Quelle: Universität Innsbruck 5. Dezember 2023.

5. Dezember 2023 – Es ist gelungen, das rätselhafte Phänomen mit ultrakalten dipolaren Atomen numerisch zu simulieren. Die enge Verbindung von Quantenmechanik und Astrophysik ebnet den Weg für die Quantensimulation von stellaren Objekten.

Neutronensterne faszinieren die Wissenschaft seit ihrer ersten Entdeckung im Jahr 1967. Die für ihre periodischen Lichtblitze und ihre schnelle Rotation bekannten Überreste von Supernovae gehören zu den dichtesten Objekten im Universum. Ihre Masse ist vergleichbar mit jener der Sonne, komprimiert in einer Kugel mit einem Durchmesser von nur etwa 20 Kilometern. Neutronensterne zeigen ein eigenartiges Verhalten, das als „Glitch“ bekannt ist, bei dem der Stern plötzlich seine Rotation beschleunigt. Dieses Phänomen deutet darauf hin, dass Neutronensterne möglicherweise teilweise supraflüssig sind. In einer Supraflüssigkeit ist die Rotation durch zahlreiche winzige Wirbel gekennzeichnet, von denen jeder einen Teil des Drehimpulses trägt. Ein „Glitch“ tritt auf, wenn diese Wirbel aus der inneren Kruste des Sterns in seine feste, äußere Kruste entweichen und dadurch die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns erhöhen.

Der Schlüssel zu dieser Studie liegt im Konzept des Suprafestkörpers – einem Zustand, der sowohl kristalline als auch supraflüssige Eigenschaften aufweist, und der als notwendige Bedingung für die Rotationsstörungen von Neutronensternen vorhergesagt wurde. Demnach nisten sich quantisierte Wirbel im Suprafestkörper ein, bis sie kollektiv entweichen und von der äußeren Kruste des Sterns absorbiert werden, was dessen Rotation beschleunigt. Kürzlich wurden suprafeste Zustände in Experimenten mit ultrakalten, dipolaren Atomen realisiert. Dies bietet eine einzigartige Möglichkeit, die Bedingungen im Inneren eines Neutronensterns auf der Erde zu simulieren.

Die aktuelle Studie von Forschern der Universität Innsbruck und der Österreichischen Akademie der Wissenschaften sowie der Laboratori Nazionali del Gran Sasso und des Gran Sasso Science Institute zeigt, dass in ultrakalten suprafesten Phasen Störungen auftreten können, die mit den Vorgängen im Inneren von Neutronensternen vergleichbar sind. Dieser Ansatz ermöglicht eine detaillierte Erforschung dieses Phänomens und seiner Abhängigkeit von Eigenschaften des Suprafestkörpers. „Unsere Forschung stellt eine enge Verbindung zwischen Quantenmechanik und Astrophysik her und bietet Einblicke in das Innenleben von Neutronensternen“, sagt die Erstautorin Elena Poli. Diese Vorgänge liefern wertvolle Erkenntnisse über die innere Struktur und Dynamik von Neutronensternen. Durch die Untersuchung dieser Ereignisse können die Wissenschaftler mehr über die Eigenschaften von Materie unter extremen Bedingungen erfahren.

„Diese Forschung demonstriert einen neuen Ansatz, um Einblicke in das Verhalten von Neutronensternen zu gewinnen, und eröffnet neue Wege für die Quantensimulation von stellaren Objekten in niederenergetischen Laboren auf der Erde“, betont Francesca Ferlaino.

Die Studie wurde kürzlich in Physical Review Letters veröffentlicht und unter anderem vom österreichischen Wissenschaftsfonds FWF und dem Europäischen Forschungsrat ERC finanziell unterstützt.

Originalpublikation:
Glitches in rotating supersolids. Elena Poli, Thomas Bland, Samuel J. M. White, Manfred J. Mark, Francesca Ferlaino, Silvia Trabucco and Massimo Mannarelli. Phys. Rev. Lett. 131, 223401
DOI: doi.org/10.1103/PhysRevLett.131.223401
arXiv: https://arxiv.org/abs/2306.09698
pdf: https://arxiv.org/pdf/2306.09698

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• Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

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Quelle: AIP.

16. Dezember 2021 – Mit der in der Studie beschriebenen Methode können die Rotationsperioden von Sternen aus einer einzigen Beobachtung der Sternaktivität abgeleitet werden, statt aus wiederholten Be­obachtungen über mehrere Wochen, die zur direkten Messung der Rotationsperiode erforderlich sind. Dies hat möglicherweise Auswirkungen auf die Bestimmung des Alters von Sternen.

Offene Sternhaufen setzen sich aus Sternen zusammen, die zur gleichen Zeit entstanden sind und daher das gleiche Alter haben. Bekannte Beispiele sind die Plejaden und die Hyaden, die etwa 100 bzw. 600 Millionen Jahre alt sind. Von den nahegelegenen Sternhaufen sind sie zudem am reichsten an unter­schiedlichen Sternen. Ihre Nähe und ihre Reichhaltigkeit machen sie daher zu wichtigen Kalibrierungs­objekten für das Verständnis der Entwicklung von Sternen, insbesondere von solchen mit geringer Masse.

Der mit ca. 2.000 an Sternen reichste, und gut beobachtbare, offene Sternhaufen mittleren Alters ist NGC 3532. Dieser deckt einen Himmelsbereich auf der Südhalbkugel ab, der fast doppelt so groß wie der Vollmond und mit bloßem Auge sichtbar ist. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des AIP haben vor kurzem eine umfassende Untersuchung der Rotationsaktivität dieses 300 Millionen Jahre alten Sternhaufens abgeschlossen, die detaillierte Einblicke in die Entwicklung massearmer Sterne zwischen dem Alter der Plejaden und der Hyaden ermöglicht. Die erste Veröffentlichung legte die Sterne fest, die tatsächlich Mitglieder des Haufens sind – die Voraussetzung für jede detaillierte Arbeit. Die zweite Arbeit unter­suchte die Rotation der Sterne in diesem Haufen gründlich und zeigte eine signifikante Entwicklung weg von einer Plejaden-ähnlichen Verteilung, was neben anderen Erkenntnissen zur Rotation das mitt­lere Alter des Haufens bestätigte.

Die jetzt veröffentlichte letzte Studie, die mit dem Anglo-Australian Telescope in New South Wales durchgeführt wurde, konzentriert sich auf die magnetische Aktivität von mehr als 450 Sternen des Hau­fens. Magnetische Aktivität umfasst Verhalten von Sternen wie z.B. Ausbrüche, Sternflecken und koro­nale Auswürfe. Forschende untersuchen hierbei routinemäßig das Sternspektrum und suchen nach zu­sätzlicher Emission in Teilen des Spektrums. Anschließend messen sie die Emission, klassifizieren die Sterne als magnetisch aktiv und definieren das Aktivitätsniveau des jeweiligen Sterns. Die Reichhaltig­keit des Haufens in Verbindung mit der Ableitung der stellaren Rotationsperioden ermöglicht neue und detaillierte Einblicke in die magnetische Aktivität spezifischer stellarer Populationen innerhalb des Hau­fens. Dies ermöglichte es insbesondere, eine sehr gut definierte Beziehung zwischen Rotation und Akti­vität zu konstruieren.

