Quelle: Friedrich-Schiller-Universität Jena 17. April 2024.

17. April 2024 – Peptide sind organische Verbindungen, die in vielen biologischen Prozessen eine wichtige Rolle spielen; beispielsweise als Enzyme. Dass einfache Peptide auf kosmischen Staubkörnern entstehen können, wurde vom Forschungsteam um Dr. Serge Krasnokutski vom Astrophysikalischen Labor des Max-Planck-Instituts für Astronomie an der Universität Jena bereits gezeigt. Bisher ging man jedoch davon aus, dass das nicht möglich ist, wenn in dem molekularen Eis, das das Staubkorn bedeckt, Wasser vorhanden ist – was aber meistens der Fall ist. Nun fand das Team in einer Kooperation mit der französischen Universität Poitiers heraus, dass die Gegenwart von Wassermolekülen kein großes Hindernis dafür ist, dass Peptide auf solchen Staubpartikeln entstehen. Das berichten die Forschenden im Fachmagazin „Science Advances“.

Chemie im eisigen Vakuum
„Wir haben in einer Vakuumkammer Bedingungen nachgestellt, wie sie im Weltall herrschen und dabei auch die Substanzen hinzugegeben, wie sie in sogenannten molekularen Wolken vorkommen“, erklärt Krasnokutski. Diese Substanzen sind Ammoniak, atomarer Kohlenstoff und Kohlenmonoxid. „Damit sind alle chemischen Elemente vorhanden, aus denen einfache Peptide bestehen“, ergänzt der Physiker.

Aus diesen Ausgangsstoffen, beschreibt Krasnokutski, entstehen zunächst chemische Vorstufen von Aminosäuren: sogenannte Aminoketene. Diese verbinden sich schließlich zu Ketten, sodass Polypeptide vorliegen. „Bisher war die Vermutung, dass die einzelnen Aminoketene sich zu Peptiden verbinden, wobei Wasser frei wird“, führt der Wissenschaftler aus. Für diesen Schritt könnte es also entscheidend sein, dass kein Wasser zugegen ist, da dies die Reaktion behindern würde. „Die meisten interstellaren Staubkörner sind jedoch mit wasserhaltigem molekularem Eis bedeckt“, sagt Krasnokutski. Daher war die Annahme bislang, dass, wenn sich Peptide im Weltall bilden, das nur in geringem Maße geschieht.

Präzise Analyse in Frankreich
„Die hochpräzisen massenspektrometrischen Untersuchungen, die nun an der Universität Poitiers möglich waren, zeigten jedoch, dass anwesendes Wasser im molekularen Eis die Bildung von Peptiden zwar um fünfzig Prozent verlangsamt, sie aber trotzdem entstehen“, erklärt er. „Wenn man die Zeitskalen betrachtet, in denen astronomische Prozesse ablaufen, ist diese Verlangsamung so gut wie vernachlässigbar.“

Die Frage, ob nun die ersten Biomoleküle auf unserem Planeten terrestrischen oder extraterrestrischen Ursprungs sind – oder beides – wird wahrscheinlich bis auf weiteres nicht eindeutig geklärt werden. Der Weltraum als Quelle unseres Lebens ist aber nicht auszuschließen, wie diese Entdeckung zeigt.

Originalpublikation:
Serge A. Krasnokutski, Cornelia Jäger, Thomas Henning, Claude Geffroy, Quentin. B. Remaury, Pauline Poinot, „Formation of extraterrestrial peptides and their derivatives“, Science Advances, 2024, DOI: 10.1126/sciadv.adj7179
https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adj7179

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Chemie im All

Der Beitrag Uni Jena: Peptide auf interstellarem Eis erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: MPIC 1. August 2022.

1. August 2022 – Bis vor Kurzem ging die Kosmochemie und Astrophysik davon aus, dass Supernovae und ihre Vorläufer, die Überriesen-Sterne, nur wenig zum Sternenstaubgehalt unseres Sonnensystems beigetragen haben. Neuere Untersuchungen deuten aber darauf hin, dass ein erheblicher Teil des Sternenstaubs (mehr als 25 Prozent) im Sonnensystem aus Supernova-Explosionen und deren Vorläufersternen stammt. Damit lassen sich Zusammensetzung und Ursprung der Bausteine unseres Sonnensystems besser verstehen. Die vorherigen Annahmen zum Ursprung des Staubs waren noch sehr unsicher.

Die chemischen Elemente von Kohlenstoff bis Uran entstehen ausschließlich in Sternen in der sogenannten stellaren Nukleosynthese. Am Lebensende eines Sterns werden sie als Wind oder in einer gewaltigen Explosion (Supernovae) an den umgebenden Raum, das sogenannte interstellare Medium, abgegeben. Ein großer Teil der nicht-flüchtigen Elemente kondensiert dabei zu Sternenstaub, der aber im interstellaren Medium später zum Teil wieder zerstört wird. Der überdauernde Teil der Körnchen wurde vor ca. 4,6 Milliarden Jahren auch in die planetaren Körper unseres Sonnensystems eingebaut. Da diese Körner bereits vor der Bildung unseres Sonnensystems existierten, werden sie „präsolare Körner“ genannt. Sie weisen für unser Sonnensystem untypische, also anomale, Isotopenmuster auf. Aufgrund dieser charakteristischen Isotopenhäufigkeitsanomalien können sie in Meteoriten und Kometenmaterial aufgespürt werden. Präsolare Körner bieten die einzigartige Möglichkeit, die Prozesse der stellaren Nukleosynthese sehr detailliert im Labor zu studieren und die Sterntypen zu identifizieren, die Staub zum Sonnensystem beigetragen haben. Dies liefert einen wichtigen Beitrag zum besseren Verständnis des Ursprungs der chemischen Elemente und der Entstehung unseres Sonnensystems.

In dem jetzt erschienen Artikel in Nature Astronomy werden die jüngsten Erkenntnisse aus Studien dieser präsolaren Körner vorgestellt und die Auswirkungen auf zukünftige Forschungen, interstellare Staubmodelle und die Interpretation astronomischer Beobachtungen von Staub im Auswurfmaterial von Supernova-Explosionen diskutiert.
Möglich wurden die neuen Erkenntnisse mithilfe verbesserter Analysemethoden mit der NanoSIMS-Ionensonde an Sternenstaub sowie neuer Modellrechnungen. Mithilfe der NanoSIMS-Ionensonde wird im Submikrometerbereich die Verteilung der Häufigkeit bestimmter Isotope gemessen. Dazu wird die Probe mit einem fokussierten Ionenstrahl abgerastert und die dabei aus der Probe herausgeschlagenen Teilchen massenspektrometrisch analysiert.

Genauere Staubmodelle des interstellaren Mediums möglich
Peter Hoppe, Gruppenleiter in der Abteilung Partikelchemie des MPI für Chemie und Erstautor der Publikation, erklärt: „Das Wissen, dass ein weitaus größerer Teil des Sternenstaubs aus Supernova-Explosionen stammt, liefert der Forschung wichtige neue Parameter für Computermodelle über die Entwicklung des Staubs im interstellaren Medium. Dies gilt insbesondere, wenn man das Überleben von frisch produziertem Supernova-Staub und altem, interstellaren Staub beim Durchgang von Supernova-Schockwellen beschreibt.“ Letzteres sei von Interesse, da der Staub eine wichtige Rolle als Katalysator für chemische Reaktionen in interstellaren Molekülwolken spiele und als Baustein für die Entstehung neuer Planeten in protoplanetaren Scheiben in jungen Sternsystemen gelte. Die Prozesse, die zur Vermischung von Sternenstaub im lokalen interstellaren Medium über ausgedehnte räumliche und zeitliche Skalen geführt haben, seien noch nicht ausreichend erforscht und sollten in zukünftigen Entwicklungsmodellen genauer untersucht werden, fasst der Astrophysiker zusammen.

