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

Bereits seit dem 1. Juli 2004 befindet sich die Raumsonde Cassini in einer Umlaufbahn um den Saturn – den zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems. Dank der 12 wissenschaftlichen Instrumente mit denen die Raumsonde ausgestattet ist hat sich das Wissen der Menschheit über den Saturn, dessen faszinierendes Ringsystem und seine 62 bisher bekannten Monde seitdem ungemein erweitert.

In den letzten Jahren durchgeführte Studien haben zum Beispiel zu dem Resultat geführt, dass auf dem 5.150 Kilometer durchmessenden Mond Titan, dem größten der Saturnmonde, ein regelrechter Flüssigkeitskreislauf stattfindet, welcher im Gegensatz zu dem vergleichbaren Kreislauf auf der Erde allerdings nicht auf Wasser basiert. Bei Oberflächentemperaturen von rund minus 180 Grad Celsius regnen Methan und Ethan aus der Titanatmosphäre ab, welche sich anschließend auf der Oberfläche in ausgedehnten Abflusssystemen sammeln, von wo aus diese flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen zu verschiedenen Seen transportiert werden.

Somit hat sich der Titan neben der Erde als der einzige bekannte Ort innerhalb unseres Sonnensystems herauskristallisiert, auf dem auch in der Gegenwart ein Flüssigkeitskreislauf stattfindet. Aus den daran beteiligten Kohlenwasserstoffen könnten sich unter bestimmten Bedingungen auch komplexere organische Verbindungen bilden, welche als die „Grundbausteine des Lebens“ angesehen werden. Unter den Exobiologen gilt der Titan daher als einer der derzeit aussichtsreichsten Kandidaten für den Nachweis von extraterrestrischen Lebensformen.

Die Raumsonde Cassini hat den Titan mittlerweile 106 mal im Rahmen von dichten Vorbeiflügen passiert und bei diesen Gelegenheiten mit verschiedenen Instrumenten eingehend untersucht hat. Dank der dabei gesammelten Daten sind den Planetenforschern derzeit etwa 400 Seen auf der Titanoberfläche bekannt. Ein größerer See, der Ontario Lacus, und mehrere kleinere Seen befinden sich in der Nähe des Südpols des Titan. Der Großteil dieser Seen konzentriert sich jedoch in den hohen nördlichen Breiten des Titan, wo sich eine regelrechte Seenlandschaft befindet.

Das Ligeia Mare
Bei einem dieser Seen handelt es sich um das Ligeia Mare, welches sich bei 79 Grad nördlicher Breite und 248 Grad westlicher Länge befindet. Mit einer Ausdehnung von etwa 420 x 350 Kilometern und einer rund 3.000 Kilometer langen Küstenlinie handelt es sich hierbei nach dem Kraken Mare um den zweitgrößten Methansee auf dem Titan. Erst kürzlich gaben die an der Cassini-Mission beteiligten Wissenschaftler bekannt, dass sie über dieser Region aus Methan bestehende Wolkenformationen beobachtet haben (Raumfahrer.net berichtete).

Das Ligeia Mare befindet sich bereits seit geraumer Zeit im Fokus der Wissenschaftler. Im Rahmen des Titan-Vorbeifluges „T-92“, welcher bereits am 10. Juli 2013 erfolgte, wurde zum Beispiel das RADAR-Instrument von Cassini genutzt, um diese Region im SAR-Modus abzutasten.

Der Titan ist von einer dichten, überwiegend aus Stickstoff bestehenden Atmosphäre umgeben, welche im Bereich des sichtbaren Lichts keinen direkten Blick auf dessen Oberfläche zulässt. Deshalb kommt dem Synthetic Aperture Radar (SAR) bei der Abbildung und Erkundung der Oberfläche dieses Mondes eine besondere Bedeutung zu.

Dieses Bildgebungsverfahren arbeitet durch das Sammeln der Echos von Radarimpulse, welche von dem Radarinstrument der Raumsonde zu der Oberfläche des Titan ausgestrahlt werden. Die Gesamtintensität des Echos ist abhängig von der Rauhigkeit, der Struktur und der Zusammensetzung der Oberfläche. Unter anderem können mit dem SAR-Verfahren dreidimensionale Geländeprofile erzeugt werden, welche über eine hohe Auflösung und Genauigkeit verfügen. Die dabei gewonnenen Abbildungsdaten sind zudem aufgrund ihrer Ähnlichkeit mit fotografischen Aufnahmen verhältnismäßig leicht zu interpretieren.

Die mit flüssigen Kohlenwasserstoffverbindungen gefüllten Seen des Titan verfügen über relativ glatte Oberflächen, welche die von der Raumsonde Cassini ausgesandten Radarstrahlen in einem nur geringen Umfang direkt zu dem Empfänger des Radarinstrumentes zurückstreuen. Aus diesem Grund erscheinen diese Seen auf den SAR-Aufnahmen als dunkle Regionen. Unebenere Oberflächenbereiche, welche die Radarsstrahlen mit deutlich mehr Energie zurückstreuen, erscheinen dagegen als mehr oder weniger helle Strukturen.

Eine ungewöhnliche Struktur
Auf den am 10. Juli 2013 gewonnenen Radarbildern entdeckten die Wissenschaftler eine ungewöhnliche ‚helle Struktur‘, welche sich über eine Fläche von etwa 75 Quadratkilometern erstreckte und die auf früheren, in den Jahren 2007 bis 2009 angefertigten Aufnahmen nicht zu erkennen war. Auch bei den folgenden Titan-Vorbeiflügen konnte diese Struktur weder auf weiteren, allerdings mit geringerer Auflösung angefertigten Radarbildern noch auf im infraroten Wellenlängenbereich angefertigten Aufnahmen erkannt werden. Dies führte zunächst zu der Annahme, dass man mehr oder weniger zufällig ein nur sehr kurzlebiges Phänomen beobachtet hatte.

Bei der Auswertung von Radaraufnahmen, welche am 21. August 2014 während des Titan-Vorbeifluges „T-104“ angefertigt wurden, entdeckten die Mitarbeiter des Radar-Teams diese Struktur jedoch erneut. Allerdings zeigte sich dabei auch, dass sich deren Form und Gestalt seit der letzten Beobachtung offensichtlich deutlich verändert hat. So verfügte die auffällige Region jetzt über eine mehr als doppelt so große Fläche von etwa 160 Quadratkilometern. Trotz dieser Veränderungen sind sich die beteiligten Wissenschaftler sicher, dass es sich bei der Struktur nicht um ein Bildartefakt oder einen Abbildungsfehler des Instrumentes handelt.

Was könnte die Ursache für das Auftreten dieser Struktur sein?
Der Frühlingsanfang auf der nördlichen Titanhemisphäre erfolgte bereits im August 2009, der Sommer wird im Jahr 2017 beginnen. Die Kohlenwasserstoffverbindungen, welche die auf der nördlichen Hemisphäre gelegenen Seen füllen, sollten laut den Berechnungen der Wissenschaftler durch den mit dem Jahreszeitenwechsel auf dem Titan einhergehenden minimalen Temperaturanstieg von wenigen Grad im Laufe der Zeit ‚verdunsten‘. Somit wäre eine Erklärung, dass die Radarbilder den Grund des langsam trocken fallenden Sees zeigen. Dies wird jedoch ausgeschlossen, da sich die Küstenlinie des Ligeia Mare auf den zu unterschiedlichen Zeitpunkten angefertigten Aufnahmen nahezu unverändert präsentiert.

Als wahrscheinlichere Ursachen gelten vielmehr ein durch Luftströmungen ausgelöster Wellengang auf der Oberfläche des Ligeia Mare, zu der Oberfläche des Sees aufsteigende Blasen oder auf beziehungsweise knapp unterhalb der Oberfläche treibende Eisschollen aus gefrorenen Kohlenwasserstoffverbindungen. Auch diese Phänomene könnten durch die jahreszeitlich bedingten Temperaturänderungen auf der Titanoberfläche hervorgerufen werden. Speziell die ‚Eisschollen-Theorie‘ als Erklärungsansatz würde sehr gut zu den Vorhersagen von Jonathan I. Lunine und Jason D. Hofgartner passen, welche sich bereits im Jahr 2013 mit dem Thema „Eisschollen auf den Titanseen“ beschäftigt haben.

„Die Wissenschaft liebt Mysterien und mit dieser rätselhaften Struktur haben wir ein faszinierendes Beispiel für die gerade auf dem Titan ablaufende Veränderungen vor uns“, so Stephen Wall vom Jet Propulsion Laboratory der NASA in Pasadena/Kalifornien, der stellvertretende Leiter des Cassini-Radarteams. „Wir hoffen, dass wir auch weiterhin in der Lage sein werden, die Veränderungen zu verfolgen und so herausfinden, was in diesem außerirdischen See vor sich geht.“

Die nächste Möglichkeit für eine eingehende Untersuchung des Titan bietet sich bereits am 24. Oktober 2014. An diesem Tag wird die Raumsonde Cassini den Titan um 04:41 MESZ im Rahmen eines gesteuerten Vorbeifluges erneut passieren und aus einer Überflughöhe von 1.013 Kilometern mit verschiedenen Instrumenten untersuchen.

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. Nach dem derzeitigen Planungsstand soll Cassini den Saturn und seine Monde noch bis zum Jahr 2017 erkunden und am 15. September 2017 aufgrund des dann nahezu komplett aufgebrauchten Treibstoffvorrates kontrolliert in der Atmosphäre des Ringplaneten zum Absturz gebracht werden.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Planet Saturn
• Saturnmond Titan
• Raumsonde CASSINI

Verwandte Internetseiten:

• Cassini-Huygens Sonderseite
• Cassini-Huygens Newsarchiv
• CICLOPS (engl.)

Der Beitrag Saturnmond Titan: Seltsame Struktur im Ligeia Mare erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Erstellt von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2014

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt).

Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um ein im sichtbaren und im infraroten Wellenlängenbereich arbeitendes abbildendes Spektrometer namens „Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer“ (kurz „VIRTIS“). Mittels der Messdaten des Instruments sollen Informationen über die Temperatur des Kometenkerns, über dessen chemische und mineralogische Zusammensetzung sowie über die Verteilung der dort befindlichen festen und gasförmigen Stoffe gewonnen werden.

Im Verlauf der letzten zwei Monate hat das VIRTIS-Instrument während der Annäherungsphase an den Kometen 67P aus Entfernungen von etwa 14.000 Kilometern bis hin zu weniger als 100 Kilometern zur Kometenoberfläche mehr als drei Millionen Spektren in einem Wellenlängenbereich zwischen 4,5 und 5,1 Mikrometer aufgenommen.

