Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 4. September 2024.

4. September 2024 – Mit dem Wiedereintritt in die Erdatmosphäre über dem Südpazifik endet am Sonntag, 8. September 2024, die Forschungsmission des ersten der vier Cluster-Satelliten der ESA. Überwacht von Kontrollzentren und Teleskopen auf der Erde sowie einem Forschungsflugzeug wird der liebevoll „Salsa“ genannte Satellit verglühen. Die großangelegte Beobachtungskampagne soll helfen zu verstehen, wie ausgediente Satelliten in Zukunft sicher und schnell aus der Erdumlaufbahn entfernt werden können. Gleichzeitig markiert das bevorstehende Feuerwerk das Ende einer einzigartigen Forschungsexpedition: Seit 24 Jahren (anstatt der ursprünglich geplanten zwei Jahre) durchquert Salsa im „Formationstanz“ mit seinen Geschwistern Rumba, Samba und Tango auf langestreckten Ellipsen die Magnetosphäre der Erde – und hat so mehr als zwei Sonnenzyklen lang miterlebt, wie der magnetische Schutzschild unseren Planeten vor direktem Teilchen- und Strahlungsbombardement von der Sonne bewahrt. Das Göttinger Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) hat das Instrument RAPID zu der Mission beigesteuert.

Das Dienstende von Salsa findet unter ähnlichen Bedingungen statt wie der -antritt vor 24 Jahren: in einer Phase besonders hoher Sonnenaktivität. Ebenso wie damals durchläuft unser Stern aktuell das Maximum seines etwa elfjährigen Aktivitätszyklus. In den vergangenen Monaten ist es dadurch zu mehreren heftigen Sonnenstürmen gekommen; eindrucksvolle Polarlichter waren sogar in Deutschland zu sehen. „Die aktuelle Situation ist ganz ähnlich wie zum Beginn der Cluster-Mission“, erinnert sich MPS-Wissenschaftler Dr. Patrick Daly, wissenschaftlicher Leiter des RAPID-Teams. Bereits im November 2001 wurden die Cluster-Satelliten Zeugen eines besonders heftigen Sonnensturms. Wie Messungen ergaben, quetscht bei einem solchen Sturm das Bombardement von der Sonne die Erdmagnetosphäre auf die Hälfte ihrer gewöhnlichen Größe zusammen. „Ein solches Ereignis war noch nie zuvor mit solcher Präzision in situ aufgezeichnet worden“, so Daly.

Ein Schutzschild im All
Die Magnetosphäre, der Einflussbereich des irdischen Magnetfeldes, ist riesig. Während ihre Ausdehnung auf der sonnenzugewandten Seite in der Regel etwa 65.000 Kilometer beträgt, reicht ihr langgezogener, sonnenabgewandter Schweif mehr als zwei Millionen Kilometer ins All. Obwohl Magnetosphäre die Erde von dem meisten Teilchen von der Sonne abschirmt, können einige an den Polen, wo die magnetischen Feldlinien zur Erdoberfläche hin gekrümmt sind, bis in die inneren Atmosphärenschichten vordringen. Durch diese Teilchen und die vom Sonnenwind mitgeführten Magnetfelder entsteht in der Magnetosphäre ein komplexes Zusammenspiel aus Teilchen, Magnetfeldern und Wellen. „Vor Beginn der Cluster-Mission war unser Verständnis der Erdmagnetosphäre eher lückenhaft“, so Daly. „Die Cluster-Mission hat wie keine andere dazu beigetragen, die Struktur und Dynamik der Erdmagnetosphäre zu verstehen“, fügt er hinzu.

Durch ihre jahrzehntelange Präsenz in der Magnetosphäre konnte die Cluster-Mission vor Ort miterleben, wie sich unser magnetischer Schutzschild unter dem wechselhaften Einfluss der Sonne verändert. Ein weiterer Vorteil: die Choreographie der vier „Tänzer“. Seit 2001 fliegen die Satelliten in einer tetraeder-förmigen Anordnung. Die Messdaten, die auf diese Weise entstehen, erlauben Forschenden nicht nur einen dreidimensionalen Blick auf die Magnetosphäre, sondern auch, räumliche Veränderungen von zeitlichen zu unterscheiden.

Zu diesem Zweck tragen die Cluster-Satelliten elf jeweils baugleiche wissenschaftliche Instrumente an Bord. Die vier als RAPID (Research with Adaptive Particle Imaging Detectors) bezeichneten Teilchenspektrometer vom MPS bestimmen die Verteilung und Energie von Ionen und Elektronen in der Magnetosphäre. In den vergangenen Jahrzehnten ist so ein detailliertes Gesamtbild der Teilchenumgebung unserer Erde entstanden. Zudem ist es den RAPID-Instrumenten erstmals gelungen, die Verteilung von schweren Ionen wie Eisen- und Silizium-Ionen in der Magnetosphäre zu messen. Diese treten besonders in der inneren Magnetosphäre auf und ihre Häufigkeit hängt stark von der Aktivität der Sonne ab. Und vor Kurzem haben die RAPID-Daten sogar einen Hinweis darauf gegeben, wie es zu eindrucksvollen spiralförmigen Polarlichtern kommt. Eine Gruppe von vier Forscherinnen um Dr. Elena Kronberg von der Ludwig-Maximilians-Universität München, ehemaliges Mitglied des RAPID-Teams am MPS, hatte in den Messdaten wirbelartige Magnetfeldstrukturen ausgemacht.

Feuriges Ende eines Weltraum-Methusalems
„Dass die Cluster-Satelliten über so viele Jahre Messdaten aufzeichnen würden, hätten wir nie erwartet“, so Daly. Da fast alle Instrumente nach den ursprünglichen geplanten zwei Betriebsjahren noch funktionstüchtig waren, konnte die Mission verlängert werden – ein ums andere Mal. Mittlerweile zählt Cluster nach den Voyager- und Pioneer-Sonden, dem Sonnenobservatorium SOHO und dem Advanced Composition Explorer ACE zu den Weltraum-Methusalems. Doch spurlos sind die Jahre nicht an den vier kosmischen Tänzern vorübergegangen. Wie auch die anderen Messinstrumente plagen die vier RAPID-Spektrometer mittlerweile Altersgebrechen: Einige Teilinstrumente sind bereits ausgefallen; die Messempfindlichkeit hat nachgelassen. Zu guter Letzt gehen den Satelliten nun die Treibstoffreserven aus.

Die Vorbereitungen für das deshalb notwendige Missionsende laufen bereits seit Januar. Zu diesem Zeitpunkt wurde Salsa auf einen Kurs gelenkt, der den Satelliten seitdem mit jedem Erdumlauf etwas tiefer sinken lässt. Am 8. September wird die Flugbahn so tief führen, dass Salsa in der Erdatmosphäre auseinanderbricht. Die ESA rechnet damit, dass die Bruchstücke vollständig in der Atmosphäre verglühen. Die Cluster-Satelliten Rumba, Samba und Tango werden zunächst nur ausgeschaltet; erst im November 2025 und August 2026 stehen ihre Wiedereintritte an.

Katastrophaler Start
In gewisser Weise erinnert das bevorstehende, feuerreiche Ende der Mission an ihren Beginn. Vier Jahre vor dem erfolgreichen Start im Jahr 2000 war es zu einem Unglück gekommen: Der erste Startversuch musste nach weniger als einminütigem Flug wegen eines Steuerungsfehlers der Trägerrakete beendet werden. Die Bruchstücke der explodierten Rakete – und der vier Cluster-Satelliten an Bord – gingen kontrolliert über unbewohntem Gebiet in der Nähe des ESA-Raumfahrtzentrums im südamerikanischen Französisch-Guayana nieder. Eines der zerstörten RAPID-Instrumente, das aus den dortigen Sümpfen geborgen werden konnte, findet sich noch heute am MPS.

Patrick Daly erlebte den missglückten Start damals im Kontrollzentrum der ESA in Darmstadt. „Auf dem Bildschirm haben wir das spektakuläre Feuerwerk gar nicht erkannt und wussten zunächst nicht was los war, bis das Schweigen mit den Wörtern „That was the Cluster Mission“ gebrochen wurde“, erinnert er sich noch heute an den beklemmenden Moment. Umso größer war die Freude vier Jahre später. Den Start der ersten beiden Satelliten im Juli 2000 verfolgte der MPS-Wissenschaftler wieder in Darmstadt, den der zweiten im August desselben Jahres im kasachischen Baikonur. Ein unvergessliches Erlebnis. „Nach jedem erfolgreichen Start sind die Beteiligten überglücklich. Schließlich haben sie jahrelang auf diesen Moment hingearbeitet. Aber bei Cluster war es wirklich etwas ganz besonders“, so Daly. Der bevorstehende letzte Tanz von Salsa führt die Mitglieder der wissenschaftlichen Teams nun in den nächsten Tagen ans Weltraumastronomiezentrum (ESAC) in der Nähe von Madrid – für ein letztes Treffen und einen weiteren unvergesslichen Moment.

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• Cluster

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 8. Januar 2024.

8. Januar 2024 – Ein Forscherteam, dem auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) angehören, hat im Zentralbereich einer planetenbildenden Scheibe eines jungen Sterns eine Struktur mit drei Ringen entdeckt. Sie deutet an, dass sich zwischen den Ringen zwei Planeten mit Jupitermasse bilden. Weiterhin wird die Staubzusammensetzung offenbar durch reichlich feste Eisenkörner ergänzt. Folglich enthält die Scheibe Metalle und Mineralien, die denen der terrestrischen Planeten des Sonnensystems ähneln. Sie bietet somit einen Einblick in Bedingungen vergleichbar derer des frühen Sonnensystems vor mehr als vier Milliarden Jahren, als Gesteinsplaneten wie Merkur, Venus und die Erde entstanden.

Die Entstehungsgeschichte der Erde und des Sonnensystems fasziniert die Wissenschaft und die Öffentlichkeit gleichermaßen. Durch die Erforschung der heutigen Eigenschaften unseres Heimatplaneten und anderer Objekte im Sonnensystem haben Forscherinnen und Forscher eine umfassende Vorstellung von den Bedingungen entwickelt, unter denen sie sich aus einer Scheibe aus Staub und Gas entwickelt haben, die die junge Sonne vor etwa 4,5 Milliarden Jahren umgab.

