Quelle: ESON 11. September 2024.

11. September 2024 – Die Bilder des Sterns R Doradus wurden im Juli und August 2023 mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA ) aufgenommen, einem Observatorium, zu dessen Betreibern die Europäische Südsternwarte (ESO) gehört. Auf ihnen sind riesige, heiße Gasblasen zu sehen, die 75-mal so groß sind wie die Sonne. Sie tauchen auf der Oberfläche auf und sinken schneller als erwartet wieder in das Innere des Sterns zurück.

„Dies ist das erste Mal, dass die brodelnde Oberfläche eines echten Sterns auf diese Weise dargestellt werden kann“, [1] erklärt Wouter Vlemmings, Professor an der Chalmers University of Technology in Schweden und Erstautor der heute in Nature veröffentlichten Studie. „Wir hätten nie erwartet, dass die Daten von so hoher Qualität sind, dass wir so viele Details der Konvektion auf der Sternoberfläche sehen können.“

Sterne gewinnen in ihren Zentren durch Kernfusion Energie. Diese Energie kann in riesigen, heißen Gasblasen zur Oberfläche des Sterns transportiert werden, die dann abkühlen und absinken – wie eine Lavalampe. Diese als Konvektion bezeichnete Durchmischung verteilt die im Kern gebildeten schweren Elemente wie Kohlenstoff und Stickstoff im gesamten Stern. Sie soll auch für die Sternwinde verantwortlich sein, die diese Elemente in den Kosmos befördern, um neue Sterne und Planeten zu bilden.

Bis jetzt wurden Konvektionsbewegungen bei anderen Sternen als der Sonne noch nie im Detail beobachtet. Mit ALMA erstellte das Team im Laufe eines Monats hochauflösende Bilder der Oberfläche von R Doradus. R Doradus ist ein Roter Riese mit einem Durchmesser, der etwa dem 350-fachen der Sonne entspricht, und befindet sich etwa 180 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Schwertfisch (Dorado). Seine Größe und seine Nähe zur Erde machen ihn zu einem idealen Ziel für detaillierte Beobachtungen. Ferner weist er eine ähnliche Masse wie die Sonne auf, was bedeutet, dass R Doradus wahrscheinlich in etwa so aussieht wie unsere Sonne in fünf Milliarden Jahren, wenn sie zu einem Roten Riesen wird.

„Konvektion erzeugt die wunderschöne körnige Struktur, die auf der Oberfläche unserer Sonne zu sehen ist, aber bei anderen Sternen ist sie schwer zu erkennen“, fügt Theo Khouri hinzu, ein Forscher am Chalmers-Institut und Mitautor der Studie. „Mit ALMA konnten wir nun nicht nur die konvektiven Körnchen direkt sehen – mit einer Größe, die 75-mal so groß ist wie die unserer Sonne! – sondern auch zum ersten Mal messen, wie schnell sie sich bewegen.“

Die Granulen von R Doradus scheinen sich in einem einmonatigen Zyklus zu bewegen, was schneller ist, als Wissenschaftler aufgrund der Funktionsweise der Konvektion in der Sonne erwartet hatten. „Wir wissen bisher nicht, woher der Unterschied kommt. Es scheint, dass sich die Konvektion mit zunehmendem Alter eines Sterns auf eine Weise verändert, die wir bislang nicht verstehen“, erläutert Vlemmings. Beobachtungen wie die von R Doradus helfen uns zu erkennen, wie sich Sterne wie die Sonne verhalten, obwohl sie so kühl, groß und brodelnd werden wie R Doradus.

„Es ist spektakulär, dass wir jetzt die Details auf der Oberfläche von fernen Sternen direkt abbilden und physikalische Vorgänge beobachten können, die bisher meist nur bei unserer Sonne zu erkennen waren“, so Behzad Bojnodi Arbab, Doktorand an der Chalmers University, der ebenfalls an der Studie beteiligt war.

Endnoten
[1] Konvektionsblasen wurden bereits zuvor im Detail auf der Oberfläche von Sternen beobachtet, unter anderem mit dem PIONIER-Instrument am Very Large Telescope Interferometer der ESO. Die neuen ALMA-Beobachtungen verfolgen jedoch die Bewegung der Blasen auf eine zuvor nicht erreichbare Weise.

Weitere Informationen
Diese Studie wurde in einem Artikel mit dem Titel „One month convection timescale on the surface of a giant evolved star“ vorgestellt, der in Nature (doi:10.1038/s41586-024-07836-9) erscheinen wird.

Das Team besteht aus W. Vlemmings (Chalmers University of Technology, Schweden [Chalmers]), T. Khouri (Chalmers), B. Bojnordi (Chalmers), E. De Beck (Chalmers) und M. Maercker (Chalmers).

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem National Science and Technology Council (NSTC) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

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

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

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

Fachartikel
https://www.eso.org/public/switzerland-de/news/eso2412/

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• ESO

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Quelle: Airbus Defence and Space 5. August 2024.

