Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Das transneptunische Objekt Arrokoth, auch genannt Ultima Thule, an dem die NASA-Raumsonde New Horizons am Neujahrstag 2019 vorbeiflog, könnte seine Form in den ersten 100 Millionen Jahren seit seiner Entstehung stark verändert haben. In der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Nature Astronomy schlagen Forschende unter Leitung der Chinesischen Akademie der Wissenschaften und des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Göttingen vor, dass Arrokoths aktuelle Gestalt, die an einen zerquetschten Schneemann erinnert, erst nach und nach durch das Verdunsten leichtflüchtiger Gase entstanden ist. Die Rechnungen könnten helfen zu verstehen, was der aktuelle Zustand von Körpern vom äußeren Rand des Sonnensystems über ihre ursprünglichen Eigenschaften aussagt.

Die vielen Millionen Brocken, die den Kuipergürtel jenseits der Umlaufbahn des Neptuns bevölkern, haben bisher noch nicht viele ihrer Geheimnisse preisgegeben. In den 1980er-Jahren durchquerten zwar die Raumsonden Pioneer 1 und 2 sowie Voyager 1 und 2 diese Region – allerdings ohne Kameras an Bord. Erst die NASA-Raumsonde New Horizons sendete Bilder vom äußersten Rand des Sonnensystems zur Erde: im Sommer 2015 vom Zwergplaneten Pluto und dreieinhalb Jahre später vom etwa 30 Kilometer großen transneptunischen Objekt Arrokoth. Noch nicht offiziell benannt, trug der Körper damals den Spitznamen Ultima Thule in Anlehnung an den gleichnamigen nördlichsten Landpunkt der Erde. Schließlich ist der transneptunische Brocken der am weitesten von der Sonne entfernte Körper, der je von einer Raumsonde besucht und abgelichtet wurde.

Besonderes Aufsehen erregte in den Tagen nach dem Vorbeiflug die sonderbare Gestalt von Arrokoth. Der Körper besteht aus zwei miteinander verbundenen Teilen – wahrscheinlich als Ergebnis eines langsamen Zusammenstoßes –, von denen der kleinere leicht, der größere stark abgeflacht ist. So entsteht der Eindruck eines zerquetschten Schneemanns. In ihrer aktuellen Veröffentlichung gehen die Forscherinnen und Forscher aus China, Deutschland und den USA der Frage nach, wie es zu dieser Form kommen konnte. Eine auffällige Zweiteilung ist zwar auch von einigen Kometen bekannt. Für die pfannkuchenartige Abflachung von Arrokoth hingegen gibt es bisher kein weiteres Beispiel. Sah Arrokoth bereits von Anfang an so aus? Oder hat sich seine Form erst nach und nach entwickelt?

„Wir stellen uns den Kuipergürtel gerne als Region vor, in der die Zeit seit der Geburt des Sonnensystems weitestgehend stillgestanden hat“, sagt Ladislav Rezac vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, einer der beiden Erstautoren der aktuellen Veröffentlichung. Mehr als vier Milliarden Kilometer von der Sonne entfernt, haben die Bewohner des Kuipergürtels seitdem sozusagen tiefgekühlt und unverändert überdauert, so die gängige Auffassung. Die Aufnahmen von Arrokoth stellen diese Vorstellung auf eine harte Probe – sowohl wegen seiner offenbar glatten Oberfläche ohne Hinweise auf viele Einschlagskrater, als auch wegen seiner sonderbar flachen Form. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler gehen davon aus, dass das Sonnensystem vor 4,6 Milliarden Jahren aus einer Scheibe aus Staub entstand: Die Teilchen ballten sich zu immer größeren Klumpen zusammen; diese stießen zusammen und verschmolzen zu noch größeren Körpern. „Es gibt bisher keine Erklärung, wie aus diesem Prozess ein solch flacher Körper wie Arrokoth hervorgehen könnte“, so Rezac.

Eine andere Möglichkeit wäre, dass Arrokoth in seiner Geburtsstunde eine gewöhnlichere Gestalt hatte: ein zusammengesetztes Gebilde aus einem kugelförmigen und einem leicht abgeflachten Körper. Frühere Studien deuten darauf hin, dass in der Region, in der sich Arrrokoth befindet, während der Entstehung des Sonnensystems flüchtige Stoffe wie Kohlenmonoxid und Methan auf Staubkörnern gefroren und diese dann größere Brocken bildeten. Nach der Entstehung Arrokoths, als sich der Staub gelichtet hatte, ermöglichte die Sonneneinstrahlung höhere Temperaturen; die gefrorenen, flüchtigen Stoffe sublimierten rasch von den entstandenen Brocken.

„Damit ein Körper seine Form so extrem verändern kann wie Arrokoth, muss seine Rotationsachse in einer besonderen Weise ausgerichtet sein“, sagt Rezac. Im Gegensatz zur Rotationsachse der Erde liegt die von Arrokoth fast parallel zur Bahnebene. Während des 298 Jahre dauernden Umlaufs ist so jeweils eine Polarregion des Körpers fast die Hälfte der Zeit ununterbrochen der Sonne zugewandt, während die andere der Sonne abgewandt ist. Die Regionen am Äquator und in den unteren Breitengraden hingegen sind das ganze Jahr über von tageszeitlichen Schwankungen geprägt.

„Dadurch heizen sich die Pole am stärksten auf, sodass gefrorene Gase von dort am effizientesten entweichen. Das führt zu einem starken Massenverlust“, sagt Yuhui Zhao vom Purple Mountain Observatorium der Chinesischen Akademie der Wissenschaften. Der Abflachungsprozess begann höchstwahrscheinlich schon früh in Arrokoths Evolutionsgeschichte und verlief vergleichsweise rasch auf einer Zeitskala von etwa einer bis 100 Millionen Jahren. Danach dürfte sich der Vorrat an sehr leichtflüchtigen Stoffen in den oberflächennahen Schichten erschöpft haben. Darüber hinaus wiesen die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler nach, dass die in dieser Phase induzierten Drehmomente die Rotationseigenschaften von Arrokoth nicht wesentlich verändert haben dürften.

Wie viele weitere „abgeflachte Schneemänner“ sich im Kuipergürtel befinden, ist unklar. „Das hängt in erster Linie davon ab, ob die Rotationsachse eines Körpers ähnlich geneigt ist wie die von Arrokoth, und von der Menge leichtflüchtiger Stoffe in der Nähe der Oberfläche“, so Ladislav Rezac. Es ist anzunehmen, dass selbst Objekte wie Arrokoth beträchtliche Mengen an superflüchtigen Stoffen enthielten. Beispielsweise enthält Pluto aufgrund seiner Größe und stärkeren Schwerkraft auch heute noch Kohlenmonoxid, Stickstoff und Methan. Bei kleineren Körpern wären diese flüchtigen Stoffe längst ins All entwichen.

Originalveröffentlichung
Y. Zhao, L. Rezac et al.:
Sublimation as an effective mechanism for flattened lobes of (486958) Arrokoth,
Nature Astronomy, 5. Oktober 2020

Video
Entwicklung von Arrokoth
Diese numerische Simulation zeigt, wie sich Arrokoth durch sublimationsbedingten Massenverlust verändert haben könnte. Die Farbe repräsentiert die Temperatur, die verschiedene Teile des Körpers erfahren, gemittelt über einen Umlauf um die Sonne. Rot steht für warme und blau für kühlere Temperaturen. (Quelle: PMO/MPS)

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• New Horizons Mission

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Quelle: DLR.

Vor fünf Jahren flog am 14. Juli 2015 die kleine US-Raumsonde New Horizons durch das entfernte Pluto-Charon-System. Während der Passage führte sie einzigartige wissenschaftliche Messungen durch und sandte aufsehenerregende Bilder zur Erde, die eine bewegte Vergangenheit und unerwartet dynamische Entwicklung des sonnenfernen Binärkörpersystems enthüllten. Ein Anlass, zum fünften Jahrestag des Plutovorbeiflugs eine Rückschau auf diese einzigartige raumfahrttechnische Meisterleistung und die wissenschaftlichen Erkenntnisse einer herausragenden Mission zur Erforschung von eisigen Himmelskörpern am äußeren Rand des Sonnensystems zu halten. Beim Radioexperiment REX auf New Horizons sind deutsche Planetenwissenschaftler beteiligt.

Als am 18. Februar 1930 der amerikanische Junior Astronom Clyde Tombaugh (1906-1997) am Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona, ein lang gesuchtes Objekt, den suspekten Planeten X, jenseits des Neptun fand, hatte er die Entdeckung seines Lebens gemacht. Dieser neue, der neunte ‚Planet‘ und mit einem Durchmesser von knapp 2.400 Kilometern relativ kleine Himmelskörper, der bald darauf den Namen Pluto bekam, war jetzt gewissermaßen der planetare Außenposten unseres Sonnensystems – eine Rolle, die seit 1846 bisher Neptun innehatte. Und dies blieb Pluto bis zum Jahre 1992, als man auf dem hawaiianischen Mauna-Kea-Observatorium mit (15760) Albion ein noch weiter als Pluto entferntes transneptunisches Objekt (TNO) aufspürte, einen kleinen unregelmäßig geformten Körper mit nur 100 bis 150 Kilometer Durchmesser. In rascher Folge entdeckte man weitere TNOs, deren Zahl bis heute auf mehr als tausend angewachsen ist und die für Planetenforscher aufschlussreiche naturgeschichtliche Archive darstellen, aber auch zahlreiche neue Fragen zur Entstehungsgeschichte und Entwicklung des Sonnensystems aufwerfen.

Der lange Weg der NASA-Mission New Horizons vor dem Start und bis ans Ziel
Seit Plutos Entdeckung dauerte es rund ein halbes Jahrhundert, bis die NASA ins Auge fasste, den (Zwerg-)Planeten am Rande des Sonnensystems mit einer kleinen Raumsonde anzufliegen und zu erkunden. Dafür mit ausschlaggebend war gewiss auch die Entdeckung des Plutomondes Charon, der dem amerikanischen Astronomen James W. Christy am US Naval Observatory im Juni 1978 auf hochauflösenden Fotografien als eine Ausbuchtung des Plutoscheibchens auffiel und die periodisch in 6,4 Tagen um das Bildzentrum wanderte. Charon ist mit einem Durchmesser von 1.212 Kilometern und einem Achtel der Masse Plutos ein vergleichsweise großer und massereicher Trabant seines ‚Planeten‘, weshalb häufig vom Doppelkörpersystem Pluto-Charon gesprochen wird.

Doch erst im Dezember 2000 hatte sich ein Missionsvorschlag soweit konsolidiert, dass nicht nur in den Köpfen, sondern auch ‚mechanisch‘ eine Sonde fertig gebaut wurde: New Horizons – ein Name, der dem Leiter der Mission, Alan Stern, während einer Gebirgswanderung einfiel, als er seinen Blick von einem Berg zum Horizont schweifen ließ. Nach gut weiteren fünf Jahren war es dann soweit: New Horizons wurde am 19. Januar 2006 von Cape Canaveral aus zum Pluto gestartet. Im Juli 2015 erreichte die Sonde schließlich ihr Ziel; ein Start, knapp einen Monat später, hätte die Ankunft der Sonde um fünf Jahre (!) verzögert.

Masse, Beschleunigung, Astronomie: ein Wettlauf gegen die Zeit
Die unzähligen Schritte der Überzeugungsarbeit und vielfältigen Entscheidungen, bis eine Mission an der Spitze einer Trägerrakete auf dem Startplatz steht und der Countdown gezählt wird, sind meist schwieriger zu meistern, als die Planung und technische Umsetzung der wissenschaftlichen Experimente. Am Ende war es ein astronomischer Aspekt, der New Horizons schon am Boden ‚beschleunigte‘: Pluto hat eine stark exzentrische Sonnenumlaufbahn, deren sonnennächster Punkt bei 4,5 Milliarden Kilometern Entfernung liegt. Diesen hatte der Himmelskörper 1989 durchlaufen und sich seither wieder vom Zentralgestirn entfernt. Ihr sonnenfernster Punkt befindet sich nämlich in einer Distanz von 7,4 Milliarden Kilometern, und für einen Sonnenumlauf benötigt Pluto 248 Jahre. Eine weitere Verzögerung hätte also eine immer längere Reisezeit zu Pluto bedeutet, aber auch wissenschaftliche Einbußen mit sich gebracht. Denn mit zunehmender Entfernung zur Sonne wäre die hauchdünne Atmosphäre Plutos kondensiert und als Eis auf die Oberfläche gerieselt, hätte also nicht mehr untersucht werden können.

Um Pluto überhaupt erreichen zu können, durfte die Sonde nur sehr wenig Masse haben. Inklusive Treibstoff waren es keine 500 Kilogramm. Darüber hinaus wurde die Atlas-Trägerrakete mit einer zusätzlichen Schubstufe versehen, die New Horizons auf eine Fluchtgeschwindigkeit von 16,21 Kilometern pro Sekunde (58.356 km/h) beschleunigte, der höchsten Geschwindigkeit, mit der eine Raumsonde je die Erde verlassen hatte. Nach der neuneinhalb Jahre langen Reise, mit einem Swingby-Manöver am Riesenplaneten Jupiter zur weiteren Beschleunigung der Sonde, flog New Horizons dann vor fünf Jahren am 14. Juli 2015 um 13.50 Uhr MESZ, etwa 4,8 Milliarden Kilometer von der Erde entfernt, in einer Distanz von weniger als einem Erddurchmesser über Plutos Oberfläche hinweg und an seinen Monden vorbei.

Das Kamel schießt durchs Nadelöhr: Durch die Bahnebene der Plutomonde
New Horizons musste fast senkrecht durch die Ebene fliegen, in der die Monde Charon, Nix, Hydra, Kerberos und Styx Pluto umkreisen. Bei der Planung war dies ein Aspekt großer Unsicherheit: Denn es hätten sich weitere, noch unentdeckte Monde oder Eis- und Gesteinsringe in dieser Ebene befinden können, die teleskopisch nicht entdeckt und zur Gefahr werden konnten. Beobachtungen wenige Tage vor dem Flyby sorgten für Erleichterung: Die Aufnahmen zeigten keine neuen Hindernisse. Für den Vorbeiflug war in jahrelanger Programmierarbeit jede Beobachtung und Messung auf die Sekunde festgelegt: Binnen weniger Stunden kamen sieben wissenschaftliche Bordexperimente zum Einsatz. Neben drei optischen Geräten, dem UV-Spektrometer ‚Alice‘ sowie den hochauflösenden Kamerasystemen LORRI und ‚Ralph‘, nahmen die beiden Plasma-Instrumente PEPSSI und SWAP, der Staubdetektor ‚Venetia‘ und das Radioexperiment REX eingehende Messungen an dieser fernen, eiskalten Welt vor. REX ist das einzige Instrument auf New Horizons, an dem mit den deutschen Planetenforschern des Rheinischen Instituts für Umweltforschung an der Universität zu Köln deutsche Wissenschaftler beteiligt sind (siehe Kasten). Finanziell gefördert wurde ihre Beteiligung vom Raumfahrtmanagement des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie.

