Quelle: Klaus Tschira Stiftung gGmbH 18. Juli 2024.

Ostfriesland/Heidelberg, 18. Juli 2024. Helle Ideen in dunklen Nächten, die möchte das „Tiny Observatorium“ (auf Deutsch: winzige Sternwarte) den Gästen und Bewohnern Ostfrieslands nahebringen. Schon im letzten Jahr hat das Kooperationsprojekt zwischen der Ländlichen Erwachsenenbildung Niedersachsen (LEB) und der Universität Oldenburg an der Küste für Furore gesorgt und vielen Menschen spannende Beobachtungen des Universums ermöglicht. In den kommenden zwei Jahren soll dieser attraktive Lernort nun mit einer Förderung der Klaus Tschira Stiftung einen Beitrag zur Sensibilisierung in Sachen Lichtverschmutzung leisten. Die Initiatorinnen und Initiatoren wollen den Bewusstseinswandel unterstützen und dazu motivieren, Licht gezielter und verantwortungsbewusster einzusetzen.

Schon seit Juni 2023 bringt das Tiny Observatorium das Universum zu Reisenden und Einheimischen. Bei dem zu einer mobilen Sternwarte umgebauten Autoanhänger handelt es sich um ein Kooperationsprojekt im Rahmen des Wissenschaftsjahres 2023. Der mit einer drehbaren Kuppel versehene, begehbare Anhänger verfügt über eine moderne technische Ausstattung, die verschiedenste Beobachtungen, Aufnahmen und Messungen ermöglicht – ein beweglicher und sehr attraktiver Lernort also.

Von Juni bis Dezember 2023 war das Observatorium an fünf Orten jeweils rund vier Wochen stationiert und erreichte mit Vorträgen, Workshops, Beobachtungsabenden und Aktionen für Kinder und Familien ein breites Publikum. Gleichzeitig wurde es von zahlreichen ehrenamtlichen Astronomie-Begeisterten des Astronomie Netzwerks Weser Ems unterstützt, die ihre Zeit und ihre Expertise einbrachten.

Besonders fesselnd war für die Besucherinnen und Besucher das Thema Lichtverschmutzung. Kein Wunder, sind die Unterschiede zwischen Industrieansammlungen an der Küste und Naturschutzgebieten doch in Ostfriesland besonders augenfällig. Aber es blieb nicht bei der bloßen Beobachtung. Die Gäste gingen auch den Ursachen und den möglichen Auswirkungen auf den Grund und überlegten sich potenzielle Maßnahmen. Denn die Effekte der Lichtverschmutzung sind gewaltig. So hat beispielsweise in New York der nach 2001 anstelle der Zwillingstürme installierte „Lichtdome“ mit seinen hellen Strahlen Zugvögel so stark irritiert, dass sie ihn umkreisten, bis sie vor Erschöpfung vom Himmel fielen.

An solche Erkenntnisse und Erfahrungen knüpft jetzt das durch die Klaus Tschira Stiftung geförderte Projekt an. „Damit klar wird, dass weniger Licht nicht nur Geld spart, sondern auch der Natur hilft“, so Natalie Geerlings, die das Projekt betreut. Deshalb sollen fortan auch die Zuständigen fürs kommunale Klimamanagement der Küstenregion mit ins Boot geholt werden, um ein Netzwerk zu bilden, aus dem neue, spannende Bildungsformate entstehen.

„Dieser mobile niederschwellige Lernort passt wunderbar zu unserem Förderprofil“, betont die Förderreferentin für Wissenschaftskommunikation der Klaus Tschira Stiftung, Verena Viarisio. „Das Tiny Observatorium bringt Erkenntnisse der Wissenschaft in den ländlichen Raum, sensibilisiert für das Thema Lichtverschmutzung und fördert neue Netzwerke.“ Und vielleicht fragt sich anschließend der Eine oder die Andere, ob die Tankstelle im Dorf wirklich die ganze Nacht über in Licht getaucht sein muss.

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• Lichtverschmutzung

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Quelle: Stiftung Planetarium Berlin 11. Januar 2023.

Die Veranstaltungen der Stiftung Planetarium Berlin erreichten 2022 insgesamt 411.335 Besucher*innen: Das Zeiss-Großplanetarium begrüßte 288.054 Gäste, die höchste Besucher*innenzahl seit Eröffnung 1987 und 29.771 mehr als im bisherigen Rekordjahr 2019, trotz massiver pandemiebedingter Einschränkungen.

Die Stiftung Planetarium Berlin erreichte mit ihren Programmen mehr Gäste als im bisherigen Rekordjahr 2019. Das Zeiss-Großplanetarium erreichte mit 288.054 Besucher*innen die höchste Besucher*innenzahl seit der Eröffnung des Hauses im Jahr 1987. Trotz pandemiebedingter Reduktion des Programms und der Sitzplatzkapazitäten bis Mai 2022 kamen 29.771 Personen mehr als im bisherigen Rekordjahr 2019. Die Gesamtbesucher*innenzahl der Stiftung Planetarium Berlin übertraf mit 411.335 Besucher*innen ebenfalls den Rekord von 2019 (402.706). 

Auch an der Archenhold-Sternwarte ist die Zahl der Besucher*innen mit 30.886 im Vergleich zum Vorjahr gestiegen (2019: 25.534), während das Planetarium am Insulaner mit 67.271 Besucher*innen (2019: 76.285) und die benachbarte Wilhelm-Foerster-Sternwarte mit 16.271 Besucher*innen (2019: 19.502) Rückgänge verzeichneten, u.a. wegen pandemiebedingt abgesagter Kita- und Schulausflüge.

Um die Attraktivität des 1965 gebauten Planetariums am Insulaner zu steigern, ist ab Sommer 2023 eine Sanierung und Erweiterung zum Bildungszentrum geplant. Auch außerhalb der drei Standorte konnte die Stiftung zahlreiche Menschen für die Astronomie begeistern: über 4.500 Personen kamen im August zur Langen Nacht der Astronomie auf das Tempelhofer Feld und mit der stiftungs-eigenen mobilen Planetariumskuppel INTENSE besuchte das Stiftungsteam berlinweit 4.003 Kita-, Grund- und Oberschüler*innen und begeisterte sie vor Ort.

»Es freut mich sehr, dass wir mit unseren breitgefächerten Programmen immer mehr Menschen erreichen und mit ihnen unsere kosmische Sicht teilen können. Mit der Aktion »Stark trotz Corona« konnten wir dank der Senatsverwaltung für Bildung, Jugend und Familie im November und Dezember 2022 zudem Besucher*innen unter 18 Jahren kostenfreien Zugang zu Wissenschaftsveranstaltungen ermöglichen und damit vor allem unseren jungen Gästen etwas zurückzugeben«, so Tim Florian Horn, Vorstand der Stiftung Planetarium Berlin.

Die Stiftung Planetarium Berlin vereint erstmals in der Geschichte der Stadt die astronomischen Einrichtungen Berlins. Die Archenhold-Sternwarte sowie die Wilhelm-Foerster-Sternwarte zählen zu den traditionsreichsten Volkssternwarten Deutschlands, während das Planetarium am Insulaner und das Zeiss-Großplanetarium als modernste Wissenschaftstheater Europas relevante und innovative Vermittlungsformen anbieten.

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• Zeiss-Großplanetarium in Berlin Prenzlauer Berg

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Quelle: DLR.

15. September 2019 – Am 16. September 2019 um voraussichtlich 4:14 Uhr wird die fliegende Sternwarte SOFIA (Stratosphären Observatorium Für Infrarot-Astronomie) – ein Gemeinschaftsprojekt der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA und dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) – auf dem Flughafen Stuttgart landen. Von dort aus wird SOFIA am 18. September um 19:40 Uhr zu ihrem ersten Wissenschaftsflug über Europa abheben und dabei gleich zwölf Länder überqueren. Der Vorteil: Während ihrer Europa-Mission fliegt SOFIA deutlich nördlicher als bei einem Start von ihrer südkalifornischen Heimatbasis in Palmdale. Je näher an den Polen die Infrarotsternwarte fliegt, desto weniger Wasserdampf ist in der Atmosphäre über ihr vorhanden – und desto besser sind die Beobachtungsbedingungen.

„Es ist etwas ganz Besonderes, dass die fliegende Sternwarte SOFIA von Stuttgart aus zu ihrem ersten europäischen Wissenschaftsflug antreten wird. Spannende Beobachtungen erwarten die Forscher auf dieser knapp zehnstündigen Forschungsreise“, freut sich die Vorstandsvorsitzende des DLR, Prof. Pascale Ehrenfreund. „Die Wissenschaftler an Bord des Flugzeuges erkunden die Umgebung von Schwarzen Löchern und gehen der Frage nach, ob Dunkle Energie unser Universum wirklich immer schneller auseinandertreibt.“

Sternentstehung auf der Spur
Vor 50 Jahren betraten nicht nur die ersten Menschen den Mond. 1969 fanden Wissenschaftler der NASA auch – eher zufällig – eine ganz besondere Galaxie. Im Sternbild Großer Bär liegt Markarian 231 (Mrk 231), die rund 600 Millionen Lichtjahre von unserer Erde entfernt ist. Damit ist sie zirka 300-mal weiter entfernt als die Andromeda-Galaxie, die unserer Milchstraße am nächsten liegt. Trotzdem ist Mrk 231 einer der Erde am nächsten gelegenen, extrem hellen aktiven Galaxienkerne (Active Galactic Nucleus, AGN). Seine Leuchtkraft im Infrarot-Bereich macht Mrk 231 zu einer der hellsten und bekanntesten ultraluminösen Infrarot-Galaxien. Um ihr Zentrum kreisen gleich zwei Schwarze Löcher. Eines davon ist mit vier Millionen Sonnenmassen eher klein, das andere mit 150 Millionen Sonnenmassen schon deutlich größer. Für die Umgebung dieser Schwarzen Löcher interessieren sich die Forscher auf dem ersten europäischen SOFIA-Wissenschaftsflug. Denn um sie herum versammelt sich eine Masse aus Gas und Staub – der Staubtorus.

