Mars im Fokus 2003


Mars im Fokus 2003

Das beste Marsfoto vom Hubble-Space-Telescope.

Übersicht

1. Geschichte

2. Bewegung am Himmel

3. Beobachter der Oberfläche von Mars

4. Jahreszeiten auf Mars

5. Die Mars Atmosphäre

6. Aktuelle Beobachtungen von Mars

7. Merkmale der Marsoberfläche

8. Die Monde Phobos und Deimos

9. Stand der Forschung

10. Sonden, die derzeit zum Mars unterwegs sind

1. Geschichte

Mars war schon für die Astronomen der Frühzeit ein geheimnisvoller “Stern” wie man ihn damals noch nannte. Der Grund war, dass er sich ungewöhnlich schnell durch die Sternbilder bewegte, seine Helligkeit, und die rötliche Farbe. Wenn er alle 2 Jahre und 2 Monate seinen Zyklus beendet und seine für diesen Zeitraum größte Helligkeit erreicht hatte, also in Opposition stand, hat man festgestellt, dass diese Oppositionshelligkeiten variabel sind und dass in einer Zeitspanne von 15 bis 17 Jahren die Oppositions-Helligkeiten besonders stark sind. Mars wird dann nach dem Mond und dem Abend- bzw. Morgenstern Venus, zum hellsten Objekt am Sternenhimmel.

Der Name Mars ist eine römische Übersetzung aus dem griechischen Namen für einen Kriegsgott. Das Symbol von Mars, ein Kreis mit schräg nach oben gerichtetem Pfeil, ist ein Komposit Aus Speer und Schild.

Wenn Mars in einer nahen Perihel-Opposition steht, und wie gesagt, seine höchste Brillianz entfaltet, steht auch ” Alpha Scorpii”am Himmel. Beide Objekte zeigen eine ähnlich rötliche Färbung. Diese Tatsache hat wohl zu dem Namen “Antares” (Anti-Ares) für Alpha Scorpii geführt. In China wurde Antares grosses Feuer genannt. Auch für die chinesischen Beobachter war Mars wegen seines geheimnisvollen Benehmens und seiner starken Färbung ein Rätsel.

2. Die Bewegung am Sternenhimmel

Mars benötigt für einen Umlauf um die Sonne 780 Tage. Der Grund, weshalb es alle 15 bis 17 Jahre zu den sog. Periheloppositionen im Skorpion oder Sagittarius kommt, ist die aussergewöhnliche Exzentrizität der Marsbahn. Der Durchmesser des Marsscheibchens am Himmel ist bei Perihel-Opp. bis zu 1,8 mal größer als bei Aphel-Oppositionen und variiert von 25,1″ bis zu 13,8″.

Die Abstände Erde-Mars ändern sich in einer Periode von 7-8 synodischen Umläufen von

Maximal- zu Minimalwerten. Die großen Abstände, über 100 Mio km im sonnenfernsten Punkt ( Aphel ) und die kleinen Abstände mit ca. 55 Mio km im sonnennächsten Punkt (Perihel).

An dieser Stelle möchte ich daran erinnern, welche große Rolle die Bahnexzentrizität der Marsbahn, bei der Entdeckung der sog. 3 Keplerschen Gesetze durch Johannes Kepler anfangs des 17. Jahrhunderts gespielt haben. Sie begründeten die Himmelsmechanik und waren Fundament für das weiterführende Gravitationsgesetz von Newton. Die letzten annähernden Perihel-Oppositionen waren am 10. Juli 1986, am 28. Sept. 1988, und am 27. November 1990, mit 23,3″ , 23,8″ und 18,1″ scheinbarem Durchmesser von Mars. Die Opposition am 28 Aug. 2003 brachte uns die maximal mögliche Größe von 25,1″.

Die folgende Tabelle zeigt extreme Perihel-Oppositioen vom 1. bis zum 4. Jahrtausend.

Jahr n. Chr. Abstand (Mio. km) Jahr n. Chr. Abstand (Mio. km) 314 55,974 2650 55,652 677 55,954 2729 55,651 756 55,903 3013 55,6044 1119 55,860 3092 55,6036 1482 55,809 3376 55,583 1845 55,803 3455 55,538 1924 55,777 3534 55,516 2003 55,758 3818 55,442 2287 55,688

Die letzte vergleichbare Mors-Opposition war 57 373 v.Chr. Die nächste, wie aus obiger Tabelle ersichtlich, ist im Jahr 2287. Die Exzentrizität der Marsbahn bleibt nicht konstant, sie ist einer säkularen Zunahme unterworfen. (e=0,088 in 4000 v. Chr. , e=0,093 heute , e=0,097 im Jahr 6000 ). Die Exzentrizität der Erdbahn dagegen nimmt ab. (e=0,019; 0,017 ; 0,015 zu den genannten Zeitpunkten.)