Ein Herz aus Eis, schlammiger Bodenbelag, Kristalleisgebirge und ein Putzmittel
Pluto und sein Mondsystem entpuppten sich vor den Augen der Bordkameras als eine bizarre Welt mit einer bewegten Vergangenheit und vielleicht sogar dynamischen Gegenwart – ein Resultat, mit dem in diesem Ausmaß kein Wissenschaftler zuvor gerechnet hatte und welches ihren Puls buchstäblich beschleunigte: Unter Planetenforschern legendär ist Alan Sterns Ausbruch an Begeisterung, als er die ersten Nahaufnahmen auf dem Bildschirm zu sehen bekam. Jahrzehntelang hatten die Forscher darauf gewartet. Bekannt war von Pluto und Charon bis dato nicht viel, zu klein ist diese ferne Welt selbst für das Hubble-Weltraumteleskop, das nur schemenhaft Helligkeitsunterschiede auf zwei winzigen Lichtscheibchen erkennen ließ. Im Schnitt kommen dort nur fünf Zehntausendstel des Sonnenlichts an, das auf die Erde fällt, die Tagestemperatur beträgt minus 234 Grad Celsius.

Bei diesen Temperaturen frieren die meisten Gase aus. Pluto ist daher von einem Gemisch aus Wasser-, Stickstoff-, Methan-, Kohlenmonoxid-, Kohlendoxid- und Ammoniakeis bedeckt und gegenwärtig, noch in ‚Sonnennähe‘, von einer hauchdünnen Atmosphäre umgeben. Diese besteht aus Stickstoff (mit etwas Kohlenmonoxid und Methan); sie ist – das zeigten die neuen, gegen den Horizont aufgenommenen Bilder – geschichtet und reicht bis in eine Höhe von 1.600 Kilometern. Die mittlere Dichte von Pluto beträgt 1.860 Kilogramm pro Kubikmeter: Daraus lässt sich ableiten, dass Pluto zu mehr als zwei Dritteln aus Gestein und zu 30 Prozent aus Eis verschiedener Zusammensetzung besteht. Das bedeutet, dass die Gesteinsmasse groß genug ist, um nach der Entstehung des Zwergplaneten durch den Zerfall radioaktiver Elemente im Inneren ausreichend Wärme zu erzeugen, so dass sich im Zentrum ein Gesteinskern bilden konnte, der von einer mächtigen Eisschicht umgeben ist. Mehr noch, es könnte genügend Energie vorhanden sein, um auch heute noch dynamische Prozesse in der Eisschicht antreiben zu können.

Tatsächlich blickten die Wissenschaftler zum einen zwar auf eine dunkle Oberfläche, die voller Einschlagskrater war und vermutlich schon vor vier Milliarden Jahren erstarrte; aber auch auf riesige helle kraterfreie Flächen aus blankem Eis, die seit weniger als 100 Millionen Jahren existieren oder teils sogar erst vor kurzer Zeit entstanden sind. Zahlreiche Polygone, die ein wabenartiges Muster in die Eisebene Sputnik Planum zeichnen, werden als erstarrte Konvektionszellen interpretiert, in denen flüssiges oder plastisches Material an die Oberfläche gelangte und ausfror. Und als ob die Natur wüsste, wie eine Landschaft medienwirksam auszusehen hat, gestaltete sie diese über eintausend Kilometer große Eisfläche mit den Umrissen eines Herzens, der man nach dem Entdecker Plutos den Namen Tombaugh Regio gab.

Eine weitere Überraschung war die Entdeckung gewaltiger hochgebirgsartiger Landschaften mit den Norgay und Hillary Montes, Bergen von bis zu 3.500 Metern Höhe, die jedoch nicht aus Stein und Fels bestehen, sondern aus einer Tieftemperatur-Modifikation von Wassereis extremer Härte, die verhindert, dass diese Eisriesen an der Basis durch das Eigengewicht in sich zusammenschmelzen. Das dunkle, rötlich-braune Material im Norden Plutos, das sich auch auf Charon findet, besteht vermutlich aus einer komplexen Mischung organischer Moleküle wie Kohlenstoff, Stickstoff und Wasserstoff, die sich in der Atmosphäre von Gasplaneten, Monden oder Kometen unter der Einwirkung ultravioletter Strahlung und den Partikeln des Sonnenwindes aus dem Oberflächenmaterial bilden. Sie werden „Tholine“ (griechisch für „schlammig“) genannt. Auf Charon identifizierten die Wissenschaftler außerdem Wassereiskristalle, die auch Spuren von Ammoniumhydroxid (NH4OH) enthalten – im Haushalt als Putzmittel unter dem Begriff Salmiakgeist bekannt.

Der zweite Streich: Vorbeiflug am 30 Kilometer großen Arrokoth an Neujahr 2019
Nach dem perfekten und wissenschaftlich so ergiebigen Vorbeiflug am Pluto setzte New Horizons seinen Flug durch den Kuipergürtel fort. Diese die acht Planetenbahnen umgebende schlauchförmige Region, gelegentlich auch als Kuiper-Edgeworth-Gürtel bezeichnet, ist die kosmische Heimat eisiger, teils extrem primitiver Körper von wenigen Kilometern Größe bis hin zu mehreren tausend Kilometern Durchmesser. Zwergplaneten wie Pluto, Eris, Makemake und Haumea zählen als bekannte Objekte dazu. Der Kuipergürtel schließt unmittelbar an den äußeren Planeten Neptun an und erstreckt sich ungefähr bis in eine Sonnenentfernung von 18 Milliarden Kilometern. Er ist zugleich das Reservoir für die meisten kurzperiodischen Kometen. Alle Objekte des Kuipergürtels zusammengenommen machen nur einen Bruchteil der Masse der Erde aus.

Bereits vor der Ankunft am Pluto hatte man mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops ein weiteres transneptunisches Objekt erspäht, das für einen relativ nahen Vorbeiflug nach New Horizons Rendezvous mit Pluto geeignet erschien. Anfangs erhielt das neue Objekt die Kennzeichnung 1110113Y und im Mai 2015, nachdem seine Bahn hinreichend genau bestimmt worden war, die offizielle Bezeichnung 2014 MU69. Im März 2018 wählte das New-Horizons-Team aus eingereichten Vorschlägen „Ultima Thule“ als vorläufigen Namen aus, angelehnt an den nördlichsten Landpunkt der Erde an der Nordspitze Grönlands, ein Ort, um den sich seit der Antike ähnlich viele Geschichten rankten wie um Atlantis. Inzwischen wurde er in „Arrokoth“ umbenannt, was in der Sprache der Algonkin „Himmel“ bedeutet. Arrokoth umkreist die Sonne in einer Distanz zwischen 6,4 und knapp 7,0 Milliarden Kilometern und ist derzeit rund 44 Astronomische Einheiten (1 AE = 150 Millionen Kilometer) von ihr entfernt.

In den Jahren 2017 und 2018 ergaben sich anhand der Beobachtung von Sternbedeckungen durch Arrokoth erste Anhaltspunkte, dass das Objekt möglicherweise aus zwei Körpern besteht, die sich umkreisen. Entscheidend beteiligt an diesen Messungen war auch das Flugzeugobservatorium SOFIA des DLR und der NASA. Die vielversprechenden Voruntersuchungen bestätigten sich, als New Horizons am 1. Januar 2019 mit 14,3 Kilometern pro Sekunde (51.500 km/h) nur 3.000 km entfernt an Arrokoth vorbeisauste und Bilder lieferte, die an die Gestalt des Kerns des Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko erinnerten, auf dem die europäische Rosetta-Landesonde Philae gut fünf Jahre zuvor gelandet war.

Doch erst eine genaue Analyse offenbarte die Andersartigkeit: Während der Kometenkern im Ganzen doch eine gewisse räumliche Tiefe aufweist, sind die beiden Teile Arrokoths von ziemlich flacher Struktur und, wie allerdings auch 67P, kraterarm. Letzteres ist ein starkes Indiz, das uns die Oberfläche einen manifesten Einblick in die Anfangszeit unseres Sonnensystem erlaubt, weil es kaum Veränderungen durch chemische Reaktionen infolge Sonnenlicht oder die bei Einschlägen freigesetzte Energie gab. Und in der Tat zeigen sich bei einer genauen geologischen Analyse der Aufnahmen jene Formationen, von denen man annimmt, dass sie die allerersten „building blocks“ bei der Entstehung der beiden Einzelkörper waren, genau so, wie es die Planetologen schon lange vermuteten.

Die Bilder, die man während des Vorbeiflugs gewann, zeigten, dass Arrokoth zwar aus zwei Einzelkörpern besteht, die aber entlang ihrer Längsachsen zu einer 31 Kilometer großen ‚Erdnuss‘ zusammengewachsen sind, zu einem sogenannten ‚contact binary‘: einem Körper, der sich durch Kontakt mit einem zweiten Körper verbunden hat. Vermutlich ist dies ein im äußeren Sonnensystem häufig ablaufender Prozess, denn auch der von der Rosetta-Sonde der ESA besuchte Komet 67P/Churyumov-Gerasimenko entstand, wie Analysen nahelegen, durch einen sanften Kontakt zweier kleinerer Ursprungskörper. Farblich besteht zwischen den beiden rostbraun getönten Einzelkörpern kein Unterschied, lediglich der gerade noch auszumachende ‚Nacken‘ in der Kontaktzone ist deutlich heller. Die rötliche Färbung beruht Spektralmessungen zufolge auf den Verbindungen Methanol (CH3OH), Blausäure (HCN), Wassereis und einiger Kohlenwasserstoffverbindungen. Wegen New Horizons großer Entfernung ist die Übertragung der Daten vom Vorbeiflug an Arrokoth zur Erde auch nach anderthalb Jahren nicht abgeschlossen und wird noch bis Ende 2020 andauern. Erst dann wird es endgültige Ergebnisse geben.

Erste Fixstern-Parallaxenmessung mit einer Raumsonde
Erst jüngst hat New Horizons einen weiteren Rekord gebrochen. Jenseits von Arrokoths Umlaufbahn hat die Sonde in einer Distanz von rund 47 AE zwei nahe Fixsterne angepeilt und so die erste interplanetare Parallaxenmessung ermöglicht, dessen Resultat am 11. Juni bekannt gegeben wurde.

Am 22. und 23. April dieses Jahres machte die Raumsonde fern von Erde und Sonne Aufnahmen zweier Sterne, die unserem Sonnensystem relativ nah stehen, Proxima Centauri und Wolf 359 im Sternbild des Löwen. Vergleicht man die Bilder der Sonde mit denen, die zur gleichen Zeit von der Erde aus im gleichen Sternfeld gewonnen wurden, erkennt man deutlich, wie die beiden Sterne in Bezug auf die mehr als 100fach weiter entfernten Hintergrundsterne jeweils eine geringfügig andere Position einnehmen. Astronomisch bezeichnet man das als Parallaxeneffekt.

„Das trigonometrische Parallaxenverfahren spielte und spielt in der Astronomie eine entscheidende Rolle, denn damit lässt sich gut die Entfernung naher Sterne in einem Umkreis von etwa 100 Lichtjahren bestimmen“, erläutert Dr. Manfred Gaida, Astronom und wissenschaftlicher Mitarbeiter am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). „Dieses Verfahren zur stellaren Entfernungsbestimmung ist gleichsam die erste Stufe auf der kosmischen Entfernungsleiter.“

Das Grundprinzip der Messmethode ist dabei denkbar einfach und lässt sich mit dem Hin- und Herspringen des Daumens einer ausgestreckten Hand vor einer Wand vergleichen, wenn er abwechselnd mal mit dem linken und mal mit dem rechten Auge anvisiert wird. Was im Gesicht der Abstand der Pupillenmitten ist, ist bei den Astronomen der doppelte Erdbahnhalbmesser, also zweimal die große Halbachse der Erdbahnellipse oder zwei Astronomische Einheiten (AE), das heißt rund 300 Millionen Kilometer. Misst man die Position eines relativ nahen Sterns von zwei weit auseinanderliegenden Positionen auf der Erdbahn, z.B. im Frühjahr und im Herbst, lässt sich trigonometrisch die Distanz zu dem Stern ermitteln.

Stellarer Parallaxeneffekt mit einer Basislinie von sieben Milliarden Kilometern
Mit New Horizons konnte nun die Basislinie von 1 AE auf gut 47 AE vergrößert werden. Dadurch „springen“ Proxima Centauri und Wolf 359 bei wechselnder Betrachtung der Erd- und Raumsondenaufnahmen auffallend vor den Fixsternen im Hintergrund hin und her – eine erst- und einmalige Visualisierung des stellaren Parallaxeneffekts, die vorher so nicht möglich war. Dem Projektleiter von New Horizons, Alan Stern, und seinem Team ist damit eine Meisterleistung in der experimentellen Astronomie gelungen.

Da Parallaxenwinkel sehr klein sind, d.h. bezogen auf den Erdbahnhalbmesser weniger als eine Bogensekunde betragen und der parallaktische Effekt von vielen anderen physikalischen Effekten wie zum Beispiel von der Aberration und der Eigenbewegung des Sterns überlagert wird, hat es lange gedauert, bis die erste Bestimmung einer Fixsternparallaxe glückte und dadurch die Tiefendimension des Kosmos erschlossen werden konnte. Viele Abschätzungen wurden jahrhundertelang unternommen, die Entfernung der Sterne auszuloten, doch erst ab dem Jahr 1835 kam der Durchbruch: Nahezu gleichzeitig und unabhängig voneinander führten die drei Astronomen Friedrich Georg Wilhelm von Struve (1819-1905), Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) und Thomas Henderson (1791-1844) Parallaxenmessungen durch: Struve von der Sternwarte Dorpat aus an dem hellen Stern Wega im Sternbild Leier, Bessel von Königsberg aus an dem Stern 61 Cygni im Sternbild Schwan und Henderson am Cape Observatorium an α Centauri. Bessel hatte dabei mit 61 Cygni einen Stern ausgewählt, der durch eine hohe tangentiale Eigenbewegung von 5,2 Bogensekunden pro Jahr auffiel und es daher plausibel erschien, dass dieser Stern relativ sonnennah war. Bessel war es schließlich auch, dem man später die erste von der umfangreichen Datenlage her verlässliche Bestimmung einer Fixsternparallaxe zuschrieb, ohne dass es mit Struve oder Hendersen zu einem Prioritätenstreit über die Erstentdeckung kam.

Von Königsberg aus, der Heimatstadt Immanuel Kants, begann Bessel seine Untersuchungen im August 1837. Als Beobachtungsinstrument diente ihm dabei ein Heliometer des bayrischen Technikers Joseph von Utzschneider (1763-1840) und des berühmten Münchner Optikers Joseph von Fraunhofer (1787-1826), mit dessen Hilfe kleine Winkelabstände zwischen 61 Cyg und zweier benachbarter Sterne sehr genau gemessen werden konnten. Bis Oktober 1838 hatte Bessel insgesamt 183 Anschlüsse an den Positionen der beiden Nachbarsterne vorgenommen und konnte damit für 61 Cyg eine Parallaxe von 0,3136 ± 0,0202 Bogensekunden bestimmen, ein Wert, der bis heute auf 0,2859 ± 0,0001 Bogensekunden verbessert wurde. Ihm entspricht eine Distanz von 3,5 Parsec, dem Kehrwert des Bogensekundenwertes, oder von knapp 11 Lichtjahren von der Sonne. Damit gehört 61 Cygni zu den 20 sonnennächsten Sternen.