Drei Ringe, die auf zwei Planeten hindeuten
Mit den atemberaubenden Fortschritten in der Erforschung der Stern- und Planetenentstehung, die sich mit weit entfernten Himmelsobjekten befasst, können wir nun die Bedingungen in der Umgebung junger Sterne untersuchen und sie mit denen vergleichen, die für das frühe Sonnensystem ermittelt wurden. Mit Hilfe des Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (ESO) hat ein internationales Forscherteam unter der Leitung von József Varga vom Konkoly-Observatorium in Budapest, Ungarn, genau das getan. Sie beobachteten die planetenbildende Scheibe des jungen Sterns HD 144432 in etwa 500 Lichtjahren Entfernung.

Bei der Untersuchung der Staubverteilung in der innersten Region der Scheibe entdeckten wir zum ersten Mal eine komplexe Struktur, bei der sich der Staub in einer solchen Umgebung in drei konzentrischen Ringen anhäuft“, sagt Roy van Boekel. Er ist Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint. „Diese Region entspricht der Zone, in der sich die Gesteinsplaneten im Sonnensystem gebildet haben“, fügt van Boekel hinzu. Im Vergleich zum Sonnensystem liegt der erste Ring um HD 144432 innerhalb der Umlaufbahn des Merkurs und der zweite in der Nähe der Marsbahn. Weiterhin befindet sich der dritte Ring ungefähr auf der Umlaufbahn des Jupiters.

Bisher haben Astronominnen und Astronomen solche Anordnungen vorrangig über größere Bereiche hinweg gefunden, die der Zone jenseits der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entsprechen. Ringsysteme in den Scheiben um junge Sterne deuten im Allgemeinen darauf hin, dass sich in den Lücken Planeten bilden, die auf ihrem Weg Staub und Gas aufnehmen. HD 144432 ist jedoch das erste Beispiel für ein solch komplexes Ringsystem nahe an seinem Wirtsstern. Es kommt in einer Zone mit einem hohen Staubanteil vor, dem Baustein von Gesteinsplaneten wie der Erde. Die Forschenden gehen davon aus, dass die Ringe auf das Vorhandensein von zwei Planeten hindeuten, die sich in den Lücken gebildet haben, und schätzen, dass ihre Masse in etwa der des Jupiters entspricht.

Die Bedingungen könnten dem frühen Sonnensystem ähnlich sein
Das Forschungsteam bestimmte die Staubzusammensetzung in der Scheibe bis zu einer Entfernung vom Zentralstern, die dem Abstand des Jupiters von der Sonne entspricht. Was sie dabei gefunden haben, ist den Wissenschaftlern, die die Erde und die Gesteinsplaneten im Sonnensystem untersuchen, sehr vertraut: verschiedene Silikate (Metall-Silizium-Sauerstoff-Verbindungen) und andere Mineralien, die in der Erdkruste und im Erdmantel vorkommen, sowie möglicherweise metallisches Eisen, wie es im Kern des Merkurs und der Erde vorhanden ist. Sollte sich dies bestätigen, wäre diese Studie die erste, die Eisen in einer planetenbildenden Scheibe entdeckt hat.

„Astronomen haben die Beobachtungen von staubigen Scheiben bisher mit einer Mischung aus Kohlenstoff- und Silikatstaub erklärt, Materialien, die wir fast überall im Universum sehen“, erläutert van Boekel. Aus chemischer Sicht ist jedoch eine Mischung aus Eisen und Silikat für die heißen, inneren Scheibenregionen plausibler. Und in der Tat liefert das chemische Modell, das Varga, der Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, auf die Daten angewandt hat, in diesem Fall bessere Ergebnisse, wenn Eisen anstelle von Kohlenstoff berücksichtigt wird.

Außerdem kann der in der Scheibe von HD 144432 beobachtete Staub am inneren Rand bis zu 1800 Kelvin (ca. 1500 Grad Celsius) heiß sein und weiter draußen bis zu moderaten 300 Kelvin (ca. 25 Grad Celsius). In den heißen Regionen in der Nähe des Sterns schmelzen Mineralien und Eisen und kondensieren erneut zu festen Verbindungen, oft als Kristalle. Die Kohlenstoffkörner wiederum würden die Hitze nicht überleben und stattdessen als Kohlenmonoxid- oder Kohlendioxidgas vorliegen. Dennoch könnte Kohlenstoff ein bedeutender Bestandteil der festen Partikel in der kalten äußeren Scheibe sein, die mit den Beobachtungen im Rahmen dieser Studie nicht aufgespürt werden können.

Eisenreicher und kohlenstoffarmer Staub würde auch gut zu den Bedingungen im Sonnensystem passen. Merkur und die Erde sind eisenreiche Planeten, während die Erde relativ wenig Kohlenstoff enthält. „Wir denken, dass die Scheibe von HD 144432 dem frühen Sonnensystem sehr ähnlich sein könnte, das die heutigen Gesteinsplaneten mit viel Eisen versorgt hat“, sagt van Boekel. „Wir vermuten, dass unsere Studie ein weiteres Beispiel dafür ist, dass die Zusammensetzung unseres Sonnensystems recht typisch zu sein scheint.“

Interferometrie löst winzige Details auf
Diese Ergebnisse waren nur mit außergewöhnlich hochauflösenden Beobachtungen möglich, wie sie das VLTI liefert. Durch die Kombination der vier 8,2-Meter-Teleskope des VLT am Paranal-Observatorium der ESO können sie Details so auflösen, als ob die Astronominnen und Astronomen ein Teleskop mit einem Hauptspiegel von 200 Metern Durchmesser einsetzen würden. Varga, van Boekel und ihre Mitarbeiter sammelten Daten mit drei Instrumenten, um eine breite Wellenlängenabdeckung von 1,6 bis 13 Mikrometern zu erreichen, was infrarotes Licht darstellt.

Das MPIA lieferte wichtige technische Komponenten für zwei Geräte, GRAVITY und das Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE). Eines der Hauptziele von MATISSE ist die Erforschung der Zonen von Scheiben um junge Sterne, in denen sich Gesteinsplaneten entwickeln können. „Indem wir die inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um Sterne untersuchen, wollen wir den Ursprung der verschiedenen in der Scheibe enthaltenen Mineralien erforschen – Mineralien, die später die festen Bestandteile von Planeten wie der Erde bilden werden“, sagt Thomas Henning, Direktor des MPIA und einer der Projektleiter des MATISSE-Instruments.

Die Erstellung von Bildern mit einem Interferometer, wie wir sie von Einzelteleskopen gewohnt sind, ist jedoch nicht gerade einfach und sehr zeitaufwendig. Eine effizientere Nutzung der kostbaren Beobachtungszeit zur Entschlüsselung der Objektstruktur besteht darin, die kargen Daten mit Modellen von möglichen Konfigurationen zu vergleichen. Im Fall der Scheibe von HD 144432 gibt eine Form aus drei Ringen die Daten am besten wieder.

Wie häufig sind strukturreiche, eisenhaltige, planetenbildende Scheiben?
Neben dem Sonnensystem scheint HD 144432 ein weiteres Beispiel für die Entstehung von Planeten in einer eisenreichen Umgebung zu sein. Die Astronominnen und Astronomen werden sich jedoch nicht darauf beschränken. „Wir haben noch ein paar vielversprechende Kandidaten, die darauf warten, dass das VLTI sie genauer unter die Lupe nimmt“, erklärt van Boekel. Bei früheren Beobachtungen entdeckte das Team eine Reihe von Scheiben um junge Sterne, die auf Konfigurationen hindeuten, die es wert sind, genauer betrachtet zu werden. Mit den neuesten VLTI-Instrumenten werden sie schließlich deren detaillierte Struktur und chemische Zusammensetzung präzise ergründen. Letztendlich können die Forschenden vielleicht sogar klären, ob sich Planeten regelmäßig in eisenreichen Staubscheiben in der Nähe ihrer Muttersterne bilden.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Forscher sind Roy van Boekel, Marten Scheuck, Thomas Henning, Jacob W. Isbell, Ágnes Kóspál (auch HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly-Observatorium, Budapest, Ungarn [Konkoly]; CSFK, MTA Centre of Excellence, Budapest, Ungarn [CSFK]; ELTE Eötvös Loránd Universität, Budapest, Ungarn [ELTE]), Alessio Caratti o Garatti (auch Astronomisches Observatorium der INAF von Capodimonte, Neapel, Italien).

Weitere Autoren sind: J. Varga (Konkoly; CSFK; Sternwarte Leiden, Niederlande [Leiden]), L. B. F. M. Waters (Universität Radboud, Nijmegen, Niederlande; SRON, Leiden, Niederlande), M. Hogerheijde (Leiden; Universität Amsterdam, Niederlande [UVA]), A. Matter (Observatorium Côte d’Azur/CNRS, Nizza, Frankreich [OCA]), B. Lopez (OCA), K. Perraut (Univ. Grenoble Alpes/CNRS/IPAG, Frankreich [IPAG]), L. Chen (Konkoly; CSFK), D. Nadella (Leiden), S. Wolf (Universität Kiel, Deutschland [UK]), C. Dominik (UVA), P. Abraham (Konkoly; CSFK; ELTE), J.- C. Augereau (IPAG), P. Boley (OCA), G. Bourdarot (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), F. Cruz-Saénz de Miera (Konkoly; CSFK; Universität Toulouse, Frankreich), W. C. Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), V. Gámez Rosas (Leiden), K.-H. Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), M. Houllé (OCA), W. Jaffe (Leiden), T. Juhász (Konkoly; CSFK; ELTE), V. Kecskeméthy (ELTE), J. Kobus (UK), E. Kokoulina (Universität Lüttich, Belgien; OCA), L. Labadie (Universität zu Köln, Deutschland), F. Lykou (Konkoly; CSFK), F. Millour (OCA), A. Moór (Konkoly; CSFK), N. Morujão (Universität Lissabon und Universität Porto, Portugal), E. Pantin (AIM, CEA/CNRS, Gif-sur-Yvette, Frankreich), D. Schertl (MPIfR), L. van Haastere (Leiden), G. Weigelt (MPIfR), J. Woillez (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), P. Woitke (Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich), MATISSE und GRAVITY Collaborations

Originalveröffentlichung
J. Varga, L. B. F. M. Waters, M. Hogerheijde, R. van Boekel et al.
Mid-infrared evidence for iron-rich dust in the multi-ringed inner disk of HD 144432
Astronomy & Astrophysics, 681, A47 (2024)
DOI: dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347535
https://arxiv.org/abs/2401.03437
pdf: https://arxiv.org/pdf/2401.03437

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• Planetenentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 22. Mai 2023.