Diese Beziehung war sogar präzise genug, um die Rotationsperioden für eine große Anzahl von Sternen vorherzusagen. Es war daraufhin möglich, die tatsächlichen Rotationsperioden der Sterne anhand der photometrischen Daten zu ermitteln und zu bestätigen. Dabei wurden wiederholt Bilder von denselben Sternen aufgenommen und die winzigen Helligkeitsveränderungen jedes Sterns gemessen, wenn sich Flecken auf dem Stern ins Bild hinein- und wieder herausbewegen – dies ist das erste Mal, dass dies in einem derartigen Maßstab durchgeführt wurde. Die Studie zeigt, dass die Konstruktion solcher Bezie­hungen eine Vorhersage der Perioden ermöglicht, aus denen sich dann die Alter der relevanten Sterne ableiten lassen. Dr. Dario Fritzewski, Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie, betont: „Entscheidend ist, dass die Aktivität mit nur einer einzigen Beobachtung am Teleskop gemessen werden kann, anstatt der wiederholten Messungen, die über Wochen und Monate erforderlich sind, um Rotationsperioden ab­zuleiten.“

Dr. Sydney Barnes, Leiter der Gruppe Sternaktivität am AIP, fügt hinzu: „In Zukunft wird es möglich sein, das Alter vieler Sterne zu bestimmen, auch außerhalb von Sternhaufen – so genannte Feldsterne. Dies könnte für die Erstellung astronomischer Chronologien sehr nützlich sein und erlaubt es, astronomische Ereignisse zeitlich einzuordnen.“

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichung
A detailed understanding of the rotation-activity relationship using the 300 Myr old open cluster NGC 3532. D. J. Fritzewski, S. A. Barnes, D. J. James, S. P. Järvinen and K. G. Strassmeier. A&A, 656 (2021) A103

Die ersten beiden Paper
Rotation periods for cool stars in the open cluster NGC 3532
Spectroscopic membership for the populous 300 Myr-old open cluster NGC 3532

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

Derzeit befindet sich die von der Europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Raumsonde Rosetta in der Anflugphase zu dem eigentlichen Ziel der Mission, dem mittlerweile weniger als 1,5 Millionen Kilometer entfernten Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (Raumfahrer.net berichtete). Das Ziel der Mission besteht darin, dass Rosetta am 6. August 2014 in einen Orbit um den Kometen einschwenkt und diesen anschließend auf seinem weiteren Weg in das innere Sonnensystem ‚begleitet‘ und über mehrere Monate hinweg bis zum Ende des Jahres 2015 untersucht. Unter anderem soll dabei im November 2014 ein mitgeführter Lander auf der Oberfläche des Kometen abgesetzt werden.

Der Komet wird aktiv
Trotz der immer noch großen Entfernung zu dem Zielkometen konnte die OSIRIS-Kamera, die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen entwickelte und betriebene Hauptkamera der Raumsonde, bereits erste auch aus wissenschaftlicher Sicht wertvolle Aufnahmen von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko anfertigen. Verschiedenen Bilder, welche zwischen dem 24. März und dem 4. Mai 2014 aus Entfernungen zwischen fünf und zwei Millionen Kilometern angefertigt wurden, zeigen, dass der Komet in den letzten Wochen eine den Kometenkern umgebende Koma ausgebildet hat.

Der Komet 67P/Tschurjumow-Gerasimenko ist zwar immer noch rund 600 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt, doch auf seinem Flug in das innere Sonnensystem erwärmt sich dessen Oberfläche jetzt zunehmend. Dieser Temperaturanstieg führt dazu, dass Teile der auf der Kometenoberfläche abgelagerten gefrorenen Gase und Eispartikel verdampfen. Diese flüchtigen Bestandteile des Kometen entweichen in das umgebende Weltall und reißen dabei Staubpartikel mit sich, aus denen sich die jetzt beobachtete Koma bildet. Anfang Mai erreichte die den rund vier Kilometer durchmessenden Kometenkern umgebende Staubwolke bereits einen Durchmesser von rund 2.600 Kilometern.

„Er fängt an, wie ein richtiger Komet auszusehen“, so Dr. Holger Sierks vom MPS, der Leiter des OSIRIS-Teams. In Kürze wird sich aus der Koma auch der für Kometen charakteristische Schweif formen.

Die Rotationsdauer wurde neu bestimmt
Das OSIRIS-Team gelangte aber noch zu einer weiteren Erkenntnis, welche für die weiteren Arbeiten der Raumsonde von Bedeutung ist. Bisher gingen die Wissenschaftler davon aus, dass 67P/Tschurjumow-Gerasimenko rund 12,7 Stunden benötigt, um einmal um die eigene Achse zu rotieren. Durch eine Analyse der bisher beobachteten Helligkeitsveränderungen des Kometen wurde dieser Wert jetzt auf eine Rotationsdauer von lediglich 12,4 Stunden korrigiert.

„Die genaue Kenntnis der Rotationsperiode des Kometen ist von äußerster Wichtigkeit – sowohl für die optimale Planung der Mission und der wissenschaftliche Aufnahmen als auch für die Interpretation der gewonnenen Daten“, so Dr. Stefano Mottola, Kometenforscher am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und Mitglied des OSIRIS-Teams. Jede noch so kleine Information, die bereits während der Annäherungsphase an den Kometen gewonnen wird, hilft den zuständigen Mitarbeitern der ESA zugleich auch bei der Planung der erforderlichen Manöver während des Eintritts in den Orbit um den Kometen und bei der Landung des Kometenlanders Philae.
Alle Instrumente sind voll einsatzfähig
Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler können jetzt zudem sicher sein, dass die Raumsonde auf einen ‚aktiven‘ Kometen stoßen wird, welcher die Untersuchung von dessen Koma und Schweif ermöglicht. Hierfür können die Wissenschaftler auf insgesamt 21 Instrumente zugreifen. Elf Instrumente befinden sich auf dem Orbiter Rosetta. Der Lander Philae hat weitere zehn wissenschaftliche Experimente an Bord, mit denen nach der Landung erstmals Messungen direkt auf einer Kometenoberfläche vorgenommen werden sollen. In den letzten Wochen durchgeführte ausführliche Tests, so das am 13. Mai von der ESA verkündete Ergebnis dieser ‚Gesundheitsschecks‘, haben ergeben, dass alle 21 Instrumente den 957 Tage andauernden und am 20. Januar 2014 beendeten ‚Winterschlaf‘ der Raumsonde gut überstanden haben und voll funktionsfähig sind.

„Einige der Instrumente waren anfangs etwas ’schläfrig‘, aber wir sind sehr zufrieden und auch darüber erleichtert, dass sie sich jetzt alle in einem guten Zustand befinden und dazu bereit sind, den Kometen und seine Umgebung zu analysieren“, so Fred Jansen von der ESA, der für die Rosetta-Mission verantwortliche Missionsmanager.
Der nächste Schritt auf dem Weg zu dem Zielkometen wird bereits in der kommenden Woche erfolgen. Für den 21. Mai 2014 ist das zweite von insgesamt 10 Kurskorrekturmanövern vorgesehen, mit denen sich Rosetta in den kommenden Wochen ihrem Ziel weiter annähern soll.

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

Das System des rund 63 Lichtjahre von der Erde entfernt gelegenen Sterns Beta Pictoris wird von den Astronomen als ein ursprüngliches, noch in der Entstehungsphase befindliches Planetensystem angesehen. Bereits im Jahr 1983 konnte mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Trümmerscheibe entdeckt werden, welche diesen Stern umgibt und die über einen Durchmesser von bis zu 1.000 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“) – eine AE entspricht der Entfernung zwischen Erde und Sonne – verfügt. Der im Sternbild Maler (lat. „Pictor“) gelegene Stern Beta Pictoris war einer der ersten Sterne, bei denen eine solche Scheibe nachgewiesen werden konnte.

Seit dem Jahr 2008 ist zudem bekannt, dass sich innerhalb dieser Scheibe ein Exoplanet um den Stern bewegt. Beta Pictoris b – so der Name dieses Planeten – verfügt in etwa über den 1,7-fachen Durchmesser und die siebenfache Masse des Planeten Jupiter und umrundet seinen Stern in einer mittleren Entfernung von rund 8,5 Astronomischen Einheiten (1,275 Milliarden Kilometern). Der Exoplanet konnte in der Vergangenheit bereits mehrfach mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) direkt abgebildet werden.

