Presseveröffentlichungen

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Jupiters Hauptringsystem im sichtbaren Wellenlängenbereich
Jupiters Ringsystem wurde von der Raumsonde Galileo am 9. November 1996 im Verlauf des dritten Umlaufs um den größten Planeten des Sonnensystems aufgenommen. Das Bild zeigt die westliche Kante von Jupiters Hauptringscheibe in einer Auflösung von 24 Kilometern pro Bildpunkt. Deutlich zu erkennen ist die radiale Struktur des Ringes, die auf den Voyager-Bildern der späten 70er Jahre noch verborgen blieb.
Wenn man vom innersten hier sichtbaren Bereich des Rings (links) zu den äußeren Regionen entlanggeht kann man die Helligkeit der dargestellten Bildpunkte als Funktion ihrer Lokalität interpretieren - deutlich sind Unterbrechungen zu erkennen, die von Störungen naher Kleinstmonde Jupiters herrühren. Adrastea und Metis, zwei (auf dieser Aufnahme nicht sichtbare) kleine Monde, umrunden Jupiter auf einer nahe dem äußeren Rand der Ringsegmente liegenden Bahn. Die genaue Position in Bezug zu diesen kreisförmigen Phänomenen wird nach weiterer Analyse der Daten von Galileo möglich sein. Gerade noch zu erkennen im inneren Hauptring ist die zarte Aureole des Rings. Obwohl Jupiters Ring zum großen Teil aus feinen Partikeln besteht, die durch die starke Jupiter-Magnetosphäre gestört werden müßten, fällt die Helligkeit des Rings am äußeren Rand plötzlich ab.

The Main Ring of Jupiter (clear filter)
The ring system of Jupiter was imaged by the Galileo spacecraft on November 9, 1996. In this image the west ansa of Jupiter's main ring is seen at a resolution of 24 kilometers per pixel. The ring clearly shows radial structure that had only been hinted at in the Voyager images. The plot of the brightness of ring as a function of location, going from the inner-most edge of the image to the outer-most through the thickest part of the ring, shows the "dips" in brightness due to perturbations from satellites. Two small satellites, Adrastea and Metis, which are not seen in this image, orbit through the outer portion of the ansa; their location relative to these radial features will be available after further data analysis. The ring's faint halo is seen to arise in the inner main ring just as it fades. Although most of Jupiter's ring is composed of small grains that should be highly perturbed by the strong Jovian magnetosphere, the ring's brightness drops abruptly at the outer edge.

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"Pseudo-Echtfarbenbild" der Übergangszone von Wolkengürtel auf Jupiter
Dies ist ein Pseudo-Echtfarbenbild einer Übergangszone zwischen Wolkengürteln nahe des Äquators auf dem Planeten Jupiter. Die vier Bilder der vier Quadranten dieses Mosaiks wurden innerhalb weniger Minuten hintereinander aufgenommen. Die Raumsonde Galileo machte diese Beobachtungen im violetten Licht und nahen Infrarotlicht, weil gerade diese Wellenlängen Informationen über Zusammensetzung und Höhe der Atmosphäre enthalten. Da die Kombination dieser Aufnahmen jedoch kein natürliches Echtfarbenbild zuläßt - hierzu benötigt man die Farbkanäle rot, grün und blau -, behilft man sich mit einem Pseudo-Echtfarbenbild. In diesem wird die Aufnahme durch den Violettfilter (Wellenlänge 415 Nanometer) auf den Blaukanal gelegt, und die Nahinfrarot-Aufnahme (757 nm) auf den Rotkanal. Eine Kombination dieser beiden Filter wird als dritte Farbe auf den Grünkanal gelegt. Farbaufnahmen dieser Art beinhalten einzigartige Informationen, da sie die Wechselwirkungen unterschiedlicher Regionen der Atmosphäre mit Licht verschiedener Wellenlänge darzustellen in der Lage sind. So reflektieren weiße Wolken das Licht in verschiedenen Wellenlängen gleich stark. Die Konzentration von bestimmten chemischen Elementen oder bestimmter Partikel verleihen anderen Gebieten hingegen einen rötlichen Farbton.
Norden ist oben in der Aufnahme. Das Mosaik zeigt das Gebiet zwischen 13 Grad südlicher und 3 Grad nördlicher Breite und ist auf 282 Grad westlicher Länge zentriert. Die kleinsten erkennbaren Details sind mehrere Dutzend Kilometer groß. Die Aufnahmen wurden am 5. November 1996 aus einer Entfernung von etwa 1,2 Millionen Kilometer vom Solid State Imaging- (SSI-) Kameraexperiment an Bord der Raumsonde Galileo gemacht.

"True" Color Mosaic of Jupiter's Belt-Zone Boundary
Pseudo-true color mosaic of a belt-zone boundary near Jupiter's equator. The images that make up the four quadrants of this mosaic were taken within a few minutes of each other. Galileo observes Jupiter's atmosphere in violet and near-infrared light because these wavelengths give information about composition and altitude. While these wavelenghts do not allow a true-color image to be constructed (one would need red, green and blue), a pseudo-true color image can be made. Violet light (415 nanometers) is displayed in blue and near-infrared light (757 nanometers) is displayed in red. A combination of violet and near-infrared light is displayed in green. There is unique information in color images because they simultaneously show how regions of the atmosphere interact with several different wavelengths of light. Clouds that appear white reflect light equally at the different wavelengths. Concentrations of certain chemicals or types of cloud particles give a reddish tint to other areas.
North is at the top. The mosaic covers latitudes -13 to +3 degrees and is centered at longitude 282 degrees West. The smallest resolved features are tens of kilometers in size. These images were taken on November 5th, 1996, at a range of 1.2 million kilometers by the Solid State Imaging system aboard NASA's Galileo spacecraft.

