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Die Erforschung der Marsmonde Phobos und Deimos

Der Planet Mars hat zwei Monde, genannt Deimos und Phobos. In diesem Aufsatz wird es vor allem um Phobos gehen, den größeren der beiden Himmelskörper, da er für die Wissenschaft der interessantere ist. drei russische Raumsonden wurden zu Phobos geschickt, Mars Express untersucht ihn regelmäßig, dagegen ist Demos weitgehend stiefmütterlich behandelt worden.

Die Namen sind der griechischen Mythologie entnommen. Der Mars hat seine Bezeichnung nach dem römischen Gott Mars, der das Pendant des griechischen Kriegsgottes Ares ist. Wahrscheinlich ist die deutlich erkennbare rötliche Färbung des Planeten die Ursache dieser Assoziation. Ares fuhr in der griechischen Sagenwelt mit einem Streitwagen, der von zwei Hunden, genannt Phobos (Furcht) und Deimos (Schrecken), gezogen wurde. Die literarische Vorlage lieferte 1726 der Roman „Gullivers Reisen“, in dem von zwei Marsmonden mit diesen Namen die Rede war, lange bevor sie entdeckt wurden. In dem Roman wurden zwei Monde postuliert, weil zu diesem Zeitpunkt vier Jupitermonde bekannt waren. Da die Erde einen Mond hat, wurde angenommen, der Mars müsste zwei Begleiter haben, um die geometrische Reihe zu vollenden (1, 2, 4, 8, 16 ….).

Entdeckt wurden beide Monde erst 1877 von Asaph Hall. Sie waren die letzten Monde, die man noch durch visuelle Beobachtung entdeckte, alle folgenden wurden auf Fotografien gefunden. Der Grund für ihre späte Entdeckung ist, dass beide Monde den Mars in sehr geringem Abstand umkreisen und sehr klein sind. Phobos ist nicht einmal 30 km groß. Er zieht weniger als 6.000 km über der Oberfläche des Mars seine Kreise. Deimos ist noch kleiner und rund 20.000 km von der Oberfläche entfernt. Sie sind optisch kaum zu erkennen, weil das Auge sich auf den viel helleren Mars einstellt und er sie überstrahlt.

Lange Zeit war die Umlaufbahn das Einzige, was man über die beiden Monde wusste. Sie waren zu klein, um ihre Größe genau bestimmen zu können, geschweige denn irgendwelche Oberflächendetails zu erkennen. Vor dem Raumfahrtzeitalter schätzte man den Durchmesser von Phobos auf 16 km. Derartige Schätzungen beruhen auf Lichtmessungen. Das ist das Einzige, was bei einem so kleinen Objekt möglich ist, um die Größe indirekt über die Helligkeit zu bestimmen. Dabei berechnet man, welche Größe ein Körper aus Gestein haben müsste, wenn er an der Position von Phobos wäre und dessen Helligkeit besitzt. Die größte Unsicherheit ist dabei die Reflexionsfähigkeit des Gesteins. So ist irdisches Vulkangestein recht schwarz. Granit, aus dem zahlreiche Berge bestehen, ist grau und heller. Noch heller sind Wüsten aus Sand. Phobos konnte also größer sein (geringere Reflexionsfähigkeit) oder kleiner (höhere Reflexionsfähigkeit).

Phobos

Bekannt war dagegen die Umlaufbahn. Phobos umrundet den Mars knapp 6.000 km über der Oberfläche. Die Umlaufbahn ist nur gering zum Äquator geneigt.

Phobos ist der planetennächste Mond im Sonnensystem und der mit der kürzesten bekannten Umlaufszeit. Diese ist kürzer als ein Marstag, was einige seltsame Phänomene zur Folge hat. So vergehen zwischen zwei Mondaufgängen 11 Stunden und 6 Minuten. Zwischen Mondaufgang und -untergang dagegen nur 4 Stunden und 18 Minuten. Phobos wird dabei deutlich größer, weil er im Zenit die geringste Distanz erreicht. Durch die Nähe zum Mars ist er auch nur in geografischen Breiten von weniger als 69 Grad sichtbar. Innerhalb dieser Zeit vollführt er alle Phasenwechsel. Was bei unserem Mond einen Monat dauert, geschieht auf dem Mars in wenigen Stunden.

