Quelle: NASA, JPL, 31. Oktober 2024.

Pasadena, 31. Oktober 2024 – Die SPHEREx-Mission der NASA wird nicht das erste Weltraumteleskop sein, das Hunderte von Millionen von Sternen und Galaxien beobachtet, wenn es spätestens im April 2025 startet, aber es wird das erste sein, das sie in 102 Spektralfarben beobachtet. Obwohl diese Farben für das menschliche Auge nicht sichtbar sind, weil sie im Infrarotbereich liegen, werden die Wissenschaftler sie nutzen, um mehr über Themen zu erfahren, die von der Physik, die das Universum weniger als eine Sekunde nach seiner Geburt beherrschte, bis hin zum Ursprung des Wassers auf Planeten wie der Erde reichen.

„Wir sind die erste Mission, die den gesamten Himmel in so vielen Spektralfarben betrachtet“, sagte der SPHEREx-Leiter Jamie Bock, der am Jet Propulsion Laboratory der NASA und am Caltech, beide in Südkalifornien, arbeitet. „Wann immer Astronomen den Himmel auf eine neue Art und Weise betrachten, können wir mit Entdeckungen rechnen.“

SPHEREx, kurz für Spectro-Photometer for the History of the Universe, Epoch of Reionization and Ices Explorer, wird infrarotes Licht sammeln, dessen Wellenlängen etwas länger sind als die, die das menschliche Auge wahrnehmen kann. Das Teleskop wird eine Technik namens Spektroskopie anwenden, um das Licht von Hunderten von Millionen von Sternen und Galaxien in einzelne Farben zu zerlegen, so wie ein Prisma das Sonnenlicht in einen Regenbogen verwandelt. Diese Farbaufteilung kann verschiedene Eigenschaften eines Objekts offenbaren, darunter seine Zusammensetzung und seine Entfernung von der Erde.

Hier sind die drei wichtigsten wissenschaftlichen Untersuchungen, die SPHEREx mit seiner bunten Himmelskarte durchführen wird.

Kosmische Ursprünge

Was das menschliche Auge als Farben wahrnimmt, sind unterschiedliche Wellenlängen des Lichts. Der einzige Unterschied zwischen den Farben ist der Abstand zwischen den Scheitelpunkten der Lichtwellen. Wenn sich ein Stern oder eine Galaxie bewegt, werden seine Lichtwellen gedehnt oder gestaucht, wodurch sich die Farben ändern, die sie auszustrahlen scheinen. (Dasselbe gilt für Schallwellen, weshalb die Tonhöhe einer Krankenwagensirene ansteigt, wenn sie sich nähert, und abfällt, wenn sie vorbeifährt). Astronomen können messen, wie stark das Licht gestreckt oder gestaucht wird, und daraus auf die Entfernung des Objekts schließen.

SPHEREx wird dieses Prinzip anwenden, um die Position von Hunderten von Millionen von Galaxien in 3D zu kartieren. Auf diese Weise können die Wissenschaftler die Physik der Inflation untersuchen, des Ereignisses, das das Universum veranlasste, sich in weniger als einer Sekunde nach dem Urknall um das Billionenfache auszudehnen. Diese rasche Ausdehnung verstärkte kleine Unterschiede in der Verteilung der Materie. Da diese Unterschiede auch heute noch die Verteilung der Galaxien prägen, kann die Messung der Galaxienverteilung den Wissenschaftlern Aufschluss darüber geben, wie die Inflation funktioniert hat.

Galaktische Ursprünge

SPHEREx wird auch das kollektive Leuchten messen, das von allen nahen und fernen Galaxien erzeugt wird – mit anderen Worten, die Gesamtmenge des von den Galaxien im Laufe der kosmischen Geschichte ausgesandten Lichts. Wissenschaftler haben bisher versucht, diese Gesamtlichtmenge zu schätzen, indem sie einzelne Galaxien beobachteten und auf die Billionen von Galaxien im Universum hochrechneten. Bei diesen Zählungen werden jedoch möglicherweise einige schwache oder verborgene Lichtquellen übersehen, z. B. Galaxien, die zu klein oder zu weit entfernt sind, als dass sie mit Teleskopen leicht entdeckt werden könnten.

Mit der Spektroskopie kann SPHEREx den Astronomen auch zeigen, wie sich die Gesamtlichtleistung im Laufe der Zeit verändert hat. So könnte sich beispielsweise herausstellen, dass die frühesten Generationen von Galaxien im Universum mehr Licht produzierten als bisher angenommen, weil sie entweder zahlreicher oder größer und heller waren als bisher angenommen. Da Licht Zeit braucht, um sich durch den Raum zu bewegen, sehen wir entfernte Objekte so, wie sie in der Vergangenheit waren. Außerdem wird das Licht auf seiner Reise durch die Ausdehnung des Universums gestreckt, wodurch sich seine Wellenlänge und seine Farbe verändern. Die Wissenschaftler können daher anhand der SPHEREx-Daten feststellen, wie weit das Licht gereist ist und an welchem Punkt in der Geschichte des Universums es freigesetzt wurde.

Die Ursprünge des Wassers

SPHEREx wird die Häufigkeit von gefrorenem Wasser, Kohlendioxid und anderen wesentlichen Bestandteilen des Lebens, wie wir es kennen, in mehr als 9 Millionen verschiedenen Richtungen in der Milchstraße messen. Diese Informationen werden den Wissenschaftlern helfen, besser zu verstehen, wie verfügbar diese Schlüsselmoleküle für die Bildung von Planeten sind. Forschungsergebnisse deuten darauf hin, dass das meiste Wasser in unserer Galaxie nicht in Form von Gas, sondern in Form von Eis vorliegt, das an der Oberfläche von kleinen Staubkörnern festgefroren ist. In dichten Wolken, in denen sich Sterne bilden, können diese eisigen Staubkörner Teil von neu entstehenden Planeten werden und Ozeane wie auf der Erde bilden.

Die farbenfrohe Ansicht der Mission wird es den Wissenschaftlern ermöglichen, diese Materialien zu identifizieren, da chemische Elemente und Moleküle eine einzigartige Signatur in den Farben hinterlassen, die sie absorbieren und emittieren.

Big Picture

Viele Weltraumteleskope, darunter Hubble und James Webb der NASA, können hochauflösende, detaillierte Spektroskopie von einzelnen Objekten oder kleinen Bereichen des Weltraums liefern. Andere Weltraumteleskope, wie das pensionierte Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) der NASA, wurden entwickelt, um Bilder des gesamten Himmels aufzunehmen. SPHEREx kombiniert diese Fähigkeiten, um die Spektroskopie auf den gesamten Himmel anzuwenden.

Durch die Kombination der Beobachtungen von Teleskopen, die auf bestimmte Teile des Himmels abzielen, mit dem Gesamtbild von SPHEREx erhalten die Wissenschaftler eine vollständigere – und farbigere – Perspektive des Universums.

Mehr über SPHEREx

SPHEREx wird vom JPL für die Astrophysik-Abteilung der NASA innerhalb des Science Mission Directorate in Washington verwaltet. BAE Systems (früher Ball Aerospace) hat das Teleskop und den Raumfahrzeugbus gebaut. Die wissenschaftliche Analyse der SPHEREx-Daten wird von einem Team von Wissenschaftlern durchgeführt, die an 10 Einrichtungen in den USA und in Südkorea tätig sind. Die Daten werden am IPAC am Caltech verarbeitet und archiviert, das das JPL für die NASA verwaltet. Der leitende Forscher der Mission ist am Caltech angesiedelt und arbeitet mit dem JPL zusammen. Der SPHEREx-Datensatz wird öffentlich zugänglich sein.

