum Opportunity seine bisherigen Fahrten im Autonavigationsmodus bisher früher beendet als erwartet. Erste Auswertungen der Telemetriedaten deuten dabei darauf hin, dass die erstellten Navigationsbilder in deren Randbereichen zu unscharf dargestellt werden. Durch eine geänderte Einstellung der Sicherheitsparameter kann die daraus resultierende vorzeitige Beendigung der Fahrten in Zukunft allerdings eventuell umgangen werden. Außerdem ist unter Umständen eine neue Kalibrierung der Kameras möglich, wodurch diese Abbildungsfehler eliminiert werden könnten. Bis dahin nimmt man die Situation am JPL so, wie sie sich gegenwärtig darstellt. Jeder zusätzlich zurückgelegte Meter stellt einen definitiven Gewinn für Opportunity dar und verkürzt dabei die Reisezeit bis zum Endeavour-Krater.

Trotz der Analysen setzte der Rover seine Fahrt fort und kam dabei in den folgenden Tagen gut voran. Die nächste Fahrt wurde bereits am 12. August, dem Sol 2328 der Mission, durchgeführt. In einer ausschließlichen „Blind Drive“-Fahrt wurden dabei weitere 70 Meter in die östliche Richtung überbrückt. Am 13. August führte die Fahrt erneut über 70 Meter, wobei Opportunity sich diesmal nach Südosten bewegte. Die anschließende Fahrt vom heutigen 14. August, dem gerade beendeten Sol 2330 der Mission, deutet darauf hin, dass die Roverdriver das Problem mit den relativ kurzen Autonavigationsfahrten in den Griff zu bekommen scheinen. Diese bisher letzte Fahrt führte wieder in die östliche Richtung, wobei der Rover weitere 95 Meter zurücklegen konnte.

Auch in den nächsten Wochen und Monaten wird der Rover sich weiterhin in die östliche Richtung bewegen und dabei seinem nächsten „großen Ziel“, dem Endeavour-Krater, nähern. Als Ankunftspunkt an diesem Krater ist dabei nach wie vor das Cape York vorgesehen. Hierbei handelt es sich um eine etwa 650 Meter lange und rund 150 Meter breite Geländeerhebung am Westrand des Endeavour-Kraters. Diese Geländeformation ist dabei von geschichteten Gesteinsablagerungen umgeben, welche aufgrund der durch Spektrometermessungen aus der Umlaufbahn erzielten Messergebnisse unter dem Einfluss von Wasser entstanden sind.

Cape York befindet sich etwa 300 Meter vom eigentlichen Kraterrand entfernt. Dieser wiederum, so die bisherigen Analysen aus den Daten der Orbiter, scheint Tonminerale zu enthalten, was auf eine früher erfolgte Interaktion mit Wasser hindeutet. Nach der Untersuchung von Cape York soll deshalb unmittelbar der eigentliche Kraterrand angesteuert werden. Um dieses Ziel auch zu erreichen gibt es vorläufig nur eine Vorgabe für den Rover: „Fahren, fahren, fahren…“, so Steve Squyres von der Cornell University.

Unterbrochen werden soll diese Fahrt, soweit es keine weiteren technischen Probleme mit dem als Kommunikationsrelais eingesetzten Orbiter Mars Odyssey oder mit Opportunity selbst gibt, lediglich durch gelegentliche und dann auch nur kurzzeitige wissenschaftliche Untersuchungen. „Im weiteren Verlauf der noch 11 Kilometer andauernden Fahrt werden wir auch weiterhin diverse Untersuchungen der Gesteinszusammensetzungen und auch ein oder zwei Untersuchungen der Bodenzusammensetzung durchführen“, so Ray Arvidson.

Neben dem technischen Zustand des Rovers muss bei den weiteren Fahrten auch immer der Energiehaushalt von Opportunity im Auge behalten werden. Da der Rover ausschließlich mittels seiner Solarpaneele durch Sonnenenergie betrieben wird, ist für dessen Energiesituation ausschließlich das Wetter auf dem Mars verantwortlich. Dieses hat sich auf unserem Nachbarplaneten auch in den vergangenen Wochen typisch für einen Sommer auf der nördlichen Mars-Hemisphäre entwickelt und zumindestens in dieser Hinsicht steht einer Fortsetzung der Forschungsreise von Opportunity gegenwärtig nichts im Weg.