Elf Lichtjahre entsprechen unvorstellbaren 104 Billionen Kilometern. Die Distanz zu dem der Sonne nächstgelegenen Stern, Proxima Centauri, ist etwas geringer und beträgt „nur“ 4,2 Lichtjahre oder 40 Billionen Kilometer, und zu dem Stern Wolf 359 sind es auch nur knapp acht Lichtjahre. Im Vergleich zum Durchmesser der Milchstraße von hunderttausend Lichtjahren sind diese Distanzen winzig klein, gemessen an den Abständen im Sonnensystem aber riesig.

Proxima Centauri am Südsternhimmel kann von Europa aus nicht beobachtet werden, sondern nur von Standorten aus, die südlicher als der 27. nördliche Breitengrad liegen. Der Stern hat eine geringe scheinbare Helligkeit elfter Größenklasse und wurde im Jahr 1915 von Robert Innes (1861-1933) in Johannesburg mit Hilfe eines Astrographen entdeckt. Innes fand heraus, dass die Eigengeschwindigkeit des neuentdeckten Sterns nahezu dieselbe ist wie bei α Centauri und schloss daraus, dass beide Sterne gravitativ zusammengehören. Er vermutete auch, dass Proxima Centauri der Sonne noch ein wenig näher stünde als α Centauri, der selber ein Doppelstern ist. Nachgewiesen wurde dies allerdings erst später durch den amerikanischen Astronomen Harold Lee Alden (1890-1964); nach ihm ist ein Krater auf der Mondrückseite benannt. Seit dem Jahre 2016 ist auch bekannt, dass Proxima Centauri von einem erdgroßen, planetaren Begleiter in elf Tagen umrundet wird.

Wolf 359 am nördlichen Fixsternhimmel, auch als CN Leonis oder Gliese 406 bekannt, ist ein roter Zwergstern mit einer scheinbaren Helligkeit der 13,5ten Größenklasse. Sein Name geht auf den Heidelberger Astronomen Max Wolf (1863-1932) zurück, der im Juni 1919, in demselben Jahr, in dem Albert Einstein durch den Nachweis der Lichtablenkung am Sonnenrand berühmt wurde, einen „Katalog von 1053 stärker bewegten Fixsternen“ in den Veröffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg publizierte. Der darin aufgeführte 359. Stern ist derjenige, der jetzt, nachdem er bereits durch Raumschiff Enterprise bekannt wurde, von New Horizons erneut in das Licht der Öffentlichkeit gerückt ist.

Während man bei einer erdgebundenen Parallaxenbestimmung im Laufe eines halben oder ganzen Jahres viele zeitlich aufeinanderfolgende Positionsmessungen an einem bestimmten Stern durchführt, um aus der „Widerspiegelung“ der Erdbahnellipse an der Himmelsphäre seine Entfernung zu berechnen, liegen bei der jetzigen interplanetaren Parallaxenmessung praktisch nur zwei gleichzeitig gewonnene Messpunkte vor, die jedoch 47 Astronomische Einheiten voneinander entfernt liegen. Da ein Parsec die Distanz ist, von der aus der Erdbahnhalbmesser (1 AE) unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint, beträgt dieser Winkel, übertragen auf die Basislänge Sonne-New Horizons in erster Näherung nun das 47fache. Bezogen auf 1 AE beträgt für Wolf 359 die Parallaxe 0,415 und für Proxima Centauri 0,769 Bogensekunden. Im Unterschied zum Erdbahnwert wurden jetzt 16 Bogensekunden für Wolf 359 und für Proxima Centauri 32 Bogensekunden gemessen.

Auch wenn New Horizons Parallaxenmessungen keine Verbesserung der bereits bekannten Entfernungswerte liefern, sondern vor allem verdeutlichen sollen, wie sich der uns gewohnte Anblick des Sternenhimmels in größerer Distanz von der Erde perspektivisch verändert, so eröffnen sie doch langfristig neue Anwendungsmöglichkeiten – die interstellare Navigation. Mit einem Sternkatalog an Bord eines Raumschiffes, der als Referenz die erdbasierten Sternörter enthält, könnten anhand solcher Messungen Raumsonden sicher durch interstellare Weiten navigieren, wie einst die Seefahrer anhand der Gestirne über unbekannte Meere. Aber auch die Idee, die auf den berühmten amerikanischen Physiker Freeman Dyson (1923-2020) zurückgeht, Raumschiffe systematisch für stellare Parallaxenmessungen mit einer größeren Basis als die Astronomische Einheit zu verwenden, erfährt durch New Horizons Messungen eine Renaissance. Clyde Tombaugh, von dessen Asche der Sonde etwas mitgegeben wurde, wäre zweifellos über die Verwirklichung solcher Pläne sehr angetan. Die kleine Raumsonde New Horizons hat zweifellos ihrem Namen alle Ehre gemacht und uns allen wahrhaft neue Horizonte eröffnet.

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• New Horizons Mission

Der Beitrag Fünf Jahre New-Horizons-Vorbeiflug am Pluto erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Ein langer Weg zur Erde
Rund 5,5 Milliarden Kilometer legten die Daten auf ihrem Weg von der Sonde zu Erde zurück. Von New Horizons´ 2,1-m-Parabol-Hochgewinnantenne (High Gain Antenna, HGA) ausgestrahlt und mit Lichtgeschwindigkeit unterwegs benötigten sie für die Strecke eine Zeit von rund fünf Stunden und acht Minuten.

Die letzten Datenpakete mit vom bildgebenden Instrument Ralph/LEISA gesammelten Informationen erreichten das Johns Hopkins Labor für angewandte Physik (Applied Physics Laboratory, APL) in Laurel im US-amerikanischen Bundesstaat Maryland um 11:48 Uhr MESZ am 25. Oktober 2016. Als Empfangsantenne für die Daten vom Infrarotspektrometer LEISA (Linear Etalon Imaging Spectral Array) kam eine des US-amerikanischen Tiefraumnetzwerks (Deep Speace Network, DSN) bei Canberra in Australien zum Einsatz.

Aus dem Pluto-Charon-System gelangten damit zum jetzigen Zeitpunkt insgesamt über 50 Gigabyte Informationen zur Erde. Sie wurden von New Horizons in einem Zeitraum von rund 15 Monaten zur Erde übertragen. Zu über 400 verschiedenen wissenschaftlichen Fragestellungen wurden Daten erfasst, die es jetzt auszuwerten gilt. Die Daten dürften in jeder Hinsicht einzigartig sein, insbesondere auch angesichts der Tatsache, dass heute überhaupt nicht abzusehen ist, wann wieder ein von der Erde geschicktes Raumfahrzeug im Pluto-Charon-System arbeiten wird.

Das Wichtigste zuerst
Wegen der hohen Vorbeifluggeschwindigkeit am Pluto-Charon-System, und weil man nur einen Versuch hatte, wurde New Horizons darauf programmiert, in kurzer Zeit so viel Daten aufzuzeichnen wie möglich. Dabei entstand eine Datenmenge, von der man annehmen musste, dass sie mehr als das einhundertfache der Menge betragen würde, die sich vor einem Weiterflug übertragen lassen würde.

Es war Aufgabe der Sonde, die mit der höchsten Priorität zu behandelnden Daten auszuwählen und zügig vor und sehr bald nach der größten Annäherung an das Pluto-Charon-System Richtung Erde auszustrahlen. Mit der Übertragung der verbliebenen – größeren – Restdatenmenge begann New Horizons im September 2015. Alice Bowman (Mission Operations Manager, MOM) vom Missionsbetrieb beim APL freut sich offensichtlich sehr über das erzielte Ergebnis. Sie wird von der US-amerikanischen Luft- und Raumfahrtagentur (NASA) mit folgenden Worten zitiert: „Wir haben unseren Topf voll Gold“. New Horizons hat seine Primärmission erfolgreich absolviert!

Bereits ausgewertete Daten sorgten bereits für interessante Erkenntnisse: In der außerordentlich dünnen Atmosphäre von Pluto könnte es Wolken geben. Möglicherweise handelt es sich bei dem gesichteten Phänomen aber auch um einen Art Nebel – oder etwas ganz anderes. Gleichzeitig sind die Verluste von Plutos Atmosphäre um den Faktor von etwa 100 geringer als vor dem Einsatz von New Horizons erwartet.

Geologische, wahrscheinlich auf Konvektion zurückgehende Aktivität sorgt für Veränderung in der Oberflächengestalt von Pluto. Dabei steigt Material von unten an die Oberfläche des Kleinplaneten. Ein riesiges annähernd herzförmiges Gebiet an der Oberfläche Plutos ist möglicherweise Folge solcher Aktivität.

Auf Plutos Begleiter Charon wurde in einem Canyon ein Phänomen beobachtet, bei dem es sich um alte Hangrutschungen handeln könnte. Auf Pluto fand man bisher keine Anzeichen für vergleichbare Hangrutschungen. Beide Himmelskörper kreisen um ein gemeinsames Baryzentrum. Methan aus Plutos Atmosphäre wird von Charon gravitationsbedingt eingefangen. In Charons Polregionen entsteht durch die Bestrahlung von Methaneis mit Sonnenlicht bzw. dessen UV-Anteil Tholin, welches auf Charon rötlich erscheinende Flächen hervorruft. Diese Flächen werden sichtbar, weil tauendes Methan sich nach einem über einhundert Jahre dauernden Winter nicht dauerhaft an der Oberfläche halten kann, die schweren Tholin-Moleküle aber schon.

Es gibt noch viel zu entdecken
Bevor die beiden digitalen, jeweils rund acht Gigabyte fassenden Datenaufzeichnungsgeräte an Bord von New Horizons vor der Speicherung neuer Daten gelöscht werden, wird man sie auf ihre Zuverlässigkeit hin überprüfen. Die nächste Beobachtungsaufgabe für New Horizons steht bereits fest – und ist rund 1,6 Milliarden Kilometer entfernt von Plutos Orbit um die Sonne. Am 1. Januar 2019 soll New Horizons einen kleinen, 2014 MU69 genannten, am 28. Juni 2014 im Rahmen der Suche nach einem geeigneten Ziel entdeckten Himmelskörper im Kuipergürtel in nur rund 3.000 Kilometern Abstand passieren (der geringste Abstand zwischen Pluto und der Sonde betrug etwa 12.500 Kilometer).

Beim Vorbeiflug an 2014 MU69 mit einem vermuteten Durchmesser zwischen 20 und 40 Kilometern will man im Rahmen der KEM für Kuiper Belt Extended Mission genannten Missionserweiterung Daten sammeln. Das Objekt könnte Überbleibsel der sogenannten primordialen Staub- und Gasscheibe sein, aus der sich unser Sonnensystem vor etwa 4,55 Milliarden Jahren gebildet hat. Dafür sprechen teleskopische Beobachtungen im Bereich des (für den Menschen) sichtbaren Lichts. Die Masse von 2014 MU69 liegt nach aktuellen Abschätzungen im Bereich des tausendfachen des Kometen 67P / Tschurjumow-Gerassimenko – etwa einem Zehntausendstel der Masse Plutos.

Im sogenannten Kuipergürtel gibt es nach aktuellem Forschungsstand vermutlich einige 100.000 Objekte, die sich im Sonnensystem außerhalb der Neptunbahn in Entfernungen zwischen 30 bis 50 Astronomischen Einheiten bewegen (eine Astronomische Einheit (AE) ist der mittlere Abstand zwischen Erde und Sonne, rund 149,6 Millionen Kilometer). Die Objekte werden daher als Kuiper-Belt-Objects (KBOs) bezeichnet.

Kurs gesetzt, Mission genehmigt
Zunächst bis 2021 ist der Betrieb von New Horizons finanziert. Ende Juni 2016 hatte die NASA grünes Licht für die Missionserweiterung bekommen. Notwendige Anpassungen ihrer Flugbahn hatte New Horizons bereits vorher abgeschlossen. Im Oktober 2015 begannen die Manöver, die die Sonde schließlich im November 2015 auf Kurs Richtung 2014 MU69 brachten. Die entsprechenden Triebwerkseinsätze erfolgten am 22., 25. und 28. Oktober 2015 sowie am 4. November 2015 und sorgten zusammen für eine Geschwindigkeitsänderung um rund 206 Kilometer pro Stunde.

Wenn beim Flug Richtung 2014 MU69 alles gut geht, und New Horizons dann wie bisher betriebsfähig ist, könnte Ende September 2018 eine 100 Tage dauernde Phase wissenschaftlicher Untersuchungen des KBOs beginnen, die bis in die erste Januarwoche 2019 andauern soll. Die Übertragung der dabei erfassten Daten zur Erde wird voraussichtlich rund 20 Monate dauern und Ende des Jahres 2020 abgeschlossen werden.

Alan Stern, Leiter der New-Horizons-Forschungsgruppe am US-amerikanischen Southwest Research Institute (SwRI) in Boulder im Bundesstaat Colorado, hatte mitgeteilt, dass man New Horizons im Dezember 2016 abschalten werde, wenn die Missionserweiterung nicht genehmigt werden würde. Dazu aber wird es zur Freude der Wissenschaftler und einer interessierten Öffentlichkeit jedoch so bald nicht kommen. Blicken wir gespannt nach vorne und freuen wir uns auf Daten aus dem Kuipergürtel!

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Der Beitrag Letzte Daten aus dem Pluto-Charon-System erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Eines der charakteristischsten Merkmale für unseren Heimatplaneten sind die gewaltigen Wasservorkommen, welche in der Gegenwart große Teile der Erdoberfläche bedecken. Unklar ist bislang jedoch, aus welchen Quellen die Erde diese Wassermassen bezog. Eine der Theorien hierzu geht davon aus, dass die Erde ihr Wasser einstmals aus extraterrestrischen Quellen bezog. Die in diesem Modell angenommene ‚trockene Akkretion‘ wird dadurch begründet, dass die Planetesimale, aus denen sich letztendlich die Planeten bildeten, in einem Bereich des früheren Sonnensystems entstanden, in dem nur relativ wenig Wasser vorhanden war.

Je kleiner der Abstand zur Sonne war, desto höher fielen dort die Temperaturen aus und desto weniger Wasser war dort vorhanden. Erst jenseits der sogenannten „Schneegrenze“, welche sich in etwa im Bereich des heutigen Asteroiden-Hauptgürtels zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter befindet, konnte Wasser aufgrund der dort vorherrschenden niedrigeren Temperaturen auch in größeren Mengen langfristig vorhanden sein und sich in den dort befindlichen Objekten anreichern.

Auf welchem Weg und mit welchen „Transportmedien“ dieses Wasser später zur Erde gelangte, versuchen die Wissenschaftler zu klären, indem sie einen genauen Blick auf dessen molekulare Struktur werfen, denn nicht alles Wasser ist gleich. Vielmehr unterscheiden sich einzelne Wassermoleküle durch die jeweilige Isotopenzusammensetzung des Wasserstoffs. Es existieren drei Isotope des Wasserstoffs, welche sich durch die Anzahl der in den Wasserstoffatomen enthaltenen Neutronen unterscheiden. „Normaler“ Wasserstoff enthält kein Neutron. „Schwerer“ Wasserstoff – auch als Deuterium bekannt – enthält in seinem Atomkern ein Neutron und ein Proton. Der „überschwere“ Wasserstoff – Tritium genannt – verfügt in seinem Kern sogar über zwei Neutronen.