Weitere Informationen über die SPHEREx-Mission finden Sie im Internet:

https://www.jpl.nasa.gov/missions/spherex/

Übersetzung: DeepL.com / Stefan Goth

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• SPHEREx-Weltraumteleskop auf Falcon 9

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Im AstroGeo-Podcast erzählen Karl Urban und Franzi Konitzer abwechselnd eine Geschichte, die ihnen die Steine des kosmischen Vorgartens eingeflüstert oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben.
In dieser Episode geht es um euer Feedback zu den Geschichten: Das AstroGeoPlänkel ist eine regelmäßige Sonderfolge, in der es um eure Fragen, Kommentare, Anmerkungen und Wünsche geht.

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• AstroGeo Podcast
• Exoplaneten in habitabler Zone
• Kepler

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Eingepackt in eine dicke Atmosphäre aus Wasserstoff fristet K2-18b seit einigen Jahrmilliarden eine eigentlich unbescholtene Existenz als Exoplanet um einen roten Zwergstern. Er kreist irgendwo in Richtung des Sternbilds Löwe, rund 120 Lichtjahre von uns entfernt. Doch nachdem Forschende ihn 2015 entdeckt hatten, gerieten zumindest sie in Aufregung: Denn K2-18b ist zwar größer als die Erde und gleichzeitig weniger dicht – er besitzt also vermutlich keine feste Oberfläche aus Gestein – aber er umkreist seinen Stern in der sogenannten habitablen Zone: der Region um einen Stern, in der es flüssiges Wasser geben könnte. Außerdem ist der Planet mit einer dicken Atmosphäre gesegnet, die sich indirekt mit unseren Weltraumteleskopen beobachten lässt. Somit ist K2-18b ein perfektes Ziel für Forscherinnen und Forscher, die mehr über die für uns so fremde Welt erfahren wollen.

In dieser Podcastfolge erzählt Franzi die Geschichte des Exoplaneten K2-18b: was wir derzeit wirklich über diesen Planeten wissen können und was nicht – und woher die Gerüchte kommen, dass auf diesem so unscheinbaren Exoplaneten gar eine Biosignatur entdeckt worden sein soll.

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

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Inzwischen hat man sich fast an den Gedanken gewöhnt, dass unser Universum voll Dunkler Materie ist. Die können wir zwar nicht sehen, aber sie sorgt dafür, dass unsere Galaxienhaufen und auch unsere eigene Galaxie nicht auseinanderfliegen. Tatsächlich ist die Dunkle Materie für uns überlebenswichtig. Da verzeiht man ihr es gerne, dass sie wohl 84 Prozent aller Materie im Universum ausmacht.

Seit Jahrzehnten suchen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler fieberhaft nach der Dunklen Materie – was gar so einfach ist, wenn man bedenkt, dass niemand sie sehen kann und sie auch nicht mit sichtbarer Materie wechselwirkt, aus der wir und alles um uns herum besteht. Aber, da sind Forschende fast sicher: Es muss sie einfach geben, die Dunkle Materie.

Aber warum muss es Dunkle Materie in unserem Universum geben? In dieser Folge von AstroGeo erzählt Franzi den Anfang einer Geschichte: die der Entdeckung der Dunklen Materie. Sie fängt mit dem Coma-Galaxienhaufen an, dessen Galaxien zu schnell unterwegs sind, hin zu Galaxien, die zu schnell rotieren und eigentlich auseinanderfliegen sollten. Doch schließlich war es die Kosmologie und der Wunsch nach einem ganz bestimmten Universum, welche der Dunklen Materie zu ihrem Durchbruch auf der wissenschaftlichen „Most-Wanted“-Liste verhalfen.

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

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• Dunkle Materie
• AstroGeo Podcast

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Quelle: AIP 28. Februar 2023.

28. Februar 2023 – Das Team stellt nun in der ersten einer Reihe von Veröffentlichungen in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics genaue Werte für 54 spektroskopische Parameter pro Stern vor und veröffentlicht alle Daten für die wissenschaftliche Gemeinschaft. Die beispiellos große Anzahl von Parametern ist für die Untersuchung der Zusammenhänge zwischen den Eigenschaften der Sterne und ihren möglichen Planeten unerlässlich.

Sterne erzählen Geschichten über sich selbst, und manchmal auch über ihre unentdeckten Planeten. Ihre Sprache ist das Licht: Sternenlicht verrät viele physikalische Eigenschaften eines Sterns, wie seine Temperatur, seinen Druck, seine Bewegung, seine chemische Zusammensetzung und vieles mehr. Forschende lesen das Sternenlicht mit einer Methode namens quantitative Absorptionsspektroskopie. Dazu fangen Teleskope das Sternenlicht ein und Spektrographen zerlegen es nach Wellenlängen in ein regenbogenartiges Spektrum, das den Fingerabdruck des Lichts des Sterns darstellt. Sind diese Parameter bekannt, dienen sie der Überprüfung von theoretischen Modellen von Sternen. Dabei stellt sich oft heraus, dass die Modelle Schwächen haben oder dass die Beobachtungen der Sternspektren noch zu ungenau sind.

Manchmal zeigt sich aber auch, dass ein Stern eine überraschende Geschichte bereithält. Das hat das Team motiviert, eine ultrapräzise Untersuchung von möglichen Planeten beherbergenden Sternen durchzuführen. „Da sich Sterne und ihre Planeten gemeinsam bilden, stellte sich die Frage, ob das Vorhandensein bestimmter chemischer Elemente in einer Sternatmosphäre oder ihr Isotopen- oder Häufigkeitsverhältnis auf ein Planetensystem hinweist“, erklärt Prof. Klaus G. Strassmeier, Hauptautor, Direktor am AIP und Leiter der Untersuchung. Die Mengen verschiedener chemischer Elemente in einem Stern könnten darauf hindeuten, dass der Stern terrestrische Planeten hat (felsige Welten wie die Erde oder den Mars). Auch für das Alter der Planeten und dass der Stern einige seiner Planeten „gefressen“ hat, können die Sternspektren verraten, so die Hypothese. Dies muss noch weiter untersucht werden und die nun veröffentlichten Daten bilden die Grundlage dazu.

Von den über 5000 bestätigten Exoplaneten (Planeten, die andere Sterne als die Sonne umkreisen) wurden 75 % vom Weltraum aus entdeckt, indem man beobachtete, wie die vorbeiziehenden Planeten das Licht ihres Sterns reduzierten. Der Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA hat auf genau diese Weise Exoplaneten gefunden. Dabei wurden mehr Exoplaneten in den Bereichen des Himmels gefunden, die am weitesten von der Ekliptik (der Ebene, in der die Erde die Sonne umkreist) entfernt sind, die so genannten ekliptikalen Pole. Observatorien auf der Nordhalbkugel können den nördlichen Ekliptikpol beobachten, und die Durchmusterung von Sternen innerhalb dieser Region wird als Vatican-Potsdam Northern Ecliptic Pole (VPNEP) bezeichnet.

Die Durchmusterung konzentrierte sich auf das reichhaltigste Beobachtungsfeld von TESS, einem Himmelsbereich, der etwa 4000 mal so groß ist wie der Vollmond. Alle etwa 1100 darin enthaltenen Sterne, die möglicherweise von Planeten umgeben sind, wurden untersucht. Bis zu 1,5 Stunden Teleskopzeit waren pro Stern nötig, um genug Licht für ein einziges hochwertiges Spektrum einzufangen. Da jeder Stern mehrmals beobachtet wurde, dauerte es fünf Jahre, bis die Durchmusterung abgeschlossen war.

Die Beobachtungen bedienten sich der Teleskope an zwei Standorten: In Arizona kam das Vatican Advanced Technology Telescope (VATT) des Vatikan-Observatoriums, bestehend aus dem Alice P. Lennon Teleskop und seiner Thomas. J. Bannan Astrophysics Facility, zum Einsatz und leitete das Licht zum Spektrographen des AIP, dem Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument (PEPSI) weiter. Sie nahmen Spektren von Zwergsternen mit noch nie dagewesener Präzision auf. Auf Teneriffa nutzte das STELLA-Observatorium (STELLar Activity) des AIP den STELLA-Echelle-Spektrographen, um das Licht von Riesensternen mit geringerer, aber immer noch hoher Präzision einzufangen.

