Der Anfang vom Anfang war gemacht: Zu Beginn des 20. Jahrhunderts hatten Wissenschaftler herausgefunden, dass unser Universum nicht ewig und unveränderlich in all seiner Pracht existiert, sondern dass es in ferner Vergangenheit zunächst entstanden ist. Dieses Ereignis bezeichnen wir heute als Urknall – aber was ist dann passiert?

In dieser Folge erzählt Franzi die Geschichte eines Physikers namens Ralph Alpher, der herausgefunden hat, wie das Weltall und alles in ihm entstanden ist: wie die Materie in unser Universum kam, allen voran die beiden häufigsten chemischen Elemente Wasserstoff und Helium. Diese Urknall-Nukleosynthese ist bis heute eine der stärksten Hinweise darauf, dass das Universum in einem unvorstellbar heißen und dichten Zustand angefangen hat – und sie verrät uns außerdem, wie lange dieser Anfang vom Allem gedauert hat.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban regelmäßig 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 ein Podcast der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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• AstroGeo Podcast
• Urknall

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Quelle: Ruhr-Universität Bochum (RUB) 13. Dezember 2023.

13. Dezember 2023 – Wie genau chemische Vorgänge in Eisgemischen dazu beigetragen haben, dass auf der Erde Leben entstehen konnte, möchte ein Team vom Lehrstuhl für Organische Chemie II der Ruhr-Universität Bochum erforschen. Die Deutsche Forschungsgemeinschaft fördert die Arbeiten von Dr. André Eckhardt im Rahmen einer Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe mit rund 1,5 Millionen Euro für sechs Jahre. „Das James-Webb-Weltraumteleskop macht es möglich, einen detaillierten Blick in die Eischemie von kleinen Staubpartikeln im Weltall zu erhaschen“, sagt Eckhardt. „Wir wollen die Bedingungen im Weltall im Labor nachstellen, um die chemischen Vorgänge bei der Bildung neuer interstellarer Moleküle besser zu verstehen.“

Das Projekt mit dem Titel „Reaktivität und spektroskopische Charakterisierung von interstellar
relevanten Imin-Spezies“ startet Anfang 2024.

Harsche Weltraumbedingungen im Labor nachstellen
Eckhardts Team wird interstellare Eisgemische bei tiefen Temperaturen und im Hochvakuum herstellen. Die Gemische bestrahlen die Forscher mit Elektronen, um die energiereiche kosmische Strahlung des Weltalls nachzuahmen. „Durch diese harschen Bedingungen können chemische Bindungen sehr leicht gebrochen werden. Aus einfachen kleinen Bausteinen können sich so leicht größere komplexere Moleküle bilden, die von Fachwissenschaftlern auch gerne als die Bausteine des Lebens angesehen werden“, so Eckhardt.

In einem neuartigen Experiment sollen vor allem hochreaktive Spezies, welche unmittelbar nach dem Brechen chemischer Bindungen entstehen, direkt im Eis detektiert werden. Typischerweise reagieren diese sehr reaktiven Moleküle sofort weiter und lassen sich nur indirekt anhand der neu gebildeten Produkte nachweisen. „Mit unserem Experiment wollen wir diese bisher noch unbekannten reaktiven Zwischenstufen direkt im Eis nachweisen, um damit Aussagen über neue astrochemische Reaktionsmechanismen treffen zu können“, so Eckhardt.

Der Schwerpunkt der Forschung liegt vor allem auf reaktiven Stickstoffverbindungen. Sie könnten als Bausteine für die heute existierenden Aminosäuren dienen, die essenziell für das Leben auf der Erde sind.

Die Methoden umfassen neben der organischen Synthese von Ausgangsverbindungen und Produkten verschiedene spektroskopische Techniken sowie quantenmechanische Berechnungen.

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• Leben im Universum

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 18. Juli 2023.

18. Juli 2023 – Die Polarlichter des Merkurs sind nicht wie die der Erde mit dem bloßen Auge sichtbar, sondern strahlen ausschließlich Röntgenlicht aus. In der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Communications beschreibt eine Forschergruppe, zu der auch Wissenschaftler des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen zählen, wie Sonnenwind-Elektronen auf dem Planeten prasseln und so das hochenergetische Leuchten auslösen. Dafür wertete das Team Daten aus, welche die europäisch-japanische Raumsonde BepiColombo bei ihrem Vorbeiflug am Merkur Anfang Oktober 2021 aufgenommen hatte. Die Auswertungen zeichnen erstmals detailliert nach, wie die Polarlichter des sonnennächsten Planeten entstehen. Zudem legen die Daten nahe, dass trotz unterschiedlichster Bedingungen im Sonnensystem, Polarlichter immer auf denselben Prozess zurückzuführen sind.

Neben der Erde schmücken sich auch andere Planeten im Sonnensystem mit einem auffälligen Leuchten über ihren Polarregionen. Die gewaltigen Polarlichter des Jupiters etwa erstrecken sich über eine Fläche mit einem Durchmesser von mehr als 40.000 Kilometern. Dass am Nord- und Südpol des Merkurs extrem energiereiche Röntgenpolarlichter auftreten können, hatten bereits die amerikanischen Raumsonden Mariner 10 in den 70er Jahren des vergangenen Jahrhunderts und MESSENGER in der Zeit von 2011 bis 2015 beobachtet. Wie auf der Erde lösen geladene Teilchen des Sonnenwinds, die im Magnetfeld des Planeten eingefangen werden, das Phänomen aus. Während auf der Erde die Sonnenwind-Teilchen jedoch auf die Atmosphäre treffen und dort Moleküle ionisieren, bietet der Merkur keine solch schützende Hülle. Ihn umgibt nur eine so genannte Exosphäre, eine ausgesprochen dünne Gasschicht. Die Sonnenwindteilchen treffen deshalb direkt auf die Oberfläche des Planeten.

Vorbeiflug mit guter Sicht
„Wie genau die Polarlichter des Merkurs entstehen, war bisher nicht geklärt“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Markus Fränz, Koautor der aktuellen Studie und Mitglied im Team des BepiColombo-Instruments Mercury Plasma Particle Experiment (MPPE). Die Flugbahnen von Mariner 10 und MESSENGER ließen lediglich einen Blick auf die Nordhalbkugel des Planeten zu. Zudem konnten beide Missionen nicht die Elektronen in der Umgebung des Merkurs untersuchen. Ein vollständiges Bild des Entstehungsprozesses konnte sich so nicht ergeben. Die neuen Messdaten von BepiColombo schaffen nun eine völlig neue Situation.

Im Oktober 2018 startete die Merkursonde BepiColombo ins All und wird 2025 in eine Umlaufbahn um den Merkur einschwenken. Bis zur Ankunft stehen insgesamt sechs Vorbeiflüge am Zielplaneten im Missionsplan; der erste ereignete sich im Oktober 2021. Aus einer Entfernung von etwa 200 Kilometern hatte dabei das Instrument MPPE Gelegenheit, Verteilung und Energien der Teilchen in der Umgebung des Merkur genau zu bestimmen. Das Instrument besteht aus mehreren Sensoren, von denen jeder auf Teilchen einer bestimmten Sorte und Geschwindigkeit spezialisiert ist. Das MPS hat zu Entwicklung und Bau des Massenspektrometers von MPPE beigetragen.

Ein „Regen“ aus Elektronen
Beim Vorbeiflug vor 21 Monaten konnte MPPE erstmals Messungen über der nördlichen Nachtseite sowie erstmals über der Tagseite der Südhalbkugel durchführen und so die Struktur der Magnetosphäre, des Einflussbereichs des planetaren Magnetfeldes, und ihrer Grenze, der Magnetopause, bestimmen. Wie bei der Erde ist die Merkur-Magnetosphäre auf der sonnenabgewandten Seite zu einem langen Schwanz verzerrt; auf der sonnenzugewandten Seite zeigte sie sich stark gestaucht. „Der Sonnenwind muss zum Zeitpunkt der Messungen besonders kräftig gewesen sein“, folgert MPS-Wissenschaftler Dr. Norbert Krupp, ebenfalls Koautor der Studie und Mitglied des MPPE-Teams.

Zudem konnte MPPE den Entstehungsprozess der Merkur-Polarlichter genau nachverfolgen. Aus dem Schwanz der Magnetosphäre kommend bewegen sich hochenergetische Elektronen entlang der Magnetfeldlinien auf den Planeten zu. Dort „regnen“ sie auf ihn hinunter und wechselwirken so an den Polen mit dem Material an seiner Oberfläche. Dabei werden Moleküle ionisiert, die ihrerseits als Folge hochenergetische Röntgenstrahlung abstrahlen.

„Zum ersten Mal konnten wir beobachten, wie Elektronen in der Magnetosphäre des Merkurs beschleunigt und auf die Planetenoberfläche geschleudert werden. Obwohl die Magnetosphäre des Merkurs viel kleiner ist als die der Erde und eine andere Struktur und Dynamik aufweist, haben wir die Bestätigung, dass der Mechanismus, der Polarlichter erzeugt, im gesamten Sonnensystem der gleiche ist“, so Erstautorin Dr. Sae Aizawa vom Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie im französischen Toulouse. Seit Kurzem forscht die Wissenschaftlerin am Institute of Space and Astronautical Science der japanischen Weltraumbehörde JAXA und an der Universität von Pisa in Italien.

In den nächsten Jahren wir BepiColombo noch dreimal dicht am Merkur vorbeifliegen. Die nächste Begegnung ist für September nächsten Jahres (2024) geplant.

Originalveröffentlichung
Sae Aizawa et al.: Direct evidence of substorm-related impulsive injections of electrons at Mercury, Nature Communications, 18. Juli 2023, dx.doi.org/10.1038/s41467-023-39565-4,
https://www.nature.com/articles/s41467-023-39565-4,
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-023-39565-4.pdf.

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• BepiColombo auf Ariane 5 ECA

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Quelle: Paul Scherrer Institut (PSI) 5. April 2023.

