Wie viele Planeten hat das Sonnensystem für euch? Lange Zeit waren lediglich sechs Planeten bekannt. Im 18. Jahrhundert entdeckte dann William Herschel den siebten Planeten Uranus und das auch eher zufällig. Die etwas seltsame Umlaufbahn des Uranus um die Sonne verriet schließlich, dass da draußen noch ein achter Planet sein musste: Neptun. Und die Frage lautete: Kommt dann noch ein weiterer Planet oder ist nach Neptun endgültig Schluss?

Rund 75 Jahre lang lautete die Antwort auf diese Frage: Da kommt noch ein neunter Planet – Pluto! Zwar war nach dessen Entdeckung schnell klar, dass der nicht so recht zu den anderen Planeten im Sonnensystem passen wollte: Er ist weder ein echter Gesteinsplanet noch ein Gasriese, sondern eher eine winzige Kugel weit draußen im All, die die Sonne auf einer Umlaufbahn umrundet, die aus einigen Gründen äußerst seltsam ist. Schnell kamen Zweifel an Plutos Status als neunter Planet auf. Aber irgendwie hatte man ihn auch liebgewonnen, den einsamen Wanderer jenseits des Neptuns.

In dieser Folge hat Franzi kein Herz für Pluto – zumindest nicht als Planet. Sie erzählt die Geschichte, wie Pluto zunächst als neunter Planet im Sonnensystem gefeiert wurde, nur um schließlich in einer kontroversen Abstimmung im Jahr 2006 zum Zwergplaneten degradiert zu werden – und sie erzählt, was derjenige Astronom entdeckt hat, der auszog, um einen ganz neuen, zehnten Planeten zu entdecken und stattdessen als „Plutokiller“ bekannt wurde.

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

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

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• Zwergplaneten? Eben, Pluto ist kein Planet mehr

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Quelle: Universität Innsbruck 19. Juli 2024.

19. Juli 2024 – Die Forschungsgruppe von Thomas Lörting am Institut für Physikalische Chemie der Universität Innsbruck beschäftigt sich mit den vielfältigen und besonderen Eigenschaften von Eis und Wasser. So haben die Wissenschaftler:innen im Labor neue Eisformen entdeckt und konnten in der Vergangenheit zeigen, dass Wasser aus zwei unterschiedlichen Flüssigkeiten besteht. Die Arbeitsgruppe ist in der Lage, im Labor auch Eisformen herzustellen, die nicht natürlich auf der Erde vorkommen, in den Weiten des Weltalls aber sehr wohl. „Für die Herstellung dieser Eisformen benötigt es sehr tiefe Temperaturen und/oder einen sehr hohen Druck“, erklärt die Chemikerin Christina M. Tonauer aus dem Team von Thomas Lörting. Die Erkenntnisse zu den Eisformen finden in verschiedenen Bereichen Anwendung. Für die Weltraumforschung sind sie wichtig, weil so die Bedingungen ergründet werden können, unter denen dort Eis entsteht, und wo es zu finden ist.

Zwanzig verschiedene Eisformen sind bisher bekannt. Und während auf der Erdoberfläche nur sogenanntes hexagonales Eis beobachtet wird, vermutet die Wissenschaft im Inneren der Eisgiganten Uranus und Neptun oder auf den von kilometerdicken Eisschichten überzogen Eismonden von Jupiter und Saturn eine Vielzahl unterschiedlicher Eisstrukturen. Zum ersten Mal liefern die Innsbrucker Chemiker:innen nun Spektren dieser Eisformen im Nahinfrarotbereich, einem Frequenzbereich, in dem auch das neue James-Webb-Weltraumteleskop misst. Die im Weltall gemessenen Daten können mit den im Labor in Innsbruck ermittelten Spektren verglichen werden und so Aussagen über Art und Struktur des Eises im All gewonnen werden.

Neue Messmethode entwickelt
Gelungen ist Christina M. Tonauer die Erstellung der Nahinfrarotspektren in Kooperation mit der Forschungsgruppe um Christian Huck am Institut für Analytische Chemie und Radiochemie der Universität Innsbruck, einem Spezialisten der Nahinfrarot-Spektroskopie. „Die große Schwierigkeit war, das Eis für die Dauer der Messung auf minus 196 Grad Celsius zu halten, damit es sich nicht umformt“, erzählt Christina M. Tonauer. „Wir mussten eine Methode entwickeln, um die Proben unter Zuhilfenahme von flüssigem Stickstoff in einem für Raumtemperaturen konzipierten Spektrometer messen zu können.“

Die Wissenschaftler:innen waren erfolgreich und fanden in den Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 2,5 Mikrometer zahlreiche charakteristische Merkmale, anhand derer etwa die Dichte und Porosität des Eises bestimmt werden können. „In diesem Wellenlängenbereich misst auch einer der Spektrografen am James-Webb-Weltraumteleskop“, erklärt Thomas Lörting. „Unsere Labordaten können als Referenzwerte für die Interpretation von Messungen im All herangezogen werden. So lernen wir vielleicht bald mehr über das Eis und Wasser im All.“

Die Forschung fand im Rahmen der Forschungsplattform Material- und Nanowissenschaften an der Universität Innsbruck statt, die Anfang des Jahres zum Forschungsschwerpunkt Funktionelle Materialwissenschaften (FunMAT) aufgewertet wurde.

Originalpublikation:
Near-infrared Spectroscopy for Remote Sensing of Porosity, Density and Cubicity of Crystalline and Amorphous H₂O Ices in Astrophysical Environment. Christina Tonauer et al. The Astrophysical Journal 2024
DOI: doi.org/10.3847/1538-4357/ad4f82
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4f82
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4f82/pdf

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• Leben im Universum

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Quelle: ESON 27. August 2023.

27. August 2023 – Damit wurde erstmals ein solcher dunkler Fleck auf dem Planeten mit einem Teleskop auf der Erde beobachtet. Diese gelegentlichen Erscheinungen im blauen Hintergrund der Neptunatmosphäre sind für Forschende ein Rätsel, und die neuen Ergebnisse liefern weitere Hinweise auf ihre Eigenschaften und ihren Ursprung.

Große Flecken sind häufige Merkmale in der Atmosphäre von Riesenplaneten. Der berühmteste ist der Große Rote Fleck des Jupiters. Im Jahr 1989 entdeckte die NASA-Sonde Voyager 2 erstmals einen dunklen Fleck auf Neptun, der einige Jahre später wieder verschwand. „Seit der ersten Entdeckung eines dunklen Flecks habe ich mich immer gefragt, was es mit diesen kurzlebigen und schwer fassbaren dunklen Erscheinungen auf sich hat“, sagt Patrick Irwin, Professor an der University of Oxford in Großbritannien und leitender Forscher der heute in Nature Astronomy veröffentlichten Studie.

Irwin und sein Team verwendeten Daten des VLT der ESO, um die Möglichkeit auszuschließen, dass die dunklen Flecken durch eine „Auflockerung“ in den Wolken verursacht werden. Die neuen Beobachtungen deuten stattdessen darauf hin, dass die dunklen Flecken wahrscheinlich das Ergebnis von Luftpartikeln sind, die sich in einer Ebene unterhalb der sichtbaren Dunstschicht abdunkeln, wenn sich in der Neptunatmosphäre Eis und Dunst vermischen.

Es war nicht einfach, zu dieser Schlussfolgerung zu kommen, denn dunkle Flecken sind keine dauerhaften Merkmale der Neptunatmosphäre und Astronominnen und Astronomen konnten sie bisher nicht in ausreichendem Maße untersuchen. Die Gelegenheit dazu ergab sich, nachdem das NASA/ESA-Weltraumteleskop Hubble mehrere dunkle Flecken in der Neptunatmosphäre entdeckt hatte, darunter einen in der nördlichen Hemisphäre des Planeten, der erstmals 2018 bemerkt wurde. Irwin und sein Team machten sich sofort an die Arbeit, diesen Fleck vom Boden aus zu untersuchen – mit einem Instrument, das für diese anspruchsvollen Beobachtungen ideal geeignet ist.