Diese Änderungen der Bahnexzentrizitäten sind dafür verantwortlich, dass es immer wieder zu neuen Rekord – Oppositionen kommt.

3. Beobachter der Oberfäche von Mars

Die Marsbeobachtung hat eine lange Tradition. Sie begann schon am Anfang des 17. Jahrhunderts mit der Erfindung des Teleskops und ist mit Namen verbunden wie Galilei, Huygens, Cassini, Herschel, Schröter und Mädler, um nur einige zu nennen.

Schiaparelli zeichnete die ersten Karten von Mars, seine Kanäle wurden bald allseits bekannt. Am wichtigsten war aber wohl die Einführung der Längengrade auf Mars und die Namensgebung von Oberflächendetails mit lateinischer Nomenklatur, die bis heute beibehalten wurde, basiert auf alter terrestrischer Geographie und griechischer Mythologie wie z.B. Hellas, Hesperia, Mare Sirenum , Cerberus , Hellespontus, Nix Olympia usw.

Ein anderer Beobachter Antoniadi , der Mars ab 1888 beobachtete und ab 1909 mit dem 830 mm Refraktor in Meudon Paris, fertigte eine Karte mit mehr als 500 Marken an , die jedoch heute veraltet sind. Er hat übrigens den Namen Sinus Meridiani für den Nullmeridian vorgschlagen.

Die Astro-Amateure die z.Zt. den Mars mit einem Teleskop der 10″ Klasse also ca. 25 cm Öffnung beobachten, haben eine Auflösung von ca. 0,5″, dieser Wert entspricht bei dem Oppositionsabstand von 56 Mio km einer Auflösung von 136 km. Einzelheiten von größer 136 km können also vom heutigen Besitzer eines 10″ Teleskops auf der Marsoberfläche wahrgenommen werden, neben den Hell-Dunkel-Strukturen (Albedo-Strukturen) der Oberfläche. Ein Winkel von 0,5″ entspricht einer 1 Euro Münze von 2,3 cm Durchmesser in einem Abstand von 9488 m, wenn das Teleskop nur bis zu 1″ auflösen kann (12 cm Öffnung) entspricht das immer noch einer Auflösung dieser Münze in 4744 m.

4. Jahreszeiten auf Mars

Auch Mars hat 4 Jahreszeiten wie die Erde, bestimmt durch die Neigung seiner Achse um 25,2° (Erde 23,5°) zu seiner Umlaufbahn. Um diese Jahreszeiten zu bestimmen, benötigt man, wie auf der Erde, einen Bezugspunkt. Dafür hat man analog zur Erde den für die nördliche Hemisphäre aufsteigenden Knoten gewählt (Schnittpunkt von Marsäquator zur Bahnebene, auch Frühlingspunkt genannt). Damit ist der Abstand der Sonne von diesem Bezugs-Punkt festgelegt. Der Wert wird unter Ls (°) aufgeführt, und gibt die Position der Sonne, also die Jahreszeit an.

Ls = 0° entspricht der Tag und Nachtgleiche bzw. dem Frühlingspunkt Ls = 90° Sommer Solstitium Ls = 180° Herbst Äquinoktikum Ls = 270° Winter Sonnenwende

Die Dauer dieser Jahreszeiten wird wieder durch die große Exzentrizität der Marsbahn, stark beeinflusst.

  Dauer Jahreszeit auf Mars auf der Erde Frühling (N) Herbst (S) 194 Tage 92 Tage 19h Sommer (N) Winter (S) 178 Tage 93 Tage 15h Herbst (N) Frühling (S) 143 Tage 89 Tage 20h Winter (N) Sommer (S) 154 Tage 89 Tage 0h

Die Nordpol-Kappe ist starken Schwankungen unterworfen. Sie verkleinert sich von ca. Ls = 0° bis 150°. Die Südpolar-Kappe fängt ab Ls 150° an zu schrumpfen. Sie erreicht bei Ls = 330° ihre Minimalgröße. Wenn in den nördlichen Breiten der Erde, bei den günstigen Perihel-Oppositionen Spätsommer ist, herrscht im (N) von Mars gerade der Winter. Sein Nordpol ist dann von der Erde weggerichtet und damit für den Beobachter von der Erde aus unsichtbar. In der südl. Hemisphäre ist es umgekehrt. Die südliche Polkappe ist in ihrer größten Dimension 1.5 mal größer als ihr nördlicher Gegenpol.