In diesem Zeitraum befand sich der Komet in Entfernungen von 3,6 bis hin zu 3,45 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“) zur Sonne. Eine AE – dieser in der Astronomie übliche Entfernungswert bezeichnet die mittlere Distanz zwischen der Erde und der Sonne – beträgt etwa 150 Millionen Kilometer. Durch die Auswertung dieser Daten ist es den beteiligten Wissenschaftlern möglich gewesen, erste Aussagen über die auf der Oberfläche von 67P herrschenden Temperaturen zu tätigen.

Temperaturdaten

Mitte Juli 2014 konnte das VIRTIS dabei aufgrund der noch großen Entfernung zu dem Kometen nur eine allgemeine Temperatur für die gesamte zum Zeitpunkt der jeweiligen Messungen sichtbaren Oberfläche ermitteln. Diese Durchschnittstemperatur lag damals bei einem Wert von 205 Kelvin (-68 Grad Celsius). Ab Anfang Juli war die Auflösung dann bereits so gut, dass die Temperaturen auch an einzelnen Bereichen der Oberfläche gemessen werden konnten. Nach dem 6. August 2014 – dem Tag der Ankunft der Raumsonde an dem Kometen – war VIRTIS dann in der Lage, die Temperatur auf der gesamten Kometenoberfläche regelmäßig zu ermitteln.

Die gemessenen Temperaturen bewegen sich in einem Bereich zwischen 180 Kelvin (-93 Grad Celsius) bis hin zu maximal 230 Kelvin (-43 Grad Celsius). Aus diesen Daten haben die beteiligten Wissenschaftler Temperaturkarten von der Oberfläche des Kometenkerns angefertigt, welche die an verschiedenen Punkten der Oberfläche zu verschiedenen Tageszeiten vorherrschenden Temperaturen wiedergeben. Diese Temperaturdaten haben einen entscheidenden Einfluss auf die Auswahl des zukünftigen Landeplatzes des Kometenlanders Philae, der am 11. November 2014 die Oberfläche von 67P an einem noch festzulegenden Ort erreichen soll. An diesem Ort, so die an der Mission beteiligten Ingenieure, darf es weder zu heiß noch zu kalt sein, da ansonsten die empfindliche Elektronik von Philae beschädigt werden könnte.

Thermische Spannungen

Mittlerweile können aufgrund der hohen Auflösung des VIRTIS auch Temperaturveränderungen registriert werden, welche auf die Rotation des Kometen und den dadurch bedingten Tag/Nacht-Zyklus zurückzuführen sind. Durch die rapide auftretenden Temperaturveränderungen, welche auf der Oberfläche durch einen Eintritt beziehungsweise Austritt aus dem Sonnenlicht hervorgerufen werden, können sich thermische Spannungen bilden. Diese Spannungen können zu Mikrorissen in der Oberfläche führen, welche sich eventuell zu größeren Rissen ausdehnen könnten. Und aus derartigen Rissen – so die Wissenschaftler – könnten dann eventuell weitere Gasjets austreten.

Die Zusammensetzung der Kometenoberfläche

Aus den Messdaten von VIRTIS lassen sich auch Informationen über die chemische Zusammensetzung und über physikalische Eigenschaften der Kometenoberfläche ableiten, welche anschließend mit verschiedenen theoretischen Modellen abgeglichen werden. Die bisherigen Analysen haben zu dem Schluss geführt, dass die Oberfläche des Kometen anscheinend zu einem großen Teil von einer zwar porösen, aber trotzdem thermisch gut isolierenden Schicht bedeckt ist, welche – wenn überhaupt – kaum Wassereis enthält.

Bisher konnten zum Beispiel keine direkt auf der Oberfläche befindlichen Ablagerungen von Wassereis entdeckt werden, welche über Durchmesser von mehr als 20 Metern verfügen. Dies ist ein Hinweis darauf, dass der Komet 67P zumindestens in den obersten Schichten seines Kern bereits stark ‚dehydriert‘ ist und dass das Wasser, welches er im Rahmen seiner kometaren Aktivität freigibt, aus tieferen Schichten stammt.

Dafür haben die Wissenschaftler jedoch zahlreiche Hinweise darauf gefunden, dass sich direkt auf der Oberfläche ein weites Spektrum an kohlenstoffhaltigen Verbindungen befindet. Bei einige dieser Verbindungen, so die vorläufige Auswertung der bisherigen Spektraldaten, könnte es sich um komplexe Moleküle handeln, welche von den Wissenschaftlern bisher speziell mit einer bestimmten Klasse von Meteoriten – den so genannten kohligen Chondriten – in Verbindung gebracht wurden.

Der Komet 67P, so die Zusammenfassung der Mitarbeiter des VIRTIS-Experiments, präsentiert sich als eine sehr dunkle, staubige und trockene Welt, welche auf ihrer Oberfläche allerdings über eine komplexe und äußerst interessante chemische Zusammensetzung verfügt.

Die hier nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden bereits am vergangenen Montag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Mission Rosetta
• Kometen

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Rosetta-Sonderseite
• Rosetta-Newsarchiv
• Kometen-Newsarchiv

EPSC 2014:

• Rosetta Special Session (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Oral Program) (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Rosettas Komet: Eine erste Temperaturkarte erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Kometen sind Überreste aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems, welche sich auf teilweise stark elliptischen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. Den Großteil ihrer Existenz fristen diese auch als ’schmutzige Schneebälle‘ bezeichneten Objekte fernab der Sonne als kalte, nahezu unveränderliche Brocken, die aus einer Mischung aus Eis, Staub, Gesteinen und gefrorenen Gasen bestehen. Erst wenn sich ein Komet auf seiner langgezogenen Umlaufbahn der Sonne bis auf eine Entfernung von etwa fünf Astronomischen Einheiten – dies entspricht in etwa 750 Millionen Kilometern – nähert, setzt allmählich eine Verwandlung ein.

Aufgrund der durch die stetig sinkenden Entfernung zur Sonne immer weiter steigenden Temperaturen auf dessen Oberfläche sublimieren die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns – in erster Linie handelt es sich dabei um gefrorenes Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak – und entweichen mit Geschwindigkeiten von bis zu mehreren hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staubpartikeln mit sich. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch ein „Schweif“, welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Allerdings sind die dabei ablaufenden Prozesse längst noch nicht bis ins letzte Detail verstanden. Welche Faktoren setzen diesen Ausstoß von Gas und Staub in Gang? Wie entwickelt sich die Aktivität? Und welche Prozesse auf der Oberfläche und im Inneren des Kometenkerns spielen dabei welche Rolle?

Rosetta – Ein Platz in der ersten Reihe
Antworten auf diese und weitere Fragen erhoffen sich die Planetenforscher durch die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta, welche am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt) erreichte. Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bereits im April 2014 entdeckte die OSIRIS-Kamera – die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera an Bord von Rosetta – die Anzeichen für eine den Kern des Kometen umgebende schwache Staubkoma. Spätere Analysen der Form und Ausdehnung dieser Koma führten zu dem Schluss, dass der dafür verantwortliche Staub vornehmlich aus einer Region von der Kometenoberfläche stammt, welche sich in Bezug auf die Rotationsachse des Kometen in der Nähe des ‚Nordpols‘ von 67P befindet.

Ende April konnte die Kamera zudem einen ‚Outburst‘ – einen plötzlich erfolgenden Anstieg in der Staubfreisetzungsrate – registrieren. Bei der Untersuchung dieses Ausbruchs kamen die beteiligten Wissenschaftler zu dem Ergebnis, dass die plötzlich zusätzlich freigesetzten Staubpartikel von einer zweiten Region ausgehen, welche nicht mit dem primären Ursprungsgebiet der freigesetzten Staubpartikel in Verbindung steht. In den folgenden Wochen verhielt sich 67P zunächst wieder ruhig.

In Juni 2014 konnte ein weiteres Instrument, das Mikrowellenradiometer MIRO, die Freisetzung von Wasserdampf beobachten und die damit verbundene Freisetzungsrate ermitteln. Nachfolgende Messungen ergaben, dass diese Freisetzungsrate bis Anfang Juli auf einen Wert von 500 Gramm Wasser pro Sekunde angestiegen ist.

Auch in den folgenden Monaten konnte mit den Instrumenten der Raumsonde eine leicht ansteigende Aktivität des Kometen registriert werden. Diese Aktivität fällt bisher allerdings eher gering aus und bewegt sich nur knapp oberhalb der ‚Minimalvorhersage‘ für die zuvor in verschiedenen Computermodellen berechnete zu erwartende Entwicklung.

Aktivitätszonen
Trotzdem gelang es den an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftlern mittlerweile auch einige der gegenwärtigen ‚Aktivitätszonen‘ ausfindig zu machen und diese näher zu untersuchen. Der Komet 67P setzt sich aus einem kleineren ‚Kopf‘, einem größeren ‚Körper‘ und einem schmalen ‚Hals‘ zusammen, welcher diese beiden Regionen verbindet. Anscheinend, so die bisherige Auswertung der Daten der OSIRIS-Kamera, geht die größte Aktivität gegenwärtig von genau diesem ‚Halsbereich‘ aus. Auf den OSIRIS-Aufnahmen sind dabei teilweise sogar einzelne von der dortigen Oberfläche ausgehende Jets aus Staubpartikeln deutlich zu erkennen.
Allerdings ist nicht der gesamte Hals ‚aktiv‘ und auch die aktiven Regionen setzen während eines kompletten ‚Kometentages‘ den Staub nicht in einem konstanten Maß frei. Vielmehr gehen die Jets von den Bereichen des Halses aus, wo die Oberfläche zugleich am hellsten erscheint. Dunklere Halsbereiche sind dagegen – zumindestens bisher – inaktiv. Zudem scheint die ‚Aktivität‘ in diesen hellen Regionen davon abzuhängen, wie diese Gebiete während der etwa 12,4 Stunden dauernden Rotationsperiode des Kometen auf die Sonne ausgerichtet sind. Messungen des aus zwei Massespektrometern bestehenden Instrumentenkomplexes ROSINA – dieses Instrument konnte mittlerweile übrigens ebenfalls freigesetzten Wasserdampf nachweisen – haben bestätigt, dass der Umfang der Aktivitäten in diesem Bereich des Kometen tatsächlich mit der dortigen ‚Tageszeit‘ in Verbindung steht.

Die Ausgangspunkte von einigen Jets können mittlerweile sogar bereits einzelnen Oberflächenformationen zugeordnet werden. Neben verschiedenen Gräben und Rissen fallen hier besonders mehrere kraterähnliche Gruben im Bereich des Halses auf. Nach einer entsprechende Bildbearbeitung ist auf einigen der hochaufgelösten OSIRIS-Aufnahmen zum Beispiel deutlich erkennbar, wie aus einem dieser fast kreisrunden ‚Löcher‘ gleich mehrere Jets austreten und sich dabei in leicht voneinander abweichende Richtungen orientieren. Quellen für weitere Jets müssen dagegen erst noch ermittelt werden.

