Wie viele Planeten hat das Sonnensystem für euch? Lange Zeit waren lediglich sechs Planeten bekannt. Im 18. Jahrhundert entdeckte dann William Herschel den siebten Planeten Uranus und das auch eher zufällig. Die etwas seltsame Umlaufbahn des Uranus um die Sonne verriet schließlich, dass da draußen noch ein achter Planet sein musste: Neptun. Und die Frage lautete: Kommt dann noch ein weiterer Planet oder ist nach Neptun endgültig Schluss?

Rund 75 Jahre lang lautete die Antwort auf diese Frage: Da kommt noch ein neunter Planet – Pluto! Zwar war nach dessen Entdeckung schnell klar, dass der nicht so recht zu den anderen Planeten im Sonnensystem passen wollte: Er ist weder ein echter Gesteinsplanet noch ein Gasriese, sondern eher eine winzige Kugel weit draußen im All, die die Sonne auf einer Umlaufbahn umrundet, die aus einigen Gründen äußerst seltsam ist. Schnell kamen Zweifel an Plutos Status als neunter Planet auf. Aber irgendwie hatte man ihn auch liebgewonnen, den einsamen Wanderer jenseits des Neptuns.

In dieser Folge hat Franzi kein Herz für Pluto – zumindest nicht als Planet. Sie erzählt die Geschichte, wie Pluto zunächst als neunter Planet im Sonnensystem gefeiert wurde, nur um schließlich in einer kontroversen Abstimmung im Jahr 2006 zum Zwergplaneten degradiert zu werden – und sie erzählt, was derjenige Astronom entdeckt hat, der auszog, um einen ganz neuen, zehnten Planeten zu entdecken und stattdessen als „Plutokiller“ bekannt wurde.

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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• Zwergplaneten? Eben, Pluto ist kein Planet mehr

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Quelle: Universität Innsbruck 19. Juli 2024.

19. Juli 2024 – Die Forschungsgruppe von Thomas Lörting am Institut für Physikalische Chemie der Universität Innsbruck beschäftigt sich mit den vielfältigen und besonderen Eigenschaften von Eis und Wasser. So haben die Wissenschaftler:innen im Labor neue Eisformen entdeckt und konnten in der Vergangenheit zeigen, dass Wasser aus zwei unterschiedlichen Flüssigkeiten besteht. Die Arbeitsgruppe ist in der Lage, im Labor auch Eisformen herzustellen, die nicht natürlich auf der Erde vorkommen, in den Weiten des Weltalls aber sehr wohl. „Für die Herstellung dieser Eisformen benötigt es sehr tiefe Temperaturen und/oder einen sehr hohen Druck“, erklärt die Chemikerin Christina M. Tonauer aus dem Team von Thomas Lörting. Die Erkenntnisse zu den Eisformen finden in verschiedenen Bereichen Anwendung. Für die Weltraumforschung sind sie wichtig, weil so die Bedingungen ergründet werden können, unter denen dort Eis entsteht, und wo es zu finden ist.

Zwanzig verschiedene Eisformen sind bisher bekannt. Und während auf der Erdoberfläche nur sogenanntes hexagonales Eis beobachtet wird, vermutet die Wissenschaft im Inneren der Eisgiganten Uranus und Neptun oder auf den von kilometerdicken Eisschichten überzogen Eismonden von Jupiter und Saturn eine Vielzahl unterschiedlicher Eisstrukturen. Zum ersten Mal liefern die Innsbrucker Chemiker:innen nun Spektren dieser Eisformen im Nahinfrarotbereich, einem Frequenzbereich, in dem auch das neue James-Webb-Weltraumteleskop misst. Die im Weltall gemessenen Daten können mit den im Labor in Innsbruck ermittelten Spektren verglichen werden und so Aussagen über Art und Struktur des Eises im All gewonnen werden.