Toulouse, 5. August 2024 – Airbus wurde von der französischen Raumfahrtbehörde (CNES) ausgewählt, zwei Mikrowellenradiometer der neuen Generation als Teil des französischen Beitrags zum Atmosphärenbeobachtungssystem (AOS) zu entwickeln und zu bauen. Die Mission selbst heißt C²OMODO (Convective Core Observations through MicrOwave Derivatives in the trOpics). Ziel von AOS, einer Kooperation zwischen den Vereinigten Staaten, Kanada, Japan, Italien und Frankreich, ist die Optimierung der Untersuchung der Zusammenhänge zwischen Aerosolen, Wolken, atmosphärischer Konvektion und Niederschlag. Es umfasst sechs Satelliten sowie suborbitale Plattformen in der Luft und an Land und wird wichtige Daten für verbesserte Vorhersagen von Wetter, Luftqualität und Klima liefern.

„Die Arbeit an Klimamissionen ist für uns bei Airbus von großer Bedeutung. Nur wenige Wochen nach dem Start der europäisch-japanischen EarthCARE-Mission ist es ein wichtiger Schritt, an einer weiteren Klimamission teilzunehmen, diesmal unter der Leitung der NASA und mit internationalen Partnern“, sagte Alain Fauré, Leiter von Space Systems bei Airbus. „Ich möchte der französischen Raumfahrtagentur CNES für die Unterstützung der europäischen Industrie danken: Mit diesem Vertrag unterstreicht Airbus seine Rolle bei der Erforschung von Wolken, Wetter und Klima.“

C²OMODO wird zum ersten Mal einen globalen Überblick über vertikale Luftbewegungen und Niederschlagseigenschaften in konvektiven Stürmen liefern. Dies wird zwei entscheidende Verbesserungen ermöglichen: ein besseres Verständnis der Entstehung von Starkniederschlägen und die Darstellung dieser Prozesse in Computer-Wettermodellen, was zu einer verbesserten globalen Wettervorhersage führen wird.

Die in Toulouse, Frankreich, entwickelten und gebauten C²OMODO-Hochfrequenz-Mikrowellenradiometer werden auf zwei AOS-Satelliten montiert, die in einer geneigten Umlaufbahn im Tandembetrieb arbeiten: AOS-Storm unter der Leitung der USA und Precipitation Measuring Mission (PMM) unter der Leitung von Japan.

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• Neue Verträge

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 27. März 2024.

27. März 2024 – Das Innere der Sonne dreht sich nicht in allen Breitengraden mit der gleichen Geschwindigkeit. Der physikalische Ursprung dieser differentiellen Rotation ist noch nicht vollständig geklärt. Ein Team von Wissenschaftlern am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen hat jetzt eine bahnbrechende Entdeckung gemacht. Wie das Team heute in der Zeitschrift Science Advances berichtet, spielen langperiodische Sonnenschwingungen eine entscheidende Rolle dabei, das Rotationsmuster der Sonne zu steuern. MPS-Wissenschaftler hatten diese Schwingungen 2021 entdeckt. Die langperiodischen Schwingungen sind vergleichbar mit den baroklin instabilen Wellen in der Erdatmosphäre, die das Wetter bestimmen. Auf der Sonne transportieren diese Schwingungen Wärme von den etwas heißeren Polen zum etwas kühleren Äquator. Um zu ihren neuen Ergebnissen zu gelangen, werteten die Wissenschaftler Beobachtungen des Solar Dynamics Observatory der NASA mit Hilfe modernster numerischer Simulationen des Sonneninneren aus. Sie fanden heraus, dass der Temperaturunterschied zwischen den Polen und dem Äquator etwa sieben Grad beträgt.

Das differentielle Rotationsmuster der Sonne gibt Wissenschaftler*innen seit Jahrzehnten Rätsel auf: Während sich die Pole mit einer Periode von etwa 34 Tagen drehen, rotieren die mittleren Breiten schneller und die Äquatorregion benötigt nur etwa 24 Tage für eine volle Umdrehung. Darüber hinaus haben in den vergangenen Jahren Fortschritte in der Helioseismologie, d.h. der Untersuchung des Sonneninneren mit Hilfe von solaren Schallwellen, ergeben, dass dieses Rotationsprofil in der gesamten Konvektionszone nahezu konstant ist. Die Konvektionszone der Sonne erstreckt sich von einer Tiefe von etwa 200.000 Kilometern bis zur sichtbaren Sonnenoberfläche und ist Schauplatz heftiger Umwälzungen des heißen Sonnenplasmas. Diese spielen eine entscheidende Rolle für den Magnetismus und die Aktivität der Sonne.

Theoretische Modelle deuten seit Langem darauf hin, dass zwischen den Sonnenpolen und dem Äquator ein geringer Temperaturunterschied vorliegen muss. Nur so lässt sich das bekannte Rotationsmuster der Sonne aufrechterhalten. Diesen Temperaturunterschied zu messen, hat sich allerdings als äußerst schwierig erwiesen. Schließlich müssen Beobachtungen durch den Hintergrund des tiefen Sonneninneren „hindurchsehen“, das eine Temperatur von bis zu einer Million Grad aufweist. Wie die MPS-Forscher zeigen, ist es nun aber möglich, den Temperaturunterschied aus Beobachtungen der langperiodischen Schwingungen der Sonne zu ermitteln.