Publikation
Dust from Supernovae and their Progenitors in the Solar Nebula, Peter Hoppe, Jan Leitner, János Kodolányi, Stephan Borrmann, Anthony P. Jones, Nature Astronomy, doi.org/10.1038/s41550-022-01737-5
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01737-5

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Supernovae

Der Beitrag MPIC: Mehr Supernova-Staub im Sonnensystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 25. Juli 2022.

25. Juli 2022 – Das SKAO, dessen Bau dieses Jahr begonnen hat, wird bald das größte Radioteleskop der Welt sein. Die Astronomen, die der SKAO-Arbeitsgruppe „Extragalaktisches Kontinuum“ angehören, suchen nach einer Möglichkeit, eine kosmische Ära zu erforschen, in der die Sternentstehungsaktivität nach einer als „Kosmischer Mittag (Cosmic Noon)“ bekannten Epoche abnahm. Zu diesem Zweck simulierten sie die Eigenschaften des interstellaren Mediums von Galaxien, die M 33 und M 51 ähneln, in einem frühen Zeitalter des Universums.

Im Laufe der kosmischen Entwicklung erlebten die Galaxien nach einer aktiveren Periode vor etwa 10 Milliarden Jahren, dem so genannten „Kosmischen Mittag“, einen Rückgang der Sternentstehungsaktivität. Der Übergang von einer goldenen Epoche der Sternentstehung zu einer geringeren Sternentstehungsrate ist noch immer nicht vollständig verstanden. Ein Rückgang der Menge an kühlem Gas in den Galaxien, das als Brennstoff für die Sternentstehung dient, wird oft als Hauptgrund angesehen. Beobachtungen zeigen jedoch, dass viele Galaxien noch über ausreichend große Gasreserven verfügten, um die Sternentstehung zu ermöglichen.

„Eine andere Möglichkeit ist, dass der Druck von Magnetfeldern, hochenergetische Teilchen und Turbulenzen das kühle Gas in Galaxien zunehmend stabilisierten“, sagt Fatemeh Tabatabaei. Sie ist eine ehemalige Forscherin des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautorin der Studie. Jetzt ist sie Fakultätsmitglied am Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM) in Teheran, Iran. „Um die Bedeutung dieser Faktoren zu verstehen, sind Studien zur Energiebilanz in Abhängigkeit von der Rotverschiebung erforderlich“, fährt sie fort.

Als Rotverschiebung bezeichnet man das Phänomen, dass die Spektren, die z. B. von Galaxien ausgesendet werden, mit der Zeit aufgrund der Expansion des Universums zu längeren Wellenlängen verschoben werden. Die Rotverschiebung kann direkt in eine Entfernung oder das Alter seit dem Urknall umgerechnet werden.

Um zu beurteilen, ob das künftige Square Kilometer Array Observatory (SKAO) zur Lösung dieses Rätsels beitragen kann, haben die Astronomen die physikalischen Prozesse im interstellaren Medium (ISM) von Galaxien bei unterschiedlichen Rotverschiebungen simuliert. Das ISM besteht hauptsächlich aus Gas und mikroskopisch kleinen Teilchen, die Astronomen als Staub bezeichnen, mit unterschiedlichen Temperaturen, die den Raum zwischen den Sternen durchdringen. Der erste Teil dieser Forschungsarbeit wird heute in der Fachzeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht.

Die Beobachtung der Radioemission ist ein wirksames Mittel, um energetische Prozesse in Galaxien zu verfolgen. Diese Emission entsteht hauptsächlich durch die Wechselwirkung von hochenergetischen Teilchen mit Magnetfeldern, einer energetischen Komponente des ISM. Tiefe und räumlich aufgelöste Beobachtungen bei verschiedenen Radiofrequenzen mit SKAO ermöglichen es den Astronomen, diese Prozesse in nahen und fernen Galaxien zu kartieren. „Solche Beobachtungen sind der entscheidende Schritt zum Verständnis der Energiebilanz und der Strukturbildung in Galaxien im Laufe der kosmischen Zeit und geben Aufschluss über die Prozesse, die die Galaxienentwicklung und den Rückgang der Sternentstehungsaktivität bestimmen“, erklärt Eva Schinnerer, Wissenschaftlerin am MPIA und Mitautorin dieser Studie.

„Die Auswahl der Galaxientypen und kosmischen Entfernungen, die für die Untersuchung dieser Prozesse erforderlich sind, ist ein wesentlicher Teil der Vorbereitung auf die eigentlichen SKAO-Daten“, erklärt Mark Sargent vom International Space Science Institute in Bern, Schweiz, Mitautor der Studie und ehemals Wissenschaftler am MPIA.

„In einem ersten Schritt wollten wir die Radio-Kontinuum-Emission aus dem ISM typischer hochrotverschobenen Galaxien simulieren, wobei wir normale, heutige Spiralgalaxien wie M 51, NGC 6946 und M 33 als Vorlagen verwendeten. Unsere Simulation berücksichtigt zwei verschiedene Strahlungsmechanismen, die thermische Bremsstrahlung und die nicht-thermische Synchrotronstrahlung“, beschreibt Masoumeh Ghasemi-Nodehi, Postdoc am IPM und Erstautorin der Forschungsarbeit. „Wir haben gezeigt, dass die SKAO-Phase 1 MID-Radiodurchmusterung (SKA1-MID) die Synchrotronstrahlung in M 51-ähnlichen Galaxien bis zu einer Rotverschiebung von 3 kartieren kann, als das Universum nur 1/7 seines heutigen Alters hatte“, fährt sie fort.

„Wir erwarten, dass sowohl die relativistischen Teilchen als auch die Magnetfelder aufgrund der höheren Sternentstehungsaktivität in diesen frühen Galaxien zu früheren Zeiten einen höheren Druck im interstellaren Medium erzeugten. Diese Annahme, die sich aus unseren Studien ergibt, muss durch die SKAO-Beobachtungen weiter bestätigt werden“, erläutert Fatemeh Tabatabaei.

Dank der Empfindlichkeit und Durchmusterungsgeschwindigkeit des SKAO wird dieses Observatorium wichtige Themen der Astronomie und Astrophysik erhellen. Zu seinen Zielen gehört es, die Entstehung von Strukturen im frühen Universum, die Bildung der ersten Sterne und Galaxien sowie die Entwicklung von Galaxien zu untersuchen. In den meisten Fällen werden diese Phänomene mit Hilfe von Durchmusterungen mit mehreren Wellenlängen untersucht, die verschiedene Himmelsbereiche in unterschiedlichen Entwicklungsstadien abdecken.

Zusätzliche Informationen
Diese Studie ist das Ergebnis einer internationalen Zusammenarbeit, deren Mitglieder sind: M. GhasemiNodehi (Institute for Research in Fundamental Sciences, Teheran, Iran [IPM]), Fatemeh S. Tabatabaei (IPM, Instituto de Astrofísica de Canarias, Teneriffa, Spanien [IAC], und Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland [MPIA]), Mark Sargent (International Space Science Institute, Bern, Schweiz [ISSI] und University of Sussex, Brighton, Vereinigtes Königreich), Eric J. Murphy (National Radio Astronomy Observatory, Charlottesville, USA), Habib Khosroshahi (IPM), Rob Beswick (Jodrell BankCentre for Astrophysics/e-MERLIN, The University of Manchester, Vereinigtes Königreich), Anna Bonaldi (SKA Organisation, Jodrell Bank, Macclesfield, Vereinigtes Königreich), und Eva Schinnerer (MPIA).

