Quelle: NASA, JPL, ISRO, 4. November 2024.

Pasadena, 4, November 2024 – Ein wenig Hintergrund zur Mission

Voyager ist eine NASA-Mission, die aus zwei verschiedenen Raumsonden besteht, Voyager 1 und 2, die am 5. September 1977 bzw. am 20. August 1977 ins All starteten. In den Jahrzehnten nach dem Start unternahmen die beiden Sonden eine große Tour durch unser Sonnensystem und untersuchten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun – einer der ersten Versuche der NASA, die Geheimnisse des Universums zu erforschen. Diese beiden Sonden wurden später die ersten Raumfahrzeuge, die im interstellaren Raum operierten – dem Raum außerhalb der Heliosphäre, der Blase aus Sonnenwind und Magnetfeldern, die von der Sonne ausgeht. Voyager 1 war die erste, die 2012 in den interstellaren Raum eindrang, gefolgt von Voyager 2 im Jahr 2018.

Heute fliegt Voyager nicht nur weiter, weil sie es kann, sondern auch, weil sie noch immer an der Erforschung des interstellaren Raums, der Heliosphäre und der Wechselwirkung zwischen beiden arbeiten kann. „Wir würden die Voyager- Mission nicht weiterführen, wenn sie keine wissenschaftlichen Daten liefern würde“, sagt Suzanne Dodd, die derzeitige Projektleiterin der Mission und Direktorin des Interplanetarischen Netzwerks am Jet Propulsion Laboratory der NASA.

Doch nach Milliarden von Kilometern und Jahrzehnten bahnbrechender wissenschaftlicher Erforschung war diese wegweisende interstellare Reise nicht ohne Prüfungen. Was ist also das Erfolgsgeheimnis der Voyager?

Kurz gesagt: Vorbereitung und Kreativität.

Wir haben sie so konzipiert, dass sie nicht versagen

Laut John Casani, Voyager-Projektleiter von 1975 bis zum Start 1977, „haben wir sie nicht für eine Lebensdauer von 30 oder 40 Jahren entwickelt, sondern um nicht zu versagen“.

Ein wichtiger Faktor für die Langlebigkeit der Mission ist die Redundanz. Die Komponenten von Voyager wurden nicht nur mit Sorgfalt entwickelt, sondern auch in zweifacher Ausführung gebaut.

Laut Dodd wurde bei der Konstruktion von Voyager „fast alles redundant ausgelegt. Zwei Raumfahrzeuge zu haben – das ist Redundanz“.

„Wir haben sie nicht entworfen, um 30 oder 40 Jahre zu überleben, sondern um nicht zu versagen“.

John Casani Voyager-Projektleiter, 1975-1977

Eine hochmoderne Energiequelle

Die beiden Voyager-Raumsonden verdanken ihre Langlebigkeit auch ihrer zuverlässigen Energiequelle.

Jede Sonde ist mit drei thermoelektrischen Radioisotopen-Generatoren ausgestattet. Diese nuklearen „Batterien“ wurden ursprünglich vom US-Energieministerium im Rahmen des Programms „Atoms for Peace“ (Atome für den Frieden) entwickelt, das von Präsident Eisenhower im Jahr 1955 erlassen wurde. Im Vergleich zu anderen damaligen Energieoptionen – wie der Solarenergie, die nicht die Kapazität hatte, um über den Mars hinaus zu funktionieren – haben diese Generatoren es der Voyager ermöglicht, viel weiter ins All vorzudringen.

Die Stromgeneratoren der Voyager bringen die Mission weiter als je zuvor, aber sie erzeugen auch jedes Jahr weniger Strom, so dass die Instrumente mit der Zeit abgeschaltet werden müssen, um Energie zu sparen.

Kreative Lösungen

Als eine Mission, die an den äußersten Rändern der Heliosphäre und darüber hinaus operiert hat, musste Voyager eine ganze Reihe von Herausforderungen bewältigen. Da die Sonde nun im interstellaren Raum mit Software und Hardware aus den 1970er Jahren arbeitet, erfordern die Probleme der Voyager kreative Lösungen.

Ehemaliges Missionspersonal, das in den ersten Tagen an Voyager gearbeitet hat, ist sogar aus dem Ruhestand zurückgekehrt, um mit dem neuen Missionspersonal zusammenzuarbeiten und nicht nur große Probleme zu lösen, sondern auch wichtiges Missions-Know-how an die nächste Generation von Wissenschaftlern und Ingenieuren weiterzugeben.

„Aus meiner Sicht als Projektleiter ist es wirklich sehr aufregend zu sehen, wie sich junge Ingenieure für die Arbeit an Voyager begeistern. Sie nehmen die Herausforderungen einer alten Mission an und arbeiten Seite an Seite mit einigen der Experten, den Leuten, die das Raumschiff gebaut haben“, sagte Dodd. „Sie wollen voneinander lernen.“

Gerade in den letzten Jahren hat das Voyager-Projekt die Kreativität des Missionsteams mit einer Reihe von komplexen Problemen auf die Probe gestellt. Kürzlich verstopfte eine Treibstoffleitung in den Triebwerken von Voyager 1, die die Ausrichtung und Richtung des Raumschiffs steuern. Die Triebwerke ermöglichen es der Sonde, ihre Antennen auszurichten, und sind entscheidend für die Aufrechterhaltung der Kommunikation mit der Erde. Durch sorgfältige Koordination gelang es dem Missionsteam, das Raumfahrzeug per Fernsteuerung auf einen anderen Satz von Triebwerken umzuschalten.

Diese Art von Reparaturen sind besonders schwierig, da ein Funksignal etwa 22 ½ Stunden braucht, um Voyager 1 von der Erde aus zu erreichen, und weitere 22 ½ Stunden, um zurückzukehren. Signale von und zu Voyager 2 benötigen jeweils etwa 19 Stunden.

Die interstellare Zukunft der Voyager-Sonden

Dieser kurze Blick hinter den Vorhang beleuchtet die Geschichte der Voyager und ihre Erfolgsgeheimnisse.

Die Voyager-Sonden könnten noch bis in die späten 2020er Jahre in Betrieb sein. Im Laufe der Zeit wird die Fortsetzung des Betriebs immer schwieriger, da die Leistung der Mission jedes Jahr um 4 Watt abnimmt und die beiden Raumsonden mit abnehmender Leistung abkühlen werden. Außerdem könnten unerwartete Anomalien mit zunehmendem Alter die Funktionalität und Langlebigkeit der Mission beeinträchtigen.

Mit dem Fortschreiten der Mission baut das Voyager-Team sein Vermächtnis kreativer Problemlösung und Zusammenarbeit weiter aus, während die beiden interstellaren Reisenden unser Verständnis des riesigen und geheimnisvollen Kosmos, in dem wir leben, weiter vertiefen.

Übersetzung: DeepL.com / Stefan Goth

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• Voyager / Pioneer 10 + 11

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Quelle: Universität Innsbruck 19. Juli 2024.

19. Juli 2024 – Die Forschungsgruppe von Thomas Lörting am Institut für Physikalische Chemie der Universität Innsbruck beschäftigt sich mit den vielfältigen und besonderen Eigenschaften von Eis und Wasser. So haben die Wissenschaftler:innen im Labor neue Eisformen entdeckt und konnten in der Vergangenheit zeigen, dass Wasser aus zwei unterschiedlichen Flüssigkeiten besteht. Die Arbeitsgruppe ist in der Lage, im Labor auch Eisformen herzustellen, die nicht natürlich auf der Erde vorkommen, in den Weiten des Weltalls aber sehr wohl. „Für die Herstellung dieser Eisformen benötigt es sehr tiefe Temperaturen und/oder einen sehr hohen Druck“, erklärt die Chemikerin Christina M. Tonauer aus dem Team von Thomas Lörting. Die Erkenntnisse zu den Eisformen finden in verschiedenen Bereichen Anwendung. Für die Weltraumforschung sind sie wichtig, weil so die Bedingungen ergründet werden können, unter denen dort Eis entsteht, und wo es zu finden ist.