Anfang September 2014 war dann schließlich sogar die Navigationskamera der Raumsonde in der Lage, einige der aus Gas und Staubpartikeln bestehenden ‚Jets‘ direkt nachzuweisen. Zum Zeitpunkt der Anfertigung der entsprechenden Aufnahmen, welche Sie in dem nebenstehenden Bild in Form einer Mosaikaufnahme sehen können, befand sich Rosetta in einer Entfernung von etwa 56 Kilometern zu dem Kometen.

Gegenwärtig weist 67P immer noch eine eher geringe Aktivität auf. Mit zunehmender Annäherung an die Sonne wird sich die Temperatur des Kometen jedoch noch weiter erhöhen, was dann auch eine noch weiter gesteigerte Freisetzungsrate von Gas und feinen Staubpartikeln zur Folge haben wird. Die weitere Untersuchung dieser langsam ansteigenden Aktivität ist eines der erklärten Ziele der Rosetta-Mission. Die Auswertung der dabei zu gewinnenden Daten wird das Wissen der Menschheit über die Natur der Kometen und damit auch über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte der Menschheit ungemein erweitern.
Öffentlichkeitsarbeit…
Die hier leider lediglich nur kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am gestrigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Einige der im Rahmen der damit verbundenen Präsentationen gezeigten Aufnahmen der OSIRIS-Kamera haben selbst bei ‚gestandene Wissenschaftlern‘, die nicht in die Rosetta-Mission involviert sind und somit keinen Zugriff auf diese Bilder haben, für Aufsehen gesorgt und ein Raunen hervorgerufen.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Mission Rosetta
• Kometen

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Rosetta-Sonderseite
• Rosetta-Newsarchiv
• Kometen-Newsarchiv

EPSC 2014:

• Rosetta Special Session (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Oral Program) (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Rosettas Komet: Aktivität nimmt langsam zu erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt). Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um das abbildende UV-Spektrometer ALICE, dessen Aufgabe darin besteht, die Zusammensetzung des Kerns und der Koma von 67P sowie den wissenschaftlichen Zusammenhang zwischen diesen beiden Bestandteilen eines Kometen zu ermitteln. Hierzu führt das Instrument Messungen im Bereich des fernen und des extremen ultravioletten Strahlungsbereiches bei 205 beziehungsweise bei 70 nm durch.

Dabei soll ALICE sowohl in der Koma als auch im Schweif von 67P gezielt nach den Edelgasen Helium, Neon, Argon, Krypton und Xenon suchen. Die Bestimmung der relativen Häufigkeiten dieser Gase ermöglichen den Wissenschaftlern Rückschlüsse auf die Umgebungstemperatur, welche zum Zeitpunkt der Entstehung des Kometen vor etwa 4,6 Milliarden Jahren geherrscht hat. Gleichzeitig ist es auf diese Weise möglich, mehr über die weitere thermische Entwicklung des Kometen in Erfahrung zu bringen.

Das Instrument soll im Rahmen seiner Messungen zudem die – zeitlich und räumlich variierenden – Freisetzungsraten von Wasser, Kohlenstoffmonoxid und Kohlenstoffdioxid ermitteln und die Verteilung von Gas- und Staubpartikeln in der Koma und im Schweif bestimmen. Außerdem sucht das Instrument gezielt nach atomaren oder ionisierten Wasserstoff, Kohlenstoff, Stickstoff, Schwefel und Sauerstoff. Aus diesen Daten können Informationen über die chemische und mineralogische Zusammensetzung des Kometenkerns abgeleitet werden. Des weiteren kann ALICE genutzt werden, um die Oberfläche des Kometen im ultravioletten Spektralbereich abzubilden.

Die Oberfläche des Kometen: Schwärzer als Holzkohle…
ALICE nahm nach dem Abschluss einer ausführlichen Kalibrierungsphase den wissenschaftlichen Betrieb zeitgleich mit der Ankunft der Raumsonde Rosetta bei ihrem Zielkometen auf. Im fernen UV-Bereich – so das Ergebnis der ersten Messungen – erscheint die Oberfläche von 67P ungewöhnlich dunkel und ist „schwärzer als Holzkohle“.

…und frei von Eis
Ebenfalls auffallend an der Kometenoberfläche ist, dass dort bisher – entgegen den eigentlichen Erwartungen der Kometenforscher – keine größeren zusammenhängenden Ablagerungen von Wassereis mit Durchmesser von mehr als 20 Metern entdeckt werden konnten. Eigentlich, so die Wissenschaftler, befindet sich 67P gegenwärtig noch zu weit von der Sonne entfernt, als dass das einfallende Sonnenlicht genügend Energie freisetzen kann, um auf der Oberfläche abgelagertes Eis komplett zu verdunsten.

Der durch diese dunklen Ablagerungen bedingte geringe Albedo-Wert von 67P, so eine mögliche Erklärung für das Fehlen von Oberflächeneis, führt dazu, dass ein Großteil der von der Sonne empfangenen Wärmestrahlung gespeichert wird, was wiederum zu einer relativ hohen Oberflächentemperatur führt. Die ALICE-Abbildungen der Kometenoberfläche bestätigen somit das Resultat einer ersten Temperaturmessung, welche bereits im Juli 2014 erfolgten (Raumfahrer.net berichtete).

Zudem konnte das ALICE in der sich mittlerweile gebildeten Koma des Kometen bereits eindeutige Signaturen von Wasserstoff und Sauerstoff nachweisen. Hierbei, so die Wissenschaftler, handelt es sich um die ‚Zerfallsprodukte‘ des Wasserdampfes, welcher in zunehmenden Umfang von der Kometenoberfläche ausgast und anschließend von der Ultraviolettstrahlung der Sonne in seine einzelnen atomaren Bestandteile aufgespalten wird.

Die an der Rosetta-Mission beteiligten Wissenschaftler wollen mit ALICE auch weiterhin nach Anzeichen für Wassereis und anderen flüchtigen Substanzen auf der Oberfläche des Kometen Ausschau halten und dort nach farblichen, chemischen und mineralogischen Variationen suchen, während sich die Raumsonde dem Kern von 67P noch weiter annähert und diesen dabei mit den abbildenden Instrumenten kartiert.
Die hier kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Mission Rosetta
• Kometen

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Rosetta-Sonderseite
• Rosetta-Newsarchiv
• Kometen-Newsarchiv

EPSC 2014:

• Rosetta Special Session (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Oral Program) (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Rosettas Komet: Schwärzer als Holzkohle erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: DLR, ESA.

Nur noch wenige Tage, dann wird die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta nach einem mehr als zehnjährigen Flug durch unser Sonnensystem am 6. August 2014 in einen Orbit um den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko eintreten und diesen anschließend bis voraussichtlich zum Ende des Jahres 2015 auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem ‚begleiten‘ und dabei mit einer Vielzahl von Instrumenten untersuchen.

Im Rahmen ihrer Annäherung an 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt) soll Rosetta am morgigen Sonntag ein weiteres Kurskorrekturmanöver (engl. „Orbit Correction Manoeuvre“, kurz „OCM“) absolvieren, in dessen Rahmen die Annäherungsgeschwindigkeit an den Kometen auf einen Wert von dann nur noch etwa einen Meter pro Sekunde reduziert werden soll.

Allerdings beginnt die Raumsonde Rosetta nicht erst nach dem Erreichen des Orbits um 67P mit der Untersuchung ihres Ziels. Bereits Anfang Juni 2014 konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler mit dem MIRO-Experiment – einem der elf Instrumente an Bord der Kometensonde – nachweisen, dass 67P Wasserdampf freisetzt.

Jetzt konnte mit einem weiteren Instrument, dem im visuell-infraroten Wellenlängenbereich arbeitenden Spektrometer VIRTIS, auch erstmals die Temperatur auf der Kometenoberfläche ermittelt werden. Die durchschnittliche Oberflächentemperatur auf 67P erreicht demzufolge einen Wert von minus 70 Grad Celsius.

Minus 70 Grad Celsius
„Bei dieser Temperatur ist die Oberfläche des Kometen nicht vollständig mit einer Eisschicht bedeckt, sondern mit einem dunklen, staubigen Material“, so Dr. Gabriele Arnold vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. Mit dem ermittelten Wert, so die Begründung, liegt die Temperatur um 20 bis 30 Grad über dem Wert, bei dem die Oberfläche eines Kometen komplett mit Eis bedeckt wäre. Die Wissenschaftler des VIRTIS-Teams gehen deshalb davon aus, dass die Oberfläche von 67P zu einem großen Teil mit einer Kruste aus verhältnismäßig dunklem Staub überzogen ist, welche von dem Sonnenlicht erwärmt wird. Diese Wärmeenergie wird anschließend wieder im infraroten Wellenlängenbereich ins Weltall abstrahlt.

Die entsprechenden Messungen von VIRTIS erfolgten zwischen dem 13. und dem 21. Juli 2014. In diesem Zeitraum verringerte sich der Abstand zwischen Rosetta und dem Zielkometen von anfangs 14.000 Kilometern auf eine Distanz von schließlich nur noch etwas mehr als 5.000 Kilometern. Trotzdem bedeckte der Komet auch zum Ende der Messkampagne in den Aufnahmen von VIRTIS nur eine Fläche von lediglich wenigen Pixeln. Aus diesem Grund konnten bei diesen Messungen auch keine räumlich eng begrenzten Oberflächenregionen erfasst werden, weshalb die gemessene Temperatur lediglich einen Mittelwert für die gesamte Kometenoberfläche repräsentiert. Vereinzelte Gebiete könnten laut der Meinung der Wissenschaftler durchaus noch tiefere Temperaturen aufweisen und dabei auch weiträumiger mit Eis bedeckt sein.

Geringere Entfernung bedeutet bessere Daten
„Mit der weiteren Annäherung der Rosetta-Sonde an den Kometen werden von nun an kontinuierlich räumlich immer höher aufgelöste Bilder und die entsprechenden Spektren aufgezeichnet“, so Dr. Gabriele Arnold weiter. Diese Daten werden es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern ermöglichen, die Feinstruktur der Oberfläche des Kometenkerns, dessen chemische und mineralogische Zusammensetzung sowie verschiedene physikalische Parameter wie Temperatur und thermische Trägheit des Oberflächenmaterials zu untersuchen.
Derzeit befindet sich 67P noch in einer Entfernung von rund 543 Millionen Kilometer zu der Sonne und ist dementsprechend noch relativ ‚inaktiv‘. Rosetta wird den Kometen jedoch in den nächsten Monaten auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem begleiten. Aufgrund der somit kontinuierlich steigenden Temperaturen werden dabei auch in einem zunehmenden Umfang die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns sublimieren und mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall entweichen. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staub mit sich. Diese Teilchen formen zunächst eine Koma, welche den Kometenkern vollständig einhüllt. Aus dieser Kometenkoma entwickelt sich aufgrund des von der Sonne ausgehenden Strahlungsdrucks anschließend auch der „Schweif“, welcher den Kometen ihr charakteristisches Aussehen verleiht.