Diese Donut-förmige Region befindet sich in jedem aktiven Galaxienkern. Unklar ist aber, welche Rolle sie in der Erzeugung von Radiojets spielen. Diese zwei senkrechten Plasmastrahlen werden von Schwarzen Löchern im Zentrum des aktiven Galaxienkerns gebildet, indem sie Plasma mit Lichtgeschwindigkeit ins All ausblasen. Doch nicht jeder aktive Galaxienkern hat auch diese Radiojets. Das zeigen radioastronomische Beobachtungen. Vorausgegangene Studien mit SOFIA weisen darauf hin, dass das Magnetfeld in diesem staubhaltigen Torus helfen könnte, diese Radiojets auszulösen. Lässt sich die Entstehung der Jets aber tatsächlich auf die Präsenz – beziehungsweise das Ausbleiben – eines Magnetfelds zurückführen? Eine wichtige Frage, auf die Astronomen bislang keine Antwort gefunden haben.

Da nur das Ferninfrarot-Instrument HAWC+ (High-resolution Airborne Wide-band Camera) auf SOFIA Magnetfelder in diesem Wellenlängenbereich vermessen kann, möchten die SOFIA-Forscher den Zusammenhang zwischen diesen Feldern und den Radiojets entschlüsseln. Begonnen haben sie mit ihren Beobachtungen zum aktiven Galaxienkern von Cygnus A während eines Fluges über Südkalifornien im Jahr 2018.

„Die erste Europa-Mission von SOFIA soll diese Forschung nun fortsetzen, um dieses astronomische Rätsel um die Radiojets endlich zu lösen“, sagte Dr. Alessandra Roy, deutsche SOFIA-Projektwissenschaftlerin im DLR Raumfahrtmanagement, welches die fliegende Sternwarte gemeinsam mit der NASA betreibt.

Beschleunigte Ausdehnung des Universums oder einfach nur Staub vor der Linse?
Unser Universum dehnt sich seit dem Urknall kontinuierlich aus. Diese Entdeckung wurde 1920 von Edwin Hubble gemacht. Doch dann kamen Ende der 1980er-Jahre die nobelpreisgekrönten Astrophysiker Saul Perlmutter, Adam Riess und Brian Schmidt. Sie beobachteten Supernovae vom Typ 1a. Diese Sternenexplosionen als sogenannte kosmische Leuchttürme sind weit sichtbar und immer gleich hell. Damit lassen sich die Entfernungen dieser Sternenexplosionen klar bestimmen: Je heller diese Supernovae Typ 1a erscheinen, desto näher sind sie uns. Bestimmt man nun die Helligkeiten vieler Supernovae, kann man ermitteln, ob sich die Ausdehnung des Universums beschleunigt. Das Ergebnis war überraschend: Die beobachteten Sternenexplosionen waren blasser als erwartet.

Damit war für die drei Forscher klar: Das Universum nimmt Fahrt auf und wird mit wachsender Geschwindigkeit von einem rätselhaften, unbekannten Beschleuniger namens Dunkler Energie immer weiter auseinandergetrieben. Doch ist das wirklich so? Liegt die Abnahme der Helligkeit wirklich an einem schnelleren Auseinanderdriften des Universums? Oder hatten die Teleskope vielleicht einfach Staub vor der Linse, der die Helligkeit der Aufnahmen verblassen ließ?

„Genau diesen Fragen gehen Forscher aus Austin, Texas, nach, indem sie mit dem Instrument HAWC+ auf SOFIA den Staub in den Heimatgalaxien einer Supernovae Typ 1a beobachten. Dafür messen sie den Staubanteil in der Region um die Sternenexplosion herum. Auch das Weltraumteleskop Euclid der europäischen Weltraumorganisation ESA, das im Jahr 2022 starten soll, wird sich auf die Suche nach Dunkler Energie begeben. Nach diesen Beobachtungen werden wir vielleicht genauer wissen, ob die Ausdehnung des Universums wirklich durch die Dunkle Energie beschleunigt“, erklärt Roy, die neben SOFIA auch an der Euclid-Mission beteiligt ist.

Europas Nachthimmel – ein Hort voller kosmischer Geheimnisse
Insgesamt hat SOFIA für diesen zehnstündigen Flug noch weitere wissenschaftliche Beobachtungen vorgesehen. So nehmen die Astronomen vom Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge (USA) auch die Region Serpens South im Sternbild Schlange vom Himmel über Frankreich aus ins Visier – eine Formation extrem junger Sterne. Bei diesen drei bis vier Millionen Jahre jungen Sternen können die Forscher Sternenentstehung fast von ihrem Beginn an verfolgen und mehr über diesen Prozess herausfinden. Die nächste Beobachtung konzentriert sich auf die Sternenformation L 1495 im sogenannten Taurus Filament. Die Forscher der Universität Berkeley (USA) wollen dabei herausfinden, welche Rolle die Dynamik von Magnetfeldern auf den Formungsprozess von Filamentwolken hat.

„Das wird die längste Einzelbeobachtung von SOFIA auf Ihrem ersten Flug in Europa sein, welche südlich der schwedischen Küste in der Ostsee beginnt und über Polen, Tschechien, Österreich, Slowenien, Kroatien, der Adria, Italien bis kurz vor Sizilien führt“, zeigt Clemens Plank, Projektingenieur für SOFIA beim DLR Raumfahrtmanagement, am Flugplan, welcher vorab mit allen europäischen Luftverkehrsbehörden abzustimmen war.

Nachwuchs mit an Bord
Auf dieser spannenden Forschungsreise werden nicht nur Wissenschaftler mit an Bord sein. Ein Team der „Sendung mit der Maus“ wird in einer Spezialausgabe „Teleskope und die Infrarotastronomie“ dem Mauspublikum Einblicke in den Forschungsflug von SOFIA geben. Außerdem wird ein Preisträger des Forschernachwuchswettbewerbes „Jugend forscht“ bei der Europa-Prämiere von SOFIA mitfliegen dürfen.

Über SOFIA
Das Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie (SOFIA) ist ein Gemeinschaftsprojekt des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). Es wird vom DLR Raumfahrtmanagement mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Energie, des Landes Baden-Württemberg und der Universität Stuttgart durchgeführt. Der wissenschaftliche Betrieb wird auf deutscher Seite vom Deutschen SOFIA-Institut (DSI) der Universität Stuttgart koordiniert, auf amerikanischer Seite von der Universities Space Research Association (USRA). Die Entwicklung der deutschen Instrumente ist finanziert mit Mitteln der Max-Planck-Gesellschaft (MPG), der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG) und des DLR.

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Quelle: Universität Stuttgart.

Die fliegende Infrarotsternwarte SOFIA ist vom 15. bis 20. September am Flughafen Stuttgart zu Besuch. Das Flugzeug ist weltweit das einzige fliegende Infrarot-Observatorium und eines der größten bilateralen US-deutschen Projekte zur Erforschung des Weltraums. Es zählt zu den größten Drittmittelprojekten an der Universität Stuttgart, die den wissenschaftlichen Betrieb von SOFIA in Deutschland koordiniert. Vom 18. auf den 19. September wird SOFIA erstmals einen Beobachtungsflug über Europa durchführen.

Das Stratosphären Observatorium für Infrarot Astronomie (SOFIA) ist eine umgebaute Boeing 747 SP mit einem 17 Tonnen schweren Teleskop an Bord. Regelmäßig heben damit Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler ab, um zum Beispiel die Entstehung junger Sterne und Planetensysteme zu beobachten oder die Milchstraße zu untersuchen. Am 15. September 2019 kommt SOFIA nach Stuttgart. Sie landet in den frühen Morgenstunden am Flughafen Stuttgart und fliegt am Freitag, 20. September 2019, zu ihrer Heimatbasis in Kalifornien zurück.

Erfolgreiche Kooperation von Universität Stuttgart, DLR und NASA
Die baden-württembergische Wissenschaftsministerin Theresia Bauer sagt: „SOFIA steht sinnbildlich für die grenzüberschreitende und langjährige erfolgreiche Kooperation zwischen der Universität Stuttgart, dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA) auf dem Gebiet der wissenschaftlichen Erforschung des Weltalls. Dies unterstreicht die Bedeutung von Baden-Württemberg als einer der führenden Partner in Europa im Bereich der Luft- und Raumfahrtforschung.“

Führungen durch SOFIA
In Stuttgart können sich Interessierte SOFIA gut von der kostenfrei zugänglichen Besucherterrasse des Flughafens ansehen. Darüber hinaus können sie sich für eine Führung durch das Observatorium anmelden. Die Anzahl an Plätzen ist begrenzt. Eine Anmeldung ist online erforderlich. Da das Flugzeug auf dem Vorfeld des Flughafens steht, sind für die Führungen die gleichen Sicherheitsprüfungen wie bei einem Check-in vor einem Flug notwendig. Eine Person kann bis zu fünf Interessierte gleichzeitig anmelden – sofern sie deren vollständige Namen und Geburtsdaten hat.

Führungen am 16., 17. und 19. September:
Dauer:
ca. zwei Stunden
Online-Anmeldung:
in zwei Etappen ab Donnerstag, 5. September, 7:00 Uhr, und 19:00 Uhr

Planetariumsshow und Ausstellung
In einem mobilen Planetarium mit Fulldome-Aufnahmen können Zuschauerinnen und Zuschauer einen SOFIA-Mitflug inklusive der Vorbereitungen hautnah erleben. Eintritt frei.

Spielzeiten:
Montag, 16. September: 10:00, 11:30, 16:00 und 18:00 Uhr;
Dienstag, 17. September: 10:00, 11:30, 16:00 und 18:00 Uhr;
Mittwoch, 18. September: 10:00 und 11:30 Uhr;
Donnerstag, 19. September: 11:30, 16:00 und 18:00 Uhr
Dauer:
45 bis 60 Minuten
Ort:
Flughafen Stuttgart, zwischen Terminal 0 und 1

Zudem erklärt eine Ausstellung mit Modellen, Videos und Informationsmaterialien die Besonderheiten des Observatoriums sowie die astronomische Mission der fliegenden Infrarotsternwarte allgemeinverständlich. Am 16., 17. und 19. September erläutern Schülerinnen und Schüler von Netzwerkschulen des Deutschen SOFIA Instituts (DSI) der Universität Stuttgart die Besonderheiten von SOFIA und ihrer Mission unter anderem mit Infrarotexperimenten.

