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: 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: Raumfahrer.net, Institut für Astronomie der Universität Wien, ArXiv, Wikipedia.

Bei einem Trojaner-Asteroiden handelt es sich um einen Vertreter einer speziellen Klasse von Asteroiden, welche einem Planeten auf dessen Bahn um die Sonne vorauseilen beziehungsweise folgen. Die Trojaner bewegen sich dabei auf der gleichen Umlaufbahn wie ihr jeweiliger Planet, befinden sich dabei aber immer im Bereich der 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5. Diese Lagrange-Punkte, welche auch als Librations-Punkte bezeichnet werden, stellen die nach dem italienischen Astronomen und Mathematiker Joseph-Louis Lagrange benannten Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems der Himmelsmechanik dar.

An diesen Punkten heben sich die Gravitationskräfte benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft ihrer Bewegung gegenseitig auf, so dass jeder der drei beteiligten Körper (Sonne, Planet und Asteroid) in seinem Bezugssystem kräftefrei ist und bezüglich der anderen beiden Körper immer denselben Ort einnimmt. Auf diese Weise entstehen an den Lagrange-Punkten Zonen mit einem niedrigen Gravitationspotenzial. Drei der Lagrange-Punkte, nämlich L1, L2 und L3 sind dabei unstabil, so dass bereits leichte gravitative Wechselwirkungen zu einem Entweichen von eventuell dort befindlichen Objekten führen können.

Die Punkte L4 und L5, welche sich 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten befinden, sind dagegen relativ stabil, so dass sich dort kleinere Himmelskörper sammeln und anschließend theoretisch über einen fast unbegrenzt langen Zeitraum aufhalten können. Da die Trojaner-Asteroiden dabei genauso lange für einen Sonnenumlauf benötigen wie der Planet, dem sie folgen beziehungsweise vorauseilen, nähern sie sich diesem nie an und können somit auch nicht mit ihm kollidieren.

Bisher konnten in unserem Sonnensystem lediglich bei vier Planeten solche „Trojaner-Asteroiden“ nachgewiesen werden. Das erste nachgewiesene Objekt dieser Klasse von Kleinkörpern in unserem Sonnensystem war der im Jahr 1906 von dem deutschen Astronomen Max Wolf in Heidelberg entdeckte Asteroid (588) Achilles, welcher die Sonne auf der gleichen Umlaufbahn wie der Jupiter, dem größten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, umrundet. Derzeit sind den Astronomen 5.846 Jupiter-Trojaner bekannt, von denen sich 3.848 am Lagrange-Punkt L4 befinden und dem Riesenplaneten somit vorauslaufen. Weitere 1.998 Trojaner befinden sich dagegen im Bereich des Lagrange-Punktes L5 und folgen dem Jupiter auf dessen Umlaufbahn um die Sonne (Stand vom 6. April 2013).

Seit dem Jahr 1990 gelang zudem der gesicherte Nachweis von bisher drei Mars-Trojanern, von denen sich zwei am Lagrange-Punkt L5 und einer am Lagrange-Punkt L4 befinden. Der äußerste Planet unseres Sonnensystems, der Gasplanet Neptun wird ebenfalls von mehreren kleinen Himmelskörpern begleitet. Seit dem Jahr 2001 konnten auf dessen Umlaufbahn neun Trojaner-Asteroiden nachgewiesen werden. Und seit dem Jahr 2011 ist zudem bekannt, dass auch unser Heimatplanet von mindestens einem Trojaner-Asteroiden begleitet wird (Raumfahrer.net berichtete). Bei den verbleibenden vier Planeten unseres Sonnensystems – Merkur, Venus, Saturn und Uranus – verlief die Suche nach Trojaner-Asteroiden dagegen bis vor Kurzem ergebnislos.