Schon vor Beginn des Raumfahrtzeitalters war bekannt, dass sich die Umlaufdauer des Trabanten laufend verringert. Phobos wird immer schneller, was bedeutet, dass er sich dem Mars nähert. Die Ursache liegt im ungleichmäßigen Mars-Gravitationsfeld und den Gezeitenkräften. Phobos könnte in einer fernen Zukunft auf den Mars stürzen. Er wird allerdings schon weit früher die Roche-Grenze erreichen. Dieser Punkt ist definiert als der kürzeste Abstand zum Planetenmittelpunkt, bei dem die Gezeitenkräfte einen großen Himmelskörper zerreißen. Sie sind dann größer als die molekularen Kräfte, die das Gestein zusammenhalten. Phobos befindet sich nur 1.100 km von der Roche-Grenze entfernt.

Auch die hohe Exzentrizität für diese so planetennahe Umlaufbahn ist ein Effekt der Gezeitenkräfte. Normalerweise sollte ein so naher Himmelskörper eine nahezu kreisförmige Umlaufbahn haben. So liegen zwischen dem planetenfernsten und planetennächsten Punkt beim zweiten Marsmond Deimos nur 16 km, bei Phobos dagegen 276 km. Die Gezeitenkräfte ziehen Phobos unregelmäßig an, er wird dadurch schneller, und der marsnächste Punkt der Umlaufbahn verschiebt sich zur Oberfläche des Mars.

Wie beim Mars gab diese Tatsache früher Raum zu Spekulationen über die Natur von Phobos und einer Zivilisation auf dem Mars. So wurde in Zeiten der Marshysterie, anfangs des letzten Jahrhunderts, angenommen, Phobos wäre kein natürlicher Satellit, sondern eine Raumstation der Marsianer. Durch ihre Kurskorrekturen wären die Bahnveränderungen leicht zu erklären. Andere meinten, er wäre zwar ein Asteroid, aber innen hohl. Die Marsianer hätten den Asteroiden eingefangen und die Metalle ausgebeutet. Später meinte man, Phobos wäre mit Staub bedeckt und würde beim Durchlaufen der Umlaufbahn mit seinem eigenen Staub zusammenstoßen und abgebremst werden. Dies war immerhin die erste Theorie, die versuchte, die Abbremsung physikalisch zu erklären.

Obwohl Phobos so nahe dem Mars ist, ist er zu klein, um die Sonne bei einer Sonnenfinsternis völlig zu bedecken. Maximal die Hälfte der Sonnenscheibe wird vom Mond abgedeckt.

Bahndaten Phobos
Parameter Phobos Deimos

Mittlere Halbachse:

9.378 km (im Mittel 5.982 km von der Oberfläche)

23.459 km

Periapsis:

9.236 km

23.451 km

Apoapsis:

9.510 km

23.467 km

Exzentrizität:

0,0151

0,00033

Umlaufsdauer:

0,3189 Tage = 7 Stunden 39 Minuten

1,262 Tage = 30 Stunden 18 Minuten

Bahnneigung:

1,08 Grad

0,93 Grad

Mittlere Geschwindigkeit:

2.139 m/s

1.351 m/s

Maximale Größe von der Oberfläche aus:

910 Bogensekunden = 0.25 Grad

158 Bogensekunden = 0,043 Grad

Mehr über den Mond erfuhr man erst mit dem Beginn des Raumfahrtzeitalters. 1969 war auf einem der Fotos von Mariner 7 der Schatten von Phobos erkennbar. Obgleich dieser nur 7 Pixel lang war, konnte man die irreguläre (nicht runde) Form erkennen und die Größe mit 17 × 23 km abschätzen.