Neue Messmethode entwickelt
Gelungen ist Christina M. Tonauer die Erstellung der Nahinfrarotspektren in Kooperation mit der Forschungsgruppe um Christian Huck am Institut für Analytische Chemie und Radiochemie der Universität Innsbruck, einem Spezialisten der Nahinfrarot-Spektroskopie. „Die große Schwierigkeit war, das Eis für die Dauer der Messung auf minus 196 Grad Celsius zu halten, damit es sich nicht umformt“, erzählt Christina M. Tonauer. „Wir mussten eine Methode entwickeln, um die Proben unter Zuhilfenahme von flüssigem Stickstoff in einem für Raumtemperaturen konzipierten Spektrometer messen zu können.“

Die Wissenschaftler:innen waren erfolgreich und fanden in den Spektren im Wellenlängenbereich von 1 bis 2,5 Mikrometer zahlreiche charakteristische Merkmale, anhand derer etwa die Dichte und Porosität des Eises bestimmt werden können. „In diesem Wellenlängenbereich misst auch einer der Spektrografen am James-Webb-Weltraumteleskop“, erklärt Thomas Lörting. „Unsere Labordaten können als Referenzwerte für die Interpretation von Messungen im All herangezogen werden. So lernen wir vielleicht bald mehr über das Eis und Wasser im All.“

Die Forschung fand im Rahmen der Forschungsplattform Material- und Nanowissenschaften an der Universität Innsbruck statt, die Anfang des Jahres zum Forschungsschwerpunkt Funktionelle Materialwissenschaften (FunMAT) aufgewertet wurde.

Originalpublikation:
Near-infrared Spectroscopy for Remote Sensing of Porosity, Density and Cubicity of Crystalline and Amorphous H₂O Ices in Astrophysical Environment. Christina Tonauer et al. The Astrophysical Journal 2024
DOI: doi.org/10.3847/1538-4357/ad4f82
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4f82
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad4f82/pdf

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• Leben im Universum

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Quelle: GFZ.

14. Oktober 2021 – Die Ergebnisse sind im renommierten Fachmagazin Nature Physics erschienen. Sie liefern ein weiteres Puzzle-Teil im Spektrum der Erscheinungsformen von Wasser. Und können möglicherweise auch dazu beitragen, die ungewöhnlichen Magnetfelder der stark wasserhaltigen Planeten Uranus und Neptun zu erklären.

Heißes Eis?
Eis ist kalt. Jedenfalls Eis vom Typ I, wie wir es von unserem Eisfach kennen, vom Schnee oder vom zugefrorenen See. In Planeten oder in den Hochdruck-Stempel-Zellen von Laboren gibt es auch Eis von anderem Typ, VII oder VIII zum Beispiel, das bei Temperaturen von einigen Hundert oder Tausend Grad existiert. Allerdings nur, weil dort zusätzlich sehr hohe Drücke von einigen zehn Gigapascal herrschen – bis zum Millionenfachen des Luftdrucks.

Druck und Temperatur spannen den Raum für das sogenannte Phasendiagramm eines Stoffes auf: In Abhängigkeit dieser beiden Parameter werden hier die verschiedenen Erscheinungsformen von Wasser und die Übergänge zwischen fest, gasförmig, flüssig und hybriden Zuständen verzeichnet – wie sie theoretisch vorhergesagt werden oder bereits im Experiment nachgewiesen wurden.

Verbindung grundlegender Physik mit geologischen Fragestellungen
Je höher Druck und Temperatur, desto schwieriger sind solche Experimente. Und so weist das Phasendiagramm von Wasser – mit Eis als dessen fester Phase – in den extremen Bereichen noch etliche Ungenauigkeiten und Unstimmigkeiten auf.

„Wasser ist eigentlich eine relativ simple chemische Verbindung aus einem Sauerstoff- und zwei Wasserstoff-Atomen. Dennoch ist es mit seinem vielfach ungewöhnlichen Verhalten immer noch nicht gänzlich verstanden. Hier kommen grundlegende physikalische und geowissenschaftliche Interessen zusammen. Denn Wasser spielt für viele Planeten auch im Inneren eine wichtige Rolle. Nicht nur bezüglich der Entstehung von Leben und Landschaften, sondern – im Falle der stark wasserhaltigen Gasplaneten Uranus und Neptun – auch für die Entstehung von deren ungewöhnlichem planetaren Magnetfeld“, sagt Sergey Lobanov, Geophysiker am GFZ.