Dr. Martina Baratella, eine der an der Untersuchung beteiligten Postdoktorandinnen des AIP, kommentiert: „Die Spektren enthüllen Elemente, die zu jenen gehören, die am schwierigsten zu beobachten sind.“ Häufigkeitsverhältnisse von Elementen wie Kohlenstoff zu Eisen oder Magnesium zu Sauerstoff geben Hinweise auf die Existenz und das Alter von sonst unsichtbaren Gesteinsplaneten. Prof. Strassmeier fügt hinzu: „Es wird noch einige Zeit dauern, bis die Daten der Durchmusterung vollständig ausgewertet sind. Aber wir erwarten, dass wir bald weitere Entdeckungen bekannt geben können.“

Weitere Informationen
Das Team der Durchmusterung (VPNEP-Team):
AIP: K. G. Strassmeier, M. Weber, D. Gruner, I. Ilyin, M. Steffen, M. Baratella, S. Järvinen, T. Granzer, S. A. Barnes, T. A. Carroll, M. Mallonn, D. Sablowski.
VO: P. Gabor, D. Brown, C. Corbally, M. Franz

Mehr Informationen zu PEPSI, STELLA und das VATT:
https://pepsi.aip.de / https://stella.aip.de/
https://www.vaticanobservatory.org/

Originalveröffentlichung:
K. G. Strassmeier, M. Weber, D. Gruner, I. Ilyin, M. Steffen, M. Baratella, S. Järvinen, T. Granzer, S. A. Barnes, T. A. Carroll, M. Mallonn, D. Sablowski, P. Gabor, D. Brown, C. Corbally, and M. Franz, VPNEP: Detailed characterization of TESS targets around the Northern Ecliptic Pole. I. Survey design, pilot analysis, and initial data release, A&A, in press; doi.org/10.1051/0004-6361/202245255; https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/03/aa45255-22/aa45255-22.html.

Technische Einzelheiten:
Das NEP-Feld (Northern Ecliptic Pole) umfasst etwa 770 Quadratgrad mit etwa 1100 Sternen, die heller als 8,5 Magnituden sind.

Spektren von Zwergsternen wurden mit dem VATT und PEPSI mit einer spektralen Auflösung von l/Dl=200.000 aufgenommen. Spektren von Riesensternen nahmen STELLA und SES mit einer Auflösung von l/Dl=55.000 auf.

Die Spektren decken alle optischen Wellenlängen ab.

Die Ergebnisse der Studie umfassen die folgenden stellaren astrophysikalischen Parameter: Temperatur, Schwerkraft, Metallizität, atmosphärische Mikro- und Makroturbulenz, Radial- und Rotationsgeschwindigkeit, Bisektor-Geschwindigkeitsspanne, konvektive Blauverschiebung, chemische Häufigkeiten, Masse und Alter. Chemische Häufigkeiten wurden für 27 Elemente abgeleitet, darunter Lithium, viele refraktäre Elemente und die Kernfusionsmoderatoren CNO. Isotopenverhältnisse wurden nur für Lithium und Kohlenstoff bestimmt. Zu den schwer zu ermittelnden stellaren Parametern gehören die äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit und die magnetische Aktivität der Atmosphäre. Die Durchmusterung liefert nicht nur Rotationsgeschwindigkeiten aus zwei verschiedenen Techniken, sondern auch die absoluten Emissionslinienflüsse der Chromosphären dieser Sterne, die gut miteinander verknüpft sind. In Kombination mit den Parametern Radius und Metallizität und ergänzt durch die Parallaxen der ESA-Mission Gaia lassen sich damit enge Grenzen für stellare Entwicklungsmodelle und deren Physik setzen. Häufigkeitsverhältnisse wie C/Fe oder Mg/O deuten auf die Existenz und das Alter von ansonsten unsichtbaren Gesteinsplaneten hin.

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• Astronomie im Vatikan

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Quelle: AIP.

Dem Projekt gelang es, die Geschwindigkeiten, Temperaturen, Zusammensetzungen und Entfernungen für verschiedene Arten von Sternen zu messen. Die einzigartige Datenbank ermöglicht so die Untersuchung der Struktur und Entwicklung unserer Galaxie.

Das RAdial Velocity Experiment RAVE ist eine spektroskopische Durchmusterung der südlichen Hemisphäre. Sie wurde entwickelt, um ein vollständiges Bild der Bewegungen von Sternen in der weiteren Umgebung der Sonne zu erhalten. Mit Hilfe der Spektroskopie wird das Licht eines Sterns in seine Regenbogenfarben zerlegt. Durch die Analyse der Spektren lässt sich die Radialgeschwindigkeit eines Sterns – seine Bewegung in Blickrichtung der Beobachtung – bestimmen. Darüber hinaus ermöglichen Sternspektren auch die Bestimmung von Sternparametern wie Temperatur, Oberflächenschwerkraft und individuelle chemische Zusammensetzung. Um die Struktur und Form unserer Galaxie nachzuvollziehen, zeichnete RAVE erfolgreich 518.387 Spektren für 451.783 Milchstraßensterne auf.

In der Astronomie ist man nicht nur gewohnt, in großen Zeitskalen zu denken – die Projekte sind oft ebenfalls langjährige Unterfangen. RAVE beobachtete den Himmel in fast jeder klaren Nacht zwischen 2003 und 2013 am 1,2-Meter-Schmidt-Teleskop am Anglo-Australian Observatory in Siding Spring in Australien. Für die Himmelsdurchmusterung kam ein spezieller faseroptischer Aufbau zum Einsatz, um gleichzeitig mit einer einzelnen Beobachtung Spektren von bis zu 150 Sternen aufzuzeichnen. Damit gelang es, eine große Anzahl von Objekten ins Visier zu nehmen – die größte spektroskopische Durchmusterung vor RAVE umfasste nur etwa 14.000 Objekte. Auf diese Weise ergab die Himmelsdurchmusterung eine umfangreiche Stichprobe der Sterne um unsere Sonne, die sich ungefähr in einem Volumen mit einem Durchmesser von 15.000 Lichtjahren befinden.

In den letzten 15 Jahren veröffentlichte RAVE eine zunehmende Anzahl von Sternen und verbesserten Datenprodukten. Die abschließende RAVE-Datenveröffentlichung liefert nicht nur zum ersten Mal die Spektren aller RAVE-Sterne; die Sterne wurden zudem auch mit denen aus dem DR2-Katalog des Satelliten Gaia abgeglichen. Dank der von Gaia gemessenen Entfernungen und Eigenbewegungen ließen sich erheblich verbesserte Sterntemperaturen, Oberflächenschwerkräfte und die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphären ableiten.

„Die RAVE-Datenveröffentlichungen lieferten neue Erkenntnisse über die Bewegung der Sterne und die chemische Zusammensetzung unserer Milchstraße“, betont Matthias Steinmetz, Leiter der RAVE-Kollaboration und wissenschaftlicher Vorstand am Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP). „Mit der finalen Datenveröffentlichung wird eine der ersten systematischen spektroskopischen Untersuchungen zur Galaktischen Archäologie abgeschlossen. Es ist wirklich aufregend, dass dieses 15-jährige Projekt nun zu Ende geht. Dank RAVE haben wir neue Erkenntnisse über die Struktur und Zusammensetzung unserer Milchstraße gewonnen.“

Zu den wichtigsten Ergebnissen von RAVE gehört die Bestimmung der Mindestgeschwindigkeit, die ein Stern benötigt, um der Anziehungskraft der Milchstraße zu entkommen. Die Ergebnisse bestätigten, dass Dunkle Materie, eine unsichtbare Komponente des Universums noch unbekannter Natur, die Masse unserer Galaxie dominiert. Mit RAVE konnte gezeigt werden, dass die Milchstraßenscheibe asymmetrisch ist und aufgrund der Wechselwirkung mit Spiralarmen und dem Einfallen von Satellitengalaxien flattert. RAVE ermöglichte auch die Identifizierung von Sternströmen in der Sonnenumgebung. Diese Sternströme sind die Überreste auseinander gerissener älterer Zwerggalaxien, die in der Vergangenheit mit unserer Milchstraße verschmolzen sind. Die chemischen Elementhäufigkeiten der beobachteten Sterne geben wichtige Hinweise auf die chemische Zusammensetzung und die Metallanreicherung des interstellaren Mediums durch Sterne unterschiedlichen Alters und Metallgehalts. Mit RAVE konnten Astronominnen und Astronomen auch effizient nach den allerersten und sehr metallarmen Sternen, die Hinweise auf die Sternentstehung und die chemische Entwicklung der Milchstraße geben, suchen.