Zwei Jahre später schwenkte die US-Raumsonde Mariner 9 in eine Umlaufbahn um den Mars ein. Diese war allerdings stark gegen den Äquator geneigt. Mariner 9 konnte Phobos daher nur aus der Ferne erkunden. Immerhin konnte man auf den Aufnahmen die Form beider Satelliten nun genau feststellen und auf Phobos Details von bis zu 200 m Größe ausmachen. Mariner 9 stellte auch fest, dass beide Monde synchron rotieren. Das heißt, die Rotationsdauer um die eigene Achse und die Dauer des Umlaufs um den Mars sind genau gleich lang. Als Folge wenden sie dem Planeten immer dieselbe Seite zu. Dies ist ein Effekt der Gezeitenkräfte, welche die Rotation abbremsen, da sie auf der einen Seite des Mondes stärker als auf der anderen sind. Dies ist jedoch keine Ausnahme, sondern bei vielen Monden so. Fast alle Monde im Sonnensystem rotieren gebunden, auch unser Erdmond. Die Rückseite des Mondes wurde der Menschheit erst bekannt, als Raumsonden sie erstmals fotografierten.

Die Viking Missionen brachten dann die für die nächsten zwanzig Jahre besten Aufnahmen beider Monde und weitere Erkenntnisse über ihren inneren Aufbau. Im Februar 1977 flog Viking Orbiter 1 nach einer Kurskorrektur innerhalb von wenigen Tagen zwanzigmal an Phobos vorbei. Dabei betrug die Entfernung bei zehn Vorbeiflügen weniger als 200 km. Die größte Annäherung lag bei nur 80 km. Dabei entstanden sehr gute Aufnahmen der Oberfläche, die eine Fülle von Details zeigten. Im Oktober folgten weitere Fotos von Deimos, die zeigten, dass beide Monde auch deutliche Unterschiede aufweisen. So ist Deimos Oberfläche glatter und stellenweise sehr stark mit Staub und Geröll bedeckt. Dies war damals eine Überraschung, da ein so kleiner Himmelskörper eigentlich Material, das bei einem Einschlag eines Meteoriten ausgeworfen wird, nicht halten kann. Die Fluchtgeschwindigkeit beider Monde ist kleiner als die eines Fußballs beim Schuss aufs Tor.

StickneyPhobos erwies sich dagegen als viel stärker verkratert. Der größte Krater wurde nach Halls Frau „Stickney“ getauft. Mit 10 km Durchmesser ist er an der Grenze dessen, was der Mond überstehen konnte, ohne auseinanderzubrechen. Insgesamt waren die Krater auf Phobos häufiger als auf Deimos. Sie waren scharfkantiger, und es gab mehr Krater, die ältere Krater überdeckten und zahlreiche Sekundärkrater. Wahrscheinlich entstanden Letztere, indem das Auswurfmaterial auf der Bahn von Phobos verblieb und später wieder mit ihm zusammenstieß. Charakteristisch für Phobos sind auch ausgedehnte Rillen und Gräben an der Oberfläche, Indizien für Brüche. Die nahen Vorbeiflüge erlaubten auch eine Abschätzung über die Masse beider Monde. Unter Berücksichtigung des Fehlers durch die unregelmäßige Form war so eine Bestimmung der mittleren Dichte möglich. Man erhielt bei Phobos eine Dichte von 2.0 g/cm³. Das ist für Gestein recht wenig. Basalt, als ein leichtes irdisches Gestein, hat eine Dichte von 2,9 g/cm³. Viele andere Gesteine haben eine noch höhere Dichte.

Über die Ursachen dieser Phänomene wird seit dreißig Jahren diskutiert. Einen großen Sprung für die Phobosforschung sollte das gleichnamige Sondenpaar bringen, das als Letztes der Sowjetunion 1988 gestartet wurde. Phobos 2 erreichte auch den Mars und schwenkte in eine Umlaufbahn, in der sie sich langsam Phobos näherte. Bei ihm angekommen, sollte sie ihn in geringer Distanz von 30 bis 80 m passieren. Während 15 bis 20 Minuten würden die Fernerkundungsinstrumente den Mond untersuchen. Ein Laser sollte Material verdampfen, dass dann durch Massenspektrometer bestimmt werden sollte. Zwei Landesonden sollte Phobos 2 absetzen. Einen stationären Lander, der sich mit einem Haken in die Oberfläche bohren sollte und einen Springer. Dieser sollte einige Hüpfer über die Oberfläche machen und dabei ihre physikalischen Eigenschaften bestimmen. Der stationäre Lander würde weitere Untersuchungen durchführen, Fernsehaufnahmen anfertigen, und als festes Funkfeuer genauere Daten über die Umlaufbahn und Rotation von Phobos liefern.

