Quelle: ESA Applications, 28. März 2025

Der Hurrikan Melissa, der vom US-amerikanischen National Hurricane Center als Sturm der Kategorie 5 eingestuft wurde, ist der bislang stärkste Sturm des Jahres weltweit.
Die Strahlungstemperatur der Wolken an der Spitze des Sturms, hoch über dem Ozean, reicht von etwa –75 °C in der Nähe des Sturmauges bis zu etwa –25 °C an den Rändern. Die Temperatur des umgebenden Ozeans ist viel wärmer und erreicht bis zu 25 °C. Dieses Bild wurde mit den darunter liegenden Landmassen überlagert.
Hurrikane sind Naturgewalten, die nur mit Satelliten verfolgt werden können, die aktuelle Bilder liefern, damit die Behörden wissen, wann sie Vorsichtsmaßnahmen ergreifen müssen. Satelliten liefern Informationen über das Ausmaß eines Sturms, die Windgeschwindigkeit und den Verlauf sowie über wichtige Merkmale wie Wolkendicke, Temperatur und Wasser- und Eisgehalt. Das See- und Landoberflächentemperatur-Radiometer von Sentinel-3 misst die von der Erdoberfläche abgestrahlte Energie in neun Spektralbändern.

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• Sentinel-3B auf Rockot von Plessezk

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Es war einmal: der Urknall. Nachdem unser Universum wohl irgendwie entstanden war und Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler herausgefunden hatten, dass es überhaupt einen Anfang gegeben hat, fanden sie auch heraus, dass die allerersten Elemente im Universum kurz nach dem Urknall entstanden sind, vor allem Wasserstoff und Helium. Doch wie ging es dann weiter?

Nun folgt das Ende des Anfangs: Es half dabei, dem Urknall-Modell zum wissenschaftlichen Durchbruch zu verhelfen. Dabei handelt es sich um ein Überbleibsel des Urknalls, das bis heute den ganzen Kosmos durchdringt – und dessen Entdeckung absoluter Zufall war: die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung.

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

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

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• AstroGeo Podcast
• Urknall

Der Beitrag AstroGeo Podcast: Das Ende des Anfangs – was vom Urknall übrigblieb erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Justus-Liebig-Universität Gießen 12. Mai 2022.

12. Mai 2022 – Obwohl mittlerweile ein deutlich stärkerer globaler Temperaturanstieg zu befürchten ist, beschäftigt sich die Klimaforschung offenbar noch immer zu stark mit dem so genannten Zwei-Grad-Ziel der internationalen Klimapolitik. Die Befürchtung, dass das eigentliche Thema damit eher verfehlt wird, äußert jetzt ein Forschungsteam der Justus-Liebig-Universität Gießen (JLU), des Leibniz-Instituts für Astrophysik in Potsdam und der University of Cambridge in einem aktuellen Artikel des Fachmagazins „Earth’s Future“.

Die Forschenden beziehen sich in ihrem Artikel auf die Berichte des Weltklimarats IPCC (Intergovernmental Panel on Climate Change), für den regelmäßig Zehntausende von Fachartikeln ausgewertet werden und die den aktuellen Stand der Klimaforschung abbilden. Die Forschenden aus Gießen, Potsdam und Cambridge haben mittels automatisierter Textanalyseverfahren alle bisher erschienenen IPCC-Berichte durchleuchtet. Dabei zeigten die Ergebnisse einen klaren Trend: Die ersten vier Berichte (erschienen 1990-2007) befassen sich zur Hälfte mit einem Temperaturanstieg von über zwei Grad Celsius und zur anderen Hälfte mit einem niedrigeren Temperaturanstieg. Im fünften (2013) und sechsten (2021) Bericht steigt der Anteil an betrachteten Temperaturanstiegen von weniger als zwei Grad Celsius allerdings sprunghaft auf 60 beziehungsweise 80 Prozent an.

Das Autorenteam wirft die Frage auf, weshalb sich die Wissenschaft derzeit vor allem mit Projektionen beschäftigt, die von der angestrebten, begrenzten Erderwärmung ausgehen, während vieles darauf hindeutet, dass der Temperaturanstieg deutlich höher ausfallen dürfte. So geht etwa die International Energy Agency davon aus, dass die aktuell ergriffenen Maßnahmen gegen den Klimawandel nicht dafür sorgen werden, dass der Anstieg geringer als 2,4 Grad ausfallen wird, aber es auch 2,8 Grad werden könnten. Dazu führt Erstautor Dr. Florian Ulrich Jehn vom Institut für Landschaftsökologie und Ressourcenmanagement der JLU aus: „Solange wir uns auf einen stärkeren globalen Temperaturanstieg zubewegen, sollte gerade dieser im Fokus der Forschung liegen.“

Publikation
Florian U. Jehn, Luke Kemp, Ekaterina Ilin, Christoph Funk, Jason R. Wang, Lutz Breuer: „Focus of the IPCC Assessment Reports Has Shifted to Lower Temperatures“, Earth’s Future, 06 May 2022
https://doi.org/10.1029/2022EF002876
https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2022EF002876

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• Klimawandel

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

Die nächste Wissenschaftsmission der ESA, Gaia, welche etwa eine Milliarde Sterne untersuchen soll, wurde erfolgreich auf die Temperaturbeständigkeit geprüft, welche für die Mission notwendig ist. Nach der Ankunft am L2-Punkt, welcher sich etwa 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt auf der Verlängerung der Achse Sonne-Erde befindet, wird das Observatorium bei einer Temperatur von ca. -110 °C arbeiten, wobei es durch einen Hitzeschild vor der extremen Sonneneinstrahlung geschützt wird.

Die Überprüfungen, welche sich auf das Servicemodul konzentrierten, teilten sich in zwei Tests auf. Im ersten wurden die Komponenten des Servicemoduls aktiviert und einer Temperatur von -170 °C ausgesetzt, beim zweiten wurden sie mit Hilfe von Heizgeräten auf ihr Temperaturlimit aufgeheizt. Beide Tests liefen erfolgreich, das Servicemodul arbeitete ordnungsgemäß. Dabei wurden im inneren von Gaia Temperaturen im Bereich von -20 °C bis 70 °C festgestellt.

Im weiteren Verlauf des Jahres werden die selben Tests mit dem Modul durchgeführt werden, welches die Instrumente enthält. Anschließend werden die beiden Bestandteile Anfang 2013 verbunden. Im September des selben Jahres ist dann der Start an Bord einer Sojus-2-Rakete mit Fregat-Oberstufe von Französisch-Guayana aus geplant.

Nach einem Monat Transfer soll die Astronomiemission etwa fünf Jahre lang die Milchstraße untersuchen. Dabei soll unter anderem mehr darüber herausgefunden werden, wie unsere Heimatgalaxie enstanden ist und wie sie sich weiterentwickelt.