Zeit:
16. bis 27. September 2019
Ort:
Flughafen Stuttgart, Terrassenebene im Terminal 3, neben dem Ausgang zur Besucherterrasse

Jahrestagung der Astronomischen Gesellschaft
Anlass für den Besuch von SOFIA in Stuttgart ist die Konferenz „Mission to the Universe – From Earth to Planets, Stars & Galaxies“ der Astronomischen Gesellschaft, die das DSI der Universität Stuttgart organisiert. Rund 250 Forscherinnen und Forscher aus aller Welt tagen vom 16. bis 20. September auf dem Campus Vaihingen der Universität Stuttgart. Die Astronomische Gesellschaft ist eine der ältesten astronomische Vereinigungen Europas. Sie wurde 1863 gegründet.

Weitere Informationen zur Konferenz.

Öffentlicher Vortrag
Ein für die Öffentlichkeit spannender Teil der Konferenz der Astronomischen Gesellschaft ist ein Vortrag. Unter dem Titel „Blick ins versteckte Universum – Highlights der fliegenden Sternwarte SOFIA“ berichtet Dr. Harold Yorke, Direktor SOFIA Science Mission Operations, über einige wichtige wissenschaftliche Neuentdeckungen von SOFIA und ihre Bedeutung für unser Verständnis des Kosmos. Darauf folgt eine kurze Präsentation der japanischen Astrophysikerin Dr. Yoko Okada von der Universität Köln über ihre Mitflug-Erlebnisse. Bei diesen hat sie unter anderem Daten für die Untersuchung des interstellaren Mediums in unserer Milchstraße gewonnen. Der deutsche Physiker und ESA-Astronaut Prof. Dr. Reinhold Ewald moderiert die Veranstaltung.

Zeit:
19. September 2019, 20:00 Uhr
Ort:
Hospitalhof, Büchsenstraße 33, 70174 Stuttgart
Weitere Informationen zum öffentlichen Vortrag.

Erster Wissenschaftsflug über Europa
Mit ihrem Besuch in Stuttgart verbindet SOFIA eine Premiere: Am 18. September hebt die fliegende Sternwarte kurz nach Sonnenuntergang (gegen 19:40 Uhr) vom Flughafen Stuttgart zu ihrem ersten wissenschaftlichen Beobachtungsflug über Europa ab. Während der rund zehn Stunden andauernden Mission führt die Crew mehrere astronomische Beobachtungen durch. Das derzeit am Teleskop montierte US-amerikanische Instrument HAWC+ kann kosmische Magnetfelder im Ferninfrarotlicht vermessen. So wollen die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler zum Beispiel die Umgebung des supermassiven schwarzen Lochs der Galaxie Markarian 231 im Sternbild Großer Bär untersuchen. Dabei erhoffen sie sich neue Erkenntnisse über den Zusammenhang zwischen den Magnetfeldern in der Scheibenstruktur um das schwarze Loch und den Radiojets – den stark gebündelten und beschleunigten Gasausströmungen senkrecht zu diesen Scheiben, die unter anderem intensive Radiostrahlung aussenden. Diese Beobachtung ist nur mit SOFIA möglich, denn kein anderes Observatorium kann Magnetfelder in diesem Wellenlängenbereich vermessen.

Ein Vorteil an einem Flug über Europa ist, dass sich SOFIA nördlicher als in ihrer südkalifornischen Heimat befindet. Je näher an den Polen die Infrarotsternwarte fliegt, desto weniger Wasserdampf ist in der Atmosphäre über ihr vorhanden – und desto besser sind die Beobachtungsbedingungen. Für die Rückkehr am Donnerstagmorgen um circa 5:30 Uhr, also kurz vor dem eigentlichen Betriebsstart des Stuttgarter Flughafens um 6:00 Uhr, hat das SOFIA-Team eine Ausnahmegenehmigung des Regierungspräsidiums Stuttgart von der geltenden Nachtflugbeschränkung bekommen.

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• SOFIA

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Quelle: Georg-August-Universität Göttingen.

(pug) Ein internationales Forscherteam mit Beteiligung der Universität Göttingen hat drei neue Planeten entdeckt, von denen einer möglicherweise bewohnbar ist. Die neu entdeckten Planeten umkreisen in der 31 Lichtjahre entfernten Konstellation Hydra einen Stern namens GJ 357, der etwa ein Drittel der Masse und Größe der Sonne aufweist. Die Ergebnisse sind in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics erschienen.

Im Februar 2019 beobachteten Kameras des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA den Stern. Dabei stießen sie auf die Existenz eines Exoplaneten, der in seiner Umlaufbahn den Stern teilweise bedeckt und sein Licht dadurch abschwächt. Diese sogenannten „Transits“ gehören zum Planeten GJ 357 b, einem Planeten, der etwa 22 Prozent größer ist als die Erde. Er umkreist seinen Stern elfmal näher als Merkur unsere Sonne. Dies ergibt eine Gleichgewichtstemperatur – berechnet ohne Berücksichtigung des zusätzlichen Treibhauseffekts einer möglichen Atmosphäre – von etwa 250 Grad Celsius.

„Wir bezeichnen GJ 357 b als so genannte heiße Erde“, erklärt Ko-Autor Prof. Dr. Stefan Dreizler vom Institut für Astrophysik der Universität Göttingen. „Obwohl der Planet kein Leben beherbergen kann, ist er ein wichtiger Meilenstein in der Erforschung erdähnlicher Planeten. GJ 357 b ist der drittnächste Transit-Exoplanet und damit einer der am besten geeigneten Planeten, die wir haben, um die Zusammensetzung einer möglichen Atmosphäre zu messen.“ Wenn GJ 357 b aus Gestein besteht, ist er vermutlich etwa doppelt so groß wie die Erde.

Mithilfe von bodengestützten Daten, aufgenommen seit 1998 an der Europäischen Südsternwarte und am Campanas-Observatorium in Chile sowie am Keck-Observatorium in Hawaii und am Calar Alto-Observatorium in Spanien, konnte das Forscherteam unter der Leitung des Instituts für Astrophysik der Kanarischen Inseln auf Teneriffa die Existenz von GJ 357 b bestätigen – und stieß überraschenderweise auf zusätzliche Signale der planetarischen Begleiter, GJ 357 c und GJ 357 d, die allein durch TESS-Beobachtungen nicht entdeckt werden konnten. GJ 357 d ist weit genug von seinem Stern entfernt, um möglicherweise bewohnbar zu sein.

GJ 357 c hat eine Masse, die mindestens das 3,4-fache der Erde beträgt, umkreist den Stern alle 9,1 Tage und hat eine Gleichgewichtstemperatur um 130 Grad Celsius. TESS hat keine Transits von diesem Planeten beobachtet, was darauf hindeutet, dass seine Umlaufbahn im Verhältnis zur Umlaufbahn der heißen Erde leicht geneigt ist – vielleicht um weniger als ein Grad.

GJ 357 d, der äußerste bekannte Planet des Systems, hat eine Masse von mindestens dem 6,1-fachen der Erde und umkreist den Stern alle 55,7 Tage in einem Abstand von etwa 20 Prozent der Entfernung zwischen der Erde und der Sonne. Größe und Zusammensetzung des Planeten sind unbekannt, aber eine felsige Welt mit dieser Masse würde sich zwischen der ein- und zweifachen Größe der Erde bewegen. Mit einer Gleichgewichtstemperatur von -53 Grad Celsius wirkt der Planet auf den ersten Blick eher eisig als bewohnbar.

„GJ 357 d befindet sich am äußeren Rand der bewohnbaren Zone seines Sterns, wo er von seinem Stern etwa die gleiche Menge an Sternenenergie erhält wie der Mars von der Sonne“, so die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler. „Wenn der Planet eine dichte Atmosphäre hat, die in zukünftigen Studien bestimmt werden muss, könnte er genügend Wärme einfangen, um den Planeten zu erwärmen und flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche zuzulassen.“

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal seine mittlere ‚Lebensphase‘ erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien oder in den sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen Messier 47
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Puppis (zu deutsch „Achterdeck des Schiffs“) gelegenen Haufen Messier 47.

Erstmals erwähnt wurde dieser Sternhaufen in dem im Jahr 1654 von dem italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna veröffentlichten Katalog „De Amirandis Coeli Characteribus“, in dem rund 40 Deep-Sky-Objekte aufgelistet sind. Der Sternhaufen wurde schließlich unabhängig von den Beobachtungen Hodiernas von dem französischen Astronomen Charles Messier ’neu entdeckt‘ und anschließend unter der Nummer „47“ in dessen Messier-Katalog aufgenommen, welcher 110 markante Nebel, Sternhaufen und Galaxien beschreibt.

M 47 – so die verkürzte Namensbezeichnung dieses Sternhaufens – befindet sich in einer Entfernung von etwa 1.600 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem und ist einer der am ‚dünnsten besiedelten‘ offenen Sternhaufen innerhalb unserer Heimatgalaxie. In einem Gebiet, welches über eine Ausdehnung von rund 12 Lichtjahren verfügt, konzentrieren sich hier lediglich etwa 50 Sterne. Trotzdem erreicht dieser Sternhaufen, welcher am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp 30 Bogenminuten verfügt, eine scheinbare Helligkeit von 4,4 mag und kann somit unter guten Bedingungen bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Allerdings war der offene Sternhaufen Messier 47 nicht immer so einfach aufzufinden. Tatsächlich galt er über einen langen Zeitraum sogar als ‚vermisst‘, da Charles Messier dessen Himmelskoordinaten fehlerhaft notiert hatte. Zwischenzeitlich wurde M 47 deshalb unter der Bezeichnung NGC 2422 in den New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer aufgenommen. Die Feststellung, dass es sich bei M 47 und NGC 2422 in Wirklichkeit um das gleiche Objekt handelt, wurde erst im Jahre 1959 von dem kanadischen Astronomen T. F. Morris getätigt.