In einer im Jahr 2010 veröffentlichten Publikation stellten die Astronomen Rudolf Dvorak, A. Blazsò (beide von der Universität Wien) und L.-Y. Zhou (Departement of Astronomy der Universität Nanjing/China) ein Modell vor, welches zeigte, dass die auf den Umlaufbahnen der Planeten Saturn und Uranus gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5 überwiegend instabil sind, was das dortige Verbleiben von eventuell vorhandenen Trojaner-Asteroiden über längere Zeiträume hinweg ausschließt. Allerdings, so die Wissenschaftler, existieren demzufolge im Bereich der Umlaufbahn des Uranus sehr wohl einige Nischen, welche die dortige Existenz von Trojaner-Asteroiden über kürzere Zeiträume zulassen.

Diese Vermutung scheint sich jetzt zu bestätigen: In einer demnächst erscheinenden Publikation wird ein aus fünf kanadischen und französischen Astronomen bestehendes Team mit Mike Alexandersen von der University of British Columbia/Kanada als Erstautor von der Entdeckung eines Kleinplaneten namens 2011 QF99 berichten, bei dem es sich anscheinend tatsächlich um den ersten bekannten Trojaner des Uranus handelt. Die Auswertungen von 29 astrometrischen Messungen ergaben, dass sich der Asteroid in einer 1:1-Resonanz mit dem Planeten Uranus befindet.

Der Asteroid 2011 QF99 verfügt bei der Zugrundelegung einer Albedo von fünf Prozent über einen Durchmesser von etwa 60 Kilometern. Die Berechnungen der Astronomen ergaben, dass der Asteroid den Uranus allerdings erst seit wenigen Dutzend Millionen Jahren begleiten kann. Seine vorherige Umlaufbahn um die Sonne befand sich zwischen den Orbitbahnen der Planeten Jupiter und Neptun, was ihn zu einem sogenannten Zentauren machte. Dabei gelangte er vor in kosmischen Maßstäben betrachtet erst kurzer Zeit in den Einflussbereich des Uranus und wurde schließlich an dessen L4-Punkt „gefangen“. Der dortige Aufenthalt wird jedoch nur von relativ kurzer Dauer sein. Bereits in wenigen hunderttausend Jahren wird 2011 QF99 den Einflussbereich des L4-Punktes wieder verlassen und die Sonne anschließend erneut als Centaur-Asteroid umkreisen.

Die hier kurz vorgestellte Entdeckung gelang den beteiligten Astronomen in den Jahren 2011 und 2012 unter Verwendung des auf Hawaii befindlichen Canada-France-Hawaii Telescope (kurz „CFHT“). Das eigentliche Ziel der Astronomen bestand dabei in der Suche und Erforschung von bisher noch nicht bekannten Asteroiden, deren Umlaufbahnen sich jenseits der Umlaufbahn des Jupiters befinden. Durch diese Arbeit konnte jetzt auch nachgewiesen werden, dass auch der Uranus gegenwärtig von mindestens einem Trojaner begleitet wird.

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• Planet Uranus
• Asteroidengürtel
• Trojanischer Asteroid in Erdbahn entdeckt

Fachartikel von Mike Alexandersen et al.:

• The first known Uranian Trojan and the frequenzy of temporary giant-planet co-orbitals (engl.)

Der Beitrag Erster Uranus-Trojaner entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: University of Wisconsin, Madison.

Die nun vorgelegten Aufnahmen sind wesentlich detailreicher als zum Beispiel die Voyager-Aufnahmen von 1986 und auch besser als alle anderen, die jemals von diesem Planeten gemacht worden sind. Das jedenfalls meint Lawrence Smorovsky von der Universität von Wisconsin in Madison, der die Gruppe der Wissenschaftler leitet.

Bisher war bekannt, dass in der aus Wasserstoff, Helium und Methan bestehenden Atmosphäre des Planeten Winde mit einer Geschwindigkeit von bis zu 700 km/h wehen. Dies ist für die Wissenschaftler überraschend, weil für so starke Ausgleichsströmungen eigentlich die Energie fehlt – ist die Sonne doch im Durchschnitt 2,9 Milliarden Kilometer entfernt.

Schon im Jahre 2004 gewann man am Keck-Teleskop Aufnahmen, auf denen man in der Nördlichen Hemisphäre großformatige Wolkenstrukturen entdeckte und in der südlichen Hemisphäre einen großen, sich um mehrere Breitengrade bewegenden Sturm.