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• GAIA

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter

Obwohl es nicht zu den 10 „offiziellen“ wissenschaftlichen Instrumenten des Marsrovers Curiosity zählt, wird auch das MEDLI-Suite den Wissenschaftlern und speziell den Ingenieuren der NASA wichtige Daten über den Mars und über dessen Atmosphäre liefern können. „MEDLI“ ist die Abkürzung für das „MSL Entry Descent and Landing Instrument“. Der Namenszusatz MSL bildet dabei die früher verwendete Namensabkürzung für den Rover, welcher ursprünglich als Mars Science Laboratory bezeichnet wurde. Die Begriffe „Entry Descent and Landing“ (kurz „EDL“) stehen dagegen für die drei Einzelphasen der Landung auf unserem äußerem Nachbarplaneten: dem Eintritt des Rovers in die Marsatmosphäre, dem danach erfolgenden Abstieg und der Landung auf der Planetenoberfläche.

Das MEDLI setzt sich aus insgesamt 14 Sensoren zusammen, welche im Hitzeschild des Rovers integriert sind und von denen sieben während der mehrminütigen Abstiegsphase den Atmosphärendruck in unterschiedlichen Höhen über der Marsoberfläche ermitteln sollen. Zudem soll mit sieben weiteren Sensoren die Temperaturen ermittelt werden, welchen der Hitzeschild dabei ausgesetzt sein wird. Die dadurch gewonnenen Erkenntnisse, so das primäre Ziel der NASA für dieses Sensorenpaket, werden in zukünftige Missionen einfließen, bei denen ebenfalls die Marsatmosphäre durchquert werden muss.

Ähnlich wie bei dem Wiedereintritt von Raumfahrzeugen in die irdische Atmosphäre muss ein Raumfahrzeug auch bei dem Eintritt in die Marsatmosphäre und bei deren Durchquerung enormen Temperaturbelastungen standhalten können. Aus diesem Grund sind die Landekapseln mit einem die Hitze absorbierenden Schutzschild versehen. Die bisherigen Marsmissionen verfügten allerdings lediglich über begrenzte Informationen bezüglich der Zusammensetzung und Dichte der Atmosphäre des „Roten Planeten“ und der bei deren Passage auftretenden Beanspruchungen. Präzise Vorhersagen der zu erwartenden Temperaturen beim Eintritt in die Marsatmosphäre oder der dabei auftretenden Strömungsverhältnisse waren dabei leider nur bedingt möglich. Aus diesem Grund wurde der Hitzeschutz bei den bisherigen Landungen auf dem Mars aus Sicherheitsgründen immer mit einer großen Toleranzen konzipiert. Die daraus resultierenden überdimensionierten Hitzeschutzschilde wirkten sich aufgrund des sich dabei ergebenden Gewichtes allerdings stets negativ auf den Umfang der wissenschaftlichen Nutzlasten der Raumfahrzeuge aus. Durch die Messungen der MEDLI-Sensoren soll sich dies in Zukunft ändern.

Für eine grundlegende Verbesserung der Eintrittstechnologie ist dabei eine exakte Vorhersage der Verteilung des Hitzeflusses auf der Oberfläche der Landekapseln, welche mit Hyperschallgeschwindigkeit in die Marsatmosphäre eintreten, unerlässlich. Zur Modellierung der bei der Atmosphärendurchquerung auftretenden Hochtemperaturströmungen werden in erster Linie Computersimulationen eingesetzt. Für diese numerischen Strömungssimulationen wird unter anderem auch das vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) entwickelte TAU-Rechenverfahren genutzt.

Diese Simulationsmodelle sind allerdings für Objekte optimiert, welche in der irdischen Atmosphäre operieren. Auf dem Mars, der über eine mehr als hundertmal dünnere Atmosphäre verfügt als die Erde, welche zudem zu über 95 Prozent aus Kohlendioxid besteht, herrschen dagegen gänzlich andere Ausgangsbedingungen. MEDLI soll jetzt die Daten liefern, mit denen die bisherigen Computermodelle möglichst optimal auf die Marsbedingungen angepasst werden können. Die Sensoren werden während des Eintittes und der Abstiegsphase die genauesten und – aus zeitlicher Sicht betrachtet – längsten Daten liefern, welche bisher bei Landemanövern auf dem Mars gesammelt werden konnten

Sieben der dazu verwendeten Sensoren, die „MEDLI Integrated Sensor Plugs“ (kurz „MISP“) sind dabei für die Ermittlung der Temperaturen bestimmt, welchen der Hitzeschild an verschiedenen Punkten und in unterschiedlichen Tiefen beim Eintritt und beim Abstieg durch die Marsatmosphäre ausgesetzt sein wird. Hierfür verfügt jeder der MISP-Sensoren über vier Thermoelemente, welche die auftretenden Temperaturen in einer Schutzschildtiefe von etwa 2,5 Millimetern, fünf Millimetern, 11 Millimetern und 17,5 Millimetern erfassen sollen.

Weitere sieben Sensoren bilden das „Mars Entry Atmospheric Data System“ („MEADS“) und sind für die Registrierung des Atmosphärendrucks in unterschiedlichen Höhen über der Oberfläche verantwortlich. Die akkurate Ermittlung der jeweiligen Druckwerte wird dadurch ermöglicht, dass die im Inneren der Schutzschildstruktur platzierten Drucksensoren über jeweils lediglich etwa 2,5 Millimeter durchmessende Röhren verfügen, durch welche sie mit der Lufthülle des Planeten verbunden sind. Eine zentrale „Sensor Support Electronics Box“ (kurz „SSE“) befindet sich an der Innenseite des Schildes und ist für die Energieversorgung der diversen Sensoren, die Koordinierung der Datenaufzeichnung und den Transfer der gewonnenen Daten zum Bordcomputer verantwortlich.

MEDLI wird mit der Aufzeichnung der Daten bereits etwa zehn Minuten vor dem Eintritt in die Marsatmosphäre beginnen und ist bis zum Entfalten den Landefallschirmes, welcher etwa vier Minuten nach dem Eintritt in rund zehn Kilometern Höhe über der Planetenoberfläche erfolgt, aktiv. Der Großteil der dabei gesammelten Daten wird zuerst im Bordcomputer des Marsrovers Curiosity gespeichert und nach der erfolgten Landung auf dem Mars im Laufe der folgenden vier Wochen an das Rover-Kontrollzentrum in Pasadena/Kalifornien übertragen. Ein Teil der gesammelten Daten soll jedoch bereits direkt während der Abstiegsphase zusammen mit weiteren EDL-Telemetriedaten des Rovers in Echtzeit übermittelt werden.

Das MEDLI-Suite wurde vom Langley Research Center der NASA in Kooperation mit dem Ames Research Center entworfen und entwickelt. Der für die Auswertung der gesammelten Daten hauptverantwortliche Wissenschaftler ist Dr. F. McNeil Cheatwood vom Langley Research Center. Neben der weiteren Verwendung für die Planung zukünftiger Marsmissionen können die gesammelten Daten auch dazu genutzt werden, um das bisherige Verständnis der oberen Atmosphärenschichten des Mars weiter zu verfeinern.