Mit dem Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) des VLT konnten die Forscher das vom Neptun und seinem Fleck reflektierte Sonnenlicht in seine einzelnen Farben oder Wellenlängen zerlegen und ein 3D-Spektrum erhalten [1]. Dies bedeutete, dass sie den Fleck detaillierter untersuchen konnten, als es zuvor möglich war. „Ich bin begeistert, dass wir nicht nur die erste Entdeckung eines dunklen Flecks vom Boden aus machen konnten, sondern auch zum allerersten Mal ein Reflexionsspektrum eines solchen Phänomens aufnehmen konnten“, sagt Irwin.

Da verschiedene Wellenlängen unterschiedliche Tiefen in der Neptunatmosphäre abtasten, konnten die Astronominnen und Astronomen anhand des Spektrums die Höhe des dunklen Flecks in der Atmosphäre des Planeten besser bestimmen. Das Spektrum lieferte auch Informationen über die chemische Zusammensetzung der verschiedenen Schichten der Atmosphäre, was dem Team Hinweise darauf gab, warum der Fleck dunkel erschien.

Die Beobachtungen lieferten auch ein überraschendes Ergebnis. „Dabei entdeckten wir einen seltenen tiefen, hellen Wolkentyp, der noch nie zuvor identifiziert worden war, nicht einmal aus dem Weltraum“, sagt Studien-Koautor Michael Wong, Forscher an der University of California, Berkeley, USA. Dieser seltene Wolkentyp erschien als heller Fleck direkt neben dem größeren dunklen Hauptfleck. Die VLT-Daten zeigen, dass sich die neue „tiefe helle Wolke“ auf der gleichen Ebene in der Atmosphäre befindet wie der dunkle Hauptfleck. Dies bedeutet, dass es sich um eine völlig neue Art von Erscheinung handelt, verglichen mit den kleinen „Begleitwolken“ aus Methaneis in großer Höhe, die zuvor beobachtet wurden.

Mit dem VLT der ESO können Astronominnen und Astronomen nun Merkmale wie diese Flecken von der Erde aus untersuchen. „Dies erweitert die Möglichkeiten der Menschheit, den Kosmos zu beobachten, auf erstaunliche Weise. Zunächst konnten wir diese Flecken nur entdecken, indem wir eine Raumsonde wie die Voyager dorthin schickten. Dann haben wir mit Hubble die Fähigkeit erlangt, sie aus der Ferne zu erkennen. Und schließlich ist die Technologie so weit fortgeschritten, dass wir sie vom Boden aus entdecken können“, schließt Wong, bevor er scherzhaft hinzufügt: „Das könnte mich als Hubble-Beobachter arbeitslos machen!“

Endnoten
[1] MUSE ist ein 3D-Spektrograf, der es Astronominnen und Astronomen ermöglicht, ein astronomisches Objekt wie Neptun in einem Durchgang vollständig zu beobachten. An jedem Pixel misst das Instrument die Intensität des Lichts in Abhängigkeit von seiner Farbe oder Wellenlänge. Die daraus resultierenden Daten bilden einen 3D-Satz, in dem jedes Pixel des Bildes ein vollständiges Lichtspektrum aufweist. Insgesamt misst MUSE über 3500 Farben. Das Instrument ist so konzipiert, dass es die Vorteile der adaptiven Optik nutzt, die die Turbulenzen in der Erdatmosphäre korrigiert, was zu schärferen Bildern als sonst möglich führt. Ohne diese Kombination von technischen Voraussetzungen wäre die Untersuchung eines dunklen Flecks auf dem Neptun vom Boden aus nicht möglich gewesen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsergebnisse wurden in einem Artikel mit dem Titel „Cloud structure of dark spots and storms in Neptune’s atmosphere” (Wolkenstruktur von dunklen Flecken und Stürmen in der Neptunatmosphäre) vorgestellt, der in Nature Astronomy (doi: 10.1038/s41550-023-02047-0) erscheint.

Das Team besteht aus Patrick G. J. Irwin (University of Oxford, UK [Oxford]), Jack Dobinson (Oxford), Arjuna James (Oxford), Michael H. Wong (University of California, USA [Berkeley]), Leigh N. Fletcher (University of Leicester, UK [Leicester]), Michael T. Roman (Leicester), Nicholas A. Teanby (University of Bristol, UK), Daniel Toledo (Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial, Spanien), Glenn S. Orton (Jet Propulsion Laboratory, USA), Santiago Pérez-Hoyos (University of the Basque Country, Spanien [UPV/EHU]), Agustin Sánchez Lavega (UPV/EHU), Lawrence Sromovsky (University of Wisconsin, USA), Amy Simon (Solar System Exploration Division, NASA Goddard Space Flight Center, USA), Raúl Morales-Juberias (New Mexico Institute of Technology, USA), Imke de Pater (Berkeley), und Statia L. Cook (Columbia University, USA).

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

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

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

Forschungsartikel
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2314/eso2314a.pdf

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• Planet Neptun
• ESO

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Quelle: GFZ.

14. Oktober 2021 – Die Ergebnisse sind im renommierten Fachmagazin Nature Physics erschienen. Sie liefern ein weiteres Puzzle-Teil im Spektrum der Erscheinungsformen von Wasser. Und können möglicherweise auch dazu beitragen, die ungewöhnlichen Magnetfelder der stark wasserhaltigen Planeten Uranus und Neptun zu erklären.

Heißes Eis?
Eis ist kalt. Jedenfalls Eis vom Typ I, wie wir es von unserem Eisfach kennen, vom Schnee oder vom zugefrorenen See. In Planeten oder in den Hochdruck-Stempel-Zellen von Laboren gibt es auch Eis von anderem Typ, VII oder VIII zum Beispiel, das bei Temperaturen von einigen Hundert oder Tausend Grad existiert. Allerdings nur, weil dort zusätzlich sehr hohe Drücke von einigen zehn Gigapascal herrschen – bis zum Millionenfachen des Luftdrucks.

Druck und Temperatur spannen den Raum für das sogenannte Phasendiagramm eines Stoffes auf: In Abhängigkeit dieser beiden Parameter werden hier die verschiedenen Erscheinungsformen von Wasser und die Übergänge zwischen fest, gasförmig, flüssig und hybriden Zuständen verzeichnet – wie sie theoretisch vorhergesagt werden oder bereits im Experiment nachgewiesen wurden.

Verbindung grundlegender Physik mit geologischen Fragestellungen
Je höher Druck und Temperatur, desto schwieriger sind solche Experimente. Und so weist das Phasendiagramm von Wasser – mit Eis als dessen fester Phase – in den extremen Bereichen noch etliche Ungenauigkeiten und Unstimmigkeiten auf.

„Wasser ist eigentlich eine relativ simple chemische Verbindung aus einem Sauerstoff- und zwei Wasserstoff-Atomen. Dennoch ist es mit seinem vielfach ungewöhnlichen Verhalten immer noch nicht gänzlich verstanden. Hier kommen grundlegende physikalische und geowissenschaftliche Interessen zusammen. Denn Wasser spielt für viele Planeten auch im Inneren eine wichtige Rolle. Nicht nur bezüglich der Entstehung von Leben und Landschaften, sondern – im Falle der stark wasserhaltigen Gasplaneten Uranus und Neptun – auch für die Entstehung von deren ungewöhnlichem planetaren Magnetfeld“, sagt Sergey Lobanov, Geophysiker am GFZ.

Einzigartige Bedingungen im Labor
Sergey Lobanov gehört zum Team um Erstautor Vitali Prakapenka und Nicholas Holtgrewe, beide von der University of Chicago, sowie Alexander Goncharov von der Carnegie Institution of Washington. Sie haben den Phasenraum von Wasser nun in seinen Extremen weiter vermessen. Mit laserbeheizten Diamant-Stempelzellen – von der Größe einer Computer-Maus – haben sie hohen Drücke bis zu 150 Gigapascal (ca. 1,5 Millionenfacher Atmosphärendruck) und Temperaturen von bis zu 6.500 Kelvin (ca. 6.227 Grad Celsius) erzeugt. In dem winzigen Probenraum (das Volumen entspricht einem Würfel von nur rund zwei Hundertstel Millimeter Kantenlänge) herrschen dann Bedingungen, wie sie im Inneren von Neptun oder Uranus in einigen Tausend Kilometern Tiefe vorkommen.