Der Grund hierfür ist, dass die Mitte des Winters auf der nördl. Hemisphäre mit der Perihel-Bahnstellung (Sonnennähe) des Planeten zusammenfällt, während für die südliche Hemisphäre die Mitte des Winters im Aphel (Sonnenferne) der Bahn liegt. Die Veränderungen der Poldimensionen waren immer schon interessante Objekte für den Beobachter auf der Erde. Die Oberflächenstrukturen auf Mars sind Schwankungen (unter anderem auch saisonalen) unterworfen. Sie können sich in Farbe und Intensität verändern. Manchmal kann man Morgen- und Abenddunst beobachten.

5. Die Mars Atmosphäre

Man vermutet, dass die Veränderungen an der Oberfläche vom Mars von Staub-Aerosolen hervorgerufen werden, die von Stürmen aufgewirbelt wurden. Die Atmosphäre von Mars ist sehr dünn. Der Druck an der Oberfläche liegt im Bereich von 2-10 millibar (zum Vergleich: der Druck auf der Erde ist im Mittel 1000mb.) und sie besteht fast ausschließlich (95%) aus CO2:

Das Phänomen, das dieses Bild zeigt, ist die extreme Geschwindigkeit der Reaktion der Mars-Atmosphäre auf einen planetaren Staubsturm gegen 280° Ls. Bei den sehr niedrigen Temperaturen -80° bis -30° C und durch den sehr niederigen Druck, ist der Wasserdampf in einem gesättigten Zustand in der Atmosphäre. Das kann der Grund sein, weshalb Wasser- und auch CO2-Dampf in bestimmten Oberflächenzonen sichtbar sind. Zusäzlich kann übersättigter Dampf in Wolken oder Dunst kondensieren, wenn es einer Wärmequelle ausgesetzt war und dann abkühlt. Wasserdampf konnte man bisher nur 0,03% in der Marsatmosphäre finden. Die sogenannten großen Staubstürme sind manchmal als helle, gelbe Wolken im Spätsommer auf der südlichen Hemisphäre zu beobachten und wurden daher auch bei zahlreichen Perihel-Oppositionen festgestellt. z.B.

Jahr beginnend bei Ls 1956 245° 1971 260° 1972 300°

1976 beobachtete die Vicking-Sonde auch Ansätze von Staubstürmen im Spätsommer:

Staubstürme auf Mars

Die Beobachtungen von Staubstürmen und der damit verbundenen gelben Wolken sind wichtig, da sie Aufschluss geben über die Bewegung der Marsatmosphäre. Der Staub ist eine bedeutende Komponente in der Marsatmosphäre (wie auch die Wolken der Erde zum Beispiel).

Zusammenfassung:

Atmosphärische Veränderungen beinhalten:

  • gelbe Wolken durch Staubstürme
  • weisse und blaue Wolken
  • morgens Frost oder Nebel
  • manchmal Morgen oder Abend Dunst

Eines der spektakulärsten Phänomene der Marsmeteorologie ist die saisonale Formation einer riesigen Ansammlung von weissen Wolken, die meistens am Nachmittag entstehen. Dieses Phänomen kann von der Erde aus beobachtet werden. Es entsteht über der THARSIS- Region, in der sich die 4 größten und höchsten Vulkane des Mars befinden. Die Wolken entstehen, wenn die heisse Luft abgekühlt wird, während sie an den Vulkanen aufsteigt und der enthaltene Wasserdampf kondensiert. Olympus Mons erreicht 27 km Höhe!

Der Atmosphärendruck unterliegt saisonalen Schwankungen und ist daher wichtig für das Studium der Marsmeteorologie. Die Temperatur und die Zirkulation beruhen auf der Sonneneinstrahlung, die von Aerosolen stark beeinflusst wird.