Zwanzig verschiedene Eisformen sind bisher bekannt. Und während auf der Erdoberfläche nur sogenanntes hexagonales Eis beobachtet wird, vermutet die Wissenschaft im Inneren der Eisgiganten Uranus und Neptun oder auf den von kilometerdicken Eisschichten überzogen Eismonden von Jupiter und Saturn eine Vielzahl unterschiedlicher Eisstrukturen. Zum ersten Mal liefern die Innsbrucker Chemiker:innen nun Spektren dieser Eisformen im Nahinfrarotbereich, einem Frequenzbereich, in dem auch das neue James-Webb-Weltraumteleskop misst. Die im Weltall gemessenen Daten können mit den im Labor in Innsbruck ermittelten Spektren verglichen werden und so Aussagen über Art und Struktur des Eises im All gewonnen werden.

Neue Messmethode entwickelt
Gelungen ist Christina M. Tonauer die Erstellung der Nahinfrarotspektren in Kooperation mit der Forschungsgruppe um Christian Huck am Institut für Analytische Chemie und Radiochemie der Universität Innsbruck, einem Spezialisten der Nahinfrarot-Spektroskopie. „Die große Schwierigkeit war, das Eis für die Dauer der Messung auf minus 196 Grad Celsius zu halten, damit es sich nicht umformt“, erzählt Christina M. Tonauer. „Wir mussten eine Methode entwickeln, um die Proben unter Zuhilfenahme von flüssigem Stickstoff in einem für Raumtemperaturen konzipierten Spektrometer messen zu können.“

Die Wissenschaftler:innen waren erfolgreich und fanden in den Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 2,5 Mikrometer zahlreiche charakteristische Merkmale, anhand derer etwa die Dichte und Porosität des Eises bestimmt werden können. „In diesem Wellenlängenbereich misst auch einer der Spektrografen am James-Webb-Weltraumteleskop“, erklärt Thomas Lörting. „Unsere Labordaten können als Referenzwerte für die Interpretation von Messungen im All herangezogen werden. So lernen wir vielleicht bald mehr über das Eis und Wasser im All.“

Die Forschung fand im Rahmen der Forschungsplattform Material- und Nanowissenschaften an der Universität Innsbruck statt, die Anfang des Jahres zum Forschungsschwerpunkt Funktionelle Materialwissenschaften (FunMAT) aufgewertet wurde.

Originalpublikation:
Near-infrared Spectroscopy for Remote Sensing of Porosity, Density and Cubicity of Crystalline and Amorphous H₂O Ices in Astrophysical Environment. Christina Tonauer et al. The Astrophysical Journal 2024
DOI: doi.org/10.3847/1538-4357/ad4f82
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4f82
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4f82/pdf

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• Leben im Universum

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Quelle: DESY 8. Januar 2024.

8. Januar 2024 – Ein internationales Team von Forschenden unter Leitung von Mungo Frost vom Forschungszentrum SLAC in Kalifornien und unter Beteiligung von DESY-Forschenden hat am Röntgenlaser European XFEL in Schenefeld neue Erkenntnisse zur Entstehung und Häufigkeit von Diamantregen auf Eisriesen wie Neptun, Uranus oder Exoplaneten außerhalb unseres Sonnensystems gewonnen. Die jetzt im Fachjournal „Nature Astronomy“ veröffentlichen Ergebnisse geben auch Hinweise auf die Entstehung der komplexen Magnetfelder dieser Planeten.

Schon bei früheren Arbeiten an Röntgenlasern hatten Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler herausgefunden, dass sich bei Drücken und Temperaturen, die im Inneren der großen Gasplaneten herrschen, aus Kohlenstoffverbindungen Diamanten bilden können. Diese würden dann als Edelstein-Regen aus den höheren Schichten weiter ins Innere der Planeten sinken.

Ein neues Experiment am European XFEL hat nun gezeigt, dass sich aus Kohlenstoffverbindungen schon bei geringerem Druck und niedrigeren Temperaturen als bislang vermutet Diamanten bilden. Für die eisigen Gasplaneten in unserem Sonnensystem bedeutet das: Der Diamantregen bildet sich schon in geringerer Tiefe als gedacht, und könnte so deren Magnetfeld stärker beeinflussen. Zudem sollte Diamantregen auch auf Gasplaneten möglich sein, die kleiner sind als Neptun und Uranus und als „Mini-Neptune“ bezeichnet werden. Mini-Neptune sind die häufigsten Exoplaneten außerhalb unseres Sonnensystems.

Nachdem sich die Diamanten gebildet haben, können diese bei ihrem Weg nach unten in die tieferen Schichten Gas und Eis mitreißen und so Ströme von leitendem Eis verursachen. Ströme leitender Flüssigkeiten wirken wie eine Art Dynamo, durch den sich die Magnetfelder von Planeten bilden. „Diamantregen hat also wahrscheinlich Einfluss auf die Entstehung der komplexen Magnetfelder von Uranus und Neptun“, so Frost.

Als Kohlenstoffquelle nutzte die Gruppe eine Kunststofffolie aus der Kohlenwasserstoffverbindung Polystyren. Diese setzten sie sehr hohem Druck und Temperaturbedingungen aus, so wie sie im Inneren der Planeten herrschen. Zunächst steigerten sie den Druck, indem sie die Folie zwischen die Spitzen von zwei Diamanten klemmten. Diese sogenannten Diamantstempelzellen funktionieren wie ein Mini-Schraubstock. Anschließend setzten sie die Folie den Röntgenblitzen des European XFEL aus, um sie auf mehr als 2200 Grad Celsius zu erwärmen. Diese Temperaturen herrschen tief im Inneren der Eisplaneten. Anschließend nutzten die Forscher die Röntgenpulse um zu beobachten, wann und wie sich die Diamanten bilden. Druck und Temperatur geben dabei Aufschluss darüber in welcher Tiefe der Planeten die Edelsteine entstehen.

Dem internationalen Forscherteam gehören Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler von European XFEL, den deutschen Forschungszentren DESY in Hamburg und dem Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf HZDR sowie weiteren Forschungseinrichtungen und Universitäten aus verschiedenen Ländern an. DESY und HZDR sind Mitgliedsinstitute des European XFEL-Nutzerkonsortiums HIBEF, das maßgeblich zu dieser Forschung beigetragen hat. „Durch diese internationale Zusammenarbeit haben wir am European XFEL große Fortschritte erzielt und bemerkenswerte neue Erkenntnisse über Eisplaneten gewonnen“, so Frost.

„Wir freuen uns, dass dieses für die Planetenforschung wichtige Ergebnis mit der von DESY für HIBEF konzipierten Diffraktionsplatform für Hochdruckexperimente und dem AGIPD Detektor ermöglicht wurde“, sagt DESY-Wissenschaftler Cornelius Strohm, einer der Autoren der Veröffentlichung.

Originalveröffentlichung
M. Frost et al., Diamond Precipitation Dynamics from Hydrocarbons at Icy Planet Interior Conditions, “Nature Astronomy”, 2024, DOI:10.1038/s41550-023-02147-x
https://www.nature.com/articles/s41550-023-02147-x

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Quelle: ESON 27. August 2023.