Die Rotationsgeschwindigkeit von Beta Pictoris b
Durch die Auswertung der Beobachtungsdaten des CRIRES-Instrumentes (kurz für „Cryogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph“ – einem Spektrografen zur Aufnahme von hochaufgelösten Spektren im Wellenlängenbereich von einem bis fünf Mikrometern) am VLT konnte jetzt ein von dem niederländischen Astronomen Ignas A. G. Snellen von der Universität Leiden geleitetes Team die Rotationsdauer dieses Planeten ermitteln.

Für eine komplette Drehung um seine Rotationsachse benötigt Beta Pictoris b demzufolge 8,1 Stunden bei einem Unsicherheitsfaktor von maximal einer Stunde. Am Äquator des Exoplaneten, so die Astronomen, liegt die Rotationsgeschwindigkeit somit bei fast 100.000 Kilometern pro Stunde. Beta Pictoris b rotiert laut den Messungen deutlich schneller als jeder Planet in unserem heimatlichen Sonnensystem. Zum Vergleich: Der Jupiter rotiert am Äquator mit ungefähr 47.000 Kilometern pro Stunde, während die Rotationsgeschwindigkeit der Erde am Äquator 1674,4 Kilometer pro Stunde beträgt.

Das Ergebnis dieser Forschungsarbeit erweitert die Kenntnisse über die Relation zwischen Masse und Rotationsgeschwindigkeit von Planeten, welche zuvor nur in unserem eigenen Sonnensystem untersucht werden konnte, jetzt auch auf den Bereich der Exoplaneten.

„Es ist nicht bekannt, warum sich manche Planeten schneller und andere langsamer drehen“, so Remco J. de Kok vom Netherlands Institute for Space Research, einer der an der Studie beteiligten Wissenschaftler. „Aber diese erste Messung der Rotation eines Exoplaneten zeigt, dass der im Sonnensystem beobachtete Trend, nach dem schwerere Planeten sich auch schneller drehen, auch auf Exoplaneten zutrifft. Es muss sich dabei um eine universelle Auswirkung des Prozesses der Planetenentstehung handeln.“

Beta Pictoris b ist – verglichen mit dem Alter der Erde von rund 4.5 Milliarden Jahren – ein noch sehr junger Planet mit einem Alter von lediglich etwa 21 Millionen Jahren. Die Astronomen gehen davon aus, dass der Exoplanet in den kommenden 100 Millionen Jahren noch weiter abkühlen und dadurch bedingt ’schrumpfen‘ wird. Da bei diesem Vorgang allerdings der ursprüngliche Drehimpuls erhalten bleibt wird sich die Rotationsgeschwindigkeit des Planeten im Laufe der Zeit noch weiter erhöhen. Ein vergleichbarer Effekt kann bei einer Eiskunstläuferin beobachtet werden, die sich bei einer Pirouette schneller dreht, sobald sie ihre Arme näher an ihren Körper zieht.

Für ihre Untersuchungen nutzten die beteiligten Astronomen eine präzise Methode namens „hochdispersive Spektroskopie“, um die verschiedenen Wellenlängen des Lichtspektrums von Beta Pictoris b zu trennen. Das Prinzip des Doppler-Effekts ermöglichte es ihnen zu erkennen, dass sich verschiedenen Teile des Planeten mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und – relativ zu dem Beobachter – in entgegengesetzte Richtungen bewegen. Indem sie sehr sorgfältig die Effekte des sehr viel helleren Zentralstern aus ihren Messdaten herausrechneten, war es ihnen möglich die Rotationssignatur des Planeten zu extrahieren.

„Wir haben die Wellenlänge der Strahlung, die von dem Planeten ausgeht, mit einer Präzision von 1 zu 100.000 gemessen. Dadurch wird die Messung empfindlich für den Dopplereffekt, der die Bestimmung der Geschwindigkeit eines strahlenden Objekts erlaubt“, so Ingas Snellen. „Mittels dieser Methode sehen wir, dass sich verschiedene Teile der Planetenoberfläche mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten auf uns zu oder von uns weg bewegen. Das kann nur bedeuten, dass der Planet um seine Achse rotiert.“

Bedeutung für die Exoplaneten-Forschung
Diese hier angewandte Methode ist eng mit der Doppler-Bildgebung verwandt, welche bereits seit mehreren Jahrzehnten verwendet wird, um die Oberfläche von Sternen und kürzlich auch von einem Braunen Zwerg zu kartieren (Raumfahrer.net berichtete). Die schnelle Rotation von Beta Pictoris b bedeutet, dass es in der Zukunft möglich sein wird, von dem Exoplaneten eine globale Karte zu erstellen, welche dort möglicherweise auftretende Wolkenstrukturen und Stürme zeigen könnte.

„Diese Methode kann mit der hervorragenden Auflösung und Empfindlichkeit des European Extremely Large Telescope und einem bildgebenden Hochdispersions-Spektrografen auf eine viel größere Auswahl an Exoplaneten angewendet werden. Mit dem geplanten ‚Mid-infrared E-ELT Imager and Spectrograph‘ METIS wird es uns mit dieser Methode möglich sein, globale Karten von Exoplaneten anzufertigen und sehr viel kleinere Planeten als Beta Pictoris b zu charakterisieren“, ergänzt Bernhard Brandl von der Sternwarte Leiden, der ebenfalls an dieser Studie beteiligte METIS-Projektleiter.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 1. Mai 2014 von Ignas A. G. Snellen et al. unter dem Titel „The fast spin-rotation of a young extra-solar planet“ in der Fachzeitschrift ‚Nature‘ publiziert.

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Fachartikel von Ignas A. G. Snellen et al.:

• The fast spin-rotation of a young extra-solar planet (engl.)

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

Am 18. Juni 2011 hat die Raumsonde Cassini einen dichten Vorbeiflug am Saturnmond Helene absolviert und diesen unregelmäßig geformten Mond um 21:31 MESZ mit einer Geschwindigkeit von 4,6 Kilometern pro Sekunde passiert. Zum Zeitpunkt der dichtesten Annäherung betrug die Entfernung zwischen Cassini und dem Mond lediglich 6.968 Kilometer. Im Verlauf dieses nicht zielgerichteten Vorbeifluges bildete das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment, eines von insgesamt 12 wissenschaftlichen Instrumenten an Bord von Cassini, die Oberfläche des Mondes aus verschiedenen Entfernungen und unter unterschiedlichen Beleuchtungsverhältnissen ausführlich ab.

Dabei näherte sich Cassini dem Mond von dessen zu diesem Zeitpunkt nicht von der Sonne beleuchteten Nachtseite und überflog anschließend die von der Sonne hell beleuchtete Tagseite. Die gewonnenen Aufnahmen der Mondoberfläche wollen die an der Mission beteiligten Wissenschaftler für die Vervollständigung einer globalen Karte von Helene verwenden. Zusätzlich soll anhand dieser Bilder die Verteilung der Impaktkrater auf der Mondoberfläche sowie deren zeitliche Entstehungsgeschichte eingehend studiert werden. Außerdem sollen die Aufnahmen einen globalen Überblick über die Verteilung von Rinnen – sogenannten „Gullies“ – liefern, welche bereits während der vorangegangenen Vorbeiflüge der Raumsonde an Helene auf der Mondoberfläche entdeckt wurden.

Die am 18. Juni angefertigten Aufnahmen haben vor wenigen Stunden das Cassini-Kontrollzentrum am Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena/ Kalifornien erreicht und sind mittlerweile auch auf der Cassini-Missionsseite des JPL einsehbar. Neben verschiedenen Kratern und Gullies, welche die Mondoberfläche überziehen, sind dabei auch mehrere Hangrutschungen erkennbar. Hierbei handelt es sich um Trümmermaterial, welches bei den Einschlägen von Meteoriten und kleineren Asteroiden gebildet wurde und anschließend an den Kraterwänden herabgerutscht ist.