Wie sich bei diesen Bedingungen die Kristallstruktur ändert, haben die Wissenschaftler mithilfe von Röntgenbeugung beobachtet. Dazu nutzten sie die extrem intensive Synchrotron-Röntgenstrahlung an der Advanced Photon Source (APS) des Argonne National Laboratory der University of Chicago. Eine zweite Serie von Experimenten am Earth and Planets Laboratory der Carnegie Institution of Washington nutzte optische Spektroskopie, um daraus die elektrische Leitfähigkeit zu bestimmen.

Strukturveränderungen des Eises beim Durchfahren des Phasenraums: Entstehen von superionischem Eis

Die Forscher haben aus Wasser bei Raumtemperatur durch Erhöhen des Drucks auf einige zehn Gigapascal zunächst Eis VII oder Eis X hergestellt (vergleiche das Phasendiagramm). Bei konstantem Druck erhöhten sie dann durch Beschuss mit Laserlicht die Temperatur. Dabei beobachteten sie, wie sich die kristalline Eisstruktur verändert: Zunächst bewegten sich die Sauerstoff- wie die Wasserstoff-Atome ein wenig um ihre fixen Positionen. Dann blieb nur noch der Sauerstoff fest und bildete ein eigenes kubisches Kristallgitter. Bei steigender Temperatur ionisierte der Wasserstoff, gab also sein einziges Elektron ans Sauerstoffgitter ab. Sein Atomkern – ein positiv geladenes Proton – sauste dann durch diesen Festkörper, der dadurch elektrisch leitend wird. Auf diese Weise entsteht ein Hybrid aus fest und flüssig: superionisches Eis.

Seine Existenz wurde auf Basis diverser Modelle vorhergesagt und bereits verschiedentlich unter Laborbedingungen beobachtet. Die Wissenschaftler konnten nun zwei superionische Eis-Phasen – Eis XVIII und Eis XX – erzeugen und identifizieren und die Druck- und Temperaturbedingungen beschreiben, in denen sie stabil existieren. „Aufgrund ihrer ausgeprägten Dichte und erhöhten optischen Leitfähigkeit ordnen wir die beobachteten Strukturen den theoretisch vorhergesagten superionischen Eisphasen zu“, erläutert Lobanov.

Konsequenzen für die Erklärung des Magnetfelds von Uranus und Neptun

Insbesondere der Phasenübergang hin zu einer leitenden Flüssigkeit hat interessante Konsequenzen für die offenen Fragen rund um das Magnetfeld von Uranus und Neptun, die vermutlich zu über sechzig Prozent aus Wasser bestehen. Das Magnetfeld ist insofern ungewöhnlich, als es nicht – wie bei der Erde – quasi parallel und symmetrisch zur Rotationsachse verläuft, sondern schief und unzentriert liegt. Modelle zu seiner Entstehung gehen daher davon aus, dass es nicht – wie bei der Erde – durch Bewegung von flüssigem Eisen im Kern erzeugt wird, sondern durch eine leitende, wasserreiche flüssige Schicht im äußeren Drittel der beiden Planeten.

„Im Phasendiagramm können wir Druck und Temperatur im Inneren von Uranus und Neptun einzeichnen. Dabei kann der Druck grob als Maß für die Tiefe im Inneren gelten. Anhand der von uns präziser vermessenen Phasengrenzen sehen wir, dass in beiden Planeten etwa das obere Drittel flüssig ist, und im tieferen Inneren superionisches Eis existiert. Das bestätigt die Vorhersagen über den Ursprung des beobachteten Magnetfelds“, resümiert Lobanov.

Ausblick
Weitere Untersuchungen, um die innere Struktur und das Magnetfeld der beiden Gasplaneten noch besser aufzuklären, werden künftig auch am GFZ selbst gemacht, betont der Geophysiker. Hier gibt es neben den bereits verwendeten Diamant-Stempelzellen sowohl das entsprechende Hochdrucklabor wie auch die hochempfindlichen spektroskopischen Messgeräte. Letztere hat Lobanov im Rahmen seiner Förderung als Leiter der Helmholtz Young Investigators Group CLEAR aufgebaut, um die Phänomene der tiefen Erde mit unkonventionellen ultraschnellen zeitaufgelösten Spektroskopietechniken zu untersuchen.

Projektförderung:
Die Arbeit von Sergey Lobanov wurde im Rahmen der Helmholtz Young Investigators Group CLEAR (VH-NG-1325) gefördert.

Originalstudie:
Prakapenka, V.B., Holtgrewe, N., Lobanov, S.S., and Goncharov, A. 2021. Strucutre and properties of two superionic ice phases. Nature Physics. DOI: 10.1038/s41567-021-01351-8

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Wasser im Sonnensystem

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Autor: Star-Light.

Neptun ist von der Sonne aus gesehen der äußerste Planet unseres Sonnensystems. Sein Name stammt vom römischen Gott des Meeres und der Fließgewässer. Seine Existenz wurde bereits lange bevor ihn ein Astronom durch ein Fernrohr sah vermutet.

Durch die Beobachtung von Bahnstörungen der Uranus Bahn kam der französische Astronom Urbain Jean Joseph Leverrier zu dem Schluss, dass es einen weiteren Planeten geben müsse. Gottfried Galle sah Neptun schließlich an der berechneten Position am 23. September 1846 durch sein Teleskop. Neptun hat eine geneigte Achse etwa wie die Erde und damit Jahreszeiten, die aber rund 40 Erdjahre dauern. Er ähnelt am meisten Uranus und wird wie er als Eisriese bezeichnet, obwohl er wärmer als Uranus ist.

Beiden gemeinsam ist auch ein fester Kern im Inneren. Im Gegensatz zur Uranus hat Neptun eine viel aufregendere Atmosphäre mit Wetterphänomenen, wie einem Sturmsystem mit 2100 km/h Windgeschwindigkeit, das Voyager 2 bei seinem Vorbeiflug im August 1989 beobachtete. Auch hier ist die Voyager Sonde bisher der einzige Besucher. 13 Monde wurden entdeckt, von denen Triton der mit Abstand größte ist. Ebenfalls ist ein Ringsystem aus 5 Ringen nachgewiesen worden.

Zahlen Daten und Fakten über den Planeten hat die NASA in englischer Sprache im Neptune Fact Sheet zusammengestellt

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Department of Geology, University of Maryland, Center for Scientific Computation and Applied Mathematical Modeling, University of Maryland, Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University, Laurel.

Großflächige, ja sogar globale liquide Ozeane unter der Oberfläche weit entfernter Himmelskörper des äußeren Sonnensystems rücken in den letzten Jahren immer weiter in den Fokus der Wissenschaftsgemeinde. Was vor etwa 10 Jahren noch undenkbar schien, hat sich hinsichtlich einiger Einsmonde wie Enceladus oder Europa zur aktuellen Lehrmeinung verfestigt, oder ist im Falle des Titans Gegenstand aktueller Diskussionen. Nun scheint es, als könne die Grenze der möglichen unterirdischen Flüssigkeitsansammlungen in unserem Sonnensystem noch weiter nach Außen verschoben werden.
Langsam wird es ein wenig heller über dem Horizont und ein neuer Tag beginnt auf Triton, dem mit Abstand größten Mond des Neptuns. Es wird wieder ein kalter Tag auf dem 2.700 km großen Mond werden, genauso wie der vorherige. Und der davor. Genauso, wie jeder Tag, seit Triton seinen Orbit um den Gasriesen Neptun eingenommen hat. Sogar die Vulkane auf der Mondoberfläche speien gefrorene Gase anstelle heißer Magmen. Doch es gibt ernst zu nehmende Anzeichen dafür, dass sich unter der mit -235°C kältesten Oberfläche des Sonnensystems etwas Überraschendes verbergen könnte: Ein flüssiger Ozean.

Auf den ersten Blick unterscheidet Triton vermutlich nichts von vielen anderen Eismonden der kalten Außenbereiche des Sonnensystems. Eine strukturlose, öde Welt, die den äußersten Planeten umkreist. Doch Triton scheint anderes. Er umkreist Neptun auf einer retrograden, fast perfekt kreisförmigen, jedoch mit 156° stark gegenüber dem Äquator des Planeten geneigten Umlaufbahn, in einem mittleren Abstand von 354.759 Kilometern.