Die Gründe für das Verhalten dieser Systeme wollen die Wissenschaftler nun mit ihren Bildern erhellen. Die Gruppe nutzte dafür das Keck-II-Teleskop und gewann die Infrarotbilder über zwei Nächte hinweg durch unterschiedliche Filter. Die Ergebnisse zeigen weitere Wolkenbänder südlich des Äquators und Konvektionsströmungen in der nordpolaren Region. Insgesamt deuten die bisherigen Forschungen auf eine sehr asymmetrische Situation in den beiden Hemisphären des Planeten hin. Eine mögliche Erklärung hierfür wäre es laut Smorovsky, dass das Methan durch eine Art atmosphärisches Fließband in Richtung Nordpol bewegt werde, wo es aufsteige und so die Anzeichen der Konvektionströmungen zeige, die die Wissenschaftler auf den Bildern erkannt haben.

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• Planet Uranus

Der Beitrag Neue Bilder vom Uranus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von martinollrom. Quelle: NASA.

Wieder einmal gibt es Erfolgsnachrichten vom Hubble Weltraumteleskop. Auf Uranus-Bildern wurden neue Ringe und zwei kleine Monde entdeckt. Die Ringe konnten bisher nicht entdeckt werden, da sie sehr weit von Uranus entfernt liegen und in dieser Entfernung nie erwartet wurden. Deswegen werden die neuen Ringe bereits „das zweite Ringsystem um Uranus“ genannt. Bei diesen Untersuchungen wurde auch entdeckt, dass der Orbit einer der beiden neuen Monde dieses „Ringsystem“ kreuzt. Es wurden aber nicht nur neue Ringe und Monde entdeckt, sondern es wurden auch signifikante Unterschiede in den Bahnen der bereits bekannten Monde entdeckt. Aus diesen Daten lässt sich schließen, dass sich die bisher bekannten Monde in den letzten Jahrzehnten sehr verändert haben. „Diese Entdeckung hilft uns zu verstehen wie, wann und wodurch Uranus entstanden ist. Dieses Wissen wird die NASA Forschungsziele im Uranus-System entscheidend mitgestalten“, meint Dr. Jennifer Wiseman, Zuständige für das Hubble Teleskop im NASA Hauptquartier in Washington.

Seit man weiß, dass der Staub aus den Uranus-Ringen entweicht, sucht man nach der Quelle des Materials, die die Ringe trotzdem noch am Leben erhält. Normalerweise sollten die Ringe kleiner werden bis sie eines Tages nicht mehr existieren. Scheinbar „füllen“ sie sich aber immer wieder mit neuen Material auf. „Die neuen Funde demonstrieren, dass Uranus ein junges und dynamisches Ring- und Mondsystem besitzt“, meint Mark Showalter vom SETI Institut, Kalifornien. Showalter und Jack Lissauer (ein Forscher am NASA Ames Research Center) glauben, dass die äußeren Ringe von Materialen eines Mondes am Leben erhalten werden. Dieser Mond heißt Mab und wurde von Hubble im Jahr 2003 entdeckt. Durch Meteorideneinschläge soll der Staub von der Oberfläche des Mondes in das Ringsystem gekommen sein. So bekamen die Ringe möglicherweise von mehreren Monden ihre überlebenswichtigen Materialien. Die Natur gleicht diese Anreicherung durch langsame Staubentweichung wieder aus.
Das Forscherteam entdeckte auch mehrere Orbitänderungen bei inneren Uranus-Monden. Die früheren Orbitdaten wurden von früheren Hubble Untersuchungen und/oder von den Voyager Sonden erhalten. „Dies zeigt, dass innerhalb der Ringssysteme ein Chaos zu herrschen scheint. Es könnte auch ein Energieaustausch zwischen den Monden stattfinden, hier speziell Bewegungsenergie“, erklärt Lissauer. Früher oder später würden dann die Monde miteinander kollidieren und wieder wertvolles Material für die Uranusringe bieten. Die Forscher glauben, dass das zweite nun entdeckte Ringsystem durch solche Kollisionen entstanden ist. Anders als beim Saturn sind beim Uranus die Ringe so gut wie nicht sichtbar. Erste Anzeichen von neuen Ringen wurden bereits im Jahr 2004 von Hubble entdeckt, jedoch hat man im September 2005 neue und klarere Fotos aufgenommen, die die Existenz eindeutig bewiesen. Auch Voyager 2 hat diese Ringe bereits entdeckt, jedoch hat man früher diese Phänomene noch nicht als Ring erkannt beziehungsweise hat man nicht in solchen Entfernungen gesucht.