Diskussion zu diesem Artikel

• Marsrover Curiosity
• MSL Rover Curiosity auf Atlas V (541)
• Planet Mars

Verwandte Webseiten

• NASA: MEDLI-Suite
• NASA Atmospheric Sensors MEDLI

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

Vielmehr gibt es noch mehr als 2.000 Planetenkandidaten, von denen einige ebenfalls in der Größenklasse unseres Heimatplaneten liegen sollen.

Die jetzt bekanntgegebenen beiden Planeten Kepler-20e und 20f umlaufen einen Stern, bei dem bereits drei größere Planeten entdeckt worden sind. Deren Bezeichnung erfolgt in der Reihenfolge der Entdeckung, nicht in der Reihenfolge des Abstandes von ihrem Stern. Dem Abstand nach sortiert ergibt sich die Reihenfolge Kepler-20b, e, c, f und d. Überraschenderweise wechseln sich große und kleine Planeten ab, während in unserem Sonnensystem die kleinen Planeten innen und die großen außen zu finden sind.

Bei Kepler-20b, c und d handelt es sich um große Gasplaneten, die neuen Begleiter sind hingegen offenbar Gesteinsplaneten. Alle aber umlaufen ihren Stern in relativer Nähe, weshalb es auf ihren Oberflächen wohl recht heiß ist. Die Umlaufzeiten liegen bei 3,7, 6, 10,9, 20 und 77,6 Erdtagen. Der Stern Kepler-20 ist ca. 950 Lichtjahre von uns entfernt und etwas kühler an der Oberfläche als die Sonne. Die Bahnen der ihn umlaufenden Planeten liegen aber allesamt näher an Kepler-20 als die des Merkur an der Sonne.

Das Weltraumteleskop Kepler, benannt nach einem deutschen Astronomen des 17. Jahrhunderts, umläuft die Sonne auf einer der Erde nachlaufenden Bahn seit März 2009 und erfasst mit seinem 1,4 m durchmessenden Spiegel einen kleinen Bereich im Sternbild Schwan, in dem sich etwa 140.000 sonnenähnliche Sterne befinden. Das Licht der Sterne wird auf 42 CCD-Sensoren mit einer Gesamtzahl von 95 Megapixeln gelenkt. Periodisch auftretende geringfügige Änderungen der Helligkeit einzelner Sterne weisen auf davor vorbeiziehende Planeten hin, deren Größe man aus der Stärke der Verdunklung berechnen kann.

Mit erdgestützten Teleskopen wird anschließend vermessen, wie stark der jeweilige Stern von seinem Begleiter hin und her gezogen wird. Daraus läst sich die Masse des Planeten errechnen. Die Periode der Helligkeitsschwankungen ergibt zudem die Umlaufzeit, aus der sich der mittlere Abstand des Planeten von seinem Stern folgern lässt. Diese Daten zusammen mit der Spektralklasse und Oberflächentemperatur des Sterns lassen auch Schlüsse über die ungefähre Temperatur auf dem Planeten zu.

Allerdings spielt hier das Vorhandensein einer mehr oder weniger dichten Atmosphäre sowie deren Zusammensetzung noch eine große Rolle. Darüber lassen sich aber mit beiden Methoden keine Aussagen treffen. Hierzu ist es erforderlich, Licht vom Planeten selbst zu empfangen und spektroskopisch zu untersuchen. Dies ist allerdings bisher nur in wenigen Fällen gelungen. Größere Teleskope auf der Erde und im All können in Zukunft aber dazu in der Lage sein.

Raumcon:

• Exoplaneten-Thema ab 20.12.2011
• Kepler-Thema

Verwandte Seite:

• 3-D-Animation eines virtuellen Fluges durch das System Kepler-20

Der Beitrag Kepler-Teleskop mit ersten erdgroßen Planeten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: IANS, ISRO.

Möglicherweise findet der Start Ende März 2011 statt, wenn die indische Weltraumforschungsorganisation (ISRO) den weiteren Ablauf ohne Verzögerungen abwickeln kann. In den vergangenen 17 Jahren flogen PSLV-Raketen fünfzehn Mal erfolgreich. Trotzdem wird ein Antriebsaggregat für die Schubvektorsteuerung der PS2 genannten zweiten Stufe vorsichtshalber in Tests neu qualifiziert.

Da bei vorangegangenen Flügen von PSLV-Raketen am Einlass für das Arbeitsgas des Motors zum Antrieb der Aktuatoren, die ein Schwenken des Vikas-Triebwerks der zweiten Stufe besorgen, 20 bis 30 Prozent höhere Temperaturen als erwartet auftraten, war die Konstruktion zu überdenken.

Weil man Tests, ob das Aggregat auch bei den höheren Temperaturen ausreichend zuverlässig arbeitet, für schneller umsetzbar hielt als einen Neuentwurf des Motors, wurde der Weg mit neuerlichen Tests beschritten.

Die bisher erreichten Testergebnisse sollen dafür sprechen, dass das Aggregat auch bei Temperaturen von bis zu 370 Grad Celsius noch stabil arbeitet. Vorher war man von Temperaturen von weniger als 300 Grad oder um die 300 Grad Celsius ausgegangen.

Ein Testbetrieb des Aggregates im Temperaturbereich über 300 Grad Celsius war in ISROs Testzentrum in Thiruvananthapuram nicht möglich, deshalb wich man auf ein passend ausgestattetes Unternehmen in der Nähe von Chennai aus.

Die vollständig integrierte Rakete für die Mission PSLV-C16 steht mit den zu transportierenden Satelliten unter der Verkleidung an der Spitze in Sriharikota an sich startbereit auf einer Rampe. Erhält man wie derzeit erwartet am 1. März 2011 die Genehmigung, die Startvorbereitungen wieder aufzunehmen, dauert es noch rund 20 Tage, bis die Rakete abheben kann.

Funktioniert die Rakete wie vorgesehen, werden anschließend drei neue Satelliten um die Erde kreisen. Neben dem Erdbeobachtungssatelliten Resourcesat 2, den die ISRO als Nachfolger von Resourcesat 1 einsetzen möchte, ziehen dann auch zwei Mikrosatelliten, YouthSat alias IMS 1A, der insbesondere der Sonnen- und Ionosphärenforschung dienen soll, und X-Sat, wiederum ein Erdbeobachtungssatellit, ihre Bahnen um die Erde.

Verwandte Website:

• ISRO: Aufbau der PSLV

Der Beitrag Probleme mit 2. Stufe verzögern PSLV-C16-Start erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Eigene Recherche (s.u.). Vertont von Peter Rittinger.

Wie sie entstanden, bzw. ihre Natur, ist allerdings noch nicht gänzlich geklärt. Diskutiert werden aktuell vor allem Szenarien der Krustendeformation, des sekundären Impaktauswurfes und tektonische Prozesse, die durch Auf- und Abschiebungen Schollen inmitten annähernd paralleler Verwerfungen relativ zu benachbarten Schollen herausgehoben haben. Inzwischen existieren neue Erklärungsansätze, die diese Frage klären könnten.