Als rechtläufig oder prograd (lat. pro für „vor“ oder „vorwärts“ und gradus für„Schritt“) bezeichnet man in der Astronomie Objekte, die in einem rotierenden System der Hauptrotationsrichtung folgen. Entgegengesetzt umlaufende bzw. rotierende Objekte bezeichnet man als rückläufig oder retrograd (lat. retro „zurück“, „rückwärts“). Im Sonnensystem gelten solche Objekte als rechtläufig, die, aus Richtung des Nordpols der Ekliptik gesehen, entgegen dem Uhrzeigersinn rotieren bzw. ihren Zentralkörper umlaufen.

Als Folge der Entstehung des Sonnensystems bewegen sich alle Planeten, Pluto und der Asteroidengürtel auf einem rechtläufigen Orbit. Die Rotation der meisten größeren Körper des Sonnensystems erfolgt ebenfalls in rechtläufigem Sinn. Triton ist der einzige große Mond des Sonnensystems mit retrograder Orientierung. Dieses ungewöhnliche Verhalten lässt sich nur damit erklären, dass Triton ursprünglich nicht um Neptun kreiste. Aus entstehungsdynamischen Gründen können sich Satelliten nicht in retrograden Orbits um ihre Mutterkörper bilden.

Triton muss sein Dasein also an einem anderen Ort begonnen haben, bevor er durch Neptun eingefangen und in seinen aktuellen Orbit gezwungen wurde. Wohl ähnlich wie Pluto ist Tritons Oberfläche zu 55 % mit gefrorenem Stickstoff, zu 15–35 % mit Wassereis und zu 10–20 % mit Trockeneis bedeckt. Zudem konnte ein 0,1 % Methan- und 0,05 % Kohlenmonoxideis-Anteil bestimmt werden. Die Ähnlichkeit legt hinsichtlich des Entstehungsgebietes eine gewisse Verwandtschaft mit Pluto nahe. Vermutlich handelt es sich bei Triton also auch um ein Objekt vom inneren Rand des Kuiper-Gürtels.

Der Ablauf der Einbindung Tritons als Mond war über die Jahre Thema unterschiedlicher Theorien. Heute nimmt man an, dass er während einer Begegnung von drei Objekten an Neptun gebunden wurde. In diesem Szenario war Triton das Objekt eines Doppelsystems, das die heftige Begegnung mit Neptun überstanden hatte. Ein solches Szenario ist durchaus vorstellbar, denn Binäre Objekte, also gravitative Verbindungen von zwei Körpern, sind unter transneptunischen Objekten oft anzutreffen. Es wird vermutet, dass diese Eigenschaften auf weit mehr als 10 % aller Objekte dort zutreffen. Die bekanntesten Vertreter der Paarkonstellationen bei Transneptunobjekten sind sicherlich Pluto und Charon.

Eingefangene Körper wie Triton starten ihre Existenz am neuen Ort in hoch elongierten (langgezogenen) bzw. exzentrischen Orbits. Durch gravitative Interaktionen und Gezeitenreibung mit ihrem assoziierten Planeten verlassen Objekte von Tritongröße allerdings in astronomisch kurzen Zeiträumen diese Bahnen und werden durch Energieverlust in einen zunehmend kreisrunden Orbit geschleppt. Und tatsächlich umkreist Triton Neptun auf einer fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn. Ein Einschleifungsprozess wie dieser setzt beträchtliche Energie frei, die den eingebremsten Körper aufheizt.

Modellrechnungen legen den Schluss nahe, dass das zu erwartende Energieniveau ausreichend gewesen sein muss, um Triton nicht nur oberflächennah, sondern tief bis in den Kernbereich des Mondes hinein zu erwärmen, bevor er wieder zu seinem jetzt beobachteten starren Stadium abkühlte. Darüber hinaus umläuft Triton seinen Planeten innerhalb eines kritischen Abstandes, wodurch er auch heute noch stark den Gezeitenkräften des Gasplaneten ausgesetzt ist. Da sich Triton Neptun weiter annähert, wird er nach Berechnungen in 100 Millionen Jahren die Roche-Grenze nach innen passieren und zerrissen werden, da die Gravitationskräfte, die den Mond zusammenhalten den dann immer höher anwachsenden Gezeitenkräften nicht mehr standhalten können. Seine Bestandteile werden schließlich ein größeres Ringsystem, ähnlich dem des Saturns, um Neptun bilden.

Weiter verfeinerte Modelle berücksichtigen die durch die Gezeitenreibung noch heute erzeugte Wärme, sowie die Zerfallsenergie, die beim radioaktiven Zerfall von instabilen Atomkernen im Kern des Mondes frei wird. Sie ist um einige Größenordnungen höher, als die Energie, die durch die Gezeitenkräfte beigesteuert wird. Alleine war sie aber nicht in der Lage, die äußeren Kernschichten des Mondes über die vergangenen 4,5 Mrd. Jahre vor dem Gefrieren zu bewahren.

Den kleinen aber entscheidenden Unterschied – so zeigen die verfeinerten Modelle – liefert dann tatsächlich die räumliche Nähe des Mondes zum Planeten, die erst die notwendige Gezeitenreibung ermöglicht und den Berechnungen zufolge so einen großen Teil des Eismantels in flüssigem Zustand hält. Der unterirdische Tritonozean benötigt für sein Überleben einen kreisrunden Orbit, der in einem Radius von etwa 350.000 km stabil bleibt.

Durch große Mengen Ammoniak, die im Ozean gelöst sind, wird der Gefrierpunkt des Wassers substantiell auf etwa -90°C herabgesetzt. Im Vergleich mit den doppelt so niedrigen Temperaturen der Kohlenwasserstoffseen auf Titan ein fast schon angenehmer Wert. Während die Gewässer auf Triton also die vermeintlich sonnenfernsten sind, sind sie doch noch längst nicht die kältesten.

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• Planet Neptun

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Carnegie Institution for Science, Subaru-Teleskop, Minor Planet Center, Wikipedia. Vertont von Peter Rittinger.

Bei den Trojaner-Asteroiden handelt es sich um Asteroiden, welche einem Planeten auf dessen Bahn um die Sonne vorauseilen beziehungsweise folgen. Die Trojaner kreisen dabei um die 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5. Die Lagrange-Punkte, auch Librations-Punkte genannt, sind die nach dem italienischen Astronomen und Mathematiker Joseph-Louis Lagrange benannten Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems der Himmelsmechanik.

An diesen Punkten im Weltraum heben sich die Gravitationskräfte benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft der Bewegung gegenseitig auf, so dass jeder der drei Körper (Sonne, Planet und Asteroid) in seinem Bezugssystem kräftefrei ist und bezüglich der anderen beiden Körper immer denselben Ort einnimmt. Auf diese Weise entstehen an den Lagrange-Punkten Zonen mit einem niedrigen Gravitationspotenzial. Drei der Lagrange-Punkte, nämlich L1, L2 und L3 sind dabei relativ unstabil, so dass bereits leichte gravitative Wechselwirkungen zu einem Entweichen von eventuell dort befindlichen Objekten führen können.

Die Punkte L4 und L5, welche sich 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten befinden, sind dagegen stabil, so dass sich dort kleinere Himmelskörper sammeln und über einen unbegrenzt langen Zeitraum aufhalten können. Da die Trojaner-Asteroiden dabei genauso lange für einen Sonnenumlauf benötigen wie der Planet, dem sie folgen beziehungsweise vorauseilen, nähern sie sich diesem nie an und können daher auch nicht mit ihm kollidieren.

Bisher konnten in unserem Sonnensystem lediglich bei drei Planeten Trojaner-Asteroiden nachgewiesen werden. Das erste nachgewiesene Objekt dieser Klasse von Kleinkörpern in unserem Sonnensystem war der im Jahr 1906 von dem deutschen Astronomen Max Wolf in Heidelberg entdeckte Asteroid (588) Achilles, welcher die Sonne auf der Umlaufbahn des Jupiters umrundet. Derzeit sind den Astronomen 4.076 Jupiter-Trojaner bekannt, von denen sich 2.603 am Lagrange-Punkt L4 befinden und dem Riesenplaneten vorauslaufen. Weitere 1.473 Trojaner befinden sich am Lagrange-Punkt L5 und folgen dem Jupiter auf dessen Umlaufbahn um die Sonne (Stand vom Februar 2010).