27. August 2023 – Damit wurde erstmals ein solcher dunkler Fleck auf dem Planeten mit einem Teleskop auf der Erde beobachtet. Diese gelegentlichen Erscheinungen im blauen Hintergrund der Neptunatmosphäre sind für Forschende ein Rätsel, und die neuen Ergebnisse liefern weitere Hinweise auf ihre Eigenschaften und ihren Ursprung.

Große Flecken sind häufige Merkmale in der Atmosphäre von Riesenplaneten. Der berühmteste ist der Große Rote Fleck des Jupiters. Im Jahr 1989 entdeckte die NASA-Sonde Voyager 2 erstmals einen dunklen Fleck auf Neptun, der einige Jahre später wieder verschwand. „Seit der ersten Entdeckung eines dunklen Flecks habe ich mich immer gefragt, was es mit diesen kurzlebigen und schwer fassbaren dunklen Erscheinungen auf sich hat“, sagt Patrick Irwin, Professor an der University of Oxford in Großbritannien und leitender Forscher der heute in Nature Astronomy veröffentlichten Studie.

Irwin und sein Team verwendeten Daten des VLT der ESO, um die Möglichkeit auszuschließen, dass die dunklen Flecken durch eine „Auflockerung“ in den Wolken verursacht werden. Die neuen Beobachtungen deuten stattdessen darauf hin, dass die dunklen Flecken wahrscheinlich das Ergebnis von Luftpartikeln sind, die sich in einer Ebene unterhalb der sichtbaren Dunstschicht abdunkeln, wenn sich in der Neptunatmosphäre Eis und Dunst vermischen.

Es war nicht einfach, zu dieser Schlussfolgerung zu kommen, denn dunkle Flecken sind keine dauerhaften Merkmale der Neptunatmosphäre und Astronominnen und Astronomen konnten sie bisher nicht in ausreichendem Maße untersuchen. Die Gelegenheit dazu ergab sich, nachdem das NASA/ESA-Weltraumteleskop Hubble mehrere dunkle Flecken in der Neptunatmosphäre entdeckt hatte, darunter einen in der nördlichen Hemisphäre des Planeten, der erstmals 2018 bemerkt wurde. Irwin und sein Team machten sich sofort an die Arbeit, diesen Fleck vom Boden aus zu untersuchen – mit einem Instrument, das für diese anspruchsvollen Beobachtungen ideal geeignet ist.

Mit dem Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) des VLT konnten die Forscher das vom Neptun und seinem Fleck reflektierte Sonnenlicht in seine einzelnen Farben oder Wellenlängen zerlegen und ein 3D-Spektrum erhalten [1]. Dies bedeutete, dass sie den Fleck detaillierter untersuchen konnten, als es zuvor möglich war. „Ich bin begeistert, dass wir nicht nur die erste Entdeckung eines dunklen Flecks vom Boden aus machen konnten, sondern auch zum allerersten Mal ein Reflexionsspektrum eines solchen Phänomens aufnehmen konnten“, sagt Irwin.

Da verschiedene Wellenlängen unterschiedliche Tiefen in der Neptunatmosphäre abtasten, konnten die Astronominnen und Astronomen anhand des Spektrums die Höhe des dunklen Flecks in der Atmosphäre des Planeten besser bestimmen. Das Spektrum lieferte auch Informationen über die chemische Zusammensetzung der verschiedenen Schichten der Atmosphäre, was dem Team Hinweise darauf gab, warum der Fleck dunkel erschien.

Die Beobachtungen lieferten auch ein überraschendes Ergebnis. „Dabei entdeckten wir einen seltenen tiefen, hellen Wolkentyp, der noch nie zuvor identifiziert worden war, nicht einmal aus dem Weltraum“, sagt Studien-Koautor Michael Wong, Forscher an der University of California, Berkeley, USA. Dieser seltene Wolkentyp erschien als heller Fleck direkt neben dem größeren dunklen Hauptfleck. Die VLT-Daten zeigen, dass sich die neue „tiefe helle Wolke“ auf der gleichen Ebene in der Atmosphäre befindet wie der dunkle Hauptfleck. Dies bedeutet, dass es sich um eine völlig neue Art von Erscheinung handelt, verglichen mit den kleinen „Begleitwolken“ aus Methaneis in großer Höhe, die zuvor beobachtet wurden.

Mit dem VLT der ESO können Astronominnen und Astronomen nun Merkmale wie diese Flecken von der Erde aus untersuchen. „Dies erweitert die Möglichkeiten der Menschheit, den Kosmos zu beobachten, auf erstaunliche Weise. Zunächst konnten wir diese Flecken nur entdecken, indem wir eine Raumsonde wie die Voyager dorthin schickten. Dann haben wir mit Hubble die Fähigkeit erlangt, sie aus der Ferne zu erkennen. Und schließlich ist die Technologie so weit fortgeschritten, dass wir sie vom Boden aus entdecken können“, schließt Wong, bevor er scherzhaft hinzufügt: „Das könnte mich als Hubble-Beobachter arbeitslos machen!“

Endnoten
[1] MUSE ist ein 3D-Spektrograf, der es Astronominnen und Astronomen ermöglicht, ein astronomisches Objekt wie Neptun in einem Durchgang vollständig zu beobachten. An jedem Pixel misst das Instrument die Intensität des Lichts in Abhängigkeit von seiner Farbe oder Wellenlänge. Die daraus resultierenden Daten bilden einen 3D-Satz, in dem jedes Pixel des Bildes ein vollständiges Lichtspektrum aufweist. Insgesamt misst MUSE über 3500 Farben. Das Instrument ist so konzipiert, dass es die Vorteile der adaptiven Optik nutzt, die die Turbulenzen in der Erdatmosphäre korrigiert, was zu schärferen Bildern als sonst möglich führt. Ohne diese Kombination von technischen Voraussetzungen wäre die Untersuchung eines dunklen Flecks auf dem Neptun vom Boden aus nicht möglich gewesen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsergebnisse wurden in einem Artikel mit dem Titel „Cloud structure of dark spots and storms in Neptune’s atmosphere” (Wolkenstruktur von dunklen Flecken und Stürmen in der Neptunatmosphäre) vorgestellt, der in Nature Astronomy (doi: 10.1038/s41550-023-02047-0) erscheint.

Das Team besteht aus Patrick G. J. Irwin (University of Oxford, UK [Oxford]), Jack Dobinson (Oxford), Arjuna James (Oxford), Michael H. Wong (University of California, USA [Berkeley]), Leigh N. Fletcher (University of Leicester, UK [Leicester]), Michael T. Roman (Leicester), Nicholas A. Teanby (University of Bristol, UK), Daniel Toledo (Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial, Spanien), Glenn S. Orton (Jet Propulsion Laboratory, USA), Santiago Pérez-Hoyos (University of the Basque Country, Spanien [UPV/EHU]), Agustin Sánchez Lavega (UPV/EHU), Lawrence Sromovsky (University of Wisconsin, USA), Amy Simon (Solar System Exploration Division, NASA Goddard Space Flight Center, USA), Raúl Morales-Juberias (New Mexico Institute of Technology, USA), Imke de Pater (Berkeley), und Statia L. Cook (Columbia University, USA).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie. Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Forschungsartikel
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2314/eso2314a.pdf

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• Planet Neptun
• ESO

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Quelle: GFZ.

14. Oktober 2021 – Die Ergebnisse sind im renommierten Fachmagazin Nature Physics erschienen. Sie liefern ein weiteres Puzzle-Teil im Spektrum der Erscheinungsformen von Wasser. Und können möglicherweise auch dazu beitragen, die ungewöhnlichen Magnetfelder der stark wasserhaltigen Planeten Uranus und Neptun zu erklären.