Publikation
M. Ghasemi-Nodehi et al., „Evolution of thermal and nonthermal radio continuum emission on kpc scales–Predictions for SKA“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 515, Issue 1, p. 1158. DOI: 10.1093/mnras/stac1393
https://academic.oup.com/mnras/article/515/1/1158/6590836

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Square Kilometre Array (SKA)

Der Beitrag MPIA: Vorbereitungen für das größte Radioteleskop der Welt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, NASA.

Viele Galaxien sind von großen Mengen an interstellarem Staub durchsetzt. Dieser Staub besteht hauptsächlich aus Silizium- und Graphitpartikeln – Mineralien, welche auch auf der Erde in großen Mengen zu finden sind. Der Ruß einer Kerze ist dem kosmischen Staub sehr ähnlich. Allerdings verfügen Rußpartikel typischerweise über die zehnfache Größe der kosmischen Staubpartikel.

Dieser interstellare Staub nimmt bei der Entstehung von Sternen und bei der Bildung von Planeten innerhalb der so genannten protoplanetaren Scheiben, welche noch relativ ‚junge‘ Sterne umgeben, eine entscheidende Rolle ein. Hierbei muss sich dieser Staub jedoch zu größeren Brocken verbinden.

Wie entsteht ‚kosmischer Staub‘?
Der Ursprung des kosmischen Staubs stellt immer noch eines der großen ungelöstes Rätsel der Astrophysik dar. Astronomen gehen jedoch allgemein davon aus, dass insbesondere im frühen Universum Supernovae die Hauptquelle für diesen Staub darstellten. Allerdings war die Beweislage für die Staubproduktionsfähigkeit von Supernovae bisher eher dünn. Außerdem konnten durch solche Sternexplosionen die großen Mengen an Staub, welche speziell in jungen Galaxien beobachtet werden, bisher nicht ausreichend erklärt werden.

Zudem ist immer noch unklar, wie und wo die dabei erzeugten Staubkörner entstehen. Die dabei gegebenen ‚kosmischen Umweltbedingungen‘ müssen eine Kondensation der Staubpartikel ermöglichen und außerdem sicherstellen, dass diese anschließend zu einer Größe anwachsen können, welche es ermöglicht, einer durch die destruktiven Eigenschaften der rauen Umgebung einer Galaxie mit aktiver Sternentstehung bedingten Zerstörung entgehen zu können. Zum Beispiel hochenergetische Strahlung, hohe Temperaturen oder auch Kollisionen untereinander können die zuvor gebildeten Partikel wieder aufbrechen.

Tatsächlich ließen sich in der Vergangenheit in den Überresten von Supernovae-Explosionen große Mengen an Staub nachweisen. Wie diese Staubpartikel allerdings im Detail entstanden sind und wie sie anschließend ‚überleben‘ können, ist dagegen noch nicht ausreichend erklärt. Durch neue Beobachtungsergebnisse könnte sich dies jetzt allerdings ändern.

Die Supernova SN2010jl
Ein internationales Astronomenteam hat eine mit dem Namen „SN2010jl“ belegte Supernova in den Monaten nach ihrer Entdeckung neun Mal mit dem X-Shooter-Spektrografen des Very Large Telescope (VLT), welches sich am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden befindet, im sichtbaren und im infraroten Spektralbereich beobachtet. Eine zehnte Beobachtungskampagne, bei der das langsam schwindende Licht der Supernova erneut analysiert wurde, erfolgte zweieinhalb Jahre nach der Sternexplosion.

Die ungewöhnlich helle Supernova SN2010jl – im Bereich des sichtbaren Lichtes verlief sie etwa zehn mal leuchtstärker als eine typische Supernova – ereignete sich in der unscheinbaren Zwerggalaxie UGC 5189A, welche sich in einer Entfernung von rund 160 Millionen Lichtjahren im Bereich des Sternbildes Löwe befindet. Entdeckt wurde die kurz darauf als eine Supernova des „Typ IIn“ klassifizierte Sternexplosion am 3. November 2010. Nachfolgende Abgleiche mit vorherigen Beobachtungen der gleichen Himmelsregion führten zu dem Ergebnis, dass der Ausbruch bereits mehrere Wochen zuvor Anfang Oktober 2010 begann.

Supernovae vom Typ II entstehen bei der gewaltigen Explosion eines Sterns mit mindestens acht Sonnenmassen. Der Untertyp IIn – das „n“ steht hierbei für „narrow“, also schmal – zeigt in seinem Spektrum schmale Wasserstofflinien. Diese Linien sind das Resultat einer Wechselwirkung zwischen dem Material, welches von der Supernova abgestoßen wird und dem Material, das den Stern bereits vor der Explosion umgeben hat.

„Indem wir die Daten der ersten neun Beobachtungen kombinierten, konnten wir die erste Messung der Absorption verschiedener Wellenlängen im Staub um eine Supernova durchführen“, so Christa Gall von der Universität Aarhus/Dänemark, die Erstautorin eines Fachartikels über die entsprechenden Messungen. „Hierdurch konnten wir mehr über diesen Staub herausfinden, als uns bisher möglich war.“

Die an der Kampagne beteiligten Astronomen stellten fest, dass die Staubbildung demzufolge bereits kurz nach der Explosion des Sterns beginnt und sich anschließend über einen längeren Zeitraum fortsetzt. Die neuen Messungen zeigten auch, wie groß die Staubkörner sind und woraus sie bestehen. Diese Entdeckungen gehen einen Schritt weiter als die kürzlich veröffentlichten Ergebnisse des Radioteleskopverbundes Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“), laut denen die Überreste der Supernova 1987A große Mengen von frisch gebildeten Staub enthalten (Raumfahrer.net berichtete).

Unerwartet große Staubpartikel
Eine der größten offenen Fragen des in diesem Zusammenhang veröffentlichten Fachartikels war, wie die Staubkörner die zerstörerische Umgebung in den Überresten von Supernova 1987A und von Supernovae allgemein überstehen können. Bei der Auswertung der gewonnenen Daten von der Supernova SN2010jl kamen die Wissenschaftler zu dem Ergebnis, dass sich in dem verhältnismäßig dichten Material, welches den ursprünglichen Stern umgibt, ungewohnt große Staubkörner bilden.

Diese verfügen über Durchmesser von mehr als einem tausendstel Millimeter. Obwohl sie damit für ‚menschliche‘ Verhältnisse immer noch winzig sind, fallen sie für kosmische Staubteilchen doch überraschend groß aus. Diese ‚Größe‘ wiederum macht sie zugleich auch bis zu einem gewissen Grad resistent gegenüber den destruktiven Prozesse, welche sich in der Umgebung einer Supernova abspielen.

„Unser Nachweis großer Staubkörner kurz nach der Supernovaexplosion bedeutet, dass es einen schnellen und effizienten Prozess geben muss, in deren Rahmen sie sich bilden“, ergänzt Jens Hjorth vom Niels-Bohr-Institut der Universität Kopenhagen in Dänemark, einer der an der Publikation beteiligten Koautoren. „Wir verstehen allerdings noch nicht genau wie das eigentlich passiert.“

Die Astronomen glauben allerdings zu wissen, woraus sich der Staub gebildet haben muss – nämlich aus dem Material, welches der Stern noch vor seiner Explosion in die Umgebung abgestoßen hatte, und das ihn daraufhin wie ein Kokon umgeben hat. Als die Schockwelle der Supernova expandierte, traf sie auf diese Staubhülle und verdichtete diese. Eine auf diese Weise erzeugte relativ kühle und zugleich dichte Hülle aus Gas ist die Art einer ‚kosmischen Umgebung‘, in der Staubkörner zunächst kondensieren und anschließend ‚wachsen‘ könnten.