5. April 2023 – Der Detektor soll unter anderem Aufschluss über die komplexen Strahlungsverhältnisse sowie die hochdynamische magnetische Umgebung des Jupitersystems liefern.

Jupiter ist der grösste Planet unseres Sonnensystems – ein Gasriese, dessen Masse etwa einem Tausendstel der Masse unserer Sonne entspricht. Mit seinen über 80 Monden wirkt er fast wie ein eigenes Sonnensystem. Mit der ESA-Mission JUICE sollen unter anderem seine drei grössten Trabanten – Ganymed, Kallisto und Europa – erforscht werden. JUICE steht für Jupiter Icy Moons Explorer, also die Erforschung Jupiters eisiger Monde. Unter deren dicker Eisschicht vermuten Forschende gigantische Ozeane und damit möglicherweise ausserirdisches Leben. Nebst fundamentalen Fragen zur Entstehung von Planetensystemen will die Mission somit auch herausfinden, ob Jupiters eisige Monde die nötigen Bedingungen für die Entstehung und längerfristige Existenz von Leben, so wie wir es kennen, bieten.

Etwa acht Jahre wird die Weltraumsonde unterwegs sein, bis sie das Jupitersystem erreicht. Danach beginnt die vierjährige Mission. Dafür ist die Sonde mit elf hochkomplexen Messinstrumenten ausgerüstet. Eines davon stammt vom PSI und wurde unter der Leitung von Wojciech Hajdas im Labor für Teilchenphysik entwickelt. RADEM nennt sich das unscheinbare Kästchen, das mit seinen drei Kilogramm und seinen kompakten Massen eher an eine kleine Autobatterie als an einen hochkomplexen Teilchendetektor erinnert. Doch der Schein trügt: «RADEM steht für Radiation-hard Electron Monitor, also ein strahlungsresistenter Elektronenmonitor, der in der harschen Jupiterumgebung hochenergetische Teilchen detektieren wird», erklärt Hajdas.

Inmitten Jupiters Strahlungsgürteln
Wie die Erde besitzt auch Jupiter einen rotierenden, flüssigen Metallkern, der ein Magnetfeld erzeugt. Gelangen geladene Teilchen wie Elektronen und Protonen in dieses Feld, so werden sie darin gefangen und auf spiralförmigen Bahnen um den Planeten beschleunigt. Im Vergleich zur Erde ist diese Beschleunigung um ein Vielfaches stärker, was in hochenergetischer Synchrotronstrahlung, einer speziellen Form von Röntgenstrahlung, resultiert. Als ob dies nicht genug wäre, werden durch vulkanische Aktivitäten, wie sie beispielsweise auf Jupiters Mond Io häufig vorkommen, zusätzlich Atome und Moleküle ins All geschleudert. Durch Kollisionen mit den Elektronen werden diese ionisiert – das heisst, sie erhalten eine elektrische Ladung und geraten dadurch ebenfalls in den Bann von Jupiters gigantischem Magnetfeld.

Nicht nur für uns Menschen wären solch infernalische Strahlenbedingungen absolut tödlich – auch für unbemannte Raumsonden und deren anspruchsvolle Elektronik stellen sie eine grosse Gefahr da. «Die Elektronik wurde teilweise explizit für diese Mission entwickelt und weist eine hohe Strahlenresistenz auf. Alle Geräte in der Sonde sind zudem speziell verkleidet, damit sie der extremen Belastung in Jupiters Strahlungsgürteln standhalten können», erklärt Hajdas. «Dennoch kann ein längerer Aufenthalt in gewissen Zonen zu Schäden führen.» Um dies zu verhindern, ist RADEM direkt mit dem Bordcomputer der Sonde verbunden. «Wenn die Strahlendosis gewisse Werte überschreitet, löst der Detektor ein Alarmsignal aus. Da Ausweichmanöver nur schwer durchführbar sind, können in solchen Fällen besonders sensitive Geräte ausgeschaltet und dadurch geschützt werden, bis die Strahlungswerte wieder innerhalb der zulässigen Grenzen liegen», so Hajdas.

RADEM dient jedoch nicht nur als Alarmglocke – seine weitere Mission besteht darin, die komplexen Strahlungsgürtel von Jupiter zu kartieren und Informationen über deren Umgebung und die darin enthaltenen Teilchen zu sammeln. «Das Jupitersystem ist absolut einzigartig – es zählt zu den strahlungsintensivsten Umgebungen im ganzen Sonnensystem; ein gigantischer, natürlicher Teilchenbeschleuniger», so Hajdas. «Dies bietet nicht nur einen vertieften Einblick in die Grundlagen der Physik – Modelle der dort herrschenden Wechselwirkungen können auch auf andere Systeme wie beispielsweise Sonnenaktivitäten und deren Einfluss auf die Strahlungsgürtel und die Magnetosphäre der Erde angewandt werden.»

Für seine Mission ist RADEM mit vier separaten Detektoren ausgestattet – für jede Teilchensorte einer: Elektronen, Protonen und schwere Ionen. «Der vierte Detektor registriert entweder Elektronen oder Protonen», erklärt Hajdas. «Mit einer Winkelabdeckung von etwa 35 Prozent lässt sich damit die Einfallsrichtung dieser Teilchen und damit die räumliche Verteilung der Strahlungsumgebung bestimmen.» All diese Daten müssen dabei innerhalb kürzester Zeit verarbeitet und gespeichert werden – alles auf engstem Raum, um das Gerät so leicht wie möglich zu gestalten.

Ausserirdisches Leben unter Eis und Strahlung?
Jupiters Strahlungsgürtel reichen mehrere Millionen Kilometer weit ins All – die höchsten Teilchendichten und -geschwindigkeiten wurden dabei rund 670.000 Kilometer um den Gasriesen innerhalb der Umlaufbahn von Jupiters Eismond Europa registriert. Auf den ersten Blick scheint es somit paradox, dass man ausgerechnet einen Mond, der sich etwa 780 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt in einer solch unwirklichen und eisigen Todeszone bewegt, als potenziellen Lebensraum für ausserirdisches Leben vermutet. Während die Strahlung jegliches Leben auf Europas Oberfläche unmöglich macht, könnte sie jedoch durch Wechselwirkungen mit der Eisschicht chemische Reaktionen hervorrufen, welche als Treibstoff für Leben dienen. Die tödliche Strahlung wäre somit in der Lage, mikrobielles Leben indirekt mit Energie zu versorgen – ganz ohne Fotosynthese oder dem Vorhandensein hydrothermaler Quellen.

«Durch die gesammelten Daten früherer Missionen und aus Beobachtungen von der Erde aus existieren viele Vermutungen und Berechnungen zur Existenz von Leben auf Jupiters Monden», erklärt Hajdas. «Mit JUICE sind wir in der Lage, das komplexe Jupitersystem besser zu verstehen. Es geht nicht darum, Leben zu finden, sondern darum, die Umgebung besser zu verstehen, um vielleicht auf einen möglichen oder unmöglichen Lebensraum zu schliessen.»

RADEM überwacht auch das Weltraumwetter
Während für die achtjährige Reise ein Grossteil der JUICE-Messgeräte ausgeschaltet bleibt, hat RADEM auch unterwegs eine Mission zu erfüllen; und zwar die Vermessung der Strahlungsumgebung des Sonnensystems und deren Zusammenspiel mit der Sonnenaktivität. «Zwischen Venus und Jupiter wird RADEM die Teilchenspektren und deren Dosen im Weltraum bestimmen und damit einen wichtigen Parameter für das sogenannte Weltraumwetter in dieser Region kartieren», erklärt Hajdas. Die Sonne schleudert permanent Teilchen ins All. Diese können nicht nur zu Strahlungsschäden an Satelliten führen, sondern auch das Magnetfeld der Erde stören. Schwankungen dieser Ströme können in elektrischen Leitungsnetzen zu Überspannungen und damit zu Ausfällen führen. «Die Aktivität unserer Sonne folgt einem regelmässigen Zyklus von etwa elf Jahren – in dieser Zeit pendelt sie zwischen einer Ruhephase und einer Phase gehäufter Sonnenstürme. RADEM soll helfen, diese Aktivitäten und ihren Einfluss auf unseren Planeten und auf künftige Missionen, wie beispielsweise eine etwaige bemannte Marsmission, besser zu verstehen», erklärt Hajdas.

Anders als ähnliche Expeditionen findet deshalb die JUICE-Mission während eines sogenannten solaren Maximums statt – also einer sehr aktiven Sonnenphase. Um die Funktionalität des Detektors während dieser Reise und vor allem auch während seines Aufenthalts im Jupitergürtel zu gewährleisten, musste man ihn im Laufe seiner Entwicklung mehreren Stresstests unterziehen. «Das PSI mit seinen Grossforschungsanlagen bietet einzigartige Möglichkeiten, die Strahlenbelastung im Weltall zu imitieren», erklärt der Teilchenphysiker. «Mit der Protonenbestrahlungsanlage PIF, der Protonenbeschleuniger HIPA sowie einer speziellen Vakuumkammer für Elektronen mit niedriger Energie, konnten wir Bedingungen wie im Weltall erzeugen und RADEM bestmöglich auf seine Mission vorbereiten.» Auch andere Forschungseinrichtungen, die an der Mission beteiligt sind, wie beispielsweise die Universität Bern, welche ebenfalls zwei Detektoren für JUICE entwickelt hat, brachten ihre Geräte für die Strahlentests ans PSI.

Mit seinen renommierten Grossforschungsanlagen hat das PSI einzigartiges Wissen im Hinblick auf Entwicklung und Betrieb von Teilchendetektoren hervorgebracht – Wissen, das nicht nur in den Laboren, sondern nun auch in den Weiten des Alls auf dieser wichtigen Mission seine Anwendung findet.