Schwingungen in hohen Breitengraden steuern die differentielle Rotation
Bei ihrer Analyse von Beobachtungsdaten, die der Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) an Bord des Solar Dynamics Observatory der NASA von 2017 bis 2021 aufgenommen hat, wandten sich die Wissenschaftler globalen Sonnenschwingungen mit langen Perioden zu, die als Wirbelbewegungen an der Sonnenoberfläche erkennbar sind. Vor drei Jahren hatten MPS-Wissenschaftler diese Trägheitsschwingungen entdeckt. Von diesen beobachteten Schwingungsmoden erwiesen sich jene als besonders einflussreich, die ihre maximalen Geschwindigkeiten von bis zu 70 Kilometer pro Stunden in hohen Breitengraden erreichen.

Um die nichtlineare Natur dieser Schwingungen zu untersuchen, wurde eine Reihe numerischer dreidimensionaler Simulationen durchgeführt. In den Simulationen der langperiodischen Schwingungen mit maximalen Geschwindigkeiten in hohen Breiten zeigt sich, dass diese Schwingungen Wärme von den Sonnenpolen zum Äquator transportieren. Dadurch begrenzen sie den Temperaturunterschied zwischen diesen Gebieten auf weniger als sieben Grad. „Der sehr geringe Temperaturunterschied zwischen den Polen und dem Äquator steuert die Drehimpulsbilanz in der Sonne und ist damit ein wichtiger Rückkopplungsmechanismus für die globale Dynamik der Sonne“, sagt MPS-Direktor Prof. Dr. Laurent Gizon.

Mit ihren Simulationen haben die Forscher die entscheidenden Prozesse erstmals in einem vollständig dreidimensionalen Modell beschrieben. Frühere Bemühungen hatten sich auf zweidimensionale Ansätze beschränkt, die eine Symmetrie um die Rotationsachse der Sonne voraussetzen. „Der Abgleich der nichtlinearen Simulationen mit den Beobachtungen ermöglichte es uns, die Physik der langperiodischen Schwingungen und ihre Rolle bei der Steuerung der differentiellen Rotation der Sonne zu verstehen“, sagt Dr. Yuto Bekki, MPS-Postdoc und Hauptautor der Studie.

Sonneninneres und Erdatmosphäre haben eine ähnliche Physik
Die Oszillationen mit maximalen Geschwindigkeiten in hohen Breitengraden der Sonne werden ähnlich wie außertropische Wirbelstürme auf der Erde durch ein Temperaturgefälle angetrieben. Die Physik ist ähnlich, auch wenn die Details unterschiedlich sind: „Auf der Sonne ist der Sonnenpol etwa sieben Grad heißer als der Äquator, und das reicht aus, um Strömungen von etwa 70 Kilometern pro Stunde über einen großen Teil der Sonne anzutreiben. Der Prozess ähnelt in gewisser Weise dem Antrieb von Wirbelstürmen“, sagt MPS-Wissenschaftler Dr. Robert Cameron.

Große Erwartungen
Die Physik des tiefen Sonneninneren zu erforschen ist schwierig. Die aktuelle Studie ist wichtig, da sie zeigt, dass die langperiodischen Schwingungen der Sonne nicht nur nützliche „Diagnoseinstrumente“ für das Sonneninnere sind, sondern dass sie aktiv die Prozesse in der Sonne steuern. Zukünftige Arbeiten, die im Rahmen des ERC Synergy Grant WHOLESUN und des Sonderforschungsbereiches 1456 ‘Mathematik des Experiments’ durchgeführt werden, zielen darauf ab, die Rolle dieser Schwingungen und ihr diagnostisches Potenzial besser zu verstehen.

Originalveröffentlichung
Yuto Bekki, Robert H. Cameron, Laurent Gizon:
The Sun’s differential rotation is controlled by high-latitude baroclinically unstable inertial modes,
Science Advances, 27. März 2024
dx.doi.org/10.1126/sciadv.adk5643
https://www.science.org/doi/10.1126/sciadv.adk5643

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• Unsere Sonne

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Quelle: BTU 18. März 2024.

18. März 2024 – Im Februar 2024 startete die zweite Phase des DLR-Projekts „AtmoFlow“. AtmoFlow bezeichnet die wissenschaftlichen Untersuchungen der konvektiven Strömung in einem Kugelschalensystem, welches analog zu planetaren Strömungsfeldern ist“, erläutert Prof. Dr.-Ing. Christoph Egbers, der das Projekt leitet. Der Förderzeitraum umfasst drei Jahre und eine Fördersumme von knapp 680.000 Euro.

BTU-Strömungsforschung zum dritten Mal im Weltall
Mit AtmoFlow wird bereits zum dritten Mal ein von der BTU wissenschaftlich und technologisch koordiniertes Raumstationsexperiment in den Orbit fliegen. Die Vorläuferexperimente GeoFlow I (2008-2009) und GeoFlow II (2011-2018) waren bereits sehr erfolgreich von Cottbus aus vorbereitet und durchgeführt worden. Prof. Dr.-Ing. Christoph Egbers, Lehrstuhlinhaber Aerodynamik und Strömungslehre der BTU und Leiter aller drei Projekte, erklärt begeistert: „Das ist etwas sehr Besonderes. Es gibt kaum eine andere deutsche Universität, die seit über 20 Jahren an so vielen Raumstationsexperimenten teilgenommen hat.“ Dazu gehören auch zahlreiche begleitende Bodenexperimente und Parabelflüge sowie Forschungsraketenflüge, bei denen für kurze Zeit Schwerelosigkeit vorherrscht. Mit dem neuen DLR-Projekt werden drei weitere Stellen für Wissenschaftler*innen gefördert.