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Unterschiedliche Wolkenniveaus auf Jupiter
Auf diesen durch verschiedene Farbfilter gewonnenen Aufnahmen des Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) an Bord der Raumsonde Galileo lassen sich Wolken und Dunst in unterschiedlichen Höhenniveaus der dynamischen Jupiteratmosphäre erkennen. Die Aufnahmen wurden während Galileos zweitem Orbit (G2) durch das Jupitersystem am 5. September 1996 von einem ­ aus der Sicht des Planeten ­ frühmorgendlichen Beobachtungspunkt gemacht, der etwa 2.1 Millionen Kilometer über Jupiter lag. Die Bilder zeigen das Aussehen des Planeten, wenn man ihn in unterschiedlichen Wellenlängen des nahen Infrarotlichts betrachtet. Die erkennbaren Unterschiede beruhen hauptsächlich auf variablen Höhenniveaus der Wolkenhülle bzw. der unterschiedlichen Opazität der Wolkensysteme.
Die beiden Bilder links oben und rechts oben wurden in den Wellenlängen 1.61 bzw. 2.73 µm aufgenommen und zeigen relativ klare Ansichten der tieferen Atmosphäre mit Wolken, die bis auf ein Niveau des dreifachen auf der Erde herrschenden Atmosphärendrucks reichen. Im Kontrast hierzu wurde das mittlere Bild der oberen Reihe bei 2.17 µm aufgenommen, so daß nur die obersten Wolken- und Dunstschichten erfaßt wurden. Gasförmiger Wasserstoff, Hauptbestandteile der Jupiteratmosphäre, absorbiert stark das Licht dieser Wellenlänge. Daher sind nur der Große Rote Fleck, die höchsten Wolken um den Äquator, ein punktförmiges Detail in den nördlichen Breiten und ein dünner fotochemischer Schleier in den polaren Breiten erkennbar. Im Bild links unten, das bei 3.01 µm aufgenommen wurde, zeichnen sich tieferliegende Wolkengebilde schwach gegenüber den durch gasförmigen Ammoniak und Methan hervorgerufenen Absorptionen ab. Auf dem unteren mittleren Bild (aufgenommen bei 4.99 µm) ist die in der warmen Atmosphäre dem Planet innewohnende Eigenwärme zu erkennen.
Das Falschfarbenbild unten rechts zeigt schließlich mehrere verschiedene Wolken- und Dunstniveaus der Jupiteratmosphäre. Die Farben spiegeln Temperatur und Höhe der unterschiedlichen Niveaus wieder, von denen das aufgezeichnete Licht herrührt. Hochthermale Regionen in rot deuten auf von Photonen erzeugte hohe Temperaturen hin, die aus der unteren Atmosphäre durch dünne Wolkenschichten nach oben entweichen. Grün gibt die in der Troposphäre herrschende niederere Temperaturen wieder. Blau wiedergegeben sind schließlich die kalten Zonen der oberen Troposphäre und unteren Stratosphäre. Die polaren Regionen erscheinen violett, weil ein aus Kleinstpartikeln bestehender Dunst aus der Atmosphäre entweicht und Licht daran reflektiert wird, wohingegen nach gelb tendierende Gebiete in gemäßigteren Breiten troposphärische Wolken darstellen könnten, deren winzige Partikel ebenfalls ein Entweichen von Dunst aus tieferliegenden Bereichen ermöglicht. Eine Mischung aus hoch- und tieferliegenden Aerosolen ruft die aquamarinblaue Farbe des Großen Roten Fleck unterhalb des Äquators hervor.

Jupiter's Multi-level Clouds Clouds and hazes at various altitudes within the dynamic Jovian atmosphere are revealed by multi-color imaging taken by the Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) onboard the Galileo spacecraft. These images were taken during the second orbit (G2) on September 5, 1996 from an early-morning vantage point 2.1 million kilometers (1.3 million miles) above Jupiter. They show the planet's appearance as viewed at various near-infrared wavelengths, with distinct differences due primarily to variations in the altitudes and opacities of the cloud systems. The top left and right images, taken at 1.61 microns and 2.73 microns respectively, show relatively clear views of the deep atmosphere, with clouds down to a level about three times the atmospheric pressure at the Earth's surface.
By contrast, the middle image in top row, taken at 2.17 microns, shows only the highest altitude clouds and hazes. This wavelength is severely affected by the absorption of light by hydrogen gas, the main constituent of Jupiter's atmosphere. Therefore, only the Great Red Spot, the highest equatorial clouds, a small feature at mid-northern latitudes, and thin, high photochemical polar hazes can be seen. In the lower left image, at 3.01 microns, deeper clouds can be seen dimly against gaseous ammonia and methane absorption. In the lower middle image, at 4.99 microns, the light observed is the planet's own indigenous heat from the deep, warm atmosphere.
The false color image (lower right) succinctly shows various cloud and haze levels seen in the Jovian atmosphere. This image indicates the temperature and altitude at which the light being observed is produced. Thermally-rich red areas denote high temperatures from photons in the deep atmosphere leaking through minimal cloud cover; green denotes cool temperatures of the tropospheric clouds; blue denotes cold of the upper troposphere and lower stratosphere. The polar regions appear purplish, because small-particle hazes allow leakage and reflectivity, while yellowish regions at temperate latitudes may indicate tropospheric clouds with small particles which also allow leakage. A mix of high and low-altitude aerosols causes the aqua appearance of the Great Red Spot and equatorial region.