Seit dem Jahr 1990 gelang der Nachweis von bisher vier Mars-Trojanern, wobei sich drei am Lagrange-Punkt L5 und einer am Lagrange-Punkt L4 befinden. Und auch der äußerste Planet unseres Sonnensystems, der Gasplanet Neptun wird von mehreren kleinen Himmelskörpern begleitet. Seit dem Jahr 2001 konnten auf dessen Umlaufbahn sechs Trojaner-Asteroiden nachgewiesen werden, welche sich alle am Lagrange-Punkt L4 aufhalten. Am Lagrange-Punkt L5 konnten dagegen keine Begleiter nachgewiesen werden. Auf der Suche nach nachlaufenden Neptun-Trojanern durchmusterten die Astronomen Scott S. Sheppard von der Carnegie Institution of Science in Washington/USA und Chadwick A. Trujillo vom Gemini-Observatorium auf Hawaii im Jahr 2008 den Himmelsbereich um den Lagrange-Punkt L5 des Neptun.

Dabei mussten die beiden Wissenschaftler, welche bereits drei der bisher bekannten Neptun-Trojaner entdeckt hatten, eine besondere Herausforderung bewältigen, denn gegenwärtig befindet sich dieser Punkt von der Erde aus betrachtet unmittelbar vor dem Zentrum unseres Milchstraßensystems mit Millionen von Hintergrundsternen. Mit diesen unzähligen Lichtpunkten im Sichtfeld der Teleskope ist es überaus schwierig, einen lichtschwachen Asteroiden auszumachen, welcher sich nur äußerst langsam gegenüber dem Sternenhintergrund bewegt. Die beiden Astronomen griffen daher bei ihren Beobachtungen zu einem Trick.

Für ihre Suche wählten die Astronomen mehrere Himmelsregionen im Bereich um den Lagrange-Punkt L5 aus, wo sich zwischen dem Zentrum unserer Heimatgalaxie und unserem Sonnensystem dichte Staubwolken befinden und so im sichtbaren Licht die meisten Hintergrundsterne ausblenden. In diesen Bereichen des Himmels begannen sie dann mit dem japanischen 8,2-Meter-Subaru-Teleskop auf dem Mauna Kea/Hawaii die Suche nach Neptun-Trojanern und wurden schließlich auch fündig. Die Entdeckung des neuen Trojaners, welcher mit der Bezeichnung 2008 LC18 versehen wurde, konnte anschließend durch weitere Beobachtungen mit den 6,5-Meter-Magellan-Teleskopen in Chile bestätigt werden.

„Wir schätzen, dass der neu entdeckte Neptun-Trojaner über einen Durchmesser von rund 100 Kilometern verfügt und dass sich etwa 150 weitere Trojaner mit einer vergleichbaren Größe am L5-Punkt befinden“, so Scott S. Sheppard. „Dies entspricht auch den Schätzungen bezüglich der Anzahl und Größe der Objekte auf dem Lagrange-Punkt L4. Somit wären die Neptun-Trojaner der 100-Kilometer-Klasse zahlreicher vertreten als vergleichbar große Objekte im Hauptasteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter.“

Dass bis zum jetzigen Zeitpunkt insgesamt lediglich sieben Neptun-Trojaner nachgewiesen werden konnten, so Scott S. Sheppard weiter, liegt in der großen Entfernung von 30 Astronomischen Einheiten – dies entspricht rund 4,5 Milliarden Kilometern – der geringen Größe der Objekte und der daraus resultierenden geringen Helligkeit der Trojaner begründet, wodurch diese lediglich mit den größten Teleskopen sichtbar werden.

Die Untersuchungen von Sheppard und Trujillo legen nahe, dass die Neptun-Trojaner in einer sehr frühen Phase unseres Sonnensystems an den beiden Lagrange-Punkten eingefangen wurden, als Neptun die Sonne noch auf einem Orbit umlief, welcher sich von dem jetzigen grundsätzlich unterscheidet. Eventuell war dabei ein langsamer und stetig ablaufender Migration-Prozess des Gasplaneten für die Ansammlung der Trojaner verantwortlich. In seiner Entstehungsphase stellte das Sonnensystem einen chaotischen Ort dar, wo sich Planeten und Planetesimale vielfach auf ungewöhnlichen Bahnen bewegten.

Erst mit der Zeit erreichten die Planeten ihre gegenwärtigen Umlaufbahnen um die Sonne. Die Untersuchung der verschiedenen Planeten-Trojaner und die Analyse von deren Umlaufbahnen hilft den Astronomen zu verstehen, wie sich unser Sonnensystem mit seinem Planeten einst gebildet hat und wie die Planeten ihre jetzigen Umlaufbahnen erreichten. Mit diesen Erkenntnissen lassen sich auch Rückschlüsse auf die Bildung von extrasolaren Planetensystemen ziehen.

Die Arbeit der beiden Astronomen wurde am 13. August 2010 in der Fachzeitschrift „Science“ veröffentlicht.

Fachzeitschrift Science:

• Abstract der Originalveröffentlichung (engl.)

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: NASA/JPL.

„Die Temperaturen sind so hoch, dass Methangas, welches eigentlich gefroren im oberen Teil der Neptun-Atmosphäre sein sollte, aus der Atmosphäre in den Weltraum entweichen kann“, sagt Glenn Orton vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena. Sie ist leitender Autor einer Studie, die am 18. September im Astronomie-Journal Astronomy and Astrophysics veröffentlicht wurde. Die Untersuchungen wurden mit dem Very Large Telescope des ESO in Chile gemacht.

In der Studie erläutern Orton und ihre Kollegen die Funde und Entdeckungen bei den jüngsten Neptun-Untersuchungen. Eine der wesentlichsten Erkenntnisse ist die nachgewiesene Tatsache, dass die Temperatur auf dem Südpol von Neptun derzeit um zirka zehn Grad Celsius höher ist als irgendwo anders auf der Planetenoberfläche. Dabei muss erwähnt werden, dass die Durchschnittstemperatur auf dem Neptun bei ungefähr minus 200 Grad Celsius liegt. Also kann man die zehn Grad wärmer durchaus verschmerzen – dies wäre eigentlich ideal für die Pole auf unserem Heimatplaneten.

Neptun ist der von der Sonne am weitesten entfernte Planet unseres Sonnensystems und ungefähr 30 Mal weiter von der Sonne entfernt als unsere Erde. Das eintreffende Sonnenlicht liegt beim Neptun um den Faktor Tausend unter der Sonneneinstrahlung, die wir hier auf der Erde (mehr oder weniger) genießen dürfen. Das Tausendstel der Sonneneinstrahlung hinterlässt trotzdem signifikante Spuren in der Planetenatmosphäre. Das Astronomenteam fand heraus, dass die Temperatur regelmäßigen Änderungen unterliegt. Man könnte hier die Jahreszeiten auf der Erde als Vergleich heranziehen – hier sind Wetter und Temperatur auch von der Jahreszeit abhängig. Allerdings sprechen wir beim Neptun von „etwas“ längeren Jahreszeiten, denn ein Neptunjahr dauert 165 irdische Jahre. Mittlerweile ist es seit 40 Jahren Sommer auf dem Südpol des Neptun, der Winter wird erst in 80 Jahren zurückkommen. Allerdings ist die Jahreszeit nicht auf jedem Teil der Oberfläche zu merken, denn der Sommer macht sich nur in der Nähe des Südpols bemerkbar, der Winter naturgemäß dann in der Nähe des Nordpols. Ein Atmosphärenaustritt von Methan zeigt an, welche Jahreszeit gerade auf welchem Pol herrscht beziehungsweise welcher Pol von der Sonne bestrahlt wird.