Miniatur-Erde auf der ISS
Das Hauptanliegen des Atmospherical Flow (AtmoFlow)-Experimentes liegt auf der Untersuchung atmosphärischer, konvektiver Strömungen im Kugelspalt. Solche Kugelspalt-Experimente sind in den Disziplinen Geophysik, Astrophysik und ganz besonders in der Atmosphärenforschung weit verbreitet und von zentraler Bedeutung. Die Besonderheit der BTU-Technik ist ihre Kugelgeometrie im Unterschied zu anderen häufig planaren, kartesischen Experimenten.

In AtmoFlow sollen Strömungen in sphärischer Geometrie unter dem Einfluss eines zentralen Kraftfeldes („Miniatur-Erde“) untersucht werden, die atmosphären-ähnlichen Randbedingungen ausgesetzt sind. Diese Versuchsanordnung kann nicht auf der Erde realisiert werden, da ihr Gravitationsfeld das künstliche zentrale Kraftfeld des Modells überlagert. Unter Mikrogravitationsbedingungen, also in annähernder Schwerelosigkeit, kann das Modell-Kraftfeld jedoch Konvektion simulieren – Strömungen, wie sie in der Erdatmosphäre, in den Weltmeeren oder im Magmamantel vorkommen.

Parallel und komplementär dazu entwickelt Dr.-Ing. Vadim Travnikov, Wissenschaftler im Team von Prof. Egbers, seit Januar 2024 im Rahmen eines von der DFG-geförderten Projekts ein hydrodynamisches CFD-Modell (Computational Fluid Dynamics). Dieses Strömungsmodell soll die Erscheinungsformen und das Zusammenspiel atmosphärischer Strömungen der Erde beschreiben. Mit Hilfe einer Stabilitätsanalyse erfährt der Forscher auf diese Weise mehr über den Zustand einer Strömung. So kann eine Instabilität den Übergang zu einer turbulenten Strömung einleiten, die sich in der Erdatmosphäre beispielsweise in einem Wirbelsturm äußert. „Uns interessiert, wie sich die Strömungen mit dem Klimawandel weltweit verändern“, sagt der Wissenschaftler. „Mit diesem Wissen können Meteorologen das lokale Klima genauer vorhersagen.“ Die Ergebnisse dieser Forschungen fließen in das Projekt Atmoflow zur Untersuchung planetarer, atmosphärischer Strömungen auf der Internationalen Raumstation (ISS) ein.

Nach aktuellem Stand ist der Flug zur ISS für 2026 oder 2027 geplant.
Ziel des BTU-Projekts ist die Etablierung eines Simulationsmodells, das auf Basis der Daten aus dem Kugelmodell atmosphärische Konvektionsprozesse berechnet. Durch Änderung der Randbedingungen – wie beispielsweise höhere Temperaturen an Nord- und Südpol – können mit diesem Modell auch Auswirkungen des Klimawandels auf Strömungsprozesse simuliert und mögliche Folgen abgeschätzt werden. Das Team besteht weiterhin aus Dr. Peter Szabo, M.Sc. Peter Haun, M.Sc. Yaraslau Sliavin und M.Sc. Yann Gaillard-Röpke.

Hintergrund
Russland, die USA, Japan und Europa betreiben die ISS und ihre Forschungsmodule gemeinsam noch mindestens bis zum Jahr 2030. Allein aus Deutschland laufen 40-50 Experimente verschiedener Disziplinen und Einrichtungen in der Schwerelosigkeit der Raumstation.

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• **ISS** Forschung & Forschungseinrichtungen

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Quelle: MPA 12. Mai 2022.

12. Mai 2022 – Zumindest ein blubbernder Stern ist uns sehr gut bekannt: Bereits im 19. Jahrhundert beobachteten Astronomen kleine Muster auf der Oberfläche der Sonne (sogenannte „konvektive Zellen“), die sich wie kochendes Wasser in einem Topf verhalten. In den äußeren Schichten der Sonne erhitzt sich das Gas und steigt zur Oberfläche auf, wo es sich abkühlt und wieder absinkt. Ein ähnlicher Prozess findet auch in massereichen Sternen statt, zum Beispiel in roten Überriesen, die sich bereits in einer späteren Phase der Sternentwicklung befinden. Diese Sterne sind mindestens achtmal so massereich wie die Sonne, viel kühler (etwa 3500 Kelvin) und riesig (sie haben mindestens den 700-fachen Durchmesser der Sonne). Wäre unsere Sonne ein roter Überriese, würde ihre Oberfläche die Umlaufbahn des Mars einschließen.

Rote Überriesen haben sich so stark ausgedehnt, dass ihre Oberflächengravitation extrem niedrig ist; sie kann mehr als 70.000 Mal kleiner sein als die der Sonne. Aufgrund dieser geringen Schwerkraft sind die konvektiven Zellen extrem ausgedehnt und können bis zu 20-30% des Sternradius einnehmen. Außerdem befördert die Konvektion Gas aus dem Sterninneren an dessen Oberfläche, was den Ausstoß von Materie in die zirkumstellare Umgebung begünstigt. Eine roter Überriese setzt eine kolossale Gasmenge frei, das Milliardenfache des Massenverlustes der Sonne. Sie sind die hellsten Sterne im Universum im infraroten Spektralbereich und die Untersuchung ihrer physikalischen Eigenschaften ist sehr wichtig, um die späten Phasen der Entwicklung massereicher Sterne besser zu verstehen.