Viele ‚blaue‘, aber auch wenige ‚rote‘ Sterne
Aus den unterschiedlichen Farben, in denen die Sterne von M 47 ‚leuchten‘, können die Astronomen auf deren jeweilige Temperaturen schließen, da heißere Sterne im Bereich des sichtbaren Lichtspektrums ‚blauer‘ und kühlere Sterne ‚röter‘ erscheinen. Diese Beziehung zwischen der Farbe, der Helligkeit und der Temperatur kann durch die sogenannte Planck-Kurve dargestellt werden. Durch spektroskopische Untersuchungen des Lichts können die Astronomen zudem weitere Erkenntnisse über die Sterne gewinnen. Neben der chemischen Zusammensetzung kann dabei auch deren Rotationsdauer ermittelt werden.

Außerdem liefern die Farben Hinweise darauf, in welchem Stadium der Sternentwicklung sich die verschiedenen Sterne befinden. Die Lebenszeit eines Sterns hängt in erster Linie von seiner ursprünglichen Masse ab. Massereiche Sterne, welche um ein Vielfaches schwerer als unsere Sonne sind, haben eine kurze Lebensdauer von nur einigen Millionen Jahren. Masseärmere Sterne können dagegen viele Milliarden Jahre lang existieren. In einem Sternhaufen konzentrierte Sterne verfügen in etwa über das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung.

Der Sternhaufen M 47 wird von in blau-weißen Farben leuchtenden Sternen dominiert. Diese Sterne haben ihre Existenz mit eher moderaten Massen begonnen und befinden sich noch in einem frühen Stadium ihrer Entwicklung. Die ursprünglich massereicheren Sterne von M 47 haben dagegen ihren für die Kernfusion notwendigen Vorrat an Wasserstoff mittlerweile aufgebraucht und sind in das Stadium von Roten Riesen übergegangen, was sich in deren rötlichen Färbung bemerkbar macht.

Scheinbare kosmische Nachbarn
Rein zufällig befindet sich M 47 am Nachthimmel unmittelbar neben einem weiteren offenen Stenhaufen, welcher als Messier 46 bezeichnet wird. Der hier beschriebene offene Sternhaufen Messier 47 befindet sich in etwa 1.600 Lichtjahren Entfernung von unserem Sonnensystem. Messier 46 ist dagegen rund 5.500 Lichtjahre von uns entfernt und enthält mit etwa 500 Mitgliedern weitaus mehr Sterne. Obwohl er mehr Sterne beinhaltet, erscheint er mit lediglich 6,1 mag dennoch deutlich lichtschwächer, was seiner größeren Entfernung geschuldet ist. Ein weiterer Unterschied findet sich in den unterschiedlichen Altern dieser beiden Sternhaufen. Mit einem Alter von etwa 300 Millionen Jahren ist Messier 46 deutlich älter als der lediglich nur 78 Millionen Jahre alte Sternhaufen M 47. Trotzdem könnten diese beiden Sternhaufen als das Äquivalent für einen optischen Doppelstern bezeichnet werden.

Kosmische Edelsteine
Die hier gezeigte und bereits am vergangenen Mittwoch von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden im Rahmen des „Cosmic Gems-Programms“ angefertigt. Bei diesem Programm handelt es sich um eine Initiative der ESO zur Erstellung von astronomischen Aufnahmen für die Bildungs- und Öffentlichkeitsarbeit. Das Programm nutzt hauptsächlich Beobachtungszeiten, während derer die Beobachtungsbedingungen nicht den strengen Ansprüchen einer wissenschaftlichen Beobachtungsarbeit genügen, um Himmelsaufnahmen von interessanten, faszinierenden oder von Himmelsobjekten anzufertigen, die einfach nur ’schön anzusehen‘ sind. Die Bilddaten sind anschließend im wissenschaftlichen Archiv der ESO für jedermann zugänglich.

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• Sternhaufen
• Sternentstehung

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie angesiedelten Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die mittlere Phase seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalaxien oder in sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen NGC 3532
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Carina (zu deutsch „Kiel des Schiffs“) gelegenen Haufen NGC 3532. Bei einer Entfernung von etwa 1.300 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem verfügt dieser Sternhaufen am Nachthimmel über einen Durchmesser von knapp einem Grad. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,0 mag kann NGC 3532 von einem auf der südlichen Hemisphäre gelegenen Beobachtungsstandort aus bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden.

Entdeckt wurde der offene Sternhaufen NGC 3532 im Jahr 1752 von dem französischen Astronomen Nicolas Louis de Lacaille während einer von Südafrika aus erfolgenden Beobachtungskampagne des südlichen Sternhimmels. Eine erste Katalogisierung erfolgte im Jahr 1755. Anschließend wurde der Sternhaufen auch in den New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer aufgenommen. NGC 3532 gilt als einer der eindrucksvollsten offenen Sternhaufen am gesamten Himmel. Aufgrund der Anordnung der dort befindlichen Sterne, welche entfernt an verstreute Silbermünzen am Boden eines Wunschbrunnens erinnern, wird er inoffiziell auch als „Wunschbrunnen-Sternhaufen“ bezeichnet.

Der Astronom John Herschel beschrieb NGC 3532 basierend auf seiner in den 1830er Jahren ebenfalls von Südafrika aus erfolgenden Beobachtungen als einen an Doppelsternen reichen Sternhaufen. In der jüngeren Vergangenheit erreichte NGC 3532 dann noch einmal eine deutlich wissenschaftlichere Relevanz. Im Jahr 1990 stellte dieser Sternhaufen das erste Beobachtungsziel für das kurz zuvor in Betrieb genommene Weltraumteleskop Hubble dar.

NGC 3532, so die Auswertungen der bisherigen Beobachtungsdaten, verfügt über ein Alter von etwa 300 Millionen Jahren und besteht aus insgesamt etwa 400 Sternen. Somit handelt es sich hierbei um einen durchschnittlichen Sternhaufen mittleren Alters, dessen Sterne mittlerweile allerdings unterschiedliche Stadien der Sternentwicklung erreicht haben.

Die dort befindlichen Sterne, welche ihre Existenz mit eher moderaten Massen begonnen haben, leuchten immer noch hell in blau-weißen Farben. Die massereicheren Sterne haben dagegen ihren für die Kernfusion notwendigen Vorrat an Wasserstoff mittlerweile aufgebraucht und sind in das Stadium von Roten Riesen übergegangen.

Die hier gezeigte Aufnahme des Sternhaufens NGC 3532 wurde im Februar 2013 mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt. Der hierbei erkennbare Himmelshintergrund beinhaltet einen dichten Bereich des Bandes der Milchstraße und ist dementsprechend mit einer Vielzahl an Sternen übersät. Konzentrationen aus rötlich leuchtenden Wasserstoffwolken und Staubpartikeln verdecken den Blick auf noch weiter entfernt gelegene Sterne.

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

Einige der in unserer Heimatgalaxie befindlichen Sterne sind mit einem Alter von mehr als 13 Milliarden Jahren nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum, dessen Alter von den Astronomen mit einem Wert von etwa 13,8 Milliarden Jahren angegeben wird. Mit einem Alter von ‚lediglich‘ rund 4,6 Milliarden Jahren handelt es sich bei dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems somit um einen noch verhältnismäßig jungen Stern, welcher gerade einmal die mittlere Phase seines Lebens erreicht hat. Andere Sterne der Milchstraße verfügen jedoch über ein noch deutlich geringeres Alter.

Diese Sterne haben sich – in astronomischen Zeiträumen betrachtet – erst vor relativ kurzer Zeit in sogenannten Sternentstehungsgebieten entwickelt. Aus so einer H-II-Region geht in der Regel jedoch nicht nur ein einzelner, isolierter Stern hervor. Vielmehr reicht die Anzahl der sich zeitgleich in einem H-II-Gebiet bildenden Sterne von einigen Dutzend bis hin zu mehreren Tausend Sternen, welche nach dem Abschluss der Sternentstehungsphase in dieser Region des Weltalls zunächst einen offenen Sternhaufen bilden.

Derartige Sternformationen sind typischerweise in den ‚Armen‘ von Spiralgalxien oder in sternreichen Regionen von irregulären Galaxien zu beobachten.

Der offene Sternhaufen Messier 11
Bei einem der mehr als 1.000 offenen Sternhaufen, welche den Astronomen derzeit in unserer Heimatgalaxie bekannt sind, handelt es sich um den im Sternbild Scutum (zu deutsch „Schild“) gelegenen Haufen Messier 11. Entdeckt wurde „M 11“ – so die astronomische Kurzbezeichnung – bereits im Jahr 1681 von dem deutschen Astronomen Gottfried Kirch, der dabei allerdings lediglich eine diffuse Wolke beobachten konnte. Erst der englische Astronom William Derham konnte diese Struktur im Jahr 1733 in einzelne Sterne auflösen und so die Natur dieses ‚verschwommenen Lichtflecks‘ enträtseln. Der Sternhaufen wurde schließlich im Jahr 1764 von dem französischen Astronomen Charles Messier unter der Nummer „11“ in dem von ihm veröffentlichten Messier-Katalog aufgenommen, welcher 110 markante Nebel, Sternhaufen und Galaxien beschreibt.

Aus dieser Zeit stammt auch der inoffizielle Beiname dieses Sternhaufens, welcher auch als „Wildentenhaufen“ bezeichnet wird. Als der Sternhaufen im 18. Jahrhundert durch die damals gebräuchlichen Teleskope beobachtet wurde, bemerkten die Astronomen, dass die hellsten Sterne von M 11 das Muster eines offenen Dreiecks bilden, welches der Flugformation von Enten ähnelt. Eine weitere, allerdings auch offiziell angewandte Bezeichnung für diesen Sternhaufen lautet NGC 6705 – basierend auf dem New General Catalogue des dänischen Astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer.

Messier 11 ist einer der sternreichsten und zugleich kompaktesten offenen Sternhaufen im Bereich unserer Heimatgalaxie. Er befindet sich in einer Entfernung von rund 6.000 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem, verfügt über einen Durchmesser von fast 20 Lichtjahren und stellt die Heimat von annähernd 2.900 Sternen dar. Bei der sich daraus ergebenden Ausdehnung von 14 Bogenminuten erreicht dieser Sternhaufen eine scheinbare Helligkeit von 5,8 mag und kann somit als einer der hellsten Sternhaufen am nächtlichen Himmel bereits mit einem lichtstarken Fernglas am nördlichen Rand des Bandes der Milchstraße auch von Amateurastronomen betrachtet werden.