Die RAVE-Kollaboration wird vom AIP koordiniert und besteht aus Forschenden aus über 20 Institutionen weltweit. Seit der ersten Datenveröffentlichung wurden mehr als 100 begutachtete wissenschaftliche Artikel auf der Grundlage von RAVE-Daten veröffentlicht.

Originalpublikationen
Astronomical Journal: The Sixth Data Release of the Radial Velocity Experiment (RAVE). I. Survey Description, Spectra, and Radial Velocities
arXiv: https://arxiv.org/abs/2002.04377

Astronomical Journal: The Sixth Data Release of the Radial Velocity Experiment (Rave). II. Stellar Atmospheric Parameters, Chemical Abundances, and Distances
arXiv: https://arxiv.org/abs/2002.04512

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.

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• Die Milchstraße

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Quelle: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP).

4. September 2019 – Das Potsdam Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument (PEPSI) am Large Binocular Telescope (LBT) in Arizona wurde zur Untersuchung der Atmosphäre auf dem jupiterähnlichen Exoplaneten HD189733b verwendet. Die chemischen Elemente Natrium und Kalium werden schon seit den frühesten theoretischen Vorhersagen vor 20 Jahren vor allem in der Atmosphäre von „heißen Jupitern“ erwartet, einige tausend Kelvin heißen Gasplaneten, die eng um ferne Sterne kreisen. Während Natrium schon früh auch in hochauflösenden Messungen gefunden werden konnte, war dies bei Kalium nicht der Fall, was der Atmosphärenchemie und -physik einige Rätsel aufgab.

Die Elemente können entdeckt werden, wenn man das Lichtspektrums des Heimatsterns analysiert, während der Planet von der Erde aus gesehen vor ihm vorbeizieht. Die unterschiedlichen Elemente hinterlassen im Lichtspektrum spezifische Absorptionssignale, dunkle Linien, die auf die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre Rückschlüsse ziehen lassen. Wolken in der Atmosphäre der heißen Jupiter können diese Absorptionssignale jedoch stark abschwächen und damit den Nachweis der entsprechenden Elemente erschweren. Selbst für den bisher am besten untersuchten heißen Jupiter HD189733b gab es bisher nur sehr vage und ungenaue Kenntnisse zur Kaliumabsorption in der Atmosphäre. Der 64 Lichtjahre entfernte, in etwa jupitergroße Exoplanet, umkreist seinen Heimatstern – ein Zwergstern mit 0,8 Sonnenmassen – 30 mal näher als die Erde die Sonne und braucht dafür nur 53 Stunden. Erst mit der großen Lichtsammelfläche der zwei 8,4-Meter-Spiegel am LBT und den hohen spektralen Auflösungsmöglichkeiten von PEPSI gelang es nun zum ersten Mal, Kalium in den atmosphärischen Schichten über den Wolken definitiv nachzuweisen. Mit den neuen Messungen können Forscherinnen und Forscher nun die Absorptionssignale von Kalium und Natrium vergleichen und damit mehr über Kondensations- und Ionisationsprozesse in diesen Exoplanetenatmosphären erfahren.

Die hierfür am LBT angewendete Technik heißt Transmissionsspektroskopie. Dazu ist es erforderlich, dass der Exoplanet vor seinem Heimatstern vorbeizieht. „Wir haben eine Zeitreihe von Lichtspektren während des Vorbeizugs des Planeten vor seinem Stern aufgenommen und die Absorptionstiefe verglichen“, erklärt der Hauptautor der Studie, Engin Keles, AIP-Doktorand in der Gruppe Sternphysik und Exoplaneten. „Während des Transits entdeckten wir dann die Kaliumsignatur, die vor und nach dem Transit wie erwartet verschwand, was darauf hindeutet, dass die planetarische Atmosphäre die Absorption verursacht.“ Untersuchungen anderer Teams zielten bereits darauf ab, Kalium auf demselben Exoplaneten zu entdecken, jedoch wurde entweder nichts gefunden oder das Gefundene war zu schwach, um statistisch bedeutsam zu sein.

Bisher gab es keinen signifikanten Nachweis von Kalium in hochauflösenden Beobachtungen von Exoplaneten. „Unsere Beobachtungen haben den Durchbruch geschafft“, betont Projekt-Mitverantwortlicher Dr. Matthias Mallonn, dem PEPSI-Projektleiter Prof. Klaus Strassmeier zustimmt: „PEPSI ist für diese Aufgabe gut geeignet, da es auf Grund seiner hohen spektralen Auflösung mehr Photonen pro Pixel aus sehr schmalen Spektrallinien sammeln kann als jede andere Teleskop-Spektrograph-Kombination.“

„Sowohl als Spektrograph als auch als Polarimeter hat PEPSI bereits bedeutende Beiträge zur Sternphysik geleistet“, ergänzt Christian Veillet, Direktor des LBT-Observatoriums. „Dieser starke Nachweis von Kalium in der Atmosphäre eines Exoplaneten etabliert PEPSI als erstaunliches Werkzeug zur Charakterisierung von Exoplaneten und als einzigartige Bereicherung für die Mitglieder der LBT-Gemeinschaft.“ Das Team, bestehend aus Kolleginnen und Kollegen aus Dänemark, den Niederlanden, der Schweiz, Italien und den USA, präsentiert seine Ergebnisse nun in der Zeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Veröffentlichung:

• Engin Keles, Matthias Mallonn, Carolina von Essen, Thorsten A. Carroll, Xanthippi Alexoudi, Lorenzo Pino, Ilya Ilyin, Katja Poppenhäger, Daniel Kitzmann, Valerio Nascimbeni, Jake D. Turner, Klaus G. Strassmeier (2019), MNRAS The potassium absorption on HD189733b and HD209458b

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• Exoplaneten

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

Wissenschaftliche Untersuchungen der europäischen Sonde Venus Express haben ergeben, dass sich in einer Höhe von etwa 100 km über der Venusoberfläche eine dünne Ozonschicht befindet. Ozon (O₃) ist ein Molekül, das aus drei Sauerstoffatomen besteht. Die Ozonschicht der Erdatmosphäre befindet sich in einer Höhe von 15-50 km und spielt eine wichtige Rolle im Klimahaushalt des blauen Planeten.
In der Erdatmosphäre entsteht Ozon, wenn Sauerstoff-Moleküle (O₂) durch starke Sonneneinstrahlung in einzelne Atome zerfallen. Diese können nun mit anderen Sauerstoff-Molekülen reagieren, wodurch dann Ozon entsteht. Diese Reaktionen finden auch in den Atmosphären anderer Planeten statt. So wurden vor 40 Jahren erste Spuren von Ozon in der Marsatmosphäre gefunden. Bislang gab es bei der Venus keine Hinweise darauf, obwohl das Vorhandensein immer wieder vorhergesagt wurde.

Nun nutzte die Sonde Venus Express das Instrument SPICAV (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus), um die Atmosphäre des Planeten zu untersuchen. Dazu wurde das Licht eines entfernten Sternes beobachtet, nachdem es die Lufthülle der Venus durchquert hatte. Indem gemessen wurde, wie stark es dabei verändert wurde, konnten Astronomen indirekt Rückschlüsse auf die Zusammensetzung der Atmosphäre ziehen.