Die ersten neun Ringe von Uranus wurden im Jahre 1977 entdeckt. Während Voyager 2 am Uranus vorbeiflog entdeckte man noch zwei weitere Ringe und zehn Monde.

Auch nach 15 Jahren im Weltraum funktioniert das Hubble Teleskop noch sehr gut. Es wird bis vermutlich 2011 im All bleiben bis dann das James Webb Teleskop kommt, um die Ablöse anzutreten. Jedoch wird das JWT einen schweren Stand gegen seinen Vorgänger haben….

Der Beitrag Neue Ringe und Monde um Uranus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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.

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Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: NASA.

Einleitung

Der drittgrößte Planet unseres Sonnensystems ist nach einer Gottheit der griechischen und römischen Mythologie benannt. Dort war Uranus der erste Gott des Himmels und mit Gaia, der Göttin der Erde, verheiratet. Ähnlich wie Jupiter und Saturn ist auch Uranus ein so genannter Gasriese und mit einem Ringsystem sowie einer Vielzahl von Monden ausgestattet.
Uranus war der erste Planet, der erst nach Erfindung des Teleskops im Jahre 1609 durch Galileo Galilei entdeckt wurde. Der deutsch-britische Astronom William Herschel entdeckte ihn am 13. März 1781, obwohl er schon im Jahr 1690 durch den ersten englischen Hofastronomen John Flamsteed (und vor Herschels Entdeckung noch von mindestens vier weiteren Astronomen) gesichtet worden war. Flamsteed hielt Uranus jedoch irrtümlich für einen Stern und katalogisierte ihn unter der Bezeichnung 34 Tauri. Doch auch Herschel erlag zunächst einem Irrtum und nahm eine Zeitlang an, dass er einen Kometen entdeckt hätte.

Seine heutige, auf den Vorschlag des deutschen Astronomen Johann Bode zurückgehende Bezeichnung setzte sich erst Mitte des 19. Jahrhunderts durch. Von Herschel erhielt er zunächst den Namen Georgium Sidus, eine Referenz an den König Georg III. von England, dem Förderer Herschels, während er zeitweise auch nach seinem Entdecker Herschel genannt wurde. Im Jahr 1787 entdeckte der Komponist und Astronom dann auch noch zwei Uranus-Monde.

Dieser Artikel ist in folgende Kapitel unterteilt:

Lage und Einordnung

Aufbau und Atmosphäre

Monde

Das Ringsystem

Missionen

Fakten

Lage und Einordnung

Uranus ist nach Jupiter und Saturn der drittgrößte Planet des Sonnensystems und zählt zu den so genannten Äußeren Planeten. Von der Sonne aus gezählt ist er der siebte Planet und mit rund 2,8 Milliarden Kilometer fast zwanzigmal so weit wie die Erde von der Sonne entfernt, weswegen er 84 Jahre für einen Umlauf benötigt. Bis heute sind 27 Monde entdeckt worden, womit er in der entsprechenden Rangliste in unserem Sonnensystem auf Platz drei liegt. Uranus‘ Umlaufbahn um die Sonne weicht nur wenig mehr als die der Erde von einer Kreisform ab.

Ausgesprochen exotisch ist die Anordnung der Rotationsachse des Planeten, die fast genau im rechten Winkel zur Ebene seiner Umlaufbahn liegt (bei der Erde beträgt diese Neigung der Rotationsachse gegenüber der so genannten Ekliptik nur etwa 23 Grad). Als Ursache für diese einzigartige Ausrichtung der planetaren Rotationsachse wird der Zusammenprall mit einem anderen, planetengroßen Himmelskörper in der Frühzeit von Uranus vermutet. Ähnlich exotisch sind auch die Magnetpole des Planeten angeordnet, denn die Achse des Magnetfeldes ist gegenüber der Rotationsachse um 60 Grad geneigt und noch dazu um ein Drittel des Uranusdurchmessers vom Planetenzentrum verschoben.