Eine große Unsicherheit bei der Beobachtung roter Überriesen besteht jedoch darin, dass die Position des Photozentrums – d.h. des Zentrums ihrer Lichtemission – nicht mit dem Baryzentrum des Sterns übereinstimmt und sich zudem aufgrund der zeitlichen Änderung des Konvektionsmusters ständig verschiebt. Um diese Bewegungen zu quantifizieren, ist ein theoretischer Ansatz erforderlich, der auf dreidimensionalen, hydrodynamischen Simulationen der Gasbewegung in den atmosphärischen Schichten von Sternen in Verbindung mit Strahlung beruht. Diese Modelle simulieren die gesamte Hülle des Sterns im Laufe der Zeit.

„Die synthetischen Karten zeigen extrem unregelmäßige Oberflächen, auf denen sich die größten Strukturen auf Zeitskalen von Monaten oder sogar Jahren entwickeln, während sich kleinere Strukturen im Laufe von mehreren Wochen ändern“, führt der Leiter der Studie Andrea Chiavassa vom Laboratoire Lagrange, dem Exzellenzcluster ORIGINS und dem Max-Planck-Institut für Astrophysik aus. „Das bedeutet, dass sich die Position des Sterns in Abhängigkeit von der Zeit verändern sollte.“

Das Team berechnete die Verschiebung des Photozentrums in den Simulationen und verglich sie mit der Messunsicherheit von Sternen in χ Perseus, einem nahegelegenen, jungen Sternhaufen, die in Phase 3 der Gaia-Mission beobachtet wurden. Gaia ist eine astrometrische, photometrische und spektroskopische Mission im All, die einen großen Teil der Milchstraße vermisst. Der Perseus-Sternhaufen ist gut erforscht und enthält eine relativ große Population roter Überriesen sowie andere Sterne. „Wir haben festgestellt, dass die Positionsunsicherheiten bei roten Überriesen viel größer sind als bei anderen Sternen. Dies bestätigt, dass sich ihre Oberflächenstrukturen mit der Zeit dramatisch verändern, so wie es unsere Berechnungen vorhersagen“, erklärt Rolf Kudritzki, Mitautor der Studie von der Universitätssternwarte München und dem Institute for Astronomy, Hawaii.

Rote Überriesen tragen wesentlich zur chemischen Anreicherung von Galaxien bei. Um die Sternentwicklung im nahen und fernen Universum und ihre Auswirkungen auf die kosmische Umwelt zu verstehen, ist eine detaillierte Kenntnis der Windphysik während des Lebenszyklus dieser Sterne erforderlich. Dazu ist es erforderlich, die gesamte ausgestoßene Masse sowie deren Art, die Geschwindigkeit der Winde und die Gesamtgeometrie der zirkumstellaren Hülle zu ermitteln.

„Das tanzende Muster roter Riesensterne am Himmel könnte uns mehr über ihre kochenden Hüllen verraten“, erklärt Selma de Mink, Mitautorin und Direktorin am Max-Planck-Institut für Astrophysik. „Mit unserem Ansatz und in Kombination mit den Gaia-Daten werden wir in der Lage sein, wichtige Informationen über die stellare Dynamik zu extrahieren und die physikalischen Prozesse besser zu verstehen, die die starke Konvektion in diesen Sternen verursachen.“

Originalveröffentlichung
A. Chiavassa, et al.
Probing Red Supergiant dynamics through photo-center displacements measured by Gaia
A&A, 661, L1
Source: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/05/aa43568-22/aa43568-22.html
DOI: https://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202243568

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• Sternentwicklung

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Quelle: BTU.

31. Januar 2022 – Als eines von vier deutschen Teams beginnen die Wissenschaftler Dr. Martin Meier und Dr. Vasyl Motuz gemeinsam mit Prof. Dr.-Ing. Christoph Egbers am Sonntag, 13. Februar 2022, ihre Reise von Bremen nach Nordschweden, Kiruna. Dort begleiten die Forscher den Start einer Höhenforschungsrakete, die im Rahmen des Wissenschaftsprogramms TEXUS (Technologische Experimente unter Schwerelosigkeit) biologische, materialwissenschaftliche und physikalische Untersuchungen unter Weltraumbedingungen ermöglicht. An Bord ist neben drei weiteren Experimenten aus der physikalisch-chemischen und biologischen Forschung in diesem Jahr ein Modul des BTU-Projektes „TEKUS – thermoelektrische Konvektion unter Schwerelosigkeit“. Im Fokus des Vorhabens steht die thermische Konvektion in einer Zylinderspaltgeometrie unter dem Einfluss eines elektrischen Zentralkraftfeldes. Während die Untersuchungen auf der Erde durch schwerkraftgetriebene Strömungsbewegungen überlagert werden, können die Wissenschaftler die Effekte unter Schwerelosigkeit ohne diesen Einfluss beobachten und mit Computermodellen vergleichen.