Staubbildung in zwei Phasen
Die Ergebnisse der Beobachtungen deuten außerdem darauf hin, dass der Bildungsprozess lange anhält und zudem in einem zweiten Schritt – beginnend nach einigen hundert Tagen – ein beschleunigter Prozess der Staubbildung stattfindet, an dem dann auch Material, welches direkt bei der Supernova-Explosion abgegeben wird, beteiligt ist. Wenn die Staubproduktion in SN2010jl auch weiterhin dem bisher beobachteten Trend folgt, so wird die gesamte Staubmasse in der Umgebung von SN2010jl etwa 25 Jahre nach der Supernova-Explosion ungefähr der halben Masse der Sonne entsprechen. Dies entspricht in etwa der Menge an Staub, welche auch bei anderen Supernovae wie zum Beispiel SN 1987A zu beobachten ist.

„Bisher haben Astronomen viel Staub in den Überresten von Supernovae gefunden, der erst nach der Explosion entstanden ist. Allerdings haben sie auch Beweise für kleine Mengen an Staub gefunden, die tatsächlich in der Supernovaexplosion selbst entstanden sind. Diese beachtlichen neuen Beobachtungen erklären, wie dieser scheinbare Widerspruch gelöst werden kann“, so Christa Gall.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 9. Juli 2014 von Christa Gall et al. unter dem Titel „Rapid formation of large dust grains in the luminous supernova SN 2010jl“ in der Fachzeitschrift „Nature“ publiziert.

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Supernovae

Fachartikel von Christa Gall et al.:

• Rapid formation of large dust grains in the luminous supernova SN 2010jl (vollständiger Artikel, engl.)

Der Beitrag Das staubige Geheimnis einer Supernova erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JHU/APL.

Seit ihrem Start am 19. Januar 2006 hat die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons auf ihrem Weg zu dem Zwergplaneten Pluto mittlerweile eine Distanz von mehr al 4,76 Milliarden Kilometern zurückgelegt. Nach ihrem am 28. Februar 2007 erfolgten Vorbeiflug an dem Planeten Jupiter befand sich die Raumsonde dabei die meiste Zeit in einem Hibernations-Modus – einem „Schlafmodus“, in dem sämtliche nicht für den Betrieb der Sonde zwingend benötigten Instrumente und Systeme vorübergehend deaktiviert sind.

Eine Ausnahme stellt dabei lediglich das „Venetia Burney Dust Counter“-Experiment dar. Hierbei handelt es sich um ein Instrument zur Untersuchung von kosmischen Staubpartikeln entlang der gesamten Flugroute der Raumsonde, welches die auftreffenden Partikel zählt und zugleich deren Masse bestimmen kann. Venetia ist das einzige der sieben von New Horizons mitgeführten wissenschaftlichen Instrumente, welches während der meisten Zeit des Fluges aktiv ist und Daten sammelt.

Lediglich einmal pro Woche wird von der Raumsonde ein kurzes Zustandssignal an das Deep Space Network (DSN) der NASA übermittelt, welches den für den Betrieb von New Horizons zuständigen Technikern und Ingenieuren Aufschluss über den Gesamtzustand der Raumsonde gibt.

Außerdem wird die Raumsonde in regelmäßigen Abständen für jeweils mehrere Wochen aus diesem Schlaf-Modus aufgeweckt, um die Software der Raumsonde mit Updates zu versehen und eventuell notwendige Kurskorrekturmanöver durchzuführen. Zugleich werden bei diesen als „Annual Checkouts“ (kurz „ACO“) bezeichneten Gelegenheiten die während der letzten Monate von dem Dust Counter Experiment gesammelten Daten sowie ausführliche Telemetriewerte der Sonde an das Kontrollzentrum übermittelt. Zusätzlich werden diese Wachphasen außerdem dazu genutzt, um die wissenschaftlichen Instrumente und die verschiedenen elektronischen Komponenten von New Horizons einer eingehenden Überprüfung zu unterziehen.

Der achte und finale „Annual Checkout“ hat begonnen
Und genau dies ist jetzt wieder der Fall. New Horizons hat am 15. Juni 2014 den Hibernationsmodus verlassen und das für die Kontrolle der Raumsonde verantwortliche Team hat mit einem weiteren Annual Checkout begonnen. Dieser ACO-8 stellt dabei die letzte umfassende Systemüberprüfung vor dem Beginn der eigentlichen Anflugsphase an den Pluto dar. Eine erste Auswertung der an diesem Tag übermittelten Telemetriewerte ergab, dass alle Systeme der Raumsonde wie vorgesehen arbeiten.

„New Horizons befindet sich in einem guten Gesamtzustand und ist bereit für den letzten großen Sommer-Check vor dem Erreichen des Pluto“, so Alice Bowman vom Applied Physics Laboratory (JHU/APL) an der Johns Hopkins University in Laurel im US-Bundesstaat Maryland, von wo aus die Mission geleitet wird.

Während der letzten Tage wurden über das NASA-DSN zunächst weiterführende Kommandos an New Horizons übermittelt, durch welche die Raumsonde für den finalen Checkout konfiguriert werden sollte. Erste Checkout-Aktivitäten beinhalten dabei die intensive Überprüfung des Computersystems. Anschließend soll unter anderem auch der Zustand der Sternsensoren und der Sonnensensoren ermittelt werden, durch deren Einsatz es New Horizons möglich ist, die jeweilige aktuelle Position und Orientierung im Weltraum autonom zu bestimmen und gegebene Abweichungen durch den Einsatz von Lagekontrolltriebwerken selbstständig zu korrigieren. Eine solche Lageregelung ist zum Beispiel nötig, um die Instrumente der Raumsonde exakt auf ein zu untersuchendes Ziel ausrichten zu können.

Ende Juni soll dann im Rahmen einer viertägigen Kampagne die endgültige Version der New Horizons-Flugsoftware an die Raumsonde übertragen werden, durch die alle während des Vorbeifluges an Pluto durchzuführenden Aktivitäten autonom gesteuert werden sollen. Aufgrund der großen Entfernung zwischen dem Pluto und der Erde – obwohl New Horizons bis zum Erreichen des Pluto in den kommenden fast 13 Monaten noch mehr als 450 Millionen Kilometer zurücklegen muss beträgt die Signallaufzeit bereits jetzt drei Stunden und 58 Minuten – hat das für die Steuerung der Raumsonde verantwortliche Team keine Möglichkeit, um zeitnah aktiv in den vorgesehenen Arbeitsablauf einzugreifen.

Vielmehr müssen die Kommandos für die durchzuführenden Beobachtungssequenzen bereits im Vorfeld an New Horizons übermittelt, zunächst im Speicher des Bordcomputers abgelegt und anschließend autonom durchgeführt werden. Außerdem beinhaltet diese Software verschiedene Szenarios, mit denen New Horizons selbstständig auf während des Vorbeifluges auftretende Probleme reagieren kann.

Des weiteren sollen in den kommenden Wochen sowohl das Primär- als auch das Backupsystem der Raumsonde sowie die verschiedenen Instrumente intensiv getestet werden. Letztere sollen bei dieser Gelegenheit ebenfalls mit Software-Updates versehen und erneut kalibriert werden. Durch diese Updates sollen die Instrumente in die Lage versetzt werden, auch bereits aus größeren Entfernungen wissenschaftlich verwertbare Daten von dem Zwergplaneten Pluto und seinen derzeit fünf bekannten Monden zu sammeln.

