Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: University of Arizona.

Michael Sori, Mitarbeiter im Lunar and Planetary Laboratory der UA, nutzte neuste mathematische Modelle und kam mit ihrer Hilfe auf eine Dicke von Merkurs Kruste von rund 25,75 Kilometern. Gleichzeitig ermittelte er, dass die durchschnittliche Dichte der Kruste über der von Aluminium liegen müsse. Seine Erkenntnisse veröffentlichte Sori in der Studie „A Thin, Dense Crust for Mercury“ („Eine dünne, dichte Kruste für Merkur“).

Sori benutzte für seine Berechnungen Daten, die Messenger geliefert hatte. Das mathematische Modell, das Sori verwendete, geht auf Isamu Matsuyama und Douglas Hemingway zurück, ersterer ist Professor am Lunar and Planetary Laboratory der UA, letzterer Wissenschaftler an der University of California (UC).

Die neuen Berechnungsergebnisse stützen die Annahme, dass die Kruste Merkurs im wesentlichen durch vulkanische Aktivität geformt wurde. Ein besseres Verständnis der Krustenbildung könnte auch zu einem besseren Verständnis der Entstehung des Planeten mit seiner eigentümlichen Struktur führen. Laut Sori hat Merkur beispielsweise den im Verhältnis zu seinen Gesamtabmessungen größten Kern aller Planeten in unserem Sonnensystem.

Der Kern von Merkur nimmt derzeitigen Annahmen zufolge rund 60 Prozent des Volumens des Planten ein. Der Erdkern beansprucht dagegen nur rund 15 Prozent des Erdvolumens.

Warum ist der Kern Merkurs so groß? Sori denkt, dass Merkur nach einem anfangs normal verlaufendem Entstehungsprozess auf Grund heftiger Einschläge große Teile seiner Kruste und seines Mantels verloren haben könnte. Für vorstellbar hält Sori auch, dass während der Entstehung Merkurs in relativer Sonnennähe der Einfluss des Sterns maßgeblichen Einfluss auf den Entstehungsprozess hatte. Sonnenwind könnte Material weggeblasen haben. Deshalb hätte Merkur dann früh in seiner Entwicklung einen bezogen auf sein Gesamtvolumen anteilig sehr großen Kern gehabt. Bis dato jedenfalls gibt es keine allgemein akzeptierte Antwort auf die Frage.

Als die Planeten im Sonnensystem und der Mond der Erde entstanden, bildeten sich ihre Krusten aus Mantelmaterial, das an die Oberfläche quoll und sich dort im Verlauf von Millionen von Jahren verteilte. Die Menge von Krustenmaterial repräsentiert den Anteil an Mantelmaterial, das an der Oberfläche schließlich zu Fels erstarrte.

Vor Soris Studie nahmen führende Wissenschaftler an, rund 11 Prozent von Merkurs ursprünglichem Mantel seien in felsige Kruste verwandelt worden. Beim Erdmond besteht die Kruste nach derzeitigen Erkenntnisstand aus rund 7 Prozent des Materials seines ursprünglichen Mantels. Laut Sori war der unterschiedliche Mantelmaterialanteil auf Grund der unterschiedlichen Entstehungsbedingungen der beiden Himmelskörper nicht notwendigerweise auffällig.

Die Kruste des Mondes bildete sich, als weniger dichtes mineralisches Material an die Oberfläche eines Ozeans aus flüssigem Fels (Magma) drang. Dichteres flüssiges Material bildete den Mantel. Oben auf dem Magmaozean kühlte sich aufgeschwommenes Material ab und bildete eine harte Kruste, die auf dem Mantel schwimmt. Die Kruste Merkurs dagegen ist gekennzeichnet durch eine riesige Anzahl von Vulkanausbrüchen, welche immer wieder heißes Magma an die Oberfläche beförderten und so eine relativ ebene, von erkalteter Lava geformte Kruste bildeten.