Einzigartige Bedingungen im Labor
Sergey Lobanov gehört zum Team um Erstautor Vitali Prakapenka und Nicholas Holtgrewe, beide von der University of Chicago, sowie Alexander Goncharov von der Carnegie Institution of Washington. Sie haben den Phasenraum von Wasser nun in seinen Extremen weiter vermessen. Mit laserbeheizten Diamant-Stempelzellen – von der Größe einer Computer-Maus – haben sie hohen Drücke bis zu 150 Gigapascal (ca. 1,5 Millionenfacher Atmosphärendruck) und Temperaturen von bis zu 6.500 Kelvin (ca. 6.227 Grad Celsius) erzeugt. In dem winzigen Probenraum (das Volumen entspricht einem Würfel von nur rund zwei Hundertstel Millimeter Kantenlänge) herrschen dann Bedingungen, wie sie im Inneren von Neptun oder Uranus in einigen Tausend Kilometern Tiefe vorkommen.

Wie sich bei diesen Bedingungen die Kristallstruktur ändert, haben die Wissenschaftler mithilfe von Röntgenbeugung beobachtet. Dazu nutzten sie die extrem intensive Synchrotron-Röntgenstrahlung an der Advanced Photon Source (APS) des Argonne National Laboratory der University of Chicago. Eine zweite Serie von Experimenten am Earth and Planets Laboratory der Carnegie Institution of Washington nutzte optische Spektroskopie, um daraus die elektrische Leitfähigkeit zu bestimmen.

Strukturveränderungen des Eises beim Durchfahren des Phasenraums: Entstehen von superionischem Eis

Die Forscher haben aus Wasser bei Raumtemperatur durch Erhöhen des Drucks auf einige zehn Gigapascal zunächst Eis VII oder Eis X hergestellt (vergleiche das Phasendiagramm). Bei konstantem Druck erhöhten sie dann durch Beschuss mit Laserlicht die Temperatur. Dabei beobachteten sie, wie sich die kristalline Eisstruktur verändert: Zunächst bewegten sich die Sauerstoff- wie die Wasserstoff-Atome ein wenig um ihre fixen Positionen. Dann blieb nur noch der Sauerstoff fest und bildete ein eigenes kubisches Kristallgitter. Bei steigender Temperatur ionisierte der Wasserstoff, gab also sein einziges Elektron ans Sauerstoffgitter ab. Sein Atomkern – ein positiv geladenes Proton – sauste dann durch diesen Festkörper, der dadurch elektrisch leitend wird. Auf diese Weise entsteht ein Hybrid aus fest und flüssig: superionisches Eis.

Seine Existenz wurde auf Basis diverser Modelle vorhergesagt und bereits verschiedentlich unter Laborbedingungen beobachtet. Die Wissenschaftler konnten nun zwei superionische Eis-Phasen – Eis XVIII und Eis XX – erzeugen und identifizieren und die Druck- und Temperaturbedingungen beschreiben, in denen sie stabil existieren. „Aufgrund ihrer ausgeprägten Dichte und erhöhten optischen Leitfähigkeit ordnen wir die beobachteten Strukturen den theoretisch vorhergesagten superionischen Eisphasen zu“, erläutert Lobanov.

Konsequenzen für die Erklärung des Magnetfelds von Uranus und Neptun

Insbesondere der Phasenübergang hin zu einer leitenden Flüssigkeit hat interessante Konsequenzen für die offenen Fragen rund um das Magnetfeld von Uranus und Neptun, die vermutlich zu über sechzig Prozent aus Wasser bestehen. Das Magnetfeld ist insofern ungewöhnlich, als es nicht – wie bei der Erde – quasi parallel und symmetrisch zur Rotationsachse verläuft, sondern schief und unzentriert liegt. Modelle zu seiner Entstehung gehen daher davon aus, dass es nicht – wie bei der Erde – durch Bewegung von flüssigem Eisen im Kern erzeugt wird, sondern durch eine leitende, wasserreiche flüssige Schicht im äußeren Drittel der beiden Planeten.