Bei Helene handelt es sich um einen unregelmäßig geformten Mond mit einer Ausdehnung von rund 36 × 32 × 30 Kilometern. Helene umkreist den Saturn in einem mittleren Abstand von 377.420 Kilometern in einem Zeitraum von 65 Stunden und 41 Minuten. Die Umlaufbahn des Mondes weist eine Exzentrizität von 0,0022 auf und ist um 0,021 Grad gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Für eine vollständige Rotation um die eigene Achse benötigt Helene ebenfalls eine Zeitspanne von 65 Stunden und 41 Minuten. Damit verfügt der Mond über eine gebundene Rotation. Genauso wie auch der Mond der Erde weist Helene dem Saturn also immer die gleiche Seite zu.

Die geringe Dichte des Mondes mit einem Wert von 1,4 Gramm pro Kubikzentimeter deutet darauf hin, dass sich Helene überwiegend aus Wassereis sowie geringen Anteilen an silikatischem Gestein zusammensetzt. Helene verfügt über eine helle Oberfläche mit einer Albedo von 0,6. Dies bedeutet, dass etwa 60 Prozent des einfallenden Sonnenlichtes von der Mondoberfläche reflektiert werden.

Der Vorbeiflug am 18. Juni stellte die zweitdichteste Annäherung der Raumsonde an diesen Mond während der gesamten Cassini-Mission dar. Die dichtste Annäherung an Helene fand bereits am 10. März 2010 statt. An diesem Tag näherte sich Cassini der Oberfläche von Helene sogar bis auf eine Distanz von 1.820 Kilometern an.

Gegenwärtig ist die Raumsonde Cassini damit beschäftigt, einen zielgerichteten Vorbeiflug am Saturnmond Titan zu absolvieren. Die dichteste Annäherung an Titan erfolgte dabei bereits gegen 20:32 MESZ.

Die Mission Cassini-Huygens ist ein Gemeinschaftsprojekt der 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 für das Direktorat für wissenschaftliche Missionen der NASA in Washington, DC.

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: Interfax, JSC ISS, Kommersant, Roskosmos.

Am 1. März 2011 meldete die russische Nachrichtenagentur Interfax, dass es nach Problemen infolge des Ausfall eines Systems zur Sonnenorientierung nicht mehr gelang, das Raumfahrzeug wieder einsatzfähig zu machen. Mitte vergangener Woche sollen die Probleme mit der Kontrolle der Ausrichtung des Satelliten begonnen haben. Kommersant berichtete am 2. März 2011, der Satellit rotiere unkontrolliert, was darauf zurückzuführen sei, dass die Solarzellenausleger nicht in der Lage waren, den zum Betrieb des Satelliten und seiner Sensorsysteme erforderlichen Strom zu erzeugen.
Seit dem Aussetzen durch die Bris-KM-Oberstufe der Trägerrakete war GEO-IK-2 Nr. 11 in einem Orbit mit einem Apogäum von rund 1.021 und einem Perigäum von rund 369 Kilometern über der Erde unterwegs, statt wie geplant auf einer annähernd kreisförmigen Bahn in rund 1.000 Kilometern Höhe. Angesicht der Bahnparameter war klar, dass der Satellit allenfalls eingeschränkt seinen ursprünglichen Einsatzzweck würde erfüllen können. Die aktuelle Umlaufbahn ist auch Grund für die eingeschränkten Fähigkeiten der beiden Solarzellenausleger des Satelliten, seine System mit Strom zu versorgen.

Ein Radiohöhenmesser namens Sadko von Thales Alenia Space, ein Dopplersystem, ein Entfernungsmesser, ein optischer Reflektor für Laserlicht und ein System zur Bereitstellung einer synchronisierten Zeitbasis sollte die Erstellung eines hochgenauen geodätischen Koordinatensystems unterstützen. Die Drift der Kontinentalplatten sollte der von Reschetnjow Informational Satellite Systems gebaute Satellit mit dem Erzeugniscode 14F31 und der alternativen Typbezeichnung Mousson 2 bestimmen können, ebenso die Rotationsgeschwindigkeit der Erde und die Lage der Pole.

1982 hatte die Sowjetunion mit dem Aufbau eines militärischen geodätischen Systems begonnen. 1994 wurde der zunächst letzte Erdvermessungssatellit gestartet und ab 1999 blieben Aktualisierungen der Daten des geodätischen Systems aus. GEO-IK-2 Nr. 11 sollte als erster eines neuen Satellitenpaares frische Messdaten sammeln, um Russlands militärisches geodätisches System auf einen aktuellen Stand zu bringen.

Es ist nicht völlig ausgeschlossen, dass es noch einmal gelingt, Verbindung zu dem Satelliten aufzubauen. Möglicherweise beleuchtet die Sonne die Solarzellenausleger bei einer zufällig günstigen Lage des Satelliten im Raum so lange, dass zur Kommunikation mit dem Raumfahrzeug erforderliche Systeme hochfahren. Auf einen stabilen Betrieb von GEO-IK-2 Nr. 11 zu hoffen, entbehrt jedoch jeder vernünftigen Grundlage.

GEO-IK-2 Nr. 11 ist katalogisiert mit der NORAD-Nr. 37.362 bzw. als COSPAR-Objekt 2011-005A.

Der Beitrag GEO-IK-2 Nr. 11 wird seine Mission nicht erfüllen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: ESA.

Pulsare sind Neutronensterne mit einem Durchmesser von nur 10 bis 20 km, die durch ihre Rotation bedingt wie ein Leuchtturm in regelmäßigen Pulsen Strahlung besonders im Radiobereich aussenden. Sie weisen an ihrer Oberfläche extrem starke Magnetfelder von rund 10⁸ Tesla auf. Die Magnetfelder ihrer nahen Verwandten, der Magnetare, sind aber mit rund 10¹¹ Tesla viel stärker.

Der Röntgensatellit Chandra entdeckte jetzt den Pulsar SGR 0418. Zum Erstaunen des Astronomenteams vom University College in Londen kommt es bei diesem Pulsar zu kontinuierlichen und ausbruchartigen Emissionen von Röntgenstrahlung an der Oberfläche. Auch Ausbrüche hochenergetischer Gammastrahlung ereignen sich dort.
Es wird jetzt angenommen, dass SGR 0418 trotz seiner äußerlich schwachen Magnetisierung ein sehr starkes internes Magnetfeld besitzt, das die nötige Energie liefert. Auch ist aufgefallen, dass die Rotationsgeschwindigkeit von SGR 0418 über 490 Tage hinweg gleichblieb, während bei Magnetaren durch ihre schnelle Rotation energiereiche Partikel ins All verloren gehen und so im Laufe der Zeit die Rotationsenergie abnimmt.

Warum sich dieser Pulsar so merkwürdig benimmt und was hinter dieser offenbar zusätzlichen Energie steckt, wissen die Astronomen noch nicht. Vielleicht handelt es sich bei SGR 0418 um einen Vertreter einer zuvor unbekannten Gruppe von Magnetaren.

Der Beitrag Eigenartiger Pulsar erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 4. August 2010 erreichte die Raumsonde Cassini auf ihrer elliptischen Umlaufbahn um den Saturn erneut die Apoapsis, den Punkt der größten Entfernung zu dem Planeten. Zu diesem Zeitpunkt befand sich Cassini etwa 2,56 Millionen Kilometer von der obersten Wolkenschicht des Saturn entfernt und begann zugleich ihren 137. Umlauf um den Ringplaneten. Die Raumsonde befindet sich gegenwärtig in einem leicht geneigten Orbit, welcher 4,5 Grad außerhalb der Ringebene verläuft. Der jetzt begonnene 20 Tage dauernden Umlauf wird daher unter anderem dazu genutzt werden, um mit den wissenschaftlichen Instrumenten mehrere nahe Begegnungen mit verschiedenen größeren Monden des Saturn zu beobachten.