Text: Paul Scherrer Institut/Benjamin A. Senn

Über die JUICE-Mission
Nach etwa achtjähriger Reise soll die Weltraumsonde JUICE das Jupitersystem im Juli 2031 erreichen. Das System befindet sich knapp 780 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt – eine eiskalte und dunkle Welt. Die Temperaturanzeige auf der Oberfläche der Eismonde kann bis zu minus 140 Grad Celsius fallen.

JUICE wird zuerst den Mond Ganymed anpeilen – das Hauptziel der Mission. Ganymede ist etwa anderthalbmal so gross wie der Erdenmond und damit der grösste Mond im Sonnensystem. Es handelt sich auch um den einzigen Mond unseres Sonnensystems, der ein eigenes Magnetfeld generiert – die Wechselwirkung mit Jupiters Magnetosphäre ist hierbei von besonderem Interesse. Frühere Weltraummissionen und Modellrechnungen legen nahe, dass tief unter Ganymeds 150 Kilometer dicker Eisschicht ein Ozean liegt. Die Gravitationswechselwirkung mit Jupiter könnte Energie in Form von Wärme und damit die notwendige Bedingung für die Entstehung und längerfristige Existenz von Leben bieten. Zwölf Vorbeiflüge wird JUICE vollführen und sich dabei der Oberfläche bis zu 200 Kilometer nähern.

Auch der Mond Kallisto ist mit einer dicken Eiskruste bedeckt. Allerdings ist man hier nicht sicher, ob sich ebenfalls ein Ozean darunter verbirgt. Seine Kraterlandschaft lässt vermuten, dass keine geologische Aktivität vorhanden ist und es sich um eine der wohl ältesten Oberflächen im Jupitersystem handelt. Innerhalb von einundzwanzig Vorbeiflügen soll sich JUICE auch hier bis zu 200 Kilometer der Oberfläche annähern.

Wegen seiner harschen Strahlenumgebung sind für den Mond Europa bloss zwei Vorbeiflüge mit etwa 400 Kilometer Abstand zur Oberfläche geplant. Diese Oberfläche ist im Vergleich zu Kallisto viel jünger und wird permanent durch tektonische Aktivitäten verändert. Im Vergleich zu Ganymed ist die Eiskruste mit etwa 15 Kilometern Dicke viel dünner. Der gigantische Ozean, der darunter vermutet wird, soll mehr Wasser als alle Ozeane der Erde zusammen enthalten. Ähnlichkeiten mit der irdischen Tiefseeumgebung lassen vermuten, dass Europas Ozeane von mikrobiologischen Lebewesen bevölkert wird. Europa gilt als der vielversprechendste Fundort für Leben ausserhalb der Erde. Bei seinen zwei Vorbeiflügen wird JUICE versuchen, Proben von Meerwasser, das aus Rissen in der Eiskruste eruptiert, zu entnehmen, um es auf organische Moleküle zu untersuchen. Diese könnten auf die Präsenz von Leben hinweisen.

Nebst dem PSI unterstützt die Universität Bern als zweite Schweizer Institution die JUICE-Mission und entwickelte dafür den sogenannten Neutral-Ionen-Massenspektrometer NIM, um die Zusammensetzung der Mondatmosphären zu bestimmen.

Über das PSI
Das Paul Scherrer Institut PSI entwickelt, baut und betreibt grosse und komplexe Forschungsanlagen und stellt sie der nationalen und internationalen Forschungsgemeinde zur Verfügung. Eigene Forschungsschwerpunkte sind Zukunftstechnologien, Energie und Klima, Health Innovation und Grundlagen der Natur. Die Ausbildung von jungen Menschen ist ein zentrales Anliegen des PSI. Deshalb sind etwa ein Viertel unserer Mitarbeitenden Postdoktorierende, Doktorierende oder Lernende. Insgesamt beschäftigt das PSI 2200 Mitarbeitende, das damit das grösste Forschungsinstitut der Schweiz ist. Das Jahresbudget beträgt rund CHF 400 Mio. Das PSI ist Teil des ETH-Bereichs, dem auch die ETH Zürich und die ETH Lausanne angehören sowie die Forschungsinstitute Eawag, Empa und WSL.

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• JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) auf Ariane 5 ECA

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Quelle: Physikalisch-Technische Bundesanstalt 30. November 2022.

30. November 2022 – Die theoretische Beschreibung physikalischer Phänomene beruht auf einer grundlegenden Annahme: dass nämlich das Ergebnis eines Experiments nicht von seiner Ausrichtung in der Raumzeit abhängt. Einsteins Relativitätstheorie stützt sich in hohem Maße auf diese Annahme, und experimentelle Tests haben ihre Gültigkeit bisher bestätigt. Einige Theorien der Quantengravitation deuten jedoch darauf hin, dass diese Raumzeit-Symmetrie möglicherweise nicht vollständig gilt und eine kleine Verletzung experimentell beobachtet werden könnte. Ein Team der Forschungsgruppe QUEST 2 Quantenuhren und komplexe Systeme an der Physikalisch-Technischen Bundesanstalt (PTB) hat nun mit einem einzelnen gefangenen Ytterbium-Ion nach einer solchen Verletzung der Lorentz-Symmetrie gesucht. Das Ergebnis: Trotz doppelt so hoher Genauigkeit wie beim bislang besten Test fand sich kein signifikanter symmetriebrechender Effekt. Die Ergebnisse sind in der aktuellen Ausgabe der Zeitschrift Nature Communications veröffentlicht.

Bereits vor mehr als einem Jahrhundert haben Michelson und Morley gezeigt, dass sich Licht mit einer festen Geschwindigkeit ausbreitet, unabhängig von der Ausbreitungsrichtung. Diese sogenannte Lorentz-Symmetrie wurde später zu einem grundlegenden Prinzip in Einsteins Relativitätstheorie. Diese Theorie beschreibt die Schwerkraft erfolgreich auf makroskopischer Ebene, doch es fehlt eine Erklärung für ihr Verhalten auf quantenmechanischer Ebene. Bei dem Versuch, eine quantenkonsistente Beschreibung der Schwerkraft zu geben, wurde vorgeschlagen, dass die Lorentz-Symmetrie nicht für alle Teilchen gilt, d. h. dass sich Teilchen je nach ihrer Ausbreitungsrichtung mit unterschiedlicher Geschwindigkeit fortbewegen könnten, obwohl sie die gleiche Energie haben. Obwohl dieser Effekt am stärksten bei hohen Energien vorhergesagt wurde, kann er bei Präzisionsexperimenten mit niedriger Energie beobachtet werden – wenn er denn existiert.

Um die Lorentz-Symmetrie mit noch nie dagewesener Präzision zu untersuchen, verwendete das PTB-Team ein einzelnes kaltes gefangenes Ytterbium-Ion. Die Elektronen des Ions bewegen sich in Orbitalen, die sich in Bezug auf ein statisches Magnetfeld ausrichten, das im Labor in einer festen Richtung angelegt wird. Ihre absolute Orientierung im Universum ändert sich aber mit der Drehung der Erde. „Wenn die Lorentz-Symmetrie gebrochen würde und die Geschwindigkeit des Elektrons von der absoluten Richtung seines Orbitals abhängt, würde der Energieunterschied zwischen zwei orthogonalen, also rechtwinklig zueinander angeordneten Orbitalen periodisch mit der Rotationsfrequenz der Erde (23,9345 Stunden) variieren“, erläutert Physikerin Laura Dreissen.

Um solche kleinen, durch die Lorentz-Symmetrie verursachten Energieverschiebungen zu beobachten, müssen die viel größeren, durch Umgebungsrauschen verursachten Energieverschiebungen unterdrückt werden. In diesem Experiment wurde eine neuartige Methode angewandt, die den Quantenzustand des Ions dynamisch so manipuliert, dass es unempfindlich gegenüber Rauschen wird, während es empfindlich gegenüber Effekten bleibt, die von einer hypothetischen Lorentz-Verletzung herrühren. Das Ion konnte mehrere Sekunden lang abgefragt werden, bevor es durch Rauschen beeinflusst wurde. Damit wurde eine Weltrekord-Empfindlichkeit für einen Lorentz-Symmetriebruch-Effekt erreicht. Um nach periodischen Signalen mit der Frequenz der Erdrotation zu suchen, wurden Daten über einen Zeitraum von mehr als fünf Wochen aufgenommen. In dem Datensatz wurde keine eindeutige Signatur gefunden, aber eine Verletzung der Lorentz-Symmetrie konnte mit einer doppelt so hohen Genauigkeit wie beim vorherigen besten Test ausgeschlossen werden.

Für weitere Untersuchungen zur Gültigkeit der Lorentz-Symmetrie für Elektronen kann in Zukunft eine empfindlichere Messung durchgeführt werden, indem die Methode auf etwa 10 gefangene Ionen gleichzeitig angewendet wird.

Originalpublikation:
Laura Dreissen, Chih-Han Yeh, Henning Fürst, Kai Grensemann, Tanja Mehlstäubler: Improved bounds on Lorentz violation from composite pulse Ramsey spectroscopy in a trapped ion. Nature Communications 13, 7314 (2022).

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• physikalische Grundlagenforschung

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Quelle: GFZ 19. September 2022.

19. September 2022 – Bei der zuletzt durchgeführten Mission der Van-Allen-Sonden der NASA (bis 2019) wurden viele dieser Phänomene im Van-Allen-Gürtel der Erde zum ersten Mal gemessen. Beispielsweise zeigten die Messungen bei diesen sehr hohen Energien sehr ungewöhnliche Ringe, die monatelang im Weltraum verbleiben können und dann plötzlich verschwinden. Die Analyse der Daten wurde noch Jahre nach dem Ende der Mission fortgesetzt. So hat beispielsweise die Gruppe des GFZ-Forschers Yuri Shprits durch detaillierte Modellierung und Analyse die physikalischen Mechanismen aufgedeckt, die diese Strukturen verursachen. In einer Reihe von viel beachteten Veröffentlichungen erklärten die Forschenden, dass dieses Verhalten auf sehr eigentümliche Wechselwirkungen zwischen Plasmawellen zurückzuführen ist.