Da auf dem Saturnmond gänzlich andere Umweltbedingungen als auf der Erde herrschen, schließt sich ein direkter Vergleich zur Entstehungsgeschichte der Gebirge bis auf Einzelfälle bei uns aus. Die beste Erklärung des Beobachtbaren liefert nunmehr eine These, die in einigen Teilaspekten jüngst auch im Zusammenhang mit dem Erdmond genannt wurde: Titan kühlt aus und schrumpelt demzufolge zusammen.

Schuld daran tragen offenbar die verschiedenen Dichten der äußeren Eisschichten des Titan. Restwärme aus der Entstehungsphase vor etwa 4 Mrd. Jahren sowie Wärme aus Isotopenzerfall halten einen Großteil des Mondinneren vermutlich in einen Zustand kinematischer Viskosität. Ammoniak und andere flüchtige organische Stoffe wurden während der Akkretionsphase in den Flüssigkeitsschichten gelöst und setzten heute den Gefrierpunkt des Liquids herab. Die Ammoniakkonzentration dürfte dabei einen Wert von 5 Volumenprozent nicht überschreiten, wie er auch gut mit den beobachteten Werten in Kometen vereinbar ist.

Allerdings strahlt Titan mehr Wärmeenergie ab, als er in seinem Inneren durch Gezeitenreibung und seinem felsigen Inneren produziert (eine Leistung von etwa 600 Gigawatt = 600 Milliarden Watt), so dass die hieraus resultierende Negativbilanz zu einem langsamen Auskühlen führt. Die oberflächennahen Regionen des unter der Eiskruste vermuteten globalen Ozeans gefrieren vor diesem Hintergrund und die äußeren Eiskrusten gewinnen an Mächtigkeit. Durch das anhaltende Auskühlen zieht sich der Titan weiter zusammen, er verliert an Umfang, schließlich falten sich die Oberflächenschichten auf.

Bislang ist der Titan der einzige Eis-Mond des Sonnensystems, bei dem ein derartiges Verhalten in globalem Umfang bekannt ist. Und doch ist in Einzelfällen ein solcher Entstehungsprozess auch auf der Erde zu beobachten, so z.B. auf dem Gebiet des heutigen Irans. Dort entstand das Zagros-Gebirge durch Einschrumpfen der Lithosphäre, d.h. der festen Gesteinskruste, die den Erdmantel bildet.

Die höchsten Gipfel erreichen auf Titan fast 2.000 m. Und machen sie daher durchaus vergleichbar mit irdischen Mittelgebirgen. Regelrechte Bergketten sind in konzentrierter Form seit 2005 in der Nähe des Mondäquators bekannt, die sämtlich eine West-Ost-Orientierung aufweisen, was eine gemeinsame Entstehungsgeschichte naheliegen lässt.

Erhebungen um 2.000 m und höher sind auf mehreren anderen Eismonden des äußeren Sonnensystems keine Seltenheit. Ihre Entstehung geht hingegen auf extensionale Tektonik zurück, also auf Kräfte, die eine Streckung und Ausdehnung der oberen Eisschichten bewirken. Für kontraktionale Tektonik, bei der durch Schrumpfung eines Körpers die Krustenschicht an Mächtigkeit gewinnt, fehlten bislang jegliche Hinweise. Titan ist der erste Satellit, bei dem kontraktionale tektonische Ereignisse in der Oberflächengestaltung als dominant angesehen werden können.

Möglich wurden die Annahmen durch die Ergebnisse simulatorischer Modellrechnungen zur Struktur und Evolution eisiger Körper des äußeren Sonnensystems und zu tektonischen Prozessen des Titan. Die gleichen Ergebnisse deuteten allerdings auf eine nur unvollkommene Differenzierung des Mondinneren hin, was nur schwierig mit den beobachteten Strukturen auf dem Mond in Einklang zu bringen ist.

Die besten Übereinstimmungen mit den Radardaten der Raumsonde liefert das Modell, wenn der innere Kern des Mondes von einer dichten Schicht aus Wassereis unter starken Druckverhältnissen umschlossen ist. Daran anschließend ein mächtiger globaler Wasser-Ammoniak-Ozean, an dem sich eine äußere Wassereiskruste angliedert. Gewissermaßen liefert vor diesem Hintergrund die angenommene Entstehungshistorie der Gebirgszüge auch ein weiteres stichhaltiges Indiz zum Vorhandensein eines globalen untergründischen Flüssigkeitsozeans auf Titan.

Von innen nach außen kühlen sich die aufeinanderfolgenden Schichten erwartungsgemäß ab. Die durchschnittlichen Temperaturwerte betragen auf der Oberfläche nicht mehr als –178 °C. Diese extrem tiefen Temperaturen führen über andauernde Zeitskalen auch bei einem Ammoniak-Wasser-Gemisch zu partiellen Überfrierungen, die die äußere Eisschicht weiter anwachsen lassen. Da diese mächtiger werdende Eisschicht weniger dicht als der Flüssigkeitsozean ist, und dieser eine geringere Dichte als die unter hohem Druck stehende innere Wassereisschicht aufweist, verlieren die inneren Schichten durch anhaltende Abkühlung an Volumen. Das Falten der Kruste ist die Folge.

Seit seiner Formation vor etwa vier Milliarden Jahren setzt Titan kontinuierlich Hunderte Gigawatt an Energie frei. Als Resultat teilt der Saturnmond ein ähnliches Schicksal, wie es kürzlich auch bei unserem Erdmond identifiziert wurde: Über die Äonen verkleinerte sich Titans Radius um etwa 7 Kilometer und verlor wohl ein Prozent seines Volumens.

Bei keinem anderen seiner jovianischen Cousins (Monde, die jupiterähnliche Gasriesen umkreisen) ist ein korrespondierendes Verhalten bekannt, was eine differente geologische Geschichte nahelegt und unter Umständen auf ein zuvor schon erwähntes globales Flüssigkeitsreservoir zurückzuführen ist.

Raumcon:

• Saturnmond Titan

Quellen:

• Mitri, G. et al. Journal of Geophysical Research, im Druck.
• Anderson, J. D., Schubert, G., Jacobson, R. A., Lau, E. L., Moore, W. B., and Sjogren, W. L. 1998. Europa’s differential internal structure: Inferences from four Galileo encounters, Science 281, 2019–2022.
• Chen, C. W. and Hensley, S. 2005. Amplitude-based height-reconstruction techniques for synthetic aperture ladar systems. J. Opt Sci. Am. A., 22(3), 529-538.
• Collins, G.C., McKinnon, W.B., Moore, J.M., Nimmo, F., Pappalardo, R.T., Prockter, L.M., Schenk P.M. 2009. Tectonics of the Outer Planet Satellites, in Planetary Tectonics (R.A. Schultz and T.R. Watters, eds.), Cambridge University Press, pp.

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Ein Beitrag von Karl Urban und Timo Lange. Quelle: Deeg et al. (2010), ESO, ESA.

Der Planet mit dem Namen CoRoT-9b wurde mit der Transitmethode entdeckt, einer Spezialität des Weltraumteleskops. Der Satellit der französischen Weltraumbehörde CNES untersucht ständig die Helligkeit von 180.000 Sternen. Nimmt sie periodisch ab, könnte sich ein Exoplanet zwischen sie und die direkte Sichtlinie zur Erde geschoben haben. Dafür muss die Bahnekliptik des Planetensystems jedoch senkrecht zu uns stehen.