Dieser Prozess soll unter anderem mit dem VIRTIS-Instrument verfolgt und untersucht werden. Zu diesem Zweck wird das Instrument die Zusammensetzung des Kerns und die täglichen Veränderungen der Oberflächentemperatur in ausgewählten Regionen messen. Die dabei gewonnenen Daten werden es den Kometenforschern ermöglichen, den Aufbau von 67P und die dabei ablaufenden Prozesse besser zu verstehen. VIRTIS wird dabei auch detaillierte Informationen über die thermalen Bedingungen und die Struktur von potentiellen Landeplätzen für den Kometenlander Philae liefern und in Zusammenarbeit mit den anderen Instrumenten der Raumsonde dabei helfen, den optimalsten Landeplatz auszuwählen.

Der von Rosetta mitgeführten Kometenlander Philae soll nach dem derzeitigen Planungsstand im November 2014 die Oberfläche von 67P erreichen und diese anschließend mit weiteren zehn Instrumenten untersuchen.

Aktuelle Aufnahmen
Während der letzten Tag hat die ESA in täglichen Abständen Aufnahmen der Navigationskamera von Rosetta, veröffentlicht, welche dabei aufgrund der sich stetig verkürzenden Distanz zu dem Ziel eine immer höhere Auflösung erreichten. Allerdings wurde von der Navigationskamera bis zum letzten Donnerstag pro Tag lediglich eine Aufnahme angefertigt – und diese in Abständen von typischerweise jeweils 24 Stunden. Da 67P für eine vollständige Rotation 12,4 Stunden benötigt, wurde dabei gezwungenermaßen mehr oder weniger immer die gleiche Region der Kometenfläche abgebildet.
In den kommenden Wochen wird diese – wie der Name bereits verrät – ausschließlich für die Navigation von Rosetta gedachte Kamera den Kometen allerdings auch in kürzeren Abständen abbilden. Dadurch werden sich dann auch Ansichten ergeben, welche unterschiedliche Bereiche der Oberfläche zeigen. Eine solche ‚veränderte Sicht‘ sehen Sie in dem Foto am Anfang diese Berichtes, welches am 1. August aus einer Entfernung von 1.026 Kilometern zu dem Kometen angefertigt wurde.

Aus den bisher von der ESA veröffentlichten Aufnahmen der Navigationskamera, welche den Anflug auf 67P dokumentieren, hat Stefan Gotthold eine Animation erstellt. Diese finden Sie auf dieser Internetseite.

In etwa aus der gleichen Distanz fertigte die Telekamera des OSIRIS-Instruments – bei der OSIRIS-Kamera handelt es sich um die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera an Bord von Rosetta – ebenfalls ein Foto von 67P an, welches dabei deutlich mehr Details enthüllt als die vergleichbare Aufnahme der Navigationskamera.

Weitere Aufnahmen der Kameras von Rosetta können Sie in der Rosetta-Bildgalerie sowie im Rosetta-Blog der ESA einsehen und auf Ihren Computer herunterladen. Und vielleicht möchten Sie sich auch selbst an einer Nachbearbeitung dieser Aufnahmen versuchen?

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Mission Rosetta
• Kometen

Verwandte Seiten bei Raumfahrer.net:

• Rosetta-Sonderseite
• Rosetta-Newsarchiv
• Kometen-Newsarchiv

Der Beitrag Rosettas Komet: Zu warm für Eis! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Die erste vorgelegte Arbeit stammt von Jason Steffen vom Zentrum für Teilchenastrophysik (Fermilab) in Batavia (USA) sowie Wissenschaftlern verschiedener Observatorien und astrophysikalischer Einrichtungen in den USA und listet 27 Exoplaneten in 13 Systemen auf. Die zweite Veröffentlichung entstand unter Leitung von Ji-Wei Xie, der gleichermaßen an der Nanjing-Universität in China und der Universität Toronto (Kanada) tätig ist und enthält 24 Transitplaneten in 12 Systemen. Einige Planeten kommen in beiden Studien vor.

Beide Studien werden noch geprüft. Danach würde die Zahl der auf der Grundlage von Daten, die mit dem NASA-Weltraumteleskop Kepler gewonnen wurden, entdeckten Exoplaneten auf 116 in 67 verschiedenen Planetensystemen anwachsen.

Die Volumina der neu entdeckten Planeten reichen von etwa Erdgröße bis zu Körpern mit dem etwa siebenfachen Radius unseres Heimatplaneten. Allerdings liegen ihre Bahnen sehr nah an ihrem jeweiligen Stern, so dass die Temperaturen auf ihren Oberflächen sehr hoch sein müssen.

Zum Nachweis der Planeten bzw. der Tatsache, dass sich mehrere Planeten im selben System befinden, wurde eine Methode verwendet, welche Variationen in den einzelnen Transits berücksichtigt (Transit Timing Variations). Diese Methode lässt sich vor allem dann gut anwenden, wenn Stern und Planeten ein vergleichsweise dicht gepacktes System bilden. Dann nämlich beeinflussen sich auch die Planeten untereinander messbar. Einmal wird ein gerade von uns aus gesehen vor seinem Stern vorbeiziehender Planet durch einen „hinter“ ihm laufenden etwas gebremst, so dass der Transit etwas später beginnt. Ein anderes Mal, läuft der Planet voraus und sorgt mit seiner Gravitation für einen zeitigeren Beginn des nächsten Transits.

Mit dieser mathematischen Modellierung haben beide Teams sogar Vermutungen angestellt, welche Planeten es noch in den betrachteten Systemen geben müsste, um weitere Verzögerungs- und Beschleunigungsphasen erklären zu können. Daraus würden sich 21 weitere Planeten ergeben, die in einem ähnlichen Größenbereich wie die jetzt entdeckten lägen.

Um eine derartige Auswertungsmethode verwenden zu können, müssen vergleichsweise viele Orbits eines Exoplaneten abgewartet werden, damit man ausreichend Transitzeiten zur Verfügung hat. Deshalb gehören die vorgelegten Daten ausschließlich zu Planeten mit geringem Abstand zu ihrem Stern. Weitere Daten könnten hier noch für manche Überraschung sorgen.

Diskutieren Sie mit:

• Exoplaneten-Thema ab 25.08.2012

Originalveröffentlichungen:

• Transit Timing Observations from Kepler: VII. Con rmation of 27 planets in 13 multiplanet systems via Transit Timing Variations and orbital stability
• Transit Timing Variation of near-resonant KOI Pairs: Confirmation of 12 Multiple Planet Systems

Der Beitrag 41 neue Kepler-Exoplaneten bestätigt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel und Gertrud Felber. Quelle: NASA, Wikipedia.

„Es handelt sich um die bisher umfassendste Studie thermischer Emissionen der Vulkane auf Io“, sagte Glenn Veeder vom Bear Fight Institute in Winthrop (USA), Leiter des Forscherteams, dem auch Ashley Davies, Torrence Johnson und Dennis Matson vom Jet Propulsion Laboratory der NASA in Pasadena, Jani Radebaugh von der Brigham Young University in Provo und David Williams von der Arizona State University in Tempe angehören. Das Team wertete Daten aus, die in den vergangenen knapp 35 Jahren von den Raumsonden Voyager 1 und 2, Galileo sowie bodengestützten Teleskopen gesammelt wurden.

Davies: „Das faszinierende an der Verteilung des Wärmeflusses ist, dass diese sich nicht durch die Wirkung von Gezeitenkräften in geringer Tiefe erklären lässt, die auf Io zu vergleichsweise geringem Tidenhub führt. Die Hauptemission von Wärme erfolgt 40 Grad östlicher als erwartet“, so Davies. „Das auftretende Muster verweist auf einen komplexen Aufheizungsprozess“, ergänzte Dennis Matson.

Die Ergebnisse der Daten hunderter aktiver Vulkane deutet auf mehrschichtige Quellen hin, die sowohl in größeren Tiefen als auch oberflächennah zu finden sind. Die nun veröffentlichte Karte mit den „Hotspots“ zeigt die globale Verteilung vulkanischer Hitzequellen und klassifiziert diese. Ein Großteil der Vulkane auf Io stellt ihre „Altersgenossen“ auf der Erde hinsichtlich Aktivität und abgestrahlter Energie in den Schatten.

Die Wissenschaftler fanden heraus, dass die bisher bekannten und kartografierten aktiven Vulkane nur für etwa 60 Prozent der von Io abgestrahlten Wärme verantwortlich sind. Typischerweise sind dies Vulkane mit flachen Kratern, sogenannten Paterae. Rätselhaft ist noch die Herkunft der übrigen 40 Prozent.

„Wir untersuchen die Möglichkeit, dass es viele kleinere Vulkane geben könnte, die für uns schwer zu finden sind“, sagte Veeder dazu. Allerdings herrscht noch etwas Verwirrung über das beobachtete Wärmeflussmuster. Es bleibt damit also Raum für weitere Untersuchungen.

Io, der mit 3.643 km Durchmesser viertgrößte Mond unseres Sonnensystems, wurde wahrscheinlich 1610 von Galileo Galilei entdeckt. Er umläuft den Gasplaneten Jupiter in reichlich 430.000 km Entfernung auf kreisähnlicher Bahn in gebundener Rotation. Das bedeutet, dass er wie der Edmond seinem Planeten immer dieselbe Seite zuwendet. Eine Rotation um seine Achse dauert genauso lange wie ein Umlauf um den Planeten, bei Io reichlich 1,7 Erdentage. Dabei bildet sich durch die gewaltige Gravitation des größten Planeten unseres Sonnensystems ein Flutberg auf der dem Jupiter zugewandten Seite und durch Fliehkräfte auch auf der entgegengesetzten. Die dadurch verursachten Reibungskräfte, Io wird ja ständig verformt, regelrecht durchgeknetet, sorgen für eine deutliche Erwärmung des gesamten Mondes. Deshalb ist das Innere des Trabanten noch immer flüssig und der Vulkanismus derart ausgeprägt.

Auch andere Monde im Sonnensystem erhalten durch diesen Effekt von ihren Planeten eine größere Energiemenge. Auf dem Saturnbmond Enceladus werden dadurch beispielsweise Eisgeysire gespeist.