Nach bisher 12 erfolgreichen Experimentkampagnen zur thermoelektrischen Konvektion im freien Fall bei Parabelflug-Missionen in Frankreich ist dies nun die erste Mission in einer Höhenflugrakete. Prof. Christoph Egbers, Inhaber des Lehrstuhls Aerodynamik und Strömungsforschung an der BTU Cottbus-Senftenberg, ist stolz darauf und sagt: „Während des Raketenfluges können unsere thermoelektrischen Strömungsexperimente in einem etwa 18-fach längeren Zeitraum in annähernder Schwerelosigkeit stattfinden, als die Parabelflüge es ermöglichen. Damit erhöht sich die Qualität der Versuchsergebnisse deutlich. Die Möglichkeit, dass unser Experiment als eines von vier Versuchsaufbauten mitfliegt, ist für unsere Forschungen sehr bedeutend. Mit einer Kombination von zwei optischen Messtechniken, der Shadowgraph- und der Particle Image Velocimetry (PIV)-Messtechnik, können wir das Strömungsfeld sichtbar machen und charakterisieren.“

Die BTU-Experimente TEXUS werden vom Deutschen Luft- und Raumfahrzentrum (DLR) gefördert.

Über das Experiment
Im Rahmen des Projektes „TEKUS“ wird der Einfluss eines elektrohydrodynamischen Kraftfeldes auf den Wärme- und Stofftransport in einem Zylinderspalt untersucht. Der Zylinderspalt entsteht zwischen zwei ineinander gestellten, senkrechten Rohren und ist oben und unten durch Deckel- und Bodenplatte begrenzt. Der Spalt ist mit einem elektrisch nichtleitenden Öl gefüllt. Während das innere Rohr beheizt wird, wird das äußere Rohr von außen gekühlt. Der Temperaturunterschied führt zu einer Grundströmung. Erhöht sich der Temperaturunterschied, nimmt die Grundströmung neue Formen an, der Wärmetransport zwischen Innen- und Außenrohr ist verstärkt. Wenn auf dieses System nun ein Kraftfeld in Form einer angelegten Wechselspannung wirkt, entsteht eine elektrohydro-dynamische Kraftwirkung. Unter Erdbedingungen stört dieses künstliche Kraftfeld die Stabilität der Auftriebsströmung und kann den Wärmetransport verstärken.

Unter Mikrogravitationsbedingungen, wie sie beispielsweise im Parabelflug auftreten, wird die Auftriebsströmung jedoch vernachlässigbar klein. Das durch die Hochspannung aufgebaute Kraftfeld ist dann allein ausschlaggebend für das Entstehen von Strömungen im Zylinderspalt, die vielfältige Formen bis zu turbulenten Strömungen annehmen können. Diese Strömungsformen – und damit auch der Wärmetransport zwischen Innen- und Außenrohr – können mit der Höhe der elektrischen Spannung kontrolliert werden.

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• Hoehenforschungsraketen

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS).

Die Aktivität verschiedener Sterne kann sehr unterschiedlich stark ausgeprägt sein. Die Sonne beispielsweise ist mit ihren koronalen Massenauswürfen, ihren Flares und Sonnenflecken im astronomischen Vergleich eher mäßig aktiv. Andere Sterne bieten deutlich mehr: etwa riesige Sternflecken, die einen Großteil ihrer Scheibe bedecken. Seit Langem ist klar, dass die Magnetfelder, die im Innern der Sterne in einem Dynamo-Prozess entstehen, für diese Aktivität verantwortlich sind. Die genaue Funktionsweise des Dynamos ist noch unklar. Mit dem Ziel diese Frage zu klären, hat nun eine Gruppe von Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) erstmals eine Gruppe von Hauptreihen- und weiter entwickelten Sternen mit derselben Methode untersucht. Ihre Analyse deutet darauf hin, dass ein gemeinsamer, turbulenzabhängiger Dynamomechanismus eine entscheidende Rolle für die Sternaktivität in allen Stadien der Sternentwicklung spielt. Von ihren Ergebnissen berichten die Forscherinnen und Forscher in der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Astronomy.

In ihrem Inneren sind Sterne in Schichten aufgebaut, ähnlich wie eine Zwiebel. Bei Sternen mit sonnenähnlichen Temperaturen folgt auf den Kern die Strahlungszone. Dort wird die Wärme aus dem Inneren mittels Strahlung nach außen geleitet. Da das Sternenplasma weiter außen kühler wird, wird der Wärmetransport dort von Plasmaströmen dominiert: Heißes Plasma aus dem Inneren steigt zur Oberfläche auf, kühlt ab und sinkt wieder hinab. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet. Gleichzeitig führt die Rotation des Sterns, deren Geschwindigkeit vom Breitengrad abhängt, zu zusätzlichen Scherbewegungen. Beide Prozesse zusammen verdrehen und verwirbeln die Magnetfeldlinien und erzeugen die komplexen Magnetfelder in einem noch nicht vollständig verstandenen Dynamoprozess.

„Leider können wir nicht in die Sonne und andere Sterne hineinschauen und diese Vorgänge direkt beobachten. Stattdessen müssen wir auf indirekte Methoden zurückgreifen“, erklärt Dr. Jyri Lehtinen vom MPS, Erstautor der neuen Veröffentlichung. In ihrer aktuellen Studie vergleichen die Forscherinnen und Forscher einerseits die Aktivitätsniveaus verschiedener Sterne und andererseits ihre Rotations- und Konvektionseigenschaften. Ziel ist es, festzustellen, welche Eigenschaften einen starken Einfluss auf die Aktivität haben. Dies kann helfen, die entscheidenden Merkmale des Dynamoprozesses zu identifizieren.