In dem auf unserem Heimatplaneten befindlichen Wasservorräten kommt auf etwa 6.400 Wassermoleküle mit „normalen“ Wasserstoff ein Molekül, welches Deuterium enthält. Das Verhältnis von Wasserstoff zu Deuterium gibt den Wissenschaftlern somit einen Hinweis auf den Ursprung des irdischen Wassers. Hierzu müssen die Forscher ‚lediglich‘ andere Himmelskörper in unserem Sonnensystem aufspüren, welche über ähnliche Verhältnisse von Deuterium zu Wasserstoff (kurz D/H-Verhältnis) verfügen.

Asteroiden als ‚Wasserlieferanten‘?
Eine Theorie besagt, dass das Wasser überwiegend von wasserhaltigen Asteroiden zur Erde verfrachtet wurde, welche zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter um die Sonne kreisen. Diese Theorie stützt sich unter anderem auf die Untersuchung von auf der Erde aufgefundenen Meteoriten, deren Ursprung im Bereich des Asteroiden-Hauptgürtels unseres Sonnensystems angenommen wird. Entsprechende Analysen zeigten in den letzten Jahren, dass speziell eine Unterart der Meteoriten, die so genannten kohligen Chondriten, ein mit dem Wasser der Erde vergleichbares D/H-Verhältnis aufweisen.

Oder doch eher Kometen?
Lange Zeit gingen die Planetologen zudem davon aus, dass als ‚Wasserlieferanten‘ sehr wahrscheinlich in erster Linie Kometen in Frage kommen, welche immerhin über einen signifikanten Anteil an Wassereis verfügen und die in der Frühphase unseres Sonnensystems während des Großen Bombardements in großer Zahl auf der Erde einschlugen. Diese Annahme konnte jedoch über lange Zeit hinweg nicht durch exakte Daten untermauert werden. Schließlich zeigten weiterführende Untersuchungen sogar, dass das D/H-Verhältnis bei den dabei analysierten Kometen deutlich von dem D/H-Verhältnis des irdischen Wassers abweicht.

Lediglich bei zwei Kometen – den kurzperiodischen Kometen 103P/Hartley2 und 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková – konnte erst kürzlich ein erdähnliches D/H-Verhältnis nachgewiesen werden.

Als Entstehungsort der kurzperiodischen Kometen gilt der Kuipergürtel – eine Region jenseits der Umlaufbahn des Planeten Neptun. Auch der Komet 67P/Tschurjumow-Gerassimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt), der mittlerweile seit mehreren Monaten intensiv mit der von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta untersucht wird, zählt zu den kurzperiodischen Kometen und wird – wie auch 45P und 103P – der Jupiter-Familie zugerechnet.

Das D/H-Verhältnis des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerassimenko
Aktuelle Messdaten von einem der elf wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde Rosetta zeigen jetzt jedoch, dass auch das D/H-Verhältnis des Kometen 67P deutlich von dem entsprechenden Verhältnis des irdischen Wassers abweicht. Mit seiner hohen Empfindlichkeit konnte ROSINA in der Zeit zwischen dem 8. August und dem 4. September 2014 im Rahmen von mehr als 50 Spektralmessungen den von der Kometenoberfläche entweichenden Wasserdampf genau vermessen und dabei auch dessen Isotopenverhältnisse verlässlich analysieren.

Nach dem Kometen 1P/Halley ist der Komet 67P erst der zweite ‚Schweifstern‘, bei dem derartige Messungen nicht aus weiter Ferne, sondern vielmehr ‚direkt vor Ort‘ durchgeführt werden konnten. Und die dabei gewonnenen Messdaten nähren die Zweifel an der Theorie, dass einstmals Kometen den Großteil des auf unserem Heimatplaneten befindlichen Wassers zur Erde transportierten. Auf dem Kometen 67P, so die Ergebnisse des ROSINA-Instruments, stehen jedem Deuterium-Atom demzufolge lediglich etwa 1.880 „normale“ Wasserstoffatome gegenüber – eine deutliche Abweichung von den Werten des irdischen Wassers. Deuterium kommt auf dem Kometen 67P demzufolge mehr als drei mal häufiger vor als auf der Erde.

„Eine Messung dieser Art, die das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff direkt vor Ort am Kometen bestimmt, hat es zuletzt vor 28 Jahren in weiter Entfernung zu dem Kometen Halley gegeben“, so Axel Korth vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen. Damals passierte die ESA-Raumsonde Giotto diesen Kometen in einem Abstand von weniger als 600 Kilometern. Sozusagen im Vorbeiflug ’schnupperte‘ ein an Bord von Giotto befindliches Massespektrometer dabei kurz an dem von 1P/Halley freigesetzten Wasserdampf. Bei allen anderen Kometen, von denen bisher das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff bekannt ist, wurde dieser Wert dagegen aus größeren Entfernungen und somit lediglich im Rahmen von indirekten Messungen ermittelt.

Nicht alle Kometen sind gleich
Die von den Wissenschaftlern um Kathrin Altwegg, der wissenschaftlichen Leiterin des ROSINA-Experiments von der Universität Bern, gesammelten Daten werfen jedoch auch mehrere grundsätzliche Fragen auf. So vermuten die Wissenschaftler, dass das Deuterium in der Frühphase unseres Planetensystems einer einfachen Regel folgend verteilt war: Je weiter ein Objekt von der Sonne entfernt war, desto mehr Deuterium lag dort im Vergleich zu normalem Wasserstoff vor.

Messungen an Asteroiden und Kometen wie etwa 1P/Halley haben sich bisher gut in dieses Bild eingereiht. Doch bereits die ‚erdähnlichen‘ Werte von 103P/Hartley2 und 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková sorgten innerhalb der Gemeinde der Wissenschaftler für eine gewisse Verwirrung.

„Der Komet 67P fügt sich zwar wieder recht gut in die allgemeine Theorie ein“, so Urs Mall, ein weiterer Mitarbeiter des ROSINA-Teams vom MPS. „Doch offenbar bilden die Vertreter dieser Kometenfamilie eine ausgesprochen heterogene Gruppe.“

Die Wissenschaftler schließen aus ihren Ergebnissen, dass – im Gegensatz zu den bisherigen Theorien – möglicherweise doch nicht alle bisher als kurzperiodische Kometen klassifizierte Objekte dem Kuiper-Gürtel entstammen. Einige dieser Objekte – wie zum Beispiel etwa 103P/Hartley2 oder 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková – könnten ihr ‚kosmisches Dasein‘ einstmals Asteroiden begonnen haben, welche erst zu späteren Zeitpunkten auf kometenartige Umlaufbahnen um die Sonne gelangten, die sie bis in die Bereiche der Umlaufbahn des Planeten Jupiter führten.

Laut den aktuellen Messungen der Raumsonde Rosetta wäre ‚erdähnliches‘ Wasser somit weiterhin den realtiv erdnahen Asteroiden des Hauptgürtels vorbehalten. Hieraus ergibt sich, dass diese Körper somit auch weiterhin als die Hauptkandidaten für die extraterrestrischen Wasserlieferungen zur Erde anzusehen sind.

Die aktuellen Ergebnisse, so Urs Mall, sind allerdings lediglich eine vorläufige Momentaufnahme der bisher erfolgten Untersuchungen von 67P. Es sei durchaus möglich, dass in den kommenden Monaten erfolgende Messungen andere Werte liefern, denn anders als Giotto und alle anderen vorangegangenen Kometenmissionen bietet die Mission Rosetta den beteiligten Wissenschaftlern die Möglichkeit, einen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem zu begleiten und dabei im Rahmen von direkten Messungen zu verfolgen, wie dieser sich verändert. Die dabei zunehmende Aktivität von 67P könnte auch Auswirkungen auf die bisher gemessene Zusammensetzung des Wasserdampfs haben.

Weitere Erkenntnisse folgen
Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse über das D/H-Verhältnis des Kometen 67P wurden am 10. Dezember 2014 von Kathrin Altwegg et al. unter dem Titel „67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio“ in der Fachzeitschrift Science publiziert. Weitere Erkenntnisse der Rosetta-Mission werden der Öffentlichkeit im Verlauf der kommenden Woche im Rahmen der alljährlichen Herbsttagung der American Geophysical Union (AGU) präsentiert, welche vom 15. bis zum 19. Dezember 2014 in San Francisco/Kalifornien stattfindet.
Am Mittwoch, dem 17. Dezember wird eine darauf bezogene Pressekonferenz stattfinden, welche ab 17:00 MEZ auch live im Internet übertragen werden soll. Weitere Informationen dazu finden Sie auf dieser Internetseite in englischer Sprache. Kurze Zusammenfassungen der einzelnen, auf Rosetta und den Kometen 67P bezogenen Vorträge des AGU-Meetings finden Sie zudem hier.

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Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Rosetta-Sonderseite
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Fachartikel von Kathrin Altwegg et al.:

• 67P/Churyumov-Gerasimenko, a Jupiter family comet with a high D/H ratio (Abstract, engl.)

Der Beitrag Raumsonde Rosetta: Woher stammt das Wasser der Erde? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2014.

Jenseits der Umlaufbahn des Neptuns, des äußersten Planeten unseres Sonnensystem, erstreckt sich in einer Entfernung von etwa 30 bis 50 Astronomischen Einheiten zur Sonne – dies entspricht in etwa 4,5 bis 7,5 Milliarden Kilometern – der aus vermutlich mehreren zehntausend Objekten bestehende Kuipergürtel. Etwas näher an der Sonne – zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Saturn und Uranus – zieht der bereits am 15. Februar 1997 entdeckte Asteroid (10199) Chariklo seine Bahn.

Am 3. Juni 2013 bedeckte dieses als Zentaur klassifiziertes Mitglied unseres Sonnensystems den Stern UCAC4 248-108672. Diese als Sternbedeckung oder auch ‚Okkultation‘ bezeichnete astronomische Konstellation wurde von Astronomen genutzt, um (10199) Chariklo eingehender zu untersuchen. Bei der Auswertung der dabei gesammelten Daten stellte sich heraus, das Chariklo von einem aus zwei Einzelringen bestehenden Ringsystem umgeben ist.

In den folgenden Monaten haben mehrere Teams von Astronomen weitere Daten über Chariklo gesammelt und dabei unter anderem auch diverse Aufnahmen und Datensätze ausgewertet, welche bereits vor der Entdeckung des Ringsystems angefertigt wurden. Durch diese Daten konnten jetzt weitere Aussagen über die Größe des Asteroiden und über die Ausdehnung des Ringsystems sowie über deren Beschaffenheit und Zusammensetzung getätigt werden.

Aktuelle Forschungsarbeiten
Hierbei zeigte sich, dass die zuvor veröffentlichten Angaben über den Durchmesser des Asteroiden von 258 Kilometern sowie über die Entfernung, in der die beiden Ringe diesen umlaufen, im Wesentlichen zutreffen. Der innere Ring befindet sich demzufolge im Mittel etwa 391 Kilometer von dem Asteroiden entfernt und verfügt über eine Ausdehnung von 6,6 Kilometern. Der äußere, lediglich 3,4 Kilometer breite Ring, ist dagegen 405 Kilometer von der Oberfläche platziert. Zwischen den beiden Ringen befindet sich eine deutlich ausgeprägte Lücke mit einer Ausdehnung von 8,7 Kilometern.

Im Rahmen verschiedener spektroskopischer Analysen stellte sich zudem heraus, dass sich die Oberfläche von Chariklo zu etwa 60 Prozent aus Kohlenstoffverbindungen, zu rund 30 Prozent aus Silikaten und zu weiteren zehn Prozent aus organischen Bestandteilen zusammensetzt. Hinweise für Wassereis konnten dagegen auf der Asteroidenoberfläche nicht gefunden werden. Die Ringe scheinen dagegen zu einem erheblichen Anteil – vermutet werden bis zu 20 Prozent – aus Wassereis zu bestehen. Silikate sind mit 40 bis 70 Prozent vertreten und auch Kohlenstoffverbindungen kommen zumindestens in geringen Mengen vor.

Ebenfalls interessant sind die Entdeckungen bezüglich der Entstehung der Einzelringe und der acht Kilometer breiten Lücke, welche diese voneinander trennt. Für die Entstehung der Ringe, so Felipe Braga-Ribas – einer der an den aktuellen Untersuchungen beteiligten Astronomen – kommen mehrere Szenarien in Frage, die jedoch alle das zumindestens kurzzeitige Vorhandensein einer den Asteroiden umgebenden Staubscheibe voraussetzen.

Für die Entstehung dieser Scheibe könnten wiederum permanente Einschläge von Meteoriten auf die Oberfläche von Chariklo verantwortlich gewesen sein, durch die Material von dessen Oberfläche in das umgebende All befördert wurde. Weitere Möglichkeiten bestehen in der Kollision von zwei Monden, welche des Asteroiden in der Vergangenheit umrundet haben oder in einer früheren kometaren Aktivität, durch die Chariklo ebenfalls Material in das umgebende Weltall abgegeben haben könnte.

Verschiedene Computersimulationen führten zudem zu dem Ergebnis, dass die Lücke zwischen den beiden Ringen sich eigentlich immer weiter ausbreiten müsste. Dies sollte zur Folge haben, dass der äußere Ring sich innerhalb von wenigen tausend Jahren auflöst. Es scheint jedoch so, dass die aktuell zu beobachtende Konfiguration dadurch zu erklären ist, dass sich innerhalb dieser Lücke einer oder vielleicht sogar mehrere kleine, nur kilometergroße Monde befinden, welche dabei als eine Art Schäfermonde fungieren und dem Ringsystem eine gewisse Stabilität verleihen.

Zukünftige Untersuchungen
In Zukunft soll die Analyse der bisherigen Daten fortgesetzt werden. Zudem werden weitere Sternbedeckungen genutzt, um das bisher zur Verfügung stehende Datenmaterial zu verbessern und zu ergänzen. Dabei sollen auch weitere Informationen bezüglich der Größe und der Form des Asteroiden sowie über dessen Rotationsperiode und die Ausrichtung der Rotationsachse gewonnen werden. Alleine in diesem Jahr konnten drei weitere Stenbedeckungen beobachtet werden, bei denen unter anderem die Existenz des Ringsystems erneut bestätigt werden konnte.

Die hier lediglich nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden bereits in der vergangenen Woche auf dem European Planetary Science Congress, einer Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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• Kuiper-Gürtel und transneptunische Objekte (TNOs)

EPSC 2014:

• The ring system of the Centaur Object (10199) Chariklo (engl.)
• Indirect evidences of the ring system around Chariklo (engl.)

Der Beitrag Der Asteroid Chariklo und seine Ringe erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Zeitgleich zu einer gegenwärtig stattfindenden umfassenden Systemüberprüfung, einem sogenannten „Annual Checkout“ (Raumfahrer.net berichtete), sind die in die Mission der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons involvierten Mitarbeiter derzeit noch mit einer weiteren Aufgabe beschäftigt:

Der Suche nach einem Asteroiden im Bereich des inneren Kuiper-Gürtels, den die Raumsonde in den Jahren nach ihrem Pluto-Vorbeiflug ansteuern und dann ebenfalls untersuchen soll. Hierfür wurde im Juni 2014, ergänzend zu verschiedenen erdgebundenen Großteleskopen, auch das Weltraumteleskop Hubble eingesetzt. Für eine erste Beobachtungskampagne wurde den beteiligten Wissenschaftlern hierfür eine Beobachtungszeit von 40 Stunden zur Verfügung gestellt (Raumfahrer.net berichtete).