Bei Plasmawellen handelt es sich um periodische Fluktuationen des magnetischen und elektrischen Feldes. Insbesondere zeigten das Team um Yuri Shprits, dass die dramatische Beschleunigung lokal erfolgt und nicht durch die Diffusion von Teilchen aus der äußeren Region. Shprits erläutert: „Diese Teilchen surfen auf den Plasmawellen und gewinnen Energie, wodurch der erdnahe Raum sie lokal auf so enorme Energien aufheizen kann, dass sie 0,999 der Lichtgeschwindigkeit erreichen.“ Solche Wechselwirkungen gebe es nur im Plasma, dem vierten Aggregatzustand der Materie, und sie seien auf das so genannte kollektive Verhalten zurückzuführen. Auch der plötzliche und dramatische Verlust im Zentrum der Strahlungsgürtel gehe auf Wechselwirkungen mit Wellen zurück, welche diese Teilchen in die Atmosphäre streuen können.

Der bestimmende Faktor für die Wechselwirkungen, die zur Beschleunigung ebenso wie zum Verschwinden der Teilchen führen, ist so genanntes kaltes Plasma. Obwohl das Weltraumplasma so dünn ist, dass die Teilchen nie miteinander kollidieren, können die kalten Teilchen das Surfen der ultra-relativistischen Teilchen auf den Wellen kollektiv beeinflussen. Auf der Grundlage all dieser Erkenntnisse und des nunmehrigen physikalischen Verständnisses argumentieren die Autor*innen um Yuri Shprits, dass es sich bei den ultra-relativistischen Elektronen in den Strahlungsgürteln um eine neue Population von Teilchen handelt. Die Arbeit ist von der AGU-Fachzeitschrift Science Advances als „Highlight“ hervorgehoben worden.

Original Studie
Shprits, Y. Y., Allison, H. J., Wang, D., Drozdov, A., Szabo-Roberts, M., Zhelavskaya, I., & Vasile, R. (2022). A new population of ultra-relativistic electrons in the outer radiation zone. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 127, e2021JA030214. doi.org/10.1029/2021JA030214,
https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2021JA030214.

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• Die Van-Allen-Gürtel

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Quelle: Universität Würzburg.

23. Dezember 2021 – Der Wechsel zwischen Singulett- und Triplett-Zustand von Elektronenpaaren in ladungsgetrennten Zuständen spielt in der Natur eine wichtige Rolle. Vermutlich kann auch der Kompass von Zugvögeln mit dem Einfluss des Erdmagnetfeldes auf das Wechselspiel zwischen diesen beiden Spinzuständen erklärt werden.

Dieser Quantenprozess war bislang optisch nicht direkt verfolgbar. Eine Forschungskooperation mit den Chemieprofessoren Ulrich Steiner von der Universität Konstanz und Christoph Lambert von der Universität Würzburg an der Spitze stellt im Wissenschaftsjournal Science mit der Pump-Push-Puls-Technik nun eine Methode vor, mit der sich der zeitliche Verlauf der Singulett/Triplett-Einstellungen erstmals optisch bestimmen lässt. Das eröffnet neue Wege, etwa im Bereich organischer Solarzellen, aber auch für Qubits in Quantencomputern.

Lichtenergie hebt ein Elektron auf ein höheres Energieniveau
Normalerweise besetzen Elektronen in einem Molekül die quantentheoretisch möglichen Bahnen paarweise. Dabei ist die Eigenschaft des Eigendrehimpulses der Elektronen, ihres sogenannten Spins, von entscheidender Bedeutung.

Nach dem Pauli-Prinzip der Quantentheorie können zwei Elektronen nur dann auf der gleichen Bahn laufen, wenn ihr Spin antiparallel ist. Dreht sich das eine Elektron rechtsherum, muss sich das andere linksherum drehen. Im molekularen Grundzustand sind in der Regel alle Elektronenspins gepaart.

Durch Anregung mit Licht wird ein einzelnes Elektron aus der Paarkonstellation gelöst und auf ein energetisch höheres Niveau gehoben, wo es allein eine freie Bahn besetzt. Von hier kann es dann weiter auf eine freie Bahn in einem geeigneten Nachbarmolekül überspringen.

Das Ergebnis stellt eine photoinduzierte Elektronübertragung dar. Die beiden vereinzelten Elektronen können nun durch magnetische Wechselwirkung mit ihrer Umgebung ihre Spin-Einstellung unabhängig voneinander verändern, da sie nicht mehr durch das Pauli-Prinzip eingeschränkt sind.

Die beiden separierten Elektronen bilden ein Radikalpaar
Eine solche Ladungstrennung durch photoinduzierte Elektronenübertragung findet beispielsweise auch bei der Photosynthese statt.

Die Energie des übertragenen Elektrons nimmt bei diesem Schritt nur wenig ab, sodass der größte Teil der anfänglich durch die Lichtanregung aufgenommenen elektronischen Energie noch erhalten ist. Diese ursprüngliche Anregungsenergie ist somit in chemischer Form gespeichert. Der ladungsgetrennte Zustand mit den beiden separierten Elektronen wird in der Chemie auch als Radikalpaar bezeichnet.

Sind die Spins der beiden Elektronen parallel ausgerichtet, spricht man von einem Triplett-Zustand, sind sie antiparallel ausgerichtet, von einem Singulett-Zustand des Radikalpaares. Durch die freie individuelle Entwicklung der beiden Spins wechselt der Spin-Zustand des Radikalpaars zwischen Singulett- und Triplett-Zustand hin und her. Da energetisch zwischen diesen Spin-Ausrichtungen kein großer Unterschied besteht, waren sie bislang optisch nicht direkt unterscheidbar.

Eine Energiestabilisierung des Radikalpaars kann erfolgen, indem das Radikalelektron vom Akzeptormolekül zurückspringt zum Donormolekül und sich so unter Energiefreisetzung der ursprüngliche Singulett-Zustand wieder zurückbildet. Damit es sich jedoch wieder mit dem ursprünglichen Partnerelektron paaren kann, muss sein Spin zu diesem entgegengesetzt geblieben sein, was durch eine zwischenzeitlich mögliche Spin-Umorientierung nicht unbedingt der Fall ist. Hat es aktuell eine andere Spin-Einstellung, kann es zwar nicht auf seine ursprüngliche Bahn zurück, aber durch Übergang in eine andere, noch freie tiefere Bahn am Akzeptor ebenfalls Energie abgeben.

Es bildet sich so ein Triplett-Produkt am Akzeptor, das von dem Singulett-Produkt am Donor optisch unterschieden werden kann.

Radikalpaar als Modell für Qubits und den Magnetfeldsensor von Zugvögeln
Die Phase, in der die Radikalpaare zwischen dem Singulett- und dem Triplett-Zustand hin- und herpendeln, ist in vielerlei Hinsicht von besonderem Interesse.

Da es sich um eine quantenmechanisch gesteuerte kohärente Bewegung handelt, ist sie grundsätzlich, etwa durch ein äußeres Magnetfeld, kontrollierbar. Mit solchen Bewegungen werden beispielsweise in der Physik Quantenrechner realisiert.

„Unser Radikalpaar kann als Modell für Qubits dienen, wie sie in Quantenrechnern als Elemente vorhanden sind, oder für das Verständnis der Funktion von Radikalpaaren in dem eingangs erwähnten biologischen Kompass von Zugvögeln. Aus solchen Gründen ist es von Interesse zu wissen, wie der Spin in diesem Prozess ausgerichtet ist“, sagt Ulrich Steiner, der in Konstanz zu Photokinetik und Spin-Chemie forscht.

Pump-Push-Technik ermöglicht die Bestimmung von Singulett/Triplett-Einstellungen
Im Labor von Christoph Lambert in Würzburg wurde mit der magnetfeldabhängigen Pump-Push-Technik ein experimentelles Verfahren entwickelt, mit dem es zum ersten Mal möglich ist, die Singulett/Triplett-Einstellungen zu bestimmten Zeitpunkten in einem speziell für diese Untersuchungen synthetisierten Donor-Akzeptor-Molekül auszulesen.

Zunächst wird mit einem sogenannten Pump-Laser-Puls der Elektronentransfer vom Donor- zum Akzeptormolekül initiiert. Dabei entsteht der ladungsgetrennte Zustand mit Singulett-Spin. Die ungepaarten Elektronen-Spins können sich nun zeitlich entwickeln.

Nach einer gewissen Zeit wird ein zweiter Laser-Puls hinterhergeschickt. „Durch diesen Push-Laser-Puls wird wieder ein Elektron vom Akzeptor- zum Donormolekül zurückübertragen, wobei der zweite Laserpuls das System zwingt, sofort die Entscheidung zwischen Triplett- oder Singulett-Produktbildung zu treffen, wofür sich das Radikalpaar normalerweise mehrere Spin-Oszillationsperioden Zeit lassen würde“, sagt Ulrich Steiner, der mit seinem russischen Kollegen die Interpretation der Experimente durch quantentheoretische Modellrechnungen belegt hat.

Auf diese Weise lassen sich quasi Schnappschüsse des Spin-Zustandes des Radikalpaares zu verschiedenen Zeitpunkten aufnehmen und die periodische Umwandlung von Singulett- und Triplett-Radikalpaar beweisen.

Publikation
David Mims, Jonathan Herpich, Nikita N. Lukzen, Ulrich E. Steiner, Christoph Lambert. Readout of spin quantum beats in a charge-separated radical pair by pump-push spectroscopy. Science, 16. Dezember 2021, Vol 374, DOI: 10.1126/science.abl4254

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• Teilchenumwandlung

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Stabförmige Moleküle können mit ihrem permanenten Dipolmoment freie Elektronen in eine Bindung locken. Physiker der Universität Innsbruck haben im Labor Dipol-gebundene Zustände eindeutig nachgewiesen. Diese könnten ein Zwischenschritt zur Entstehung negativ geladener Moleküle sein und die Existenz von negativen Ionen in interstellaren Wolken im Weltraum erklären. Eine Presseaussendung der Universität Innsbruck.