Heißes Eis?
Eis ist kalt. Jedenfalls Eis vom Typ I, wie wir es von unserem Eisfach kennen, vom Schnee oder vom zugefrorenen See. In Planeten oder in den Hochdruck-Stempel-Zellen von Laboren gibt es auch Eis von anderem Typ, VII oder VIII zum Beispiel, das bei Temperaturen von einigen Hundert oder Tausend Grad existiert. Allerdings nur, weil dort zusätzlich sehr hohe Drücke von einigen zehn Gigapascal herrschen – bis zum Millionenfachen des Luftdrucks.

Druck und Temperatur spannen den Raum für das sogenannte Phasendiagramm eines Stoffes auf: In Abhängigkeit dieser beiden Parameter werden hier die verschiedenen Erscheinungsformen von Wasser und die Übergänge zwischen fest, gasförmig, flüssig und hybriden Zuständen verzeichnet – wie sie theoretisch vorhergesagt werden oder bereits im Experiment nachgewiesen wurden.

Verbindung grundlegender Physik mit geologischen Fragestellungen
Je höher Druck und Temperatur, desto schwieriger sind solche Experimente. Und so weist das Phasendiagramm von Wasser – mit Eis als dessen fester Phase – in den extremen Bereichen noch etliche Ungenauigkeiten und Unstimmigkeiten auf.

„Wasser ist eigentlich eine relativ simple chemische Verbindung aus einem Sauerstoff- und zwei Wasserstoff-Atomen. Dennoch ist es mit seinem vielfach ungewöhnlichen Verhalten immer noch nicht gänzlich verstanden. Hier kommen grundlegende physikalische und geowissenschaftliche Interessen zusammen. Denn Wasser spielt für viele Planeten auch im Inneren eine wichtige Rolle. Nicht nur bezüglich der Entstehung von Leben und Landschaften, sondern – im Falle der stark wasserhaltigen Gasplaneten Uranus und Neptun – auch für die Entstehung von deren ungewöhnlichem planetaren Magnetfeld“, sagt Sergey Lobanov, Geophysiker am GFZ.

Einzigartige Bedingungen im Labor
Sergey Lobanov gehört zum Team um Erstautor Vitali Prakapenka und Nicholas Holtgrewe, beide von der University of Chicago, sowie Alexander Goncharov von der Carnegie Institution of Washington. Sie haben den Phasenraum von Wasser nun in seinen Extremen weiter vermessen. Mit laserbeheizten Diamant-Stempelzellen – von der Größe einer Computer-Maus – haben sie hohen Drücke bis zu 150 Gigapascal (ca. 1,5 Millionenfacher Atmosphärendruck) und Temperaturen von bis zu 6.500 Kelvin (ca. 6.227 Grad Celsius) erzeugt. In dem winzigen Probenraum (das Volumen entspricht einem Würfel von nur rund zwei Hundertstel Millimeter Kantenlänge) herrschen dann Bedingungen, wie sie im Inneren von Neptun oder Uranus in einigen Tausend Kilometern Tiefe vorkommen.

Wie sich bei diesen Bedingungen die Kristallstruktur ändert, haben die Wissenschaftler mithilfe von Röntgenbeugung beobachtet. Dazu nutzten sie die extrem intensive Synchrotron-Röntgenstrahlung an der Advanced Photon Source (APS) des Argonne National Laboratory der University of Chicago. Eine zweite Serie von Experimenten am Earth and Planets Laboratory der Carnegie Institution of Washington nutzte optische Spektroskopie, um daraus die elektrische Leitfähigkeit zu bestimmen.

Strukturveränderungen des Eises beim Durchfahren des Phasenraums: Entstehen von superionischem Eis

Die Forscher haben aus Wasser bei Raumtemperatur durch Erhöhen des Drucks auf einige zehn Gigapascal zunächst Eis VII oder Eis X hergestellt (vergleiche das Phasendiagramm). Bei konstantem Druck erhöhten sie dann durch Beschuss mit Laserlicht die Temperatur. Dabei beobachteten sie, wie sich die kristalline Eisstruktur verändert: Zunächst bewegten sich die Sauerstoff- wie die Wasserstoff-Atome ein wenig um ihre fixen Positionen. Dann blieb nur noch der Sauerstoff fest und bildete ein eigenes kubisches Kristallgitter. Bei steigender Temperatur ionisierte der Wasserstoff, gab also sein einziges Elektron ans Sauerstoffgitter ab. Sein Atomkern – ein positiv geladenes Proton – sauste dann durch diesen Festkörper, der dadurch elektrisch leitend wird. Auf diese Weise entsteht ein Hybrid aus fest und flüssig: superionisches Eis.

Seine Existenz wurde auf Basis diverser Modelle vorhergesagt und bereits verschiedentlich unter Laborbedingungen beobachtet. Die Wissenschaftler konnten nun zwei superionische Eis-Phasen – Eis XVIII und Eis XX – erzeugen und identifizieren und die Druck- und Temperaturbedingungen beschreiben, in denen sie stabil existieren. „Aufgrund ihrer ausgeprägten Dichte und erhöhten optischen Leitfähigkeit ordnen wir die beobachteten Strukturen den theoretisch vorhergesagten superionischen Eisphasen zu“, erläutert Lobanov.

Konsequenzen für die Erklärung des Magnetfelds von Uranus und Neptun

Insbesondere der Phasenübergang hin zu einer leitenden Flüssigkeit hat interessante Konsequenzen für die offenen Fragen rund um das Magnetfeld von Uranus und Neptun, die vermutlich zu über sechzig Prozent aus Wasser bestehen. Das Magnetfeld ist insofern ungewöhnlich, als es nicht – wie bei der Erde – quasi parallel und symmetrisch zur Rotationsachse verläuft, sondern schief und unzentriert liegt. Modelle zu seiner Entstehung gehen daher davon aus, dass es nicht – wie bei der Erde – durch Bewegung von flüssigem Eisen im Kern erzeugt wird, sondern durch eine leitende, wasserreiche flüssige Schicht im äußeren Drittel der beiden Planeten.

„Im Phasendiagramm können wir Druck und Temperatur im Inneren von Uranus und Neptun einzeichnen. Dabei kann der Druck grob als Maß für die Tiefe im Inneren gelten. Anhand der von uns präziser vermessenen Phasengrenzen sehen wir, dass in beiden Planeten etwa das obere Drittel flüssig ist, und im tieferen Inneren superionisches Eis existiert. Das bestätigt die Vorhersagen über den Ursprung des beobachteten Magnetfelds“, resümiert Lobanov.

Ausblick
Weitere Untersuchungen, um die innere Struktur und das Magnetfeld der beiden Gasplaneten noch besser aufzuklären, werden künftig auch am GFZ selbst gemacht, betont der Geophysiker. Hier gibt es neben den bereits verwendeten Diamant-Stempelzellen sowohl das entsprechende Hochdrucklabor wie auch die hochempfindlichen spektroskopischen Messgeräte. Letztere hat Lobanov im Rahmen seiner Förderung als Leiter der Helmholtz Young Investigators Group CLEAR aufgebaut, um die Phänomene der tiefen Erde mit unkonventionellen ultraschnellen zeitaufgelösten Spektroskopietechniken zu untersuchen.

Projektförderung:
Die Arbeit von Sergey Lobanov wurde im Rahmen der Helmholtz Young Investigators Group CLEAR (VH-NG-1325) gefördert.

Originalstudie:
Prakapenka, V.B., Holtgrewe, N., Lobanov, S.S., and Goncharov, A. 2021. Strucutre and properties of two superionic ice phases. Nature Physics. DOI: 10.1038/s41567-021-01351-8

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Wasser im Sonnensystem

Der Beitrag Superionisches Eis: Neues zum Magnetfeld von Uranus und Neptun erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Bayreuth.