Meldungen und Artikel zum Thema Jupiter bei Raumfahrer.net der vergangenen 10 Jahre:

• Galileo – back to the roots (Karl Urban, 2002)
• Die Jupitermonde (Michael Stein, 2003)
• Achtung, Io. Staub! (Martin Ollrom, 2004)
• Jupiter reflektiert Rückseite der Sonne (Ingo Froeschmann, 2005)
• Zwei Stürme begegnen sich auf Jupiter (Eric Honstrass, 2006)
• New Horizons erreicht Jupiter (Maria Steinrück, 2007)
• Wie alt ist der Jupiter? (Lars-Christian Depka, 2009)
• Juno wird montiert (Günther Glatzel, 2010)
• Neue Erkenntnisse über Wasser auf Jupitermond Europa (Sascha Haupt, 2011)
• JUICE – Europas neue Mission zum Jupiter (Simon Plasger, 2012)

Am 31. Mai 2002 wurde die erste Raumfahrtmeldung des Projekts „The Raumfahrer.net“ veröffentlicht. Wir sind also seit 10 Jahren „auf Sendung“. Archiviert sind mittlerweile mehr als 5.000 Meldungen und Artikel.

Diskutieren Sie in unserem Forum mit:

• Thema Jupitermonde

Der Beitrag Vulkane auf Jupitermond Io neu kartiert erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Timo Lange. Quelle: ESO.

Seit der erste Exoplanet um einen anderen Stern vor rund 15 Jahren nachgewiesen wurde, dominierte die Entdeckung von einzelnen, ihren Stern eng umlaufenden Gasriesen die Exoplanetenforschung. Bis heute sind zwar einige Dutzend Planetensysteme mit mindestens zwei Exoplaneten bekannt. Unser Sonnensystem blieb mit seinen acht Planeten von Merkur bis Neptun allerdings das mit Abstand planetenreichste bekannte System. Obwohl klar ist, dass die bisher zur Verfügung stehenden Entdeckungsmethoden große, massereiche und eng umlaufende Gasplaneten favorisieren, ist es eine nach wie vor offene Frage, wie häufig Planetensysteme, die dem unseren ähnlich sind, in unserer Galaxie vorkommen.

Die Entdeckung des planetenreichen Systems um HD 10180 beantwortet diese Frage zwar nicht. Sie wirft aber ein Schlaglicht auf die Diversität planetarer Systeme im Universum und zeigt zugleich die technologische und methodische Weiterentwicklung der Exoplanetenforschung an. Außergewöhnlich ist HD 10180 nicht nur durch die Anzahl massearmer, neptunähnlicher Planeten in einem recht engen Bereich, der bei uns dem inneren Sonnensystem entsprechen würde – alle fünf bestätigten Planeten befinden sich in einem Abstand von 0,06 bis 1,4 AE (Astronomische Einheiten). Darüber hinaus fällt das System auch aufgrund der Abwesenheit großer Planeten der Jupiterklasse aus der Reihe. Zumindest bis zu einem mittleren Abstand von 10 AE konnte die Anwesenheit solcher Gasriesen ausgeschlossen werden. Einen besonderen Reiz erhält das System schließlich durch die mögliche, d. h. noch unbestätigte Existenz eines Planeten mit nur 1,4 Erdmassen. HD 10180 b wäre damit der masseärmste bekannte Planet außerhalb unseres Sonnensystems.

“Dieser bemerkenswerte Fund macht deutlich, dass wir inzwischen in einer neuen Ära der Exoplanetenforschung angekommen sind“, so Christophe Lovis vom Observatorium Genf. Es ginge nicht mehr nur darum, einzelne Planeten zu entdecken, sondern ganze Planetensysteme, deren Untersuchung viel komplizierter sei, merkt Lovis an. Lovis ist Teil des Teams aus Astronomen, die am 3,6-m-Teleskop der ESO auf La Silla in Chile den HARPS-Spektrographen betreiben. HARPS steht für High Accuracy Radial velocity Planetary Search und gehört zu den weltweit führenden Exoplanetenforschungsprojekten. Mit Hilfe des HARPS-Spektrographen können Änderungen in der Radialgeschwindigkeit eines Sterns sehr präzise vermessen werden. Zieht ein Planet während seines Umlaufs einen Stern in unsere Richtung oder von uns weg, ändert sich die Radialgeschwindigkeit. Aus der genauen Analyse dieser Variationen können Astronomen auf die Mindestmasse des Planeten und dessen Abstand vom Zentralstern schließen. Dies wird um so schwieriger, je komplexer das zu untersuchende System ist, da sich die vielen Radialgeschwindigkeitskurven überlagern und die Planeten sich zudem gegenseitig gravitativ beeinflussen, was bei der Berechnung des Systems berücksichtigt werden muss. Dies macht deutlich, dass der Nachweis dieses Multiplanetensystems auch in methodischer Hinsicht eine besondere Leistung darstellt.

Weitere Beobachtungen werden zeigen müssen, ob der erwähnte innerste Planet, HD 10180 b, mit seiner extrem kurzen Umlaufperiode von etwa 28 Stunden tatsächlich existiert. Bei einer Mindestmasse von nur 1,4 Erdmassen handelt es sich höchstwahrscheinlich um einen felsigen Planeten, der ähnlich wie der Erdmond gebunden rotiert und so seiner Sonne stets eine Seite zuwendet. Die Oberflächentemperaturen auf der Tagseite dürften im vierstelligen Celsiusbereich liegen. HD 10180 b würde damit zur ungewöhnlichen Klasse der extrem heißen und felsigen Planeten gehören, deren erste Vertreter erst in den letzten Jahren unter anderem durch das Weltraumteleskop CoRoT gefunden wurden. Ebenfalls unklar bleibt zum jetzigen Zeitpunkt, ob der äußerste Planet, HD 10180 h, mit 0,2 Jupitermassen ein kleiner Saturn, in der Tat existiert. Das HARPS-Team hat zwar Hinweise auf die Anwesenheit dieses Körpers, der den Stern in 6 Jahren bei 3,4 AE umrundet, betont aber gleichzeitig die noch großen Unsicherheiten bei dieser Annahme.

Durch die fünf recht sicheren Planeten mit Massen von 12 bis 25 Erdmassen befindet sich relativ viel Material nah an dem Stern, was einerseits Fragen an Modelle der Planetenentstehung und -migration aufwirft, andererseits aber auch ein Hinweis darauf sein könnte, dass neptun- und erdähnliche Planeten im Nahbereich bis zu 0,5 AE um sonnenähnliche Sterne tatsächlich häufig vorkommen, wie vorläufige, noch unveröffentlichte Erkenntnisse des HARPS-Projekts anzeigen.

Die nächste Generation von Spektrographen wird in dieser Hinsicht in neue Dimensionen vorstoßen und weltraumgestützte Planetensucher, wie das Kepler Space Telescope der NASA, ergänzen. ESPRESSO ist der Name eines Hochpräzisionsspektrographen, der ab dem Jahr 2014 den HARPS-Spektrographen als führendes Planetensuchinstrument ablösen wird. ESPRESSO soll am VLT (Very Large Telescope) der ESO am Cerro Paranal in Chile installiert werden und noch einmal um mindestens den Faktor 10 genauer sein als HARPS. Instrumente wie ESPRESSO werden die wahre Vielfalt an möglichen Ergebnissen planetarer Entstehungsprozesse deutlich machen und darüber hinaus im Gegensatz zu Kepler auch in unserer Nachbarschaft nach erdähnlichen Planeten in der gemäßigten, habitablen Zone suchen können.

Raumcon-Forum:

• Exoplaneten
• Exoplaneten in habitabler Zone

Originalveröffentlichung (pdf):

The HARPS search for southern extra-solar planets. XXVII. Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems

Der Beitrag HD 10180: Ein außergewöhnliches Planetensystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: CNES.

CoRoT ist ein Weltraumteleskop, welches speziell für die Suche nach Planeten bei anderen Sternen entwickelt wurde. Es startete am 27. Dezember 2006 ins All und umläuft die Erde auf einer polaren Bahn in einer Höhe von etwa 900 Kilometern. Sein Teleskop ist dabei stets von der Erde weg gerichtet.

Misst man mit speziellen Detektoren bei einem Stern eine periodisch wiederkehrende Helligkeitsschwankung, so kann diese durch einen Begleiter verursacht sein, der von uns aus gesehen vor dem Stern vorbeizieht. Aus der Stärke und Dauer der Helligkeitsabnahme lässt sich sogar die Größe des Begleiters ausrechnen. Seine Umlaufzeit bekommt man direkt aus der Periodendauer. Ebenso einfach lässt sich der mittlere Abstand vom Stern ermitteln und aus dem Spektraltyp des Sterns auch die zu erwartende mittlere Oberflächentemperatur des Begleiters.

Messungen von der Erde werden dann gewöhnlich mit Hilfe einer weiteren Methode vorgenommen. Bei der Doppler-Methode wird das vom Stern ankommende Licht in ein Spektrum zerlegt und bestimmte, darin vorkommende Linien ausgemessen. Bewegt sich der Stern auf uns zu, dann werden die Lichtwellen gestaucht und die charakteristischen Spektrallinien in den kurzwelligeren Bereich verschoben (Blauverschiebung). Bewegt sich der Stern von uns weg, so kann man mit hoher Genauigkeit eine Rotverschiebung messen. Diese hängt direkt von Abstand und Masse des Begleiters ab. Aus Masse und Größe erhält man außerdem die mittlere Dichte.

Beim zweiten CoRoT-Symposium in Marseilles (Frankreich), das vom 13. bis zum 17. Juni 2010 stattfindet, wurde nun die Entdeckung von 6 neuen Exoplaneten und einem Braunen Zwerg bekanntgegeben.

CoRoT 8b ist der kleinste davon. Er hat etwa 70% der Größe und Masse des Saturn. CoRoT 10b fällt dagegen durch eine stark elliptische Bahn um seinen Stern auf. In nur 13 Tagen umläuft CoRoT 10b diesen und lässt Oberflächentemperaturen erwarten, die stark zwischen 250 und 600°C schwanken. CoRoT 11b umläuft einen Stern, der selbst sehr schnell rotiert und war daher besonders schwierig nachzuweisen.

Die Exoplaneten CoRoT 12b, 13b und 14b gehören wie 10b und 11b zu den heißen, jupiterähnlichen Planeten. 12b ist durch intensive Sonneneinstrahlung aufgebläht, 13b und 14b sind hingegen dichter als der größte Planet in unserem Sonnensystem, 14b hat etwa die siebeneinhalbfache Masse.

Vierzigfach dichter und mit ca. 60 Jupitermassen fällt CoRoT 15b stark aus der Rolle und ist eher ein verkappter Stern als ein Gasplanet. Himmelskörper dieser Klasse werden daher nicht als Exoplaneten sondern als Braune Zwerge bezeichnet.