Zwei Tage nach dem Passieren der Apoapsis wird das aus einer Telekamera (NAC) und einer Weitwinkelkamera (WAC) bestehende ISS-Kameraexperiment an Bord der Raumsonde Cassini die wissenschaftlichen Beobachtungen während dieses auch als „Rev136“ bezeichneten Saturn-Umlaufs aufnehmen und mehrere der kleineren inneren Monde des Ringplaneten abbilden. Durch die astrometrischen Beobachtungen der Monde Helene, Telesto, Pandora, Janus und Pallene sollen die bisher verfügbaren Daten über deren jeweilige Umlaufbahnen noch weiter verfeinert werden. Diese Einzelbeobachtungen werden durchweg aus größeren Distanzen erfolgen und keine Oberflächendetails der jeweiligen Monde auflösen.

Am 7. August wird die Raumsonde dann den größten der Saturnmonde, den etwa 5.150 Kilometer durchmessenden Titan, ins Visier nehmen. Aus einer Entfernung von rund 1,83 Millionen Kilometern wird der Mond dabei als eine sehr schmale Sichel erkennbar sein. Bei dieser Gelegenheit soll erneut die dichte Dunstschicht der oberen Titanatmosphäre untersucht werden, welche die Mondoberfläche verdeckt. Obwohl zu diesem Zeitpunkt aus der Perspektive von Cassini nur ein kleiner Teil von Titan direkt von der Sonne beleuchtet wird, wird man die oberste Schicht der Titanatmosphäre auf den Aufnahmen der ISS-Kamera erkennen, wie sie sich um den gesamten Mond erstreckt. Einen Tag später soll diese Beobachtungssequenz aus einer Distanz von dann nur noch 1,32 Millionen Kilometern wiederholt werden.

Unmittelbar nach dieser zweiten Titan-Observation am 8. August wird eine erneute astrometrische Beobachtungskampagne durchgeführt. Diesmal werden die kleinen Saturnmonde Polydeuces, Methone, Pandora, Anthe und Epimetheus die Ziele der ISS-Kamera darstellen. Der Mond Pandora wird sich dabei im Schatten des Saturn bewegen. Ebenfalls an diesem Tag wird zudem eine Beobachtung des irregulären Saturnmondes Kiviuq erfolgen.

Dieser etwa 14 Kilometer durchmessende Mond umläuft den Saturn innerhalb von 449 Tagen und 17 Stunden auf einer stark elliptischen Umlaufbahn in einer mittleren Entfernung von 11,4 Millionen Kilometern. Seine Dichte fällt mit einem Wert von 2,5 Gramm pro Kubikzentimeter im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch aus. Dieser Wert deutet darauf hin, dass sich der Mond vermutlich aus Wassereis und einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammensetzt. Die Albedo von 0,06 zeugt dabei von einer sehr dunklen Oberfläche.

Kiviuq wird sich zum Zeitpunkt der Beobachtung durch die ISS-Kamera rund 9,24 Millionen Kilometer von der Raumsonde entfernt befindet. Die Beobachtung ist Bestandteil einer langfristig angelegten Kampagne, in deren Verlauf der Mond unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen abgebildet wird. Das Ziel dieser Beobachtungskampagne besteht darin, weitere Informationen über die Oberflächeneigenschaften des Mondes zu erhalten.

Am 11. August wird Cassini dann einen nicht zielgerichteten Vorbeiflug an Titan durchführen, wobei die Raumsonde den Mond in einer Entfernung von 417.010 Kilometern passieren wird. Für diesen Vorbeiflug sind zwei getrennte Beobachtungen vorgesehen. Zuerst wird in den frühen Morgenstunden des 12. August eine aus vier Einzelbildern bestehende Mosaikaufnahme angefertigt werden, wobei die Region zwischen den Oberflächenformationen Senkyo und Belet abgebildet werden wird. Diese Bilder werden von ihrer Auflösung her mit die besten sein, welche die Wissenschaftler der Cassini-Mission bisher von diesem Gebiet gewinnen konnten.
Für den folgenden Tag ist dann eine weitere Mosaikaufnahme, ebenfalls aus vier Einzelbildern bestehend, vorgesehen, welche diesmal aus einer Distanz von 700.000 Kilometern angefertigt werden soll. Aufgrund der Rotation des Mondes und der Bewegung der Raumsonde wird Cassini dann die andere Seite des Titan abbilden. Das Mosaik wird auf den Bereich westlich der Senkyo-Region zentriert sein.

Zwischen diesen beiden Beobachtungen werden die an der Mission beteiligten Wissenschaftler aus einer Distanz von etwa 5,63 Millionen Kilometern eine Lichtkurve des etwa 26 Kilometer durchmessenden Mondes Albiorix erstellen. Albiorix umläuft Saturn innerhalb von 783 Tagen und 11 Stunden auf einer ebenfalls stark exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 16,4 Millionen Kilometern, wobei diese Umlaufbahn mit fast 34 Grad stark gegen die Ekliptik geneigt ist. Die Dichte des Mondes fällt mit 2,3 Gramm pro Kubikzentimeter etwas geringer als die von Kiviuq aus. Trotzdem geht man bei beiden Monden von einer in etwa vergleichbaren Zusammensetzung aus.

Mit Hilfe dieser 16 Stunden andauernden Observation erhoffen sich die Wissenschaftler Rückschlüsse auf die Rotationsdauer dieses irregulären Mondes. Zudem will man feststellen, ob es sich bei Albiorix eventuell um ein binäres Objekt handelt. Der Hintergedanke liegt darin begründet, dass es sich bei mehreren Objekten des Asteroidenhauptgürtels und des Kuiper-Gürtels, welche über mit Albiorix vergleichbare Abmessungen verfügen, um Doppelasteroiden handelt. Sollte sich auch Albiorix als ein solcher Doppelasteroid erweisen, so könnte man dies als ein Indiz dafür werten, dass der Mond einstmals von Saturn „eingefangen“ wurde.

Am 13. August kommt es schließlich zu einem weiteren nicht zielgerichteten Vorbeiflug an einem der größeren Monde des Saturn. In einer Entfernung von 108.621 Kilometern wird Cassini dabei mit einer Geschwindigkeit von 11,3 Kilometern pro Sekunde an dem 1.122 Kilometer durchmessenden Mond Dione vorbeifliegen, wofür zwei ISS-Observationen vorgesehen sind. Die erste Beobachtung wird aus Entfernungen zwischen 314.500 und 223.800 Kilometern durchgeführt werden. Im Rahmen dieser Beobachtungssequenz soll speziell nach dem möglichen Auftreten von sogenannten „Plumes“ Ausschau gehalten werden, wie sie bereits bei dem Mond Enceladus beobachtet werden konnten. Bei diesen Plumes handelt es sich um Geysire, welche durch eine kryovulkanische Aktivität ausgelöst werden. Größere Mengen an Eis und Wasser werden dabei in Form von Fontänen aus dem Mondinneren herausgeschleudert und erstrecken sich anschließend in die Umgebung des Mondes.

Die zweite Beobachtungskampagne erfolgt dann während der größten Annäherung der Raumsonde an Dione. Eine aus vier Einzelbeobachtungen bestehende Abtastung durch das Composite Infrared Spectrometer (CIRS) wird dabei Details einzelner Bereiche der Mondoberfläche sowie die dort herrschenden Temperaturen vermessen.