Die Ozonschicht der Venus ist extrem dünn, ihre Dicke beträgt nur etwa ein Tausendstel der irdischen Ozonschicht. Trotzdem wird die Erkenntnis, dass sie vorhanden ist, die Suche nach Leben auf anderen Planeten verbessern.

Venus Express wurde am 9. November 2005 an Bord einer Sojus-Fregat von Baikonur aus gestartet und befindet sich seit dem 11. April 2006 in einem Orbit um die Venus. Als derzeit einziges Raumschiff untersucht sie die Eigenschaften des erdnächsten Planeten.

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Ein Beitrag von Timo Lange und Günther Glatzel. Quelle: Keck Observatory, California Planet Survey, NASA-UC Eta-Earth Survey. Vertont von Peter Rittinger.

Ein US-amerikanisches Team widmete sich speziell der Suche nach Planeten, die durch zukünftige, direkt abbildende Instrumente gut beobachtbar wären. Das heißt insbesondere: möglichst groß und möglichst weit vom Mutterstern entfernt. Bei ihrer Untersuchung von mehr als 500 Sternen mit dem HIRES-Spektrometer am Keck-Observatorium stießen sie auf insgesamt 7 neue massereiche Planeten um 7 verschiedene Sterne. Die bisherigen Erfolge bei der direkten Abbildung, bei HR 8799 und Fomalhaut könnten darauf hindeuten, dass sich Planeten mit sehr großen Abständen vom Stern eher um sonnenunähnliche Sterne vom Typ A bilden. Sowohl Fomalhaut als auch HR 8799 sind Hauptreihensterne, die dieser Klasse angehören. Nur etwa 3 Prozent der Sternpopulation der Milchstrasse gehört zu diesem Typ. Dies im Hinterkopf nahmen die Wissenschaftler vor allem Sterne in den Blick, die über mehr als das 1,5-fache der Sonnenmasse verfügen.

Die auf diese Weise entdeckten sieben Planeten sind allesamt mindestens 1,19 Astronomische Einheiten (AE) von ihrem Zentralgestirn entfernt und recht massereich. Der kleinste von ihnen hat eine minimale Masse von 1,2 und der schwerste von 3,3 Jupitermassen.

Drei weitere neue Exoplaneten wurden im Rahmen der California Planet Survey (CPS) ebenfalls am Keck-Obervatorium dingfest gemacht und bereits zum Teil am Hobby-Eberly Telescope (HET) bestätigt. Auch hierbei handelt es sich um Gasriesen mit langen Umlaufperioden. Die Massen der drei Planeten liegen zwischen 0,38 und 1,9 Jupitermassen, die Umlaufperioden bei 2,9 bis 11,5 Jahren und die großen Halbachsen zwischen 2,1 und 5,2 AE. Für einen vierten Planeten konnten die Bahneigenschaften genauer bestimmt werden.

Ein weiterer Planet, entdeckt im Rahmen der NASA-UC Eta-Earth Survey, fällt hier ein wenig aus der Reihe. Es handelt sich nämlich um eine Super-Erde mit einer Minimalmasse von 4,15 Erdmassen. Dieser Planet, HD156668b, umrundet seinen etwa 77 Lichtjahre entfernten Stern in nur 4,6 Tagen, wobei die Länge der großen Halbachse lediglich 0,05 AE, also etwa 7,5 Mio. km, beträgt.

Die Doppler-Methode zur Entdeckung von Exoplaneten beruht darauf, dass nicht nur der Planet durch die Schwerkraft seines Sterns auf eine Kreisbahn gezwungen wird, sondern auch der Stern durch den Planeten hin und her gezogen wird. Zeigt die Bahnebene des Planeten wenigstens teilweise in unsere Richtung, so werden die vom Stern ausgesandten Lichtwellen gestaucht und gestreckt. Vergleichbar ist dies mit dem unterschiedlich hohen Ton eines Automotors, je nachdem, ob das Fahrzeug sich auf uns zu bewegt oder von uns entfernt. Bekannte Linien eines Sternspektrums werden dagegen geringfügig nach Rot oder Blau verschoben. Diese Verschiebung lässt sich sehr präzise im Spektrum eines Sterns erkennen und daraus die Geschwindigkeit berechnen.

Liegt die Bahnebene des Planeten parallel zur Verbindungslinie zwischen dem Stern und unserem Sonnensystem, so ist der Doppler-Effekt maximal. Ansonsten kann man damit nur einen Mindestwert für die Planetenmasse berechnen. Beobachtet man einen vollen Zyklus dieser Kreisbewegung des Sterns, kennt man die Umlaufzeit des Planeten und kann damit auch berechnen, wie nah der Planet seinem Stern ist. Schließlich kann man aus Abweichungen von einer idealen, sinusförmigen Frequenz-Zeit-Kurve auch auf die Exzentrizität der Bahn Rückschlüsse ziehen.

Bei den entdeckten Gasriesen bewegen sich die gemessenen Geschwindigkeitsdifferenzen im Bereich von einigen Dutzend Metern pro Sekunde, bei der „Supererde“ hingegen betragen sie nur maximal 7 m/s auf uns zu bzw. von uns weg. Alle drei zugrundeliegenden wissenschaftlichen Abhandlungen wurden am 17. März 2010 veröffentlicht.

Raumcon:

• Exoplaneten-Thread (seit Juni 2006)

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: University of Rochester; American Natural History Museum, New York, NY;USA; Lars-C. Depka. Vertont von Peter Rittinger.

Selten kommt es vor, dass ein Teil eines Sternbildes kulturübergreifend bekannter ist, als das Sternbild selber. Der Große Wagen, im englischen Sprachraum „Big Dipper“, ist kein eigentliches Sternbild im engeren Sinne, sondern lediglich das charakteristisches Muster eines Teilsternbildes am Himmel, was fachsprachlich auch als „Asterismus“ verstanden wird. Die markanten Formen des Deichselwagens beschreiben sieben der hellsten und auch mit bloßem Auge gut wahrnehmbaren Sterne des Großen Bären (Ursa Major). Die Körper Alioth, Mizar und Benetnasch bilden in diesem Zusammenhang die Deichsel des Wagens.
Zu der Bekanntheit des Teilbildes trägt nicht nur seine lange, bis in die Antike zurückreichende Geschichte bei – in der ursprünglichen griechischen Mythologie symbolisieren die Deichselsterne ewige Jugend verleihende Äpfel – und fanden insofern schon als eines der 48 durch Ptolemäus (griechischer Mathematiker, Astronom und Philosoph, um 100 bis etwa 175) beschriebenen Sternbilder Erwähnung – sondern auch seine in Teilen Mittel- und Nordeuropas zirkumpolare (d. h. die Himmelsobjekte gehen, da ihre Kreisbahn vollständig oberhalb des Horizonts verläuft, niemals unter) Ausrichtung bei.

Im Teilsternbild des Großen Wagens bilden Alcor und Mizar den mittlern Bereich der Deichsel und schon zu Galileos Zeiten war Mizar als Binärsystem bekannt, nachdem es Galileos Protegé Castelli bereits 1617 gelang, die Komponenten A und B visuell mit Hilfe der seinerzeit noch neuen Erfindung des Teleskops zu trennen.

1890 dann machte Mizar A wieder von sich Reden, als man mit ihm dem ersten mittels spektroskopischen Untersuchungen identifizierten Doppelstern begegnete. Mizar hatte also Zuwachs bekommen: Zu Zeiten Galileos noch ein Binärsystem mit den Komponenten A und B, wurde die Komponente A Ende des 19. Jahrhunderts ebenfalls zum Doppelstern. (Mizar Aa und Mizar Ab mit lediglich 0,29 AE Abstand untereinander.) Doch damit nicht genug. Ebenfalls durch Spektroskopie gelang dann 1908 der Nachweis, dass es sich bei Komponente B gleichwohl um ein Binärsystem handelte, was die Mizar-Gruppe auf nunmehr vier Mitglieder anwachsen lies, Mizar Ba und Bb mit einem Abstand von 3,12 AE: Das erste bekannte Fünffach-System der Geschichte, da Alcor desgleichen als physisch assoziierter Angehöriger zur Gruppe eingestuft wurde.