Quelle: Universität Innsbruck.

21. Juli 2021 – Interstellare Wolken sind die Geburtsstätten von Sternen, sie könnten aber auch eine wichtige Rolle bei der Entstehung von Leben spielen. Denn zwischen den Sternen einer Galaxie gibt es Regionen aus Staub und Gas, in denen sich chemische Verbindungen bilden. Die Forschungsgruppe um ERC-Preisträger Roland Wester am Institut für Ionenphysik und Angewandte Physik der Universität Innsbruck hat es sich zur Aufgabe gemacht, die Entwicklung elementarer Moleküle im All besser zu verstehen. „Mit unserer Ionenfalle können wir, vereinfacht gesagt, das All ins Labor holen“, erklärt Roland Wester. „In der Apparatur lässt sich die Bildung von chemischen Verbindungen im Detail studieren.“ Nun haben die Wissenschaftler um Roland Wester eine Erklärung dafür gefunden, wie sich negativ geladene Moleküle im All bilden.

Theoretische Idee weist den Weg

Bis zur Entdeckung der ersten negativ geladenen Kohlenstoffverbindungen im Weltraum im Jahr 2006 ging die Wissenschaft davon aus, dass interstellare Wolken nur positiv geladene Ionen enthalten. Seither war offen, wie es zur Bildung negativ geladener Ionen kommt. Der italienische Theoretiker Franco A. Gianturco, der seit acht Jahren als Wissenschaftler an der Universität Innsbruck tätig ist, hatte vor einigen Jahren theoretische Überlegungen angestellt, die eine mögliche Erklärung dafür liefern. Sehr schwache Verbindungen, sogenannte Dipol-gebundene Zustände, sollen die Anbindung von freien Elektronen an stabförmige Moleküle ermöglichen. Solche Moleküle haben ein permanentes Dipolmoment, das in relativ weiter Entfernung vom neutralen Kern eine starke Wechselwirkung erzeugt und unter deren Einfluss sich die Bewegung eines Elektrons massiv verändert.

Lockt Elektronen in die Falle

In ihrem Experiment haben die Innsbrucker Physiker Moleküle aus drei Kohlenstoffatomen und einem Stickstoffatom erzeugt, diese ionisiert und in einer Ionenfalle bei extrem tiefen Temperaturen mit Laserlicht beschossen. Dabei änderten sie die Frequenz des Lichtes kontinuierlich solange, bis die zugeführte Energie groß genug war, um ein Elektron aus dem Molekül zu lösen. Diesen sogenannten Photoeffekt hatte Albert Einstein schon vor 100 Jahren beschrieben. Eine eingehende Analyse der Messdaten durch den Nachwuchswissenschaftler Malcolm Simpson vom Doktoratskolleg Atome, Licht und Moleküle an der Universität Innsbruck brachte schließlich Licht in dieses schwer zu beobachtende Phänomen. Ein Vergleich der Messdaten mit einem Computermodell erbrachte schließlich den eindeutigen Nachweis für die Existenz von Dipol-gebundenen Zuständen. „Unsere These ist, dass diese Dipol-gebundenen Zustände eine Art Türöffner für die Bindung freier Elektronen an Moleküle darstellen und so zur Entstehung negativer Ionen im Weltraum beitragen“, sagt Roland Wester. „Ohne diesen Zwischenschritt wäre es sehr unwahrscheinlich, dass Elektronen tatsächlich an die Moleküle binden.“

Finanziell unterstützt wurde die Arbeit vom österreichischen Wissenschaftsfonds FWF, der das Doktoratskolleg Atome, Licht und Moleküle (ALM) an der Universität Innsbruck finanziert.

Publikation: Influence of a supercritical electric dipole moment on the photodetachment of C₃N^–. Malcolm Simpson, Markus Nötzold, Tim Michaelsen, Robert Wild, Franco A. Gianturco, and Roland Wester. Phys. Rev. Lett. 127, 043001

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Quelle: GFZ.

Neuere Messungen von Raumsonden der NASA haben gezeigt: Elektronen können in den Van-Allen-Strahlungsgürteln um unseren Planeten ultra-relativistische Energien erreichen und damit nahezu Lichtgeschwindigkeit. Hayley Allison, Yuri Shprits und Kolleg*innen vom Deutschen GeoForschungsZentrum Potsdam haben herausgefunden, unter welchen Voraussetzungen es zu solch starken Beschleunigungen kommt. Bereits 2020 hatten sie nachgewiesen, dass Plasmawellen, die bei Sonnenstürmen auftreten, eine entscheidende Rolle spielen. Allerdings war bislang offen, warum derart hohe Elektronenenergien nicht bei allen Sonnenstürmen erreicht werden. Im Fachmagazin Science Advances zeigen die Forschenden nun, dass hierfür die Dichte des Hintergrundplasmas extrem gering sein muss.

Ultra-relativistische Elektronen im Weltraum
Bei ultra-relativistischen Energien bewegen sich Elektronen mit nahezu Lichtgeschwindigkeit. Dann kommen die Gesetze der Relativitätstheorie zum Tragen. Die Masse der Teilchen wächst um einen Faktor zehn, für sie vergeht die Zeit langsamer und Entfernungen werden kürzer. Mit derart hohen Energien werden die geladenen Teilchen zur Gefahr für Satelliten: Weil sie nicht abschirmbar sind, können sie aufgrund ihrer Ladung die empfindliche Elektronik zerstören. Ihr Auftreten vorherzusagen – zum Beispiel im Rahmen der am GFZ praktizierten Beobachtung des Weltraumwetters – ist daher für eine moderne Infrastruktur sehr wichtig.

Um die Bedingungen für die enormen Beschleunigungen der Elektronen zu untersuchen, nutzten Allison und Shprits Daten einer Zwillingsmission, die „Van Allen Probes“, welche die US-amerikanische Weltraumagentur NASA 2012 startete. Ziel waren detaillierte Messungen im Strahlungsgürtel, dem sogenannten Van-Allen-Gürtel, der die Erde im erdnahmen Weltraum donut-förmig umgibt. Hier – wie im übrigen Weltraum – bildet ein Gemisch aus positiv und negativ geladenen Teilchen ein sogenanntes Plasma. Plasmawellen können als Fluktuation des elektrischen und magnetischen Feldes verstanden werden, angeregt von Sonnenstürmen. Sie sind eine wichtige Triebkraft für die Beschleunigung der Elektronen.

Datenanalyse mit maschinellem Lernen
Im Rahmen der Mission wurden sowohl Sonnenstürme beobachtet, die ultra-relativistische Elektronen hervorriefen, als auch Stürme ohne diesen Effekt. Als entscheidender Faktor für die starke Beschleunigung stellte sich die Dichte des Hintergrundplasmas heraus: Elektronen mit ultra-relativistischen Energien wurden nur dann vermehrt beobachtet, wenn die Plasmadichte auf sehr niedrige Werte von nur etwa zehn Teilchen pro Kubikzentimeter abfiel. Mit einem numerischen Modell, das eine solche extreme Plasmaverarmung auf ein Fünftel bis ein Zehntel ihres durchschnittlichen Wertes einbezog, zeigten die Forschenden, dass Perioden niedriger Dichte bevorzugte Bedingungen für die Beschleunigung von Elektronen schaffen – von ursprünglich einigen Hunderttausend auf mehr als sieben Millionen Elektronenvolt. Für die Analyse der Daten der Van-Allen-Sonden verwendeten die Forschenden Methoden des maschinellen Lernens, deren Entwicklung vom Netzwerk GEO.X finanziert wurde. Sie ermöglichten es, aus den gemessenen Fluktuationen des elektrischen und magnetischen Feldes auf die Gesamtplasmadichte zu schließen.

Die entscheidende Rolle des Plasmas
„Diese Studie zeigt, dass Elektronen im Strahlungsgürtel der Erde lokal sehr schnell auf ultra-relativistische Energien beschleunigt werden können, wenn die Bedingungen der Plasmaumgebung – Plasmawellen und temporär geringe Plasmadichte – stimmen. Die Teilchen surfen quasi auf Plasmawellen und können ihnen in Regionen sehr geringer Plasmadichte die benötigte Energie entziehen. Einen ähnlichen Beschleunigungs-Mechanismus für geladene Teilchen könnte es auch in den Magnetosphären der äußeren Planeten, etwa Jupiter oder Saturn, und in anderen astrophysikalischen Objekten geben“, sagt Yuri Shprits, am GFZ Leiter der Sektion Weltraumphysik und Weltraumwetter und Professor an der Universität Potsdam. „Es braucht also zum Erreichen solch extremer Energien nicht, wie lange angenommen, einen zweistufigen Beschleunigungsprozess – zunächst aus dem äußeren Bereich der Magnetosphäre in den Gürtel hinein und dann innerhalb. Damit werden auch unsere Untersuchungsergebnisse aus dem vergangenen Jahr untermauert“, sagt Hayley Allison, PostDoc in der Sektion Weltraumphysik und Weltraumwetter.

Originalstudie:
Hayley J. Allison, Yuri Y. Shprits, Irina S. Zhelavskaya, Dedong Wang, Artem G. Smirnov, Gyroresonant wave-particle interactions with chorus waves during extreme depletions of plasma density in the Van Allen radiation belts, Science Advances 2021, DOI: 10.1126/sciadv.abc0380

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• Die Van-Allen-Gürtel

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Quelle: Westfälische Wilhelms-Universität.