Forscher*innen der Universität Bayreuth haben jetzt die Antwort gefunden: Sowohl Ortho- als auch Parawasserstoff werden unter hohen Drücken instabil und hören auf, als unterscheidbare Zustände zu existieren. Die in „Nature Communication“ vorgestellten Forschungsergebnisse erweitern das physikalische Verständnis grundlegender quantenmechanischer Prozesse.

Die beiden Zustände des molekularen Wasserstoffs, Ortho- und Parawasserstoff, werden in der Forschung als Spin-Isomere bezeichnet. Sie haben die gleiche chemische Struktur, unterscheiden sich aber durch die Weise, wie sich die Kerne der in einem H₂-Molekül verbundenen „Zwillings-Atome“ hinsichtlich ihrer Drehimpulse zueinander verhalten. Daraus ergeben sich verschiedene physikalische Eigenschaften der Spin-Isomere, beispielsweise Unterschiede hinsichtlich der elektrischen und thermischen Leitfähigkeit. Die Frage, ob die Spin-Isomere auch unter sehr hohen Drücken koexistieren, ist für die Planetenforschung und auch für die Grundlagen der Quantenmechanik von großem Interesse. Gasriesen wie der Jupiter enthalten große Mengen gasförmigen Wasserstoffs. In diesen Planeten sind die H₂-Moleküle einem Kompressionsdruck ausgesetzt, der viele hundert Mal höher ist als in der Erdatmosphäre.

„Würden die beiden Spin-Isomere in Gasriesen koexistieren und sich ungefähr gleichmäßig verteilen, ließen sich daraus wichtige Rückschlüsse auf die Magnetfelder dieser Planeten und deren Stabilität ableiten. Doch in unserer Studie ist uns jetzt erstmals der Nachweis gelungen, dass Ortho- und Parawasserstoff durch derart hohe Kompressionsdrücke destabilisiert werden. Ihre jeweils charakteristischen Eigenschaften gehen bei rund 70 Gigapascal verloren. Dieser Nachweis kann unser Verständnis quantenmechanischer Prozesse erheblich erweitern“, sagt der Erstautor und Physiker Dr. Thomas Meier von der Universität Bayreuth.

Bei der jetzt in „Nature Communications“ veröffentlichten Studie haben zwei Forschungseinrichtungen der Universität Bayreuth miteinander kooperiert: das Labor für Kristallographie und das Bayerische Geoinstitut (BGI). Entscheidend für den Erfolg war ein Verfahren, das die geo- und materialwissenschaftliche Hochdruckforschung mit der Kernspinresonanzspektroskopie (NMR) kombiniert. Für die Entwicklung dieses Verfahrens, die Hochdruck-Kernresonanzspektroskopie, wurde das BGI im Jahr 2018 als Gewinner des bundesweiten Wettbewerbs „Ausgezeichnete Orte im Land der Ideen“ geehrt.

Veröffentlichung:
T. Meier, D. Laniel, M. Pena-Alvarez, F. Trybel, S. Khandarkhaeva, A. Krupp, J. Jacobs, N. Dubrovinskaia, L. Dubrovinsky: Nuclear spin coupling crossover in dense molecular hydrogen. Nature Communications (2020), 11, 1-7.

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• Planet Jupiter

Der Beitrag Hohe Drücke lassen Wasserstoff-Varianten kollabieren erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: MPS, MPE, Wikipedia.

Als im Juli 1994 der Komet Shoemaker-Levy 9 in die Atmosphäre des Jupiter einschlug, waren Wissenschaftler auf der ganzen Welt vorbereitet. Neben einer Vielzahl von erdgebundenen Teleskopen wurden für die Beobachtung dieses seltenen Ereignisses auch verschiedene Instrumente an Bord der Raumsonden Voyager 2, Ulysses und Galileo sowie das Hubble Space Telescope eingesetzt. Die damals aufgezeichneten Daten helfen den Wissenschaftlern in der Gegenwart, Kometeneinschläge bei den Gasplaneten unseres Sonnensystems aufzuspüren, welche deutlich länger zurückliegen. Die beim Impakt der insgesamt 21 Fragmente von Shoemaker-Levy 9 gesammelten Daten haben gezeigt, dass diese „staubigen Schneebälle“ Spuren in der Atmosphäre des Gasriesen hinterlassen haben – unter anderem in Form von Wasser, Kohlendioxid, Kohlenmonoxid, Blausäure und Kohlenstoffsulfid. Diese Moleküle lassen sich in der Infrarot- und Submillimeter-Strahlung, die der Planet ins All abstrahlt, detektieren.

Bereits seit dem Jahr 2006 untersucht das von der Japanischen Weltraumbehörde JAXA betriebene Weltraum-Infrarotteleskop AKARI das Weltall. Die primären wissenschaftlichen Ziele dieser Mission sind dabei die Erforschung der Galaxienentstehung im frühen Universum und der Entstehung von Sternen und Planeten in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Unter anderem wurde im Rahmen dieser Untersuchungen auch der äußerste Planet unseres Sonnensystems, der Neptun, abgebildet. Diese Beobachtungen zeigten, dass Neptun im Vergleich zu den Gasplaneten Jupiter und Saturn über deutlich mehr schweren Wasserstoff (Deuterium) verfügt.

Ebenfalls im Rahmen dieser Messungen konnte nachgewiesen werden, dass die Atmosphäre des Planeten über einen auffällig hohen Wert an Kohlenmonoxid verfügt, welcher sich zudem anscheinend in der Stratosphäre konzentriert. Als Erklärung für diese ungewöhnliche Kohlenmonoxid-Konzentration wurden zwei Modelle in Betracht gezogen. Zum einen könnte ein ständiger Strom aus interplanetaren Staub die oberste Schicht der Neptunatmosphäre „verschmutzen“, welcher durch die Gravitationskraft des Planeten „angezogen“ wird. Die zweite Erklärung wäre der Eintritt eines Kometen in die Atmosphäre des Planeten.

Nachdem Forscher vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) im niedersächsischen Katlenburg-Lindau bereits anfang des Jahres Hinweise auf einen Kometeneinschlag vor etwa 220 Jahren auf dem Saturn publiziert haben, hier ein Link zu der entsprechenden Veröffentlichung (engl.), deuten jüngste Messungen des Weltraumobservatoriums Herschel jetzt darauf hin, dass einstmals auch Neptun von einem ähnlichen Ereignis betroffen war. Das für die Messungen eingesetzte Instrument, das Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS), wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Garching entwickelt. PACS ermöglicht es den Forschern erstmals, auch die langwellige Infrarot-Strahlung, also die von Neptun ausgehende Wärmestrahlung, zu analysieren.

In der Atmosphäre des äußersten Planeten unseres Sonnensystems, die sich zum größten Teil aus Wasserstoff (rund 80 Prozent) und Helium (rund 19 Prozent) zusammensetzt, stießen die Wissenschaftler, darunter Mitarbeiter des französischen Observatoriums LESIA in Paris, vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) und vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE), dabei vor allem auf eine ungewöhnliche Verteilung von Kohlenmonoxid. In der oberen Atmosphärenschicht des Neptun, der Stratosphäre, fanden sie eine höhere Konzentration dieses Gases als in der darunter gelegenen Troposphäre.