Warum der Krustenmaterialanteil bei Merkur höher liegen sollte war eine Eigentümlichkeit, der auf den Grund zu gehen bisher niemandem gelungen war. Jetzt könnte die Angelegenheit zu den Akten gelegt werden: Nach Soris Untersuchungen dürfte der Krustenmaterialanteil auch bei Merkur im Bereich von 7 Prozent des ursprünglichen Mantels liegen.

Sori nutze bei seinen Untersuchungen Abschätzungen von Dicke und Dichte der Kruste Merkurs, wofür er herausfinden musste, auf welchen Mechanismen der Gleichgewichtszustand (Isostasie) zwischen den Massen der Kruste und des Mantels darunter basiert.

Die natürlichste Form, die ein Himmelskörper theoretisch einnehmen kann, ist eine ideale Kugel, bei der alle Punkte der Oberfläche gleich weit vom Kern des Körpers entfernt sind. Isostasie sorgt aber dafür, dass Strukturen wie Berge und Täler an der Oberfläche erhalten bleiben.

Isostasie verursacht einen auf gleichgroße Oberflächenanteile bezogenen Massenausgleich. Ist die Masse eines Oberflächenanteils größer, wird solange Material auf die Kruste befördert, bis alle Anteile wieder die gleiche Masse besitzen.

Die Pratt-Isostasie unterstellt, dass die Kruste eines Planeten Dichte-Variationen ausweist. Ein mit Bergen bedeckter Oberflächenanteil könnte deshalb die gleiche Masse wie ein gleich großer Oberflächenanteil mit flacher Oberfläche haben, wenn das Material, aus dem die Berge auf der Kruste bestehen, weniger dicht ist als das des flachen Landes. Die Grenze zum Mantel sei bei allen Oberflächenanteilen unabhängig von Gestalt und Dichte auf dem selben Niveau.

Vor Sori hat kein Wissenschaftler untersucht, ob bei Merkur Pratt-Isostasie vorliegt oder nicht. Sori nun hatte die Möglichkeit, auf eine topographische Karte Merkurs, also auf einen Katalog mit Daten zu Merkurs Oberflächenstrukturen, zuzugreifen. Eine Karte zu Daten der Dichteverteilung an Merkurs Oberfläche fehlte. Vorhanden waren aber Messdaten von Messenger zur Verteilung chemischer Elemente auf der Oberfläche Merkurs. Mit ihrer Hilfe erstellte Sori ein Modell für die Dichteverteilung.

Bekannt ist, aus welchen Mineralen Fels üblicherweise besteht, und aus welchen chemischen Elementen sich diese Minerale zusammensetzen. In einem bestimmten Mineral ist ein bestimmtes Element anteilig in einer bestimmten Menge enthalten. Weil auch die Dichte der Minerale bekannt ist, wurde die Erstellung einer Karte zur Dichteverteilung möglich.

Beim Vergleich der Karten zu Dichteverteilung und zur Topographie trat Erstaunliches zu Tage. Man hätte erwarten könnte, das an Stellen der Oberfläche, für die die Topographische Karte Berge zeigen, auf der Karte für die Dichte-Variationen weniger dichtes Material an gezeigte wird, und für Stellen mit Tälern Material mit höherer Dichte. Beim Vergleich der Karten fiel jedoch auf, dass sich dichtes Material auch in Bergregionen fand, und weniger dichtes in Gebieten mit Tälern.

Die durch Messenger erfassten Daten zur Verteilung chemischer Elemente und das von Sori daraus entwickelte Modell zur Dichteverteilung passen offensichtlich nicht zur Annahme, dass es auf Merkur Pratt-Isostasie gibt. Liegt also eine andere Form von Isostasie vor?