Mehrere Modelle des Sternendynamos wurden bisher vorgeschlagen; zwei Haupttheorien beherrschen jedoch die Diskussion. Während eine davon der Rotation eine maßgeblichere Rolle zuweist und annimmt, dass die Konvektion nur einen subtilen Einfluss hat, beruht die andere entscheidend auf turbulenten Konvektionsströmungen. Bei dieser Art von Konvektion steigt das heiße Sternenplasma nicht in großen, behäbigen Bewegungen an die Oberfläche. Vielmehr dominieren kleinskalige, unruhige Ströme.

Um Hinweise zugunsten einer der beiden Theorien zu finden, warfen Lehtinen und seine Kolleginnen und Kollegen einen Blick auf 224 sehr unterschiedliche Sterne. Die Auswahl enthielt sowohl Hauptreihensterne, die sozusagen in der Blüte ihres Lebens stehen, als auch ältere, weiter entwickelte Riesensterne. Typischerweise verändern sich sowohl die Konvektions- als auch die Rotationseigenschaften von Sternen mit zunehmendem Alter. Im Vergleich zu Hauptreihensternen weisen weiterentwickelte Sterne eine dickere Konvektionszone auf, die sich oft über einen Großteil des Sterndurchmessers erstreckt und manchmal die Strahlungszone sogar vollständig verdrängt. Dies führt zu längeren Zeitskalen für den konvektiven Wärmetransport. Gleichzeitig verlangsamt sich in der Regel die Rotation.

Für ihre Studie analysierten die Forscherinnen und Forscher einen am Mount Wilson Observatorium in Kalifornien (USA) gewonnenen Datensatz, der über mehrere Jahre die Strahlungsintensität dieser Sterne in Wellenlängen aufzeichnete, die typisch sind für die Kalziumionen im Sternenplasma. Die Strahlungsintensität korreliert nicht nur mit dem Aktivitätsniveau der Sterne. Komplexe Datenverarbeitung ermöglichte es auch, auf die Rotationsperioden der Sterne zu schließen.

Wie die Sonne weisen Sterne bisweilen Regionen mit extrem starken Magnetfeldern auf, so genannte aktive Regionen. Diese gehen oftmals mit dunklen Flecken auf der sichtbaren Oberfläche des Sterns einher. „Wenn sich der Stern dreht, wandern diese Flecken ins Blickfeld und verschwinden dann wieder. Das führt zu einem periodischen Anstieg und Abfall der Strahlungsintensität“, erklärt Prof. Dr. Maarit Käpylä von der Aalto Universität in Finnland, die auch die Forschungsgruppe „Solare und Stellare Dynamos“ am MPS leitet. Da jedoch auch andere Effekte zu Schwankungen der Strahlungsintensität führen können, ist es schwierig, periodische Schwankungen – insbesondere über lange Zeiträume – zu identifizieren.

„Einige der von uns untersuchten Sterne zeigen Rotationsperioden von mehreren hundert Tagen und überraschenderweise immer noch ein Aktivitätsniveau, das mit dem anderer Sterne vergleichbar ist, und bemerkenswerterweise sogar magnetische Aktivitätszyklen wie die Sonne“, sagt Dr. Nigul Olspert vom MPS, der die Daten analysiert hat. Die Sonne dreht sich im Vergleich dazu recht zügig mit einer Rotationsperiode von nur etwa 25 Tagen am Sonnenäquator. Die konvektiven Zeitskalen wurden aus Modellen für den Sternaufbau berechnet, welche die Masse jedes Sterns, seine chemischen Zusammensetzung und Entwicklungsphase berücksichtigen.

Die Analyse der Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler zeigt, dass die Aktivität eines Sterns nicht nur von seiner Rotation abhängt. Das hatten zuvor andere Studien nahegelegt, die auf kleineren und einheitlicheren Proben basierten und nur Hauptreihensterne einschlossen. „Das Zusammenwirken von Rotation und Konvektion bestimmt, wie aktiv ein Stern ist“, fasst Prof. Dr. Käpylä zusammen. „Unsere Ergebnisse geben deshalb den Ausschlag zugunsten des Dynamomechanismus mit turbulenter Konvektion“, fügt sie hinzu.

Originalveröffentlichung

Jyri J. Lehtinen, Federico Spada, Maarit J. Käpylä, Nigul Olspert, Petri J. Käpylä: Common dynamo scaling in slowly rotating young and evolved stars,

Nature Astronomy, 9. März 2020, DOI

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Der Beitrag Turbulente Konvektion bestimmt Sternaktivität erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Mit einem Durchmesser von 3.121 Kilometern ist der Jupitermond Europa zwar der kleinste der vier Galileischen Monde, mit etwa 3 Gramm pro Kubikzentimeter verfügt er jedoch zugleich über eine ungewöhnlich hohe Dichte. Über einen Kern aus Eisen und Nickel, so die allgemein anerkannte Theorie über den inneren Aufbau dieses Mondes, befindet sich ein Mantel aus Silikatgestein. Die Oberfläche Europas wird dagegen von einem 15 bis 20 Kilometer dicken Panzer aus Wassereis gebildet, welcher aufgrund der sehr niedrigen Temperaturen auf der Mondoberfläche – minus 160 Grad Celsius am Äquator, bis zu minus 220 Grad Celsius in den Polarregionen – steinhart gefroren ist. Die Oberfläche des Mondes wird dabei von einem filigranen Netz aus kilometerlangen Furchen geprägt, welches diese äußere Eisschicht regelrecht zerschneidet.