Als sich die Raumsonde am 27.3.1989 bis auf 200 km an den Marsmond genähert hatte und sich für eine Aufnahmeserie drehte, verstummte sie für immer. Sie drehte sich nicht zurück zur Erde. Die genaue Ursache konnte nie bestimmt werden, als wahrscheinlich gilt ein Versagen des Computers, der sich schon bei der Schwestersonde Phobos 1 als anfällig entpuppte. Immerhin konnte Phobos 2 die Dichte des Mondes genauer ermitteln (1,95 g/cm³).

Seitdem gab es keine dedizierte Sonde mehr zu Phobos oder Deimos, es gab nur Untersuchungen durch die vorhandenen Orbiter in der Marsumlaufbahn. Der Mars Global Surveyor konnte eine sehr gute Aufnahme anfertigen, als er im Aerobrakingorbit war. Während dieser sechs Monate befand er sich auf einer elliptischen Umlaufbahn, die ihn auch an Phobos heranführte. Die beiden folgenden US-Sonden näherten sich nicht dem Mond, als sie in dieser Übergangsbahn waren. Der aktuelle amerikanische Orbiter MRO untersuchte ihn aus seiner Beobachtungsbahn, die jedoch 5.700 km unterhalb der Umlaufbahn von Phobos liegt. Dank des hochauflösenden Kamerasystems HiRISE war trotz dieser hohen Entfernung ein hochauflösendes Bild der marszugewandten Seite von Phobos möglich. Der einzige künstliche Satellit, der die Umlaufbahn von Phobos regelmäßig kreuzt, ist Mars Express. Dreimal kam er während einiger Tage dem Mond sehr nahe, die beiden letzten Male durch gezielte Bahnänderungen, um Daten für die Phobos Grunt Mission zu liefern. Neben hochauflösenden Aufnahmen von Phobos wurden Spektren des Oberflächenmaterials gewonnen, und das Radar schaute unter die Oberfläche. Die nahe Distanz ließ eine genauere Bestimmung der Masse von Phobos zu, die weiter nach unten korrigiert wurde.

Die Vorbeiflüge von Mars Express lieferten die bisher besten Aufnahmen und die genauesten Daten über den Mond. Sie waren auch Bestandteil der Kooperation der ESA mit dem russischen Institut IKI, welches die wissenschaftliche Leitung von Phobos Grunt hat. So wurde die Bahn und Position des Mondes genauer bestimmt. Mit dem „Super-Resolution Channel“ des Kamerasystems gelangen besonders hochauflösende Aufnahmen des geplanten Landeorts der neuesten russischen Raumsonde.

Mars Express ist wegen seiner elliptischen Umlaufbahn deren marsfernster Punkt jenseits der Umlaufbahn von Phobos liegt die einzige Raumsonde die Phobos lange Zeit regelmäßig nahe kam. Die US-Raumsonden befanden sich nur wenige Monate in einem Monat der einen Vorbeiflug gestattete und aus dem niedrigen Beobachtungsorbit aus kann die leistungsfähige Kamera HiRISE des MRO zwar noch Aufnahmen anfertigen, aber da beide Monde gebunden rotieren sieht man immer nur die gleiche Seite von Deimos und Phobos. Die Raumsonde Maven passiert den Orbit von Phobos, aufgrund der hohen Bahnneigung von 75 Grad sind dichte Vorbeiflüge aber selten. Es gab einen im Dezember 2015 in 300 km Entfernung und einen weiteren im März 2017 in etwa derselben Distanz. Diese Raumsonde hat aber kein Kamerasystem an Bord. Mit dem UV-Spektrometer gelangen Aufnahmen, doch sie sind wegen des Instrumentes das nur wenige Pixel hat sehr grob aufgelöst, schlechter als die Mariner 9 Aufnahmen vierzig Jahre früher.

Die jüngsten Aufnahmen gab es von dem europäischen Trace Gas Orbiter der sich ab Oktober 2016 in einer elliptischen Umlaufbahn befindet. Ein Test des Kamerasystems am 26.11.2016 noch aus 7.700 km Entfernung ergab die zweitbesten Bilder nach den Detailaufnahmen von Mars Express.