22. Mai 2023 – Mit Hilfe von Experimenten zeigten die Forscher, wie Eisenpartikel aus Meteoriten und Vulkanasche als Katalysatoren für die Umwandlung einer kohlendioxidreichen frühen Atmosphäre in Kohlenwasserstoffe, aber auch Acetaldehyd und Formaldehyd gedient haben könnten. Diese Stoffe wiederum sind Bausteine für Fettsäuren, Nukleobasen, Zucker und Aminosäuren. Die Forschungsergebnisse wurden in der Zeitschrift Scientific Reports veröffentlicht.

Nach unserem heutigen Kenntnisstand entstand das Leben auf der Erde nur rund 400 bis 700 Millionen Jahre nach der Entstehung der Erde selbst. Das ist eine ziemlich schnelle Entwicklung, zum Vergleich: Danach dauerte es etwa 2 Milliarden Jahre, bis sich die ersten richtigen (eukaryotischen) Zellen bildeten. Der erste Schritt zur Entstehung von Leben ist dabei die Bildung von organischen Molekülen, die als Bausteine für Organismen dienen können. Bedenkt man, wie schnell das Leben insgesamt entstanden ist, ist plausibel, dass sich dieser vergleichsweise einfache erste Schritt ebenfalls schnell vollzog.

Die hier beschriebene Forschung zeigt einen neuen Weg auf, wie solche organischen Verbindungen unter den auf der frühen Erde herrschenden Bedingungen entstehen konnten. Die Schlüsselrolle dabei spielen Eisenpartikel aus Meteoriten, die als Katalysator wirken. Katalysatoren sind Stoffe, deren Anwesenheit bestimmte chemische Reaktionen beschleunigt, die aber bei jenen Reaktionen nicht verbraucht werden. In dieser Hinsicht sind sie vergleichbar mit Werkzeugen, die ja notwendig sind, um beispielsweise ein Auto herzustellen, die aber nachdem ein Auto gebaut wurde gleich für den Bau des nächsten verwendet werden können.

Von der chemischen Industrie zurück zum Anfang der Erde
Die Inspiration für die Forschung kam ausgerechnet aus der industriellen Chemie. Konkret fragte sich Oliver Trapp, Professor an der Ludwig-Maximilians-Universität München und Max-Planck-Fellow am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA), ob das sogenannte Fischer-Tropsch-Verfahren zur Umwandlung von Kohlenmonoxid und Wasserstoff in Kohlenwasserstoffe mit Hilfe metallischer Katalysatoren nicht eine Entsprechung auf einer frühen Erde mit einer kohlendioxidreichen Atmosphäre gehabt haben könnte. „Als ich mir die chemische Zusammensetzung des Campo-del-Cielo-Eisenmeteoriten ansah, der aus Eisen, Nickel, etwas Kobalt und winzigen Mengen Iridium besteht, war mir klar, dass dies ein perfekter Fischer-Tropsch-Katalysator ist“, erklärt Trapp. Der logische nächste Schritt war die Durchführung von Experimenten, um die kosmische Version von Fischer-Tropsch zu testen.

Dmitry Semenov, Mitarbeiter am Max-Planck-Institut für Astronomie, sagt: „Als Oliver mir von seiner Idee erzählte, die katalytischen Eigenschaften von Eisenmeteoritenpartikeln zur Synthese von Lebensbausteinen experimentell zu untersuchen, war mein erster Gedanke, dass wir auch die katalytischen Eigenschaften von Vulkanascheteilchen untersuchen sollten. Schließlich sollte die frühe Erde geologisch aktiv gewesen sein. In der Atmosphäre und auf den ersten Landmassen der Erde hätte es reichlich feine Aschepartikel geben müssen.“

Kosmische Katalyse simulieren
Trapp und Semenov taten sich mit Trapps Doktorandin Sophia Peters zusammen, die die Experimente dann im Rahmen ihrer Doktorarbeit durchführte. Für den Zugang zu Meteoriten und Mineralien sowie für das Fachwissen über die Analyse solcher Materialien wandten sie sich an den Mineralogen Rupert Hochleitner, einen Experten für Meteoriten an der Mineralogischen Staatssammlung in München.

Die erste Zutat für die verschiedenen Varianten des Experiments war jeweils eine Quelle von Eisenpartikeln: Eisen aus einem echten Eisenmeteoriten, oder Partikel aus einem eisenhaltigen Steinmeteoriten oder vulkanische Asche vom Ätna, letztere als Ersatz für die eisenhaltigen Partikel, die auf der frühen Erde mit ihrem hochaktiven Vulkanismus vorkommen würden. Anschließend wurden die Eisenpartikel mit verschiedenen Mineralien vermischt, wie sie auch auf der frühen Erde vorgekommen sein sollten. Diese Mineralien dienten dann als Trägerstruktur – Katalysatoren sind in der Regel als kleine Partikel auf einem geeigneten Substrat zu finden.

Kleine Partikel
Die Größe der Partikel ist bei dieser Art von Experiment wichtig. Die feinen Aschepartikel, die bei Vulkanausbrüchen entstehen, sind in der Regel nur wenige Mikrometer groß. Bei Meteoriten, die durch die Atmosphäre der frühen Erde fallen, würde die atmosphärische Reibung dagegen Eisenpartikel in Nanometergröße abtragen. Der Einschlag eines Eisenmeteoriten (oder des Eisenkerns eines größeren Asteroiden) wiederum würde durch Fragmentierung direkt mikrometergroße Eisenpartikel erzeugen, und zusätzlich nanometergroße Partikel, wenn das Eisen in der starken Hitze verdampft und später in der umgebenden Luft wieder erstarrt.

Die Forscher versuchten, diese Vielfalt an Partikelgrößen auf zwei verschiedene Arten nachzubilden. Indem sie das Meteoritenmaterial in Säure auflösten, erzeugten sie aus ihrem präparierten Material Partikel in Nanometergröße. Und indem sie entweder das meteoritische Material oder die Vulkanasche 15 Minuten lang in eine Kugelmühle gaben, konnten die Forscher auf mechanischem Wege größere, mikrometergroße Partikel herstellen. Eine solche Kugelmühle ist eine Trommel, die sowohl das Material als auch Stahlkugeln enthält. Die Trommel wird mit hoher Geschwindigkeit gedreht, in diesem Fall mit mehr als zehn Mal pro Sekunde, wobei die Stahlkugeln das Material zermahlen.

Da die ursprüngliche Erdatmosphäre keinen Sauerstoff enthielt, führten die Forscher anschließend chemische Reaktionen durch, bei denen fast der gesamte Sauerstoff aus dem Gemisch entfernt wurde.

Organische Moleküle unter Druck
Zum Schluss wurde das jeweilige Gemisch dann in eine Druckkammer gebracht, die überwiegend mit Kohlendioxid (CO₂) sowie mit (einigen) Wasserstoffmolekülen gefüllt war, um die Atmosphäre der frühen Erde zu simulieren. Sowohl das Mischungsverhältnis als auch der Druck wurden von Versuch zu Versuch variiert. Die Ergebnisse waren beeindruckend: Dank des Eisenkatalysators entstanden in beträchtlichen Mengen organische Verbindungen wie Methanol, Ethanol und Acetaldehyd, aber auch Formaldehyd. Das ist eine erfreuliche Ausbeute. Insbesondere Acetaldehyd und Formaldehyd sind wichtige Bausteine für Fettsäuren, Nukleobasen (ihrerseits die Bausteine der DNA), Zucker und Aminosäuren.

Wichtig ist außerdem, dass diese Reaktionen unter einer Vielzahl von Druck- und Temperaturbedingungen erfolgreich abliefen. Sophia Peters sagt: „Da es viele verschiedene Möglichkeiten für die Eigenschaften der frühen Erde gibt, habe ich versucht, jedes mögliche Szenario experimentell zu testen. Am Ende habe ich fünfzig verschiedene Katalysatoren verwendet und das Experiment bei verschiedenen Werten für den Druck, die Temperatur und das Verhältnis von Kohlendioxid- und Wasserstoffmolekülen durchgeführt.“ Die Tatsache, dass sich die organischen Moleküle unter so unterschiedlichen Bedingungen bildeten, ist ein starkes Indiz dafür, dass solche Reaktionen auf der frühen Erde stattgefunden haben könnten – weitgehend unabhängig von der genauen Zusammensetzung der Erdatmosphäre in jener Zeit, die wir derzeit noch nicht kennen.

Eines von mehreren möglichen Szenarien
Mit diesen Ergebnissen gibt es nun eine neue Möglichkeit, wie die ersten Bausteine des Lebens auf der Erde entstanden sein könnten. Zu den „klassischen“ Mechanismen gehören die Synthese rund um Hydrothermalquellen am Meeresboden, elektrische Entladungen in einer methanreichen Atmosphäre (wie beim Urey-Miller-Experiment) sowie Modelle, die vorhersagen, wie sich organische Verbindungen in den Tiefen des Weltraums gebildet haben könnten und von Asteroiden oder Kometen zur Erde transportiert wurden. Dazu gesellt sich nun eine weitere Möglichkeit: Eisenpartikel aus Meteoriten oder feine Vulkanasche, die als Katalysatoren in einer frühen, kohlenstoffdioxidreichen Atmosphäre wirken.

Mit dieser Bandbreite an Möglichkeiten sollten zukünftige Forschungen zur atmosphärischen Zusammensetzung und zu den physikalischen Eigenschaften der frühen Erde gute Chancen haben herauszufinden, welcher der verschiedenen Mechanismen unter realistischen Bedingungen die höchste Ausbeute an Bausteinen liefert – und somit der wichtigste Mechanismus für die ersten Schritte vom Nicht-Leben zum Leben auf unserem Heimatplaneten gewesen sein dürfte.

Hintergrundinformationen
Die beteiligten MPIA-Wissenschaftler sind Dmitry Semenov, Oliver Trapp und Sophia Peters (alle ebenfalls Ludwig-Maximilians-Universität München) in Zusammenarbeit mit Rupert Hochleitner (Mineralogische Staatssammlung München).

Die hier beschriebene Arbeit wurde unter dem Titel S. Peters et al., „Synthesis of prebiotic organics from CO2 by catalysis with meteoritic and vulcanic particles“ in der Zeitschrift Scientific Reports veröffentlicht (doi: 10.1038/s41598-023-33741-8). Nach der Veröffentlichung finden Sie den Artikel unter:
https://www.nature.com/articles/s41598-023-33741-8.