Weitere Daten zu den Neuentdeckungen werden wohl in den nächsten Tagen veröffentlicht. Insgesamt wurden mit CoRoT innerhalb von 3 Jahren 15 Begleiter bei fernen Sternen entdeckt und unabhängig bestätigt.

Raumcon:

• CoRoT – neuer Planetensucher
• Exoplaneten

Der Beitrag CoRoT-Team vermeldet: 6 neue Exoplaneten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, University of Arizona, University of Texas. Vertont von Peter Rittinger.

Seit die US-Raumsonde Mariner 9 Anfang des Jahres 1972 die erste Aufnahme des Marsnordpols angefertigt und an die Erde übermittelt hat, stellten sich Wissenschaftler die Frage, wie die auf den Bildern erkennbaren Formationen in den Polarregionen unseres Nachbarplaneten entstanden sein könnten. Besonderes Interesse erweckte dabei eine gewaltige Schlucht. Das Chasma Boreale ist ein gewaltiger Canyon von über 600 Kilometern Länge. Dieser Geländeeinschnitt ist bis zu 100 Kilometer breit und bis zu zwei Kilometer tief. Weitere Geländeeinschnitte verlaufen spiralförmig von innen nach außen und erinnern an ein riesiges Windrad. Erste Erklärungsversuche zur Entstehungsgeschichte dieser Canyons gingen in erster Linie von einem steten Kreislauf aus schmelzendem und wieder gefrierendem Wasser aus.

Im Jahr 2004 stellte zum Beispiel der Geowissenschaftler Jon Pelletier von der University of Arizona ein entsprechendes Entstehungsmodell vor. „Ich habe dabei spezifische Parameter angewandt, welche den Bedingungen auf dem Mars entsprechen und heraus kamen Spiralen, welche exakt den Landschaftsformen auf dem Mars entsprechen“, so Pelletier. „Sie haben den richtigen Abstand, sie weisen die richtige Krümmung auf und sie stehen in der richtigen Beziehung zueinander.“

Die Temperaturen auf der Oberfläche des Mars liegen meistens unter dem Gefrierpunkt und nur während der wenige Wochen andauernden Sommerperiode steigen sie im Bereich der Polarkappen weit genug an, um das dort befindliche Wassereis schmelzen zu lassen. Pelletier vertrat in seiner Theorie die Auffassung, dass in der Zeit des Marssommers bereits vorhandene Risse und Einschnitte auf der Oberfläche des Eises durch Sonnenlichteinstrahlung und die daraus resultierende Erwärmung noch weiter vertieft und erweitert werden, indem das Wassereis sublimiert.

Sobald der dadurch freigesetzte Wasserdampf anschließend wieder in die schattigen Bereiche eines Canyons gelangt, kondensiert der Dampf, gefriert erneut zu Wassereis und lagert sich auf der Oberfläche ab. Dieser Prozess hätte zur Folge, dass sich die eine Seite eines Canyons stetig ausdehnt, während die andere Seite langsam zurückweicht. „Die gegenwärtig auf dem Mars herrschenden Temperaturen sind gerade hoch genug um diese Landschaftsform auf diese Weise zu kreieren“, so Pelletier. „Die Spiralformen entstehen dabei, weil der ablaufende Schmelzprozess immer auf einen bestimmten Ort fokussiert ist.“

Laut Pelletier stellt ausschließlich das unterschiedliche Gefrieren und Schmelzen den Schüssel für die Entstehung der bizarrer Landschaftsformationen dar. Weitere Faktoren wie zum Beispiel die Einwirkung von Wind oder eine Wanderung der Polarkappen wurden bei den zugrunde liegenden Computersimulationen allerdings nicht berücksichtigt.

Andere Entstehungsmodelle gingen dagegen von einer vulkanischen Aktivität aus. Magma hätte demzufolge die polaren Eisschichten von unten erhitzt und zum Schmelzen gebracht, was wiederum eine gewaltige Flutkatastrophe ausgelöst hätte. Die dabei freigesetzten Wassermassen, so diese Theorie, hätte die Canyons ausgespült.

Seit der Entwicklung dieser Theorie konnten jedoch weiter Daten gesammelt werden, welche in die gegenwärtigen Forschungsarbeiten der Planetologen eingehen. So ermöglichen zum Beispiel die aktuelle Messungen der Radar-Instrumente SHARAD auf dem Mars Reconnaissance Orbiter der NASA und MARSIS auf dem von der ESA betriebenen Orbiter Mars Express auch einen Blick, welcher mehrere Kilometer tief unter die Oberfläche des Eises reicht.

Der Mars bewegt sich auf einer um mehr als 20 Grad gegenüber der Bahnebene des Planeten geneigte Rotationsachse um die Sonne. Dies hat, genauso wie auch auf der Erde, ausgeprägte Jahreszeiten und daraus resultierende dynamische Vorgänge in der Atmosphäre und auf der Planetenoberfläche zur Folge. Die beiden Polarkappen des Mars setzen sich zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid sowie einem geringeren Anteil an Wassereis zusammen. Die nördliche Polkappe verfügt während des nördlichen Marssommers über eine Ausdehnung von rund 1.000 Kilometern. Dabei erreicht sie eine Dicke von mehr als drei Kilometern. Die südliche Polkappe ist mit etwa 350 Kilometern Durchmesser und einer Dicke von lediglich 1,5 Kilometern deutlich weniger ausgedehnt.

Die Polarkappen dehnen sich im Winter in Richtung der gemäßigten Breiten aus und ziehen sich mit dem Einsetzen des Frühlings wieder zurück. Während des Marssommers sublimiert besonders die die Wassereisschicht bedeckende und bis zu mehrere Dezimeter dicke Schicht aus Kohlendioxid-Eis in die Marsatmosphäre. Im Gegensatz dazu bleibt der darunterliegende harte Kern aus Wassereis bestehen. Zeitgleich mit dem Einsetzten des Winters und dem dadurch bedingten erneuten Absinken der Temperaturen resublimiert das Kohlendioxid wieder aus der Atmosphäre und lagert sich erneut an den Polen ab. Ein Wechselspiel von Ablagerungen dunklen Materials, vor allem von Staub, während des Marssommers und der Bildung neuer Eisschichten im Laufe des Winters führt zur Entstehung einer deutlich erkennbaren Wechselablagerung, den sogenannten geschichteten Polarablagerungen oder, im englischen Sprachgebrauch, den Polar Layered Deposits.

„SHARAD gibt uns eine wunderschöne und detaillierte Ansicht der verschiedenen Eisablagerungen und der hier stattgefundenen Veränderungen während der letzten paar Millionen Jahre“, so Rich Zurek, einer der Projekt-Wissenschaftler der Mars Reconnaissance Orbiter-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/ Kalifornien. Durch die Analyse der Radarbilder können die auswertenden Wissenschaftler die unterschiedlichen Schichten wie eine Zwiebel „schälen“ und so deren geologische Entwicklung entschlüsseln und zugleich in einen zeitlichen Kontext setzen.
Die Wissenschaftler untersuchen dazu die Reflexionen der Radarsignale (sehen Sie dazu auch das nebenstehende Bild). Die weißen Linien repräsentieren die reflektierten Signale. Jede Linie kennzeichnet dabei eine weitere Schicht der verschiedenen Ablagerungen. Die Wissenschaftler analysieren die Dicke einer jeden Schicht. Aus dem unterschiedlichen Verlauf der Wölbungen und den Neigungswinkeln der einzelnen Schichten kann auf diese Weise rekonstruiert werden, wie die Oberfläche verlaufen ist, als sich die jeweilige Schicht abgelagert hat.

Die Messungen mit dem SHARAD-Radar haben gezeigt, dass diese Schichten unerwartet komplexe Strukturen und Brüche bilden. Daraus folgern die Wissenschaftler, dass sich die Polarregionen des Mars anders entwickelt haben müssen als vergleichbare Gebiete auf der Erde. Auf unserem Planeten verändern sich große Eismassen wie zum Beispiel die Gletscher in den Polarregionen und in den Hochgebirgen fortwährend, da das darin enthaltene Wassereis zähflüssig ist und sich somit langsam bewegt. Solche sich in geologischen Zeiträumen verhältnismäßig schnell abspielenden Prozesse sind dagegen auf dem Mars kaum von Bedeutung. Vergleichbare Prozesse auf dem Mars laufen deutlich langsamer und weitflächiger ab. Im Besonderen, so die Erkenntnis der Forscher, spielt dabei der ständig wehende starke Wind die Hauptrolle bei der Bildung der spiralförmigen Geländeformationen und des Chasma Boreale.

Allerdings hat der Wind diese Formationen nicht etwa aus einer bereits existierenden Eisschicht herausgeschnitten. Vielmehr bildeten sich die spiralförmigen Einschnitte im Verlauf von Hunderttausenden bis Millionen von Jahren zeitgleich mit dem kontinuierlich ablaufenden Prozess der Ablagerung von verschiedenen Eisschichten. Bestimmt wurde die Form der Spiral-Bildung dabei durch die ursprünglich zugrunde liegende Topografie des Geländes, durch bereits existierende ältere Eisschichten sowie durch die allgemein vorherrschenden Windrichtungen.

Wie erklären sich dabei jedoch die spiralförmigen Strukturen? Durch die relativ kalte und dichte Luft über den Polarregionen des Mars kommt es zum Auftreten von Fallwinden, welche aus den oberen Atmosphärenschichten nach unten verlaufen und sich anschließend über die Planetenoberfläche fortbewegen. In dieser Bewegung werden die Winde zusätzlich durch die Corioliskraft beeinflusst, welche wiederum durch die Rotation des Planeten hervorgerufen wird. Dieselbe Kraft ist zum Beispiel auch dafür verantwortlich, dass Hoch- und Tiefdruckgebiete auf der Erde auf der nördlichen und südlichen Hemisphäre jeweils in unterschiedliche Richtungen rotieren. Durch die Corioliskraft werden die Winde zudem in verschiedene Luftströmungen geteilt und formen so im Rahmen eines über mehrere Hunderttausende von Jahren andauernden Prozesses die verschiedenen spiralförmigen Einschnitte in den polaren Regionen des Mars.

Die hier kurz vorgestellten neuen Forschungsergebnisse wurden in der heutigen Ausgabe des Fachmagazins „Nature“ in zwei Artikeln veröffentlicht.

Raumcon-Forum:

• Planet Mars

Der Beitrag Das Geheimnis der Polarkappen des Mars ist gelöst erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: The John Hopkins University Applied Physics Laboratory, Baltimore, Maryland, USA; The Carnegie Institution of Washington, Washington DC, USA; Lars-C. Depka.