Physikalische Eigenschaften von Phobos  
Eigenschaft Phobos Deimos

Abmessungen:

26,4 × 22,4 × 18,4 km

15,2 x 12,4 x 10,8 km

Triaxiales Ellipsoid:

(Rotationskörper für Volumen- und Dichtebestimmung)

26,6 × 22,2 × 18,6 km.

Mittlere Höhenabweichung: 107 m

15,0 x 12,2 x 10,4 km

Mittlerer Radius:

11,1 km

6,2 km

Oberfläche:

6.100 km²

480 km³

Volumen:

5.682 km³

1.006 km³

Masse:

1,072 × 1016 kg

 2,4 x 1015 kg

Dichte:

1,878 g/cm³

1,750 g/cm³

Schwerebeschleunigung:

8,4 bis 19 mm/s²

1,7 bis 3,4 mm/s²

Fluchtgeschwindigkeit:

11,3 m/s²

5,6 m/s

Rotationsgeschwindigkeit:

11 mm/s²

0,43 mm/s

Albedo:

0,07

0,068

Temperatur:

233 K (-40°C)

233 K (-40°C)

Warum ist nun Phobos so interessant und scheint sich niemand für Deimos zu interessieren? Deimos gilt mit Sicherheit als eingefangener Asteroid. Inzwischen hat man durch weitere Raumsonden schon Aufnahmen anderer Kleinkörper, die typischerweise ihre Kreise zwischen Mars und Jupiter ziehen. Deimos ähnelt ihnen sehr.

Phobos dagegen ist anders. Zum einen ist seine Dichte niedrig. Über die Ursache wird debattiert. So sind einige Forscher der Meinung, er würde sehr viel organisches, leichtes Material beinhalten. Wir kennen von Meteoriten solche Gesteinstypen, die kohligen Chondrite. Sie gelten als urtümliches Material aus der Bildungszeit des Sonnensystems, das noch keine Gelegenheit hatte zu differenzieren (sich in schwere und leichte Bestandteile zu trennen, weil es z.B. schnell abkühlte und verfestigte und später nie wieder erhitzt wurde). Derartige Meteorite sind selten und sehr interessant. Für diese Theorie spricht die bläuliche Farbe einiger Teile der marszugewandten Seite. Die Spektren, die MRO von diesen Teilen anfertigte, ähneln denen dieser Meteoritenklasse. Es gibt sogar Spekulationen, dass er größere Mengen an Wasser enthalten könnte. Auch dies wäre eine Erklärung der niedrigen Dichte. Die Oberfläche ist jedoch wasserfrei.

Eine weitere Erklärung ist, dass die niedrige Dichte durch Hohlräume zustande kommt. Die eine Gruppe meint, dass der Einschlag von Stickney den Mond zerrüttet hat und es daher im Inneren Hohlräume gibt. Dafür sollen auch die sichtbaren Rillen sprechen. Sie sind eingefrorene Erschütterungswellen. Sie gehen von Stickney aus und sind vor allem auf der gegenüberliegenden Seite zu sehen. Sie sind 200 bis 300 m breit und 20 bis 30 m tief. Andere Forscher gehen noch weiter. Sie gehen davon aus, dass Phobos entweder aus Bruchstücken in der Umlaufbahn entstand oder Stickney den Mond zuerst wirklich sprengte und sich dann die Trümmer wieder zu einem Mond zusammenfügten. Dabei entstanden im Inneren Hohlräume.

Eine andere Forschergemeinde sieht in den Rillen Anzeichen eines sich anbahnenden Zerfall des Mondes. Sie macht dafür aber nicht einen Einschlag verantwortlich, sondern die Gezeitenkräfte, welche immer stärker werden, je mehr sich Phobos dem Mars nähert.

Die Oberfläche ist zudem sehr dunkel. Phobos reflektiert nur 7% des Lichts, das ist in etwa die Albedo der Mondoberfläche. Er ist damit deutlich dunkler als der Mars. (15%) Als Folge erhitzt sich Phobos auch stärker als der Mars. So beträgt die mittlere Temperatur -40°C, bei Mars liegt sie bei -55°C, obwohl er durch den Treibhauseffekt noch etwas erwärmt wird.