Die Massenabschätzung steuerte der erfolgreiche Spektrograph High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) am 3,6-Meter-Teleskop der Europäischen Südsternwarte (ESO) auf La Silla in Chile bei. Der Planet ähnelt mit 0,8 Jupitermassen den Gasriesen unseres Sonnensystem. Seine Temperatur liegt zwischen -20 und +160 °C und schließt damit die Möglichkeit ein, dass auf einem hypothetischen Mond auch flüssiges Wasser zu finden ist. Er umkreist seinen Zentralstern in 95 Tagen, der wie unsere Sonne zur Spektralklasse G gehört und rund 1.500 Lichtjahre von uns entfernt ist.

„CoRoT-9b ist ein normaler, gemäßigter Exoplanet. Wir kennen inzwischen dutzende ähnlicher Planeten. Aber CoRoT-9b ist der erste [von ihnen], dessen Eigenschaften wir mit großer Genauigkeit untersuchen können“, erklärt Claire Moutou, Mitglied des 60-köpfigen Forscherteams gegenüber der ESO. „Dieser Planet könnte für die Exoplanetenforschung eine ähnliche Rolle spielen wie der Stein von Rosetta für die Ägyptologie.“

Größere Unsicherheiten
Die Temperatur des Planeten schließt den gemäßigten Bereich flüssigen Wassers ein, die Unsicherheit ist jedoch recht hoch. Diese hängt mit verschiedenen Möglichkeiten für die Planetenatmosphäre zusammen. Gibt es etwa helle Wasserdampfwolken in der Troposphäre?

Auch im Rahmen eines Umlaufs ist die Temperatur auf dem Planeten Schwankungen unterworfen. Die Exzentrizität der Bahn von CoRoT-9b ist zwar im Vergleich mit anderen Transitexoplaneten nicht besonders groß. Die Temperaturunterschiede zwischen dem sonnennächsten Punkt (Periastron) und dem sonnenfernsten (Apoastron) ist mit 40 bis 50 Grad aber nicht klein: Reflektiert der Planet durch Wolken einen großen Teil der einfallenden Strahlung, beträgt die Temperatur im Periastron 20 °C und im Apoastron -20 °C. Nimmt man eine geringere Albedo für einen wolkenlosen Planeten an, kommt man entsprechend auf 160 °C und 110 °C.

Eine große Unsicherheit scheint ebenfalls noch über das Alter des Systems zu bestehen. Zwischen 0,15 Milliarden und acht Milliarden Jahren scheint alles möglich zu sein, wobei die Autoren des Nature-Artikels eher zu einem reifen Alter tendieren.

Spekulationsgebiet Exomond
Als Gasplanet ist auf CoRoT-9b keine Entwicklung von Leben möglich. Besäße er jedoch Monde ähnlich denen von Jupiter und Saturn, könnten auf ihnen lebensfreundliche Bedingungen vorherrschen. Die Bahn des Planeten könnte innerhalb der habitablen Zone liegen. Innerhalb dieser Region wäre Wasser flüssig, eine der Grundvoraussetzungen für die Entstehung von Leben. Aber auch eine Bahn knapp außerhalb der habitablen Zone ist nach der Genauigkeit der aktuellen Ergebnisse nicht auszuschließen.

Mehr über Exoplaneten können Sie auf unserer Sonderseite zu diesem Thema nachlesen.

Nachtrag
BerechtigteEinwände in unserem Forum Raumcon heben hervor, dass CoRoT-9b mitnichten in der habitablen Zone seines Sterns liegt. Darauf wies die Koautorin des Nature-Artikels, Ludmilla Carone, bereits hin. Der angegebene Temperaturbereich von -20 bis +160 °C beziehe sich auf das komplexe Energiebudget eines Gasriesen. Erdähnliche Planeten sowie die in die selbe Klasse fallenden Monde in einer Bahn ähnlich dem Merkur liegen weit entfernt ihrer habitablen Zone.

Raumcon:

• Exoplaneten
• COROT – Neuer Planetensucher

Der Beitrag CoRoT findet gemäßigten Exoplaneten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel und Timo Lange. Quelle: Lawrence Berkeley National Laboratory, EurekAlert.org, Raumcon. Vertont von Peter Rittinger.

Bereits vor einigen Jahrzehnten wurde theoretisch ein spezieller Typ von Supernovae vorhergesagt, bei dem sehr energiereiche Gammastrahlung im Inneren des Sterns zu Paarbildung führt, wodurch der Druck zunächst sinkt: Energie wird bei der Kollision der hochenergetischen Gammateilchen mit Atomkernen in Materie, d.h. andere Teilchen, umgewandelt. In diesem Fall wird die Energiedichte bei der Kollision der Gammaphotonen mit den im Stern vorhandenen Wasserstoff- und Heliumkernen so hoch, dass Paare von Elektronen und ihren Antiteilchen, den Positronen, erzeugt werden.

Diese Paarerzeugung kann erst bei sehr hohen Temperaturen, d.h. nur in den massereichsten Sternen erfolgen, da nur dort die Gammastrahlung entsprechend energiereich ist, um Elektron-Positron-Paare zu erzeugen. Setzt dieser Prozess einmal ein, stehen die Gammateilchen nicht mehr zur Verfügung um den Kollaps des Sterns aufzuhalten, wodurch der Kern noch dichter und heißer wird. Das wiederum führt zu noch energiereicherer Gammastrahlung, welche noch mehr Elektron-Positron-Paare erzeugt. Zwar senden diese Paare bei ihrer meist sehr schnell stattfindenden gegenseitigen Annihilation wiederum ein Gammateilchen aus, aber dieses ist nun nicht mehr ausgerichtet und kann den Sternenkollaps nicht mehr stoppen – es findet eine sich selbst verstärkende Rückkopplung statt, an deren Ende der schrumpfende Kern durch Fusionsprozesse umso gewaltiger explodiert und den ganzen Stern, ohne dass ein Schwarzes Loch zurückbleibt, zerreißt. Vergleichbar ist dies mit der Zündung einer riesigen Fusionsbombe. Dabei entstehen große Mengen schwere, radioaktive Isotope deren Zerfall die umgebenden Gasmassen lange nachleuchten lassen.

Im Falle SN 2007bi konnte aus anderthalbjähriger intensiver Beobachtung mit verschiedenen Hochleistungsteleskopen ermittelt werden, dass der Stern zuvor mehr als 200 Sonnenmassen besessen haben musste. Ebenso erstaunlich ist der Fakt, dass sich die Supernova in einer Zwerggalaxie nahe der Milchstraße ereignete. Bisher hatte man sich eher auf Ereignisse in größeren Galaxien konzentriert.