Am 14. August erfolgt schließlich um 00:29 Uhr MESZ ein gezielter Vorbeiflug am Enceladus. Cassini wird dabei die Südpolregion dieses 504 Kilometer durchmessenden Mondes in einer Höhe von 2.551 Kilometern mit einer Geschwindigkeit von 6,9 Kilometern pro Sekunde überfliegen. Die wissenschaftlichen Beobachtungen während dieses auch als „E11“ bezeichnete Vorbeifluges werden bereits am Vortag beginnen. Im Zeitraum zwischen 14:50 Uhr und 18:00 Uhr MESZ wird sich die ISS-Kamera auf die Südpolregion des Mondes konzentrieren, um die verschiedenen von der dort befindlichen Tigerstreifen-Region ausgehenden Plumes der Kryovulkane abzubilden. Um die „Lichtverschmutzung“ der dabei zu erstellenden Aufnahmen möglichst gering zu halten, wird sich der Mond dabei lediglich am Rand des Aufnahmebereiches der Kamera befinden.

In der zeitlichen Abfolge der wissenschaftlichen Beobachtungen liegt diese Observation zwischen den beiden Beobachtungssequenzen des Dione-Vorbeifluges. Hierbei wird die Auflösung der Enceladus-Bilder bei etwa 1,3 Kilometer pro Pixel liegen. Nach dem Abschluss der Dione-Beobachtungen wird sich Cassini erneut auf die Enceladus-Plumes ausrichten und diese bis kurz vor die größte Annäherung der Raumsonde an den Mond abbilden. Während all dieser Aufnahmen wird sich Enceladus als ein nur teilweise von der Sonne beleuchteter Halbmond zeigen.

In der Phase der größten Annäherung wird dann das CIRS-Spektrometer die ISS-Kamera als eingesetztes Instrument ablösen und im mittleren Infrarot-Bereich mehrere Scans der Südpolregion durchführen, um die dort herrschenden Temperaturen zu ermitteln. Unter anderem wird dabei die Region Damascus Sulcus in hoher Auflösung abgebildet werden. Die Aufnahmen sind so konzipiert, dass die Temperatur innerhalb des Grabens von Damascus Sulcus gemessen wird, während sich diese Region auf der Nachtseite des Mondes befindet. Nach der größten Annäherung an Enceladus werden dann aus verschiedenen Entfernungen bis hin zu 95.000 Kilometern mehrere Mosaik-Aufnahmen erstellt, welche fast die gesamte sichtbare Mondoberfläche wiedergeben sollen.

Nur wenige Stunden nach der dichtesten Annäherung an Enceladus wird Cassini um 03:03 Uhr MESZ die Periapsis, den Punkt der größten Annäherung an den Saturn, erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wird sich die Raumsonde lediglich 147.600 Kilometer über der obersten Wolkenschicht des Saturn befinden. In diesem Zeitraum wird das Ultraviolet Imaging Spectrometer (UVIS) zusammen mit der ISS-Kamera den Stern Rigel im Sternbild Orion beobachten, welcher während dieser Aufnahmen gerade durch das Ringsystem des Saturn bedeckt werden wird. Durch die dabei erkennbaren Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve des Sterns erhoffen sich die Wissenschaftler Aufschlüsse über den Aufbau und die Struktur der Hauptringe des Ringsystems. Durch die zeitliche Abfolge der Helligkeitsschwankungen und deren Intensität können Rückschlüsse über die Lichtdurchlässigkeit und somit auch über die Materialdichte der einzelnen Ringstrukturen gewonnen werden.

Unmittelbar nach dem Abschluss der Beobachtungen von Enceladus wird Cassini sich dem Mond Tethys mit einer Geschwindigkeit von 9,2 Kilometern pro Sekunde bis auf eine Entfernung von 36.965 Kilometern nähern und auch diesen Mond mit den Kamerasystemen abbilden. Zwei Mosaik-Aufnahmen, welche zum Zeitpunkt der größten Annäherung erstellt werden, sind auf das Penelope-Impaktbassin und auf den Nordpol des Mondes ausgerichtet. Zwei weitere Bildsequenzen werden anschließend die vom Saturn abgewandte Hemisphäre des Mondes widergeben.

Am 16. August stehen dann erneute astrometrische Beobachtungen der inneren Saturnmonde auf dem wissenschaftlichen Arbeitsprogramm der Sonde. Hierbei sollen diesmal die Monde Pallene, Epimetheus, Helene, Prometheus und Janus abgebildet werden. Am 24. August wird Cassini schließlich erneut die Apoapsis erreichen und den 137. Umlauf um den Saturn beenden. Der folgende Orbit Nummer 138, welcher bis zum 13. September 2010 andauern wird, beinhaltet am 3. September zwei weitere Begegnungen mit den Monden Titan und Dione. Titan wird dabei in einer Distanz von 986.000 Kilometern passiert werden, wogegen die Entfernung zu Dione lediglich etwa 33.100 Kilometer betragen wird.

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Der Beitrag Cassini beginnt den Orbit Nummer 137 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: JAXA (IKAROS-Blog). Vertont von Peter Rittinger.

Dabei sank die Rotationsrate durch das steigende Trägheitsmoment weiter auf gegenwärtig etwa 2,5 Umdrehungen pro Minute. In etwa bei dieser Drehzahl soll sich das Segel schließlich entfalten. Dazu werden 8 motorgetriebene Rollen, die bisher zur Regulierung der Ausziehgeschwindigkeit verwendet wurden und nun nur noch die Mittelbereiche der zusammengefalteten vier Einzeltrapeze des Sonnensegels halten, nach unten geschwenkt. Die restliche Fliehkraft sorgt dann für das endgültige Entfalten des Segels.

Die vier baugleichen Einzeltrapeze der nur 8 Mikrometer dünnen Folie tragen mehrere Reihen Dünnschichtsolarzellen zur Gewinnung elektrischer Energie, Reflektoren, deren reflektive Eigenschaften durch Anlegen einer Spannung von diffus auf direkt umgeschaltet werden können und je einen Staubdetektor. Sie sind an den Schenkeln durch Kabel miteinander verbunden, die diagonal bis zum Sondenkörper führen und die gesamte Struktur zusammenhalten. Im Inneren besitzt das ansonsten quadratische Segel eine Aussparung mit 3,20 m Seitenlänge.

Nach der Entfaltung des Segels will man zunächst etwa einen Monat lang Daten über die Energiegewinnung durch die Solarzellen auf dem Segel sowie das Verhalten des Segels unter dem Einfluss des Lichtdrucks der Sonne sammeln. Während der ganzen Zeit verbleibt die Sonde in einer langsamen Rotation um die Längsachse, so dass die Fliekraft das Segel dauerhaft aufspannt. Danach soll die Raumsonde aktiv gesteuert werden.

Dazu werden die schaltbaren Reflektoren im Takt der Rotation auf einem Teil des Sonnensegels von diffus auf direkt reflektierend umgeschaltet. Bei direkter Reflexion wirkt ein geringfügig größerer Impuls, so dass Segel und Zentralkörper leicht in eine Richtung gedrückt werden, letzterer durch die weiterhin bestehende Kabelverbindung.

Gelingt das Unternehmen, so könnte in einigen Jahren eine japanische Sonde mit Sonnensegel zum Planeten Jupiter aufbrechen. Dabei soll ein größerer Teil eines ebenfalls größeren Sonnensegels mit Solarzellen bedruckt sein und Energie für ein Ionentriebwerk liefern.

IKAROS startete am 21. Mai ins All, ist gegenwärtig rund 7,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt und bewegt sich auf einer heliozentrischen Bahn in Richtung Venus, die sie im Dezember passieren soll.

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Der Beitrag IKAROS: Entfaltungsphase 1 abgeschlossen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: JAXA.