Etwa 14 Milliarden Jahre ist das Universum alt. Für uns Menschen eine unvorstellbar lange Zeit – im Verhältnis zu manchen physikalischen Prozessen ist das jedoch nur ein kleiner Moment. Einige radioaktive Atomkerne zum Beispiel brauchen um ein Vielfaches länger, um zu zerfallen. Ein internationales Forscherteam hat nun die längste jemals direkt in einem Detektor beobachtete Halbwertszeit gemessen. Mit dem „XENON1T“-Instrument, das die Physikerinnen und Physiker eigentlich zur Suche nach Dunkler Materie einsetzen, gelang es ihnen zum ersten Mal, den Zerfall des Atoms Xenon-124 zu beobachten. „Die dabei ermittelte Halbwertszeit, also die Zeit, nach der die Hälfte aller ursprünglich vorhandenen Atomkerne radioaktiv zerfallen sind, ist über eine Billion Mal länger als das Alter des Universums“, betont Dr. Alexander Fieguth, der einen großen Teil der experimentellen Analysen im Rahmen seiner Doktorarbeit an der Westfälischen Wilhelms-Universität (WWU) durchführte und dafür einen WWU-Dissertationspreis erhielt.

Der identifizierte Prozess, doppelter Elektroneneinfang von Xenon-124 genannt, ist der seltenste jemals direkt in einem Detektor nachgewiesene Vorgang im Universum. „Das zeigt eindrucksvoll, welches Potenzial in unserer Messmethode steckt – auch für Signale, die nicht von Dunkler Materie herrühren“, sagt WWU-Teilchenphysiker Prof. Dr. Christian Weinheimer, dessen Gruppe die Studie leitete. Die Ergebnisse liefern darüber hinaus neue Informationen für Untersuchungen von Neutrinos, den leichtesten aller Elementarteilchen, deren Eigenschaften in vielen Aspekten immer noch mysteriös sind. Das Experiment XENON1T ist ein Projekt, an dem rund 160 Forscher aus Europa, den USA und dem Nahen Osten beteiligt sind. Aus Deutschland leisten das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg sowie die Universitäten Münster, Freiburg und Mainz zentrale Beiträge. Die Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht.

Der XENON1T-Detektor zur Suche Dunkler Materie
1.500 Meter tief im italienischen Gran Sasso-Gebirge befindet sich das Untergrundlabor Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), in dem die Wissenschaftler abgeschirmt von jeglicher Radioaktivität mit ihrem Experiment nach Teilchen der Dunklen Materie suchen. Bislang hat sie noch niemand entdeckt. Theoretischen Annahmen zufolge sollten diese Teilchen aber sehr selten mit einem Atomkern „zusammenstoßen“ – und auf Basis dieser Annahme funktioniert der XENON1T-Detektor: Das Herzstück des Experiments ist ein zylinderförmiger Tank von etwa einem Kubikmeter Volumen, gefüllt mit 3.200 Kilogramm flüssigem Xenon bei einer Temperatur von minus 95 Grad Celsius. Prallt ein Teilchen der Dunklen Materie auf einen Xenon-Atomkern, überträgt es einen Teil seiner Bewegungsenergie auf den Kern, der daraufhin andere Xenon-Atome anregt und dadurch zum Leuchten bringt. Diese sehr schwachen Signale aus ultraviolettem Licht werden im oberen und unteren Bereich des Zylinders von empfindlichen Lichtsensoren nachgewiesen. Dieselben Sensoren messen auch eine winzige Menge an elektrischer Ladung, die bei der Kollision ebenfalls frei wird.

Wie die Studie zeigt, ist der XENON1T-Detektor auch in der Lage, andere seltene physikalische Phänomene zu messen – wie hier den doppelten Elektroneneinfang. Um diesen Prozess zu verstehen, muss man wissen, dass ein Atomkern aus positiv geladenen Protonen und neutralen Neutronen besteht und von mehreren Atomschalen umhüllt ist, die jeweils mit negativ geladenen Elektronen besetzt sind. Das Element Xenon kommt in der Natur in verschiedenen Varianten vor, die sich nur in der Zahl der Neutronen im Kern unterscheiden. Eines dieser sogenannten Isotope, Xenon-124, enthält 54 Protonen und 70 Neutronen. Beim doppelten Elektroneneinfang fangen zwei Protonen des Kerns zwei Elektronen aus der innersten Schale des Atoms ein, wandeln sich in zwei Neutronen um und senden zwei Neutrinos aus. Da in der inneren Schale der Atomhülle nun zwei Elektronen fehlen, sortieren sich die übrigen Elektronen um. Dabei wird Energie frei, die in Form von Röntgenstrahlen und sogenannten Auger-Elektronen ausgesendet wird. Der doppelte Elektroneneinfang geschieht allerdings extrem selten und wird von allgegenwärtigen Spuren „normaler“ Radioaktivität überdeckt. Daher sind diese Signale nur schwer nachzuweisen. „Eine unserer Aufgaben im XENON-Experiment ist es, neue Methoden zu entwickeln, mit denen störende Signale von Radioaktivität soweit wie möglich reduziert werden können,“ erklärt Christian Weinheimer.

Die Messung des doppelten Elektroneneinfangs
So funktionierte die Messung: Die Röntgenstrahlen aus dem doppelten Elektroneneinfang innerhalb des flüssigen Xenons erzeugten ein erstes, kurzes Lichtsignal und freie Elektronen. Diese bewegten sich in den oberen Teil des Detektors, der mit gasförmigem Xenon gefüllt war, und erzeugten dort ein zweites Lichtsignal. Die Zeitdifferenz zwischen den beiden Signalen entspricht der Zeit, die die Elektronen brauchten, um oben anzukommen. Aus dieser Differenz sowie der Information, welche Lichtsensoren das zweite Signal „gesehen“ hatten, konnten die Wissenschaftler die Position bestimmen, an der der doppelte Elektroneneinfang stattgefunden hatte. Aus der Größe der Signale ermittelten sie die beim Zerfall freigewordene Energie. „Über ein Jahr lang haben wir alle Signale gespeichert, die im Detektor auftauchten, jedoch ohne sie sofort anzuschauen“, berichtet WWU-Doktorand Christian Wittweg.

Grund: Es handelte sich um ein sogenanntes Blind-Experiment. Das bedeutet, dass die Forscher die Messungen im interessanten Energiebereich bis zum Abschluss der Datenanalyse nicht sehen konnten. Auf diesem Wege wurde gewährleistet, dass die Ergebnisse nicht durch persönliche Erwartungen verzerrt wurden. Da die Wissenschaftler alle durch radioaktive Zerfälle verursachten Störsignale genau beschreiben konnten, war am Ende klar: Die 126 Signale im später aufgedeckten Bereich konnten nur vom doppelten Elektroneneinfang des Xenon-124 stammen.

Aus diesen nun erstmals beobachteten Kernzerfällen berechneten die Physiker die enorme Halbwertszeit von 1.8 × 10²² Jahren. Dies ist der langsamste Prozess, der jemals direkt nachgewiesen werden konnte. Es ist zwar bekannt, dass das Atom Tellur-128 mit einer noch längeren Halbwertszeit zerfallen muss, allerdings wurde dieser Zerfall noch niemals direkt beobachtet. Wissenschaftler leiteten seine Halbwertszeit indirekt aus einem anderen Prozess ab. Die neuen Ergebnisse zeigen, wie präzise der XENON1T-Detektor sehr seltene Zerfälle registrieren und Störsignale herausfiltern kann. Beim beobachteten doppelten Elektroneneinfang handelt es sich um einen Zerfallskanal, bei dem zwei Neutrinos ausgesendet werden. Dieser liefert aber auch erste wichtige Erkenntnisse für Folgemessungen des sogenannten neutrinolosen doppelten Elektroneneinfangs. „Mit dessen noch ausstehender Entdeckung könnten wichtige Fragen zur Natur der Neutrinos beantwortet werden“, ist sich Alexander Fieguth sicher. Der ehemalige WWU-Doktorand ist mittlerweile an der Stanford University tätig.

Status und Ausblick des Experiments:
Der Detektor XENON1T hat von Sommer 2016 bis Dezember 2018 Daten genommen und wurde dann abgeschaltet. Aktuell bauen die Wissenschaftler der XENON-Kollaboration das Experiment für die neue Phase XENONnT um, bei der die aktive Detektormasse verdreifacht wird. Zusammen mit einer weiteren Unterdrückung von Störsignalen aufgrund normaler Radioaktivität wird das den Detektor um eine Größenordnung empfindlicher machen. Auch in dieser Phase des Projekts sind die deutschen Gruppen federführend beteiligt.

Förderung:
Aus Deutschland erhielt das XENON1T-Experiment finanzielle Unterstützung durch die Max-Planck-Gesellschaft, das Bundesministerium für Forschung und Bildung und die Deutsche Forschungsgemeinschaft. Internationale Förderung kam aus den USA, der Schweiz, Italien, Israel, Portugal, Frankreich, Schweden, den Niederlanden und von der EU.

Originalpublikation:
E. Aprile et al. (2019): Observation of two-neutrino double electron capture in 124Xe with XENON1T. Nature; DOI: 10.1038/d41586-019-01212-8

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Erstellt von Roland Rischer. Quelle: NASA, Raumcon

Im Marshall Space Flight Center (MSFC) in Huntsville, Alabama, hat man mit Versuchen zur E-Sail-Technik im Weltraum begonnen. Überlegungen, die geladenen Plasmateilchen im Sonnenwind zur Fortbewegung im interplanetaren Raum zu nutzen, sind nicht neu. Mit der NASA tritt nun ein Mitspieler an, der zwar auf erheblich größere finanzielle und technische Ressourcen zurückgreifen kann, aber man bleibt zumindest in der Anfangsphase bescheiden – 500.000 US-Dollar sind für erste Laborexperimente budgetiert. Die Tests in einer Plasma-Kammer am MSFC dienen der Modellierung eines Sondenantriebs mit dem Namen „Heliopause Electrostatic Rapid Transit System“ oder kurz HERTS. Der Name ist Programm, das System soll innerhalb der Heliopause, also innerhalb des Wirkungsbereiches des Sonnenwindes, eine schnelle Durchquerung des Sonnensystems durch Nutzung elektrostatischer Kräfte im Sonnenwind ermöglichen.