Die eher bescheidenen Ausmaße des Merkur machen es ihm wegen der aus diesem Grunde auch nur schwach ausgeprägten Gravitation, sie erreicht lediglich 38% der Erdgravitation, nicht leicht, eine eigene Atmosphäre zu halten. Als Folge ist seine Atmosphäre dann auch extrem dünn und hätte eigentlich schon vor sehr langer Zeit komplett verschwinden sollen. Da sie jedoch noch immer nachweisbar ist, muss sie in bescheidenem Maße mittels eines Mechanismus kontinuierlich wieder aufgefüllt werden, um wenigstens die Verlustraten annähernd auszugleichen.
Als Retter in der Not wird seit einiger Zeit angeregt der Sonnenwind debattiert, jenes dünne Gas aus elektrisch geladenen Teilchen (wie Protonen und Elektronen) also, welches auch „Plasma“ genannt wird und konstant aus den äußeren Schichten der Sonne ins All strömt. Er „weht“ mit annähernd 600 km/s schnell genug um den Merkur, um seiner Oberfläche durch Energietransfer Atome zu entreißen und sie in ballistische Flugbahnen hoch über die Planetenoberfläche zu katapultieren, ein Vorgang, der auch unter dem Begriff des „Sputtering“ Einzug in die Fachdiskussionen gehalten hat.

Problem um die Merkuratmosphäre und ihre Auffüllung also gelöst? Noch nicht ganz, denn neben einer dünnen Atmosphäre weist der Merkur auch ein Magnetfeld auf, dass erstmalig in den Jahren 1974 und 1975 durch Mariner 10 nachgewiesen wurde und spätestens nach dem ersten Messenger-Flyby im Januar 2008 als global betrachtet wird.

Da die Teilchen des Plasmas, wie schon erwähnt, über eine elektrische Ladung verfügen, sind sie natürlich auch für magnetische Einflüsse (eines globalen) Magnetfeldes anfällig, das für gewöhnlich ja das Plasma des Sonnenwindes um den Planeten herum ablenkt. Unter bestimmten Voraussetzungen jedoch muss der Magnetschirm des Merkur „Leckagen“ aufweisen, durch die der Sonnenwind dann bis zur Planetenoberfläche strömen kann.

Als Verursacher solcher Lecks im globalen Magnetfeld werden dringend ineinander vedrillte Magnetfelder vermutet, welche eine Brücke vom planetaren Magnetfeld zum interplanetaren Raum darstellen.

Derartige magnetische „Tornados“, technisch gesehen Magnetflussübertragungen, bilden sich, wenn die durch den Sonnenwind transportierten Magnetfelder eine Konnektivität zum planetaren Magnetfeld des Merkur eingehen.

Im Vergleich zum Merkur, haben die anderen terrestrischen Planeten des Sonnensystems, Venus, Mars und Erde, weitaus mächtigere Atmosphären inne, so dass der Sonnenwind stetig und zuverlässig von den Planetenoberflächen ferngehalten wird. Dabei spielt das fehlende globale Magnetfeld der Venus und des Mars im Hinblick auf die auszuübende Schutzfunktion wenigstens bei der Venus eine eher untergeordnete Rolle.

Zwar trifft in einem solchen Fall die volle Wucht des Sonnenwindes die obersten Atmosphärenschichten und entreißt ihnen, ähnlich wie dem Merkur, ihre Atmosphärengase. Gleichwohl übernimmt auf der Venus die vulkanische Aktivität unseres inneren Nachbarplaneten das Wiederauffüllen der an den Raum verlorenen Atmosphärenanteile, während die Angelegenheit bei unserem äußeren Begleiter, dem Mars, etwas anders liegt.

Der Mars verlor sein schützendes Magnetfeld vor Milliarden von Jahren und mit seither wenig bis gar keiner Vulkanaktivität, hat der Sonnenwind zwischenzeitlich signifikante Mengen der Marsatmosphäre erodiert. Überreste ausgetrockneter Flussbetten oder Mineralienfunde, die sich nur bei Präsenz flüssigen Wassers bilden, deuten auf eine Atmosphäre in der Frühzeit des Mars hin, die in der Lage war, wenigstens zeitweise Temperaturen, die das Auftreten flüssigen Wassers ermöglichte, aufrecht zu erhalten. Aus noch nicht restlos verstandenen Gründen verlosch schließlich der innere Generator des roten Planeten, die Atmosphäre ist ohne Magnetfeldschutz dem heranstürmenden Sonnenwind ausgeliefert und verliert seither fortlaufend an Substanz.

Antworten auf die vielen diesbezüglichen offenen Fragestellungen wird möglicherweise die für ein Startfenster im Jahre 2013 vorgesehene Sonde MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) liefern können.

Der zuvor schon kurz beschriebene Kopplungsprozess, der die interplanetaren mit den planetaren Magnetfeldern in Verbindung setzt, die sogenannte magnetische Rekonnektion, ist im Kosmos durchaus kein Einzelfall und beileibe nicht nur auf den Merkur beschränkt. Selbst hier auf der Erde finden Rekonnektionsprozesse in der Hochatmosphäre statt, bei Merkur indes treten sie in zehnfach höherer Rate auf.

Merkwürdigerweise zeichnet Merkurs räumliche Nähe zur Sonne nur für etwa ein Drittel der planetaren Rekonnektionsrate verantwortlich. Eine offene und erst anfänglich diskutierte Frage ist die nach dem induzierenden Mechanismus, der für den Rest zuständig ist.

Der Beitrag Magnetische Tornados in Merkurs Atmosphäre erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: The Tokyo Institute of Technology, Lars-C.Depka.

Schon zeitig in den frühen Entwicklungsstufen vor ca. 4,56 Mrd. Jahren verfügte unser Heimatplanet über eine eigene Atmosphäre, die vermutlich jedoch vor dem Hintergrund einer geringen Gravitationswirkung und sehr schneller Erdrotation nur unzureichend schwach an unseren Planeten gebunden war und innerhalb von maximal einiger hundert Millionen Jahre vollständig verloren ging.
Hinzu gesellte sich durch das endgültige Zünden des atomaren Feuers in der Sonne ein extrem stark einsetzender Sonnenwind, welcher insbesondere wohl auch die leichteren Elemente der Uratmosphäre in den Raum hinauswehte.

Den Aufbau einer zweiten Atmosphärengeneration unterstützte das langsame Abkühlen der Erde durch Wärmestrahlung, bzw. die mit diesem Temperaturrückgang einhergehende Reduzierung der Teilchengeschwindigkeiten der Atmosphärengase, was in der Gesamtheit zu einer verringerten Diffusion ins All führte.

Neben der konkurrierenden Konvektion und der Wärmediffusion ist die Wärmestrahlung der dritte Mechanismus zum Transport von thermischer Energie. Anders als beispielsweise bei der Konvektion, ist der thermische Energietransport bei der Wärmestrahlung nicht an Teilchen gebunden, sondern erfolgt mittels elektromagnetischer Wellen, was dazu führt, dass es unter Vakuumbedingungen des Raumes zu keiner freien Konvektion und somit Auskühlung kommen kann. Hauptgrund der verminderten Konvektionsfähigkeit in diesem Zusammenhang ist die Tatsache, dass Konvektionen typischerweise durch teilchentransportierende Strömungen hervorgerufen werden.

Anders hingegen die Eigenschaften der elektromagnetischen Wärmestrahlung, die im Gegensatz zu den beiden anderen Mechanismen auch im luftleeren Raum auftreten kann. (Einer der Gründe dafür, dass bei der ISS an den wenigen vorhandenen Fenstern Jalousien verbaut wurden, liegt übrigens genau in der Möglichkeit begründet, auf diese Weise den Temperaturhaushalt der Raumstation zu regulieren)

Für die junge Erde spielte noch eine weitere Eigenschaft der Wärmestrahlung eine begünstigende Rolle: Gemäß den Vorgaben des Stefan-Boltzmann-Gesetzes steigt die Intensität der Wärmestrahlung eines Körpers stärker an, je höher dessen Temperatur ist, was sich besonders in der Anschlusszeit nach dem Großen Bombardement (Late Heavy Bombardment, bis etwa 3,8 Mrd. Jahre) als effektiv herausstellte.

Das heutige Emissionsmaximum der Wärmestrahlung und damit der wesentliche Faktor des irdischen Temperaturhaushalts liegt bei 8 µm. Wolken und Wasserdampf, in geringerem Maße jedoch auch Gase wie z.B. das oft genannte Kohlendioxid, stellen sich für die Wärmestrahlung allerdings als beständig heraus und verhindern bzw. verringern die Wärmeabstrahlung an den Raum durch Reflexion respektive Remission.

Doch bis dahin war noch ein weiter Weg zu beschreiten und so bildeten sich zunächst einmal nach einer mehrere 10.000 Jahre lang anhaltenden Feuchtphase erste Ozeane auf der ausgekühlten sowie verfestigten Oberfläche. Durch hohe UV-Einstrahlung induzierte photochemische Zerlegungsprozesse einzelner Molekülgruppen, sowie frühe Stoffwechselvorgänge chemolithotropher Bakterien (also solcher, die ihre Energiegewinnung aus anorganischen Oxidationsprozessen bestreiten) wurden vor allem Kohlenstoffdioxid und Schwefelwasserstoff in den Ozeanen gelöst. Stickstoff sammelte sich zunehmend in der Atmosphäre an und bildetet einen Hauptbestandteil der zweiten Atmosphärengeneration.

Schwankungen in Konzentrationen der Atmosphärengase und Zusammensetzung der Atmosphäre gab es also während der gesamten erdgeschichtlichen Entwicklungsphasen. Auch die heutige Atmosphäre der dritten Generation bildet keine Ausnahme und ist in ihrer Zusammensetzung auch in kürzeren Zeitskalen als maximal metastabil zu bezeichnen.

Welcher Umstand also bewahrte die Erde vor dem Hintergrund einer im Vergleich zu heute um schätzungsweise 30% geringeren Sonnenaktivität davor, zu einem eisigen Schneeball zu erstarren und damit die Entwicklung des Lebens ernsthaft zu gefährden?

Karbonylsulfid ist auch unter Kohlenoxidsulfid bekannt und ist nicht nur hochentzündlich und giftig, sondern zugleich auch ein hocheffektives Treibhausgas, welches beispielsweise Kohlenstoffdioxid in seiner Wirkung bei weitem übertrifft. In der frühen Atmosphäre kam es vor allem als Produkt des über Jahrtausende durch vulkanische Aktivitäten ausgeworfenen Schwefels vor. Vermutlich war es eine beständige Schicht des Karbonylsulfid in der Atmosphäre, die die Folgen der um ein Drittel geringeren Strahlungsaktivität der Sonne kompensierte und die Erde vor dem Erfrieren bewahrte.