Die Airy-Isostasie geht davon aus, dass die Höhe oder Mächtigkeit von Krustenabschnitten abhängig von der Topographie der Oberfläche erheblich variiert. Dort, wo an der Planetenoberfläche ein Berg zu sehen ist, könnte es am unteren Ende der Kruste ein Art nach unten zeigende Wurzel geben. Dabei könnten Berg und Wurzel genau die Masse an Mantelmaterial verdrängen, die sie selbst zusammen besitzen, genau so wie ein Eisberg mit seinen über und unter Wasser liegenden Bereichen und Massen in Summe die gleiche Masse an Wasser verdrängt. Auf Merkur sollte die Kruste in tiefliegenden Bereichen wie Kratern recht dünn sein, der Mantel nicht weit entfernt von der Oberfläche. Ein gebirgiger Planetenausschnitt würde die gleiche Dichte haben wie einer mit Kratern an der Oberfläche.

Für eine zweidimensionale Betrachtung funktionierte die beschriebene Betrachtungsweise laut Sori perfekt, für einen sphärischen Körper jedoch nicht wirklich gut. Eine jüngst von Isamu Matsuyama und Douglas Hemingway entwickelte Formel half aber. Sie verwendet den Druck, den die Kruste auf den Mantel ausübt, um die Mächtigkeit der Kruste zu bestimmen, statt eine Beziehung der Massen von Krusten- und Mantelanteilen, und liefert damit genauere Daten.

Sori ist sich sicher, dass sich seine Einschätzung zur Dicke der Kruste, die sich insbesondere auf Merkurs Nordhalbkugel bezieht, bestätigen wird, wenn weitere Daten am Merkur gesammelt werden können. Hinsichtlich seiner Abschätzung zur Dichte der Kruste ist Sori indes nicht so sicher.

Messenger hat zur Nordhalbkugel Merkurs deutlich mehr Daten erfasst als zur Südhalbkugel. Sori glaubt, dass sich die Abschätzung der Dichte der Oberfläche noch ändern wird, wenn mehr Daten zur gesamten Oberfläche vorliegen. Eine Anschlussstudie hält er schon jetzt für erforderlich.

Die nächste Raumsonde, die Merkur erreichen wird, ist BepiColombo. Das Raumfahrzeug entstand in einer Zusammenarbeit der Europäischen Raumfahrtagentur (European Space Agency, ESA) und der japanischen Agentur für Luft- und Raumfahrtforschung (Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA). Es soll nach derzeitigem Planungsstand am 5. Oktober 2018 auf einer Ariane-5-ECA-Rakete gestartet werden. Einen Orbit um Merkur würde BepiColombo, wenn alles gut geht, dann am 5. Dezember 2025 erreichen.

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• Planet Merkur

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

Bereits seit dem März 2006 umkreist der von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) den Mars und liefert fast täglich neue und immer wieder faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten. Die Hauptkamera an Bord des MRO, die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, erreicht mit ihren Aufnahmen dabei eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung der Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, Veränderungen auf der Marsoberfläche zu beobachten und näher zu untersuchen.
Am 16. Februar 2012 gelang es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern zum wiederholten Mal, mit der HiRISE-Kamera einen Minitornado, einen sogenannten Staubteufel, „in Aktion“ abzubilden. Aufgrund des Schattenwurfes konnte ermittelt werden, dass sich der am Boden etwa 30 Meter durchmessende Minitornado bis in eine Höhe von mehr als 800 Metern erhebt. Somit handelt es sich hierbei um einen für marsianische Verhältnisse eher kleineren Vertreter dieser auch auf der Erde auftretenden atmospärischen Phänomene. Die auf dem Mars auftretenden Minitornados können bei Durchmessern von mehr als einem Kilometer an ihrer Basis durchaus bis in Höhen von 8 bis 10 Kilometern aufsteigen.