„Neptuns Südpol ist derzeit voll der ‚Sonneneinstrahlung‘ ausgesetzt, ähnlich dem Südpol auf der Erde während des Sommers in der südlichen Hemisphäre“, erklärt Orton. „Aber auf Neptun dauert der Sommer bereits seit 40 Jahren an und wird noch weiter andauern, dagegen sind unsere paar Monate nichts. Eine mehr als 40-jährige dauerhafte Sonneneinstrahlung kann natürlich, für Neptun-Verhältnisse, gewaltige Temperaturunterschiede ausmachen. Die Unterschiede sind vor allem zwischen Regionen zu messen, die einerseits dauerhaft von der Sonne bestrahlt werden und andererseits einem ständigen Tag-Nacht-Wechsel obliegen. Diese Temperaturunterschiede könnten zusätzlich ein Grund für die extrem starken Stürme auf Neptun sein, denn dieser Planet hat die schnellsten und heftigsten Winde im Sonnensystem (Geschwindigkeit von ungefähr 2.000 Kilometern pro Stunde).“

Die Forschungen lieferten aber nicht nur Antworten, sondern auch neue Fragen. Eine dieser Fragen ist das Mysterium um die „Hot-Spots“, die man in höheren Teilen der Stratosphäre ausgemacht hat. Hier fehlt jeglicher Zusammenhang mit irgendeinem anderen Phänomen auf Neptun. Eine erste Vermutung lautet, dass das Gas von den darunterliegenden Atmosphärenschichten dafür verantwortlich sein könnte.

Methan ist nicht unbedingt der Hauptbestandteil der Neptun-Atmosphäre, welche als Atmosphäre eines großen Gasriesen logischerweise großteils aus leichten Gasen besteht. Beispiele dafür sind Wasserstoff und Helium. Das Methan ist jedoch dafür verantwortlich, dass Neptun nach außen hin blau wirkt, denn es absorbiert das rote Licht der Sonne und reflektiert das dann überwiegend blaue zurück in den Weltraum.

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Ein Beitrag von Claudia Michalecz. Quelle: ESO.

Über zwei Jahre lang dauerte bisher das sorgfältige Studium des Sterns HD69830 und belohnt wurden die Forscher mit der Entdeckung von gleich drei Planeten, welche unserem Neptun von der Masse her ähnlich sind. „Zum ersten Mal haben wir ein Planetensystem, bestehend aus mehreren Planeten mit der Masse des Neptuns entdeckt“, erklärt Christophe Lovis vom Geneva Observatorium. Dieses planetarische System wird außerdem noch von einem Asteroidengürtel umschlossen (wobei dieser jedoch von Spitzer entdeck wurde).

Die Entdeckung ist mit der Hilfe des ultragenauen HARPS-Spektographen des 3,6m-Teleskops der ESO in La Silla (Chile) gemacht worden. Der Stern musste aus einer Entfernung von etwa 41 Lichtjahren erforscht werden. Er befindet sich im Sternbild Puppis (am Südhimmel zu sehen) und ist mit dem freien Auge sichtbar. Den Astronomen gelang es, durch ihre äußerst genauen Radialgeschwindigkeitsmessungen die Anwesenheit von drei kleinen Begleitern zu entdecken. Diese Planeten benötigen für eine Umkreisung ihres Heimatsterns 8,67 Tage, 31,6 Tage und 197 Tage.

Die Radialgeschwindigkeit gibt an, in welchem Maße sich ein Stern von uns weg oder sich auf uns zu bewegt. Diese Schwankungen werden durch die Anziehungskraft von umkreisenden Planeten verursacht. Durch die Messung dieser Schwankungen lässt sich eine untere Grenze der Masse der umkreisenden Planeten bestimmen. Die gemessene Radialgeschwindigkeitsänderung von HD69830 liegt zwischen zwei und drei Metern pro Sekunde, was 9 km/h entspricht. Solche kleinen Signale könnten von den meisten verfügbaren Spektrographen nicht von den normalen Nebengeräuschen unterschieden werden. „Nur ESOs HARPS-Instrument, installiert im La-Silla-Observatorium in Chile, machte es möglich, diese Planeten zu entdecken“, meint Michael Mayor, ebenfalls vom Geneva-Observatorium und der Haupterforscher im Umgang mit HARPS. „Ohne jeden Zweifel ist es zurzeit die weltweit genaueste Planeten jagende Maschine.“
Die Masse der neulich entdeckten Planeten liegt mindestens zwischen der 10- bis 18-fachen Masse der Erde. Ausführliche theoretische Simulationen haben ergeben, dass der innere Planet vermutlich hauptsächlich aus Gestein besteht, während der mittlere der drei aus einer Mischung von Gas und Gestein bestehen dürfte. Am Interessantesten dürfte der äußerste der drei Begleiter von HD69830 sein. Es wird vermutet, dass sich während seiner Entstehung Eis im Kern des Gebildes abgelagert hat, welches sich mit Gestein vermengt hat. Sein Kern aus Eis und Gestein wird vermutlich von einer massiven Hülle umschlossen.

Der äußerste der Planeten scheint sich zusätzlich am Rande der bewohnbaren Zone zu befinden. Innerhalb dieser Zone kann flüssiges Wasser auf der Oberfläche eines Stein- und Eisplaneten existieren. Selbst wenn dieser Planet vermutlich durch seine Masse nicht erdähnlich ist, ermöglicht seine Entdeckung jedoch vielleicht neue Wege zu aufregenden Perspektiven. Mit drei sehr masseähnlichen Planeten, wobei einer sich in der bewohnbaren Zone befindet und einem Asteroidengürtel, teilt dieses Planetensystem viele Eigenschaften unseres Sonnensystems. Michael Mayer verglich diesen Fund sogar mit dem Stein von Rosette für unser Verständnis zur Bildung von Planeten.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA.

Einleitung

Neptun, der achte Planet des Sonnensystems, wurde nicht am Teleskop, sondern am Schreibtisch „entdeckt“. Dabei entdeckte man eigentlich nur eine störende Masse, die auf einen weiteren großen Planeten schließen ließ. So berechneten John Couch Adams und Urbain Jean Joseph Leverrier unabhängig voneinander die Neptunbahn. Gottfried Galle und sein Assistent Heinrich D’Arrest fanden ihn schließlich nahe der berechneten Position am 23. September 1846.
Dieser Artikel ist in folgende Kapitel unterteilt:

Lage und Einordnung

Aufbau und Atmosphäre

Monde

Fakten

Lage und Einordnung

Neptun läuft in 165 Jahren einmal um die Sonne – auf einer annähernd kreisförmigen Bahn. Da sich der neunte Planet unseres Sonnensystems, Pluto, auf einer stark elliptisch geformten Umlaufbahn um unser Zentralgestirn bewegt und dabei sogar die Neptunbahn kreuzt, kommt Neptun mit schöner Regelmäßigkeit die Ehre zu, die Position des äußersten Planeten unseres Sonnensystems einzunehmen: Alle 248 Jahre (so lange dauert ein Pluto-Jahr) ist Neptun für 20 Jahre weiter von der Sonne entfernt als Pluto – zuletzt war dies von 1979 bis 1999 der Fall.
Neptun hat mit 49.528 Kilometer Durchmesser eine etwas geringere Größe als Uranus und ist der kleinste der vier großen Gasriesen unseres Sonnensystems. Im gleichen Jahr wie Neptun wurde auch sein erster Mond – Triton – entdeckt. Den zweiten Trabanten entdeckte man erst 1949, und Voyager 2 lieferte beim Vorbeiflug 1989 Aufnahmen von sechs weiteren Monden. In den Jahren 2002 und 2003 wurden mit erdgebundenen Teleskopen noch einmal fünf Monde entdeckt, so dass die Gesamtzahl der bekannten Neptun-Monde auf 13 gestiegen ist.