„Die Sonne verströmt mit dem Sonnenwind unter anderem auch Protonen und Elektronen mit sehr hoher Geschwindigkeit – 400 bis 750 Kilometer pro Sekunde,“ erklärt Bruce Wiegmann, Ingenieur im MSFC-Büro für fortgeschrittene Anwendungen im Weltraum (Advanced Concepts Office) und Leiter des HERTS E-Sail-Projektes. „Das E-Sail würde die Protonen für den Vortrieb einer Sonde nutzen.“ Das Konzept sieht vor, von der Sonde im Mittelpunkt ausgehend zehn bis zwanzig Aluminiumdrähte sternförmig auszubringen. Die Drähte werden elektrisch positiv geladen und stoßen damit die Protonen im Sonnenwind ab. Dadurch entsteht eine Kraftwirkung, die das Raumfahrzeug antreiben soll. Jeder Draht ist einen Millimeter dick und 20 Kilometer lang. Die Sonde soll mit einer Umdrehung pro Stunde rotieren, um so die Drähte durch die Fliehkraft in Position zu bringen und zu halten.

In den jetzt aufgenommenen Versuchen wird die Häufigkeit, mit der Protonen und Elektronen auf den positiv geladenen Draht treffen, untersucht. In einer Plasma-Kammer, in der Bauteile der Umweltsituation in Sonnennähe ausgesetzt werden können, wird ein rostfreier Stahldraht an Stelle eines Aluminiumdrahtes einer Protonen- und Elektronenstrahlung ausgesetzt. Der Stahldraht ist gegenüber dem intensiven Beschuss in der Plasma-Kammer resistenter, lässt aber Rückschlüsse auf die Effizienz der Aluminiumdrähte im Weltraum zu.

Die Forscher messen in der Plasma-Kammer die Ablenkung der Protonen durch den geladenen Draht. Mit den Versuchen werden zunächst die Modellergebnisse zum E-Sail-Abstoßungseffekt im kleinen Maßstab kontrolliert und verbessert. Dann wird das Ganze auf eine reale Größenordnung für eine künftige Sonde hochskaliert. Der positiv geladen Draht zieht natürlich auch negativ geladene Elektronen an. Ohne Gegenmaßnahmen würde der Draht nach relativ kurzer Zeit seine positive Ladung verlieren. Die Versuche in der Plasma-Kammer dienen auch dazu, das Ausmaß der Elektroneneinwirkung zu ermitteln und eine ausreichend dimensionierte Elektronenkanone (vermutlich ein Elektronenemitter wie in Kathodenstrahlröhren) zur Entladung zu konzipieren.

Das E-Sail-Konzept wurde von Dr. Pekka Janhunen vom Meterologischen Institut in Finnland entwickelt. Die bisherigen Versuche bewegten sich auf einem niedrigen technologischen Anspruchsniveau. Wenn die Ergebnisse aus der Plasma-Kammer, der Modellhochrechnungen und auch die Entwicklung eines zuverlässigen Abspulmechanismus zur Ausbringung der Drähte nach der jetzt für zwei Jahre angesetzten Versuchsreihe positiv ausfallen, bleibt nach Aussagen der NASA noch Entwicklungsarbeit für mindesten ein Jahrzehnt, bevor das Antriebskonzept tatsächlich umgesetzt werden kann.

In den USA wiesen Sonnensystemforscher bereits 2012 darauf hin, dass neue, fortschrittliche Antriebskonzepte für die weitere Erforschung des Sonnensystems bis in seine Randbereiche erforderlich sind. Die HERTS-Versuche sind eine Antwort darauf. Im Unterschied zu einem Sonnensegel, dessen Vortriebskraft auf dem Photonendruck beruht, soll ein E-Sail erheblich weitere Reisen im Sonnensystem ermöglichen. Auch wenn der Photonendruck um den Faktor 500 größer ist als der Protonendruck, wird ein Sonnensegel am Asteroidengürtel, also fünf Astronomische Einheiten (ein AU gleich Abstand Erde-Sonne, also rd. 149 Mio. km) von der Sonne entfernt,seine beschleunigende Wirkung verlieren. Ein E-Sail, glaubt Wiegmann, kann auch dort noch an Geschwindigkeit zulegen: „Mit dem beständigen Protonenfluss und entsprechender Fläche kann ein E-Sail bis in 16 bis 20 AU Entfernung von der Sonne kontinuierlich beschleunigen. Das ist dreimal weiter entfernt als bei einem Sonnensegel.“

Es wird zwar nicht ausdrücklich erwähnt, aber die Ausführungen legen den Schluss nahe, dass die radialen E-Sail-Drähte langsam ausgefahren werden. In Erdnähe (1 AU) würde eine effektive Fläche von rund 600 Quadratkilometer, entspricht einer Drahtlänge von knapp 14 Kilometern, ausreichen. Bis zum Asteroidengürtel werden die Drähte dann auf 20 Kilometer verlängert, dies entspricht einer Verdoppelung der Fläche auf etwas über 1.200 Quadratkilometer. Die längere kontinuierliche Beschleunigung führt zu erheblich höheren Geschwindigkeiten gegenüber allen anderen bekannten Antrieben. Zum Vergleich, die 1977 gestartete Sonde Voyager 1 benötigte 35 Jahre, um die Grenze der Heliopause in 121 AU Entfernung zu erreichen. Ein E-Sail könnte die Reisezeit auf unter ein Drittel senken. Wiegmann: „Das würde den wissenschaftlichen Nutzen solcher Missionen vervielfachen.“

Die Konzeptstudien der NASA zum E-Sail laufen auf ein sehr flexibles Design hinaus. Die Länge wie auch die Zahl der Drähte und die anliegende Spannung können an das Missionsvorhaben (innere Planeten, äußere Planeten oder darüber hinaus) leicht angepasst werden. Die Steuerung kann über unterschiedliche Feldstärken an einzelnen Drähten oder ganzen Segmenten der Kreisfläche erfolgen, die den Anstellwinkel im Protonenstrom verändern.

Aktuell gab beziehungsweise gibt es zwei E-Sail-Experimente. Der 2013 gestartete estnische Minisatellit ESTCube-1 hatte einen zehn Meter langen Draht für den Nachweis des Protoneneffekts auf ein „E-Sail“ an Bord. Der Abspulmechanismus für den Draht scheint jedoch nicht wie geplant funktioniert zu haben. Ein Defekt im Antriebssystem oder im Abspulmechanismus sowie eine nicht gelöste Sicherheitsarretierung sind mögliche Ursachen.

Im Mai 2016 ist nach mehreren Verschiebungen der Start des finnischen 3er-Cubesats Aalto-1 auf einer Falcon 9 von SpaceX vorgesehen. Aalto-1 führt einen erheblich längeren Draht mit sich und soll die Nutzung des E-Sail-Effekts für ein Deorbiting demonstrieren.

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• Sonnensegel

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, MPE. Vertont von Peter Rittinger.

An der Oberseite starker Gewitterregionen ist die elektrische Feldstärke offenbar so groß, dass Elektronen auf Energien beschleunigt werden, die bei deren Abbremsung Gammastrahlung hervorrufen. Durch eine Vielzahl derartiger Ereignisse entstehen regelrechte Gammastrahlungsblitze (Terrestrial Gamma-ray Flash, TGF). Danach können zwei Gammaquanten durch sogenannte Paarbildung aus Energie Elektronen und Positronen erzeugen, ein Beispiel für Einsteins berühmteste Gleichung E = mc².

Elektronen kommen in der Atmosphäre ohnehin vor. Die Positronen dagegen sind Antiteilchen der Elektronen. Treffen sie mit einem Elektron zusammen, so verwandeln sich beide unter bestimmten Bedingungen wieder in Gammaquanten. Dies ist eine besonders energiereiche Form elektromagnetischer Strahlung.

Durch die Messungen mit Fermis Gammastrahlungsmonitor GRM konnten im Weltall, auch tausende Kilometer von der verursachenden Gewitterzone entfernt, Positronen nachgewiesen werden. Sie kollidierten mit dem Satelliten, trafen dabei auf Elektronen und verwandelten beide in Gammastrahlung. Am 14. Dezember 2009 bereits wurde Fermi über Ägypten im Abstand von 23 Millisekunden (0,023 s) zweimal von einem Positronenstrahl getroffen. Dieser stammte von einem Gewitter über Sambia.

„Diese Signale sind die ersten direkten Hinweise darauf, dass Gewitter Antimaterieteilchenstrahlen hervorrufen“, sagte Michael Biggs, ein Mitglied des GRM-Teams der Universität Alabama in Huntsville (USA).

Angenommen wird, dass alle terrestrischen Gammastrahlungsblitze Positronen erzeugen. Man schätzt die Zahl der TGF weltweit auf etwa 500 pro Tag. Fermi hat seit Ende 2008 etwa 130 nachweisen können. „Es ist allerdings immer noch unklar, wie TGFs erzeugt werden und auch, wie klassische Gewitterblitze entstehen“, sagt Jochen Greiner vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, an dem der Gammastrahlungsmonitor GRM entwickelt wurde. Obwohl Turbulenzen in Gewitterwolken durch Ladungstrennung sehr große Spannungen erzeugen, sind die dabei übertragenen Energien etwa um den Faktor 10 zu klein für die Bildung von Positronen-Elektronen-Paare. Hier ist also noch weitere Forschung vonnöten.

Das weltraumgestützte Gammastrahlenobservatorium Fermi ist ein Gemeinschaftsprojekt verschiedener Institutionen in den USA, in Deutschland, Frankreich, Italien, Japan und Schweden. Von deutscher Seite ist das Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik in Garching beteiligt. Fermi gelangte am 11. Juni 2008 als GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) ins Weltall und sucht nach einer kurzen Kalibrierungsphase nach Gammastrahlungsemmissionen. Derartige Strahlung wird im All vor allem von Pulsaren, Schwarzen Löchern und binären Systemen großer Masse abgegeben.