Noch faszinierender als die auffällig zerklüftete Eisschicht des Jupitermondes ist jedoch, was sich unmittelbar darunter verbirgt: Ein unterirdischer Salzwasserozean, welcher durch Gezeitenkräfte und die im Inneren des Mondes gespeicherte Wärme eisfrei gehalten wird und der laut aktuellen Berechnungen über eine Tiefe von bis zu 100 Kilometern verfügen könnte. Sollte dies zutreffen, so würde sich auf Europa mehr als die doppelte Menge des in den irdischen Ozeanen enthaltenen Wassers befinden. Dieser den ganzen Mond umspannende Ozean ist der Grund dafür, dass die Eiskruste mechanisch von dem Kern des Mondes und von dessen Mantel aus Silikatgestein abgekoppelt ist.

Bereits im Jahr 1998 legten die Messungen eines Magnetometers an Bord der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Jupitersonde Galileo die Existenz dieser schwer zugänglichen Wassermassen nahe. Bis heute sind jedoch viele der Eigenschaften dieses unterirdischen Ozeans unbekannt – etwa, ob dort Bedingungen herrschen, welche eventuell die Entstehung und Weiterentwicklung von primitiven Lebensformen ermöglichen könnten.

Neue Computermodelle, welche von Wissenschaftlern der University of Texas in Austin/USA und dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) im niedersächsischen Katlenburg-Lindau erstellt wurden, erlauben jetzt jedoch einen ersten „Blick“ unter die Eisdecke. Die Simulationen der Wissenschaftler zeigen, welche Strömungen in diesem Ozean vorherrschen.

„Die Bewegungen in Europas Ozean werden durch Temperaturunterschiede angetrieben“, so Dr. Johannes Wicht vom MPS. Wärmeres und somit leichteres Wasser steigt nach oben, kälteres Wasser sinkt dagegen in die Tiefe. Diese Bewegung, welche in vergleichbarer Weise zum Beispiel auch beim Erhitzen von Wasser in einem Kochtopf auftritt, wird als Konvektion bezeichnet. Durch sie wird Wärme aus den Tiefen des Ozeans in dessen höheren Schichten transportiert.

In ihren Berechnungen berücksichtigten die Wissenschaftler, dass im Wesentlichen zwei Effekte die Wasserströmungen in dem unterirdischen Ozean bestimmen. Zum einen steigt durch die Konvektion wärmeres Wasser aus dem Inneren des Mondes nach oben, zum anderen wirkt sich jedoch auch die Rotation des Mondes auf das Strömungsverhalten des Wassers aus, welches dabei durch die Corioliskraft abgelenkt wird.

„Wie genau das Wasser fließt, ergibt sich aus dem Zusammenspiel beider Einflüsse“, so Dr. Wicht. „In Europas Ozean scheint sich die Corioliskraft weniger stark auszuwirken, als bisher angenommen. Darum unterscheiden sich unsere neuen Computermodelle entscheidend von ihren Vorgängern“.

„Unsere Computersimulationen zeigen, dass die Konvektion in der Äquatorregion stärker ist als an den Polen. Darum ist das Wasser in niedrigen Breiten wärmer und die Eisdecke wird effektiver geheizt“, fasst Dr. Wicht die Ergebnisse zusammen. Ob und wie genau diese in Richtung Oberfläche transportierte Wärme auch für die Entstehung der Rissmuster in der Eisschicht auf der Oberfläche verantwortlich ist, konnte bisher jedoch noch nicht endgültig geklärt werden. Auffällig ist jedoch, dass diese Muster speziell im Bereich des Äquators besonders stark ausgeprägt sind. Möglicherweise, so die Wissenschaftler, spielt dabei aber nicht nur die höhere Temperatur eine Rolle, denn das von unten erwärmte Eis verfügt zusätzlich über einen geringeren Salzgehalt.

„Beides sorgt dafür, dass dieses Eis leichter ist als die darüber liegende Schicht und zur Oberfläche drängt“, so Dr. Wicht weiter. Diese Bewegungen im Eis führen wahrscheinlich zu den diversen Brüchen und Rissen.

Neben den Wasserbewegungen in radialer Richtung stießen die Planetenforscher auch auf drei ausgeprägte Strömungen, welche weitestgehend parallel in West- beziehungsweise Ostrichtung verlaufen. Am Äquator fließt das Wasser nach Westen, in den Polregionen dagegen nach Osten. Ob auch diese sogenannten Jetstreams Auswirkungen auf die darüber liegende Eisdecke haben, ist allerdings unklar. Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden kürzlich in der Fachzeitschrift „Nature Geoscience“ unter dem Titel „Ocean-driven heating of Europa’s icy shell at low latitudes“ publiziert.

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Fachartikel bei Nature Geoscience:

• Ocean-driven heating of Europa’s icy shell at low latitudes (Abstract, engl.)

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