Den jüngsten Familienzuwachs beschert nun überraschenderweise Alcor, bis zum heutigen Tage zwar als physisch zur Mizar-Gruppe zählendes, allerdings auch eines der am häufigsten analysierten Einzelobjekte des gesamten Himmels, angesehen. Tatsächlich muss auch der 81 Lichtjahre (ly) entfernte und als relativ heißer der Spektralklasse A5 angehörende Saidak, wie Alcor bisweilen auch genannt wird, als gravitativ an das Mizarsystem gebundenes Binärsystem klassifiziert werden, und bildet demzufolge nach dem 50 ly entfernten Castor (Kastor)-System in den Zwillingen das zweitnächste bekannte Sechsfach-System in unserer kosmischen Nachbarschaft.

Bei der Entdeckung das Alcor-Begleiters stand eindeutig „Kommissar Zufall“ Pate, denn Hintergrund des Fundes war zunächst die Planetensuche bzw. die Verifizierung eines neuen Ansatzes zur algorithmischen Datenextraktion zum belastbaren Nachweis von engorbitalen extrasolaren Planeten um Sterne in unmittelbarer Sonnenumgebung. Was man allerdings im Großen Wagen fand, war kein Planet, sondern der unbekannte kühle und leuchtschwache M-Klasse-Zwergstern-Begleiter des Alcor, der auch gleichzeitig durch seinen gravitativen Einfluss die Erklärung der schon lange bekannten geringfügigen Abweichungen in der Eigenbewegung des Alcor liefert.

Sicherlich war dies nicht die letzte genaue Prüfung der Mizar-Gruppe. Sieht man sich nämlich die im Sichtbaren gewonnene Aufnahme des jetzt gefundenen Alcor B an, fällt die nicht ganz perfekt runde Ausformung seiner Scheibe auf und nicht wenige meinen, dass Alcor möglicherweise noch nicht sämtliche seiner Überraschungen preisgegeben haben könnte …

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: AMASE 2009, Spaceref.

Update: Wir haben einige Bilder von AMASE 2009 nachgereicht, die Sie weiter unten finden können.

Mit modernen Methoden gelingt es heute, ein immer detailliertes Bild davon zu erlangen, wie Atmosphäre, Biosphäre mit den Ozeanen und der Geosphäre zusammenspielen. Die Planetologie hat sich von einer rein deskriptiven zu einer quantitativen Wissenschaft gewandelt. Wir verstehen immer besser, wie dynamische Prozesse auf der Erde ineinander greifen – und beginnen damit, dieses Wissen auch auf andere Körper des Sonnensystems zu übertragen.

Juan Diego Rodriguez-Blanco ist Mitglied des AMASE 2009-Teams, der diesjährigen Arctic Mars Analog Svalbard Expedition auf der Inselgruppe Svalbard. Ihr Ziel ist es, in einer lebensfeindlichen Umwelt unter widrigen Umständen wissenschaftliche Forschung zu betreiben und so etwas für den optimalen Betrieb von menschgemachten Erkundern zu lernen – auf dem Mars und anderswo im Sonnensystem. Manchmal geht es aber auch um rein menschliche Unzulänglichkeiten.

„Das Jagen von Eisbergen gehört hier zu den lustigsten Aktivitäten: Natürlich machen wir das aus streng wissenschaftlichen Gründen. Wir suchen Eisberge, in denen noch Sedimente eingeschlossen sind. Immerhin sind wir mitten in der Arktis und völlig umgeben von massiven Eiskappen. Wir sehen täglich dutzende Eisberge wobei die meisten von ihnen nur aus Blaueis bestehen. Manchmal treffen wir aber auf Exemplare mit eingeschlossenen Sedimentschichten – und die sehen wir uns genauer an.“ Eisberge gehören zu den wichtigen Nährstofflieferanten mariner Hochseehabitate. Welche Zutaten sie zum Menü der Meeresbewohner beitragen, möchte sein Team herausfinden.

Blaues, schmutziges Eis

Blaueis entsteht, wenn frischer Schnee, der auf einen Gletscher fällt, durch die Auflast jüngerer Niederschläge allmählich zusammengedrückt wird. Dabei steigt der Druck an und das Eis bildet größere Kristalle aus, die neue physikalische Eigenschaften besitzen. Rote und gelbe Wellenlängen werden nun stärker absorbiert, wodurch das Eis für uns blau erscheint. Ein blauer Eisberg ist also ein Stück eines kalbenden Gletschers und entstand nicht aus kürzlich gefrorenem Meerwasser, wie viele andere Schollen im Nordpolarmeer. Damit ist er für Rodriguez-Blancos Gruppe interessant und wert, näher in Augenschein genommen zu werden.

Auf Gletschern landet nicht nur Schnee. Von den Hängen des Gletschertals rutschen Gerölllawinen hinab und verteilen ihre Fracht auf der vormals weißen Eisfläche. Im Sommer taut ein Teil der Oberfläche und legt ältere Sedimentlagen frei. So akkumuliert in regelmäßigen Abständen feinkörnige Gesteinsfracht im Gletschereis. Dort verbleibt sie vorerst, doch Eis ist immer in Bewegung. Eine durchschnittliche Gletscherzunge speit erst nach hunderten bis tausenden Jahren die Eispakete wieder aus, die einmal aus frischem Schnee entstanden. Endet der Gletscher im Meer – wie auf Svalbard, in Norwegen oder Alaska – driften die schmutzigen blauen Eisberge hinaus ins arktische Meer und geraten hier in die Hände von Juan Diego Rodriguez-Blanco.

„Die Aufgabe klingt einfach: Finde einen frisch gekalbten Eisberg, entscheide, ob es sicher ist, sich ihm zu nähern, nimm Proben, schmilz das Eis und separiere so Sedimentlage für Sedimentlage. Zurück im Labor nutzen wir verschiedene Techniken wie Mikroskopie, Röntgendiffraktometrie oder Infrarotspektroskopie, je nach spezifischer Fragestellung an die vorkommenden Eisenminerale“, schreibt Rodriguez-Blanco.

Die schwimmenden Eisschollen sind gefährliche Gebilde. Abhängig von Größe und Form kann selbst der geringste Auflastdruck dazu führen, dass er sich plötzlich komplett umdreht. Da sich das AMASE-Team auf Schlauchbooten nähert, gilt die Gefährdung für die gesamte Besatzung. Weil 90% der Masse eines Eisbergs unter Wasser liegt, ist es oft nicht leicht, seine Form und Masse zu bestimmen. „Erst wenn wir schmutziges blaues Eis sehen und uns sicher sind, dass keine Gefahr besteht, schicken wir eine Person, die vom Schlauchboot aus gesichert wird. Die muss mit ihrer Eisaxt schnell arbeiten, denn nach maximal fünf Minuten sollte sie zurückkehren“, so Juan Diego Rodriguez-Blanco.

Die gesammelten Proben werden zur weiteren Untersuchung ins Labor der Universität Leeds in England geschickt. Im Mittelpunkt der Forschung steht die Frage, in welchem Maße eisenreiche Sedimente zum Eisenbudget des arktischen Ozeans heute im Vergleich zur letzten Eiszeit beitragen. Eisen ist ein wichtiges Spurenelement und limitierender Faktor für die Bioproduktion mariner Habitate.