„Die Anreicherung von Kohlenmonoxid in der Stratosphäre von Neptun ist nur mit einer externen Quelle zu erklären“, erläutert Paul Hartogh vom MPS und Leiter des Herschel-Forschungsprogramms „Wasser und verwandte Chemie im Sonnensystem“. Normalerweise, so Hartogh, sollten die Konzentrationen von Kohlenmonoxid in Troposphäre und Stratosphäre in etwa gleich ausfallen oder aber nach oben hin abnehmen.
Die einzige plausible Erklärung für die erhaltenen Messergebnisse, so die Wissenschaftler, ist der Eintritt eines Kometen in die Neptun-Atmosphäre. Bei diesem Impaktereignis brach der Komet auseinander. Das Kohlenmonoxid, welches zuvor noch im Eis des Kometenkerns gebunden war, verteilte sich anschließend im Laufe der Jahre von der Einschlagstelle ausgehend über die gesamte Stratosphäre des Planeten.

„Aus der Verteilung von Kohlenmonoxid können wir deshalb auch auf den ungefähren Zeitpunkt des Einschlags schließen“, so Thibault Cavalié vom MPS, ein weiterer der an der Auswertung der Daten beteiligten Wissenschaftler. Die frühere Vermutung, dass ein Komet vor etwa zweihundert Jahren mit Neptun kollidierte, ließ sich dabei durch die aktuellen Messungen des PACS-Instrumentes erhärten. Die andere Theorie, der zufolge ein ständiger Strom winziger Staubteilchen aus dem All die Atmosphäre des Gasriesen mit Kohlenmonoxid versorgt, ist dagegen nicht mehr mit den jüngst erhaltenen Messergebnissen zu vereinbaren.

Bei ihren Untersuchungen entdeckten die Wissenschaftler außerdem, dass die Stratosphäre des Neptun eine höhere Methan-Konzentration aufweist als bisher erwartet. Das Verhalten von Methan in der Neptunatmosphäre ist in etwa mit dem Verhalten von Wasserdampf in der Atmosphäre der Erde vergleichbar. Wie viel Wasserdampf aus der Troposphäre in die Stratosphäre der irdischen Atmosphäre aufsteigen kann, bestimmt die Temperatur der sogenannten Tropopause.

Diese Tropopause bezeichnet eine Grenzschicht innerhalb der Atmosphäre, welche Troposphäre und Stratosphäre voneinander trennt. Je wärmer diese Luftschicht ist, desto mehr Methan kann in die Stratosphäre vordringen. Doch während die Temperaturen in der Erd-Tropopause nie unter minus 80 Grad Celsius fallen, ist die Tropopause des Neptun mit im Mittel minus 219 Grad Celsius deutlich kälter.

Für die erhöhte Methankonzentration in der Stratosphäre des Neptun scheint dabei eine Lücke in der Kältebarriere der Tropopause verantwortlich zu sein. Am Südpol ist diese Luftschicht stellenweise mit minus 213 Grad Celsius um sechs Grad wärmer als in der sonstigen Atmosphäre, so dass dort ein Gasaustausch zwischen Troposphäre und Stratosphäre leichter möglich ist. Das Methan, dessen Ursprung die Wissenschaftler auf dem Planeten selbst vermuten, verteilt sich somit vom Südpol ausgehend nach und nach in der gesamten Stratosphäre.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Neptun-Untersuchung wurden am 16. Juli 2010 in der Fachzeitschrift „Astronomy and Astrophysics“ veröffentlicht.

Verwandte Artikel:

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• Neptun im Frühling

Raumcon-Forum:

• Planet Neptun

Publikationen:

• Lellouch et al (First results of Herschel / PACS observations of Neptune)
• Fletcher et al (Neptune’s atmospheric composition from AKARI infrared spectroscopy)

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NASA/JPL.

„Die Temperaturen sind so hoch, dass Methangas, welches eigentlich gefroren im oberen Teil der Neptun-Atmosphäre sein sollte, aus der Atmosphäre in den Weltraum entweichen kann“, sagt Glenn Orton vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena. Sie ist leitender Autor einer Studie, die am 18. September im Astronomie-Journal Astronomy and Astrophysics veröffentlicht wurde. Die Untersuchungen wurden mit dem Very Large Telescope des ESO in Chile gemacht.

In der Studie erläutern Orton und ihre Kollegen die Funde und Entdeckungen bei den jüngsten Neptun-Untersuchungen. Eine der wesentlichsten Erkenntnisse ist die nachgewiesene Tatsache, dass die Temperatur auf dem Südpol von Neptun derzeit um zirka zehn Grad Celsius höher ist als irgendwo anders auf der Planetenoberfläche. Dabei muss erwähnt werden, dass die Durchschnittstemperatur auf dem Neptun bei ungefähr minus 200 Grad Celsius liegt. Also kann man die zehn Grad wärmer durchaus verschmerzen – dies wäre eigentlich ideal für die Pole auf unserem Heimatplaneten.

Neptun ist der von der Sonne am weitesten entfernte Planet unseres Sonnensystems und ungefähr 30 Mal weiter von der Sonne entfernt als unsere Erde. Das eintreffende Sonnenlicht liegt beim Neptun um den Faktor Tausend unter der Sonneneinstrahlung, die wir hier auf der Erde (mehr oder weniger) genießen dürfen. Das Tausendstel der Sonneneinstrahlung hinterlässt trotzdem signifikante Spuren in der Planetenatmosphäre. Das Astronomenteam fand heraus, dass die Temperatur regelmäßigen Änderungen unterliegt. Man könnte hier die Jahreszeiten auf der Erde als Vergleich heranziehen – hier sind Wetter und Temperatur auch von der Jahreszeit abhängig. Allerdings sprechen wir beim Neptun von „etwas“ längeren Jahreszeiten, denn ein Neptunjahr dauert 165 irdische Jahre. Mittlerweile ist es seit 40 Jahren Sommer auf dem Südpol des Neptun, der Winter wird erst in 80 Jahren zurückkommen. Allerdings ist die Jahreszeit nicht auf jedem Teil der Oberfläche zu merken, denn der Sommer macht sich nur in der Nähe des Südpols bemerkbar, der Winter naturgemäß dann in der Nähe des Nordpols. Ein Atmosphärenaustritt von Methan zeigt an, welche Jahreszeit gerade auf welchem Pol herrscht beziehungsweise welcher Pol von der Sonne bestrahlt wird.

„Neptuns Südpol ist derzeit voll der ‚Sonneneinstrahlung‘ ausgesetzt, ähnlich dem Südpol auf der Erde während des Sommers in der südlichen Hemisphäre“, erklärt Orton. „Aber auf Neptun dauert der Sommer bereits seit 40 Jahren an und wird noch weiter andauern, dagegen sind unsere paar Monate nichts. Eine mehr als 40-jährige dauerhafte Sonneneinstrahlung kann natürlich, für Neptun-Verhältnisse, gewaltige Temperaturunterschiede ausmachen. Die Unterschiede sind vor allem zwischen Regionen zu messen, die einerseits dauerhaft von der Sonne bestrahlt werden und andererseits einem ständigen Tag-Nacht-Wechsel obliegen. Diese Temperaturunterschiede könnten zusätzlich ein Grund für die extrem starken Stürme auf Neptun sein, denn dieser Planet hat die schnellsten und heftigsten Winde im Sonnensystem (Geschwindigkeit von ungefähr 2.000 Kilometern pro Stunde).“

Die Forschungen lieferten aber nicht nur Antworten, sondern auch neue Fragen. Eine dieser Fragen ist das Mysterium um die „Hot-Spots“, die man in höheren Teilen der Stratosphäre ausgemacht hat. Hier fehlt jeglicher Zusammenhang mit irgendeinem anderen Phänomen auf Neptun. Eine erste Vermutung lautet, dass das Gas von den darunterliegenden Atmosphärenschichten dafür verantwortlich sein könnte.