Aufbau und Atmosphäre

Auch Uranus ist einer der so genannten Gasriesen ohne feste, klar definierte Oberfläche. Der Großteil seiner Masse (rund 80 Prozent) ist in einem ausgedehnten Kern aus gefrorenem Material konzentriert, im Wesentlichen eine Komposition aus Wasser, Methan und Ammoniak. Seine stürmische Atmosphäre – die amerikanische Raumsonde Voyager 2 hat Winde zwischen 100 und 600 Stundenkilometer gemessen – besteht fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium, ähnelt in dieser Hinsicht also Jupiter und Saturn.

Dass sich Uranus dem Betrachter blau-grün präsentiert liegt an dem Methan in den obersten Schichten der Atmosphäre: dieses Gas absorbiert rotes Licht und reflektiert blaues Licht sehr gut. Die von Voyager 2 und dem Hubble Space Telescope beobachteten filigranen Wolken bestehend eventuell aus gefrorenen Methan-Kristallen. Die Temperatur in der Atmosphäre liegt an der Wolkenobergrenze bei etwa -215° C.

Diese wegen der großen Entfernung zur Sonne extrem niedrige Temperatur ist auch der Grund dafür, warum es auf Uranus trotz der eigentümlichen Neigung der Rotationsachse des Planeten gegenüber der Ekliptik nur geringe Temperaturunterschiede zwischen der von der Sonne beschienenen und der im Schatten liegenden Hälfte gibt: Die Sonne hat einfach nicht genug Kraft, um die Temperatur der ihr zugewandten Planetenseite deutlich zu erwärmen.

Die durchschnittliche Dichte des Planeten liegt bei nur 1,3 g/cm³ und damit deutlich unter dem vergleichbaren Wert für die Erde, der bei rund 5,5 g/cm³ liegt.

Monde

Die Uranus-Monde sind allesamt keine Giganten, misst doch der größte und bereits 1787 von Herschel entdeckte Mond Titania gerade einmal 1.578 Kilometer im Durchmesser (zum Vergleich: beim Erdenmond beträgt dieser Wert 3.475 Kilometer). Dafür kann der Planet mit einer veritablen Anzahl von 27 Monden aufwarten, von denen die meisten allerdings nur einige Dutzend Kilometer durchmessen. Die Monde dieses Planeten sind übrigens nicht – wie sonst üblich – nach Figuren aus der griechischen Mythologie, sondern nach Charakteren aus Werken der Schriftsteller Shakespeare und Alexander Pope benannt worden.

Bis zum Vorbeiflug der amerikanischen Raumsonde Voyager 2 waren gerade einmal fünf Monde entdeckt worden: Titania und Oberon von William Herschel im Jahr 1787, Ariel und Umbriel 1851 von William Lassell sowie Miranda 1948 von dem niederländisch-amerikanischen Astronomen und Planetenforscher Gerard Kuiper. Bei der Auswertung der Voyager 2 – Aufnahmen wurden dann noch einmal zehn neue Monde (die allerdings teilweise keine zwanzig Kilometer groß waren) entdeckt, die übrigen bis heute entdeckten zwölf Monde sind allesamt erst in den letzten Jahren mit bodengestützten Teleskopen und dem Weltraumteleskop Hubble aufgespürt worden. Aufgrund der enormen Distanz zum Uranus und ihrer geringen Größe ist bis heute nur sehr wenig über die in den letzten Jahren entdeckten Monde bekannt.

Von den alles in allem eher unspektakulären Uranus-Monden hebt sich nur Miranda vor. Dieser etwa 240 Kilometer durchmessende Mond wirkt wie eine willkürliche Aneinanderhäufung verschiedenster geologischer Schichtungen und Formationen, wobei nicht wirklich klar ist, wie dieses uneinheitliche Erscheinungsbild zustande gekommen ist. Eine Theorie vermutet mehrere schwere Erschütterungen – beispielsweise durch Kollisionen -, die diesen Mond im Laufe seiner Entwicklungsgeschichte erschüttert und so zu dem heutigen inhomogenen Bild geführt haben könnten. Unter anderem glänzt er mit einem Canyon, der rund zwölfmal so tief wie der berühmte Grand Canyon in den USA ist, und verfügt sowohl über geologisch alte wie junge Gebiete.