Bei der Auswertung von rund 200 Aufnahmen, welche zwischen dem 16. und dem 26. Juni angefertigt wurden, gelang den beteiligten Wissenschaftlern unter der Verwendung einer speziellen Bildauswertungssoftware dann auch tatsächlich die Entdeckung von zwei zuvor unbekannten Kuipergürtel-Objekten (engl. „Kuiper Belt Object“, kurz „KBO“). Obwohl bisher unklar ist, ob die neu entdeckten Objekte „1110113Y“ und „0720090F“ – beide befinden sich derzeit in einer Entfernung von mehr als 1,6 Milliarden Kilometern ‚hinter‘ dem Pluto – wirklich als zukünftige Ziele für New Horizons in Frage kommen, wurde durch diese Entdeckung der Nachweis erbracht, dass das Hubble Space Telescope derartige Ziele prinzipiell entdecken kann.

Aus diesem Grund wurde dem New Horizons-Team von dem für die Vergabe der Hubble-Beobachtungszeiten verantwortliche Experten-Ausschuss jetzt eine zusätzliche Beobachtungszeit von weiteren 156 Stunden bewilligt. Die entsprechenden Beobachtungen sollen bereits in den nächsten Wochen erfolgen und dabei einen im Sternbild Schütze gelegenen Himmelsabschnitt abdecken, der in etwa über die Größe des Vollmondes verfügt. Nur in diesem kleinen Bereich des Himmels befindliche KBOs, so die Mitarbeiter der New Horizons-Mission, können mit den nach dem Pluto-Vorbeiflug noch zur Verfügung stehenden Treibstoffreserven der Raumsonde erreicht werden.

Die Hubble-Kampagne soll noch im August 2014 abgeschlossen werden. Anschließend wird es zunächst mehrere Wochen dauern, um die dabei angefertigten Aufnahmen auszuwerten. Die an der Suchkampagne beteiligten Wissenschaftler hoffen, dabei gleich mehrere KBOs zu entdecken, von denen hoffentlich zumindestens einer mit den zur Verfügung stehenden Mitteln erreicht werden kann. Allerdings werden sogar noch mehrere Monate vergehen, bis durch weiterführende Beobachtungen die exakten Bahndaten von potentiellen Zielen mit der benötigten Genauigkeit ermittelt werden können.
Erst im Anschluss an die Bestimmung dieser Bahndaten von potentiellen zukünftigen Zielen können die für die Durchführung der Mission verantwortlichen Mitarbeiter damit beginnen, die Flugbahn zu berechnen, welche New Horizons auf dem Weg zu dem nächsten Ziel einschlagen muss. Die entsprechenden Arbeiten müssten eigentlich noch vor dem Juli 2015 abgeschlossen sein. Ein erstes durchzuführendes Kurskorrekturmanöver zum Erreichen des nächsten Ziels sollte dann möglicht bereits innerhalb von wenigen Wochen nach der am 15. Juli 2015 erfolgenden Pluto-Passage, spätestens jedoch im Herbst 2015 erfolgen.

Es bleibt zu hoffen, dass die Suche nach einem geeigneten KBO erfolgreich verläuft, denn auf absehbare Zeit wird New Horizons wohl die letzte Raumsonde sein, welche in die äußeren Regionen unseres Sonnesystems vordringen wird und damit die Gelegenheit erhält, die dort beheimateten Kuipergürtel-Objekte näher zu untersuchen.

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Der Beitrag New Horizons: Hubble-Suche wird ausgeweitet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: NASA, JHU/APL, The Planetary Society, HST.

Zeitgleich zu dem gegenwärtig stattfindenden „Annual Checkout“ (Raumfahrer.net berichtete) sind die in die Mission der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde New Horizons involvierten Mitarbeiter derzeit noch mit einer weiteren Aufgabe beschäftigt.

Seit ihrem Start am 19. Januar 2006 hat die Raumsonde New Horizons auf ihrem Weg zu dem Zwergplaneten Pluto mittlerweile eine Distanz von mehr als 4,76 Milliarden Kilometern zurückgelegt. Nach weiteren 3,08 Astronomischen Einheiten – dies entspricht in etwa einer Entfernung von 460 Millionen Kilometern – wird die Raumsonde am 14. Juli 2015 den Pluto erreichen und dessen Oberfläche in einer Entfernung von etwa 12.500 Kilometern passieren. Neben dem Zwergplaneten sollen in den Wochen und Monaten vor und nach dem Vorbeiflug auch dessen fünf derzeit bekannte Monde ausführlich mit den sieben Instrumenten der Raumsonde untersucht werden.

Allerdings ist es aufgrund der hohen Geschwindigkeit, mit der sich New Horizons durch das Weltall bewegt nicht möglich, die Raumsonde in eine Umlaufbahn um den Pluto zu dirigieren. Hierfür müsste die Geschwindigkeit der Raumsonde um etwa 90 Prozent reduziert werden. Für ein derartiges Bremsmanöver wäre allerdings deutlich mehr Treibstoff notwendig als New Horizons mitführt. Aus diesem Grund wird die Raumsonde nach dem Vorbeiflug am Pluto weiter in die äußeren Bereiche des Sonnensystems vordringen.

Um New Horizons trotzdem auch weiterhin für wissenschaftliche Forschungen einsetzen zu können wurde bereits bei der Erstellung des Missionsprofils vorgeschlagen, die Raumsonde nach der Plutopassage mit dem dann noch zur Verfügung stehenden Treibstoff zu eine weiteren, eventuell auch zu zwei Objekten im Bereich des inneren Kuiper-Gürtels zu dirigieren. Sehr wahrscheinlich, so die damalige Prognose, würden diese neuen Ziele über Durchmesser von weniger als 100 Kilometern verfügen und aufgrund der größeren Distanz zur Sonne fotografisch weniger gut zu beobachten sein als der Pluto. Um trotzdem aussagekräftige Daten gewinnen zu können müsste New Horizons diese Objekte in einem möglichst dichten Abstand – als wünschenswert wird hierbei eine Entfernung von wenigen Tausend Kilometern genannt – passieren.

Diese Vorbeiflüge sind für den Zeitraum von frühestens Mitte 2016 bis in etwa 2020 vorgesehen. Allerdings rechnet das New Horizons-Team damit, dass der mit einem Radioisotopengenerator ausgestatteten Raumsonde noch bis etwa zum Jahr 2025 genügend Energie zur Verfügung stehen wird, um eine sinnvolle Beobachtung dieser Objekte durchzuführen. Je mehr Zeit jedoch vergeht, umso größer wird allerdings die Wahrscheinlichkeit, aus Energiemangel eines oder mehrere Instrumente deaktivieren zu müssen und auch die Datentransferrate würde aufgrund der sich ständig vergrößernden Entfernung zur Erde immer weiter sinken. Zum Vergleich: Für die vollständige Übermittlung aller bei Pluto zu sammelnden Daten ist ein Zeitraum von etwa sechs Monaten veranschlagt.

Die Suche nach einem KBO
Bereits seit mehreren Jahren befinden sich die Astronomen auf der Suche nach einem geeigneten „Kuiper Belt Object“ (kurz „KBO“), waren dabei bisher aber leider nicht erfolgreich. Keiner der bisher im Rahmen der entsprechenden Beobachtungskampagnen entdeckten 52 KBOs kann mit den nach dem Pluto-Flyby noch zur Verfügung stehenden Treibstoffvorräten erreicht werden. Zum Ansteuern des am ehesten zu erreichenden Objektes, dem KBO 2011 HZ102, wäre eine Geschwindigkeitsveränderung von 210 Metern pro Sekunde erforderlich. Der Treibstoff von New Horizons reicht jedoch lediglich aus, um nach dem Pluto-FlyBy eine Veränderung von etwa 130 Metern pro Sekunde zu erzeugen.

Der Grund für die geringe Anzahl der im Rahmen der bisherige Suchkampagne neu entdeckten KBOs ist, dass diese Himmelskörper aufgrund ihrer großen Entfernung zur Sonne und des geringen Durchmessers nur sehr wenig Sonnenlicht reflektieren. Zudem fällt ihre Eigenbewegung am Himmel nur minimal aus. Zusätzlich erschwert wurde die Suche dadurch, dass sich Pluto – und damit auch das Gebiet, welches New Horizons nach dem Passieren des Zwergplaneten erreichen kann – in den vergangenen Jahren vor einem sehr sternreichen Hintergrund im Sternbild Schütze bewegt hat. Mit diesen unzähligen Lichtpunkten im Sichtfeld der Teleskope ist es überaus schwierig, ein lichtschwaches Objekt auszumachen, welches sich in mehreren Milliarden Kilometern Entfernung zur Erde gegenüber dem Sternenhintergrund nur äußerst langsam bewegt. Einen Eindruck über das damit verbundene ‚optische Chaos‘ vermitteln eventuell die Aufnahmen in diesem Bericht auf unserer Portalseite, der allerdings nicht auf die Mission New Horizons bezogen ist.

Potentielle Zielobjekte fallen deshalb in dem dicht mit Hintergrundsternen vollgepackten Himmelsabschnitt kaum auf und können bestenfalls durch den Einsatz von Großteleskopen entdeckt werden. Allerdings wurden einige der bisherigen Beobachtungskampagnen von schlechten Witterungsbedingungen oder technischen Problemen mit den vorgesehenen Beobachtungsinstrumenten beeinträchtigt, so dass die an der Suchkampagne beteiligten Astronomen weniger Beobachtungsdaten erhielten als geplant. Mittlerweile hat sich diese Situation jedoch etwas verbessert. Der ‚Hintergrund‘ enthält inzwischen weniger Sterne als noch vor wenigen Monaten. Aus diesem Grund wurde die Suche nach einem geeigneten KBO jetzt noch einmal intensiviert.

Die Zeit wird knapp
Dies ist auch dringend notwendig, denn langsam läuft den an der New Horizons-Mission beteiligten Wissenschaftlern die Zeit davon. Um nach dem Pluto-FlyBy ein weiteres Objekt ansteuern zu können muss dessen Umlaufbahn um die Sonne zunächst mit extrem hoher Genauigkeit bekannt sein. Ein entsprechendes Kurskorrekturmanöver von New Horizons müsste zudem baldmöglichst nach der Plutopassage erfolgen. Um dieses Manöver im Sommer 2015 auch mit der erforderlichen Präzision durchzuführen muss ein potentielles Ziel deshalb innerhalb der nächsten zwei Monate entdeckt werden. Nur dann bleibt genügend Zeit, um den Orbit des potentiellen Ziels mit der erforderlichen Genauigkeit zu ermitteln.

Das Hubble Space Telescope soll helfen
Neben den bereits zuvor eingesetzten erdgebundenen Observatorien kommt hierbei mittlerweile auch das Weltraumteleskop Hubble zum Einsatz. Im Gegensatz zu Teleskopen auf der Erdoberfläche verfügt das Hubble Space Telescope (kurz „HST“) über den Vorteil, dass die durchzuführenden Beobachtungen nicht durch die Erdatmosphäre beeinträchtigt werden. Dies hat allerdings auch zur Folge, dass die Beobachtungszeit mit dem HST unter professionellen Astronomen extrem begehrt ist. Jede Anfrage auf Beobachtungszeit ist mit einem Antrag verbunden, in dem die Wissenschaftler ihre wissenschaftlichen Zielsetzungen beschreiben und zudem erläutern müssen, warum nur das HST und nicht etwa andere Teleskope diese Ziele erreichen kann.

Dementsprechend groß war die Freude unter den Mitarbeitern der New Horizons-Mission, als der für die Vergabe der Beobachtungszeiten verantwortliche Experten-Ausschuss am 13. Juni 2014 einen Antrag bewilligte, mit dem die Suche nach einem weiteren Ziel für New Horizons im Kuipergürtel fortgesetzt werden kann. Mit dem HST, so die Erwartungen der beteiligten Astronomen, sollten sich KBOs abbilden lassen, die bis zu 1,8 mag dunkler sind als die lichtschwächsten, durch erdbasierte Teleskope nachzuweisenden Kuipergürtel-Objekte.

Für eine erste Beobachtungskampagne mit dem HST wurde dabei zunächst eine Beobachtungszeit von 40 Stunden bewilligt, in der das Weltraumteleskop den kleinen, in Frage kommenden Himmelsabschnitt im Sternbild Schütze mehrfach abbilden soll. Während der entsprechenden Beobachtungen wird das HST mit exakt der Geschwindigkeit nachgeführt, mit der sich ein KBO erwartungsgemäß über den Himmel bewegen dürfte. Potentielle Kuipergürtel-Objekte sollten auf diesen Aufnahmen aufgrund der langen Beobachtungszeit punktförmig erscheinen, während weiter entfernt gelegenen Objekte wie Hintergrundsterne oder näher gelegene Himmelskörper wie die im inneren Sonnensystem beheimatete Asteroiden als leicht in die Länge gezogene ‚Strichspuren‘ dargestellt werden.

Die entsprechenden Aufnahmen müssen anschließend zunächst ausgewertet werden. Sollte dabei die Entdeckung von mindestens zwei KBOs gelingen, so wäre dies ein Indiz dafür, dass das HST theoretisch dazu in der Lage ist, ein geeignetes Ziel für New Horizons aufzuspüren. In diesem Fall würde dem New Horizons-Team eine weitere Beobachtungszeit von dann nochmals 156 Stunden bewilligt, bei der ein Himmelsabschnitt abgesucht werden soll, welcher in etwa dem Durchmesser des Vollmondes am Himmel entspricht.
Es bleibt zu hoffen, dass diese Suche erfolgreich verläuft, denn auf absehbare Zeit wird New Horizons wohl die letzte Raumsonde sein, die in die äußeren Regionen unseres Sonnesystems vordringen wird und damit die Gelegenheit erhält, die dort beheimateten Kuipergürtel-Objekte näher zu untersuchen.

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

Jenseits der Umlaufbahn des Neptuns, des äußersten Planeten unseres Sonnensystem, erstreckt sich in einer Entfernung von etwa 30 bis 50 Astronomischen Einheiten zur Sonne – dies entspricht in etwa 4,5 bis 7,5 Milliarden Kilometern – der aus vermutlich mehreren zehntausend Objekten bestehende Kuipergürtel. Die vier größten der dort befindlichen Objekte wurden mittlerweile von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell als Zwergplaneten klassifiziert. Trotz ihrer relativ großen Durchmesser von jeweils deutlich über 1.500 Kilometern fällt es den Astronomen aufgrund der großen Entfernungen zur Erde jedoch sehr schwer, diese vier Zwergplaneten Pluto, Haumea, Makemake und Eris im Detail zu untersuchen.