DER STÄRKSTE ASPEKT DER MARSAKTIVITÄT AN DER OBERFLÄCHE; IST DIE SEHR STARKE VERÄNDERUNG DER METEOROLOGISCHEN PARAMETER

  • TEMPERATUR
  • DRUCK
  • WINDGESCHWINDIGKEIT UND -RICHTUNG

WIE AUF DER OBERFLÄCHE DES PLANETEN DURCH DIE VICKING SONDEN GEMESSEN WURDE:

DIE TEMPERATUR VARRIERT ERHEBLICH WÄHREND EINES MARSTAGES

Z:B: VON – 100°C bis 0°C. Gemessen im Sommer von Vicking 1.

Dieser Kreislauf wiederholt sich täglich. Daraus resultiert eine tägliche Variation von Druck und Wind. Überlagert wird dieser Zyklus von einer halbtäglichen Periode derselben Parameter. Die Ursachen für diese Fluktuationen sind vermutlich die sehr starken globalen Temperaturschwankungen, bedingt durch fehlende Speichermedien, wie z.B. auf der Erde die Ozeane.

6. Aktuelle Beobachtungen von Mars

Der Astroamateur kann in unserer Zeit, trotz dem heutigen hohen Entwicklungsstand der Beobachtungstechnik und der elektronischen Bild-Berarbeitung keine Beiträge mehr leisten zur Oberflächen-Beschaffenheit des roten Planeten, nach den Mariner und Vicking Missionen.

Bei klimatischen und meteorologischen Untersuchungen, kann er jedoch mit seinen bescheidenen Möglichkeiten (sagen wir 10″ Teleskop) Erkenntnisse von wissenschaftlichem Wert beisteuern. Perihel-Oppositionen, wie wir sie in 2003 erlebt haben, sind in diesem Sinne nicht bedeutsam. Einmal steht bei einer Perihel Opposition Mars im Sagittarius und damit in seiner niederigsten Höhe, wenn man von nördlichen Breiten aus, also z.B.von Europa oder den USA aus beobachtet. Die dadurch bedingte Reduzierung des sog. seeings, wird in der Regel durch die Größe nicht kompensiert. Umgekehrt steht Mars viel höher am Himmel bei einer Aphel-Opposition, das kann zu überraschend detaillierten Bildern des wesentlich kleineren Marsscheibchens führen. Aber selbst, wenn die nachteilige Position der nördlichen Beobachter durch Reisen nach Chile oder Afrika eliminiert wird, ist die wesentliche Voraussetzung zur wissenschaftlich auswertbaren Beobachtung nicht erfüllt. Rückschlüsse auf meteorologisch bedeutsame Ereignisse und Entwicklungen kann man nur durch die permanente Beobachtung der Jahreszeiten auf Mars gewinnen. Dazu muss der Planet aber an jedem Punkt seiner Bahn beobachtet werden. Daher muss der gesamte Oppositionszyklus von 15 Jahren berücksichtigt werden, um die saisonalen Änderungen so umfassend wie möglich zu studieren. Die Perihiel-Opposition öffnet jedoch nur ein schmales Fenster der Frühlings- und Sommerjahreszeit der südlichen Marshemisphäre.

Generell gilt, wenn der scheinbare Durchmesser größer 10″ ist, sollte man Mars zu jeder möglichen Gelegenheit beobachten. Erfahrene Beobachter schrauben die Grenze herunter bis zu 5″-6″.

Bei der diesjährigen Perihel-Opposition geht es bei den Amateuren um einen Wettbewerb der schönsten und detailreichsten Bilder, nicht mehr, aber auch nicht weniger. Eine Standortbestimmung der eigenen optischen und elektronischen Möglichkeiten.

7. Merkmale der Mars Oberfläche

Die Marsoberfläche ist wie die Erde in Längen- und Breitengrade eingeteilt. Der Nullmeridian liegt in Sinus Meridiani (0°W; 0°N). Eine Markierung im äussersten Westen des Gebiets Sinus Sabaeus. Das große augenförmige Gebiet Solis Lacus liegt bei 90°W; 25°S. Olympus Mons oder Nix Olympia bei (113°W; 18°N) ist nicht immer zu sehen. Hellas, ein kreisförmiges Bassin bei 295°W; 50°S, wirkt gelblich bei Perihel Oppositionen. Die großen Staubstürme auf Mars entstehen im äussersten Osten von Sinus Sabaeus. Die Polarkappen sind die deutlichsten Merkmale der Marsoberfläche. Die Südpolarkappe ist ein permanentes Reservoir für CO2, das ganze Marsjahr über. Die dunklen Maria sowie die helleren Wüstenstrukturen, auch als Albedo-Merkmale bekannt, sind auch Merkmale für den Beobachter von der Erde.