Fünf der bisher bekannten 27 Monde sind so genannte Irreguläre Monde, d.h. sie ziehen weit entfernt vom Uranus auf stark exzentrischen oder gegenüber der Rotationsebene des Planeten stark geneigten Orbits ihre Bahn. Die beiden innersten und winzigen Monde Cordelia und Ophelia sind so genannte Hirtenmonde für den Epsilon-Ring des Planeten. Eine faszinierende Besonderheit des uranischen Mondsystems ist ein Schwarm von acht kleinen Trabanten, die in einer derartig schmalen Region um den Planeten kreisen, dass sie eigentlich längst miteinander hätten kollidieren müssen – warum dies bisher nicht geschehen ist, bleibt rätselhaft.

Das Ringsystem

Das Ringsystem von Uranus ähnelt dem des Jupiter. Auch dieses Ringsystem ist eher unscheinbar und nicht annähernd mit den faszinierenden Saturn-Ringen vergleichbar. Daher dauerte es trotz immer besserer Teleskoptechnik auch bis zum Jahr 1977, als zufällig die bis dahin unbekannten Uranus-Ringe entdeckt wurden. Bis heute sind insgesamt elf unterscheidbare Ringe entdeckt worden.

Auslöser der Entdeckung war eine so genannte Okkultation (Sternenbedeckung), bei der Uranus sich – von der Erde aus gesehen – vor einen Stern schob. Verschiedene Astronomen wollten die Gelegenheit nutzen, um dabei mehr über den Planeten zu erfahren (zum Beispiel können Informationen über das Vorhandensein und die Zusammensetzung einer planetaren Atmosphäre gewonnen werden, wenn das Sternenlicht auf seinen Weg zum Teleskop durch die Atmosphäre des zu untersuchenden Planeten läuft). Zu ihrer Überraschung schien der Stern schon kurz vor dem errechneten Zeitpunkt der Bedeckung mehrmals zu blinken, was durch die Uranus-Ringe verursacht wurde. Insgesamt wurden damals sechs Ringe entdeckt, weitere neun Jahre später, und nach dem Vorbeiflug von Voyager 2 stieg die Zahl schließlich auf elf.

Die Ringe umgeben den Planeten auf seiner Äquatorialebene und unterscheiden sich von den Jupiter- und Saturnringen vor allem durch feinen Staub, der zwischen allen Ringen zu sehen ist. Die zehn äußeren Ringe sind dunkel, schmal und dünn, während der innerste Ring breit und diffus ist.

Missionen

Die einzige Raumsonde, die bis heute Uranus besuchte, war die amerikanische Sonde Voyager 2. Zum Leidwesen der Planetenforscher flog Voyager 2 jedoch nur an dem Planeten vorbei und ging nicht in einen Orbit, so dass auch nur relativ wenig Zeit für die Erhebung von Messdaten und das Anfertigen von Aufnahmen von Uranus, seinen Ringen und Monden zur Verfügung stand.

Doch natürlich brachte Voyager 2 ine Flut neuer Daten und Erkenntnisse über diesen Planeten zur Folge. Wie bereits erwähnt wurden auf den Aufnahmen der Raumsonde alleine zehn neue Monde entdeckt, und auch die Struktur des Ringsystems konnte erstmals im Detail untersucht werden. Die Raumsonde raste in nur etwa 80.000 Kilometer Entfernung an dem Planeten vorbei, bevor es weiter Richtung Neptun ging.

Auf absehbare Zeit ist keine neue Forschungsmission zum Uranus geplant, so dass für die nähere Zukunft alleine durch die immer leistungsfähigeren erdgebundenen sowie durch zukünftige Weltraumteleskope neue Erkenntnisse über diesen „kalten Gasriesen“ zu erwarten sind.

Fakten

Verwandte Webseiten:

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

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