Offenbar ergaben sich Abweichungen zwischen den mathematischen Modellen und dem tatsächlichen Abrollverlauf. Nun will man alles noch einmal durchrechnen, um möglichst nichts falsch zu machen. Die Sonde ist nach Äußerungen im IKAROS-Blog aber weiterhin in gutem Zustand.
Das weitere Herausziehen des Sonnensegels wird frühestens am 8. Juni fortgesetzt, dem schließt sich dann die Entfaltung an. Die Rotationsrate liegt gegenwärtig bei 7,4 Umdrehungen pro Minute und IKAROS ist mittlerweile reichlich 6,3 Millionen Kilometer von der Erde entfernt.

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Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: NASA/JPL. Vertont von Peter Rittinger.

Viele Vorgänge in Galaxien werden maßgeblich vom zentralen Schwarzen Loch beeinflusst. Die neuesten Erkenntnisse über Schwarze Löcher wurden in der Ausgabe vom 27. Mai der Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vorgestellt.

Schwarze Löcher zählen zu den merkwürdigsten Objekten in unserem Universum. Ihrer Gravitation kann sich nicht einmal Licht entziehen, das, sobald es näher als den sogenannten Schwarzschildradius an das Schwarze Loch herankommt, nicht mehr entkommen kann. Seit einiger Zeit ist bekannt, dass fast jede Galaxie in ihrem Zentrum ein supermassives Schwarzes Loch besitzt, das eine Masse von mehreren Millionen Sonnen hat. Umgeben ist dieses Schwarze Loch von einer Akkretionsscheibe. Auf zwei Seiten schießen Jets aus dem Schwarzen Loch heraus.

Das Schwarze Loch kann entweder in die gleiche Richtung wie die Akkretionsscheibe, also rechtläufig oder prograd, drehen; oder es dreht sich entgegen der Richtung der Akkretionsscheibe, also rückläufig oder retrograd. Die längste Zeit wurde angenommen, dass die Größe der Jets mit der Geschwindigkeit der Umdrehung des Schwarzen Lochs zusammenhängt. Dies warf unter Wissenschaftlern ein Paradoxon auf, das nun gelöst zu sein scheint.

Am JPL in Pasadena, Kalifornien, wurde jetzt herausgefunden, dass die Stärke des Jets bei retrograden Schwarzen Löchern höher ist und nur indirekt mit der Umdrehungsgeschwindigkeit. Prograde Schwarze Löcher hingegen haben nur schwache oder gar keine Jets. Das geht aus langjährigen Untersuchungen zahlreicher naher und entfernter Schwarzer Löcher und ihrer Akkretionsscheiben hervor.

Galaxien, die im Radiobereich des Spektrums dunkler erschienen, beinhalteten meist ein prograd rotierendes Schwarzes Loch, während Galaxien mit retrograden Schwarzen Löchern heller aufleuchteten.

Jets spielen eine wichtige Rolle in der Entwicklung von Galaxien. So wurde bewiesen, dass sie die Rotation von Galaxien abbremsen und damit die Sternentstehung, auch in Nachbargalaxien, merkbar verringern.

Verwandte Websites:

• JPL Release

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Der Beitrag Größere Jets bei „falschen“ Schwarzen Löchern erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: JAXA.

Am 31. Mai meldete die japanische Raumfahrtorganisation JAXA, dass die vier Pilotmassen, die an den Spitzen des mehrteiligen Sonnensegels befestigt sind, erfolgreich aus dem Inneren des Hauptkörpers entlassen wurden. Sie werden durch die Fliehkraft der rotierenden Sonde nach außen gezogen. Die Rotationsrate sollte dabei von anfänglich 5 auf 2 Umdrehungen pro Minute reduziert werden, bis die Verbindungskabel straff und stabil sind.

Anschließend soll die Rotationsrate auf etwa 25 Umdrehungen pro Minute erhöht werden – möglicherweise ist dies auch bereits geschehen – und die Pilotmassen das zusammengefaltete Segel nach dessen Freigabe komplett aus dem Inneren der Sonde herausziehen. Dazu verfügt die Sonde über einen speziellen Abrollmechanismus aus 8 rotierenden Stoppern, die gleichzeitig ein vorzeitiges Entfalten verhindern sollen.

Danach beginnt Phase II, während der die Rotation erneut gebremst wird, so dass sich das Segel entfalten kann. Es besteht aus vier trapezförmigen Folien, die an den Schenkeln miteinander verbunden sind, misst in der Diagonale 20 Meter und umfasst eine Gesamtfläche von 173 m².

Auf der nur 8 Mikrometer dünnen Folie sind Dünnschichtsolarzellen, schaltbare Reflektoren und Staubdetektoren untergebracht. Damit will man in den kommenden Monaten elektrische Energie bereitstellen, das Sonnensegel ausrichten bzw. die Staubdichte im interplanetaren Raum messen. Falls das Unternehmen mit Experimentalcharakter gelingt, könnte in den nächsten Jahren eine japanische Jupitersonde mit einem deutlich größeren Sonnensegel ausgerüstet werden.

IKAROS war am 21. Mai gemeinsam mit der Venussonde Akatsuki und vier kleineren Raumflugkörpern auf einer H2-A-Trägerrakete von Tanegashima aus ins All gestartet. Am 1. Juni befand sie sich bereits gut 4,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt.

Raumcon:

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Der Beitrag IKAROS: Bereit zur Entfaltung des Sonnensegels erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Eigene Recherchen.

Mit seinem Alter verbessert er nicht nur die bisherige Rekordmarke für einzelnstehende Pulsare um das Zehnfache, er ist mit einer Entfernung von nur 770 Lichtjahren auch einer der nächstgelegenen Vertreter der Klasse der Röntgenemitter. Alles andere als bettlägerig ist der „rüstige Rentner“ obendrein, wie vergleichende Messresultate einer 2001er Radiomessung zur 2007er Röntgenmessung beweisen. Die Position der Röntgenquelle unterscheidet sich ein wenig von der der Radioquelle, was eine relative Eigenbewegung des Neutronensterns von über 700.000 km/h impliziert.
Der Ausdruck „Pulsar“ ist ein Kunstbegriff und bezeichnet einen schnell rotierenden Neutronenstern. Ein solcher Neutronenstern wiederum ist der stark komprimierte Überrest eines zuvor in einer Supernova vergangenen massereichen Sterns. Etwa 1,4 bis 3,0 (Rest)-Sonnenmassen des Muttersterns vereinigt so ein exotisches Objekt auf kleinstem Raum von vielleicht 20 km Durchmesser auf sich und macht den Neutronenstern dadurch zu dem dichtesten Körper des bekannten Universums, übertroffen nur noch von Massemonstern wie den Schwarzen Löchern in ihren verschiedenen Ausprägungen. Darüber hinaus – und das ist eminent für eine spätere Detektion – behält der Neutronenstern seinen Drehimpuls bei.

Da sich nach dem Gesetzt der Impulserhaltung bei einem resultierenden Drehmoment eines beliebigen Systems von null, der Drehimpuls als Erhaltungsgröße darstellt, beschleunigt sich die Rotation in Verbindung mit der erheblichen Verkleinerung der räumlichen Ausdehnung stark, so dass die Rotationsdauer nur noch Sekunden oder gar Sekundenbruchteile beträgt. Ohne Begleiter liegt die durchschnittliche Rotationsdauer eines Pulsars zwischen 0,01 und 8 Sekunden und verringert sich durch das Abstrahlen seiner Energie um etwa 10^-15 s pro Sekunde, was seine Lebensdauer auf etwa 10 bis 20 Millionen Jahre beschränken würde. Bis eben J0108 uns eines Besseren belehrte, denn trotz seines immensen Alters rotiert er noch immer mit gut einer Umdrehung je Sekunde.

Typischerweise weicht die Magnetachse, entlang derer die Strahlung in den Raum entweicht, während der Rotation von der Rotationsachse ab. Liegen wir mit der Erde nun zufällig auf ihrer Sichtlinie, empfangen wir wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale.