Die erste Sonde, die Mars besuchte war 1965 MARINER 4. Andere folgten, inclusive Mars 2, dem ersten Fahrzeug, das auf dem Mars gelandet ist. Die beiden VICKING Boden-Sonden sind seit 1976 auf dem Mars. Nach einer langen Pause landete dann MARS PATHFINDER erfolgreich am 4. Juli 1997.

Weitere Sonden ,darunter auch eine europäische, wurden Mitte 2003 auf die ca. 8 Monate lange Reise geschickt.

8. Die Marsmonde Phobos und Deimos

Die ersten Astronauten auf dem Mars werden mehr Sterne, eine hellere Milchstraße und mehr Monde, mit einem seltsameren Verhalten am Himmel beobachten können, als auf der Erde. Das Verhalten der Monde ist bedingt durch ihre Bahndaten, die aus der folgenden Tabelle ersichtlich sind:

  PHOBOS DEIMOS GROSSE HALBACHSE DER BAHNELLIPSE 9378,5 km 23458 km BAHNEXZENTRIZITÄT 0,0152 0,0002 BAHNNEIGUNG ZUM MARSÄQUATOR 1,03 ° 1,83 ° SIDERISCHE PERIODE 0,319 Erdtage 1,266 Erdtage SYNODISCHE PERIODE (Mond / Mars ) 11 h 6 min 5,477 Erdtage ROTATION

Länge des Tages ( = halbe Bahnperiode )

Synchron

3 h 49 min 37 s

Synchron

15 h 9 min 25 s

DURCHMESSER (triaxiales Ellipsoid )

-langer

-mittlerer

-kurzer

26,6 km

22,2 km

18,6 km

15,2 km

12,4 km

10,8 km

VOLUMEN 5680 km3 1052 km3 MASSE 1,08 x 1016 kg 1,8 x 1015 kg MITTLERE DICHTE 1,905 g/cm3 1,7 g/cm3

Diese beiden Kleinkörper, Phobos und Deimos (Angst und Schrecken) sind mit hoher Wahrscheinlichkeit eingefangene Asteroiden und bieten dem Beobachter auf dem Mars ein besonderes Schauspiel. Beide Monde sind kraterübersäte, kartoffelförmige Körper. Wie der Erdmond kreisen beide um ihren Mutterplaneten in der Richtung seiner Rotation. Infolge des wesentlich geringeren Abstandes unterscheiden sich ihre Umlaufgeschwindigkeiten erheblich.

Sie roteren jedoch, wie unser Mond, synchron mit ihrer Umlaufzeit, das heisst, sie zeigen dem Beobachter auf dem Mars immer dieselbe Seite.

Phobos, der innere Satellit, bewegt sich auf einer nahezu kreisförmigen Bahn, die 1/41 der Entfernung Erde-Mond entspricht. Das heisst er bewegt sich in nur 5985 km über der Marsoberfläche. Für den Beobachter auf dem Mars erscheint er als Scheibchen von knapp 0,5 Erdmonddurchmessern, und in der Helligkeit, wie wir die Venus auf der Erde wahrnehmen.

Ein Beobachter auf Phobos jedoch würde den Mars als gewaltige, deutlich rotirende rote Kugel am Himmel wahrnehmen. Mit einer scheinbaren Größe von 42° würde Mars nahezu 1/4 des sichtbaren Himmels bedecken. Dies entspricht der 7000-fachen Fläche des für uns sichtbaren Erdmondes.

Mit einer siderischen Periode von 7h39m braucht Phobos für einen Umlauf weniger als 1/3 der Tageslänge seines Mutterplaneten. Für 1 Himmelsüberquerung von Horizont zu Horizont benötigt er 4,5h . Die synodische Periode, d.h. die Zeit nach der er wieder an derselben Stelle über dem Boden erscheint, beträgt 11h6m. Das bedeutet, der Beobachter auf dem Mars erlebt täglich 2 Phobos-Aufgänge, und natürlich auch -Untergänge. Seine Bahn ist gegenläufig zu allen anderen Hmmelskörpern. Er geht im Westen auf , rast in 4,5h über den Himmel und geht im Osten unter. Aufgrund der geringen Höhe über der Marsoberfläche bleibt Phobos im Nord- und Südpolarbereich über 69,5° Breite, ständig unsichtbar.