Das Besondere an diesem Staubteufel ist jedoch seine gewundene Struktur, welche dadurch hervorgerufen wurde, dass in unterschiedlichen Höhen über der Planetenoberfläche unterschiedliche Windströmungen vorherrschten. Die am Boden vorherrschende Windrichtung trieb den Tornado in die südöstliche Richtung. Die auf der Oberfläche hinterlassenen Spuren von weiteren Staubteufeln zeigen, dass dies die in dieser Region vorherrschende Windrichtung ist. In etwa 250 Metern Höhe führte eine aus der westlichen Richtung kommende Luftströmung jedoch dazu, dass der hier abgebildete Staubteufel ab dieser Höhe einen „Bogen“ in die östliche Richtung schlug.

Die auf dem Mars zu beobachtenden Staubteufel bilden sich auf die gleiche Art und Weise wie auch auf der Erde. Durch die Sonneneinstrahlung wird die Planetenoberfläche auf einen Temperaturwert aufgeheizt, welcher über der Temperatur der bodennahen Luftschicht liegt. Daraufhin gibt der Boden Wärme an die direkt über der Oberfläche befindliche Luft ab, welche dadurch bedingt nach oben steigt. Dabei durchdringt die erwärmte Luft weiter oberhalb der Oberfläche befindliche Zonen kühlerer Luft, welche in Richtung Planetenoberfläche absinkt. Die verschiedenen Luftströmungen bilden Konvektionszellen und werden dabei in eine Rotationsbewegung versetzt.

Diese Luftzirkulation verfügt über genügend Kraft, um den auf der Oberfläche abgelagerten Sand in Bewegung zu versetzen. Sandpartikel, welche dabei über den Boden scheuern, wirbeln nur wenige Mikrometer durchmessende Staubpartikel auf und die zentrale Säule der warmen, aufsteigenden Luftmassen hebt diesen Staub weiter nach oben. Durch horizontale, oberflächennahe Winde wird die so entstandene Staubsäule in eine Vorwärtsbewegung versetzt.

Frühere, auf Fotoaufnahmen von verschiedenen Orbiter- und Oberflächenmissionen basierende Untersuchungen haben ergeben, dass sich die Staubteufel auf dem Mars mit Geschwindigkeiten von teilweise deutlich über 100 Kilometern pro Stunde fortbewegen können.

Interessant ist außerdem, dass sich dieser Staubteufel zu einem Zeitpunkt bildete, als sich der Mars auf seiner Umlaufbahn um die Sonne im Bereich des Apogäums, dem Punkt der größten Entfernung zum Sonne, befand. Obwohl der Mars somit nur ein Minimum an Sonnenergie empfangen konnte, war die einfallende Sonnenstrahlung trotzdem dazu geeignet, um einen für die Entstehung von Staubteufeln ausreichende Temperatur auf der Oberfläche zu erzeugen.

Die hier dargestellte Aufnahme wurde am 16. Februar 2012 angefertigt und zeigt die Planetenoberfläche um 15:00 lokaler Marszeit. Aus einer Höhe von 307,7 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 30,8 Zentimetern pro Pixel. Es handelt sich hierbei um eine von bisher über 21.700 Aufnahmen dieser Kamera, welche auf der Internetseite der University of Arizona einsehbar sind.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, University of Arizona, Imperial College London. Vertont von Karl Urban.

Nach seinem Start von der Erde am 10. Juni 2003 erreichte der Rover Spirit am 4. Januar 2004 den Mars. Die Landekonstruktion setzte sich aus einem vorderen Hitzeschutzschild, einem hinteren Schutzschild und einer Landeplattform zusammen, welche mit ihren dreieckigen Paneelen auch den Rover umhüllte. Die Sonde trat in die Marsatmosphäre ein und wurde, geschützt durch den Hitzeschild, durch die dabei entstehende Reibung zunächst bis auf Schallgeschwindigkeit abgebremst. Anschließend öffnete sich ein Landefallschirm. Kurz vor dem Aufprall auf der Marsoberfläche entfalteten sich schließlich mehrere Airbags, welche den Aufprall abfederten (Raumfahrer.net berichtete).