„Im Phasendiagramm können wir Druck und Temperatur im Inneren von Uranus und Neptun einzeichnen. Dabei kann der Druck grob als Maß für die Tiefe im Inneren gelten. Anhand der von uns präziser vermessenen Phasengrenzen sehen wir, dass in beiden Planeten etwa das obere Drittel flüssig ist, und im tieferen Inneren superionisches Eis existiert. Das bestätigt die Vorhersagen über den Ursprung des beobachteten Magnetfelds“, resümiert Lobanov.

Ausblick
Weitere Untersuchungen, um die innere Struktur und das Magnetfeld der beiden Gasplaneten noch besser aufzuklären, werden künftig auch am GFZ selbst gemacht, betont der Geophysiker. Hier gibt es neben den bereits verwendeten Diamant-Stempelzellen sowohl das entsprechende Hochdrucklabor wie auch die hochempfindlichen spektroskopischen Messgeräte. Letztere hat Lobanov im Rahmen seiner Förderung als Leiter der Helmholtz Young Investigators Group CLEAR aufgebaut, um die Phänomene der tiefen Erde mit unkonventionellen ultraschnellen zeitaufgelösten Spektroskopietechniken zu untersuchen.

Projektförderung:
Die Arbeit von Sergey Lobanov wurde im Rahmen der Helmholtz Young Investigators Group CLEAR (VH-NG-1325) gefördert.

Originalstudie:
Prakapenka, V.B., Holtgrewe, N., Lobanov, S.S., and Goncharov, A. 2021. Strucutre and properties of two superionic ice phases. Nature Physics. DOI: 10.1038/s41567-021-01351-8

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Wasser im Sonnensystem

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Autor: Star-Light.

Uranus ist der siebte Planet im Sonnensystem von der Sonne aus betrachtet. Er gehört zu den äußeren Planeten jenseits des Asteroidengürtels.

Seine Entdeckung wird Wilhelm Herschel (Astronom 15. Nov 1738 – 25. Aug 1822) zugeschrieben. Er erkannte als erster, dass es sich um einen Planeten handelt. Uranus ähnelt den anderen Gasriesen und ist doch etwas besonderes. Seine Achsneigung beträgt 97,77 Grad. Damit kann man Uranus mit einem vorwärts rollenden Ball vergleichen. Seine Durchschnittstemperatur ist mit -197 Grad die niedrigste im Sonnensystem.

Vieles was wir heute über Uranus wissen verdanken wir der „Grand Tour“ die Voyager 2 durch unser Sonnensystem machte und dabei im Januar 1986 am Uranus vorbei flog.
Bisher sind 27 Monde und 13 Ringe bekannt.

Die Monde sind nach Figuren aus William Shakespeare und Alexander Pope benannt. Im Vergleich mit der Erde hat Uranus die 14,5 fache Masse der Erde und ihren 4-fachen Durchmesser.

Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff (82,5%), Helium 15,2 % und Methan 2,3%. Sollte es noch eine weitere Mission zum Uranus geben, könnte dies zur weiteren Entdeckungen von Ringen, oder Monden führen.

Zahlen Daten und Fakten über den Planeten hat die NASA in englischer Sprache im NASA Uranus Fact Sheet zusammengestellt

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Raumfahrer.net, Institut für Astronomie der Universität Wien, ArXiv, Wikipedia.

Bei einem Trojaner-Asteroiden handelt es sich um einen Vertreter einer speziellen Klasse von Asteroiden, welche einem Planeten auf dessen Bahn um die Sonne vorauseilen beziehungsweise folgen. Die Trojaner bewegen sich dabei auf der gleichen Umlaufbahn wie ihr jeweiliger Planet, befinden sich dabei aber immer im Bereich der 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5. Diese Lagrange-Punkte, welche auch als Librations-Punkte bezeichnet werden, stellen die nach dem italienischen Astronomen und Mathematiker Joseph-Louis Lagrange benannten Gleichgewichtspunkte des eingeschränkten Dreikörperproblems der Himmelsmechanik dar.