Offene Sternhaufen – Ein ‚Feldlabor‘ für Astronomen
Offene Sternhaufen stellen für professionellen Astronomen interessante Forschungsobjekte dar, da sich die dort konzentrierten Sterne ursprünglich alle aus derselben Molekülwolke gebildet haben und somit in etwa über das gleiche Alter und zudem über eine sehr ähnliche chemische Zusammensetzung verfügen. Durch eine eingehende Untersuchung der dort beheimateten Sterne, welche sich alle in der gleichen Entfernung zur Erde befinden, ist dabei unter anderem ein Vergleich der Entwicklung von Sternen möglich, welche über unterschiedliche Ausgangsmassen verfügen.

Massereichere Sterne entwickeln sich sehr viel schneller als ihre leichteren Gegenstücke, da diese ihren Wasserstoff im Rahmen der stellaren Kernfusion sehr viel früher verbrauchen als masseärmere Sterne. Durch eingehende Untersuchungen können somit direkte Vergleiche zwischen den verschiedenen Stern-Entwicklungsstadien innerhalb des gleichen Sternhaufens angestellt werden. Zum Beispiel: Entwickelt sich ein Stern mit der Masse der Sonne auf eine vergleichbare oder auf eine abweichende Weise als ein anderer Stern des gleichen Alters, welcher aber lediglich über die halbe Sonnenmasse verfügt? Wenn ja: Wo liegen diese Unterschiede und was sind die Gründe dafür?

In diesem Sinne sind offene Sternhaufen das, was für Astronomen ‚Laborbedingungen‘ am Nächsten kommt. Diese Untersuchungen erleichtern es den Astronomen und Astrophysikern, die Auswirkungen abweichender physikalischer und chemischer Eigenschaften der Sterne auf ihre jeweilige Entwicklung zu ermitteln. Des weiteren kann die gemeinsame Bewegungsrichtung der in einem offenen Sternhaufen konzentrierten Sterne zur Bestimmung der Entfernung dieser Sterne zu unserem Sonnensystem genutzt werden.

Allerdings handelt es sich bei den offenen Sternhaufen um – in kosmischen Zeiträumen betrachtet – relativ kurzlebige Gebilde. Weil die in einem offenen Sternhaufen befindlichen Sterne gravitativ nur sehr schwach aneinander gebunden sind, sind einzelne Sterne sehr anfällig dafür, durch die gravitativen Effekte benachbarter Himmelsobjekte aus der Hauptgruppe herausgeschleudert zu werden. Normalerweise sind die Sterne eines solchen Haufens somit bereits nach wenigen Hundert Millionen Jahren soweit auseinandergedriftet, dass der ursprüngliche Haufen nicht mehr als solcher zu erkennen ist. Messier 11 verfügt bereits über ein Alter von mindestens 250 Millionen Jahren. Deshalb ist es sehr wahrscheinlich, dass sich in einigen weiteren Millionen Jahren diese ‚Wildentenformation‘ endgültig auflösen wird.

Die heute von der Europäischen Südsternwarte (ESO) veröffentlichte Aufnahme wurde mit dem Wide Field Imager (WFI) des MPG/ESO-2,2-Meter-Teleskops am La Silla-Observatorium der ESO in den nordchilenischen Anden angefertigt.

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

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern seitdem regelmäßig eine Vielzahl an Daten und Fotoaufnahmen von der Atmosphäre und speziell von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Durch die Auswertung der gewonnene Daten und Bildprodukte ergeben sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte.

Eine am heutigen Tag von der ESA veröffentlichte Aufnahme zeigt den nach dem deutschen Astronomen Wilhelm F. Rabe (1893-1953), dem ehemaligen Leiter der Universitätssternwarte in München-Bogenhausen, benannten Rabe-Krater. Für die hier gezeigten Bildprodukte wurden Daten verwendet, welche die Raumsonde Mars Express bei zwei zeitlich sehr weit auseinanderliegenden Überflügen gewann. Der erste Überflug erfolgte bereits am 7. Dezember 2005 während des Umlaufs Nummer 2.441. Der zweite Überflug wurde am 9. Januar 2014 im Rahmen des Orbits Nummer 12.736 durchgeführt.

Bei beiden Überflügen wurde die Marsoberfläche mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, abgebildet. Aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern erreichte die HRSC dabei eine Auflösung von ungefähr 15 Metern pro Pixel.

Der Rabe-Krater
Der rund 108 Kilometer durchmessende Rabe-Krater befindet sich bei 44 Grad südlicher Breite und 35 Grad östlicher Länge und liegt somit im Bereich des südlichen Hochlandes des Mars. Das südliche Mars-Hochland verfügt über ein höheres Alter als die Tiefebenen auf der nördlichen Marshemisphäre und weist deshalb auch zahlreiche Impaktkrater unterschiedlichster Größe auf. Diese topographische Zweiteilung der Planetenoberfläche, auch als Dichotomie bezeichnet, ist eines der auffälligsten Oberflächenmerkmale unseres Nachbarplaneten.

In einer Entfernung von etwa 320 Kilometern zu dem Rabe-Krater befindet sich der westliche Rand des Impaktbeckens Hellas Planitia. Das Hellas Planitia verfügt über einen Durchmesser von etwa 1.600 x 2.200 Kilometern und ereicht eine Tiefe von bis zu neun Kilometern. Nach dem Südpol-Aitken-Becken auf dem irdischen Mond handelt es sich hierbei nach dem derzeitigen Wissensstand der Planetenforscher um das zweitgrößte Einschlagbecken in unserem Sonnensystem.

‚Dunkle‘ Dünenfelder im Inneren des Rabe-Kraters
Im Zentrum des Impaktkraters ist auf den Fotos ein ausgedehntes Feld aus Sanddünen zu erkennen, welche teilweise eine Höhe von bis zu 200 Metern erreichen. Die charakteristische dunkle Farbe dieser Formationen ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass sich diese Dünen in erster Linie aus vulkanischen Aschepartikeln zusammensetzen. Derartige ‚Dunkle Dünen‘ kommen auf dem Mars verhältnismäßig häufig vor und stellen einen Großteil der dortigen äolischen, also durch Windeinflüsse gebildeten, Oberflächenformationen dar. Aufgrund ihrer Zusammensetzung aus vulkanischen Mineralen werden solche Dünen auch als ‚basaltische Dünen‘ bezeichnet.

Auf unserem Heimatplaneten treten vergleichbare Dünenformationen dagegen nur relativ selten, nämlich in vulkanischen Regionen mit einem sehr trockenem Klima, auf. Speziell können sie auf Grönland, auf Island, auf Neuseeland, in den westlichen Gebieten der USA, in Peru und in der Ka’u-Wüste auf Hawaii beobachtet werden.

Die ‚dunklen Dünenfelder‘ auf dem Mars sind erst in jüngerer geologischer Vergangenheit – nämlich vor vermutlich weniger als 100 Millionen Jahren – entstanden, nachdem kein Wasser mehr auf der Planetenoberfläche vorhanden war. Dies ist daran erkennbar, dass es zu keiner chemischen Verwitterung, also einer Oxidation von eisenreicher Asche, gekommen ist und die Dünen deshalb auch nicht über die sonst allgemein typische rötliche Färbung des überwiegenden Teils der Marsoberfläche verfügen.

Die Spuren von Wind und Wasser
Die Dünen weisen verschiedene Muster auf, welche auf die unterschiedlichen im Bereich des Rabe-Kraters vorherrschenden Windrichtungen hindeuten. Die Planetologen ‚lesen‘ die für die Dünenbildung verantwortliche Windrichtung an der Ausrichtung des Dünenkammes und der windzugewandten Seite, der Luv-Seite, der Düne ab. So ist zum Beispiel an manchen Orten erkennbar, dass sich die Dünen über einen Abhang in die Vertiefung hinunter bewegen. Man nennt solche Dünen daher auch ‚fallende Dünen‘. Andernorts bewegen sich die Dünen in dem Dünenfeld in völlig unterschiedliche Richtungen.

Ungewöhnlich beim Rabe-Krater ist, dass ein großer Teil des Kraterbodens in der Vergangenheit offenbar abgesackt ist. Von der ursprünglichen, von geschichteten Sedimenten gebildeten Verfüllung des Kraters ist nur noch eine Art Tafelberg übrig geblieben, der aus dieser Vertiefung herausragt. Der Prozess, welcher den Kraterboden stellenweise absacken ließ, ist noch nicht bekannt.

Möglicherweise wurde dieser Vorgang durch die Verflüchtigung von Wassereis ausgelöst, welches ursprünglich in Hohlräumen unter dem Krater vorhanden war. Umwelteinflüsse wie zum Beispiel Vulkanismus oder der Impakt von Asteroiden oder Meteoriten führten eventuell zu einer vorübergehenden Erwärmung des Untergrundes, wodurch das Eis taute. Das durch diesen Schmelzprozess freigesetzte Wasser floss anschließend entweder ab oder verflüchtigte sich in die Atmosphäre.

‚Terrain Softening‘
Wie die überwiegende Mehrzahl der größeren Impaktkrater auf der südlichen Marshemisphäre weist auch der Rabe-Krater deutliche Spuren einer im Laufe der Jahrmillionen und Jahrmilliarden erfolgen Erosion auf. Verschiedene signifikante Merkmale wie zum Beispiel hohe Kraterwände, Terrassen oder Zentralberge in ihrem Inneren, welche – in geologischen Zeiträumen betrachtet – relativ junge Krater charakterisieren, sind bei diesem Einschlagskrater nur noch schwach ausgeprägt oder mittlerweile sogar komplett verschwunden.