Außerdem soll die LORRI-Kamera, die wissenschaftliche Hauptkamera der Raumsonde, erstmals eingesetzt werden, um eine optische Navigationskampagne durchzuführen, welche dem verantwortlichen Team dabei helfen soll, den Kurs der Raumsonde zu verfolgen und den Verlauf der Flugbahn zu verfeinern.

Sollte es sich als nötig erweisen, so ist für den 15. Juli 2014 außerdem ein zusätzliches Kurskorrekturmanöver vorgesehen, durch welches die Raumsonde auf einen exakten Kurs zu dem Rendezvouspunkt gebracht werden soll, an dem New Horizons am 14. Juli 2015 den Pluto gegen 14:50 MESZ passieren wird.

Zuvor wird die Raumsonde jedoch am 25. August 2014 die Umlaufbahn des Neptun, des sonnenfernsten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems überschreiten. Am 29. August 2014 soll New Horizons dann zum letzten Mal vor dem Erreichen des Pluto in den Tiefschlafmodus versetzt werden, welcher dann allerdings bereits im Dezember 2014 wieder beendet werden soll. Ab diesem Zeitpunkt sind regelmäßige Beobachtungen des Zwergplaneten vorgesehen, welche ab dem April 2015 täglich erfolgen werden. Ab etwa 90 Tage vor dem Vorbeiflug wird die LORRI-Kamera in der Lage sein, Aufnahmen der Plutooberfläche zu erstellen, welche über bessere Auflösungen als das Weltraumteleskop Hubble verfügen.

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Mission New Horizons
• Plutoid Pluto

Der Beitrag Plutomission New Horizons: Der letzte Checkout erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Viele Galaxien sind von großen Mengen an interstellarem Staub durchsetzt. Dieser Staub besteht hauptsächlich aus Silizium- und Graphitpartikeln – Mineralien, welche auch auf der Erde zu finden sind. Der Ruß einer Kerze ist dem kosmischen Staub sehr ähnlich. Allerdings verfügen Rußpartikel typischerweise über die zehnfache Größe der kosmischen Staubpartikel.

Astronomen gehen davon aus, dass insbesondere im frühen Universum Supernovae die Hauptquelle für diesen Staub darstellten. Allerdings war die Beweislage für die Staubproduktionsfähigkeit von Supernovae bisher eher dünn und konnte die großen Mengen an Staub, welche in jungen Galaxien beobachtet werden, nicht ausreichend erklären. Durch neue Beobachtungsergebnisse könnte sich dies jetzt allerdings ändern.

„Wir haben eine bemerkenswert große Staubmasse gefunden, die in der zentralen Region der Ausflüsse einer relativ jungen und nahen Supernova konzentriert ist“, so der Astronom Remy Indebetouw von der University of Virginia/USA. „Damit sind wir erstmalig in der Lage, wirklich abzubilden, wo der Staub entsteht. Für das Verständnis der Entwicklung von Galaxien ist das enorm wichtig.“

Für ihre Beobachtungen verwendeten die Astronomen das im März 2013 offiziell in Betrieb gestellte, in den chilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“). Der ALMA-Teleskopverbund ist eine internationale astronomische Forschungseinrichtung, welche gemeinsam von europäischen, nordamerikanischen und ostasiatischen Instituten in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Im Betriebsmodus erreicht das ALMA ein Auflösungsvermögen, welches die Auflösung früherer Himmelsbeobachtungen um einen Faktor von mehr als 10 übersteigt.

Als Beobachtungsobjekt wählten die Wissenschaftler die Überreste der Supernova SN 1987A, welche sich in der Großen Magellanschen Wolke befindet. Seit ihrer Entdeckung am 24. Februar 1987 ist diese Supernova das Ziel diverser astronomischer Untersuchungen. Diese Arbeiten werden durch den Umstand begünstigt, dass es sich bei SN 1987A um die am nächsten gelegene beobachtete Supernovaexplosion seit der Entdeckung der Supernova von 1604 handelte, welche sich innerhalb unserer Heimatgalaxie ereignete. Zudem war SN 1987A die erste Supernova, bei der die Astronomen den Vorgängerstern identifizieren konnten.

Die Wissenschaftler hatten erwartet, dass sich das bei der „Explosion“ freigesetzte Gas im Zentrum von SN 1987A abkühlt. Anschließend sollten sich Sauerstoff-, Kohlenstoff- und Siliziumatome in den kühlen Zentralregionen des Supernova-Überrests zusammenklumpen und so große Mengen an Staub bilden. Allerdings wurden bei früheren Beobachtungen mit Infrarotteleskopen während der ersten 500 Tage nach der Explosion von SN 1987A nur geringe Mengen „heißen“ Staubs detektiert.

Mit der extrem hohen Auflösung und Empfindlichkeit des ALMA-Teleskopverbunds war das Wissenschaftlerteam um Remy Indebetouw jetzt jedoch in der Lage, Aufnahmen des viel häufiger auftretenden „kalten“ Staubs anzufertigen, welcher im Millimeter- und Submillimeterbereich hell leuchtet. Die Astronomen schätzen, dass der Überrest nun etwa ein Viertel der Sonnenmasse in Form von neu entstandenem Staub enthält. Sie kamen außerdem zu dem Schluss, dass erhebliche Mengen an Kohlenstoffmonoxid und Siliziummonoxid entstanden sind.

„SN 1987A ist insofern besonders als dass sie sich nicht mit ihrer Umgebung vermischt hat. Somit ist das, was wir dort sehen, auch dort entstanden“, so Remy Indebetouw. „Die neuen Ergebnisse von ALMA, die die ersten ihrer Art sind, zeigen einen Supernovaüberrest, der voll von Material ist, das einige Jahrzehnte zuvor noch nicht existiert hat.“

Als sich die Schockwelle der Sternexplosion in den Weltraum ausdehnte, prallte diese auf die Gashülle, welche von dem Vorgängerstern bereits kurz vor dessen Lebensende abgestoßen wurde. Bedingt durch diese Kollision entstanden hell leuchtende Ringe, welche auch in früheren Aufnahmen mit dem von der NASA und der ESA betriebenen Hubble Space Telescope zu erkennen sind. Nach dem Auftreffen auf die Gashülle wurde ein Teil der freigesetzten Energiemengen zum Ursprungsort der Explosion zurück reflektiert.

„Irgendwann wird diese reflektierte Schockwelle auf die aufgebauschten Klumpen aus frisch hergestelltem Staub prallen“, prognostiziert Indebetouw. „Wahrscheinlich wird dabei ein Teil des Staubs auseinandergesprengt werden. Es ist schwer vorherzusagen wie viel – vielleicht nur wenig, möglicherweise die Hälfte oder gar zwei Drittel.“ Sollte jedoch ein signifikanter Teil an Staub dieses Ereignis überstehen und aus der Umgebung von SN 1987A in den interstellaren Raum entweichen, so könnten Supernova-Explosionen die großen Mengen an Staub erklären, welche die Astronomen im frühen Universum beobachten.

„Sehr junge Galaxien sind unglaublich staubig, und dieser Staub spielt dann später eine große Rolle in ihrer Entwicklung“, so Mikako Matsuura vom University College London in Großbritannien. „Heute wissen wir, dass Staub auf verschiedenen Wegen gebildet werden kann, aber im frühen Universum muss der Großteil von Supernovae stammen. Wir haben endlich direkte Hinweise gefunden, die diese Theorie stützen.“

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse werden demnächst unter dem Titel „Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA“ in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal Letters“ veröffentlicht.

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net:

• Neue Klasse von Supernova-Explosionen entdeckt (31. März 2013)
• Die Supernova in der Galaxie NGC 1637 (22. März 2013)
• Die Suche nach den Quellen der kosmischen Strahlung (16. Februar 2013)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Supernovae
• ESO-Projekt ALMA

Fachartikel von Remy Indebetouw et al.:

• Dust Production and Particle Acceleration in Supernova 1987A Revealed with ALMA (engl.)