Die fortschreitende Sublimation von Wassereis im Bereich der verbliebenen nördlichen Polarkappe führte global zu einem erhöhten Wasserdampfgehalt innerhalb der Marsatmosphäre, welcher wiederum eine verstärkte Bildung von Wassereiswolken in den äquatorialen Regionen zur Folge hatte. Dichtere Wolken aus Wassereiskristallen wurden dabei in den letzten Wochen speziell über den Vulkanen der Tharsis-Region, hierbei besonders über den Tharsis Montes, Olympus Mons und Alba Patera, der Elysium-Region und im Bereich des Valles Marineris beobachtet. Kurzlebige und lokal begrenzte Staubstürme wurden in den Randbereichen der nördlichen Polarkappe, im Hellas-Impaktbassin und nordwestlich des Argyre Planitia beobachtet. Der Himmel über dem Gusev-Krater, dem Operationsgebieten des Rovers Spirit, erschien während der letzten Woche frei von Wolken und Staub, während der Himmel über Opportunitys Einsatzgebiet von vereinzelten Wolken aus Wassereis durchsetzt war.

Einen Überblick über die Entwicklung der Energiewerte von Opportunity während der letzten Wochen gibt die folgende Auflistung. Der Tau-Wert steht dabei für die Durchsetzung der Marsatmosphäre mit Staub und Eiskristallen. Je mehr Staub sich in der Atmosphäre des Planeten befindet, desto höher fällt dieser Wert aus. Der Wert für die Lichtdurchlässigkeit der Solarzellen gibt dagegen an, wie viel Sonnenlicht die Solarpaneele trotz einer bedeckenden Staubschicht erreicht und letztendlich zur Energiegewinnung genutzt werden kann. Je niedriger der Tau-Wert und je höher der Faktor für die Lichtdurchlässigkeit ausfällt, desto besser für den Energiehaushalt des Rovers. Der für den 27. Juli dokumentierte stark erhöhte Tau-Wert resultiert in erster Linie aus einer in der Vorwoche erfolgten Rekalibrierung der Tau-Messungen.

• 02.06.2010: 0,269 kWh/Tag , Tau-Wert 0,465 , Lichtdurchlässigkeit 56,60 Prozent
• 09.06.2010: 0,287 kWh/Tag , Tau-Wert 0,371 , Lichtdurchlässigkeit 58,90 Prozent
• 15.06.2010: 0,297 kWh/Tag , Tau-Wert 0,280 , Lichtdurchlässigkeit 57,00 Prozent
• 22.06.2010: 0,320 kWh/Tag , Tau-Wert 0,257 , Lichtdurchlässigkeit 55,85 Prozent
• 29.06.2010: 0,354 kWh/Tag , Tau-Wert 0,295 , Lichtdurchlässigkeit 57,70 Prozent
• 07.07.2010: 0,359 kWh/Tag , Tau-Wert 0,226 , Lichtdurchlässigkeit 57,70 Prozent
• 14.07.2010: 0,492 kWh/Tag , Tau-Wert 0,223 , Lichtdurchlässigkeit 70,00 Prozent
• 27.07.2010: 0,533 kWh/Tag , Tau-Wert 0,558 , Lichtdurchlässigkeit 79,50 Prozent
• 03.08.2010: 0,529 kWh/Tag , Tau-Wert 0,415 , Lichtdurchlässigkeit 74,40 Prozent

Bis zum 3. August 2010, dem Sol 2320 der Mission, konnte Opportunity insgesamt 21.948,13 Meter auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten zurücklegen. Im Verlauf der bis zum heutigen Tag erfolgten sieben weiteren Fahrten konnte der Rover etwa 500 weitere Meter zurücklegen. Bis zum Erreichen des Randes des Endeavour-Kraters muss der Robotergeologe jedoch noch weitere über zehn Kilometer überwinden.

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