An diesen Punkten heben sich die Gravitationskräfte benachbarter Himmelskörper und die Zentrifugalkraft ihrer Bewegung gegenseitig auf, so dass jeder der drei beteiligten Körper (Sonne, Planet und Asteroid) in seinem Bezugssystem kräftefrei ist und bezüglich der anderen beiden Körper immer denselben Ort einnimmt. Auf diese Weise entstehen an den Lagrange-Punkten Zonen mit einem niedrigen Gravitationspotenzial. Drei der Lagrange-Punkte, nämlich L1, L2 und L3 sind dabei unstabil, so dass bereits leichte gravitative Wechselwirkungen zu einem Entweichen von eventuell dort befindlichen Objekten führen können.

Die Punkte L4 und L5, welche sich 60 Grad vor beziehungsweise hinter dem Planeten befinden, sind dagegen relativ stabil, so dass sich dort kleinere Himmelskörper sammeln und anschließend theoretisch über einen fast unbegrenzt langen Zeitraum aufhalten können. Da die Trojaner-Asteroiden dabei genauso lange für einen Sonnenumlauf benötigen wie der Planet, dem sie folgen beziehungsweise vorauseilen, nähern sie sich diesem nie an und können somit auch nicht mit ihm kollidieren.

Bisher konnten in unserem Sonnensystem lediglich bei vier Planeten solche „Trojaner-Asteroiden“ nachgewiesen werden. Das erste nachgewiesene Objekt dieser Klasse von Kleinkörpern in unserem Sonnensystem war der im Jahr 1906 von dem deutschen Astronomen Max Wolf in Heidelberg entdeckte Asteroid (588) Achilles, welcher die Sonne auf der gleichen Umlaufbahn wie der Jupiter, dem größten Planeten innerhalb unseres Sonnensystems, umrundet. Derzeit sind den Astronomen 5.846 Jupiter-Trojaner bekannt, von denen sich 3.848 am Lagrange-Punkt L4 befinden und dem Riesenplaneten somit vorauslaufen. Weitere 1.998 Trojaner befinden sich dagegen im Bereich des Lagrange-Punktes L5 und folgen dem Jupiter auf dessen Umlaufbahn um die Sonne (Stand vom 6. April 2013).

Seit dem Jahr 1990 gelang zudem der gesicherte Nachweis von bisher drei Mars-Trojanern, von denen sich zwei am Lagrange-Punkt L5 und einer am Lagrange-Punkt L4 befinden. Der äußerste Planet unseres Sonnensystems, der Gasplanet Neptun wird ebenfalls von mehreren kleinen Himmelskörpern begleitet. Seit dem Jahr 2001 konnten auf dessen Umlaufbahn neun Trojaner-Asteroiden nachgewiesen werden. Und seit dem Jahr 2011 ist zudem bekannt, dass auch unser Heimatplanet von mindestens einem Trojaner-Asteroiden begleitet wird (Raumfahrer.net berichtete). Bei den verbleibenden vier Planeten unseres Sonnensystems – Merkur, Venus, Saturn und Uranus – verlief die Suche nach Trojaner-Asteroiden dagegen bis vor Kurzem ergebnislos.

In einer im Jahr 2010 veröffentlichten Publikation stellten die Astronomen Rudolf Dvorak, A. Blazsò (beide von der Universität Wien) und L.-Y. Zhou (Departement of Astronomy der Universität Nanjing/China) ein Modell vor, welches zeigte, dass die auf den Umlaufbahnen der Planeten Saturn und Uranus gelegenen Lagrange-Punkte L4 und L5 überwiegend instabil sind, was das dortige Verbleiben von eventuell vorhandenen Trojaner-Asteroiden über längere Zeiträume hinweg ausschließt. Allerdings, so die Wissenschaftler, existieren demzufolge im Bereich der Umlaufbahn des Uranus sehr wohl einige Nischen, welche die dortige Existenz von Trojaner-Asteroiden über kürzere Zeiträume zulassen.