Aufbau und Atmosphäre

Die Atmosphäre des Gasriesen besteht – wie für diese Planetenklasse üblich – hauptsächlich aus den Gasen Wasserstoff und Helium. Außerdem sind Methan und Ammoniak nachgewiesen worden. Die Farbe des Planeten ist ein helles blau, was durch das Methan in der Atmosphäre verursacht wird, da es das rote Licht absorbiert. Besonders auffällig an der Neptunatmosphäre sind weiße Wolken, die sich der Sonde Voyager 2 zeigten, sowie ein großer dunkler Fleck (gigantischer Wirbelsturm) ähnlich wie beim Jupiter. In 16 Stunden und 3 Minuten rotiert Neptun um sich selbst. Der große dunkle Fleck rotiert in nur 18 Stunden um den Planeten. Dies ist ein Indiz für gewaltige Windgeschwindigkeiten in der Atmosphäre, die dreimal stärker als die ohnehin schon beeindruckenden Stürme des Jupiter sind – angesichts der enormen Entfernung zur Sonne und der deswegen nur geringen Energiemenge, die auf die Neptunatmosphäre einwirkt, ein erstaunlicher Umstand. Bei Beobachtungen des Hubble Space Telescope 1995 ließ sich der große dunkle Fleck allerdings nicht mehr aufspüren. Die Neptunatmosphäre hat eine Temperatur von etwa -190° C, was ausreicht, dass Methan Flocken bilden kann und zur Bildung der weißen Wolken beiträgt.

Die Rotationsachse des Planeten ist gegenüber der Ebene seiner Umlaufbahn um 30 Grad geneigt. Diese große Achsenneigung – der entsprechende Wert für die Erde beträgt nur etwa 23 Grad – führt zu ausgeprägten Jahreszeiten auf Neptun, die jeweils 41 Jahre dauern. Vor einigen Jahren entdeckte das Weltraumteleskop Hubble Veränderungen in der Neptunatmosphäre, die jahreszeitlich bedingt sein könnten – sollte diese Theorie stimmen so wäre dies ein weiterer Beleg dafür, wie stark der Einfluss der Sonne selbst in großen Entfernungen noch ist.

Neptun besitzt wie Saturn und Uranus ein Ringsystem, das aber eher vergleichbar mit den ebenfalls unscheinbaren Ringen des Uranus ist. Die von der Voyager 2-Sonde entdeckten Ringe scheinen relativ jung zu sein. In ferner Zukunft allerdings könnte Neptun dem derzeitigen Ring-König Saturn den Rang streitig machen: Der größte Mond Triton wird sich irgendwann in 10 bis 100 Millionen Jahren Neptun so weit genähert haben, dass er aufgrund der Gezeitenkräfte auseinander brechen und dabei ein beeindruckendes Ringsystem bilden wird.

Monde

Triton ist der mit Abstand größte Mond des Neptunsystems und mit rund 2.700 Kilometer Durchmesser nur knapp ein Viertel kleiner als unser Erdenmond. Alle übrigen zwölf Monde sind mit den Attributen „klein“ beziehungsweise „winzig“ gut beschrieben, liegen ihre Durchmesser doch nur zwischen 14 und etwa 400 Kilometer. Interessanterweise entdeckte der berühmte niederländisch-amerikanische Planetenforscher Gerard Kuiper 1949 mit dem rund 340 Kilometer durchmessenden Nereid als zweiten Neptunmond nicht etwa die Nummer Zwei auf der Größenskala, sondern die Nummer Drei. Dies liegt daran, dass der mit ca. 400 Kilometer Durchmesser zweitgrößte Mond Proteus gerade einmal sechs Prozent des spärlichen einfallenden Sonnenlichts reflektiert und daher nur sehr schwer auszumachen ist. Nereid zeichnet sich übrigens durch eine der exzentrischsten bisher entdeckten Umlaufbahnen aus: während er Neptun auf seinem Orbit am planetennächsten Punkt (dem so genannten Perizentrum) bis auf 1,35 Millionen Kilometer nahe kommt entfernt er sich am planetenfernsten Punkt (dem Apozentrum) ganze 9,62 Millionen Kilometer von ihm!
Wenngleich die Neptunmonde in ihrer Vielfalt und Größe nicht mit den Monden von Saturn oder Jupiter konkurrieren können, so weisen sie doch einige interessante und teilweise einzigartige Eigenschaften auf. Triton beispielsweise ist der kälteste bisher in unserem Sonnensystem entdeckte Himmelkörper. Auf seiner eisigen Oberfläche, die von gefrorenem Stickstoff bedeckt ist und daher einen Großteil der einfallenden Sonnenstrahlung reflektiert, herrschen Temperaturen von -235° C – nur wenig über dem absoluten Nullpunkt von -273° C! Trotz der eisigen Temperaturen kommt es auf Triton zu interessanten Phänomenen: Voyager 2 konnte Geysire aus gasförmigen Stickstoff und Staub beobachten, die von der Oberfläche des Mondes acht Kilometer hoch in die extrem dünne „Atmosphäre“ emporstiegen.

Doch nicht nur seine bodenlos tiefe Temperatur macht diesen von großen Rissen durchzogenen Trabanten interessant: Er ist der einzige bekannte große Mond, der einen Planeten in retrograder Richtung umkreist, d.h. Triton umkreist Neptun entgegen der Rotationsrichtung des Planeten. Üblicherweise wird ein solches Verhalten bei natürlichen Satelliten als Indiz dafür gewertet, dass der Mond irgendwann einmal vom Planeten „eingefangen“ wurde und nicht gemeinsam mit ihm entstanden ist. Triton nähert sich immer weiter der Neptunoberfläche an und wird in ferner Zukunft – irgendwann in einigen Dutzend Millionen Jahren – ein spektakuläres Ende erleben: Sobald der Mond eine kritische Distanz zu Neptun unterschritten hat, werden die Gezeitenkräfte ihn zerreißen, und mit einiger Wahrscheinlichkeit werden seine Trümmer dann ein beeindruckendes Ringsystem um den Planeten bilden.

Fakten

Verwandte Webseiten:

• Voyager 1– und Voyager 2-Homepage (englisch)
• Solarviews.com (englisch/deutsch)
• Solar System Exploration: Neptune (englisch)

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA.

Neptun-Beobachtungen einer Gruppe von Astronomen der Universität Wisconsin-Madison sowie des NASA-eigenen Jet Propulsion Laboratory (JPL) für mehr als sechs Jahre offenbaren eine deutliche Veränderung der Helligkeit der Wolkenbänder des Planeten, die sich fast nur in der südlichen Hemisphäre finden.
„Neptuns Wolkenbänder werden größer und heller“, sagt Lawrence A. Sromovsky, Wissenschaftler von der Universität Wisconsin-Madison und eine leitende Persönlichkeit bei der Erforschung der Neptunatmosphäre. „Diese Veränderung scheint eine Reaktion auf die jahreszeitliche Variation der Sonneneinstrahlung zu sein, wie wir sie von der Erde her kennen.“
Neptun, der von der Sonne aus gesehen achte Planet, ist bekannt für seine seltsamen und gewaltigen Wetterphänomene. Er offenbart massive Sturmsysteme mit Windgeschwindigkeiten von bis zu 1.500 Kilometern pro Stunde. Aber die neuen Hubble-Beobachtungen zeigen erstmalig eine jahreszeitliche Veränderung.
Mithilfe des Weltraumteleskops machte das Team aus Wisconsin drei Beobachtungsreihen von dem Gasriesen. In den Jahren 1996, 1998 und 2002 wurde jeweils eine volle Umdrehung von Neptun aufgezeichnet. Die entdeckte Helligkeitszunahme der Wolkenbänder deckt sich auch mit Aufnahmen von G.W. Lookwood, der dieses Phänomen bereits seit 1980 beobachtete.
„In den Aufnahmen von 2002 ist Neptun sehr viel heller als er es 1996 und 1998 war“, sagt Sromovsky, „und er ist sehr viel heller im nahen Infrarot-Bereich.“

Ähnlich wie die Erde könnte Neptun vier Jahreszeiten haben: „Jede Hemisphäre könnte einen warmen Sommer haben und einen kalten Winter, mit Frühling und Herbst als Übergang, die spezifische dynamische Besonderheiten haben könnten – oder auch nicht“, erklärt der Wissenschaftler.