SN 2007bi war im Zuge einer automatischen Suche nach derartigen Ereignissen im Rahmen der PALOMAR-Quest Survey entdeckt und sogleich als ungewöhnlich identifiziert worden. Da das verantwortliche Team der sogenannten Nearby Supernova Factory am Lawrence Berkeley National Laboratory (USA) bereits etwa 1.000 Supernovae entdeckt hat, eine fast alltägliche Beobachtung. Die weitere Auswertung, an der auch Wissenschaftler vom Weizmann-Institut in Israel beteiligt waren, ergab dann weitere Besonderheiten, die jetzt in der Fachzeitschrift Nature veröffentlicht wurden. So bestand das Innere des Sterns zum Ende dessen Existenz zum größten Teil aus Sauerstoff und war extrem heiß. Dabei wurden Gamma-Photonen emittiert, deren Energie beim Aufeinandertreffen so groß war, dass Paare aus Teilchen und Antiteilchen „kondensieren“ konnten. Der dabei auftretende „Verlust“ an Energie ist letztlich dafür verantwortlich, dass der thermische Druck nicht mehr ausreicht, um der Gravitation des Riesensterns entgegenzuwirken. Die Verdichtung führte zu weiterer Temperatur- und Druckerhöhung, was schließlich in einer thermonuklearen Explosion gipfelte, bei der große Mengen Nickel entstanden, welches unter Abgabe von Positronen und Gammastrahlung zu Cobalt zerfällt. Dies ergaben Computermodelle, die nach den Spektralmessungen der Supernova erstellt worden waren.

Mittlerweile hat das Team um Avishay Gal-Yam vom Weizmann-Institut mehrere ähnliche Supernovae in Zwerggalaxien rund um die Milchstraße im Fokus, so dass in nächster Zeit weitere Rekordentdeckungen zu erwarten sind.

Raumcon:

• Supernova-Thread ab 3. Dezember

Der Beitrag Erstmals Paar-Instabilitäts-Supernova beobachtet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Vourlidas et al.; The Solar Physics Laboratory at Goddard Space Flight Center, Greenbelt,Maryland,USA; The George Mason University, Fairfax, Virginia, USA; Lars-C. Depka. Vertont von Peter Rittinger.

Die geringe Kadenz (maximal vier Bilder/Tag durch SOHO) in Verbindung mit den mangelnden Beobachtungen der inneren Korona im Weißlicht, ließ lange Zeit keine eindeutige Klärung der Frage, ob es sich bei den Störungen um physikalische Wellenphänomene oder beispielsweise lediglich um Projektionen oder optische Verzerrungen von sich ausbreitenden CMEs handelt, zu.

Unter CME versteht man einen sogenannten Koronalen Massenauswurf (KMA, englisch Coronal Mass Ejection), also eine Sonneneruption, bei der in Folge der magnetischen Rekonnexion (d.h. der abrupten strukturellen Reversion eines Magnetfeldes) große Mengen Plasma ausgestoßen werden.

Eine nachhaltige Novellierung erfuhr dieses Kernproblem der bisherigen Sonnenbeobachtung spätestens durch die Inbetriebnahme der beiden STEREO-Sonnenbeobachtungssatelliten (Solar Terrestrial Relations Observatory). Begünstigt durch die damalige raumgeometrische Anordnung der Schwestersonden gelang mit Hilfe ihrer Koronagraphen im Frühjahr 2009 eine detaillierte Vermessung der Aktivregion (AR) 11012, aus dem sich im weiteren Verlauf des 13. Februar ein mächtiger KMA entwickelte. Die aus dieser Vermessung gewonnenen Daten erlauben erstmals eine unzweideutige Separation der KMA Strukturen von den Signaturen der Störungen der unteren Sonnenkorona (EUV-Waves).

Eine der wichtigsten Entdeckungen des Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) war wohl 1995 der Nachweis großskaliger EUV-Wellen, deren Ausbreitung über signifikante Gebiete der Sonnenscheibe nachvollzogen werden, und deren Ursprung innerhalb der verschiedenen ARs lokalisiert werden konnte. 2002 wiesen Beisencker et al. in ihrer Arbeit ihre (die der EUV-Wellen) strikte Assoziation zu den KMA nach, ihre Natur blieb jedoch nach wie vor Gegenstand nachhaltiger Diskussionen. So galten sie über einige Jahre als eine Art Pseudowelle, oder „Fußabdruck“ der assoziierten KMA.

Der Hauptgrund der über Jahre hinweg anhaltenden Kontroverse zu ihrer wahren Natur lag in der Tatsache begründet, dass EUV-Wellen dann am besten durch SOHO nachgewiesen werden konnten, wenn sich ihre Quellregionen nahe des Scheibenzentrums der Sonne befanden, da sich ihre Fortpflanzung über große Gebiete der Sonnenscheibe hinweg in einem solchen Falle gültig nachvollziehen ließ.

KMA hingegen, lassen sich am besten nahe des Scheibenrandes beobachten, da aus dieser Position heraus eine Abschätzung ihrer radialen, sowie lateralen Evolution gegeben ist. Durch den bauartbedingten „Monoblick“ SOHOs war also entweder eine Untersuchung der EUV-Wellen, oder aber der KMA durchführbar, niemals indes beide Phänomene zu gleichen Zeit.

Gleichwohl sollte sich im Februar diesen Jahres das Dilemma mittels der Aktivregion 11012 entwirren lassen, die zu jenem Zeitpunkt bei einem Ort etwa 270° solarer Länge lokalisiert werden konnte. Die vor dem Hintergrund des augenblicklich ja noch immer extrem tiefen Minimums ungewöhnlich „blanke“ Sonnenscheibe begünstigte die unzweideutige Dokumentation mehrerer mit diesem Ereignis assoziierter Merkmale.

So breiteten sich Ablenkungen der während der eruptiven Vorgänge typischen Magnetfeldbögen unter gleichzeitiger Induktion von am Rand der Sonnenscheibe gut zu beobachtender transversaler Oszillationen innerhalb koronaler Strukturen entlang der Aktivitätsregion in Nord-Südrichtung aus. Die äußersten dieser Ablenkungsstrukturen scheinen mit dem Breitenmaß der auf der Sonnenscheibe während des Vorgangs sichtbaren Welle gut verträglich, ein Befund, der nachhaltig ihre gegenseitige Assoziation nahelegt. Mittels des Extreme Ultraviolet Imager (EUVI), dessen Wellenlängen mit Temperaturdistributionen zwischen 60.000 und 2 Millionen Grad Celsius korrespondiert, gelang es darüber hinaus, die Ausbreitung der Welle durch unterschiedliche Schichten der Sonnenatmosphäre hindurch zu verfolgen.

Bei einer Expansionsgeschwindigkeit von 250 km/s erreichte der solare Tsunami – die heiße Magnet-Plasma Welle – eine vertikale Ausdehnung von annähernd 100.000 km, eine Dimension, die schon erahnen lässt, dass die Sonnenphänomene ausschließlich den Namen ihrer irdischen Vettern teilen. Der Energiefreisatz innerhalb nur einer Zehntelsekunde dieses Events entspricht dabei dem Zweimilliardenfachen des weltweiten jährlichen Energieumsatzes. Trotz der im Vergleich zur Korona wesentlich dichteren Chromosphäre konnte, sehr zur Überraschung der Beteiligten, keinerlei Abschwächung des Ausbreitungspulses des Tsunamis innerhalb der verschiedenen Atmosphärenschichten der Sonne verzeichnet werden. So hat man es hierbei mit einer sogenannten schnellen magnetohydrodynamischen Welle zu tun, die zwar keine direkte Gefahr für die Erde darstellt, über deren weitere Analyse allerdings wertvolle Hinweise über die ansonsten unzugängliche untere Sonnenatmosphäre gewonnen werden können.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: DLR.