Methan ist nicht unbedingt der Hauptbestandteil der Neptun-Atmosphäre, welche als Atmosphäre eines großen Gasriesen logischerweise großteils aus leichten Gasen besteht. Beispiele dafür sind Wasserstoff und Helium. Das Methan ist jedoch dafür verantwortlich, dass Neptun nach außen hin blau wirkt, denn es absorbiert das rote Licht der Sonne und reflektiert das dann überwiegend blaue zurück in den Weltraum.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA.

Einleitung

Neptun, der achte Planet des Sonnensystems, wurde nicht am Teleskop, sondern am Schreibtisch „entdeckt“. Dabei entdeckte man eigentlich nur eine störende Masse, die auf einen weiteren großen Planeten schließen ließ. So berechneten John Couch Adams und Urbain Jean Joseph Leverrier unabhängig voneinander die Neptunbahn. Gottfried Galle und sein Assistent Heinrich D’Arrest fanden ihn schließlich nahe der berechneten Position am 23. September 1846.
Dieser Artikel ist in folgende Kapitel unterteilt:

Lage und Einordnung

Aufbau und Atmosphäre

Monde

Fakten

Lage und Einordnung

Neptun läuft in 165 Jahren einmal um die Sonne – auf einer annähernd kreisförmigen Bahn. Da sich der neunte Planet unseres Sonnensystems, Pluto, auf einer stark elliptisch geformten Umlaufbahn um unser Zentralgestirn bewegt und dabei sogar die Neptunbahn kreuzt, kommt Neptun mit schöner Regelmäßigkeit die Ehre zu, die Position des äußersten Planeten unseres Sonnensystems einzunehmen: Alle 248 Jahre (so lange dauert ein Pluto-Jahr) ist Neptun für 20 Jahre weiter von der Sonne entfernt als Pluto – zuletzt war dies von 1979 bis 1999 der Fall.
Neptun hat mit 49.528 Kilometer Durchmesser eine etwas geringere Größe als Uranus und ist der kleinste der vier großen Gasriesen unseres Sonnensystems. Im gleichen Jahr wie Neptun wurde auch sein erster Mond – Triton – entdeckt. Den zweiten Trabanten entdeckte man erst 1949, und Voyager 2 lieferte beim Vorbeiflug 1989 Aufnahmen von sechs weiteren Monden. In den Jahren 2002 und 2003 wurden mit erdgebundenen Teleskopen noch einmal fünf Monde entdeckt, so dass die Gesamtzahl der bekannten Neptun-Monde auf 13 gestiegen ist.

Aufbau und Atmosphäre

Die Atmosphäre des Gasriesen besteht – wie für diese Planetenklasse üblich – hauptsächlich aus den Gasen Wasserstoff und Helium. Außerdem sind Methan und Ammoniak nachgewiesen worden. Die Farbe des Planeten ist ein helles blau, was durch das Methan in der Atmosphäre verursacht wird, da es das rote Licht absorbiert. Besonders auffällig an der Neptunatmosphäre sind weiße Wolken, die sich der Sonde Voyager 2 zeigten, sowie ein großer dunkler Fleck (gigantischer Wirbelsturm) ähnlich wie beim Jupiter. In 16 Stunden und 3 Minuten rotiert Neptun um sich selbst. Der große dunkle Fleck rotiert in nur 18 Stunden um den Planeten. Dies ist ein Indiz für gewaltige Windgeschwindigkeiten in der Atmosphäre, die dreimal stärker als die ohnehin schon beeindruckenden Stürme des Jupiter sind – angesichts der enormen Entfernung zur Sonne und der deswegen nur geringen Energiemenge, die auf die Neptunatmosphäre einwirkt, ein erstaunlicher Umstand. Bei Beobachtungen des Hubble Space Telescope 1995 ließ sich der große dunkle Fleck allerdings nicht mehr aufspüren. Die Neptunatmosphäre hat eine Temperatur von etwa -190° C, was ausreicht, dass Methan Flocken bilden kann und zur Bildung der weißen Wolken beiträgt.

Die Rotationsachse des Planeten ist gegenüber der Ebene seiner Umlaufbahn um 30 Grad geneigt. Diese große Achsenneigung – der entsprechende Wert für die Erde beträgt nur etwa 23 Grad – führt zu ausgeprägten Jahreszeiten auf Neptun, die jeweils 41 Jahre dauern. Vor einigen Jahren entdeckte das Weltraumteleskop Hubble Veränderungen in der Neptunatmosphäre, die jahreszeitlich bedingt sein könnten – sollte diese Theorie stimmen so wäre dies ein weiterer Beleg dafür, wie stark der Einfluss der Sonne selbst in großen Entfernungen noch ist.

Neptun besitzt wie Saturn und Uranus ein Ringsystem, das aber eher vergleichbar mit den ebenfalls unscheinbaren Ringen des Uranus ist. Die von der Voyager 2-Sonde entdeckten Ringe scheinen relativ jung zu sein. In ferner Zukunft allerdings könnte Neptun dem derzeitigen Ring-König Saturn den Rang streitig machen: Der größte Mond Triton wird sich irgendwann in 10 bis 100 Millionen Jahren Neptun so weit genähert haben, dass er aufgrund der Gezeitenkräfte auseinander brechen und dabei ein beeindruckendes Ringsystem bilden wird.

Monde

Triton ist der mit Abstand größte Mond des Neptunsystems und mit rund 2.700 Kilometer Durchmesser nur knapp ein Viertel kleiner als unser Erdenmond. Alle übrigen zwölf Monde sind mit den Attributen „klein“ beziehungsweise „winzig“ gut beschrieben, liegen ihre Durchmesser doch nur zwischen 14 und etwa 400 Kilometer. Interessanterweise entdeckte der berühmte niederländisch-amerikanische Planetenforscher Gerard Kuiper 1949 mit dem rund 340 Kilometer durchmessenden Nereid als zweiten Neptunmond nicht etwa die Nummer Zwei auf der Größenskala, sondern die Nummer Drei. Dies liegt daran, dass der mit ca. 400 Kilometer Durchmesser zweitgrößte Mond Proteus gerade einmal sechs Prozent des spärlichen einfallenden Sonnenlichts reflektiert und daher nur sehr schwer auszumachen ist. Nereid zeichnet sich übrigens durch eine der exzentrischsten bisher entdeckten Umlaufbahnen aus: während er Neptun auf seinem Orbit am planetennächsten Punkt (dem so genannten Perizentrum) bis auf 1,35 Millionen Kilometer nahe kommt entfernt er sich am planetenfernsten Punkt (dem Apozentrum) ganze 9,62 Millionen Kilometer von ihm!
Wenngleich die Neptunmonde in ihrer Vielfalt und Größe nicht mit den Monden von Saturn oder Jupiter konkurrieren können, so weisen sie doch einige interessante und teilweise einzigartige Eigenschaften auf. Triton beispielsweise ist der kälteste bisher in unserem Sonnensystem entdeckte Himmelkörper. Auf seiner eisigen Oberfläche, die von gefrorenem Stickstoff bedeckt ist und daher einen Großteil der einfallenden Sonnenstrahlung reflektiert, herrschen Temperaturen von -235° C – nur wenig über dem absoluten Nullpunkt von -273° C! Trotz der eisigen Temperaturen kommt es auf Triton zu interessanten Phänomenen: Voyager 2 konnte Geysire aus gasförmigen Stickstoff und Staub beobachten, die von der Oberfläche des Mondes acht Kilometer hoch in die extrem dünne „Atmosphäre“ emporstiegen.