Mars an Erde
Ein Grundproblem stellt die Natur robotischer Missionen dar. Wie entscheidet ein Rover, welchen Stein er untersuchen soll? Fahrzeuge wie Spirit oder Opportunity können täglich hundert Meter zurücklegen. Aufnahmen ihrer Umgebung reisen ein bis zwei Stunden durchs Sonnensystem, bevor Wissenschaftler auf der Erde entscheiden können, welche Anweisungen sie zurückschicken. Ein Ziel von AMASE ist die Simulation solcher Situationen, um zukünftige Rovermissionen wie Exomars der ESA oder Sample Return-Missionen der NASA effizienter zu machen.
Svalbard eignet sich auch besonders gut für die Aufgabe, die spezielle Situation robotischer Planetenerkunder zu simulieren: Karge Hügel bilden eine lebensfeindliche Umgebung, die marsianischen Landschaften recht nahe kommt, mit einem Unterschied: Es ist wegen wild lebender Eisbären immer gut, ein Gewehr dabei zu haben.

Die Science Operation Work Group innerhalb des AMASE-Teams besteht aus zwei Teams. Während eine Gruppe im Feld unterwegs ist und Daten sammelt, befindet sich die andere im Basislager, um dort wissenschaftliche Fragestellungen zu diskutieren und daraus Anweisungen abzuleiten. Die Möglichkeiten des Basisteams sind begrenzt, denn sie können nur auf Fotos der Feldgruppe zurückgreifen und dürfen nicht direkt mit ihren Kollegen sprechen. Die Kommunikation ist – wie zwischen Erde und Mars – auf elementare Handlungsanweisungen begrenzt, die mit einiger Verzögerung zugestellt werden.

Mehr Berichte von AMASE 2009 gibt es in deren Blog bei der Planetary Society.

Der Beitrag Marsforschung und die Jagd nach Gletschern [Update] erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

Dabei wurden Strukturen sichtbar gemacht, die sich netzartig über die Oberfläche unseres Zentralgestirns erstrecken. Diese bewirken Änderungen des mittleren Sonnenradius´ am Äquator von etwa 0,0107 Bogensekunden. Eine Bogensekunde ist ein Dreitausendsechshundertstel eines Grades. Dieser Wert erscheint uns recht gering, er könnte in der Nähe der Sonne aber messbare Auswirkungen haben.

Die beteiligten NASA-Wissenschaftler geben mögliche Einflüsse auf den Gravitationssog auf den sonnenächsten Planeten Merkur an. Außerdem könnten Messungen, die zur Überprüfung der Einsteinschen Relativitätstheorie in Sonnennähe vorgenommen werden, verfälschte Ergebnisse liefern. Spekuliert wird auch über die Ursache für die Erhebungen auf der Sonnenoberfläche. Möglich wäre, dass im Inneren der Sonne ein rotierender Kern existiert, dessen Rotationsachse aber von der äußerer Sonnenschichten abweicht.

HESSI (jetzt RHESSI) steht für High Energy Solar Spectroscopic Imager. Der NASA-Satellit wurde am 5. Februar 2002 gestartet und ist mit 9 Germanium-Detektoren zur Messung energiereicher elektromagnetischer Strahlung unterschiedlicher Energien ausgestattet. Er rotiert mit 15 Umdrehungen pro Minute. Die Germanium-Detektoren werden auf -198 °C gekühlt und arbeiten mit einer Betriebsspannung von bis zu 4.000 Volt. Dadurch können einzelne Gamma- bzw. Röntgenquanten gemessen und ihre Energie sehr genau bestimmt werden. Gebaut wurde HESSI zur Messung der Energieverteilung von Gammastrahlung bei solaren Ausbrüchen. Erst die Auswertung einer Unmenge von Daten der vergangenen Jahre führte zu derart genauen Aussagen über Abweichungen der Sonne von der ellipsoiden Idealform, wie sie jetzt veröffentlicht wurden. Bei einem Radius von etwa 700.000 Kilometern variiert der Wert um nur ca. 6 Kilometer. Aufgrund der Rotation ist die Sonne ohnehin etwas abgeplattet, d. h. der Radius ist – wie bei den Planeten auch – an den Polen geringer als am Äquator.

Website der NASA

• How round is the Sun?

Der Beitrag Wie rund ist die Sonne? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: arXiv.org.

Noch vor wenigen Jahren war es nicht möglich, Planeten um andere Sterne direkt nachzuweisen, d. h. einen fotografischen Beweis zu liefern. Es galt die Maxime, dass das reflektierte Licht der fernen Planeten viel zu schwach sei und das Licht des Zentralsterns das des Planeten überstrahlt. Lediglich mit indirekten Methoden, wie der Radialgeschwindigkeitsmessung konnten ferne planetare Begleiter nachgewiesen werden. Seit einigen Jahren wissen wir aber, dass es doch durchaus möglich ist, kosmische Himmelskörper mit Planetengröße fotografisch abzubilden und nachzuweisen.

Das Forschenteam des kanadischen Department of Astronomy and Astrophysics an der Universität von Toronto – bestehend aus David Lafrenière, Ray Jayawardhana und Marten H. van Kerkwijk – stellte nun seine Ergebnisse über die Entdeckung eines neuen Planetenkandidaten vor. Der Planetenkandidat 1RXS J160929.1-210524 b ist ca. 300 Astronomische Einheiten von seinem Zentralstern entfernt und somit einer der Planetenkandidaten mit dem größten Bahnradius. Seine Masse liegt bei ca. 8 Jupitermassen und seine Größe wird auf 1,7 Jupiterradien geschätzt. Sein Zentralgestirn ist ein K7-Stern mit einer Masse von 0,85 Sonnenmassen. Er ist von der Sonne ungefähr 465 Lichtjahre (= 145 Parsec) entfernt und in der so genannen Upper Scorpius-Sternassoziation aufzufinden (RA: 16h 09m 30s; Dec: -21° 04´ 58″; J2000).
Bemerkenswert ist an dem neuen planetaren Begleiter, dass er, wie oben schon erwähnt, eine sehr große Entfernung zu seinem Zentralstern aufweist. Noch können die Forscher nicht genau sagen, ob der planetare Begleiter definitiv den Stern 1RXS J160929.1-210524 umrundet oder ob er sich nur scheinbar im Orbit dieses Sterns befindet. Eine Akkretion konnten die Forscher nicht entdecken.

Die Entdeckung des neuen planetaren Begleiters ist aber kein Einzelfall, es gibt schon einige Entdeckungen dieser Art. Sehr bekannt dürfte 2M1207 b sein, der mit einer Masse von 4 Jupitermassen seinen Zentralstern in einer Entfernung von 46 AE umrundet. Weitere ähnliche Öbjekte sind z. B. GQ Lupi b, AB Pic b, SCR 1845 b und UScoCTIO 108 b. Solche Objekte weisen ebenfalls sehr hohe Entfernungen zum Zentralstern auf. Ihre Massen liegen sogar noch höher und gehen allmählich in den Massebereich der Braunen Zwerge über. Derartige „Grenzgänger“ sehen einige Astronomen nicht mehr als Planeten, sondern nun als Braune Zwerge.
Verwendete / Weiterführende Quellen:
Preprint: Direct Imaging and Spectroscopy of a Planetary Mass Candidate Companion to a Young Solar Analog
Infoseite der Extrasolar Planets Encyclopaedia:

Der Beitrag Direkte Abbildung eines neuen planetaren Begleiters erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: Astronomy & Astrophysics.

Für Astronomen sind Meteoriten Segen und Fluch gleichermaßen. Die auf die Erde gefallenen Brocken von Materie helfen uns dabei, die Geschichte unseres eigenen Planeten und die Entstehung des Sonnensystems besser zu verstehen. Immerhin entstand die Erde aus demselben Material, das bis heute durch das Sonnensystem fliegt und ab und zu der Erde in die Quere kommt.