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• Planet Erde

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Sterne gibt es entweder im Miniaturformat: Von Roten Zwergen über die uns vertrauten sonnenähnlichen Sterne bis zu den geradezu überdimensionierten Gesellen: Blaue Riesen. Sie können einige hundert Mal so groß wie die Sonne sein. Zu einem Besuch wird abgeraten: In ihrer Umgebung geht es hoch her. Und doch haben wir den Blauen Riesen eine ganze Menge zu verdanken: den Kohlenstoff, aus dem das Leben besteht oder den Sauerstoff, den wir in jedem Moment atmen. Ohne Blaue Riesen gäbe es uns wahrscheinlich nicht.

Doch Blaue Riesen sind nicht nur recht selten, sondern es gibt sie auch nur für relativ kurze Zeit: Die Kernfusion in ihrem Innern hält nur wenige Millionen Jahre durch, bevor Blaue Riesen als Supernova explodieren. Und dann ist da auch noch die Tatsache, dass gerade diese riesigen Sterne üblicherweise nicht allein vorkommen, sondern fast immer einen Begleitstern haben. Und wenn der auch ein Blauer Riese ist, dann wird es richtig spannend!

In dieser Folge von AstroGeo erzählt Franzi die Geschichte der massereichsten Sterne im Universum: wie sie aussehen, warum ihre Entwicklung so spannend ist und was wir ihnen zu verdanken haben – vor allem, wenn sie im Doppelpack vorkommen. Plus Beobachtungstipps, wo und wie ihr selbst Blaue Riesen sehen könnt.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle zwei Wochen eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast von Die Weltraumreporter, einem Magazin der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement die Weltraumreporter für 3,49 Euro pro Monat oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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Quelle: Max-Planck-Institut für Kernphysik 6. Dezember 2022.

6. Dezember 2022 – Die im Labor gemessenen Intensitätsverhältnisse wichtiger Strahlungslinien von Eisen wichen bislang von den berechneten ab, und damit herrschte auch Unklarheit über die aus den Röntgenspektren abgeleiteten Zustände sehr heißer Gase, wie in der Korona der Sonne oder der Umgebung Schwarzer Löcher. Mit den neuen experimentellen Daten wurde nun eine Übereinstimmung mit der Theorie erreicht. Damit können Röntgendaten von Weltraumteleskopen zukünftig mit hohem Vertrauen an die dahinterliegenden Atommodelle analysiert werden.

Nahezu alles, was wir über ferne Sterne, Gasnebel und Galaxien wissen, beruht auf der Analyse des Lichts, das wir von ihnen empfangen. Genauer gesagt, der elektromagnetischen Wellen, denn mittlerweile steht Astronomen deren gesamtes Spektrum zur Verfügung. In welchem Spektralbereich ein Körper oder ein Gas besonders hell leuchtet, hängt vor allem von seiner Temperatur ab: Je heißer, desto energiereicher die Strahlung. Im Weltraum befindet sich mehr als 99 Prozent der gesamten sichtbaren Materie im Plasmazustand; es ist so heiß, dass die Atome ein oder mehrere Elektronen verloren haben und als positiv geladene Ionen vorliegen. Extrem heiße Plasmen mit Temperaturen von mehr als eine Million Grad gibt es zum Beispiel in der während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbaren Korona der Sonne. Darüber hinaus findet man sie in der Umgebung von Schwarzen Löchern oder als intergalaktisches Gas zwischen den Galaxien.

Die von solchen Plasmen ausgesandte Röntgenstrahlung weist die Fingerabdrücke der in ihnen befindlichen chemischen Elemente auf. Sehr prominent sind Strahlungslinien (Emissionslinien) von mehrfach ionisiertem Eisen, insbesondere Fe XVII, das von seinen ursprünglichen 26 Elektronen 16 verloren hat. Der Grund: Eisen ist unter den schweren Elementen häufig und Fe XVII über einen breiten Temperaturbereich vertreten.

Bei der Analyse eines Röntgenspektrums vergleicht man neben den Energien der Emissionslinien unter anderem die Intensitätsverhältnisse charakteristischer Linien. Um daraus auf die Eigenschaften des kosmischen Plasmas schließen zu können, muss man diese Intensitätsverhältnisse gut kennen. Das ist möglich, indem man sie theoretisch berechnet und im Labor experimentell überprüft. Und genau das war bislang das Problem: Quantenmechanische Rechnungen und Laborergebnisse des Intensitätsverhältnisses von zwei starken Linien namens 3C und 3D wichen um etwa 20 Prozent voneinander ab und stellten unser Verständnis atomarer Struktur und das Vertrauen in die genutzten Modelle in Frage.

Das war nicht nur ein Problem für die Astronomen, sondern auch für die Physiker, denn wo lag der Fehler, in der Theorie oder dem Experiment? Vor zwei Jahren hatte das Team um Doktorand Steffen Kühn vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPIK) das bis dahin genauestes Experiment durchgeführt, und auch damals blieb eine unerklärbare Diskrepanz bestehen. Das MPIK-Theorieteam um Natalia Oreshkina und Zoltan Harman, sowie Marianna Safronova und Charles Cheung in den USA und Julian Berengut in Australien hatten Supercomputer heißlaufen lassen, um die Emissionslinien 3C und 3D von Fe-XVII mit höchster Präzision erneut zu berechnen: Die Diskrepanz sowie die Fragestellung blieben: Wer hatte Recht?

„Wir waren überzeugt alle damals bekannten systematische Effekte bei der Messung im Griff zu haben“, erinnert sich Kühn. Doch in einem letzten Anlauf wollte er und das Forscherteam geleitet von José Crespo der Sache auf den Grund gehen: Anstelle des Intensitätsverhältnisses der beiden Linien versuchte man die absolute Stärke der einzelnen Übergänge, auch Oszillatorstärke genannt, zu vermessen. Doch um diese individuellen Linienstärken zu vermessen und den Übeltäter der beiden Linien in der theoretischen Betrachtung zu identifizieren, musste die Qualität der Messdaten erheblich verbessert werden.

Für diese knifflige Messung hat Kühn im Rahmen seiner Doktorarbeit eine Electron Beam Ion Trap Apparatur (PolarX-EBIT) verwendet, die im Rahmen eines Projekts von Postdoc Sonja Bernitt am MPIK gebaut worden war. In ihr werden Eisen-Ionen durch einen Elektronenstrahl produziert und in einem Magnetfeld gefangen. Dabei entfernt der Elektronenstrahl die äußeren Elektronen der Eisen-Ionen, bis das gewünschte Fe XVII vorliegt. Dann werden die gefangenen Eisen-Ionen mit Röntgenlicht geeigneter Energie bestrahlt, sodass sie leuchten. Dafür muss die eingestrahlte Energie der Röntgenphotonen variiert werden, bis die gesuchten Linien exakt getroffen werden. Da handelsübliche Quellen die benötigte Röntgenstrahlung nicht produzieren können, musste die PolarX-EBIT zum DESY nach Hamburg transportiert werden. Dort erzeugt das Synchrotron PETRA III einen Röntgenstrahl, dessen Energie sich über einen bestimmten Energiebereich durchstimmen lässt. Auf diese Weise regt man die Eisen-Ionen zur Emission von Röntgenstrahlung an, die dann in Abhängigkeit von der eingestrahlten Photonenenergie spektral analysiert wird.

Mit trickreichen Verbesserungen an der Apparatur und am Messschema gelang es Kühn mit seinen Kollegen Moto Togawa, René Steinbrügge und Chintan Shah, in langen Tagen und kurzen Nächten an der PETRAIII-Strahlröhre die Auflösung der Spektren im Vergleich zu ihrer vorherigen Messung noch einmal zu verdoppeln und den störenden Untergrund, wie er bei jeder Messung auftritt, um einen Faktor tausend zu unterdrücken. Die enorm verbesserte Datenqualität brachte den Durchbruch: Erstmals konnten die zu untersuchenden Emissionslinien vollständig von benachbarten Linien getrennt werden. Außerdem ließen sich die Linien 3C und 3D nun bis zum äußersten Rand vermessen. „In den bisherigen Messungen waren die Flügel dieser Linien im Untergrund versteckt, was zu einer fehlerhaften Interpretation der Intensitäten geführt hatte“, erklärt Kühn. Damit ist auch Maurice Leutenegger vom NASA Goddard Space Flight Center hochzufrieden, der als Experte für Röntgenastrophysik am Experiment mitbeteiligt war: Das Endergebnis stimmt nun hervorragend mit den theoretischen Vorhersagen überein. Das freut auch die Theoretiker.

Damit ist das Vertrauen in die quantenmechanischen Rechnungen gestärkt, mit denen astrophysikalische Spektren analysiert werden. Dies gilt besonders für Linien, für die es keine experimentellen Vergleichswerte gibt“, verdeutlicht Kühn die Bedeutung des neuen Resultats. Und die Spektren der Weltraumteleskope können nun mit höherer Genauigkeit ausgewertet werden. Das betrifft auch zwei große Röntgenobservatorien, die demnächst ins All gelangen sollen: Das unter japanischer Leitung gebaute X-Ray Imaging Spectroscopy Mission (XRISM, Start im Mai 2023) und das Athena X-Ray Observatory der Europäischen Weltraumorganisation ESA (Start in den frühen 2030er Jahren).

Originalpublikation:
New Measurement Resolves Key Astrophysical Fe-XVII Oscillator Strength
Steffen Kühn, Charles Cheung, Natalia S. Oreshkina, René Steinbrügge, Moto Togawa, Sonja Bernitt, Lukas Berger, Jens Buck, Moritz Hoesch, Jörn Seltmann, Florian Trinter, Christoph H. Keitel, Mikhail G. Kozlov, Sergey G. Porsev, Ming Feng Gu, F. Scott Porter, Thomas Pfeifer, Maurice A. Leutenegger, Zoltán Harman, Marianna S. Safronova, José R. Crespo López-Urrutia and Chintan Shah
Physical Review Letters, 5. Dezember 2022 DOII: doi.org/10.1103/PhysRevLett.129.245001, https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.129.245001.

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• physikalische Grundlagenforschung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 20. Oktober 2022.