Anders als bei der Erde dauern die Neptun-Jahreszeiten aber Jahrzehnte und nicht nur Monate. Eine einzelne Jahreszeit auf dem Planeten, der insgesamt 165 Erdjahre für eine Umdrehung um die Sonne benötigt, könnte mehr als 40 Jahre dauern. Wenn das, was die Wissenschaftler beobachtet haben, tatsächlich ein Jahreszeitenwechsel ist, dürfte der Planet für weitere 20 Jahre seine Helligkeitszunahme fortsetzen.
Wie die Erde dreht sich Neptun um eine Achse, die in Richtung der Sonne geneigt ist. Die Neigung der Erdachse um 23,5° ist der Auslöser für den Jahrezeiten-Wechsel auf unserem Planeten. Während der Rotation um die Sonne innerhalb eines Jahres ändert sich die Jahrezeit aufgrund der Neigung der Einfallswinkel der Sonnenstrahlung auf die Erde.

Ganz ähnlich dürfte dies auf Neptun passieren: Der Gasriese ist um 29° gegen seine Rotationsachse geneigt und die nördliche und südliche Hemisphäre ändern ihre Positionen gegenüber der Sonne.

Was nach Sromovsky so bemerkenswert an dieser Entdeckung ist, ist dass Neptun Anzeichen von Jahrezeiten offenbart, obwohl die Sonne von dem Planeten aus gesehen 900 mal leuchtschwacher ist als von der Erde aus. Der sehr geringe Betrag der eintreffenden Sonnenenergie ist der Auslöser der Jahreszeit.

„Wenn die Sonne Wärmeenergie abgibt, löst dies eine Reaktion aus. Wir würden dann auch Hitze in der Atmsphäre erwarten, die Ereignisse wie Kondensation und vergrößerte Wolkenbildung zur Folge hat“, bemerkt Sromovsky.

„Es sieht dort so aus“, sagt der Astronom, „dass bereits ein belangloser Energiebetrag ausreicht, um die Maschine in Neptuns Atmosphäre auszulösen. Es muss eine gut geschmierte Maschine sein, die viel Wetter aus wenig Energie erzeugen kann.“

Verwandte Artikel:

• Neptun
• Rubrik: Hubble Teleskop

Verwandte Webseiten:

• HubbleSite-Pressemitteilung (englisch)

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Ein Beitrag von Michael Stein, bearbeitet von Star-Light. Quelle: NASA.

Wohl kaum einer der Wissenschaftler, Ingenieure und Techniker, die am 20. August 1977 die mächtige Titan III E/Centaur mit Voyager 2 an Bord in den nächtlichen Himmel über Florida steigen sahen, hätte angenommen, dass noch 25 Jahre später die beiden im Abstand von gut zwei Wochen gestarteten Raumsonden Kontakt zur Erde haben würden: Unmittelbares Ziel ihrer Reise waren damals nur die beiden größten Planeten unseres Sonnensystems, Jupiter und Saturn, die nach vier Jahren Reisezeit erreicht werden sollten.

Dieses Ziel erreichten die beiden identischen Sonden dann auch ohne Schwierigkeiten und bescherten den Wissenschaftlern eine ungeheure Fülle an neuen Aufnahmen, wissenschaftlichen Messdaten und Erkenntnissen. Die aktiven Vulkane auf dem Jupitermond Io, Wellen und speichenförmige Strukturen in den Saturnringen, die dichte Atmosphäre des Saturnmondes Titan, eine Vielzahl neu entdeckter Monde: Alles Entdeckungen, die mit Hilfe der beiden Voyager-Sonden gemacht worden sind.

Doch die Reise sollte noch weiter gehen. Nur alle 176 Jahre kommt es zu einer Planetenkonstellation wie in den Jahren 1977 bis 1979, die es einer in dieser Zeit gestarteten Raumsonde erlaubt, durch geschickte Ausnutzung der planetaren Gravitationskräfte neben Jupiter und Saturn auch noch Uranus und Neptun anzufliegen, so der seit 1972 am Voyager-Projekt beteiligte Wissenschaftler Dr. Edward Stone. Nun also flog Voyager 2 weiter zu Uranus und Neptun. Beide bis dahin noch nie und seitdem nie wieder von einem Raumfahrzeug angesteuert. Auch dort wieder gleichermaßen wissenschaftlich faszinierende, als auch für das Auge einfach nur wunderschöne Aufnahmen der beiden großen Gasplaneten. Und natürlich auch wieder ein Füllhorn neuer Erkenntnisse und Entdeckungen: Die höchsten bisher gemessenen Windgeschwindigkeiten unseres Sonnensystems in der Neptun Atmosphäre, der puzzleartig aus neuen und alten Oberflächenstrukturen zusammengesetzte Uranusmond Miranda, aktive Geysire auf dem Neptunmond Triton, die Ringe um Uranus und Neptun und wieder neu entdeckte Monde.

Die am 5. September 1977 gestartete Raumsonde Voyager 1 ist mittlerweile das am weitesten von der Erde entfernte von Menschenhand geschaffene Objekt. Seit dem Vorbeiflug am Saturn im November 1980 fliegt das Raumfahrzeug in nördlicher Richtung (relativ zur Ekliptik) auf die äußerste Grenze unseres Sonnensystems – die so genannte Heliopause – zu, wo der Sonnenwind und der interstellare Teilchenstrom in einer Schockzone aufeinander treffen. Zurzeit ist Voyager 1 85 Astronomische Einheiten (AE = durchschnittliche Entfernung Erde-Sonne [rund 149,6 Mio. km]) von der Sonne entfernt und nähert sich pro Jahr um rund 3,6 AE der Heliopause. Voyager 2 ist nach seinem Vorbeiflug an Neptun im August 1989 ebenfalls auf den Weg zur Heliopause und befindet sich rund 68 AE von der Sonne entfernt. Um diese gigantischen Entfernungen besser einschätzen zu können: Voyager 1 ist knapp 13 Milliarden Kilometer oder mehr als doppelt soweit wie Pluto von der Sonne entfernt, und die Funksignale von der Raumsonde benötigen trotz Lichtgeschwindigkeit eine Reisezeit von knapp 12 Stunden, bevor sie von den 70 m-Antennen des Deep Space Network registriert werden.

Doch nun haben die Wissenschaftler den beiden Reisenden ein neues Ziel gesteckt: Sie hoffen, dass zumindest eine der Voyager-Sonden funktionsfähig den interstellaren Raum erreichen wird, wohin der von unserer Sonne ausgehende Partikelstrom nicht mehr reicht. Erst dann, wenn die Heliopause passiert ist, werden die beiden Raumsonden registrieren können, wie die Bedingungen außerhalb unseres Sonnensystems sind, welche (interstellaren) Winde dort wehen; bis dahin bewegen sie sich im weitesten Sinne in der solaren Atmosphäre.

So ist jetzt, lange nach dem Erreichen aller primären Ziele der Voyager-Mission, noch ein Rennen gegen die Zeit entbrannt. Während Voyager 1 mit rund 1,6 Millionen Kilometer pro Tag auf die äußerste Grenze des Sonnensystems zu rast, nimmt die von dem nuklearen Miniaturkraftwerk des Raumfahrzeugs gelieferte elektrische Energie stetig ab. Die drei Generatoren an Bord der Raumsonde, mit denen die beim radioaktiven Zerfall von Plutonium entstehende Wärme in elektrische Energie umgewandelt wird, produzieren zurzeit noch gut 300 Watt, doch nach und nach werden einzelne Instrumente abgeschaltet werden müssen. Wann genau Voyager 1 die Heliopause erreichen wird ist ungewiss, da sich deren genaue Lage mit dem solaren Aktivitätsniveau verändert.

Bis 2020 wird noch genug Energie an Bord der beiden Raumfahrzeuge vorhanden sein, um wenigstens eines der wissenschaftlichen Instrumente aktivieren zu können, doch wenn bis dahin der interstellare Raum nicht erreicht ist, könnte es kritisch werden: Irgendwann nach diesem Datum wird der Tag kommen, an dem die elektrische Energie nicht mehr für den Betrieb auch nur eines Instruments an Bord der Voyager-Sonden ausreicht. Spätestens dann wird das interstellare Forschungsprogramm der vor 25 Jahren auf ihre Reise ohne Wiederkehr gestarteten Raumfahrzeuge beendet sein, und sie werden nur noch als Botschafter unseres Planeten unterwegs sein, eine vergoldete Platte mit Tondokumenten und Aufnahmen von der Erde mit sich tragend.

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