Die Umlaufbahn des weiter entfernten Deimos ist nahezu kreisförmig. Er hat einen Abstand von der Marsoberfläche von 20 100 km, und eine siderische Perode von 30h18m. Damit liegt Deimos nur wenig ausserhalb einer synchron verlaufenden Bahn zur Planetenrotation,die 24h37m23s beträgt.

Damit geht Deimos im Gegensatz zu Phobos im Osten auf, bleibt 2,5 Marstage am Himmel und geht dann im Westen unter. Da seine synodische Periode etwa 5,5 Tage beträgt, geht er nach 3 Tagen wieder im Osten auf. Aufgrund seiner Höhe kann er bis 83,5° Breite auf dem Mars als helles Lichtpünktchen von etwa doppeltem scheinbaren Venusdurchmesser gesehen werden. Mondphasen sind bei diesem Durchmesser nicht erkennbar.

Wegen der geringen Größe der Monde gibt es auf dem Mars keine Sonnenfinsternisse, dafür jede Menge Sonnentransits. Mondfinsternisse kann der Marsbewohner auch sehr häufig beobachten.

9. Stand der Forschung

Nach SuW 10/2003 von W.K. Hartmann.

Die Neigung der Rotationsachse von Mars zur Ekliptik kann sich bis zu 45 ° verändern.

(derzeit 25°, Erde 23,4°). Ausschläge von>40° treten etwa alle 10 bis 15 Millionen Jahre auf. Die letzte Achsneigung von >40° ist etwa 4-5 Millionen Jahre her. Wenn Mars mit dieser Achsenlage die Sonne umkreist, erhalten die polaren Eiskappen für 300 Tage rund um die Uhr eine ziemlich kräftige Sonneneinstrahlung. (1 Marstag dauert etwas länger als 24 h , 1 Marsjahr ist 687 Tage lang )

Das Wasser in den Polen verdampft, der Wasserdampfgehalt der Atmosphäre steigt dann bis zu einem Faktor 1000. Ab +-50° herrscht dann absolute Dunkelheit und starke Kälte. Während der Winter mit hoher Achsneigung kondensiert der Wasserdampf auf der Winterhalbkugel, und bildet staubhaltigen Schnee, der auf die Oberfläche sinkt, und dort zu eisreichem Staub wird. Die Millionen von Jahren dauernde Achsneigung führt dann zu Schichten von 10-50m Dicke!

Das bisher wichtigste Ergebnis von Mars-Odyssey war der direkte Nachweis von Eis in den obersten 2m der Marsoberfläche in Breiten von ca. >60°.

Die neuesten Untersuchungen zeigen, dass gefrorenes Wasser und Veränderungen des Marsklimas eine große Rolle auf dem Planeten spielen.

Die neuen Forschungen weisen darauf hin, dass eine große Menge des uralten Eises immer noch unter der Oberfläche liegt und dass es gelegentlich durch vulkanische Aktivität dann schmilzt. Kleine Mengen des freiwerdenden Wassers können in die Atmosphäre entweichen und so Ablagerungen eisreicher Schichten ermöglichen, die immer noch die Geographie von Mars verändern.

10. Sonden, die derzeit zum Mars unterwegs sind

Start Name Träger Ziel 2003 2. Juni Mars Express ESA Die erste vollständige europäische Mission zu einem Planeten trägt Beagle 2 mit sich, der von der Marsoberfläche Bodenbohrproben machen soll, aber auch die Marsatmosphäre studieren soll. Ankunft am 26. Dezember 2003. 2003 10. Juni Mars Expedition Rover A, Spirit US Der Roboter MER-A auf einer Delta 2 Rakete gestartet und wird am 4. Januar 2004 beim Mars eintreffen. Die Sonde soll auf dem Mars nach Wasser suchen. 2003 8. Juli Mars Expedition Rover B, Opportunity US Wie sein Bruder, Spirit soll der Rover MER-B auf dem Mars nach Wasser suchen. Er soll am 25. Januar 2004 an einem anderen Ort als MER-A landen (Meridiani Planum).

Willy Mahl, mars03


Letzte Änderung am 19.11.2005 durch astroman

0 Kommentare

Hinterlasse einen Kommentar

An der Diskussion beteiligen?
Hinterlasse uns deinen Kommentar!

Schreibe einen Kommentar

Deine E-Mail-Adresse wird nicht veröffentlicht. Erforderliche Felder sind mit * markiert.