Der Beitrag Teleskopverbund ALMA beobachtet staubreiche Supernova erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Eine heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme zeigt den in einer Entfernung von etwa 1.200 Lichtjahren zur Erde befindlichen und im südlichen Sternbild Schiffskiel (lat. „Carina“) gelegenen Reflexionsnebel IC 2220. Bei einem Reflexionsnebel handelt es sich um eine Wolke aus Gas und Staub, welche „von innen heraus“ durch einen Stern beleuchtet wird. Im Falle von IC 2220 ist dies der Stern HD 65750. Dieser Stern gehört zur Klasse der Roten Riesen.

Rote Riesen bilden sich aus alternden Sternen, welche sich der letzten Stufe ihrer Entwicklung nähern. Sie haben ihren Vorrat an Wasserstoff, der die im Inneren von Sternen ablaufenden Kernreaktionen befeuert, fast komplett verbraucht. Dies führt zu einer enormen Ausdehnung der Sternatmosphäre. Rote Riesen wie HD 65750 besitzen über einem Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern eine Schale, in der sie Helium fusionieren. Gelegentlich besitzen sie zusätzlich auch eine Schale näher an der Sternoberfläche, in der noch ein Wasserstoffbrennen stattfindet.

Obwohl der Stern HD 65750 mit einem Alter von rund 50 Millionen Jahren noch vergleichsweise jung ist, befindet er sich somit doch bereits in einem deutlich fortgeschrittenem Stadium seiner Existenz. Der Grund hierfür ist die relativ hohe Masse dieses Sterns, welche in etwa fünf mal höher ausfällt als die Masse unserer Sonne. Sterne mit einer höheren Masse durchlaufen ihr Leben viel schneller als massearme Sterne wie unsere Sonne, deren Lebensdauer in Milliarden anstatt, wie im Fall von HD 65750, in Millionen Jahren gemessen wird.

Aber auch masseärmeren Sternen bleibt das Schicksal, zu einem Roten Riesen zu werden, letztendlich nicht erspart. In etwa sieben Milliarden Jahren, so die Erwartungen der Astronomen, wird sich auch das Zentralgestirn unseres Sonnensystems zu einem solchen Roten Riesen aufblähen. Es wird erwartet, dass die Sonnenatmosphäre sich in diesem Stadium der Entwicklung bis zu der heutige Umlaufbahn der Erde aufbläht und dabei die inneren Planeten des Sonnensystems verschlingt. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Erde allerdings bereits seit mehreren Milliarden Jahren in einem Zustand befinden, der die Existenz von Leben unmöglich macht. Die im Vorfeld dieser Entwicklung erfolgende ungeheure Zunahme an Strahlung und die starken Sonnenwinde, welche das Aufblähen der Sonne begleiten werden, wird dazu führen, dass das Wasser in den Ozeanen auf der Erde verdampft und alles Leben auf unserem Heimatplaneten vernichtet wird.

Der in der heute veröffentlichten Aufnahme gezeigte Reflexionsnebel IC 2220 ist ein direktes Produkt des Sterns HD 65750, welcher kontinuierlich einen Teil seiner Masse verliert und an die Umgebung abgibt. Dabei bildet sich eine Wolke aus Gas und Staub. Der Staub besteht aus Elementen wie Kohlenstoff und einfachen, hitzeresistenten Komponenten wie Titandioxid und Kalziumoxid (Kalk).

Der Nebel IC 2220 ist nur deshalb sichtbar, weil das von dem Stern ausgehende Licht von diesen Staubkörnern reflektiert wird. In Fall von IC 2220 haben detaillierte Analysen im infraroten Licht gezeigt, dass vermutlich Siliziumdioxid (Quarz) der Bestandteil des Staubes ist, welcher am wahrscheinlichsten für die Reflexion des Sternlichts verantwortlich ist. Der Nebel ist nahezu symmetrisch und verfügt über einen Durchmesser von etwa einem Lichtjahr.

Die von der ESO veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem in den chilenischen Anden befindlichen Very Large Telescope (kurz „VLT“) im Rahmen des „Cosmic Gems“-Programms angefertigt. Hierbei handelt es sich um eine ESO-Initiative zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hierfür hauptsächlich Zeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen wissenschaftlicher Beobachtungsarbeit genügen, um Aufnahmen von interessanten, faszinierenden Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach schön anzusehen sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich. Auch professionelle Astronomen können diese für ihre wissenschaftlichen Projekte verwenden.

Die Aufnahme von IC 2220 zeigt die charakteristische Bogenstruktur des Nebels, welche einem Krug ähnelt. Die britischen Astronomen Paul Murdin, David Allen und David Malin gaben dem Reflexionsnebel IC 2220 aufgrund dieser Ähnlichkeit zu einem alten englischen Trinkgefäß, welches typischerweise als Toby-Krug (engl. „Toby Jug“) bezeichnet wird, den Spitznamen „Toby-Jug-Nebel“. Die Toby-Krüge dienten früher dem Ausschank von Bier und sind heute beliebte Sammelobjekte.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Nebel
• Emissionsnebel

Der Beitrag Der Reflexionsnebel IC 2220 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

In einer Entfernung von etwa 6.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem befindet sich der im Sternbild Skorpion (lateinischer Name Scorpius) gelegene Emissionsnebel IC 4628. Bei diesem auch als „Garnelennebel“ bekannten Objekt handelt es sich um eine etwa 250 Lichtjahre durchmessende Region des Weltalls, die mit interstellarem Gas und Staub angereichert ist.

Obwohl sich dieser Nebel über eine Fläche des Himmels erstreckt, welche in etwa der vierfachen Fläche des Vollmondes einnimmt, wird er von ungeübten Beobachtern kaum wahrgenommen, was zum einen an der geringen scheinbaren Helligkeit von 7,31 mag liegt. Zum anderen wird ein Großteil des von diesem Nebel ausgehenden Lichtes in einem Spektralbereich abgegeben, der für das menschliche Auge nicht erkennbar ist.

Bei dem Garnelennebel handelt es sich um ein typisches H-II-Gebiet – eine großflächige Ansammlung von interstellarem Gas, wo eine rege Sternentstehung stattfindet. Noch relativ junge und heiße Sterne, welche sich aufgrund lokaler Verdichtungen in dieser Gaswolke gebildet haben, senden dabei große Mengen an ultravioletter Strahlung in die Umgebung aus.

Durch die UV-Strahlung werden die Elektronen von den Atomen des in der Gaswolke enthaltenen Wasserstoffs getrennt. Im Laufe der Zeit rekombinieren diese Elektronen wieder mit den Atomen des Wasserstoffs und regen das Gas dabei zum Leuchten an, wobei die roten Emissionslinien des Wasserstoffs dominieren. Der Garnelennebel ist neben der Bezeichnung IC 4628 auch unter dem Namen „Gum 56“ bekannt – benannt nach dem australischen Astronomen Colin Gum, der im Jahr 1955 einen Katalog von H-II-Regionen veröffentlichte.

Auf der von der Europäischen Südsternwarte (ESO) präsentierten Aufnahme des Garnelennebels sind Ansammlungen von heißen, noch relativ jungen Sternen erkennbar, welche in Wolken aus Gas und Staub, sogenannten Sternentstehungsregionen, eingebettet sind.