Einige Impaktkrater in der näheren Umgebung, speziell nördlich des Rabe-Kraters, sind sogar nur noch andeutungsweise in ihren Umrissen erkennbar. Durch das ‚Kriechen‘ (engl. ‚creep‘) von Material entlang eines natürlichen Gefälles erfolgt nach und nach eine Einebnung des Geländes. Der geologische Prozess, welcher eine Oberfläche auf diese Weise gestaltet, wird in der Fachsprache als ‚Terrain Softening‘ (zu deutsch ‚Oberflächenglättung‘) bezeichnet. Vermutlich wird dieser Vorgang durch hohe Konzentrationen von Eis im Untergrund unterstützt, so dass Oberflächenmaterial auf den eisigen, unterirdischen Schmierschichten schon bei geringen Hangneigungen ‚kriechen‘ kann.

Mittlerweile weisen die meisten Krater in dieser Gegend einen ebenen Boden auf, welcher mit Sedimenten angefüllt wurde. Lediglich ein kleinerer, deutlich jüngerer und relativ tiefer Einschlagskrater, welcher in der Nadiransicht links unterhalb von dem Rabe-Krater zu sehen ist, bildet eine Ausnahme. Hier sind noch Kanäle und Rillen an den Kraterwänden erkennbar.

Bildverarbeitung und HRSC-Kamera
Die weiter oben gezeigte Nadir-Farbansicht des Rabe-Kraters wurde aus dem senkrecht auf die Planetenoberfläche blickenden Nadirkanal und den vor- beziehungsweise rückwärts blickenden Farbkanälen der HRSC-Stereokamera erstellt. Die perspektivische Schrägansicht wurde aus den Aufnahmen der Stereokanäle der HRSC-Kamera berechnet. Das weiter unten zu sehende Anaglyphenbild, welches bei der Verwendung einer Rot-Cyan- oder Rot-Grün-Brille einen dreidimensionalen Eindruck der Marslandschaft vermittelt, wurde aus dem Nadirkanal und einem Stereokanal der Kamera abgeleitet. Des Weiteren konnten die für die Bildauswertung zuständigen Wissenschaftler aus einer höhenkodierten Bildkarte, welche aus den Nadir- und Stereokanälen der HRSC-Kamera errechnet wurde, ein digitales Geländemodell der abgebildeten Marsoberfläche ableiten.

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche Wissenschaftlerteam besteht aus 40 Co-Investigatoren von 33 Instituten aus zehn Ländern.

Die hochauflösenden Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Bilder wurden von den Mitarbeitern des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.

Die hier gezeigten Aufnahmen des Rabe-Kraters finden Sie auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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

Bei dem Carinanebel, auch bekannt unter der Bezeichnung Eta-Carinae-Nebel, handelt es sich um einen sogenannten Emissionsnebel, welcher sich in einer Entfernung von etwa 7.500 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Schiffskiel (lateinischer Name „Carina“) befindet und über eine Ausdehnung von etwa 150 Lichtjahren verfügt. Aufgrund der Vielzahl der dort befindlichen massereichen Sterne zählt der Carinanebel zu den hellsten Nebeln am Nachthimmel. Seine scheinbare Helligkeit beträgt +3,00 Magnitude und der scheinbare Durchmesser liegt bei 120 Bogenminuten. Der Nebel ist somit eine der ausgedehntesten HII-Regionen in unserer Galaxie. Bei diesen Regionen handelt es sich um Geburtsstätten für neu entstehende Sterne.

Ein Team unter der Leitung des Astronomen Thomas Preibisch von der Universitätssternwarte der Ludwig-Maximilians-Universität in München hat jetzt die Himmelsregion um den Carinanebel mit der LABOCA-Kamera am Submillimeter-Teleskop APEX (Atacama Pathfinder Experiment) auf dem Chajnantor-Plateau in den chilenischen Anden beobachtet. Bei der Beobachtung im Submillimeterwellenlängenbereich fangen Teleskope hauptsächlich die von Staubkörner ausgesandte Wärmestrahlung auf. Die dabei entstandenen Aufnahmen, welche das Glimmen von Staub- und Gaswolken zeigen – letztere setzen sich überwiegend aus molekularem Wasserstoff zusammen – dokumentieren Materiekonzentrationen, aus denen sich Sterne bilden.

Der Staub ist mit einer Temperatur von lediglich rund -250°C sehr kalt, so dass das schwache Leuchten der Wolken nur bei Submillimeterwellenlängen registriert werden kann, welche wesentlich länger ausfallen als die Wellenlängen von sichtbarem Licht. Somit stellt die Submillimeterstrahlung einen Schlüssel zur Klärung der Fragen dar, wie Sterne entstehen und wie diese mit den Wolken interagieren, aus denen sie sich einstmals gebildet haben.

Das hier gezeigte Bild beinhaltet die Beobachtungsdaten des APEX/LABOCA-Instruments und wurde mit einer Aufnahme des Carinanebels im sichtbaren Licht kombiniert, welche mit dem Curtis-Schmidt-Teleskop am Cerro Tololo Interamerican Observatory aufgenommen wurde. Diese kombinierte Großfeldansicht dokumentiert eindrucksvoll die verschiedenen Bereiche der Sternentstehungsgebiete innerhalb des Carinanebels. Dieser beinhaltet Sterne mit insgesamt über 25.000 Sonnenmassen. Weitere rund 140.000 Sonnenmassen liegen in Form von Gas und Staub vor.

Allerdings konzentriert sich nur ein Bruchteil des im Carinanebel enthaltenen Gases in Wolken, welche dicht genug ausfallen, um in absehbarer Zukunft – in astronomischen Maßstäben betrachtet sind damit die nächsten Millionen Jahre gemeint – zu kollabieren, so dass sich im Rahmen dieses Prozesses weitere Sterne bilden können. Auf noch längeren Zeitskalen könnten die bereits vorhandenen massereichen Sterne allerdings auf die Wolken in ihrer Umgebung einwirken und die Sternentstehungsprozesse beschleunigen.

Die im Carinanebel befindlichen massereichen Sterne existieren nur für wenige Millionen Jahre. Im Vergleich mit unserer Sonne, welche über eine „Lebenserwartung“ von etwa 10 Milliarden Jahren verfügt, ist dies eine vergleichsweise kurze Lebensdauer. Trotzdem sind solche Sterngiganten in der Lage, ihre Umgebung in diesem Zeitraum maßgeblich zu beeinflussen. Von solchen jungen, heißen Sternen gehen starke Sternwinde und eine intensive UV-Strahlung aus, welche die Form der Wolken in ihrer Umgebung und deren Dichte nachhaltig verändern. Dabei bilden sich eventuell sogar Verdichtungen innerhalb der Materiewolken, welche anschließend als Keimzellen für die Entstehung weiterer Sterngenerationen dienen können.

Am Ende ihres kurzen Lebens werden diese massereichen Sterne allerdings hochgradig instabil. Zuerst erfolgen immer wieder gigantische Materieauswürfe, dann beenden die Sterne ihr Dasein in Form einer Supernova-Explosion. Das Paradebeispiel für einen solchen instabilen Stern ist der veränderliche Stern Eta Carinae, welcher sich ebenfalls im Carinanebel befindet. Er verfügt über mehr als 100 Sonnenmassen und gehört zu den leuchtkräftigsten bekannten Sternen überhaupt. Laut den Prognosen der Astronomen wird er voraussichtlich innerhalb der kommenden Million Jahre als Supernova explodieren.

Diese gigantischen Sternexplosionen reißen zunächst durch die dabei auftretenden Schockwellen Löcher in die Wolken aus molekularem Gas in ihrer unmittelbaren Umgebung. Zugleich erfolgt eine Komprimierung des Gases. Dieser Prozess ist letztendlich der Startschuss für die Entstehung einer neuen Sterngeneration. Im Rahmen der Supernovaexplosionen bilden sich zudem kurzlebige radioaktive Isotope schwerer Elemente, welche sich mit den kollabierenden Materiewolken vermengen. Auf ähnliche Art und Weise dürfte auch radioaktives Material in die Wolke gelangt sein, aus der sich einst unsere Sonne und anschließend die Planeten unseres Sonnensystems gebildet haben. Somit ermöglicht uns die Untersuchung des Carinanebels zusätzliche Einblicke in die Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems. Fast nirgends sonst lässt sich das Zusammenspiel zwischen jungen Sternen und den Staubwolken, aus denen sie sich gebildet haben, so gut untersuchen, wie in dieser Region.

Bei dem 12 Meter durchmessenden APEX-Teleskop handelt es sich nicht nur um ein eigenständiges Beobachtungsinstrument, sondern vielmehr auch um einen technologischen Wegbereiter für das ALMA-Teleskop der Europäische Südsternwarte ESO, so die Abkürzung für das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. ALMA ist ein neuartiges Verbundteleskop, welches die ESO in Zusammenarbeit mit verschiedenen internationalen Partnern ebenfalls auf dem Chajnantor-Plateau errichtet und betreibt.

Das APEX basiert auf dem Prototypen einer Antenne für das ALMA-Projekt, während ALMA nach seiner Fertigstellung aus 54 solcher Antennen mit 12 Metern Durchmesser und zusätzlichen 12 Antennen mit 7 Metern Durchmesser bestehen wird. ALMA wird über ein ungleich höheres Auflösungsvermögen als das APEX verfügen. Allerdings wird dafür das Gesichtsfeld von ALMA deutlich kleiner ausfallen. Die beiden Teleskope ergänzen sich daher nahezu perfekt. APEX, so die Erwartung der Astronomen, wird viele interessante Beobachtungsziele entdecken, welche ALMA anschließend detailliert untersuchen kann.

Das APEX-Teleskop ist ein Gemeinschaftsprojekt des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie (MPIfR), des Weltraumobservatoriums Onsala (Onsala Space Observatory OSO) und der ESO, die auch für den Betrieb des Teleskops verantwortlich ist. ALMA dagegen ist eine internationale Einrichtung, welche von verschiedenen Instituten aus Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb des Observatoriums ist die ESO zuständig für den europäischen Beitrag, das National Astronomical Observatory of Japan für den Beitrag Ostasiens und das National Radio Astronomy Observatory der USA für den nordamerikanischen Beitrag. Das Joint ALMA Observatory ist für die übergreifende Projektleitung – für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb – von ALMA zuständig.