Speziell im Fall von Makemake gestaltet sich die Gewinnung neuer Erkenntnisse als besonders kompliziert. Wenn Himmelskörper von einem oder mehreren relativ massereichen Monden umkreist werden – und dies ist bei den anderen drei Zwergplaneten und vielen weiteren Kuipergürtel-Objekten der Fall – so kann anhand des Verlaufes und der Veränderungen in den Umlaufbahnen dieser Monde die ungefähre Masse der beteiligten Objekte abgeleitet werden.

Manchmal kommt den Astronomen bei der Untersuchung der Asteroiden und Zwergplaneten des Kuipergürtels jedoch auch eine spezielle, als Sternbedeckung oder auch „Okkultation“ bezeichnete astronomische Konstellation zu Hilfe. Hierbei zieht ein Planet oder Asteroid von der Erde aus betrachtet direkt vor einem Hintergrundstern vorbei und bedeckt diesen für einen kurzen Zeitraum. Aus dem Verlauf der sich dabei ergebenden Lichtkurven können die Astronomen verschiedene wichtige Daten wie zum Beispiel die Größe und Form eines Asteroiden oder die Existenz, die Ausdehnung und die Dichte einer eventuell vorhandenen Atmosphäre ableiten. Unter besonders günstigen Umständen lässt sich dabei sogar die Existenz eines den Asteroiden umkreisenden Mondes feststellen (Raumfahrer.net berichtete).

Die Sternbedeckung durch (10199) Chariklo im Jahr 2013
Am 3. Juni 2013 bedeckte der im Kuipergürtel beheimatete Zentaur (10199) Chariklo den Stern UCAC4 248-108672. Der bereits am 15. Februar 1995 entdeckte Asteroid verfügt über einen Durchmesser von etwa 258 Kilometern. In Kombination mit der während der Bedeckung gegebenen Entfernung zwischen (10199) Chariklo und der Erde konnten die Astronomen berechnen, dass diese Okkultation etwa 12 Sekunden andauern würde.

Diese sich im letzten Jahr ergebende Gelegenheit wurde deshalb von einem internationalen Astronomenteam für eine ausgedehnte Beobachtungskampagne genutzt. Die Astronomen beobachteten das nur von Südamerika aus sichtbare Ereignis mit sieben verschiedenen in Chile und Brasilien befindlichen Teleskopen. Zwei der dabei eingesetzten Teleskope, das 1,54-Meter-Danish-Telescope und das Teleskop TRAPPIST (kurz für „TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope“), befinden sich an dem Standort La Silla der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden.

Ein Ringsystem um Chariklo
Bei der Auswertung der dabei gewonnenen Daten zeigten sich mehrfach deutlich erkennbare „Ausschläge“ in der während der Bedeckung gewonnenen Lichtkurve, welche sich einige Sekunden vor und nach der eigentlichen „Hauptbedeckung“ ereigneten. Die gewonnenen Daten werden dahingehend interpretiert, dass der Asteroid von einem aus zwei Einzelringen bestehenden Ringsystem umgeben ist.

Durch den Vergleich der von verschiedenen Beobachtungsstandorten aus gewonnenen Beobachtungsdaten konnte das Team nicht nur die Form und Ausdehnung der Objekte, sondern auch die Struktur, die Breite und Ausrichtung sowie weitere Eigenschaften der neu entdeckten Ringe rekonstruieren. Der innere Ring befindet sich demzufolge im Mittel etwa 391 Kilometer von der Asteroidenoberfläche entfernt und verfügt über eine Ausdehnung von sieben Kilometern. Der äußere, lediglich drei Kilometer breite Ring, ist dagegen 405 Kilometer von der Oberfläche platziert. Zwischen den beiden Ringen befindet sich eine deutlich ausgeprägte Lücke mit einer Ausdehnung von etwa acht Kilometern.

„Wir haben nicht nach einem Ring gesucht und haben es nicht einmal für möglich gehalten, dass solch kleine Himmelskörper wie Chariklo Ringe besitzen könnten. Somit war ihre Entdeckung – und die verblüffende Menge an Details, die wir in dem Ringsystem sehen – für uns eine vollkommene Überraschung“, so Felipe Braga-Ribas vom Observatório Nacional/MCTI im brasilianischen Rio de Janeiro, der die Beobachtungskampagne vorbereitet hat und auch Erstautor eines entsprechenden Fachartikels ist.

Die bisherigen Untersuchungen des Ringsystems führten zu dem Schluss, dass es sich bei dem Material, aus dem sich die Ringe zusammensetzen, zumindestens teilweise um Wassereis handelt. Entsprechende Signaturen, so Dr. Colin Snodgras vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen, konnten nachgewiesen werden. Unklarheit besteht dagegen noch darüber, ob solche Ringsysteme um Asteroiden im Bereich des Kuipergürtels die Regel sind oder doch eher die Ausnahme darstellen. Auch der Entstehungsprozess konnte bisher nicht zweifelsfrei nachvollzogen werden.

„Wir können derzeit nicht sagen, ob Ringe um kleine Objekte aus einem generischen, bisher unbekannten Prozess herrühren, oder ob es sich dabei um außergewöhnliche Einzelfälle handelt“, so Dr. Colin Snodgras weiter.

Am wahrscheinlichsten ist derzeit allerdings, dass die den Asteroiden Chariklo umgebenden Ringe aus einer „kosmischen Kollision“ hervorgegangen sind. Ein anderer Kleinkörper des Sonnensystems kollidierte demnach mit Chariklo, wobei ein Teil des auf der Asteroidenoberfläche abgelagerten Wassereises in den umgebenden Weltraum befördert wurde. Das so freigelegte Material wurde anschließend – zusammen mit dem Material des verursachenden Impaktors – durch die gravitativen Einflüsse von einem oder mehreren massereicheren Objekten, welche sich in der unmittelbaren Nähe von Chariklo bewegen, zu Ringen „geformt“.

„Deshalb ist es sehr wahrscheinlich, dass Chariklo nicht nur über die Ringe, sondern auch mindestens über einen kleinen Mond verfügt, der derzeit noch auf seine Entdeckung wartet“, so Felipe Braga-Ribas weiter.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse werden am heutigen Tag unter dem Titel „A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo“ von Felipe Braga-Ribas et al. in der Fachzeitschrift „Nature“ publiziert.

In diesem Zusammenhang erwähnenswert ist, dass auch das den Planeten Uranus umgebende Ringsystem durch die Beobachtung einer am 10. März 1977 erfolgten Sternbedeckung entdeckt wurde.

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• Der Zwergplanet Makemake besitzt keine Atmosphäre (24. November 2012)
• Sternbedeckung durch den Asteroiden (472) Roma (5. Juli 2010)

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• Kuiper-Gürtel und transneptunische Objekte (TNOs)

Der Beitrag Das erste Ringsystem um einen Asteroiden erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Jenseits der Umlaufbahn des Neptuns, des äußersten Planeten unseres Sonnensystem, erstreckt sich der aus vermutlich mehreren zehntausend Objekten bestehende Kuipergürtel. Die vier größten der dort befindlichen Objekte wurden mittlerweile von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell als Zwergplaneten klassifiziert. Trotz ihrer relativ großen Durchmesser von jeweils deutlich über 1.500 Kilometern fällt es den Astronomen aufgrund der großen Entfernungen zur Erde jedoch sehr schwer, diese vier Zwergplaneten Pluto, Haumea, Makemake und Eris im Detail zu untersuchen.

Speziell im Fall von Makemake gestaltet sich die Gewinnung neuer Erkenntnisse als sehr kompliziert. Wenn Himmelskörper von einem oder mehreren Monden umkreist werden – und dies ist bei den anderen drei Zwergplaneten im Kuipergürtel der Fall – so kann anhand der Bewegungen der Monde die Masse des Objektes bestimmt werden. Da Makemake jedoch keine bekannten Monde besitzt, kann diese Strategie hier nicht angewandt werden.

Manchmal kommt den Astronomen jedoch eine spezielle, als Sternbedeckung oder auch „Okkultation“ bezeichnete astronomische Konstellation zu Hilfe. Hierbei zieht ein Planet oder Asteroid von der Erde aus betrachtet direkt vor einem Hintergrundstern vorbei und bedeckt diesen für einen kurzen Zeitraum. Aus dem Verlauf der sich dabei ergebenden Lichtkurven können die Astronomen verschiedene wichtige Daten wie zum Beispiel die Größe und Form eines Asteroiden oder die Existenz und Dichte einer eventuell vorhandenen Atmosphäre ableiten.

Am 23. April 2011 bedeckte der Zwergplanet Makemake über einen Zeitraum von etwa einer Minute den lediglich 18,22 mag hellen Stern NOMAD 1181-0235723. Sternbedeckungen durch Makemake sind besonders selten, da er sich gegenwärtig durch ein relativ sternarmes Himmelsareal bewegt. Diese sich im letzten Jahr ergebende Gelegenheit wurde deshalb von einem internationalen Astronomenteam für eine ausgedehnte Beobachtungskampagne genutzt. Die Astronomen beobachteten das nur von Südamerika aus sichtbare Ereignis mit sieben verschiedenen, in Chile und Brasilien befindlichen Teleskopen. Drei der eingesetzten Teleskope, das Very Large Telescope (VLT), das New Technology Telescope (NTT) und das Teleskop TRAPPIST (kurz für „TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope“), befinden sich an des Standorten La Silla und Paranal der europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden.

Durch die im Rahmen der Sternbedeckung erfolgten Beobachtungen konnte erstmals überprüft werden, ob Makemake über eine Atmosphäre verfügt. Der Zwergplanet umkreist die Sonne auf einer Umlaufbahn, welche sich in noch größerer Entfernung befindet als die Bahn des Zwergplaneten Pluto. Trotzdem gingen einige Wissenschaftler bisher davon aus, dass auch Makemake von einer dünnen Atmosphäre umgeben ist, welche in diesem Fall vermutlich über eine ähnliche chemische Zusammensetzung wie die Atmosphäre des Pluto verfügen sollte.

„Als Makemake vor dem Stern vorbeizog und diesen dabei vollständig bedeckte, verschwand der Stern abrupt, anstatt allmählich zu verblassen. Nach dem Ende der Bedeckung tauchte der Stern ebenso plötzlich wieder auf. Dies bedeutet, dass dieser Zwergplanet über keine nennenswerte Atmosphäre verfügen kann“, so José Luis Ortiz vom Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) in Spanien, welcher das Team leitete. Im Gegensatz zu Pluto verfügt Makemake somit über keine globale Atmosphäre – zumindestens über keine, welche mehr als ein Tausendstel der Dichte der Plutoatmosphäre aufweist. Das obere Limit einer global vorhandenen Atmosphäre liegt laut den Astronomen bei lediglich vier bis 12 Nanobar. Eine lokal begrenzte Atmosphäre, welche nur einen Teil der Oberfläche überzieht, wäre allerdings theoretisch denkbar und kann durch die durchgeführten Beobachtungen nicht ausgeschlossen werden.

„Bisher sind wir davon ausgegangen, dass durchaus gute Chancen für das Vorhandensein einer Atmosphäre bestünden. Dass dem nicht so ist, zeigt uns wieder einmal, wie viel wir noch über diese rätselhaften Objekte lernen müssen. Diese erste genaue Untersuchung der Eigenschaften von Makemake ist ein großer Fortschritt bei unserem Verständnis der Mitglieder des exklusiven Clubs der eisigen Zwergplaneten“, so José Luis Ortiz weiter.

Durch die Auswertung der gewonnenen Daten konnten die Astronomen verschiedene Parameter von Makemake neu bestimmen. Die aus den Beobachtungen abgeleitete geometrische Albedo des Zwergplaneten liegt bei einem Wert von 0,77± 0,03 – ein Wert, welcher höher ist als bei Pluto und niedrigerer als bei Eris und der in etwa der Albedo von schmutzigem Schnee entspricht. In Kombination mit früheren Messungen ergeben die Beobachtungen für Makemake eine mittlere Dichte von 1,7 ± 0,3 Gramm pro Kubikzentimeter. Dieser Wert wiederum ermöglichte es dem Team, in Kombination mit den sich bei der Sternbedeckung ergebenden Bedeckungszeiten die Gestalt und den Durchmesser von Makemake zu bestimmen. Der Zwergplanet weist demzufolge die Form einer an seinen beiden Polen leicht abgeflachte Kugel auf, deren Achsen 1.430 ± 9 Kilometer beziehungsweise 1.502 ± 45 Kilometer lang sind.

Die präzise Vorhersage und die anschließende Beobachtung einer Sternbedeckung gestaltet sich für Astronomen immer noch als extrem schwierig, da hierfür sowohl die genaue Position eines Sterns am Himmel als auch die Bahnparameter des bedeckenden Himmelskörpers mit einer extrem hohen Genauigkeit bekannt sein müssen. Bereits minimalste Ungenauigkeiten führen zu einer falschen Berechnung des vorausgesagten Finsternispfades. Dies kann dann zur Folge haben, dass sich die Beobachter unter Umständen knapp nördlich oder südlich des Finsternispfades befinden und die erfolgende Bedeckung somit nicht beobachten können (Raumfahrer.net berichtete).

Daher ist diese Beobachtungskampagne, welche im Vorfeld über einen Zeitraum von einen Jahr geplant wurde und an der zahlreiche Astronomen und Instrumente an verschiedenen Standorten in Südamerika beteiligt waren, nicht nur aufgrund der dabei gewonnenen Daten als ein großer Erfolg zu werten. Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden von Ortiz et al. am 22. November 2012 unter dem Titel „Albedo and atmospheric constraints of dwarf planet Makemake from a stellar occultation“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

„Pluto, Eris und Makemake gehören zu den größeren Vertretern der vielen eisigen Objekte, die unsere Sonne in einer großen Entfernung umkreisen“, so José Luis Ortiz. „Unsere Beobachtungen haben uns viele neue Erkenntnisse über Makemake vermittelt. In der Zukunft werden wir auf diesen Erkenntnissen aufbauen und diese faszinierenden Objekte noch eingehender untersuchen.“

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Fachartikel von Ortiz et al.:

• No global Pluto-like atmosphere on dwarf planet Makemake from a stellar occultation (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, CICLOPS.

Der etwa 212 Kilometer durchmessende Saturnmond Phoebe wurde im Jahr 1899 von dem US-amerikanischen Astronomen W. H. Pickering auf fotografischen Platten entdeckt, welche bereits mehrere Monate zuvor am 16. August 1898 aufgenommen wurden. Im Gegensatz zu den anderen größeren Monden des Saturn verfügt Phoebe über eine auffallend dunkle Oberfläche, welche lediglich etwa sechs Prozent des einfallenden Sonnenlichts reflektiert.

Diese geringe Albedo, welche auf eine andere chemische Zusammensetzung als bei den anderen, größeren Saturnmonden hindeutet, und die Tatsache, dass der Mond sich auf einer retrograden Umlaufbahn entgegen der Rotationsrichtung des Saturn um den Ringplaneten bewegt, legt die Vermutung nahe, dass es sich bei Phoebe um ein vom Saturn „eingefangenes“ Objekt handelt. Die Planetenforscher vermuteten dabei bereits seit längerem, dass Phoebe ursprünglich aus dem Kuipergürtel stammt, welcher sich außerhalb der Umlaufbahn des Planeten Neptun erstreckt und der die Heimat mehrerer Hunderttausend kleinerer Objekte darstellt.