20. Oktober 2022 – Der Asteroid Ryugu ist wahrscheinlich am äußeren Rand des Sonnensystems jenseits der Gasriesen Jupiter und Saturn entstanden. Diesen Schluss legen hochpräzise Messungen nahe, die das Verhältnis verschiedener Eisenisotope in Gesteinsproben von Ryugu bestimmen. Die japanische Raumsonde Hayabusa 2 hatte die Proben entnommen und vor zwei Jahren zurück zur Erde gebracht. Eine internationale Forschergruppe mit Beteiligung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen und der Georg-August-Univesität Göttingen berichtet von diesen Ergebnissen heute in der Fachzeitschrift Science Advances. Demnach unterscheidet sich die Zutatenliste Ryugus in einem entscheidenden Punkt deutlich von der typischer kohlenstoffreicher Meteorite. Stattdessen deutet alles auf eine enge Verwandtschaft mit einer seltenen Meteoritenklasse hin, die ebenfalls dem äußeren Sonnensystem zuzuordnen ist. Die Studie ist eine von insgesamt drei Veröffentlichungen, die die Zeitschriften Science und Science Advances heute dem Asteroiden Ryugu widmen.

Gerade einmal fünf Gramm Gesteinsmaterial enthielt die Probenkapsel, die am 5. Dezember 2020 nahe der Stadt Woomera im australischen Bundesstaat South Australia niederging. Ihr „Absender“ war die japanische Raumsonde Hayabusa 2. Nachdem die Sonde das Gestein ein Jahr zuvor vom Asteroiden Ryugu eingesammelt hatte, nutzte sie den Vorbeiflug an der Erde, um ihre wertvolle Fracht abzuliefern – bevor sie selbst zur nächsten Asteroidenbegegnung weiterreiste. 2031 soll sie ihr zweites Ziel, den Asteroiden 1998 KY26, passieren.

Die in der Kapsel enthaltenen Gesteinsproben sind erst die zweiten, die jemals von einem Asteroiden zur Erde gebracht wurden. Präzise Messungen, die umfassend Aufschluss über Zusammensetzung, Beschaffenheit, Herkunft und Entwicklung des kosmischen Brockens geben können, sind nur in irdischen Labors – und nicht etwa an Bord der Raumsonde – möglich. Knapp zwei Jahre nach Eintreffen der Proben auf der Erde liegen erste Ergebnisse vor. Sie bescheinigen den Gesteinsproben unter anderem eine körnige, lockere Struktur, einen Werdegang, bei dem über einen langen Zeitraum Mineralien mit Wasser reagierten, und belegen, dass Ryugu Aminosäuren und andere komplexe organische Moleküle enthält. Zu den vielen offenen Fragen zählt die nach dem Entstehungsort Ryugus. Dieser Frage geht die aktuelle Studie mit Beteiligung des MPS und der Universität Göttingen nach.

Wanderung durchs Sonnensystem
Der kohlenstoffreiche Asteroid Ryugu, der etwa einen Kilometer im Durchmesser misst und dessen Form an eine abgerundete Doppelpyramide erinnert, zählt zur Klasse der erdnahen Objekte. Diese Körper ziehen ihre Bahnen in einem ähnlichen Abstand um die Sonne wie die Erde. Forscherinnen und Forschern gehen jedoch davon aus, dass Asteroiden dieser Art im inneren Sonnensystem lediglich Zugezogene sind und den größten Teil ihres Daseins im Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter verbracht haben.

Der eigentliche Geburtsort vieler Körper des Asteroidengürtels dürfte noch weiter außen im Sonnensystem liegen. Messungen und Simulationen sprechen dafür, dass kohlenstoffreiche Asteroiden (ebenso wie die kohlenstoffreichen Meteoriten, sogenannte kohlige Chondrite) ihren Ursprung im äußeren Sonnensystem haben: die meisten von ihnen in der Nähe der Entstehungsorte von Jupiter und Saturn, einige wenige möglicherweise sogar im Einflussbereich von Uranus und Neptun. Erst das Wachsen der vier Gasriesen wirbelte sie dann in den Asteroidengürtel.

Genauer Blick auf Baumaterial
„Alle Untersuchungen deuten darauf hin, dass Ryugu wie die kohligen Chondrite ein Kind des äußeren Sonnensystems ist“, fasst Dr. Timo Hopp von der University of Chicago, Erstautor der aktuellen Studie, den bisherigen Kenntnisstand zusammen. Der Wissenschaftler forscht mittlerweile am MPS. Ob der Entstehungsort Ryugus jedoch in der Nähe von Jupiter und Saturn oder noch weiter entfernt von der Sonne zu verorten ist, ließ sich bisher nicht klären.

Zu diesem Zweck wandte sich die Forschergruppe um Hopp den Eisenisotopen in den Gesteinsproben des Asteroiden zu. Als Isotope bezeichnet man Varianten desselben chemischen Elements, wie etwa Eisen, die sich lediglich durch die Anzahl der Neutronen im Kern und damit ihr Gewicht unterscheiden. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler gehen davon aus, dass die Isotope bestimmter Elemente in der Geburtsstunde des Sonnensystems nicht gleichmäßig verteilt waren. Je nachdem wo ein Körper entstanden ist, stand somit Baumaterial mit unterschiedlichen Isotopenverhältnissen zur Verfügung. Diese Verhältnisse enthalten noch heute Informationen über den Entstehungsort eines Körpers.

Für ihre Analysen untersuchten die Forscher vier Proben des Asteroiden Ryugu sowie zum Vergleich Proben 13 verschiedener Meteoriten, die unterschiedliche Meteoritengruppen repräsentieren. Die meisten von ihnen sind wie Ryugu kohlenstoffreich. „Das Verhältnis bestimmter Eisenisotope zueinander ist ein hervorragender Marker, um einige dieser Gruppen nach ihren Entstehungsorten voneinander zu unterscheiden“, erklärt MPS-Direktor und Ko-Autor Prof. Dr. Thorsten Kleine.

Nachdem die Gesteinsproben von Ryugu in Japan aufwändig chemisch präpariert wurden, reisten sie nach Chicago. Nach weiteren vorbereitenden Schritten analysierte Timo Hopp die Proben mit Hilfe eines Multikollektor-Plasma-Massenspektrometers und konnte so Unterschiede in den Mengenverhältnissen verschiedener Eisenisotope auf wenige Teile pro Million genau bestimmen.

Kosmische Verwandtschaft
Wie sich zeigte, unterscheiden sich diese Verhältnisse im Fall des Asteroiden Ryugu deutlich von dem der meisten untersuchten Meteoriten. Lediglich eine Gruppe von Meteoriten bildet eine Ausnahme: die CI-Chondriten, die nach dem tansanischen Fundort ihres bekanntesten Vertreters auch als Meteoriten vom Ivuna-Typ bezeichnet werden. „Es besteht eine auffällige Verwandtschaft zwischen dem Asteroiden Ryugu und den vergleichsweise seltenen Meteoriten der CI-Gruppe“, so Hopp. „Unsere Messungen belegen, dass Ryugu und Meteorite des Ivuna-Typs im selben Bereich des frühen Sonnensystems entstanden sind und dass dieser Bereich nicht mit dem Entstehungsort anderer kohliger Chondrite zusammenfällt“, fügt er hinzu.

„Alles in allem spricht viel dafür, dass wir mit Ryugu und den Meteoriten vom Ivuna-Typ Überbleibsel der frühen Körper gefunden haben, die sich am äußersten Rand des Sonnensystems gebildet haben“, so Ko-Autor Prof. Dr. Andreas Pack von der Abteilung für Geochemie und Isotopengeologie der Georg-August-Universität Göttingen.

Weitere Studien
Bereits frühere Studien hatten Ähnlichkeiten zwischen dem Asteroiden Ryugu und Meteoriten vom Ivuna-Typ gefunden, etwa in Hinblick auf ihre chemische und mineralogische Zusammensetzung. In der Fachzeitschrift Science berichtet eine Forschergruppe heute von einem weiteren Hinweis: Auch die Gase, welche die Proben von Ryugu während ihrer Reise zur Erde in der Probenkapsel ausgedünstet haben, deuten auf Gemeinsamkeiten mit diesen exotischen Meteoriten hin.

Originalpublikation:
Timo Hopp et al.: Ryugu’s nucleosynthetic hertiage from the outskirts of the Solar System, Science Advances, 20. Oktober 2022, https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.add8141

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• HAYABUSA-2 zu Asteroid (162173) Ryugu auf H-IIA

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Quelle: ETH Zürich 24. Mai 2022.

Bevor sich die Erde und die anderen Planeten gebildet hatten, war die junge Sonne von kosmischem Gas und Staub umgeben. Aus dem Staub bildeten sich über die Jahrtausende Gesteinsbrocken von unterschiedlicher Größe. Viele wurden zu Bausteinen für die späteren Planeten. Doch manche dieser Brocken wurden nie Teil eines Planeten und umkreisen die Sonne noch heute, etwa als Teil des Asteroidengürtels.

Forschende der ETH Zürich und des Nationalen Forschungsschwerpunkts PlanetS analysierten nun in Zusammenarbeit mit weiteren Universitäten Eisenproben aus Kernen von Asteroiden, die als Meteoriten auf die Erde gefallen sind.

Mit diesen Analysen enthüllten die Forschenden einen Teil der Frühgeschichte unseres Sonnensystems, als sich die Planeten formierten. Die Ergebnisse wurden soeben in der Fachzeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.

Zeugen des frühen Sonnensystems
«Frühere wissenschaftliche Studien zeigten, dass Asteroiden im Sonnensystem seit ihrer Entstehung vor Milliarden von Jahren fast unverändert geblieben sind», erklärt Alison Hunt, Hauptautorin der Studie und wissenschaftliche Mitarbeiterin an der ETH Zürich. «Sie sind daher eine Art Archiv, in dem die Bedingungen des frühen Sonnensystems erhalten sind.»

Doch um dieses Archiv zu entschlüsseln, mussten die Forschenden das außerirdische Material gründlich aufbereiten und analysieren. Das Team entnahm Proben von 18 verschiedenen Eisenmeteoriten, die einst Teil des metallischen Kerns von Asteroiden waren. Für ihre Analyse isolierten sie aus den Proben die Elemente Palladium, Silber und Platin. Mithilfe eines Massenspektrometers untersuchten sie danach, wie häufig verschiedene Isotope dieser Elemente in den Proben vorkommen.

In den ersten Millionen von Jahren unseres Sonnensystems heizten sich die metallischen Asteroidkerne durch den radioaktiven Zerfall von Isotopen auf. Während der nachfolgenden Abkühlung reicherte sich darin ein spezifisches Silber-​Isotop an, das ebenfalls durch den radioaktiven Zerfall entstanden ist. Indem die Forschenden die gegenwärtigen Silber-​Isotopen-Verhältnisse in den Eisenmeteoriten maßen, konnten sie bestimmen, wann und wie schnell sich die Asteroidenkerne abgekühlt hatten.