Die wissenschaftliche Ausrüstung besteht zum einen aus dem Large Area Telescope, das ca. 16% der Himmelskugel mit einem „Blick“ erfassen kann. Das Aufnahmespektrum umfasst Gammastrahlung im Energiebereich von 30 MeV bis 300 GeV. Strahlungsquellen können mit einer Genauigkeit von einem Sechzigstel Grad festgestellt werden. Zum zweiten befindet sich der Gamma Burst Monitor (GBM) an Bord, der speziell für die Identifizierung von Gammastrahlenausbrüchen konstruiert wurde. Sechzig Tage nach dem erfolgreichen Start bekam der Satellit zu Ehren des Physikers Enrico Fermi seinen offiziellen Namen.

Die wissenschaftlichen Ziele der Mission liegen auf den Gebieten Dunkle Materie, Schwarze Löcher, neue Dimensionen, spezielle Relativitätstheorie, Neutronensterne, Gamma Ray Bursts und neuartigen Wechselwirkungen zwischen energiereichen Photonen.

Raumcon:

• Weltraumteleskop Fermi (ehemals GLAST)

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Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: NASA JPL.

Von mehreren Planeten sind Ringsysteme bekannt: Neben den prächtigen Ringen des Saturn besitzen auch die anderen Gasriesen Jupiter, Uranus und Neptun kleinere Ringe. Doch möglicherweise gibt es nicht nur um Planeten Ringe – Cassini fand nämlich Hinweise auf Ringe um den Saturnmond Rhea.

Die Daten, auf denen diese Vermutung beruht, stammen von einem Vorbeiflug an Rhea im November 2005. Die Raumsonde führte damals mehrere Messungen durch. Zum einen sammelte sie Staubproben. Das allein deutet aber nicht auf Ringe hin, man hatte auch so etwas Staub erwartet. Andere Experimente beobachteten Rheas Einfluss auf Saturns Magnetosphäre und schlossen eine Atmosphäre um den Mond aus. Der entscheidenden Hinweis auf die Ringe kam vom

Magnetospheric Imaging Instrument, dass eine Abnahme der Zahl der Elektronen in der Umgebung registrierte, als Cassini sich Rhea näherte. Irgendetwas schien die Elektronen von Rhea abzuschirmen. Außerdem gab es kurze, starke Abfälle, die durch Ringe um Rhea erklärt werden können. Dies ähnelt der Entdeckung des Ringsystems des Planeten Uranus, das man dadurch entdeckte, dass die Helligkeit eines Sternes stark schwankte während er von den Ringen bedeckt wurde.

Als die Raumsonde sich von dem Mond entfernte, stellte sie dasselbe Muster wie bei der Annäherung fest. Aufgrund dieser Symmetrie schlossen die Astronomen auf ein Ringsystem. Durch Simulationen fanden sie heraus, dass Rhea über längere Zeit Ringe besitzen könnte, ohne dass diese durch Saturns Gravitation gestört werden. Eine mögliche Erklärung für die Entstehung solcher Ringe wäre, dass die Ringe Überreste einer Kollision mit einem Asteroiden oder Kometen sind. Dabei wurden Gas, Gesteinsbrocken und Staub aufgewirbelt und um den Mond verteilt. Die Trümmer ordneten sich im Laufe der Zeit zu einem Ringsystem an.

Rhea hat einen Durchmesser von 1.500 Kilometern. Die entdeckte Trümmerscheibe, in der sich mindestens ein Ring befindet, erstreckt sich mehrere tausend Kilometer um den Mond und beherbergt sowohl kleinere Gesteinsbrocken als auch größere Felsen. Rhea wird nun zu einem interessanten Forschungsobjekt, da man die Existenz der Ringe auch mit anderen Methoden nachweisen möchte.

In der nächsten Woche wird sich Cassini jedoch auf einen anderen Mond konzentrieren: Die Raumsonde wird sich am 12. März 2008 Enceladus bis auf 23 Kilometer nähern. Enceladus weist einige außergewöhnliche Eigenschaften auf. Seine Oberfläche ist mit Wassereis bedeckt. Dadurch reflektiert er fast alles Sonnenlicht, das auf ihn trifft. Während einige Regionen alt und von Kratern übersät sind, finden sich andere Regionen, die geologisch jung erscheinen. Beim letzten Vorbeiflug im Juli 2005 entdeckte Cassini zur Überraschung aller Forscher jedoch eine im Vergleich zum Rest des Mondes heiße Region um dessen Südpol. Dort befinden sich lange Streifen, aus denen Wasserdampf und Eispartikel aus dem Inneren des Mondes strömen. Wie diese Fontänen entstehen und woher die Wärme in dieser Region kommt, ist noch nicht eindeutig geklärt. Möglicherweise existiert unter der Eisschicht flüssiges Wasser. Beim bevorstehenden Vorbeiflug können hoffentlich weitere Daten gesammelt werden, die zur Lösung dieses Rätsels beitragen. 

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Autor: Tilman Kaiser

Liegt seine Masse zwischen dieser Grenze und unterhalb der Oppenheimer-Volkov Grenzmasse, so entsteht ein Neutronenstern. Schon bald nach der Entdeckung des Neutrons Anfang 1932 durch James Chadwick im kernphysikalischen Labor der berühmten Rutherfordschen Arbeitsgruppe in Cambridge wurde die Möglichkeit eines Himmelobjekts bestehend aus eng gepackten Neutronen von Zwicky und Baade in den USA in Erwägung gezogen. Die beiden Astronomen berichten hierüber Ende 1933 in einem Vortrag zur Erklärung von Supernovae-Explosionen an der Stanford University. Auch der russische theoretische Physiker Lew Landau legte 1937 eine Theorie über „Neutronenkern“-Gebilde im Kosmos vor, was ihn aber nicht vor einem Jahr Haft wegen „antisowjetischer Tätigkeit“ in einem stalinistischen Gefängnis bewahrte.

Ein wichtiger Prozess in der Endstufe der Entwicklung von Sternen ist der sogenannte URCA-Prozess, der auch erklärt wie die Neutronen in Neutronensternen entstehen. Vereinfacht gesagt, werden die negativ geladenen Elektronen durch die enormen Gravitationskräfte auf die positiven Protonen gedrückt, so daß sich in den Atomkernen die neutralen Neutronen auf Kosten von den Protonen unter Aussendung von den fast masselosen Elektron-Neutrinos anreichern. Der umgekehrte Prozess, findet aufgrund eines quantenmechanischen Prinzips nicht statt, so dass die Bildung von Neutronen überwiegt. Dieser Prozess wurde 1940 von Schönberg und Gamow auf einer Konferenz in Rio de Janeiro vorgeschlagen und bekam den Namen eines ansässigen Kasinos, in dem Geld durch von aussen nicht nachvollziehbare Prozesse verschwand – diese Assoziation kam vielleicht durch die enorme nicht messbare Neutrinoemission, die bei diesem Prozess stattfinden muss, zustande. Bei Dichten von ca. 100 Millionen Tonnen pro ccm löst sich der Kernverbund aus Protonen und Neutronen ganz auf und die Materie besteht aus einem „Neutronen-Brei“, der mit ca. 0,5 % an Protonen und Elektronen vermischt ist. Im Zentrum eines Neutronensterns werden die sogenannten Hyperonen vermutet. Das sind Teilchen, die noch schwerer als die Proton- oder Neutron-Kernteilchen sind und im freien Zustand sofort in diese Nukleonen (Kernteilchen) zerfallen.

Der typische Durchmesser eines Neutronensterns beträgt 10 km. Die Atmossphäre über seiner noch metallischen Oberfläche ist nur wenige cm dick. Der erste Neutronenstern wurde 1967 in Form eines Pulsars entdeckt, als die Englischen Radioastronomen Anthony Hewish und Jocelyn Bell in Cambridge, scharfe, regelmässige Radiopulse vom Himmel einfingen. Diese Pulse können durch die Rotation und das Magnetfeld der Neutronensterne erklärt werden, wenn die Magnetfeldachse gegenüber der Rotationsachse um 45-90° gekippt ist. Dadurch überstreicht die Magnetfeldachse einen Kegel. Elektrisch geladene Teilchen werden spiralförmig um diese Achse bewegt, wobei sie ab einer gewissen Entfernung vom Stern relativistische Geschwindigkeiten erhalten. Entlang ihrer Bewegungsrichtung werden Elektronen Synchrotronstrahlung über einen großen Wellenlängenbereich aussenden. Die Strahlung macht sich analog zum Lichtstrahl eines Leuchturms durch eine periodische Wiederkehr bei einem Beobachter bemerkbar. Durch die Abstrahlung von Energie durch elektromagnetische Strahlung wird die Rotation des Neutronensterns abgebremst, was sich durch einen Vergrößerung der Pulsperiode bemerkbar macht.

In den 1970s wurden auch erstmals im Röntgenbereich strahlende Neutronensterne entdeckt, wie schon in der „Kurzen Geschichte der Röntgenastronomie“ (siehe Newsletter Sommer 2002) erwähnt wurde. Hierbei handelt es sich oft um binäre Systeme, bei denen von einem aufgeblähten Riesenstern Materie auf einen Neutronenstern meist über dessen magnetische Polkappen akkretiert wird, wobei Röntgenstrahlung entsteht.

Literatur:

• H. Voigt: „Abriss der Astronomie“, Universitätssternwarte Göttingen, 1991

• Karttunnen, Kröger, Oja, Poutanen, Donner: „Fundamental Astronomy“, Helsinki, 1996

• Kip S. Thorne: „Black Holes & Time Warps. Einstein’s Outrageous Legacy“ In: „The Common Wealth Fund Book Programme“ hrsg.:Lewis Thomas, Bd. 9, 1993

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