Am 11. Juni 2004 passierte die Raumsonde Cassini Phoebe in einem Abstand von lediglich 2.068 Kilometern und konnte erstmals detaillierte Aufnahmen der Oberfläche dieses Mondes zur Erde übermitteln. Diese Aufnahmen zeigten, dass Phoebes Oberfläche extrem stark verkratert und von diversen Erdrutschen und linearen Strukturen überzogen ist. Die Auswertung der im Rahmen dieses Vorbeifluges durch verschiedene wissenschaftliche Instrumente gewonnenen Daten und ihr Einbezug in ein neues Computermodell über die chemischen, geophysikalischen und geologischen Vorgänge auf dem Mond deuten darauf hin, dass es sich bei Phoebe um ein Planetesimal, einem Überbleibsel aus der Frühzeit unseres Sonnensystems, handelt.

Des Weiteren bestätigen die ausgewerteten Daten die bisherige Annahme, dass sich Phoebe offenbar im Kuipergürtel jenseits der Neptunbahn gebildet hat. Die Daten deuten auch darauf hin, dass Phoebe bereits in seiner Frühzeit über das heute zu beobachtende kugelförmiges Aussehen verfügte, in seinem Inneren zunächst erwärmt wurde und dass sich im Inneren des Mondes dichteres, gesteinhaltiges Material konzentriert. Die mittlere Dichte des Mondes entspricht dabei der Dichte des Zwergplaneten Pluto, einem weiteren Objekt des Kuipergürtels.

„Im Gegensatz zu anderen primitiven Objekten wie etwa Kometen scheint sich Phoebe über einen bestimmten Zeitraum zunächst aktiv entwickelt zu haben, bevor der Mond [in seiner heutigen Form] erstarrte“, so die Planetenforscherin Julie C. Castillo-Rogez vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien. „Wir nehmen an, dass sich Objekte wie Phoebe einst sehr schnell gebildet haben. Sie stellen die einzelnen Bausteine dar, aus denen sich letztendlich die Planeten gebildet haben und geben uns Hinweise auf die Bedingungen, welche zu der Zeit geherrscht haben müssen, als die Planeten und ihre Monde entstanden sind.“

Ursprünglich, so die Planetenforscher, könnte Phoebe einmal über einen porösen Aufbau verfügt haben. In der Folgezeit ist Phoebe dann allerdings kollabiert und verfügt deshalb in der Gegenwart über eine um 40 Prozent höhere Dichte als die anderen größeren Saturnmonde. Die Wissenschaftler gehen allgemein davon aus, dass sich Objekte in der Größenordnung von Phoebe im Rahmen des Entstehungsprozesses unseres Sonnensystems als unregelmäßig geformte Objekte gebildet und in der Folge ihre Gestalt nicht mehr verändert haben.

Manche Objekte, welche sich ganz zu Beginn der Entstehungsphase unseres Sonnensystems geformt haben, könnten in ihrem Inneren jedoch eine größere Menge an radioaktives Material angesammelt haben. Durch den natürlichen Zerfall der radioaktiven Elemente wäre dann über einen begrenzten Zeitraum Wärme freigesetzt worden, welche nicht nur das Innere des Objektes erwärmte, sondern auch zu einer Neuformung der äußeren Struktur führte.

„Aufgrund der äußeren Form des Mondes, welche wir auf den Cassini-Aufnahmen sehen und den Modellen der wahrscheinlichen Kraterbildungsgeschichte, konnten wir ableiten, dass Phoebe schon zu Beginn fast kugelförmig war und nicht etwa zunächst eine unregelmäßige Form hatte, welche später durch Impakte und Kollisionen mit anderen Himmelskörpern kugelförmiger wurde“, so Peter Thomas von der Cornell University in Ithaca/USA, ein Mitarbeiter der Cassini-Mission.
Laut den Analysen der Wissenschaftler bildete sich Phoebe bereits innerhalb der ersten drei Millionen Jahre nach der Entstehung unseres Sonnensystems vor rund 4,55 Milliarden Jahren. Die Phase einer durch radioaktive Zerfallswärme bedingten Erwärmung dürfte, so die Studie, im Falle von Phoebe einige zehn Millionen Jahre gedauert haben. In diesem Zeitraum könnte Phoebe sogar flüssiges Wasser beherbergt haben. Dies wäre eine Erklärung für das Vorhandensein von wasserhaltigen Mineralen, welche durch das Visual Infrared Mapping Spectrometer (VIMS), einem der 12 wissenschaftlichen Instrumente an Bord der Raumsonde Cassini, auf der Mondoberfläche nachgewiesen wurden.

Einige hundert Millionen Jahre nach seiner Entstehung driftete der heutige Mond dann aus den äußeren Regionen in das innere Sonnensystem. Dabei geriet er schließlich in den gravitativen Einflussbereich des Saturn und wurde in seinen gegenwärtigen Orbit „gezwungen“. Dieses „Schicksal“ teilt Phoebe mit einer Vielzahl der insgesamt 62 bisher bekannten Monde des Saturn, welche sich in ihrer Größe, ihrer Zusammensetzung und den jeweiligen Umlaufbahnen teilweise drastisch voneinander unterscheiden. Bei vielen dieser Monde handelt es sich um kleinere, irreguläre Trabanten mit jeweils nur wenigen Kilometern Durchmesser, deren Bahnen nicht in der Äquatorebene des Planeten liegen. Auch bei diesen Saturnmonden dürfte es sich um Objekte handeln, welche im Laufe der Jahrmilliarden vom zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems „eingefangen“ wurden.

„Durch unsere Kombination der Cassini-Daten mit Computermodellen, welche zuvor schon bei anderen Objekten des Sonnensystems angewandt wurden, konnten wir praktisch die Zeit zurückdrehen, und so herausfinden, warum der Mond sich so deutlich vom Rest des Saturnsystems unterscheidet“, so Jonathan Lunine, ein weiterer an der Cornell University tätiger Mitarbeiter der Cassini-Mission.
Die hier vorgestellten Ergebnisse wurden kürzlich in der Fachzeitschrift Icarus publiziert.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA, der europäischen Weltraumagentur ESA und der italienischen Weltraumagentur ASI. Das Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien, eine Abteilung des California Institute of Technology (Caltech), leitet die Mission im Auftrag des Direktorats für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

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

Bei dem in einer Entfernung von rund 25 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild „Südlicher Fisch“ befindlichen Stern Fomalhaut handelt es sich um einen etwa 100 bis 300 Millionen Jahre alten Stern, welcher in etwa über die doppelte Masse unserer Sonne verfügt. Bereits in den 1980er Jahren entdeckten Astronomen mittels des Infrarot-Weltraumteleskops IRAS, dass Fomalhaut von einem rund 250 Astronomische Einheiten durchmessenden Staubring umgeben ist, welcher in der Folgezeit durch das Hubble Space Telescope auch im sichtbaren Licht abgebildet werden konnte.

Die Astronomen schlussfolgerten aus der auf diesen Aufnahmen erkennbaren Streuung des Lichtes, dass sich der Staubring hauptsächlich aus relativ großen Staubpartikeln mit Durchmessern von etwa 50 Mikrometern zusammensetzt. Größere Staubpartikel streuen das von dem Stern ausgehende Licht in einem geringeren Ausmaß als kleinere Partikel – so die Erklärung hierfür – und im sichtbaren Licht erstrahlt der Staubring um Fomalhaut vergleichsweise schwach.

Aktuelle Aufnahmen des Infrarot-Weltraumteleskops Herschel widersprechen jetzt allerdings dieser bisherigen Interpretation. Für die Untersuchung bildete Herschel den Fomalhaut umgebenden Staubring in fünf Spektralbereichen des fernen Infrarotlichtes bei Wellenlängen zwischen 70 und 500 Mikrometern ab. Anhand des sich so ergebenden Infrarotspektrums gelangten die an der Auswertung der Daten beteiligten Wissenschaftler um Bram Acke vom Astronomischen Institut der Universität Leuven/Belgien zu dem Ergebnis, dass die Staubkörner lediglich wenige Mikrometer groß sein können. Allerdings, so das sich daraus ergebende Problem, müsste der von Fomalhaut ausgehende Strahlungsdruck derart kleine und entsprechend massearme Staubpartikel relativ schnell aus der Umgebung des Sterns „wegwehen“ und den Staubring so auflösen.

Die Wissenschaftler bieten in ihrer kürzlich in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publizierten Studie eine Erklärung für diesen scheinbaren Widerspruch an. Demzufolge sind poröse Staubpartikel, welche aus einer Vielzahl von jeweils nur wenigen Mikrometer großen Einzelkörnern zusammengeklumpt sind, für die beobachteten Messdaten verantwortlich. Das vom Weltraumteleskop Herschel beobachtete thermische Strahlungsverhalten des Staubringes wird von den kleinen Einzelkörnern erzeugt. Die durch das Hubble-Weltraumteleskop beobachtete Lichtstreuung wird dagegen durch die Gesamtgröße der porösen Staubklumpen bestimmt. Solche poröse Staubteilchen sind den Wissenschaftlern auch aus unserem Sonnensystem bekannt. Sie entstehen ausschließlich dann, wenn Kometen miteinander kollidieren.

Im Rahmen ihrer Studie berechneten die Wissenschaftler auch die Staubmenge, welche in der Umgebung von Fomalhaut jeden Tag freigesetzt werden muss, um den durch den Strahlungsdruck hervorgerufenen Staubverlust auszugleichen. Demzufolge müssen pro Tag etwa 2.000 Kollisionen von jeweils einen Kilometer durchmessenden Kometenkernen erfolgen. Das noch relativ junge Sternsystem von Fomalhaut wäre demnach ein wahrlich chaotischer Ort im Universum, welcher zugleich ein gutes Studienobjekt für die frühe Entwicklungsphase unseres eigenen Sonnensystems darstellt.

Die Gesamtmasse des Staubes um Fomalhaut beträgt etwa 110 Erdmassen. Dieser Staubring ist dabei mit dem Kuipergürtel in unserem frühen Sonnensystem vergleichbar, aus welchem sich in der Folgezeit die Zwergplaneten und weitere Transneptunische Objekte gebildet haben.

Alternativ, so die Astronomen, könnte die Staubproduktion auch bei deutlich geringeren Kollisionsraten erfolgen, wobei die Kometenkerne dann allerdings über entsprechend größere Durchmesser verfügen müssten. Laut Carsten Dominik von der Universität Amsterdam, einem der Co-Autoren der Studie, würde auch eine Kollision von zwei jeweils 10 Kilometer durchmessenden Kometenkernen pro Tag die erforderliche Staubmenge erzeugen. Abhängig von den zugrunde gelegten Durchmessern der Kometen wird deren Gesamtzahl im Sternsystem von Fomalhaut auf eine Anzahl zwischen 100 Milliarden und 10 Billionen geschätzt.

Weitere Erkenntnisse über den Aufbau des Sternsystems Fomalhaut stammen von dem „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ (kurz ALMA), einem noch im Bau befindlichen neuen Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO).

Die asymmetrische Form des Ringes und dessen anscheinend enge räumliche Begrenzung wurde von den Astronomen bereits früher auf einen Planeten zurückgeführt, welcher Fomalhaut umläuft. Und tatsächlich gelang es bereits im Jahr 2008, diesen Exoplaneten mit dem Hubble-Weltraumteleskop direkt abzubilden. Bei späteren Beobachtungen mit verschiedenen Infrarotteleskopen war es den Wissenschaftlern allerdings nicht gelungen, den Exoplaneten erneut nachzuweisen, was zu ernsthaften Zweifeln an der Existenz von „Fomalhaut b“ – so seine offizielle Bezeichnung – führte.

Im Gegensatz zum Hubble Space Telescope ist ALMA allerdings in der Lage, die scharfen Ränder und die ringförmige Struktur der Staubscheibe deutlich sichtbar wiederzugeben. Die ALMA-Daten bestätigen, dass sowohl der innere als auch der äußere Rand der dünnen Staubscheibe scharf begrenzt ist. Aufgrund von Computersimulationen konnten die Astronomen darauf schließen, dass die Staubpartikel durch die Schwerkrafteinwirkung zweier Planeten in der Scheibe gehalten werden, wobei einer der Planeten den Stern Fomalhaut innerhalb des Staubringes und der andere außerhalb umläuft. Beide Planeten fungieren dabei als „Schäferplaneten“, welche den Staubring durch ihre Schwerkrafteinflüsse zusammenhalten.

Der Planet, welcher Fomalhaut innerhalb des Ringes umläuft, ist in seiner Umlaufbewegung um den Zentralstern schneller als die Staubpartikel des Ringes. Dabei erfolgt eine Energieübertragung auf die Staubpartikel, so dass die innersten Teilchen nach außen gedrückt werden. Der Planet, welcher sich außerhalb der Scheibe bewegt, ist dagegen langsamer als die Staubteilchen. Seine Schwerkraft verringert die Energie der Teilchen und lässt sie nach Innen zurückfallen. Neben dem Saturnsystem, wo verschiedenen Monde als Schäfermonde innerhalb des dortigen Ringsystems fungieren, ist ein solcher Prozess in unserem Sonnensystem auch bei dem Planeten Uranus bekannt. Auch dort wird einer der 13 bisher bekannten Ringe durch die beiden Uranusmonde Cordelia und Ophelia zusammengehalten.

Die Berechnungen der Wissenschaftler liefern außerdem Daten für die vermutliche Masse dieser Planeten. Sie müssen demnach größer als der Mars sein, können aber maximal einige Male so groß wie die Erde ausfallen. Damit sind die Planeten deutlich kleiner als bislang angenommen. Aufgrund der Hubble-Aufnahmen aus dem Jahr 2008 waren die Astronomen ursprünglich davon ausgegangen, dass der damals abgebildete Planet größer als der Saturn wäre, der zweitgrößte Planet innerhalb unseres Sonnensystems.
„Wir können die Masse und die Umlaufbahn eines Planeten in der Nähe des Ringes sehr genau bestimmen, indem wir die Ergebnisse von Computersimulationen mit der Form der Scheibe vergleichen, welche sich aus unseren ALMA-Daten ergibt“, erläutert Aaron Boley von der University of Florida/ USA, der Leiter der ALMA-Studie, die Ergebnisse. „Es zeigte sich, dass die Planetenmassen sehr klein ausfallen müssen. Andernfalls würden die Planeten den Staubring zerstören.“ Dies erklärt auch, warum die beiden Planeten in den früheren Infrarotbeobachtungen nicht nachgewiesen werden konnten.

Der Staubring befindet sich in einer Entfernung zu Fomalhaut, welche in etwa dem 140-fachen Abstand der Erde von der Sonne entspricht. Laut den ALMA-Daten misst er vom seinem inneren bis zu seinem äußeren Rand rund das 16-fache des Abstandes der Erde zur Sonne. Seine Dicke beträgt dagegen lediglich etwa ein Siebtel dieser Ausdehnung. „Der Ring ist somit viel schmaler und dünner als bisher gedacht“, so Matthew Payne, ebenfalls von der University of Florida. Trotzdem verfügt der Ring über eine größere Ausdehnung als unser Sonnensystem.

Die hier kurz vorgestellten Beobachtungen von Aaron Boley und seinem Team werden demnächst in der Fachzeitschrift „Astropysical Journal Letters“ unter dem Titel „Constraining the Planetary System of Fomalhaut Using High-Resolution ALMA Observations“ publiziert.