Asteroiden kühlten rasch ab
Die Ergebnisse zeigen, dass die Abkühlung rasch erfolgte und wahrscheinlich durch heftige Kollisionen zwischen den Himmelskörpern verursacht wurde. Durch die Kollisionen brach der isolierende äußere Gesteinsmantel der Asteroiden ab, so dass die Metallkerne der Kälte des Weltraums ausgesetzt wurden. Dass es zu einer schnellen Abkühlung kam, wurde bereits durch frühere Studien angedeutet, die ebenfalls auf Silber-​Isotopen-Messungen beruhten. Allerdings blieb der Zeitpunkt der Kollisionen unklar.

«Unsere zusätzlichen Messungen von Platin-​Isotopen erlaubten uns, die Messungen der Silber-​Isotope zu korrigieren, da diese durch die kosmische Strahlung verzerrt wurden. Dadurch konnten wir den Zeitpunkt der Zusammenstöße genauer als je zuvor datieren», sagt Hunt. «Zu unserer Überraschung wurden alle von uns untersuchten Asteroidenkerne fast gleichzeitig der Kälte des Weltalls ausgesetzt, das heißt innerhalb eines Zeitraums von 7,8 bis 11,7 Millionen Jahren nach der Entstehung des Sonnensystems.»

Die nahezu gleichzeitigen Zusammenstöße der verschiedenen Asteroiden deuten darauf hin, dass es sich bei dieser Zeitperiode um eine sehr unruhige Phase des Sonnensystems gehandelt haben muss. «Alles scheint damals zusammengeprallt zu sein», sagt Hunt. «Und wir wollten wissen, warum.»

Vom Labor zum solaren Nebel
Um die Frage zu beantworten, kombinierte das Team die Messergebnisse mit neuen, ausgeklügelten Computersimulationen zur Entwicklung des Sonnensystems.

«Die unruhige Frühphase des Sonnensystems wurde vermutlich durch die Auflösung des so genannten solaren Nebels verursacht», sagt Maria Schönbächler, Mitautorin der Studie und Professorin für Kosmochemie an der ETH Zürich. «Dieser Sonnennebel ist der Überrest an Gas der kosmischen Wolke, aus der die Sonne entstanden ist. Während weniger Millionen Jahre umkreiste er die junge Sonne, bis er von Sonnenwind und -​strahlung weggeblasen wurde.»

Solange der Nebel vorhanden war, bremste er die Objekte, die um die Sonne kreisten, ähnlich wie der Luftwiderstand ein fahrendes Auto abbremst. Nachdem der Nebel verschwunden war, so vermuten die Forschenden, führte der fehlende Widerstand des Nebels dazu, dass sich die Asteroiden beschleunigten und miteinander kollidieren konnten.

«Unsere Studie macht deutlich, wie wir dank verbesserter Labormessverfahren wichtige Prozesse im frühen Sonnensystem rekonstruieren können. Sie geben uns zum Beispiel Hinweise, wann der Sonnennebel verschwunden war. Planeten wie die Erde befanden sich zu dieser Zeit noch im Entstehungsprozess. Letztlich können wir so besser verstehen, wie unsere eigenen Planeten entstanden sind, aber auch Einblicke in andere Planeten außerhalb unseres Sonnensystems gewinnen», so Schönbächler.

Originalpublikation:
Hunt AC, Theis KJ, Rehkämper M, et al. The dissipation of the solar nebula constrained by impacts and core cooling in planetesimals. Nature Astronomy, online publiziert am 23. Mai 2022; doi: 10.1038/s41550-​022-01675-2
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01675-2

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• Meteoriten & Co – Boten aus dem Weltall

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Quelle: Universität Göttingen.

13. Oktober 2021 – Protuberanzen schweben als riesige Wolken über der Sonne, gehalten von einem Stützgerüst aus magnetischen Kraftlinien, deren Fußpunkte in tiefen Sonnenschichten verankert sind. Die dort stets herrschenden Strömungen bewegen das Stützgerüst und damit die Protuberanz. Ein Forschungsteam der Universität Göttingen und der Institute für Astrophysik aus Paris, Potsdam und Locarno hat beobachtet, dass in den Sonnenprotuberanzen die ionisierte Eisen-Atome um bis zu 70 Prozent schneller sind als neutrale Helium-Atome. Die Ergebnisse der Studie sind in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal erschienen.

Die Forscher beobachteten, wie magnetische Kräfte innerhalb von zehn Minuten eine Protuberanz um 25.000 Kilometer – etwa zwei Erddurchmesser – anhoben. Das entspricht mit 42 Kilometern pro Sekunde etwa der vierfachen Schallgeschwindigkeit in der Protuberanz. Dabei traten Schwingungen mit einer Periode von 22 Sekunden auf, bei denen ionisierte Eisen-Atome bis zu 70 Prozent schneller waren als neutrale Helium-Atome. Nach den Gesetzen der Physik müssen die elektrisch geladenen Eisen-Ionen den Bewegungen des Magnetfeldes folgen, nicht aber die ungeladenen Helium-Atome. Diese werden zwar von den Ionen mitgerissen, jedoch nur zum Teil, da es nicht genügend Kollisionen gibt, weil der Gasdruck zu niedrig ist.

Solche Bedingungen, bei denen teil-ionisiertes Gas mit wenigen Kollisionen vorkommt, spielen in der Astrophysik eine wichtige Rolle – nicht nur in Sonnen-Protuberanzen, sondern unter anderem auch in Gas-Wolken, aus denen sich Sterne und Planeten bilden, im weit-verteilten Gas zwischen den Sternen und im Gas zwischen Galaxien. Die theoretische Astrophysik simuliert solch einen Zustand mit zwei Flüssigkeiten, die nur schwach miteinander wechselwirken. „Diese Rechnungen enthalten Modell-Annahmen, von denen einige mit den neuen Messergebnissen überprüft werden können“, sagt Dr. Eberhard Wiehr vom Institut für Astrophysik der Universität Göttingen.

Das Team führte die Beobachtungen am Sonnenteleskop in Locarno durch, mit dem nur zwei Emissionslinien gleichzeitig gemessen werden konnten. Nun planen die Wissenschaftler erweiterte Beobachtungen am französischen Teleskop auf Teneriffa, mit dem mehrere Linien gleichzeitig vermessen werden können. Zudem ermöglicht die vierfache Lichtstärke dieses Teleskops eine so kurze Belichtung der lichtempfindlichen Kameras, dass noch kürzere Schwingungsperioden messbar werden. „Möglicherweise finden wir dann noch höhere Geschwindigkeitsunterschiede zwischen den geladenen Ionen und den neutralen Atomen.“

Originalveröffentlichung:
Eberhard Wiehr et al. Velocity Difference of Ions and Neutrals in Solar Prominences. Astrophysical Journal (2021).

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• Unsere Sonne

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Quelle: ESON.

Eine neue Studie eines belgischen Teams, das Daten des Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) verwendet, hat gezeigt, dass Eisen und Nickel in den Atmosphären von Kometen in unserem gesamten Sonnensystem vorkommen, sogar in denen, die weit von der Sonne entfernt sind. In einer weiteren Untersuchung eines polnischen Teams, das ebenfalls ESO-Daten verwendete, wurde Nickeldampf auch in dem eisigen interstellaren Kometen 2I/Borisov gefunden. Dies ist das erste Mal, dass Schwermetalle, die normalerweise mit heißen Umgebungen assoziiert werden, in den kalten Atmosphären entfernter Kometen gefunden wurden.

„Wir waren sehr überrascht, Eisen- und Nickelatome in der Atmosphäre aller etwa 20 Kometen zu finden, die wir in den letzten zwei Jahrzehnten beobachtet haben, und sogar in solchen, die sich in der kalten Umgebung des Weltraums weit von der Sonne entfernt befinden“, sagt Jean Manfroid von der Universität Lüttich, Belgien, der die neue Studie über Kometen des Sonnensystems leitet, die heute in Nature veröffentlicht wurde.

Astronom*innen wissen, dass Schwermetalle im staubigen und felsigen Inneren von Kometen vorkommen. Aber da feste Metalle bei niedrigen Temperaturen normalerweise nicht „sublimieren“ (gasförmig werden), hatten sie nicht erwartet, sie in den Atmosphären kalter Kometen zu finden, die weit von der Sonne entfernt sind. Nickel- und Eisendämpfe wurden nun sogar in Kometen nachgewiesen, die mehr als 480 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt sind, mehr als das Dreifache der Entfernung Erde-Sonne.

Das belgische Team fand Eisen und Nickel in den Atmosphären von Kometen in etwa gleichen Mengen. Material in unserem Sonnensystem, zum Beispiel das in der Sonne und in Meteoriten, enthält normalerweise etwa zehnmal mehr Eisen als Nickel. Dieses neue Ergebnis hat daher Auswirkungen auf das Verständnis der Astronomen über das frühe Sonnensystem. Allerdings ist das Team noch dabei zu entschlüsseln, welche das sind.

„Kometen entstanden vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, im sehr jungen Sonnensystem, und haben sich seit dieser Zeit nicht verändert. In diesem Sinne sind sie wie Fossilien für Astronomen“, sagt Studien-Mitautor Emmanuel Jehin, ebenfalls von der Universität Lüttich.

Während das belgische Team diese „fossilen“ Objekte schon seit fast 20 Jahren mit dem VLT der ESO untersucht, hatten sie bisher keine Spuren von Nickel und Eisen in deren Atmosphären entdeckt. „Diese Entdeckung verlief viele Jahre lang unter dem Radar“, sagt Jehin.

Die Forschungsgruppe nutzte Daten des UVES-Instruments (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) am VLT der ESO, das eine Technik namens Spektroskopie verwendet, um die Atmosphären von Kometen in verschiedenen Entfernungen zur Sonne zu analysieren. Diese Technik ermöglicht es den Astronom*innen, die chemische Zusammensetzung kosmischer Objekte zu bestimmen: Jedes chemische Element hinterlässt eine einzigartige Signatur – einen Satz von Linien – im Spektrum des Lichts der Objekte.

Das belgische Team hatte schwache, nicht identifizierte Spektrallinien in ihren UVES-Daten entdeckt und stellte bei näherer Betrachtung fest, dass sie eine Signatur von neutralen Eisen- und Nickelatomen darstellten. Ein Grund, warum die schweren Elemente schwer zu identifizieren waren, ist, dass sie in sehr geringen Mengen vorkommen: Das Team schätzt, dass auf 100 kg Wasser in den Kometenatmosphären nur 1 g Eisen und etwa die gleiche Menge Nickel kommt.