Doch nicht nur seine bodenlos tiefe Temperatur macht diesen von großen Rissen durchzogenen Trabanten interessant: Er ist der einzige bekannte große Mond, der einen Planeten in retrograder Richtung umkreist, d.h. Triton umkreist Neptun entgegen der Rotationsrichtung des Planeten. Üblicherweise wird ein solches Verhalten bei natürlichen Satelliten als Indiz dafür gewertet, dass der Mond irgendwann einmal vom Planeten „eingefangen“ wurde und nicht gemeinsam mit ihm entstanden ist. Triton nähert sich immer weiter der Neptunoberfläche an und wird in ferner Zukunft – irgendwann in einigen Dutzend Millionen Jahren – ein spektakuläres Ende erleben: Sobald der Mond eine kritische Distanz zu Neptun unterschritten hat, werden die Gezeitenkräfte ihn zerreißen, und mit einiger Wahrscheinlichkeit werden seine Trümmer dann ein beeindruckendes Ringsystem um den Planeten bilden.

Fakten

Verwandte Webseiten:

• Voyager 1– und Voyager 2-Homepage (englisch)
• Solarviews.com (englisch/deutsch)
• Solar System Exploration: Neptune (englisch)

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Ein Beitrag von Christian Ibetsberger. Quelle: NASA/Hubble.

Uranus und Neptun mögen auf den ersten Blick ziemlich unspektakulär wirken. Einerseits, weil sie am äußeren Rand unseres Sonnensystems liegen und daher mit freien Augen nicht zu betrachten sind, andererseits gewähren sie uns auch mit großlinsigsten Teleskopen, wie dem Hubble Telescope keinen näheren Einblick auf ihre Oberflächen. Selbst die Raumsonde Voyager konnte bei ihrem Vorbeiflug an den zwei Planeten keine Oberflächenstruktur erkennen. Grund für diese „Verschleierung“ ist Gas. Uranus und Neptun sind zwei Gasplaneten mit einem sehr hohem Methan-, Helium- und Wasserstoffanteil in deren Atmosphären. Dieser verdeckt die Sicht auf die Planetenoberflächen.

Obwohl diese beiden Planeten sich so ähnlich sind, gibt es doch viele planetarische Eigenheiten in denen sie sich unterscheiden. Zum Beispiel steht die Rotationsachse des Uranus 90 Grad zu der des Neptuns. Deshalb gibt es auf Uranus auch so extreme Jahreszeiten. Zudem besitzt Uranus fünf unförmige Trabanten.

Nun gelang es mithilfe der Advanced Camera for Surveys und dem Imaging Spectrograph an Bord des Hubble Space Telescope etwas Farbe auf diese zwei sonst so eintönig scheinenden Gasplaneten zu bringen. Zuerst benutze man einfache rot, grün, und blau Filter, um das natürliche Erscheinungsbild zu erfassen. Doch das Hubbleteam wollte mehr und benutze einige verschiedene Farbfilter und den Spektographen um die farbigen Seiten der Planeten zu erkennen.

Beide Planeten weisen parallel zu deren Äquators rote und orange Wolkenfelder auf. Grund für diese farbige Wolkenbildungen ist die Absorption von Methan im Spektralbereich. Für die Wissenschafter sind diese Farben nicht nur schön anzusehen, sie geben auch Aufschluss über die Dicke und Konsistenz der Dunst- und Gasschleier über den Planetenoberflächen. Vorerst sind dies die fundiertesten und genauesten Aufnahmen und geben weitere Aufschlüsse über die zwei Gasplaneten am Rande unseres Sonnensystems.

Der Beitrag Uranus und Neptun: Farbenpracht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA.

Neptun-Beobachtungen einer Gruppe von Astronomen der Universität Wisconsin-Madison sowie des NASA-eigenen Jet Propulsion Laboratory (JPL) für mehr als sechs Jahre offenbaren eine deutliche Veränderung der Helligkeit der Wolkenbänder des Planeten, die sich fast nur in der südlichen Hemisphäre finden.
„Neptuns Wolkenbänder werden größer und heller“, sagt Lawrence A. Sromovsky, Wissenschaftler von der Universität Wisconsin-Madison und eine leitende Persönlichkeit bei der Erforschung der Neptunatmosphäre. „Diese Veränderung scheint eine Reaktion auf die jahreszeitliche Variation der Sonneneinstrahlung zu sein, wie wir sie von der Erde her kennen.“
Neptun, der von der Sonne aus gesehen achte Planet, ist bekannt für seine seltsamen und gewaltigen Wetterphänomene. Er offenbart massive Sturmsysteme mit Windgeschwindigkeiten von bis zu 1.500 Kilometern pro Stunde. Aber die neuen Hubble-Beobachtungen zeigen erstmalig eine jahreszeitliche Veränderung.
Mithilfe des Weltraumteleskops machte das Team aus Wisconsin drei Beobachtungsreihen von dem Gasriesen. In den Jahren 1996, 1998 und 2002 wurde jeweils eine volle Umdrehung von Neptun aufgezeichnet. Die entdeckte Helligkeitszunahme der Wolkenbänder deckt sich auch mit Aufnahmen von G.W. Lookwood, der dieses Phänomen bereits seit 1980 beobachtete.
„In den Aufnahmen von 2002 ist Neptun sehr viel heller als er es 1996 und 1998 war“, sagt Sromovsky, „und er ist sehr viel heller im nahen Infrarot-Bereich.“

Ähnlich wie die Erde könnte Neptun vier Jahreszeiten haben: „Jede Hemisphäre könnte einen warmen Sommer haben und einen kalten Winter, mit Frühling und Herbst als Übergang, die spezifische dynamische Besonderheiten haben könnten – oder auch nicht“, erklärt der Wissenschaftler.

Anders als bei der Erde dauern die Neptun-Jahreszeiten aber Jahrzehnte und nicht nur Monate. Eine einzelne Jahreszeit auf dem Planeten, der insgesamt 165 Erdjahre für eine Umdrehung um die Sonne benötigt, könnte mehr als 40 Jahre dauern. Wenn das, was die Wissenschaftler beobachtet haben, tatsächlich ein Jahreszeitenwechsel ist, dürfte der Planet für weitere 20 Jahre seine Helligkeitszunahme fortsetzen.
Wie die Erde dreht sich Neptun um eine Achse, die in Richtung der Sonne geneigt ist. Die Neigung der Erdachse um 23,5° ist der Auslöser für den Jahrezeiten-Wechsel auf unserem Planeten. Während der Rotation um die Sonne innerhalb eines Jahres ändert sich die Jahrezeit aufgrund der Neigung der Einfallswinkel der Sonnenstrahlung auf die Erde.

Ganz ähnlich dürfte dies auf Neptun passieren: Der Gasriese ist um 29° gegen seine Rotationsachse geneigt und die nördliche und südliche Hemisphäre ändern ihre Positionen gegenüber der Sonne.

Was nach Sromovsky so bemerkenswert an dieser Entdeckung ist, ist dass Neptun Anzeichen von Jahrezeiten offenbart, obwohl die Sonne von dem Planeten aus gesehen 900 mal leuchtschwacher ist als von der Erde aus. Der sehr geringe Betrag der eintreffenden Sonnenenergie ist der Auslöser der Jahreszeit.

„Wenn die Sonne Wärmeenergie abgibt, löst dies eine Reaktion aus. Wir würden dann auch Hitze in der Atmsphäre erwarten, die Ereignisse wie Kondensation und vergrößerte Wolkenbildung zur Folge hat“, bemerkt Sromovsky.

„Es sieht dort so aus“, sagt der Astronom, „dass bereits ein belangloser Energiebetrag ausreicht, um die Maschine in Neptuns Atmosphäre auszulösen. Es muss eine gut geschmierte Maschine sein, die viel Wetter aus wenig Energie erzeugen kann.“

Verwandte Artikel:

• Neptun
• Rubrik: Hubble Teleskop

Verwandte Webseiten:

• HubbleSite-Pressemitteilung (englisch)

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