Phobos

Geodäsie und Kartographie von Phobos



Phobos(1)

Phobos, der größere der beiden Marsmonde, ist ein unregelmäßig geformter Köper. Er lässt sich näherungsweise durch ein dreiachsiges Ellipsoid mit Radien von 13,0 km x 11,4 km x 9,1 km (Willner et al., 2010a; Willner et al., 2014) beschreiben. Phobos bewegt sich entlang einer leicht elliptischen Bahn nahe der äquatorialen Ebene von Mars mit einem mittleren Abstand von nur 9375 km zum Marszentrum. Mit einer Umlaufzeit von etwa 7 Stunden und 39 Minuten bewegt sich Phobos schneller als sich der Mars um seine eigene Achse dreht und geht so, anders als der Erdmond, im Westen auf und im Osten unter. Phobos und sein kleinerer Bruder, der Marsmond Deimos, der eine Entfernung von ca. 23.000 km zum Mars hat (Pasewaldt et al., 2012), wurden 1877 von Asaph Hall, einem amerikanischen Astronomen des United States Naval Observatory in Washington D.C., entdeckt.

Phobos aufgenommen mit der SRC auf Mars Express während des Vorbeifluges im Orbit 748.

Phobos, aufgenommen mit dem Super Resolution Channel (SRC) auf Mars Express während des Vorbeifluges im Orbit 748

 

Radien 13.0km x 11.4km x 9.1km
Durchschnittliche Distanz zum Marszentrum 9375 km
Zeitdauer für einen kompletten Umlauf 7h:39min:14sec

 

(1) Phobos bedeutet soviel wie Furcht in der griechischen Mythologie. Phobos ist der Sohn des griechischen Kriegsgottes Ares und hat eine Bruder, Deimos – den Schrecken. Mars ist der Kriegsgott in der römischen Mythologie und gleicht dem griechischen Gott Ares.

 

Phobos Bahn

Aufgrund des geringen Abstandes zum Mars wird die Bewegung von Phobos stark vom Marsschwerefeld beeinflusst. Die Vermessung der Umlaufbahn von Phobos kann deshalb zur Analyse des Marsschwerefeldes und dessen temporärer Veränderungen herangezogen werden. Zahlreiche Erdbeobachtungen sowie astrometrische Beobachtungen, die während der NASA Missionen Mariner, Viking und Mars Global Surveyor vorgenommen wurden, trugen dazu bei, dass die Umlaufbahn von Phobos als eine der am besten bestimmten unter den Satellitenbahnen des Sonnensystems gilt.

Untersuchungen in ersten Bilddaten der HRSC und SRC der Mars Express Mission zeigten jedoch große Diskrepanzen zwischen den Phobos Bahnmodellen und den beobachteten Positionen (Giese et al., 2005).

Daher besteht eine Aufgabe der Planetengeodäsie darin, die Position von Phobos und Deimos in ihren Bahnen genau zu beobachten. Hierzu werden ausschließlich die Bilddaten des SRC benutzt. Verschiedene Techniken kommen zum Einsatz, um die Position der Monde im Inertialsystem zu bestimmen. Je nach Auflösung der Objekte in den Bildern wird eine Limbfit Methode angewendet (Oberst et al., 2006; Pasewaldt et al., 2012) oder die Position des Massenzentrums wird über Kontrollpunkte auf der Oberfläche bestimmt (Pasewaldt et al., 2015; Willner et al., 2008). Die Blickrichtung der Kamera wird unterstützend über Aufnahmen von Sternen kontrolliert. Die Position von Phobos in seiner Umlaufbahn kann mit den o.g.  Methoden bis auf wenige hundert Meter genau bestimmt werden.

 

Phobos’ Globale Form

Die Bilddaten der HRSC und SRC werden auch zur Neubestimmung der globalen Form des unregelmäßig geformten Mondes genutzt. Das globale Kontrollpunktnetz von Phobos wurde auf der Grundlage der SRC Bilddaten in Kombination mit Viking Orbiter Bildern verdichtet (Oberst et al., 2014; Willner et al., 2010a). Es wird ein sogenannter photogrammetrischer Bündelblockausgleich angewendet, um die Positionen und Orientierungen der Kamerastandpunkte anhand der beobachteten Bildpunkte zu verbessern und die Objektpunktkoordinaten im Phobos Referenzsystem zu bestimmen. Aus den gewonnen Objektpunktkoordinaten kann eine erste grobe Form von Phobos über eine Kugelflächenfunktion bestimmt werden (Willner, 2009).

Während einer Reihe naher Vorbeiflüge wurde die HRSC eingesetzt, um die Oberfläche möglichst global zu beobachten. Da die HRSC während eines Vorbeifluges Bildinformationen sammelt, die sich für stereophotogrammetrische Analysen eignen, ist es möglich, ein globales Digitales Geländemodell zu erstellen (Willner et al., 2010a; Willner et al., 2014).

Video: rotierender Phobos

 

Rotation und Gravitation

Auf Grundlage des berechneten Figurenmodells werden die Rotationsparameter für Phobos berechnet und mit den Beobachtungen verglichen, um Rückschlüsse auf den inneren Aufbau des Mondes zu ziehen.

Ebenfalls auf den Figurenmodellen basierend wurden Modelle der dynamischen Umgebung für Phobos bestimmt (Shi et al., 2012; Willner et al., 2014).  Dieses Modell berücksichtigt auch die Wirkung des Marsschwerefeldes. Das dynamische Modell für Phobos findet unter anderem bei Auswahlprozessen für Landestellen Anwendung (Willner et al., 2010b)

 

Kartographie

Die georeferenzierten Bilddaten werden in Abständen gesichtet und für die Erstellung von globalen Mosaiken und Bildkarten genutzt (Wählisch et al., 2014; Wählisch et al., 2010). Bisher wurden ein globales SRC Mosaik und ein globales HRSC Mosaik am DLR erstellt. Diese Daten sind der Ausgangspunkt für die Herstellung von Bildkarten.

 

 

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Kontakt
Dr. Konrad Willner
Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR)

Institut für Planetenforschung
, Planetengeodäsie
Tel: +49 30 67055-356

E-Mail: konrad.willner@dlr.de
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