„Normalerweise gibt es 10 Mal mehr Eisen als Nickel. In diesen Kometenatmosphären fanden wir aber ungefähr die gleiche Menge für beide Elemente. Wir kamen zu dem Schluss, dass sie von einer speziellen Art von Material auf der Oberfläche des Kometenkerns stammen könnten, das bei einer ziemlich niedrigen Temperatur sublimiert und Eisen und Nickel in etwa den gleichen Anteilen freisetzt“, erklärt Damien Hutsemékers, ebenfalls Mitglied des belgischen Teams von der Universität Lüttich.

Obwohl das Team noch nicht sicher ist, um welches Material es sich handeln könnte, werden technische Fortschritte in der astronomischen Forschung – wie der Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph (METIS) am zukünftigen Extremely Large Telescope (ELT) der ESO – es den Forschern ermöglichen, die Quelle der Eisen- und Nickelatome zu identifizieren, die in den Atmosphären dieser Kometen gefunden wurden.

Das belgische Team hofft, dass ihre Studie den Weg für zukünftige Forschungen ebnen wird. „Jetzt werden die Leute nach diesen Linien in ihren Archivdaten von anderen Teleskopen suchen“, sagt Jehin. „Wir denken, dass dies auch neue Arbeiten zu diesem Thema anstoßen wird.“

Interstellare Schwermetalle
Eine weitere bemerkenswerte Studie, die heute in Nature veröffentlicht wurde, zeigt, dass Schwermetalle auch in der Atmosphäre des interstellaren Kometen 2I/Borisov vorhanden sind. Ein Team in Polen beobachtete diesen ersten außerirdischen Kometen, der unser Sonnensystem besuchte, mit dem Spektrographen X-shooter am VLT der ESO, als der Komet vor etwa eineinhalb Jahren vorbeiflog. Sie fanden heraus, dass die kalte Atmosphäre von 2I/Borisov gasförmiges Nickel enthält.

„Zunächst fiel es uns schwer zu glauben, dass in 2I/Borisov so weit von der Sonne entfernt wirklich atomares Nickel vorhanden sein könnte. Es bedurfte zahlreicher Tests und Überprüfungen, bis wir uns schließlich überzeugen konnten“, sagt Studienautor Piotr Guzik von der Jagiellonen-Universität in Polen. Der Befund ist überraschend, denn vor den beiden heute veröffentlichten Studien waren Gase mit Schwermetallatomen nur in heißen Umgebungen beobachtet worden, etwa in den Atmosphären ultraheißer Exoplaneten oder verdampfender Kometen, die zu nahe an der Sonne vorbeizogen. 2I/Borisov wurde beobachtet, als er etwa 300 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt war, was etwa dem doppelten Abstand zwischen Erde und Sonne entspricht.

Interstellare Körper im Detail zu studieren ist für die Wissenschaft von grundlegender Bedeutung, da sie unschätzbare Informationen über die fremden Planetensysteme, aus denen sie stammen, enthalten. „Wir erkannten plötzlich, dass gasförmiges Nickel in Kometenatmosphären auch in anderen Regionen der Galaxie vorkommt“, sagt Co-Autor Michał Drahus, ebenfalls von der Jagiellonen-Universität.

Die polnischen und belgischen Studien zeigen, dass 2I/Borisov und Kometen des Sonnensystems noch mehr gemeinsam haben, als bisher angenommen. „Jetzt stellen Sie sich vor, dass die Kometen unseres Sonnensystems echte Verwandte in anderen Planetensystemen haben – wie cool ist das denn?“, schließt Drahus.

Weitere Informationen
Diese Ergebnisse wurden in zwei Artikeln vorgestellt, die in Nature erschienen sind.

Das Team, das die Studie „Iron and nickel atoms in cometary atmospheres even far from the Sun“ (Eisen und Nickelatome in Kometenatmosphären sogar weit entfernt von der Sonne, DOI: 10.1038/s41586-021-03435-0) durchgeführt hat, besteht aus J. Manfroid, D. Hutsemékers & E. Jehin (STAR Institute, Universität Lüttich, Belgien).

Das Team, das die Studie „Gaseous atomic nickel in the coma of interstellar comet 2I/Borisov“ (Gasförmiges atomares Nickel in der Koma des interstellaren Kometen 2I/Borisov) durchgeführt hat, besteht aus Piotr Guzik und Michał Drahus (Astronomical Observatory, Jagiellonen-Universität, Krakau, Polen).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO ermöglicht astronomische Spitzenforschung, indem sie leistungsfähige bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts und zwei Teleskope für Himmelsdurchmusterungen: VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt, arbeitet im Infraroten, während das VLT Survey Telescope (VST) für Himmelsdurchmusterungen ausschließlich im sichtbaren Licht konzipiert ist. Die ESO ist außerdem einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das European Extremely Large Telescope (E-ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

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.

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• Kometen

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Quelle: ESON.

„Man könnte sagen, dass es auf diesem Planeten abends regnerisch wird, nur dass es Eisen regnet“, sagt David Ehrenreich, Professor an der Universität Genf in der Schweiz. Er leitete eine Studie über diesen ungewöhnlichen Exoplaneten, die heute in der Zeitschrift Nature veröffentlicht wurde. Er ist als WASP-76b bekannt und befindet sich etwa 640 Lichtjahre entfernt im Sternbild Fische.

Dieses seltsame Phänomen geschieht, weil der Planet mit dem „Eisenregen“ seinem Mutterstern immer nur eine Seite zuwendet, nämlich seine Tagseite, während seine kühlere Nachtseite in ewiger Dunkelheit bleibt. Wie der Mond auf seiner Umlaufbahn um die Erde besitzt auch WASP-76b eine durch Gezeitenkräfte verursachte „gebundene Rotation“: Die Rotation um seine Achse dauert genauso lange wie die Umrundung des Sterns.

Auf seiner Tagseite erhält er von seinem Mutterstern tausendmal mehr Strahlung als die Erde von der Sonne. Es ist so heiß, dass sich die Moleküle in Atome aufspalten und Metalle wie Eisen in die Atmosphäre verdampfen. Der extreme Temperaturunterschied zwischen der Tag- und der Nachtseite führt zu starken Winden, die den Eisendampf von der extrem heißen Tagseite auf die kühlere Nachtseite transportieren, wo die Temperaturen auf etwa 1.500 Grad Celsius sinken.

WASP-76b hat nicht nur unterschiedliche Tag-Nacht-Temperaturen, sondern auch eine ausgeprägte Tag-Nacht-Chemie, so die neue Studie. Mit dem neuen Instrument ESPRESSO am VLT der ESO in der chilenischen Atacama-Wüste identifizierten die Astronomen erstmals chemische Veränderungen auf einem extrem heißen Gasriesen-Planeten. Sie entdeckten eine starke Signatur von Eisendampf in der Abendzone, die die Tag- von der Nachtseite des Planeten trennt. „Überraschenderweise sehen wir den Eisendampf jedoch nicht am Morgen“, sagt Ehrenreich. Der Grund dafür sei, so Ehrenreich, dass „es auf der Nachtseite dieses extremen Exoplaneten Eisen regnet“.

„Die Beobachtungen zeigen, dass in der Atmosphäre der heißen Tagseite von WASP-76b Eisendampf im Überfluss vorhanden ist“, fügt María Rosa Zapatero Osorio, Astrophysikerin am Zentrum für Astrobiologie in Madrid, Spanien, und Vorsitzende des ESPRESSO-Wissenschaftsteams, hinzu. „Ein Bruchteil dieses Eisens wird aufgrund der Rotation des Planeten und der atmosphärischen Winde in die Nachtseite eingetragen. Dort trifft das Eisen auf viel kühlere Umgebungen, kondensiert und regnet herunter.“

Dieses Ergebnis wurde aus den allerersten wissenschaftlichen Beobachtungen gewonnen, die das wissenschaftliche Konsortium, das das Instrument gebaut hat, im September 2018 mit ESPRESSO durchgeführt hat: ein Team aus Portugal, Italien, der Schweiz, Spanien und der ESO.

ESPRESSO – der Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations (Echelle-Spektrograf für felsige Exoplaneten und stabile spektroskopische Beobachtungen) – wurde ursprünglich entwickelt, um erdähnliche Planeten um sonnenähnliche Sterne zu suchen. Er hat sich jedoch als wesentlich vielseitiger erwiesen. „Wir erkannten bald, dass die bemerkenswerte Sammelleistung des VLT und die extreme Stabilität von ESPRESSO ihn zu einem erstklassigen Gerät zur Untersuchung von Exoplanetenatmosphären machten“, sagt Pedro Figueira, ESPRESSO-Instrumentenwissenschaftler an der ESO in Chile.

„Was wir jetzt erhalten haben, ist eine ganz neue Art, das Klima der extremsten Exoplaneten zu erforschen“, schließt Ehrenreich.

Endnoten

In einer früheren Version dieser Pressemitteilung wurde die Entfernung zu WASP-76b fälschlicherweise mit 390 Lichtjahren beziffert. Aktuellere Daten deuten jedoch darauf hin, dass die Distanz zum Exoplaneten dagegen 640 Lichtjahre beträgt.

Weitere Informationen

Diese Forschung wurde in einem Artikel vorgestellt, der in Nature erscheinen wird.