Das Labor gelangte mit der Raumfähre Discovery Ende August bzw. Anfang September zur Internationalen Raumstation und wurde in der Folgezeit im Material Science Research Rack 1 im US-Modul Destiny eingebaut und getestet. Hier können Schmelz- und Erstarrungsprozesse ohne den verfälschenden Einfluss der Schwerkraft durchgeführt und die Auswirkungen bewusst herbeigeführter Störungen sehr genau untersucht werden. Die verwendeten Materialien sind verschiedenste Metalllegierungen, Halbleiter und Gläser. Bei den Schmelzversuchen können Temperaturen bis 1.400 °C erreicht werden. Die wiedererstarrten Proben werden anschließend auf der Erde genau erforscht.
Beim Erstarren von Legierungen bilden sich im Material Einzelkristalle in Form von Dendriten aus. Dies sind tannenbaumartige Strukturen. Je feiner diese sind, umso fester ist das Material. Auf der Erde unterliegt die Kristallbildung verschiedenen Einflüssen, die nicht eliminiert werden können. So werden dichtere Bestandteile einer Legierung durch die Schwerkraft stärker nach unten gezogen als andere. Außerdem sorgen Kovektionsströme für weitere Störungen. In der Schwerelosigkeit an Bord der Raumstation können zumindest diese Einflüsse eliminiert werden.

Neben normalen Erstarrungsprozessen werden auch solche untersucht, bei denen bewusst eine äußere Störung zu Veränderungen im Kristallisationsprozess führt. Beim Experiment MICAST des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) wurde eine Legierung aus Aluminium, Silizium und Eisen aufgeschmolzen und sowohl störungsfrei als auch im Einflussbereich eines gleichmäßig rotierenden Magnetfeldes erstarrt. Diese ersten Proben werden auf der Erde mit unter Schwerkraftbedingungen entstandenen Gegenproben verglichen. Ziel der Forschung ist es, Werkstoffe mit verbesserten Eigenschaften oder zu geringeren Kosten zu erzeugen. Die Besatzung der ISS übernimmt bei den weitgehend von der Erde aus gesteuerten und überwachten Experimenten das Wechseln der Materialkartuschen, das Warten der Anlage sowie eventuell notwendig werdende Reparaturarbeiten.

Auch im Rahmen des Experimentes CETSOL werden Kristallwachstumsprozesse und die Entwicklung der Mikrostruktur während der Erstarrung von Aluminium-Legierungen erforscht. Ziel ist es, durch ein besseres Verständnis verschiedener Einflussgrößen auf Erstarrungsprozesse mathematische Modelle zur Vorhersage der inneren Struktur von Gussteilen auch auf der Erde erstellen zu können.

Das Materials Science Laboratory ist ein Gemeinschaftsprojekt von ESA und NASA und wurde bei Astrium in Friedrichshafen hergestellt.

Raumcon:

• ISS – Forschung und Forschungseinrichtungen (ab 11. November)

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Universität Rostock.

Sie bestehen ähnlich der Gasriesen Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem primär aus Wasserstoff und Helium. Die beobachtete Zusammensetzung der Gasplaneten ist nicht weiter verwunderlich, schließlich wird im gesamten Kosmos (unter Nichtberücksichtigung der Dunklen Materie) ein Gesamtanteil des Wasserstoffes von über 80% angenommen. Im Sonnensystem macht Wasserstoff 75% der gesamten Masse, bzw. 93% aller Atome aus. Umso größer ist natürlich das Interesse an der Beantwortung der Fragen bezüglich der inneren Struktur, dem Ursprung und der Entwicklung solcher Planeten.

Eines der grundlegenden Verständnisprobleme des Saturn war seit Jahrzehnten die Tatsache, dass er etwa doppelt soviel Energie an den Weltraum abgibt, als er von der Sonne erhält, was ohne das Vorhandensein einer internen Energieressource kaum vorstellbar wäre.

Als möglichen Kandidaten einer solchen planeteneigenen Energiequelle sieht man nun die Entmischung von Wasserstoff und Helium in großen Teilen des Planeteninneren an.

Im Erdkern herrschen Drücke von etwa 3,5 Millionen Atmosphären und entsprechend hohe Temperaturen. Verschwindend geringe Werte gegenüber dem, was im Inneren des Saturn vor sich geht. Die bei ihm herrschenden Kerndrücke erreichen vermutlich das 70 Millionenfache des irdischen, die Temperatur im tiefen Innenbereich übertrifft mit angenommenen 20.000 °C die der Sonnenoberfläche um das Drei- bis Vierfache.

Unter solchen extremen Bedingungen verkehren sich selbst grundlegende Eigenschaften der Hauptbestandteile des Planeten mitunter ins Gegenteil. Unter gewöhnlichen Bedingungen zeichnen sich Helium und Wasserstoff durch ihre gute Mischbarkeit untereinander aus. Diese Eigenschaft scheint sich bei einem Druck von etwa 1 Million Atmosphären in Abhängigkeit von der herrschenden Temperatur zu verlieren, die Entmischung setzt ein.

Infolge der Entmischung sinken die Heliumtröpfchen, durch die dichte Atmosphäre entsprechend gebremst, langsam in tiefere Schichten ab und geben dabei Gravitationsenergie frei, was der Schlüssel in der Lösung des Energierätsels des Saturn zu sein scheint. Als physikalische Ursache für die Entmischung wird die Leitfähigkeit des Wasserstoffes angesehen, die unter den Extrembedingungen des Saturn einsetzt, währenddessen das Helium nichtleitend verbleibt.

Im Unterschied zum größeren Jupiter sind bei Saturn diese Entmischungsbedingungen bis zum Kern hin erfüllt, beim wärmeren Jupiter findet Endmischung der Hauptbestandteile – wenn überhaupt – lediglich in einer kleinen Schicht statt. Insofern unterscheiden sich die inneren Gegebenheiten der beiden größten Gasplaneten des Sonnensystems doch erheblich voneinander. Eine der zentralen künftigen Fragestellungen in diesem Zusammenhang lautet also, ob die Gasgiganten eine Schichtstruktur besitzen, wie diese aufgebaut sein könnte und in welcher Tiefe die Grenzen zwischen den Schichten verlaufen.

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Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: The Brown University.