Diese Vermutung scheint sich jetzt zu bestätigen: In einer demnächst erscheinenden Publikation wird ein aus fünf kanadischen und französischen Astronomen bestehendes Team mit Mike Alexandersen von der University of British Columbia/Kanada als Erstautor von der Entdeckung eines Kleinplaneten namens 2011 QF99 berichten, bei dem es sich anscheinend tatsächlich um den ersten bekannten Trojaner des Uranus handelt. Die Auswertungen von 29 astrometrischen Messungen ergaben, dass sich der Asteroid in einer 1:1-Resonanz mit dem Planeten Uranus befindet.

Der Asteroid 2011 QF99 verfügt bei der Zugrundelegung einer Albedo von fünf Prozent über einen Durchmesser von etwa 60 Kilometern. Die Berechnungen der Astronomen ergaben, dass der Asteroid den Uranus allerdings erst seit wenigen Dutzend Millionen Jahren begleiten kann. Seine vorherige Umlaufbahn um die Sonne befand sich zwischen den Orbitbahnen der Planeten Jupiter und Neptun, was ihn zu einem sogenannten Zentauren machte. Dabei gelangte er vor in kosmischen Maßstäben betrachtet erst kurzer Zeit in den Einflussbereich des Uranus und wurde schließlich an dessen L4-Punkt „gefangen“. Der dortige Aufenthalt wird jedoch nur von relativ kurzer Dauer sein. Bereits in wenigen hunderttausend Jahren wird 2011 QF99 den Einflussbereich des L4-Punktes wieder verlassen und die Sonne anschließend erneut als Centaur-Asteroid umkreisen.

Die hier kurz vorgestellte Entdeckung gelang den beteiligten Astronomen in den Jahren 2011 und 2012 unter Verwendung des auf Hawaii befindlichen Canada-France-Hawaii Telescope (kurz „CFHT“). Das eigentliche Ziel der Astronomen bestand dabei in der Suche und Erforschung von bisher noch nicht bekannten Asteroiden, deren Umlaufbahnen sich jenseits der Umlaufbahn des Jupiters befinden. Durch diese Arbeit konnte jetzt auch nachgewiesen werden, dass auch der Uranus gegenwärtig von mindestens einem Trojaner begleitet wird.

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• Planet Uranus
• Asteroidengürtel
• Trojanischer Asteroid in Erdbahn entdeckt

Fachartikel von Mike Alexandersen et al.:

• The first known Uranian Trojan and the frequenzy of temporary giant-planet co-orbitals (engl.)

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Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: University of Wisconsin, Madison.

Die nun vorgelegten Aufnahmen sind wesentlich detailreicher als zum Beispiel die Voyager-Aufnahmen von 1986 und auch besser als alle anderen, die jemals von diesem Planeten gemacht worden sind. Das jedenfalls meint Lawrence Smorovsky von der Universität von Wisconsin in Madison, der die Gruppe der Wissenschaftler leitet.

Bisher war bekannt, dass in der aus Wasserstoff, Helium und Methan bestehenden Atmosphäre des Planeten Winde mit einer Geschwindigkeit von bis zu 700 km/h wehen. Dies ist für die Wissenschaftler überraschend, weil für so starke Ausgleichsströmungen eigentlich die Energie fehlt – ist die Sonne doch im Durchschnitt 2,9 Milliarden Kilometer entfernt.

Schon im Jahre 2004 gewann man am Keck-Teleskop Aufnahmen, auf denen man in der Nördlichen Hemisphäre großformatige Wolkenstrukturen entdeckte und in der südlichen Hemisphäre einen großen, sich um mehrere Breitengrade bewegenden Sturm.

Die Gründe für das Verhalten dieser Systeme wollen die Wissenschaftler nun mit ihren Bildern erhellen. Die Gruppe nutzte dafür das Keck-II-Teleskop und gewann die Infrarotbilder über zwei Nächte hinweg durch unterschiedliche Filter. Die Ergebnisse zeigen weitere Wolkenbänder südlich des Äquators und Konvektionsströmungen in der nordpolaren Region. Insgesamt deuten die bisherigen Forschungen auf eine sehr asymmetrische Situation in den beiden Hemisphären des Planeten hin. Eine mögliche Erklärung hierfür wäre es laut Smorovsky, dass das Methan durch eine Art atmosphärisches Fließband in Richtung Nordpol bewegt werde, wo es aufsteige und so die Anzeichen der Konvektionströmungen zeige, die die Wissenschaftler auf den Bildern erkannt haben.