Nachdem Spirit zur Ruhe gekommen war, wurden zunächst die Airbags entleert und die Landeplattform entfaltet. Bereits wenige Tage später verließ der Rover diese Landeplattform und begann seine mehrere Jahre andauernde Untersuchung eines Teilbereichs des rund 166 Kilometer durchmessenden Gusev-Kraters. Und obwohl die direkte Vor-Ort-Untersuchung des Gusev-Kraters nach dem Ende der Spirit-Mission mittlerweile abgeschlossen ist, befindet sich diese Region unseres Nachbarplaneten immer noch im Fokus der Planetenforscher.
Eine der Möglichkeiten für eine Fortsetzung der Untersuchungen bietet sich durch die HiRISE-Kamera, der Hauptkamera an Bord des von der amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Marsorbiters Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Dieser umkreist den Mars bereits seit dem März 2006 und liefert dabei fast täglich neue, faszinierende Detailaufnahmen von der Oberfläche unseres Nachbarplaneten. Die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera erreicht mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel. Durch die Auswertung der Bilder ist es den an der Mission beteiligten Wissenschaftlern unter anderem möglich, Veränderungen auf der Marsoberfläche zu beobachten und näher zu untersuchen.

Es blieb im Laufe der letzten Jahre nicht aus, dass auch der Rover Spirit bereits mehrfach auf den Aufnahmen der HiRISE-Kamera zu erkennen war. Eher selten wurde dagegen die Landeplattform des Rovers abgebildet. Bei einem am 29. Januar 2012 erfolgten Überflug des Gusev-Kraters konnte die HiRISE-Kamera diese Landeplattform jetzt erstmals in Farbe aufnehmen. Die Plattform ist auf dieser Aufnahme als kleiner heller Fleck am unteren linken Bildrand zu erkennen. Der leicht rötliche Farbton der Landeplattform wird durch Staubablagerungen hervorgerufen, welche sich im Laufe der vergangenen Jahre auf dieser abgesetzt haben.

Dominiert wird die Szenerie jedoch von dem etwa 200 Meter durchmessenden Bonneville-Krater, welcher von Spirit im März 2004 näher untersucht wurde. Sehr gut kommen auf dieser Aufnahme auch die verschiedenen Strukturen aus Sanddünen zur Geltung, welche sich im Laufe der Zeit im Inneren des Kraters angehäuft haben. Deren Ausrichtung und Morphologie erlaubt den Wissenschaftlern Einblicke in die zumindest in der jüngeren Vergangenheit vorherrschenden Windrichtungen.

Am nördlichen (oberen) Rand des Kraters ist außerdem als ein kleiner heller Punkt das Hitzeschild zu erkennen, welches die Landestation beim Atmosphärenabstieg vor der Reibungshitze geschützt hat und das nach seiner Absprengung von der Landeapparatur separat auf der Marsoberfläche niederging. Aus einer Überflughöhe von 262,7 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera eine Auflösung von 26,3 Zentimetern pro Pixel.

Eine zweite Aufnahme einer mittlerweile leider ebenfalls nicht mehr aktiven Marsmission gelang der HiRISE-Kamera bereits drei Tage zuvor. Bei der Abbildung der den Marsnordpol umgebenden Tiefebene Vastitas Borealis gelangte auch das dort gelegene „Green Valley“, das Landegebiet des im Jahr 2008 aktiven Marslanders Phoenix, in den Aufnahmebereich der Kamera. Aus einer Überflughöhe von 313,3 Kilometern erreichte die HiRISE-Kamera hierbei eine Auflösung von 31,3 Zentimetern pro Pixel.
Auch das Landegebiet von Phoenix wird von den Kameras und Spektrometern der verschiedenen Marsorbiter immer wieder neu abgebildet. Das aktuelle Bild der HiRISE-Kamera diente der Abbildung von Frostablagerungen auf der Marsoberfläche und ist Bestandteil einer kontinuierlich erfolgenden Beobachtung dieser Region. Speziell in den Polarregionen des Mars erfolgt eine regelmäßig stattfindende und von den Jahreszeiten abhängige Veränderung der Oberfläche, welche durch die Kameraaufnahmen dokumentiert werden soll.