Die Schicht schützt das Eis vor dem Verdampfen, ein unvermeidbares Schicksal, wenn es unbedeckt der Atmosphäre in diesen Breitengraden ausgeliefert wäre. Vergleichbare Thesen, wonach sich erhebliche Mengen an Eis unter der Marsoberfläche verbergen, erhalten dadurch weitere Nahrung.
Man vermutet in den Gletschern die letzten Überbleibsel eines gewaltigen Eispanzers, der in der letzten Eiszeit auf unserem äußeren Nachbarn große Teile der Oberfläche bedeckte und bis in die gemäßigten Breiten reichte. Die letzte Eiszeit auf dem Mars begann etwa vor 2,1 Millionen Jahren und endete vor ca. 400.000 Jahren. Wie auch auf unserem Heimatplaneten, wurden die verschiedenen Marseiszeiten vermutlich durch Schwankungen der Planetenumlaufbahn bzw. in der Neigung der Rotationsachse verursacht. Bei uns auf der Erde finden solche, unter einer Decke versteckten Gletscher, ihr Gegenstück in einigen trockenen Tälern der Antarktis.

Besonders der Boden des antarktischen Beacon-Tales weist mit seinen aus der Luft gut erkennbaren sechseckigen Hügeln eine frappierende Ähnlichkeit mit den auf dem Mars beobachteten Strukturen auf. Solche Polygon-Merkmale kommen auf der Erde ausschließlich auf Permafrostböden mit erheblichem Eisgehalt vor und gelten daher als sichere Indikatoren, die die Aufmerksamkeit der Fachwelt auf sich ziehen. Formgestalterisch wirkt sich in diesem Zusammenhang direkt das dicht unter der Oberfläche liegende Eis aus, das schon durch leichte Temperaturfluktuationen im Permafrost-Bereich durch Kontraktion die beobachteten sechseckigen Formen ausbildet, indem sich feine Sedimente in die durch die Kontraktion entstandenen Risse einlagern.

Die jetzt auf dem Mars entdeckten Lagerstätten vereinigen die größten Vorkommen von Wassereis außerhalb der Polarkappen auf sich. So erreicht beispielsweise eines der untersuchten Reservoirs mit etwa der dreifachen Größe des Stadtstaates Hamburg und fast einem Kilometer Mächtigkeit wahrhaft riesige Ausdehnungen.

Die Idee freilich, nach versteckten (Wasser-) Eisdepots zu suchen, ist nicht ganz neu, und geht vom Grundsatz her auf die 1970er Jahre zurück, in denen erste Bilder der Viking Orbiter die Erde erreichten. Auf ihnen waren – zumeist an der Basis größerer Oberflächenmerkmale – leicht abfallende Gebiete mit auffallenden Fels- und Geröllablagerungen zu erkennen. Welchen Hintergrund diese, später „Aprons“ genannten Flächen aufwiesen, blieb seither viel diskutiert.

Eine verfestigte Theorie sah in den Aprons eine Art Schlamm- und Gerölllawinen, die durch kleine, ggf. sogar angetaute Eismengen ins Rutschen gerieten. Die neuen Radardaten scheinen diese Annahme und damit auch das Vorhandensein der vermuteten Eismengen in gemäßigten Breiten eindeutig zu bestätigen.

Die gesammelten Messdaten deuten darauf hin, dass die Radarwellen die relativ dünne Deckschicht aus Geröll durchdringen und von einer tiefer liegenden Schicht ohne nennenswerte Verluste in ihrer Intensität reflektiert werden. Dies ist genau das Verhalten, was bei Bodenpropen mit hohem Wassereisanteil erwartet und auf der Erde beobachtet wurde. Darüber hinaus passt die Geschwindigkeit, mit denen die Radiowellen (also die reflektierten Radarwellen) die Aprons passieren, genau zu den Werten, die bei Proben, die die Konsistenz von Wassereis aufweisen, nachgewiesen worden sind.

Nicht zuletzt die Erfahrungen und Fragestellungen, die aus den Vikingbildern der 70er Jahre des vergangenen Jahrhunderts gewonnen wurden, führten zur Entwicklung des Radarexperiments des Mars Reconnaissance Orbiters, dessen originäre Aufgabe genau die Untersuchung der geographischen Besonderheiten der gemäßigten Breitengrade und die Analyse der geschichteten Ablagerungen ist. Die jetzt vorgestellten Ergebnisse beziehen sich auf die verdeckten Gletscher der Hellas-Region auf der südlichen Marshemisphäre.

Zwischenzeitlich sind ähnlich erscheinende Aprons, die von Cliffs ausgehen, auf der nördlichen Hemisphäre nachgewiesen worden. Erste Messungen deuten auf noch größere Wassereiseinlagerungen in diesen nördlichen Depots hin, die in Zukunft Gegenstand eingehender Untersuchungen werden.

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Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: ESA.

Eine schmale Landbrücke von 900 Meter verband die Antarktis anfang April noch mit Charcot Island (Raumfahrer.net berichtete). Nach dem Zusammenbruch beginnt der nördliche Teil des rund 14.000 Quadratkilometer großen Eisschelfs nun Eisberge ins Südpolarmeer abzugeben. Nach der Ansicht zweier deutscher Wissenschaftler bedeutet dies die sich fortsetzende Destabilisierung des meergebundenen Gletschers.
Am 5. April beobachtete Envisat diesen Kollaps, woraufhin sich rund 330 Quadratkilometer Eis zu entfernen begannen. Die bereits zuvor beobachteten Störungszonen in der Eisfläche begannen sich daraufhin noch zu vergrößern. Am 24. April startete schließlich der Kollaps des nördlichen Schelfs. Etwa 770 Quadratkilometer schwimmen nun als Eisberge in Richtung Ozean. Im Gegensatz zur unter enormem tektonischen Stress stehenden Eisbrücke wird erwartet, dass die aktuelle Abgabe von Eisblöcken mehrere Wochen andauern wird.

„Der Rückzug des Wilkins-Eisschelfs ist der größte dieser Art, der bisher beobachtet wurde. Damit zeigen bereits acht vergleichbare Schelfe entlang der antarktischen Küste ein ähnliches Verhalten. Der Rückzug war überall in den letzten Jahrzehnten zu beobachten. Es gibt kaum Zweifel daran, dass diese Veränderungen mit der Erwärmung der antarktischen Halbinsel zusammenhängen. Hier wurden die höchsten Erwärmungsraten in der gesamten südlichen Hemisphäre gemessen“, erklärte David Vaughan vom Britisch Antarctic Survey. Die antarktische Halbinsel ist der einzige Teil des südlichen Kontinents, für den bisher einwandfrei eine Erwärmung festgestellt werden konnte. Der Großteil der Antarktis dürfte aufgrund ihrer isolierten Lage nur sehr träge auf Klimaschwankungen reagieren.

„Die Veränderungen von Wilkins stellen für uns ein wunderbares natürliches Labor dar, das uns dabei hilft zu verstehen, wie Eisschelfe auf den Klimawandel reagieren. Damit ist eng die Frage verbunden, wie die Zukunft der gesamten Antarktis aussieht“, so Vaughan. „Die Qualität und Frequenz der Aufnahmen von ESA-Satelliten erlaubt es uns, deutlich genauer zu analysieren, wie die Destabilisierung vonstatten geht.“

Der Umweltsatellit der ESA verfolgt die Entwicklung in der Antarktis mit täglichen Aufnahmen, die auch via Webcam abrufbar sind.

Raumcon

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