Während der letzten Jahrmillionen sind in dieser Himmelsregion viele solcher Sterne entstanden, welche sowohl als Einzelsterne als auch in Form von Sternhaufen auftreten. So gibt es einen großen, verstreuten Sternhaufen mit dem Namen „Collinder 316“, der sich über einen Großteil des Bildes erstreckt. Dieser Sternhaufen ist Teil einer sehr viel größeren Ansammlung von sehr heißen und leuchtkräftigen Sternen. In der Aufnahme sind außerdem diverse dunkle Strukturen und Aushöhlungen zu erkennen. In diesen Bereichen des Garnelennebels wurde die früher dort vorhandene interstellare Materie von starken Sternwinden, welche von den nahegelegenen heißen Sternen ausgehen, regelrecht weggeweht.

Die hier gezeigte Aufnahme wurde mit dem VLT Survey Telescope (kurz VST) am Paranal-Observatorium der ESO in den chilenischen Anden angefertigt. Das VST ist das größte Teleskop der Welt, welches für die Durchmusterung des Himmels im Spektralbereich des sichtbaren Lichts konstruiert wurde. Es handelt sich dabei um ein modernes, mit einer speziellen Kamera – der OmegaCAM – ausgestattetes 2,6-Meter-Teleskop. Die Aufnahme ist Teil einer detaillierten, öffentlich zugänglichen Durchmusterung eines Großteils der Milchstraße, genannt VPHAS+, welche die Möglichkeiten des VST nutzt, um nach bisher unbekannten Objekten wie zum Beispiel jungen Sternen oder Planetarischen Nebeln zu suchen. Die Durchmusterung wird außerdem – so wie bei dem hier gezeigten Garnelennebel – die bislang besten Aufnahmen von Sternentstehungsgebieten liefern.

Mit ziemlicher Sicherheit stellt dieses Bild die bisher schärfste Aufnahme dieses Objektes dar. Um die Farben zu verstärken, wurden die VST-Aufnahmen mit zusätzlichen Bildern weiter verbessert, welche der Astrofotograf Martin Pugh mit anderen Filtern aufgenommen hat. Er beobachtete das Objekt mit einem 32-Zentimeter- und einem 13-Zentimeter-Teleskop von Australien aus. Mehr Details zu diesen zusätzlichen Beobachtungen finden Sie auf der entsprechenden Informationsseite von Martin Pugh.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Sternentstehung
• Emissionsnebel

Der Beitrag Der Garnelennebel – Ein Sternentstehungsgebiet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Der im Jahr 1780 von dem französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckte und im Sternbild Orion gelegene Reflexionsnebel Messier 78 ist etwa 1.600 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,3 mag und einer Winkelausdehnung von 8 x 6 Bogenminuten ist er einer der hellsten Reflexionsnebel am nächtlichen Himmel und kann bereits mit kleineren Amateurteleskopen erfolgreich beobachtet werden. Er befindet sich links oberhalb des linken Sterns im „Gürtel“ des Orion.

Die nebenstehende Aufnahme von Messier 78 wurde mit dem 2,2-Meter-Teleskop am La Silla Observatorium in Chile aufgenommen und basiert auf Daten, die der russische Amateurastronom Igor Chekalin im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO zusammengestellt hat. Im Mittelpunkt des Bildes erkennt man das Nebelgebiet von Messier 78, welches sich dabei als ein Paradebeispiel für einen Reflexionsnebel präsentiert.

Als Reflexionsnebel bezeichnen Astronomen ausgedehnte Wolken interstellaren Staubs, welche das Licht benachbarter Sterne reflektieren. Die von den Sternen ausgehende ultraviolette Strahlung ist dabei nicht heiß genug, um den Staub wie bei Emissionsnebeln zu ionisieren und zum Leuchten anzuregen. Stattdessen wird das Sternenlicht durch die mikroskopisch kleinen Staubpartikel gestreut, wodurch der Nebel selbst überhaupt erst für uns sichtbar wird.

Der schwach bläuliche Farbton, den Messier 78 in dieser Aufnahme zeigt, entspricht der tatsächlichen Farbgebung. Solche blauen Schattierungen sind typisch für Reflexionsnebel. Die Reflexion des Sternenlichtes an den Staubpartikeln ist bei Lichtstrahlen mit kürzeren Wellenlängen, also blauem Licht, wesentlich effektiver als bei rotem Licht, welches in längeren Wellenlängenbereichen ausgestrahlt wird.

Neben dem Reflexionsnebel sind in der Aufnahme viele weitere und für die Wissenschaftler wichtige Details erkennbar. So durchzieht ein dichtes Band aus dunklem Staub das Bild von oben links nach unten rechts. Dieses Band schirmt das Licht der dahinterliegenden Sterne ab. Im rechten unteren Bereich des Fotos sind zudem seltsam geformte, rosafarbene Strukturen erkennbar. Bei diesen sogenannten Jets handelt es sich um eng fokussierte Materieströme, welche sich aus Materieauswürfen von gerade erst neu entstandenen Sternen gebildet haben. Die verursachenden Sterne sind noch in dem dichten Staub verborgen und somit im sichtbaren Licht nicht erkennbar.

Die beiden Haupt-Energielieferanten des Reflexionsnebels sind zwei helle Sterne mit den Bezeichnungen HD 38563A und HD 38563B. Zusätzlich beherbergt der Nebel aber noch viele weitere Sterne. Unter anderem erkennt man eine Ansammlung von 45 massearmen und noch relativ jungen Sternen, die der Klasse der sogenannten T-Tauri-Sterne zugeordnet werden. Sie verfügen über ein Alter von weniger als 10 Millionen Jahren und haben die zum Einsetzen der Wasserstoff-Kernfusion notwendige Temperatur noch nicht erreicht. Die Kernfusion stellt die Energiequelle dar, welche für das eigenständige Leuchten von „erwachsenen“ Sternen wie unserer Sonne verantwortlich ist. Untersuchungen an T-Tauri-Sternen sind für Astronomen und Astrophysiker von großer Bedeutung für das Verständnis der ersten Stadien der Sternentwicklung und der Klärung der Frage, unter welchen Umständen sich Planetensysteme bilden können.

Bemerkenswert an Messier 78 ist außerdem, dass der Nebel offensichtlich einer deutlichen Veränderung unterliegt. Im Februar 2004 fotografierte der erfahrene Amateurastronom Jay McNeil die Himmelsregion mit einem Teleskop von lediglich 75 Millimetern Durchmesser und entdeckte auf der Aufnahme überraschenderweise einen hellen Nebel, der zuvor nicht erkennbar war. Bei näheren Untersuchungen zeigte sich schließlich, dass es sich bei dem Objekt um einen stark veränderlichen Reflexionsnebel um einen jungen Stern handelt. Inzwischen wurde dieser mit dem Namen „McNeils Nebel“ belegt. Auf der aktuellen ESO-Aufnahme ist der Nebel als fächerförmige Struktur am unteren Bildrand erkennbar.

Das 2,2-Meter-Teleskop am La Silla Observatorium wurde im Jahr 1984 in Betrieb genommen und ist eine Leihgabe der Max-Planck-Gesellschaft an die Europäische Südsternwarte. Der Wide Field Imager des Teleskops, eine astronomische Kamera mit einem Blickfeld von 34 x 33 Bogenminuten und einem Detektor mit 67 Millionen Pixeln, liefert Bilder, welche nicht nur von besonderem wissenschaftlichen Interesse, sondern auch von einem hohen ästhetischen Wert sind.

Das hier gezeigte Farbbild von Messier 78 entstand durch eine Kombination von mehreren Schwarz-Weiß-Aufnahmen, welche mit drei verschiedenen Farbfiltern angefertigt wurden. Mit diesen Filtern wurde nur blaues, grünes beziehungsweise rotes Licht abgebildet. Diese drei Farben wurden durch Aufnahmen mit einem sogenannten H-alpha-Filter, welcher nur das Licht von leuchtendem Wasserstoffgas passieren lässt, ergänzt. Die Belichtungszeiten für die verschiedenen Filter betrugen zwischen neun und 15,5 Minuten.