Obwohl die Missionen von Spirit und Phoenix jetzt bereits seit mehreren Jahren offiziell beendet sind, sind die an diesen beiden überaus erfolgreichen Missionen beteiligten Wissenschaftler immer noch mit der Auswertung der dabei gewonnenen Daten beschäftigt. Erst vor kurzem wurde zum Beispiel eine Studie publiziert, welche sich auf die Untersuchung des Bodens in der unmittelbaren Umgebung von Phoenix konzentrierte. Die mineralogische Zusammensetzung des Bodens zeigt, dass auf dem Mars seit mindestens 600 Millionen Jahren eine extreme Trockenheit herrscht, so die Ergebnisse des Wissenschaftlerteams um Dr. W. T. Pike vom Imperial College London. Und selbst unter günstigsten Bedingungen könne der Marsboden im Bereich des „Green Valley“ maximal über einen Zeitraum von 5.000 Jahre dem Einfluss von flüssigem Wasser ausgesetzt gewesen sein.

Bei den beiden hier kurz vorgestellten Aufnahmen handelt es sich um zwei von bisher insgesamt über 21.000 Aufnahmen der HiRISE-Kamera, welche auf der Internetseite der University of Arizona einsehbar sind.

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: RAS News Release.

Das Binärsystem, das diese Explosionen verursacht, heißt RS Ophiuchi. Zu diesem gehört der ausgebrannte Überrest eines Sterns, der nun als weißer Zwerg sehr kompakt ist und etwa so klein wie die Erde. Sein Partner ist ein großer, ausgedehnter Roter Riese der selbst kurz davor steht, sich in einen Weißen Zwerg zu verwandeln.

Ähnliche Konstellationen sind schon früher beobachtet worden, diesmal wurde jedoch gezeigt, dass ein Stern innerhalb der Atmosphäre eines anderen explodiert.

Was geschieht?
Wasserstoffgas aus der äußeren Atmosphäre des Roten Riesen wird durch die hohe Gravitation des Weißen Zwergs angezogen. Alle 20 Jahre hat sich genug Gas angesammelt um eine thermonukleare Explosion auf der Oberfläche des Weißen Zwerges zu entzünden. In weniger als einem Tag erreicht der eigentlich leuchtschwache Weiße Zwerg die 100.000-fache Helligkeit der Sonne. Der größte Teil des Gases wird ins All hinaus geblasen.

„Die Explosion ähnelt der einer Wasserstoffbombe auf der Erde“, sagte Studienleiter Sumner Starrfield von der Arizona State University. „RS Ophiuchi ist sozusagen eine der größten und stärksten Wasserstoffbomben im Universum.“

Die letzte Explosion des 5000 Lichtjahre entfernten Systems konnte am 12. Februar 2006 auf der Erde mit bloßem Auge beobachtet werden. Mehrere Teleskope auf der Erde und im All beobachteten das Ereignis ebenfalls.

Größer als das Sonnensystem
„Wir waren überrascht, als wir sahen, wie groß dieser Stern im Röntgenlicht erschien, und dann veränderte er sich jeden Tag“, sagte Starrfield. „Wir schätzen, dass das Gas eine Temperatur von 100 Millionen Grad erreichte, sechs Mal so heiß wie das Gas im inneren unserer Sonne.“

Eine Gaswolke von der Masse der Erde wurde mit mehreren Millionen Stundenkilometern vom Stern weg geschleudert. „Das expandierende Gas hat inzwischen die Größe des Sonnensystems erreicht“, so Starrfield.

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