In der Analyse der Schwefelisotope in mafischen bis ultramafischen Gesteinszonen, deren typische Vertreter die Aktinolithe und Amphibole bilden, scheint diese Mutmaßung schlüssig nachvollziehbar, denn der vorgefundene Isotopenmix ist nur sehr problematisch durch geologische Prozesse erklärbar, insofern bietet sich als dominante Ursache der beobachteten Isotopenverteilung qualifiziert ein atmosphärischer Prozess an, bei dem die Isotopendistribution durch den Einfluss der UV-Emissionen der Sonne auf das Karbonylsulfid hervorgerufen wird. So gesehen war also die alte Karbonylsulfid-Schicht – auch aufgrund ihrer UV-Schutzfunktion – ein sehr früher Vorgänger unserer heutigen Ozon-Schicht, mit dem Unterschied, dass Kohlenoxidsulfid die Erde gleichzeitig warm hielt.

Allerdings blieb die Erde nicht warm, wie die in den verschiedenen darauffolgenden Epochen auftretenden Eiszeiten anschaulich verdeutlichen. Und Schuld daran war, wie könnte es anders sein, der Mensch. Nun, in diesem Zusammenhang vom „Menschen“ zu reden, ist nicht ganz zutreffend. In ursächlicher Beziehung zu den ersten stattgefundenen Einszeiten des Planeten stand jedoch das sich ausbreitende Leben, und damit einhergehend die schleichend größer werdenden Mengen des auf diese Weise produzierten Sauerstoffs.

Durch die stete Anreicherung der Atmosphäre mit Sauerstoff kam die Umwandlung des durch Vulkanismus freigesetzten Schwefels zu Karbonylsulfid zum Erliegen. Stattdessen bildeten sich verstärkt Sulfat-Aerosole, also Gemische bestehend aus festen/flüssigen Schwebteilchen und dem Trägergas, in diesem Fall Schwefelgas. Auch heute ist Karbonylsulfid noch immer das dominierende Schwefelgas in unserer Atmosphäre, die Aerosoleigenschaften sind jedoch gänzlich andere. Gelangen seine Aerosole in die Stratosphäre, reflektieren sie dort das Sonnenlicht zurück in den Raum und tragen hochgradig zu einem Kühlungseffekt bei, bewirken also genau das Gegenteil des „wärmenden“ Karbonylsulfids! Vor 2,5 Mrd. Jahren, zum Ende des Archaikums, nahm der aerosolevozierte Kühlungseffekt letztlich globale eiszeitliche Ausmaße an. Bis zum ersten Massensterben im Kambrium sollten jedoch noch einige Millionen Jahre vergehen.

Der Beitrag Als Treibhausgas die Welt bewahrte erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Nature.

Bei genaueren Untersuchungen mit Hilfe des Weltraumteleskops Spitzer fanden Wissenschaftler vom Lick-Observatorium der Universität Kalifornien (USA) eine Helligkeitszunahme im Infrarotbereich, die sie mit einer Temperaturzunahme in der Atmosphäre des Planeten von 550 auf etwa 1250 °C erklärten. Die größte Hitze trat an einem Punkt der Bahn von HD 80606b auf, an dem er seinem Stern mit nur 5 Millionen Kilometern am nächsten ist. Der fernste Punkt der Bahn liegt dagegen bei etwa 130 Millionen Kilometern und damit in einem Bereich, in dem sich die Erde um die Sonne bewegt (150 Millionen Kilometer).

“Somit haben wir zum ersten Mal Wettervorgänge auf einem Planeten außerhalb unseres Sonnensystems nachgewiesen”, erklärt Gregory Laughlin, Mitglied des Astronomenteams. Der Beobachtungszeitraum war mit 30 Stunden am Stück so geplant, dass der Punkt der größten Annäherung mit erfasst wurde. Die Erwärmung ging dabei in der Endphase so schnell, dass sich die atmosphärischen Gase beinahe explosionsartig ausdehnten und Winde mit Geschwindigkeiten von bis zu 18.000 Stundenkilometern hervorriefen. Durch die Planetenrotation bildeten sich daher Wirbelstürme von ungeahntem Ausmaß und Stärke.

HD 80606 ist ein gelber G5-Stern mit einer Masse, die 90% der unserer Sonne entspricht. Er ist etwa 190 Lichtjahre von uns entfernt und besitzt eine Oberflächentemperatur von 5370 K. Laut Eggenberger ist er Teil eines weiten Doppelsternsystems. Der Zwillingsstern ist etwa 180 Milliarden Kilometer entfernt. Der Exoplanet HD 80606b selbst besitzt etwa 3,4 Jupitermassen und umläuft seinen Stern auf einer stark elliptischen Bahn in etwa 112 Tagen einmal.

Der Beitrag Exoplaneten-Wetterextreme erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: NASA/JPL-Caltech.

Das neu gefundene, lichtschwache Duo aus Braunen Zwergen wird 2MASS J09393548-2448279 genannt. Dieser Name geht auf die Himmelsdurchmusterung Two Micron All-Sky Survey (Kurzform: 2MASS) zurück, an der sich die NASA beteiligte und sie mitfinanzierte. 2MASS J09393548-2448279 war im Rahmen dieser Durchmusterung das erste Objekt, das im Jahr 1999 entdeckt wurde.

Astronomen haben kürzlich das Weltraumteleskop Spitzer eingesetzt, um mehr über das Objekt zu erfahren. Die gewonnenen Daten enthüllten eine Temperatur von 565 bis 635 Kelvin in der Atmosphäre. Obwohl das Objekt mehrere hundert Grad wärmer ist als Jupiter, ist es im Vergleich zu Sternen extrem kalt. Letztendlich bedeutet es, dass 2MASS J09393548-2448279 (Kurzform: 2M 0939) eines der kältesten sternähnlichen bekannten Objekte ist.

Um die Helligkeit des Objekts zu berechnen, hatten die Astronomen zuerst seine Entfernung zur Erde ermittelt. Nach 3 Jahren intensiver Messung mit dem Anglo-Australian Observatory in Australien ermittelten sie, dass 2M 0939 die Nummer 5 in der Liste der nächsten Braunen Zwerge zur Erde ist – nämlich 17 Lichtjahre von uns entfernt und im südlichen Sternbild Luftpumpe aufzufinden. Mit der ermittelten Entfernung und den neuesten Messungen von Spitzer konnten die Astronomen schlussfolgern, dass das Objekt sehr kühl und extrem lichtschwach ist.

Bisher ging man davon aus, das 2M 0939 ein einzelner Brauner Zwerg sei. Doch mit der Erkenntnis der Entfernung und der Helligkeit von 2M 0939 bemerkte man schnell, dass an diesem Objekt etwas sonderbar war. Nach den gängigen Entwicklungsmodellen von Braunen Zwergen müsste 2M 0939 eine Größe von ca. einem Zehntel der Sonne haben. Das ist aber unrealistisch, da die physikalischen Gesetze diese Größe bei Braunen Zwergen nicht zulassen. Mit den gewonnen Daten von Spitzer enthüllte man aber nun die wahre Natur dieses Objekts. Die einzige Lösung dieses Rätsels ist, dass 2M 0939 kein Einzelobjekt darstellt, sondern aus 2 Braunen Zwergen besteht. Dadurch verteilt sich die Oberflächentemperatur auf beide Braunen Zwerge zu je ca. 300 Kelvin. Beide Objekte hätten dann eine Masse vom 30- bis 40-fachen des Jupiters. Zudem würde sich die Größe beider Brauner Zwerge auf nur 1 bis 5 Prozent der Größe der Sonne reduzieren, was den Entwicklungsmodellen von Braunen Zwergen entspricht.

„Diese Braunen Zwerge sind die schwächsten stellaren Glühbirnen am Himmel, die wir kennen„, sagte Adam J. Burgasser, der an der Entdeckung beteiligt war, „und sie emittieren ihr Licht im nahen Bereich des gesamten Spektrums; in diesem Fall im Infrarot.„

„Der heilige Gral bei der Studie von Braunen Zwergen ist es, herauszufinden, wie niedrig die Werte der Temperatur, Masse und Helligkeit sein können„, sagte Davy Kirkpatrick. „Dies wird uns mehr darüber verraten, wie Braune Zwerge sich bilden und entwickeln.„

Verwendete und weiterführende Quellen:

• Pressveröffentlichung: Astronomers Find the Two Dimmest Stellar Bulbs
• Wissenschaftliches Paper: 2MASS J09393548−2448279: The Coldest and Least Luminous Brown Dwarf Binary Known?
• Informativer Blog-Eintrag: Brown Dwarf Observations and Speculations (Centauri Dreams)

Der Beitrag Spitzer entdeckt ein Paar aus Braunen Zwergen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Universität Tübingen, Johns Hopkins University.

Von KPD 0005+5106 war bereits durch Beobachtungen mit erdgebundenen Teleskopen und mit dem Hubble Space Telescope bekannt, dass er ein weißer Zwerg in einer heißen Phase ist. Weiße Zwerge entstehen aus Sternen mittlerer Masse, wenn deren Wasserstoffvorrat weitgehend aufgebraucht ist. Auch unsere Sonne wird so enden.

Prof. Klaus Werner und Dr. Thomas Rauch vom Institut für Astronomie und Astrophysik der Universität Tübingen sowie Dr. Jeffrey Kruk von der Johns Hopkins University haben über Daten des NASA-Weltraumteleskops FUSE (Far-Ultraviolet Spectroscopic Explorer) erstmals im Photosphärenspektrum eines Sterns Emissionslinien im UV-Bereich gefunden, die durch neunfach ionisiertes Kalzium hervorgerufen werden. Dies lässt auf eine Oberflächentemperatur um 200.000 Kelvin schließen. Damit hat man den Stern in einer von vielen Astronomen vermuteten, heißen Übergangsphase vom normalen kerfusionierenden Stern zum etwa erdgroßen weißen Zwerg erwischt.

Die Besonderheit von KPD 0005+5106, eine heliumdominierte Atmosphäre zu besitzen, in der ungewöhnlich viel Kalzium vorkommt, wurde von bisherigen Sternentwicklungsmodellen nicht berücksichtigt.

FUSE ist ein 1999 gestarteter Satellit, der über ein hochwertiges Teleskop verfügt, das Beobachtungen im fernen Ultraviolettbereich ermöglicht. Erstmals wurden damit Wellenlängen von 90 bis 120 Nanometern erfasst. Der Satellit hat seinen Betrieb erst im vergangenen Jahr eingestellt und funktionierte damit etwa doppelt so lange wie geplant.

Website:

• FUSE-Homepage

Der Beitrag Weißer Zwerg in heißer Phase erschien zuerst auf Raumfahrer.net.