Die so gewonnenen Einzelaufnahmen wählte der russische Amateurastronom Igor Chekalin für seine Teilnahme an dem ESO-Bildwettbewerb „ESO’s Hidden Treasures 2010“ aus dem umfangreichen Datenarchiv der ESO aus. Dieser Wettbewerb bot Amateurastronomen die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten. Mit seiner Version des Reflexionsnebels Messier 78 belegte Igor Chekalin bei dem Wettbewerb den ersten Platz. Damit gewann er eine Reise zum Paranal-Observatorium der ESO in Chile, wo er das dortige Very Large Telescope besichtigen wird. Ein Team von Bildbearbeitungsexperten der ESO hat die Rohdaten unabhängig von Igor Chekalin in der höchstmöglichen Auflösung aufbereitet und so das hier gezeigte Bild erzeugt.

Raumcon-Forum:

• Nebel
• Emissionsnebel
• Planetarische Nebel

Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010 – Die Gewinner

Der Beitrag Der Reflexionsnebel Messier 78 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: Spitzer Space Telescope.

Der untersuchte Stern WR102ka ist ein so genannter Wolf-Rayet-Stern. Wolf-Rayet-Sterne sind massereiche Sterne, die sich in der Spätphase ihrer Entwicklung befinden. Sie besitzen hohe Sternmassen von 10 bis 50 Sonnenmassen. Ein kennzeichnendes Merkmal der Wolf-Rayet-Sterne sind ihre starken Sternwinde. Typische Geschwindigkeiten liegen bei ca. 4.000 km/s. Dies entspricht einem Masseverlust von ungefähr 3 Sonnenmassen pro eine Million Jahre.

Der Stern WR102ka ist ca. 26.000 Lichtjahre von uns entfernt und befindet sich im weniger bekannten, aber schön anzusehenden „Pfingstrosen-Nebel“ (englisch: Peony nebula) nahe des Zentrums unserer Milchstraße. Dieser Nebel ist im Sternbild Schütze aufzufinden. Daher wird auch der Stern WR102ka von den deutschen Astronomen (unter der Leitung von Lidia Oskinova) scherzhaft als Pfingstrosen-Nebel-Stern bezeichnet.

Die deutschen Astronomen von der Universität in Potsdam haben nun WR102ka untersucht und ihre Ergebnisse veröffentlicht. Sie stellten zu ihrem Erstaunen fest, dass er eine Leuchtkraft von 3,2 Millionen Sonnen aufweist. Lediglich der bekannte Stern Eta Carinae weist eine noch höhere Leuchtkraft von 4,7 Millionen Sonnen auf. Eta Carinae ist mit seinen Helligkeitsveränderungen der letzten 300 Jahren und seinem bemerkenswerten Homunkulusnebel schon eine Einzigartigkeit für sich. In Sachen „Leuchtkraft“ stellt sich nun der Stern WR102ka als ebenbürtig heraus. Nach den bisherigen Ergebnissen hat dieser Stern die zweitgrößte bekannte Leuchtkraft. Die Astronomen betonen aber, dass die gemachten Messungen gewisse Unsicherheiten beinhalten. Da WR102ka hinter kosmischem Staub verborgen ist, weist die Messung der Leuchtkraft von WR102ka eine gewisse Fehlertoleranz auf. Anders ausgedrückt: Es kann sein, dass die Leuchtkraft von WR102ka sogar die Leuchtkraft von Eta Carinae übertrifft. Zukünfige Messungen werden dies wahrscheinlich zeigen.

Obwohl WR102ka schon längere Zeit bekannt ist, ist man bisher nicht auf seine extrem hohe Leuchtkraft aufmerksam geworden. Die Ursache hierfür ist der kosmische Staub: Das Sternlicht von WR102ka bahnt sich seinen Weg durch die dichten Staubregionen des „Pfingstrosen-Nebels“. Diese Staubregionen schwächen natürlich das sichtbare Licht des Sterns ab, das zur Erde gelangt. Und genau für solche Fälle wurde das Infrarot-Weltraumteleskops Spitzer eingesetzt. Spitzer ist in der Lage, durch den kosmischen Staub hindurch sehen zu können. Auf diese Weise kann man die kosmischen Objekte in ihrer natürlichen Einzigartigkeit untersuchen.

Weiterführender Link: Brightest Star in the Galaxy has New Competition

Der Beitrag Zweithellster Stern in unserer Galaxis gefunden? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von martinollrom. Quelle: NASA.

Die NASA Raumsonde Stardust nähert sich nun der Erde, um ihre Fracht abzuliefern. Um dies zu erreichen hat sie bisher 4.63 Milliarden Kilometer zurückgelegt. Das Wertvolle an der ganzen Mission sind die interstellaren Staubpartikel. Wissenschaftler hoffen, dass durch diese Staubpartikel das Weltall beziehungsweise unser Sonnensystem besser verstanden werden kann. Vor allem die Entstehung unseres Sonnensystems interessiert die heutigen Wissenschaftler. Die Kapsel mit den Staubpartikel wird mit einer Geschwindigkeit von 46.440 Kilometern pro Stunde in unsere Atmosphäre eindringen – Rekord. Bisheriger Rekordhalter war die Landekapsel des Apollo 10 Raumschiffes im Jahre 1969.

„Kometen sind die Objekte im Sonnensystem, die noch am meisten von der Vergangenheit behalten haben. Je mehr wir über die Gefahren und Besonderheiten des Sonnensystems wissen desto besser sind wir für die bemannte Erforschung des Sonnensystems vorbereitet“, erklärt Dr. Mary Cleave von der NASA diese interessante Mission und hofft auf mehrere Nachfolgemissionen. Bevor man sich allerdings über eine gelungene Mission freuen kann, müssen noch einige kritische Manöver überwunden werden. Zunächst sind da einmal noch die Kurskorrekturen der Raumsonde am 5., 13. und 14.1. Beim letzten Manöver wird die Landekapsel vom Mutterschiff abgetrennt. Die Landestelle wird auf der US AirForce Basis in Utah liegen, südwestlich von Salt Lake City. Wenn alles nach Plan läuft sollte die Landekapsel etwa 125 Kilometer über dem Pazifik in die Atmosphäre eindringen. Die Landekapsel ist mit zwei unterschiedlichen Fallschirmen ausgestattet. Der erste Fallschirm wird versuchen die Kapsel auf 32 Kilometer pro Stunde zu bremsen. Wenn dies geschehen ist, öffnet sich der Hauptfallschirm mit dem die Kapsel langsam der Erde entgegen gleiten sollte.

Ist die Kapsel erfolgreich gelandet, wird sie entweder von einem Helikopter oder einen speziellen Off-Road Fahrzeug gesucht und zurück nach Dugway gebracht. Die Staubpartikel werden dann zum NASA Johnson Space Center nach Houston gebracht, wo sie aufbereitet und untersucht werden. „Die chemischen und physikalischen Informationen der Staubpartikel geben Informationen über das Material der Planeten und über das Material aus dem sie entstanden sind“, sagt Dr. Don Brownlee, Stardust Missionsleiter an der Universität in Seattle, Washington. Die Staubpartikel werden wohl nicht größer als ein Drittel Millimeter sein. Um diese Partikel genauestens zu studieren werden sie wohl noch getrennt und somit noch einmal verkleinert.

Die Mission wurde vom Jet Propulsion Laboratory geleitet und von Lockheed Martin gebaut.

Der Beitrag Stardust kommt nach Hause erschien zuerst auf Raumfahrer.net.