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: Eigenrecherche. Vertont von Peter Rittinger.

SOFIA, das Gemeinschaftsprojekt der NASA und dem deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), darf wieder fliegen. Nach den Problemen mit dem Hauptspiegel (Raumfahrer.net berichtete) des fliegenden Infrarotobservatoriums ist nun alles wieder in Ordnung und die Forschung kann weitergehen. Mehr dazu berichtete Alois Himmes, der Leiter des SOFIA-Projekts.

Raumfahrer.net: Vor wenigen Tagen gab es ja Probleme mit dem Spiegel von SOFIA, da hatten sich wohl einige Sensoren abgelöst. Wie ist da der aktuelle Stand, sind die Reparaturen im Gange?

Alois Himmes: Das Problem war, dass dort Kabelhalter befestigt waren, die das falsche Material hatten und aufgrund ihres Ausdehnungskoeffizienten abgefallen sind, oder zum Teil auch Spiegelausbrüche verursacht haben, Gott sei Dank auf der Rückseite des Spiegels. Man hat dann natürlich sehr sorgfältig inspiziert, was die Ursache ist, hat Vorschläge gemacht, wie man das behebt und die Entscheidung war, alle kritischen Kabelhalter zu entfernen. Das hat man gemacht. Dann hat man die defekten Stellen auf Risse untersucht und an den Stellen, wo man Sorge hatte, dass die Risse sich fortpflanzen könnten, wie zum Beispiel auf der Windschutzscheibe eines Autos, wo es ja auch entsprechende Einschläge gibt, die kritischen Stellen ausgefräst. Die Arbeiten sind abgeschlossen, man hat den Spiegel auch nochmal von Experten untersuchen lassen, also von den Optikexperten, die sich mit diesem Glas auskennen und hat dann die Freigabe für weitere Flüge erteilt, so dass SOFIA dann, mit einem Tag Verzögerung, aber doch noch am Samstagmorgen in Köln landen konnte. Man hat auch die Freigabe für die Rückflüge in die USA und auch noch für einige Wissenschaftsflüge erteilt. Das Problem ist also verstanden und behoben.

RN: Sind jetzt noch weitere Arbeiten geplant oder ist SOFIA wieder komplett flugfertig?

Himmes: Es ist wieder komplett flugfertig. Natürlich fällt, wie beim Auto, immer etwas aus, es ist jedoch redundant ausgelegt, so dass es nicht kritisch wird. Der Spiegel ist aber wieder soweit, dass man ohne Sorge mit ihm fliegen kann.

RN: Nun geht SOFIA im Oktober erstmal in eine „Wartungspause“. Sind bis dahin noch wissenschaftliche Flüge geplant?

Himmes: Schon auf dem Flug nach Köln hat man vier Stunden Zeit gehabt, Wissenschaft zu machen, das ist auch erfolgreich gemacht worden. Die Wissenschaftler waren ganz zufrieden mit ihren Daten, die sie natürlich noch im Detail auswerten müssen. Weitere Wissenschaft wird auf dem Flug zurück in die USA gemacht und dann sind bis Ende September noch drei bis vier weitere wissenschaftliche Flüge geplant. Im Oktober werden dann noch einige Testflüge zur Charakterisierung des Teleskops und zum Verständnis der Luftverwirbelungen sein, um das Teleskop besser ausrichten zu können. Danach ist in der Tat eine Phase geplant, in der SOFIA für ca. sechs Monate stillstehen wird. In der Zeit werden dann größere Wartungen am Flugzeug gemacht, es wird eine Vorkühleinrichtung installiert, mit der SOFIA schon am Boden gekühlt werden kann und nicht erst, wenn in der Stratosphäre die Tür aufgeht. Außerdem wird im Cockpit eine modernere Avionik eingebaut, die den heutigen Standards entspricht. Das Flugzeug ist von 1977 und hat noch diese schönen Rundinstrumente, die alle wunderbar funktionieren, aber eben auch eine höhere Arbeitsbelastung für die Crew darstellen, was man mit einer besseren Avionik vermeiden will.

RN: Was sind für die Wissenschaftsflüge bis Oktober noch für Ziele geplant?

Himmes: Es sind die Ziele, die bisher ausgesucht wurden, also, dass man die Sternenentstehungsgebiete mit dem Instrument GREAT untersuchen wird, also Gebiete, wo große Staub- und Molekülwolken unter ihrer Eigengravitation in sich selbst kollabieren und dort neue Sterne und Planetensysteme bilden. Gerade auf dem Flug von Stuttgart nach Washington fliegt das Flugzeug in Richtung Westen, das Teleskop ist also nach Süden ausgerichtet und kann so auf das galaktische Zentrum schauen, wo solche Prozesse insbesondere stattfinden.

RN: Vielen Dank für das Interview!

Das eingesetzte Instrument GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies) stammt aus deutscher Entwicklung. Es ist ein hochauflösendes Spektrometer, welches die sogenannten Spektrallinien, die von den beobachteten Sternen ausgesandt werden, auflösen und bestimmen kann. Diese Linien sind sozusagen der Fingerabdruck des Atoms oder Moleküls, womit sich die Zusammensetzung entfernter Gas- und Staubwolken bestimmen lässt. Mehr über die Technik dieses Spektrometers werden Sie in Zukunft auf Raumfahrer.net finden.

Raumcon:

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

Bei der Großen Magellanschen Wolke, auch unter der englischen Bezeichnung „Large Magellanic Cloud“ (LMC) bekannt, handelt es sich um eine irreguläre Zwerggalaxie, welche sich in der unmittelbaren Nachbarschaft unserer Heimatgalaxie befindet und etwa 143.000 bis 166.000 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt ist. Mit einer visuellen Helligkeit von 0,9 mag kann sie bereits mit dem bloßen Auge beobachtet werden. Allerdings muss sich der interessierte Betrachter dazu auf der südlichen Erdhalbkugel befinden, denn nur von dort aus können die beiden Sternbilder Schwertfisch und Tafelberg beobachtet werden. Die Große Magellansche Wolke befindet sich im Grenzbereich zwischen diesen beiden Sternbildern. Erstmals schriftlich erwähnt wurde sie von dem persischen Astronomen Al Sufi in seinem „Buch der Fixsterne“ im Jahr 964. Der erste Europäer, der die Wolke beschrieb, war der portugiesische Seefahrer Ferdinand Magellan, welcher die LMC während seiner Weltumseglung in den Jahren 1519 bis 1521 beobachten konnte.

Die große Magellansche Wolke erweckt auch in der Gegenwart immer noch das Interesse der Astronomen. So hat zum Beispiel während des vergangenen Jahrhunderts die Bestimmung der genauen Entfernung der LMC eine Schlüsselrolle in der extragalaktischen Astronomie eingenommen. Aber auch die Erforschung der einzelnen Sternhaufen und Sternentstehungsgebiete innerhalb der LMC spielt in verschiedenen aktuellen astronomischen Projekten eine große Rolle.

Ein solches Sternentstehungsgebiet, welches aus kompakten Gas- und Staubwolken besteht, umgibt den in der LMC gelegenen Sternhaufen NGC 1929. Dieser Nebel trägt die offizielle Bezeichnung LHA 120–N 44, welche aber in der Regel mit der Kurzform N 44 abgekürzt wird. Die hier gezeigte Aufnahme von N 44 wurde mit dem FORS1-Instrument am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte ESO angefertigt.

Der „FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph“ – kurz FORS, wörtlich übersetzt in etwa „Brennweitenreduzierer und niedrigauflösender Spektrograf“ – stellt das vielseitigste Instrument des VLT dar. Es besteht aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen. FORS wurde im Rahmen eines Gemeinschaftsprojektes von den Universitätssternwarten in Heidelberg, Göttingen und München und der ESO entwickelt und gebaut.

Die heißen, jungen Sterne innerhalb des Sternhaufens NGC 1929 senden eine intensive ultraviolette Strahlung aus, welche das Gas zum Leuchten anregt. Dadurch wird die gewaltige Gashülle, welche den Sternhaufen umgibt und die treffender Weise auch als Superblase bezeichnet wird, noch einmal stärker hervorgehoben. Die den Sternhaufen umgebende Blase verfügt über eine Ausdehnung von etwa 325 x 250 Lichtjahren. Zum Vergleich: Das Sternsystem von Alpha Centauri, dem der Sonne am nächsten gelegene Stern, ist lediglich knapp vier Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt.

Die Superblase N 44, so die Meinung der Astronomen, bildete sich durch zwei verschiedene Prozesse. Zum einen werden dafür sogenannte „Sternwinde“ verantwortlich gemacht. Hierbei handelt es sich um Ströme aus geladenen Teilchen, welche von den heißen und massereichen Sternen des Sternhaufens im Zentrum der Blase ausgehen. Solche Sternwinde „wehen“ Gas und Staub aus dem Zentralbereich des Sternhaufens hinaus und befördern das Material in dessen unmittelbare Umgebung.

Ein weiterer Faktor sind Supernovaexplosionen. Solche Sternexplosionen kennzeichnen das Ende von massereichen Sternen. Durch die dabei auftretenden Schockwellen wird das Material vom Zentrum des Sternhaufens noch weiter nach außen getrieben. In den Bereichen, wo das nach außen driftende Material auf das interstellare Gas in der Umgebung des Sternhaufens trifft, bildet sich die leuchtende Blase.

Obwohl sie somit von eigentlich zerstörerisch wirkenden Kräften erzeugt wurde, trägt die Superblase N 44 durch ihre Existenz zur Entstehung neuer stellarer Objekte bei. Durch die Kompression der Gase in den Randbereichen der Superblase bildet sich dort eine neue Sternengeneration.

Die heute von der ESO veröffentlichte Aufnahme wurde unter Verwendung von Rohdaten erstellt, welche der Argentinier Manuel Mejias im Rahmen des „Hidden Treasures“-Wettbewerbs der ESO aus dem umfangreichen Datenarchiv der Europäischen Südsternwarte ausgewählt hat. Dieser Wettbewerb bot interessierten Amateurastronomen, welche gerne ästhetisch ansprechende Bilder von Himmelsobjekten aus Aufnahmen professioneller Großteleskope zusammenstellen, im Oktober und November 2010 die Möglichkeit, die in dem Archiv der ESO enthaltenen und bis dahin noch nicht kalibrierten und nachbearbeiteten Rohbilder am heimischen Computer aufzubereiten.