In frühen Erdzeitaltern wurde jedoch alles Material durch chemische Prozesse umgearbeitet und hat heute als differenziertes Material nicht mehr viel mit den Urbestandteilen gemein. Im Zuge dieser Differenzierung kam es zu einem Elementtransport im Erdinnern: Während sich Eisen und Nickel im Kern anreicherten, wanderten Magnesium und andere Materialien in den Mantel, wogegen sich Aluminium, Kalium und leicht flüchtige Elemente auch dort nicht in Minerale einbauen ließen und daher in die Erdkruste wanderten. Da diese Prozesse im gesamten Sonnensystem auf unterschiedlich großen Himmelskörpern – Planeten wie Asteroiden – passierte, die regelmäßig auch miteinander kollidierten, gelangte unterschiedlich stark differenziertes Material in allen Größen in den interplantetaren Raum. Ist der gefundene Brocken auf der Erde also kaum differenziert, kann er uns direkt Aufschluss über das Urmaterial der Erde und aller anderen Objekte des Sonnensystems geben.

Doch es gibt ein Problem, einen Fluch. Der größte Teil aller Meteoriten – etwa 75% – sind undifferenzierte Stein-Meteoriten, scheinen also aus unveränderter interstellarer Materie zu bestehen. Die Forscher untersuchten die Spektren der gefundenen Brocken und versuchten, deren Ursprungsorte im Sonnensystem ausfindig zu machen. Ein großer Teil der differenzierten Fundstücke entstammt dem Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter. Undifferenzierte Oberflächen hatte man dort bisher kaum gefunden.

Nun gelang es Thais Mothé-Diniz vom Observatório Nacional in Rio de Janeiro, Brasilien und David Nesvorný vom US-amerikanischen Southwest Research Institute in Boulder, Colorado, eine mögliche Ursprungsregion undifferenzierter Meteorite auszumachen. Das berichten sie in den Astronomy & Astrophysics Letters. Sie datierten die Oberflächen der undifferenzierten Körper in einem kleinen Feld im Asteroidengürtel auf 50.000 bis 100.000 Jahre, ein geologisch blutjunges Alter also. Die Forscher hatten mit Hilfe des Gemini-Observatoriums in Hawaii und Chile verschiedenste Asteroidenspektren untersucht und fanden damit die jüngsten bisher entdeckten Asteroidenoberflächen.
Die beiden Wissenschaftler vermuten zudem, dass es deutlich mehr undifferenzierte Körper im Sonnensystem gibt. Jedoch verursacht die sogenannte Weltraumverwitterung durch ein ständiges Bombardement von Sonnenwind und Mikrometeoriten ein in geologischen Zeiträumen schnelles Altern exponierter Oberflächen, die so ihr spektroskopisch charakteristisches Antlitz verlieren.

Zuletzt können die Funde der Forscher auch dabei helfen, den Zeitrahmen der Weltraumverwitterung besser abzuschätzen. Denn bisher waren Zeiträume zwischen 50.000 und 100 Millionen Jahren diskutiert worden, die eine wirksame Verwitterung einer Oberfläche braucht. Die gefundenen Körper bewegen sich eher im unteren Bereich dieser Vermutungen und legen nahe, dass es nicht lange dauert, bis kosmisches Bombardement eine Asteroidenoberfläche zu feinem Staub verarbeitet hat.

Der Beitrag Ursprung der häufigsten Meteoritenspezies erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Michael Stein

Einleitung
Die bereits 1859 von Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Kirchhof entwickelte Spektralanalyse basiert auf der 1814 von Joseph von Fraunhofer gemachten Entdeckung, dass das Spektrum des Sonnenlichts an verschiedenen Stellen dunkle Linien aufweist. Während die Spektralanalyse ursprünglich nur auf das sichtbare Licht angewandt wurde, indem man es durch ein Prisma oder ein Gitter lenkte und es dadurch entsprechend der unterschiedlichen Wellenlängen seiner einzelnen Bestandteile verschieden stark abgelenkt wurde, wird sie heute oft auch auf den ultravioletten und nahen infraroten Spektralbereich angewendet.

Absorptions- und Emissionslinien
Die von Fraunhofer bei der Untersuchung des Sonnenspektrums sowie des Spektrums verschiedener Sterne entdeckten dunklen Linien sind sogenannte Absorptionslinien, die daher rühren, dass chemische Elemente Lichtteilchen (sog. Photonen) mit einer ganz bestimmten Wellenlänge absorbieren. Wenn dieser Zusammenhang erst einmal hergestellt ist, dann ist „nur noch“ viel Fleißarbeit nötig, um herauszufinden, welches chemische Element an welcher Stelle des Spektrums eine Lücke bzw. dunkle Linie hinterlässt – jedes chemische Element hinterlässt an einer ganz bestimmten und von allen anderen Elementen verschiedenen Stelle im Spektrum eine Absorptionslinie.

Analog zu den Absorptionslinien gibt es im Spektrum auch Emissionslinien, die dadurch entstehen, dass chemische Elemente angeregt werden und Licht einer ganz bestimmten Wellenlänge ausstrahlen, was sich dann als hellere Linie im Spektrum des untersuchten Himmelskörpers niederschlägt. Mit Hilfe der Analyse von Absorptions- und Emissionslinien in einem Spektrum lassen sich Erkenntnisse über das Vorhandensein chemischer Elemente in einem Objekt gewinnen, ohne dieses körperlich untersuchen zu müssen. Die Astrospektroskopie als Anwendung der Spektralanalyse auf kosmische Objekte bietet somit die einzige Möglichkeit, etwas über die chemisch-physikalische Zusammensetzung von Himmelskörpern zu erfahren, die einer direkten Untersuchung aufgrund ihrer Entfernung oder aber, wie bei unserer Sonne, z.B. aufgrund ihrer Oberflächentemperatur, nicht zugänglich sind.

Die Spektren von Sternen enthalten üblicherweise ausschließlich Absorptionslinien, während leuchtende Gasnebel Beispiele für kosmische Objekte darstellen, deren Spektrum Emissionslinien enthalten. Ursache hierfür ist die (theoretisch hergeleitete) Tatsache, dass Absorptionslinien nur dann auftreten können, wenn die das Licht verursachende Materie heißer ist als die chemischen Elemente, die dem Licht quasi ihren „Stempel“ in Form eben jener Absorptionslinien aufdrücken (für Emissionslinien gilt die umgekehrte Beziehung).

Die Möglichkeiten der Spektralanalyse
Über das Innere eines Sterns kann die Spektralanalyse keine Informationen liefern, da die Absorptionslinien erst durch Wechselwirkung des Lichts mit den äußersten Schichten der Sternenatmosphäre entstehen – nur über diesen Randbereich eines Sterns können damit also Erkenntnisse gewonnen werden. Allerdings sind mit dieser Untersuchungsmethode nicht nur Aussagen darüber möglich, ob ein bestimmtes Element in der Atmosphäre eines Sterns vorhanden ist: Gerade die hierüber hinaus gehenden Möglichkeiten sind es, die den Reiz, aber auch die Schwierigkeit der Spektralanalyse ausmachen.

Die Verschiebung von Absorptionslinien im Spektrum eines Himmelskörpers lässt aufgrund des Doppler-Effekts (= Frequenzverschiebung durch Bewegung des emittierenden Objektes) Rückschlüsse über die Geschwindigkeit zu, mit der sich dieser Himmelskörper auf uns zu oder von uns weg bewegt. Ebenso können Aussagen über Temperatur und Dichte eines Elements, dessen charakteristische Spur sich in einem Spektrum finden lässt, gemacht werden. Auch magnetische Felder oder um den untersuchten Stern kreisende Partnersterne hinterlassen Spuren, die ausgewertet werden können.

Die Spektralanalyse stellte insgesamt einen derartigen Fortschritt bei der physikalischen und chemischen Untersuchung kosmischer Objekte dar, dass ihre Entwicklung den Übergang von der klassischen Astronomie (die sich auf die Beobachtung von Anzahl und Bewegungen der Himmelskörper beschränkte) zur Astrophysik markierte.

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