Wie erwähnt nähert sich Phobos langsam dem Mars. Er wird entweder auseinanderbrechen, wenn er die Roche-Grenze passiert oder irgendwann auf dem Mars einschlagen. Die Schätzungen, wann dies passiert, schwanken stark, da dies kein linearer, sondern ein sich beschleunigender Vorgang ist. Zudem ist die beobachtete Abnahme der Bahn recht gering (20-50 m pro Jahrhundert) und daher mit hoher Ungenauigkeit behaftet. Der Aufschlag auf dem Mars wird in 11 bis 100 Millionen Jahren erwartet. Das Auseinanderbrechen könnte schon in 7,6 Millionen Jahren passieren. Dann besitzt der Mars wie die Gasplaneten einen Ring.

Ob Phobos wie Deimos ein eingefangener Asteroid ist, wird ebenso diskutiert. Er ist recht nahe beim Mars. Andere eingefangene Monde bei den Gasriesen haben oft sehr elliptische Umlaufbahnen mit höheren Bahnneigungen. Sie sind generell weiter vom Zentralkörper entfernt. Andererseits kann die derzeitige dünne Atmosphäre von Mars ihn nicht abgebremst haben. Die planetennahe Umlaufbahn um den Äquator deutet darauf hin, dass er sich vielleicht aus einem früher vorhandenen Gürtel aus kleinen Körpern gebildet haben könnte.

So ist Phobos ein durchaus interessantes Objekt, sowohl, was seine Zusammensetzung als auch, was seine Entstehung angeht. So verwundert auch nicht, dass Phobos Grunt nun schon die dritte russische Raumsonde zu diesem Mond ist. Auch andere Nationen erarbeiteten Konzepte für Raumsonden zu Phobos, so die ESA und die kanadische Raumfahrtagentur CSA. Umgesetzt wurde aber bisher keines dieser Projekte.

Eine Erforschung durch Astronauten dürfte sehr schwierig sein. Phobos hat dafür zu wenig Masse. So beträgt die Fluchtgeschwindigkeit nur rund 40 km/h. Die Schwerebeschleunigung beträgt weniger als 19 mm/s². Beide Werte sind ungefähr um den Faktor tausend kleiner als die von uns gewohnten auf der Erde. Lässt man auf Phobos aus 1 m Höhe etwas fallen, so dauert es je nach Ort 7 bis 15 Sekunden, bis es mit einer Geschwindigkeit von maximal 0,5 km/s auf dem Boden ankommt. Würde man nur einen Schritt machen, der die Füße (auf der Erde) um 10 cm anhebt, dann wäre das auf Phobos ein Hüpfer von mindestens 74 s Dauer, der über eine Strecke von mehr als 50 m gehen würde.

Trotzdem gibt es immer wieder Vorschläge, bemannte Missionen zu Phobos zu unternehmen. Der wichtigste Grund ist, dass der Mond relativ leicht erreichbar ist und weitaus weniger Treibstoff benötigt wird, um von Mond wieder zur Erde zurückzukehren. Auch wird weniger Infrastruktur benötigt, die zum Mars befördert werden muss. Auf der anderen Seite ist eine Erkundung des Phobos fast genauso öffentlichkeitswirksam wie eine Landung auf dem Mars. Von ihm aus kann man auch den Mars sehen und hat den Mars praktisch erreicht, nur ist man eben noch nicht auf ihm gelandet.

Die bishr letzte Mission zu Phobos, Phobos-Grunt bei der eine Raumsonde erst den Mond über mehrere Monate mit Fernerkundungsinstrumenten erkunden sollte, dann auf ihm Landen, weitere Untersuchungen durchführen und zuletzt eine kleine Rückkehrsonde mit einer Kapsel mit Bodenproben zur Erde entsenden sollte, scheiterte schon direkt nach dem Start im November 2011.

Deimos

Der zweite Mond Deimos ist viel weniger gut als Phobos untersucht. Er umkreist den Planeten weiter außen, etwas außerhalb einer geosynchronen Umlaufbahn den Planeten. Er ist zudem deutlich kleiner. Bedingt durch die Lage kamen nur wenige Raumsonden in seine Nähe. Die Bahn von Mariner 9 und Mars Express kreuzen die von Deimos nicht. MGS, Odyssey und MRO hielten sich nur kurz in dem Aerobraking Orbit auf, indem sie auch die Bahn von Deimos kreuzten. Dabei gelang keine gute Aufnahme, das der Mond sich niemals den Sonden näherte. Die in einer elliptischen Bahn verbliebenen Sonden Maven und Exomars haben ihren marsfernsten Punkt unterhalb der Umlaufbahn von Deimos. Auch sie können daher keine hochauflösenden Aufnehmen anfertigen.