Die Astronomen beobachteten das Sternsystem Fomalhaut im September und Oktober 2011 mit ALMA. Zu diesem Zeitpunkt waren weniger als ein Drittel der insgesamt 66 vorgesehenen Antennen des ALMA-Observatoriums verfügbar. Nach der Fertigstellung im Jahr 2013 wird die Anlage über eine dann noch einmal deutlich höhere Leistungsfähigkeit verfügen. Dennoch war ALMA bereits in dieser „Early-Science-Phase“ Ende 2011 in der Lage, kosmische Strukturen sichtbar zu machen, welche allen früheren Beobachtern entgangen waren.

„Obwohl sich ALMA noch im Bau befindet, ist es bereits jetzt das leistungsfähigste Teleskop seiner Art. Dies ist erst der Beginn einer aufregenden neuen Ära in der Erforschung von protoplanetaren Scheiben und der Entstehung von Planeten um andere Sterne“, so der ESO-Astronom Bill Dent über die Bedeutung der Beobachtung.

Das „Atacama Large Millimeter/submillimeter Array“ ist eine internationale astronomische Forschungseinrichtung, welche von verschiedenen Instituten aus Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb des Observatoriums ist die ESO zuständig für den europäischen Beitrag, das National Astronomical Observatory of Japan für den Beitrag Ostasiens und das National Radio Astronomy Observatory der USA für den nordamerikanischen Beitrag. Das Joint ALMA Observatory ist für die übergreifende Projektleitung – für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den regulären Beobachtungsbetrieb – von ALMA zuständig.

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Astropysical Journal Letters:

• Constraining the Planetary System of Fomalhaut Using High-Resolution ALMA Observations (engl.)

Der Beitrag Kollisionen und Planeten beim Stern Fomalhaut erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Timo Lange. Quelle: NASA.

Aus Aufnahmen des Hubble Weltraumteleskops und des Keck-Teleskops auf Hawaii gewann das Astronomenteam vom California Institute of Technology (CalTech) in Pasadena die Spektren des Dreiersystems um Haumea. Aus diesen konnten es nun auf die chemische Zusammensetzung der beiden Monde schließen. Das Ergebnis: Beide Monde bestehen nahezu vollständig aus Wassereis. Von Haumea selbst ist schon länger bekannt, dass er bis auf einen Kern ebenfalls zum Großteil aus Wassereis besteht. Es liegt daher nahe, dass Haumea und beide Monde ursprünglich ein Objekt waren, das durch eine Kollision auseinandergesprengt wurde. Die Analogie mit den Kindern der Namensgeberin scheint also recht zutreffend zu sein!

Das Dreiergespann, so wie es sich uns heute zeigt, ist vermutlich durch eine Kollision mit einem bis zu 500 km durchmessende anderen Objekt entstanden und nicht durch das gravitative Einfangen der Monde durch Haumea. Diese Kollisionsvergangenheit erklärt auch einige der seltsamen Eigenschaften dieses Systems. So rotiert Haumea sehr schnell um seine eigene Achse, so sehr, dass die deutlich abgeplatte Form zustande kam. Ein Tag auf Haumea dauert nur 3,9 Stunden. Die für diese schnelle Rotation notwendige Drehimpulsänderung lässt sich am besten durch eine Kollision erklären.

Die Orbitaldynamik des Systems ist ebenfall sehr interessant. Die beiden Monde Hi’iaki und Namaka laufen in sehr exzentrischen (im Fall von Namaka) und seltsam gegeneinander und den Haumea-Äquator inklinierten Bahnen um Haumea. Dies deutet nicht nur auf eine bewegte Kollisionsvergangenheit hin, sondern auch auf dynamische Gezeiteninteraktionen zwischen den drei Objekten. So dissipiert Haumea durch Gezeitenkräfte hinzugefügte Energie so schnell, dass der für die Bahnen der Monde eigentlich übliche Exzentriztätsdämpfungseffekt kleiner ist, als der durch Haumeas Rotation befeuerte gegenläufige Exzentriztätssteigerungseffekt. Die Orbits der Monde werden also nicht immer weiter zirkularisiert, sondern werden im Gegenteil sogar noch exzentrischer.

Die ungewöhnlich große Inklination der Bahnebenen der Monde kann am besten durch Orbitresonanzphänomene erklärt werden, d.h. konkret, dass der größere Hi’iake den kleineren Namaka aus der Bahnebene gestoßen hat.

Raumcon

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Der Beitrag Haumea (2003 EL61) und ihre Kinder erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: NASA.

Am 19. März beispielsweise – nach 38 Monaten Flugzeit – und bisher zwei Milliarden abgeleisteten Kilometern, hat New Horizons präzise ein Drittel der Reisezeit zum Pluto hinter sich gebracht. Offiziell befindet sich der (Zwerg)Planetenkundschafter seit dieser Zeit in der sogenannten „Mid-Cruise Phase“.
Doch es werden nicht weitere drei Missionsjahre vergehen, bis das nächste Etappenziel in Reisezeit und zurückgelegter Wegstrecke erreicht werden wird. Schon im kommenden Jahr nämlich ist die Hälfte des Weges geschafft. Und trotzdem lässt sich die Frage nicht so einfach beantworten, wann die Sonde auf dem Weg zum Pluto „Bergfest“ feiern kann. Es hängt ganz von den verwendeten Bezugsgrößen ab.

Wenn man also fragt, wann die Hälfte der Flugzeit zum Ziel erreicht wird, und man den Start von New Horizons am 19.01.2006 berücksichtigt, wäre dieser Zeitpunkt am 17. Oktober 2010 erreicht.

Fragt man aber, wann die Sonde halb so weit von der Sonne entfernt ist, wie der Pluto zum Zeitpunkt der dichtesten Annäherung (das wird der 14. Juli 2015 sein), so wird das schon am 20. April des Jahres 2010 der Fall sein.

Noch ein anderes Datum, nämlich der 25. Februar 2010 kann genannt werden, wenn man gerne wissen möchte, wann die Hälfte der heliozentrischen Distanz zum Pluto seit dem Start von der Erde erreicht wird.

Man könnte sogar sagen, dass die Hälfte der Mission bis zu ihrer Ankunft bei Pluto Mitte 2015 seit dem 4. April 2008 vorüber ist, wenn man den 20. Dezember 2000 als „Geburtstag“ der Sonde annimmt. An diesem Tag kurz vor Weihnachten fand die erste konkrete Vorstellung des New Horizons-Projektes statt. Damals noch in der Absicht, den sonnenfernsten Planten unseres Sonnensystems zu besuchen. Es lässt sich also durchaus sagen, irgendwie ist die Sonde schon fast halb am Ziel, man kann jedoch genauso mit Fug und Recht behaupten, dass es noch ein reichliches Jahr dauert, bis der Halfway-Point erreicht wird. So haben also Vertreter beider Standpunkte irgendwie auch immer ein bisschen Recht.

Seit Januar diesen Jahres befindet sich die Sonde in einer Ruhephase, währenddessen sie kaum wissenschaftliche Daten sammelt, sondern lediglich alle 14 Tage einen routinemäßigen Gesundheitsbericht zur Erde sendet. Nach wie vor befindet sich die Sonde in einem perfekten Zustand. Seit ihrer elfwöchigen Ruhephase ist die Sonde um weitere 112 Millionen Kilometer an Pluto herangerückt und in etwa 3 Wochen wird sie sich in einer Entfernung von 13 AE von der Sonne befinden.

Auf der Erde bereitet man sich unterdessen für den jährlichen Systemcheck vor, der am 7. Juli beginnen soll und sich über mehrere Wochen hinzieht. Er unterscheidet sich dabei in zwei wesentlichen Punkten von den bisherigen Checks: Zum ersten Mal findet die Prozedur nicht im Herbst, sondern schon im (Erd)Sommer statt. Auch in den kommenden Jahren sollen Sommerchecks durchgeführt werden. Hintergrund für die Vorverlegung ist einfach die Tatsache, dass man in einen Rhythmus kommen will, der die Planungs- und Vorbereitungsarbeiten im Frühjahr, und die Ausführung der Kontrolle im Sommer vorsieht.

Ein solcher Rhythmus ist von essenzieller Bedeutung für die Zeit der größten Annäherung im Juli 2015.

Ein weiterer Unterschied wird im Umfang der diesjährigen Aktivitäten der Sonde während des Checks liegen. Diese werden auf ein absolutes Minimum reduziert, um zusätzliche Zeitpolster für die Missionsplaner zu gewinnen, die derzeit noch mit dem Schreiben der Annäherungssequenzen beschäftigt sind, und die bis spätestens 2010 fertiggestellt sein müssen. Ebenso wird der Brennstoffverbrauch während dieser Phase niedrig gehalten, denn die Sonde muss nicht in ihrer Lage oder Orientierung verändert werden, da in diesem Jahr keine weiteren wissenschaftlichen Einsätze abseits der Hauptmission anstehen.

Anders wird es sich in den Jahren 2010, 2011, 2013 und 2014 verhalten. In diesen Jahren sind größere, brennstoffintensive Manöver und Ausrichtungen notwendig, zwischendurch wird im Jahre 2012 noch einmal etwas Ruhe einkehren.

Doch es gibt auch Neues von der Erde aus zu vermelden: So konnte während einer im August 2008 in Südamerika sichtbaren Verfinsterung eines Sterns durch Pluto, sein Durchmesser mit hoher Präzision neu vermessen werden. Er beträgt wenigstens 2.340 km und korrigiert den bisher angenommenen Wert von 2.300 km ein wenig weiter nach oben.

Raumcon:

• New Horizons Mission

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Ein Beitrag von Christian Bewermeyer. Quelle: University of British Columbia/New Scientist.

Das neu entdeckte Objekt, 2008 KV42 genannt, liegt im Kuipergürtel, einem Ring aus eisigen Körpern hinter der Bahn des Planeten Neptun. Im Vergleich zum Erdorbit ist die Umlaufbahn von 2008 KV42, die gegen die Ekliptik um 103,5° Grad geneigt ist, stark elliptisch. Während er die Sonne umläuft, reist er also in entgegengesetzter Richtung als die Planeten. Ein Forscherteam um Brett Gladman von der University of British Columbia beobachtete den sonderbaren Einzelgänger erstmals im Mai. Den Untersuchungen zufolge zieht der 50 Kilometer große Brocken seine Bahn zwischen Uranus und dem doppelten Sonnenabstand von Neptun, d. h. zwischen 20 und 70 astronomischen Einheiten (AE) von der Sonne entfernt.

Der Orbit von 2008 KV42 war in den vergangenen Jahrmillionen zwar einigermaßen stabil, aber Astronomen glauben, dass er anderswo geboren wurde. „Die Frage seiner Herkunft drängt sich schon auf“, sagte Brian Marsden vom Minor Planet Center in Cambridge. Laut Gladmann enstand er wahrscheinlich am selben Ort wie die Halley-ähnlichen Kometen. Sie bewegen sich ebenfalls rückwärts auf stark geneigten Bahnen, kommen aber näher an die Sonne.

Bisher war nicht bekannt, wo der Herkunftsort solcher Kometen liegt. Computermodelle deuteten darauf hin, dass sie nicht aus den beiden „großen Geburtsstätten“ von Kometen stammen – dem Kuipergürtel und der noch weiter entfernten Oortsche Wolke. Gladmans Team berechnete den Ursprungsort von 2008 KV42 auf eine Region zwischen dem Kuipergürtel und der Oortsche Wolke, 20.000 bis 200.000 AU von der Sonne entfernt. Diese Stelle wird manchmal auch als „Innere Oortsche Wolke“ bezeichnet.

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Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: NASA. Vertont von Dominik Mayer.

Obwohl frühere, bodengestützte Beobachtungen vermuten ließen, dass der Durchmesser um etwa 30 Prozent größer als Plutos Durchmesser sei, zeigten Beobachtungen des Hubble-Teleskops vom 09. und 10. Dezember des vergangenen Jahres, dass Xenas Durchmesser bei 1.490 Meilen liegt (2.397 Kilometer) – mit einer Unsicherheit von 60 Meilen (97 Kilometer). Plutos von Hubble gemessener Durchmesser liegt bei 1.422 Meilen (2.288 Kilometer).

„Hubble ist das einzige Teleskop, das in der Lage ist, eine unverfälschte Lichtmessung des tatsächlichen Durchmessers von Xena durchzuführen“, sagt Mike Brown, Planetenwissenschaftler am California Institute of Technology in Pasadena. Browns Forschungsteam entdeckte Xena, der offiziell unter der Bezeichnung „2003 UB313“ geführt wird, und dessen Ergebnisse wurden für die Veröffentlichung im Astrophysical Journal zugelassen.

Es waren nur eine Hand voll Bilder nötig, um Xenas Durchmesser zu bestimmen. Das in zehn Milliarden Kilometern Entfernung befindliche Objekt mit einem Durchmesser, der ein wenig mehr als die Hälfte der Breite der USA misst, hat im Hubble-Bild einen Durchmesser von eineinhalb Bildpunkten. Dies ist für eine präzise Größenbestimmung ausreichend.
Da Xena kleiner als ursprünglich angenommen, aber vergleichsweise hell ist, muss es sich um eines der am stärksten reflektierenden Objekte unseres Sonnensystems handeln. Das einzige Objekt, das Licht noch stärker reflektiert, ist der geologisch aktive Saturnmond Enceladus, dessen Oberfläche ständig mit stark reflektierendem Eis überzogen wird, das aus aktiven Geysiren stammt.

Xenas hohe Reflektion beruht möglicherweise auf frischem Methan-Eis auf seiner Oberfläche. Das Objekt hatte in Sonnennähe möglicherweise eine Atmosphäre, die auf dem Weg von der Sonne weg aber ausgefroren sein dürfte und sich als Eis auf der Oberfläche niedergeschlagen haben müsste.

Eine andere Möglichkeit ist ein dauerhafter Verlust von Methan aus Xenas wärmerem Inneren. Erreicht dieses Methan die kalte Oberfläche, gefriert es sofort und bedeckt Krater und andere Strukturen und macht sich dadurch für Hubbles Auge einheitlich hell.

2003 UB313 benötigt für einen Sonnenumlauf 560 Jahre und ist zur Zeit seinem sonnenfernsten Punkt sehr nahe. Brown plant als nächstes, Hubble und andere Teleskope für das Studium anderer, kürzlich entdeckter Kuiper-Objekte zu nutzen, die beinahe an die Größe von Pluto oder Xena heranreichen. Der Kuiper-Gürtel ist ein ausgedehnter Ring urtümlicher, eisiger Kometen und größerer Körper, der sich jenseits der Neptun-Bahn befindet.

Die Diskussion um den Planetenstatus von Pluto und 2003 UB313 dürfte damit erneut Nahrung erhalten, und man kann sich nur wünschen, dass die Internationale Astronomische Union hier endlich Klarheit schafft. Nähme man lediglich die Größe eines Objektes als Messlatte für den Planetenstatus, so wäre Xena eindeutig ein Planet. Die starke Exzentrität und Neigung der Plutobahn hingegen könnte dazu führen, dass Pluto zukünftig nicht mehr als Planet, sondern nur noch als großes Kuiper-Objekt geführt wird.

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