Das Team besteht aus David Ehrenreich (Observatoire astronomique de l’Université de Genève, Genf, Schweiz [UNIGE]), Christophe Lovis (UNIGE), Romain Allart (UNIGE), María Rosa Zapatero Osorio (Centro de Astrobiología, Madrid, Spanien [CSIC-INTA]), Francesco Pepe (UNIGE), Stefano Cristiani (INAF Osservatorio Astronomico di Trieste, Italien [INAF Trieste]), Rafael Rebolo (Instituto de Astrofísica de Canarias, Teneriffa, Spanien [IAC]), Nuno C. Santos (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto, Portugal [IA/UPorto] & Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto, Portugal [FCUP]), Francesco Borsa (INAF Osservatorio Astronomico di Brera, Merate, Italien [INAF Brera]), Olivier Demangeon (IA/UPorto), Xavier Dumusque (UNIGE), Jonay I. González Hernández (IAC), Núria Casasayas-Barris (IAC), Damien Ségransan (UNIGE), Sérgio Sousa (IA/UPorto), Manuel Abreu (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa, Portugal [IA/FCUL] & Departamento de Física da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa, Portugal [FCUL], Vardan Adibekyan [IA/UPorto], Michael Affolter (Physikalisches Institut & Center for Space and Habitability, Universität Bern, Schweiz [Bern]), Carlos Allende Prieto (IAC), Yann Alibert (Bern), Matteo Aliverti (INAF Brera), David Alves (IA/FCUL & FCUL), Manuel Amate (IA/UPorto), Gerardo Avila (Europäische Südsternwarte, Garching bei München, Deutschland [ESO]), Veronica Baldini (INAF Triest), Timothy Bandy (Bern), Willy Benz (Bern), Andrea Bianco (INAF Brera), Émeline Bolmont (UNIGE), François Bouchy (UNIGE), Vincent Bourrier (UNIGE), Christopher Broeg (Bern), Alexandre Cabral (IA/FCUL & FCUL), Giorgio Calderone (INAF Triest), Enric Pallé (IAC), H. M. Cegla (UNIGE), Roberto Cirami (INAF Triest), João M. P., Enric Pallé (IAC), H. Cegla (UNIGE), Roberto Cirami (INAF Triest), João M. P. Coelho (IA/FCUL & FCUL), Paolo Conconi (INAF Brera), Igor Coretti (INAF Triest), Claudio Cumani (ESO), Guido Cupani (INAF Triest), Hans Dekker (ESO), Bernard Delabre (ESO), Sebastian Deiries (ESO), Valentina D’Odorico (INAF Triest & Scuola Normale Superiore, Pisa, Italien), Paolo Di Marcantonio (INAF Triest), Pedro Figueira (Europäische Südsternwarte, Santiago de Chile, Chile [ESO Chile] & IA/UPorto), Ana Fragoso (IAC), Ludovic Genolet (UNIGE), Matteo Genoni (INAF Brera), Ricardo Génova Santos (IAC), Nathan Hara (UNIGE), Ian Hughes (UNIGE), Olaf Iwert (ESO), Florian Kerber (ESO), Jens Knudstrup (ESO), Marco Landoni (INAF Brera), Baptiste Lavie (UNIGE), Jean-Louis Lizon (ESO), Monika Lendl (UNIGE & Space Research Institute, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich), Gaspare Lo Curto (ESO Chile), Charle Maire (UNIGE), Antonio Manescau (ESO), C. J. A. P. Martins (IA/UPorto & Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, Portugal), Denis Mégevand (UNIGE), Andrea Mehner (ESO Chile), Giusi Micela (INAF Osservatorio Astronomico di Palermo, Italien), Andrea Modigliani (ESO), Paolo Molaro (INAF Triest & Institute for Fundamental Physics of the Universe, Triest, Italien), Manuel Monteiro (IA/UPorto), Mario Monteiro (IA/UPorto & FCUP), Manuele Moschetti (INAF Brera), Eric Müller (ESO), Nelson Nunes (IA), Luca Oggioni (INAF Brera), António Oliveira (IA/FCUL & FCUL), Giorgio Pariani (INAF Brera), Luca Pasquini (ESO), Ennio Poretti (INAF Brera & Fundación Galileo Galilei, INAF, Breña Baja, Spanien), José Luis Rasilla (IAC), Edoardo Redaelli (INAF Brera), Marco Riva (INAF Brera), Samuel Santana Tschudi (ESO Chile), Paolo Santin (INAF Triest), Pedro Santos (IA/FCUL & FCUL), Alex Segovia Milla (UNIGE), Julia V. Seidel (UNIGE), Danuta Sosnowska (UNIGE), Alessandro Sozzetti (INAF Osservatorio Astrofisico di Torino, Pino Torinese, Italien), Paolo Spanò (INAF Brera), Alejandro Suárez Mascareño (IAC), Hugo Tabernero (CSIC-INTA & IA/UPorto), Fabio Tenegi (IAC), Stéphane Udry (UNIGE), Alessio Zanutta (INAF Brera), Filippo Zerbi (INAF Brera).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO führt ein ehrgeiziges Programm durch, das sich auf die Planung, den Bau und den Betrieb leistungsfähiger bodengebundener Beobachtungseinrichtungen konzentriert, die es Astronomen ermöglichen, wichtige wissenschaftliche Entdeckungen zu machen. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle.

Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope (VLT) und das weltweit führende Very Large Telescope Interferometer sowie zwei Durchmusterungsteleskope: VISTA im Infrarotbereich und das VLT Survey Telescope (VST) für sichtbares Licht. Am Paranal wird die ESO zukünftig außerdem das Cherenkov Telescope Array South beherbergen und betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlenobservatorium der Welt. Die ESO ist zusätzlich einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

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.

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• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

Der Beitrag ESO-Teleskop beobachtet Exoplaneten, auf dem es Eisen regnet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom & Axel Orth . Quelle: Goddard Space Flight Center.

Gemeinsam sind wir stark! Nach diesem Motto arbeiteten europäische, amerikanische und japanische Forscher zusammen. Nachdem sie alle zur Verfügung stehenden Röntgenteleskope verwendet hatten, konnten sie Einsteins vorhergesagte Verkrümmung und Verzerrung der Raumzeit anhand von drei Neutronensternen nachweisen. Das Besondere an dieser Entdeckung ist nicht primär der Nachweis dieser Verzerrung, sondern die effiziente Technik, die zur Untersuchung dieser Sterne verwendet wurde.

Doch warum wurden ausgerechnet Neutronensterne für diese Untersuchungen herangezogen? Die Antwort ist einfach: Neutronensterne besitzen die größte beobachtbare Materiedichte im Universum. Dies bedeutet, dass die Auswirkungen auf die Raumzeit in deren Umgebung um einiges höher sind als anderswo – übertroffen nur noch von Schwarzen Löchern. Bemerkenswert an diesen Sternen ist, dass sie die Masse unserer Sonne in einem Bereich sammeln, der kaum größer als eine Stadt ist. Anders gesagt: Wenn man eine volle Tasse mit Material aus einem Neutronenstern entnehmen könnte, hätte man mehr Masse als die des gesamten Mount Everest. Der Umstand einer solch hohen Dichte ist ein gefundenes Fressen für die Wissenschaft. Diese will natürlich herausfinden, wie ein Stern eine derart hohe Dichte aufweisen und diese in einem so kleinen Bereich ansammeln kann. Natürlich sind die Auswirkungen auf die Umgebung eines solchen Sterns ebenfalls interessant.

„Das ist ausgesprochene Grundlagenphysik“, sagt Sudip Bhattacharyya vom NASA Goddard Space Flight Center. „Es könnte dort exotische Partikel oder Teile von Materie geben, wie zum Beispiel Quark-Materie. Diese Quarks können wir im Labor nun mal nicht nachbilden. Der einzige Weg, die Vorgänge zu verstehen, ist die Untersuchung von Neutronensternen.“
Um Antworten auf die offenen Fragen zu finden, müssen die Forscher sowohl die Masse als auch den Durchmesser eines Neutronensterns genau vermessen. Als Testobjekt hat man ein Zweisternsystem, bekannt als Serpens X-1, gewählt, bestehend aus einem Neutronenstern und einem normalen Stern. Der Neutronenstern wird von einem scheibenförmigen Gebilde umrundet, einer so genannten Akkretionsscheibe. Innen, also bis unmittelbar über der Sternenoberfläche, rotiert heißes Gas mit bis zu 40 Prozent der Lichtgeschwindigkeit. Außen werden das Gas und der Neutronenstern von heißem Eisenatomen umrundet. Die Spektrallinie dieser Eisenatome war es, auf die die Forscher ihre Untersuchungen stützten.
Ältere Röntgenteleskope konnten zwar die Eisenatome um einen Stern entdecken, aber die Sensitivität der Raumsondeninstrumente reichte zur Vermessung und genaueren Untersuchung der Form der Spektrallinie nicht aus. Erst mit Hilfe der europäischen Raumsonde XMM-Newton fanden die Forscher heraus, dass sich die Linie durch die extreme Rotationsgeschwindigkeit der inneren Gasteilchen asymmetrisch verbreitert. Die Linie wird verschmiert und verzerrt durch den Dopplereffekt und Strahleneffekte, die Einstein in seiner Speziellen Relativitätstheorie vorhergesagt hat. Die Verkrümmung der Raumzeit durch die gewaltige Gravitation des Neutronensterns verschiebt zudem seine Eisen-Spektrallinie hin zu höheren Wellenlängen.

„Wir kannten diese asymmetrischen Linien schon von Schwarzen Löchern. Dies ist nun die erste Bestätigung, dass Neutronensterne sie ebenfalls aufweisen. Es beweist, dass Neutronensterne auf ähnliche Weise Materie ansammeln wie Schwarze Löcher, und dies gibt uns ein neues Werkzeug, Einsteins Relativitätstheorie zu beweisen“, erklärt Tod Strohmayer, ein führender Wissenschaftler bei diesen Untersuchungen.

Die Ergebnisse konnten von einer weiteren Forschergruppe unter Führung von Edward Cackett und Jon Miller von der Universität Michigan – die Bhattacharyya und Strohmayer einschloss – mit dem japanisch-amerikanischen Röntgenteleskop Suzaku bestätigt werden. Suzaku wurde auf gleich mehrere Neutronensternpaare angesetzt und bewies auch bei diesen die Existenz der verzerrten Eisen-Spektrallinie. „Wir sehen im Prinzip Gas, das die Oberfläche des Neutronensterns umwirbelt. Dadurch können wir aus den Messungen auf den Durchmesser des Sterns schließen. Diese Sterne können demnach nicht größer sein als 30 bis 33 Kilometer – ein Wert, der mit anderen Untersuchungsmethoden übereinstimmt.“

Die nächsten Schritte
Neben dem Ziel, Einsteins Theorie zu erproben, haben die Forscher der Astronomie eine neue Untersuchungsmethode erschlossen. „Durch den Nachweis dieser relativistischen Eisenlinie um drei Neutronensterne haben wir eine neue Technik etabliert“, erklärt Jon Miller. „Es ist sehr schwierig, die Masse und den Durchmesser eines Neutronensterns zu messen, daher müssen wir zusammenarbeiten und mehrere Techniken entwickeln.“ Masse und Größe eines Neutronensterns zu wissen, würde der Wissenschaft erlauben, auf die „Steifigkeit“, beziehungsweise das Stoffgesetz seiner unglaublich dicht gepackten Materie und die Vorgänge in der Akkretionsscheibe um den Stern zu schließen.

Aufgrund der ehrgeizigen Ziele dürfen wir uns auf weitere interessante Entdeckungen freuen. Aber nur, wenn die Forscher zusammenarbeiten. Denn: „Nur zusammen sind wir stark!“

Der Beitrag Albert Einsteins Relativitätstheorie bestätigt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.