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Internetseite der ESO:

• ESO’s Hidden Treasures 2010

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Ein Beitrag von Oliver Karger und Timo Lange. Quelle: Nature Vol. 469, 374–376; MPE; NRAO.

Seit Anfang des Jahrzehnts gibt es Spekulationen, dass es eine enge Korrelation zwischen der äußeren Rotationsgeschwindigkeit der galaktischen Scheiben, welche durch den Halo aus Dunkler Materie bestimmt wird, und der Masse der zentralen Schwarzen Löcher gibt. Würde diese Korrelation zutreffen, würde eine bisher noch unbekannte Physik der noch nicht näher definierten Dunklen Materie das Wachstum des Schwarzen Loches bestimmen. Andererseits korreliert die Masse des Schwarzen Lochs gut mit der Leuchtkraft des Galaxienbulges. Da die größeren Bulges in der Regel in größeren Galaxien vorhanden sind, war nicht klar, welche der beiden Korrelationen nun das Wachstum der Schwarzen Löcher bestimmt.

Die Antwort auf diese offene Frage ist: Die Masse eines Schwarzen Loches ist nicht direkt abhängig von der Masse des Halos aus Dunkler Materie, sondern wird deutlich durch die Entstehung des Galaxienbulges bestimmt.

Zu diesem Ergebnis kamen John Kormendy von der Texas University in Austin und Ralf Bender vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik und der Universitätssternwarte München, als sie Galaxien untersuchten, welche einen massereichen Halo aus Dunkler Materie, aber nur sehr kleine bzw. gar keine Bulges besitzen. Sie fanden heraus, dass Galaxien ohne Bulge bestenfalls sehr massenarme Schwarze Löcher enthielten.

„Man kann sich nur schwer vorstellen, wie eine über große Entfernungen dünn verteilte Dunkle Materie das Wachstum eines Schwarzen Lochs in einem winzigen Raum tief im Innern einer Galaxie beeinflussen könnte“, so Ralf Bender. Es sei weitaus plausibler, dass Schwarze Löcher durch Materieansammlungen aus ihrer Umgebung wachsen und dass dies, so John Kormendy, während der Entstehungsphase der Galaxien geschieht.

Dies deckt sich mit Beobachtungen des supermassiven Schwarzen Loches in Henize 2-10, einer 30 Millionen Lichtjahre entfernten, lediglich 3.000 Lichtjahre durchmessenden Zwerggalaxie, welche vom Hubble-Teleskop und dem Very Large Array gemacht wurden. Da eine so kleine Galaxie ohne Bulge ein solches schwarzes Loch beherbergt, scheint die Frage, in welchem Kausalzusammenhang Bulge und schwarzes Loch stehen, recht eindeutig zu klären und untermauert damit die These von Bender und Kormendy noch weiter. Offenbar entwickeln sich die Schwarzen Löcher sehr früh in der Galaxienentstehung und tragen wesentlich dazu bei, die wachsende Galaxien zu strukturieren.

Es wurden zwar bereits in anderen Zwerggalaxien supermassive Schwarze Löcher gefunden, keine davon war aber derart unregelmäßig und aktiv wie die kleine Henize 2-10. In extrem dichten Regionen werden dort intensiv neue Sterne gebildet. Diese Entdeckung ist besonders wichtig für die Weiterentwicklung von Modellen zur Galaxienentwicklung.

Raumcon-Forum:

• Aktive galaktische Kerne – Quasare – supermassive schwarze Löcher

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org:1102.0499.

Basis der Analyse der Thüringer Landessternwarte (TLS) sind zwei Langzeitbeobachtungen von Riesensternen. Im Rahmen der Tautenburg Survey wurden 62 Sterngiganten der Spektralklassen K0-K5 untersucht. Die Beobachtungen wurden 2004 am Alfred-Jensch-Teleskop (2-Meter-Spiegel) in Tautenburg begonnen. Dazu kommen 300 Sterne, die von HARPS in La Silla/Chile beobachtet wurden. Diese haben die Spektralklassen G-K.

Diese umfangreiche Stichprobe ermöglicht es, statistische Auswertungen von Planetensystemen um Riesensterne im Vergleich zu kleineren Sternen durchzuführen. Daraus ergeben sich folgende Punkte:

• Bei 10-15% der Riesensterne findet man große Planeten, bei den kleinen M- und S-Sternen haben lediglich 5% Planeten.
• Bei Riesensternen macht die Metallizität des Sterns nichts aus, während Planeten bei kleineren Sternen vor allem entstehen, wenn diese metallreich sind.
• Bei Riesen sind keine Planeten nachweisbar, deren große Halbachse unter 0,7 AE liegt bzw. deren Jahr kürzer als 150 Tage ist.
• Nachgewiesene Planeten bei Riesensternen sind deutlich massereicher, mehr als die Hälfte übertrifft 3-5 Jupitermassen, während über die Hälfte der Planeten kleinerer Sterne unter 3 Jupitermassen hat.

Die ersten beiden Punkte weisen auf Eigenheiten bei der Enstehung der Planeten hin. Hier scheint es bei massereichen Sternen einen etwas anderen Verlauf zu geben als bei massearmen Sternen. Dadurch entstehen scheinbar unterschiedliche Planetenarten.
Die letzten beide Punkte ergeben sich ganz natürlich aus der Stichprobe. Orbits um Riesen können nicht sehr eng verlaufen, da die Planeten dann vom Stern verschluckt würden. Die nachgewiesenen Massen können auch damit zusammenhängen, dass leichte Planeten umso schwerer nachzuweisen sind, je massereicher der Stern ist, so dass bei Riesensternen der Nachweis momentan nicht machbar ist.

Raumcon

• Exoplaneten

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

In Rahmen einer Zeremonie in der brasilianischen Hauptstadt Brasilia am 29. Dezember 2010 haben Sergio Machado Rezende, der brasilianische Minister für Wissenschaft und Technologie, und Tim de Zeeuw, der Generaldirektor der Europäischen Südsternwarte (ESO), ein formelles Beitrittsabkommen unterzeichnet, durch welches Brasilien zum 15. Mitgliedsland der Europäischen Südsternwarte wird. Da es sich hierbei um ein internationales Abkommen handelt, muss das Dokument zwecks Ratifizierung allerdings zunächst noch an das brasilianische Parlament weitergeleitet werden. Zuvor hatte der ESO-Rat, das oberste Leitungsgremium der Europäischen Südsternwarte, bereits am 21. Dezember 2010 in einer außerordentlichen Sitzung seine einhellige Zustimmung zu dem Beitrittsgesuch Brasiliens erklärt.

Die ESO ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und verfügt über das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die derzeitigen ESO-Mitgliedsstaaten sind Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Italien, die Niederlande, Österreich, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Nach der Ratifizierung des Vertrags durch das brasilianische Parlament wird Brasilien somit das erste Mitgliedsland außerhalb Europas sein.

Die ESO ermöglicht astronomische Forschungen der Spitzenklasse, indem sie leistungsfähige, bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung der internationalen Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle. Zur Zeit betreibt die ESO mit den Observatorien in La Silla, Paranal und Chajnantor drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Nordchile. Auf Paranal betreibt die ESO dabei mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts, sowie VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt.
Die Europäische Südsternwarte kann seit ihrer Gründung im Jahr 1962 auf eine lange Geschichte erfolgreicher Zusammenarbeit mit südamerikanischen Staaten zurückblicken, welche mit der Auswahl Chiles als dem bestmöglichen Standort für ihre Observatorien im Jahre 1963 begann. „Der Beitritt zur ESO wird unserem Land zusätzliche Impulse bei der Entwicklung von Wissenschaft, Technologie und Innovation verleihen. Die brasilianische Regierung legt besonderen Wert darauf, diese strategischen Bereiche zu fördern“, so Minister Rezende im Rahmen der Zeremonie.

„Durch die Mitgliedschaft Brasiliens wird die dynamische Gemeinde brasilianischer Berufsastronomen uneingeschränkten Zugang zum produktivsten Observatorium der Welt erhalten. Gleichzeitig wird der brasilianischen High-Tech-Industrie die Möglichkeit eröffnet, am Bau des geplanten European Extremely Large Telescope mitzuwirken. Die Brasilianer verfügen über wertvolle Ressourcen und Kenntnisse, mit denen sie jetzt einen wichtigen Beitrag zu diesem Großprojekt leisten können“, fügt ESO-Generaldirektor Tim de Zeeuw hinzu.

Derzeit entwickelt die ESO das European Extremely Large Telescope (E-ELT) für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren und des infraroten Lichts. Mit einem Spiegeldurchmesser von 42 Metern wird es sich dabei um ein Großteleskop der Extraklasse handeln. Die Entwurfsphase für das E-ELT wurde erst kürzlich abgeschlossen und einer abschließenden Bewertung unterzogen. Alle Aspekte des geplanten Projektes wurden dabei von einem unabhängigen internationalen Expertengremium eingehend überprüft. Das Gremium gelangte zu dem Schluss, dass die technischen Voraussetzungen gegeben sind, um die Konstruktionsphase des E-ELT-Projekts einzuleiten. Eine entsprechende endgültige Entscheidung soll von der ESO im Jahr 2011 getroffen werden. Die Inbetriebnahme des E-ELT ist momentan für den Beginn der nächsten Dekade vorgesehen. Anschließend wird es europäischen, chilenischen und brasilianischen Astronomen gleichermaßen zur Verfügung stehen.

Laurent Vigroux, der Präsident des ESO-Councils, fasst die Bedeutung des Beitritts Brasiliens folgendermaßen zusammen: „Die brasilianischen Astronomen werden von der Zusammenarbeit mit ihren europäischen Kollegen profitieren und bekommen dabei Beobachtungszeiten an den Observatorien der ESO auf La Silla und dem Paranal und später dann auch bei dem Observatorium ALMA, welches die ESO derzeit gerade mit internationalen Partnern aufbaut.“

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