So stammen praktisch alle hochauflösenden Aufnahmen von Deimos von Viking Orbiter 2, der im Oktober 1977 mehrmals an Deimos vorbeiflug. Die größte Annäherung betrug dabei 24 km und aufnahmen mit bis zu einem Meter Auflösung wurden erhalten. Auf ihnen konnte man erkennen, dass der Mond im Detail anders aussah. Es gab zwar auch sehr große Einschlagskrater die seine Form prägten, aber es gab viel weniger kleine Krater, kaum Bruchrillen, dafür waren zahlreiche Krater mit einer Schutt- oder Staubschicht bedeckt.

Die Bahn in rund 23.500 km Entfernung vom Zentrum oder 20.000 km von der Oberfläche hat nun eine Umlaufdauer die etwas länger als ein Marstag ist. Damit fallen die seltsamen Effekte die man bei Phobos beobachten konnte weg, aber da die Umlaufdauer nur wenige Stunden länger als ein Tag ist zieht Deimos sehr langsam seine Kreise über den Horizont. Er ist zweieinhalb Marstage (Sols) ununterbrochen über dem Horizont.

Die Form von Deimos ist die gleiche wie von Phobos, selbst das Verhältnis der Hauptachsen ist nahezu konstant, nur ist Deimos 1,72 bis 1,8 mal kleiner als Phobos. Wegen seiner nahen Umlaufbahn ist Deimos erst ab dem 82.sten Breitengrad aus vom Mars beobachtbar. Auf den Aufnahmen ist auffällig, dass Deimos anders als Phobos einige helle gebiete hat. Phobos ist mehr gleichmäßig dunkel, während die Rückstrahlfähigkeit von Deimos zwischen 6 und 8% variiert. Auf den höchstauflösenden Vikingaufnahmen sieht man auch 10-30 m große Felsbrocken. Die beiden größten Krater sind Voltaire mit 1,9 km und Swift mit 1 km Durchmesser. Beide sind im Verhältnis zum Krater Stickney deutlich kleiner und hätten nicht den Mond beim Aufschlag zerstört.

Die Dichte von Phobos musste nach den Vermessungen von Raumsondenbahnen die ihn zumindest passierten nach unten korrigiert werden von 2,1 auf 1,75 g/cm³,. Sie liegt noch unter der von Phobos. Wie dies zu deuten ist ist noch in der Diskussion. Der Wert ist für die meisten Gesteinsarten außer porösem wie Bimsstein zu niedrig. Deimos könnte auch wie es von Phobos vermutet wird ein kohliger Chrondrit des C-Typs sein, dessen Dichte durch organische Bestandteile deutlich niedriger ist, oder er hat Hohlräume, nur deuten hier keine Risse darauf hin, dass dem so sein könnte.

Auch bei Deimos ist in der Diskussion woher er kommt. Er könnte ein eingefangener Asteroid sein. Nur umkreisen diese den Planeten meist auf elliptischen Bahnen in einer beliebigen Neigung den Planeten. Dagegen umkreis Deimos den Mars in einer viel kreisförmigeren Bahn als Phobos und dies am Äquator. Rückrechnungen ergaben, dass die Gezeiteneffekte Phobos in seine heutige kreisförmige Bahn gezwungen haben können und er sich in der Vergangenheit auf bis zu 5,7 Marsradien vom Zentrum entfernt. Doch beim Deimos zeigten alle Versuche die Bahn "zurückzurechnen" keinen Erfolg. Sie ist über Jahrmilliarden stabil.

Während Russland darüber nachdenkt, Phobos-Grunt zu wiederholen, gibt es keine Pläne eine Raumsonde zu Deimos zu entsenden.

Artikel verfasst am 17.10.2012

Bücher vom Autor über Raumsonden

Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.

2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.

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