Einiges der auf diese Weise abgestrahlten Energie von J0108 macht sich im Röntgenspektrum bemerkbar. Die Effizienz dieses Energieumwandlungsprozesses ist bei J0108 jedoch höher als bei jedem anderen bisher bekannten Pulsar, was nicht unwesentlich zu seinem hohen Lebensalter beigetragen haben dürfte.

Möglicherweise emittiert der Pulsar durch den Ausstoß von Partikeln, die um magnetische Felder spiralen und durch Emissionen von aufgeheizten Gebieten um seine Pole, gleich zwei Formen der hochenergetischen Röntgenstrahlung. Leider ist es seither nicht gelungen, Temperaturen und Größe der aufgeheizten Polregionen im Detail zu vermessen, was wertvolle Einblicke in die außerordentlichen Oberflächeneigenschaften eines Neutronensterns und den Prozessen, die zur Beschleunigung der geladenen Partikel führen, gewähren würde.

Jedoch bestätigt der Befund, dass „sterbende Pulsare“ durchaus hocheffiziente Röntgenemitter darstellen und nährt die Annahme, dass zukünftig noch einige der im Alter weit fortgeschrittenen Neutronensterne anhand ihrer Röntgenstrahlung aufgespürt werden können, was nicht zuletzt aufgrund der Tatsache, dass sich der Klassifikationsbegriff der Pulsare nach J08108 eben nicht mehr ausschließlich auf die bisher untersuchten jungen hellen Pulsare beschränken kann, von enormer Bedeutung ist.

Der Beitrag Zwar alt – doch längst noch nicht tot! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: NASA.

Das Gammastrahlen-Weltraumteleskop Fermi hatte seit seinem Start am 11. Juni 2008 als GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) 16 der bei der Analyse berücksichtigten Pulsare entdeckt. Fermi ist das erste Raumfahrzeug, das in der Lage ist, Pulsare allein anhand ihrer Gammastrahlenemission auszumachen.

Die von Fermi gefundenen Pulsare wurden im Rahmen einer ausgedehnten Suche nach periodischen Fluktuationen von Gammastrahlung entdeckt, Daten aus fünf Beobachtungsmonaten wurden unter Zuhilfenahme von neuartigen Computerberechnungsmethoden ausgewertet.

Vor dem Start von Fermi hatte man noch geglaubt, das Weltraumteleskop werde im Laufe seiner Mission etwa eine Handvoll neue Pulsare finden, nun wurden schon in den ersten fünf Monaten 16 neue Pulsare entdeckt, was alle ursprünglichen Erwartungen übertrifft.

Ein Pulsar ist der übriggebliebene Kern eines explodierten Sternes, rotiert sehr schnell und weist ein sehr starkes Magnetfeld auf. Die meisten der bisher entdeckten rund 1.800 Pulsare wurden aufgrund ihrer periodischen Aussendung von Radionstrahlung entdeckt, die, wie man, glaubt, aus dem Bereich der magnetischen Pole der Pulsare kommt.

Während die von einem Pulsar ausgesandte Gammastrahlung rund 10 Prozent oder mehr der abgestrahlten Gesamtenergie ausmacht, stellt die Radiostrahlung nur einige wenige Millionenstel der abgestrahlten Gesamtenergie dar. Eine Radioteleskop auf der Erde kann einen Pulsar anhand seiner Radiowellenemission nur dann ausmachen, wenn der stark gebündelte Strahl gerade über die Erde streicht.

Der Pulsar Vela (PSR B0833-45 bzw. PSR J0835-4510) mit etwa 11 Umdrehungen pro Sekunde ist die stärkste Quelle von Gammastrahlung am Himmel. Trotzdem erreicht nur ein sehr geringer Anteil dieser Strahlung die Erde und ihre Satelliten. Fermis Large Area Telescope (LAT) sieht nur etwa alle zwei Minuten ein einzelnes Gamma-Photon von Vela.

Etwa alle tausend Rotationen von Vela erreicht also ein Gamma-Photon das LAT. Von den im Rahmen der Studien untersuchten Pulsaren sind die Schwächsten solche, von denen nur zwei Gamma-Photonen am Tag empfangen werden.

Fermi konnte aufklären, dass auch Pulsare mit Rotationsperioden im Bereich von Millisekunden Gammastrahlung aussenden können. Man geht nun davon aus, dass bei normalen Pulsaren und Millisekundenpulsaren trotz aller Unterschiede der gleiche Zusammenhang für die Abgabe der Gammastrahlung verantwortlich ist.

Die Strahlungsabgabe eines Pulsars führt zu einer allmählichen Reduzierung der Rotationsgeschwindigkeit, was letztlich zum Verlust des für einen Pulsar charakteristischen Abstrahlverhaltens führt. Im Radiowellenbereich bereits beobachtete Pulsare, die durch Materiezugewinn durch von einem nahen zweiten Objekt abgezogenes Material wieder ausreichende Rotationsgeschwindigkeit erreichten, waren auch für Fermi im Gammastrahlenbereich sichtbar.

Raumcon Astronomie:

• Weltraumteleskop Fermi (ehemals GLAST)

Der Beitrag Fermi und die Pulsare erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: NASA.

Im Zentrum der neuen Chandra-Aufnahme steht der Pulsar PSR B1509-58. Pulsare sind Neutronensterne, die durch ihre extrem schnelle Rotationsbewegung Energie in Form von Magnetfeldern ins All abgeben. In diesen Feldern werden Teilchen angeregt, die dabei hochenergetische Röntgenstrahlung abgeben können. Das Chandra-Bild ist eine Falschfarbenaufnahme, in der schwachenergetische Röntgenstrahlen rot, mittlere grün und starke blau dargestellt werden.

Das Zusammenspiel von hoher Rotationsfrequenz und starken Magnetfeldern macht den Pulsar zu einem der kräftigsten Generatoren der Milchstraße. Er bewirkt einen ständigen Wind an Teilchen und Ionen. Bei der Bewegung der angeregten Elektronen durch den magnetisierten Nebel geben sie ihre Energie wieder ab und sorgen so für den geisterhaften Röntgennebel.

In den inneren Regionen zeigt ein dünner Kreis die Bereiche an, in denen der Wind besonders stark abgebremst wird. Von hier aus wird die Expansion des Nebels langsam vorangetrieben. Die Ausbreitung in fingerartigen Strukturen führt zur Ausbildung von Knoten in der benachbarten Gaswolke RCW 89. Die Temperaturverteilung in dieser Region lässt vermuten, dass der Pulsar wie ein trudelnder Kreisel präzidiertund dabei Energie in einem bestimmten Muster an RCW 89 abgibt.

Neutronensterne sind Überreste von massereichen Sternen, die ihr Leben in einer Supernova beendet haben (Raumfahrer.net berichtete kürzlich in einer zweiteiligen Artikelserie). Als PSR B1509-58 von der Größe eines ausgewachsenen Sterns auf seine heutigen 20 Kilometer Durchmesser zusammenschrumpfte, blieb sein Drehimpuls erhalten und führte zu den nun sieben Umdrehungen in der Sekunde. Das Magnetfeld des Pulsars wird auf das 15-billionenfache des Erdmagnetfelds geschätzt. Er ist nur rund 1.700 Jahre jung und 17.000 Lichtjahre von uns entfernt. 

Bereits kürzlich widmete sich Chandra einem ähnlichen Objekt (Raumfahrer.net berichtete). Auch der Krebsnebel zeigt vergleichbare Eigenschaften, ist jedoch mit einem Durchmesser von nur 10 Lichtjahren 15 mal kleiner als der Nebel um PSR B1509-58.

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• Neutronensterne, Pulsare, Magnetare

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