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• Planet Uranus

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Co-Autor dieses Artikels ist Günther Glatzel.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Vertont von Dominik Mayer.

Aber es gab auch Ereignisse am Himmel ohne Hilfe von Hubble und Co. zu beobachten. Am 3. Oktober 2005, zwischen 9.45 Uhr und 10.05 Uhr MESZ begann im deutschsprachigen Raum eine *kleine Sonnenfinsternis* (partielle Phase), bei einem Sonnenstand von ca. 23,5° über dem Horizont. Nach ca. 68 Minuten bedeckte der Mond etwa 65 % der Sonnenscheibe, wobei die untere Sonnenhälfte abgedeckt wurde. Nach 99 Minuten war das Schauspiel vorbei.

Der Mond ist 4.527 Millionen Jahre (+/- 10 Millionen) alt. Das fanden im Jahr 2005 Wissenschaftler heraus und bestätigten damit auch das Alter unserer Erde. Anhand von Mondproben aus dem Apollo-Programm untersuchten sie eine Wolfram-Art, das Isotop Wolfram-182. Aus der unterschiedlichen Häufigkeit in den verschiedenen Proben, meinen die Wissenschaftler das genaue Alter berechnen zu können.

Von unseren Planeten im Sonnensystem war Mars das am intensivsten untersuchte Objekt. Mars hatte am 30. Oktober um 3.15 Uhr MEZ mit 0,46405 AE = 69.421.589 km seine größte Annäherung zur Erde. Der Rover Spirit hat bei seiner Exkursion auf der Mars-Oberfläche in den Columbia-Hills das Mineral Geothit (FeOOH) gefunden, welches durch Verwitterung von eisenhaltigen Mineralien entsteht. Somit ist bewiesen, dass es auf dem Mars Wasser gab. Aber auch die Polkappen, bestehend aus Kohlendioxid (Trockeneis), könnten einen geringen Anteil von gefrorenem Wasser enthalten.
In der Region Chryse Planitia hat das Spezialradar der Raumsonde Mars Express ein unterirdisches Eisfeld mit einem Durchmesser von 250 km entdeckt.

Der Ring-Planet Saturn, sowie seine Monde und Ringe standen ebenfalls im Fokus der Forschung. So wurden Polarlichter und eine Wärmekappe am Südpol des Planeten gefunden. Dank der Cassini Mission bekommen wir von den Monden des Saturn faszinierende Bilder geliefert.
Der Saturnmond Enceladus hat eine dünne Wasseratmosphäre, die sich ständig erneuert. Sein Vulkanismus könnte Hauptursache für die Existenz der Saturnringe sein. Außerdem bricht auch heute noch seine eisige Oberfläche auf. Aus diesen Rissen hervorquellendes Wasser bildet neues, kristallines Eis (helle Tigerstreifen).

Auf Titan, dem größten Mond des Saturn und dem zweitgrößten im Sonnensystem, gibt es offenbar keine Flüsse und Seen aus Methan (CH4). Wolken sind selten und lösen sich schnell auf. Bei dem dritten Cassini-fly-by am 15. Februar wurde ein großes Einschlagbecken mit ca. 450 km Durchmesser entdeckt.
Durch Einwirkung der Erosion ist die Struktur erheblich verändert. Das und die Aufnahmen von ausgetrockneten Flussläufen und anderen Beckenlinien führte zu der Vermutung, dass Regen eher selten ist, aber dann sintflutartig niedergeht.
Der kleine Saturnmond Prometheus und die Mini-Monde S/2004 S3 und S/2004 S6 wirbeln die Ringe, besonders den F-Ring, durcheinander und sorgen für spiralartige Strukturen und Speichen.

Neue Monde sind 2005 bei den Planeten Saturn, Pluto und Uranus gefunden worden, bei Uranus entdeckte man außerdem zwei weitere Ringe.

Mitte des Jahres entfachte ein heftiger Streit um die Erweiterung unseres kulturhistorischen Sonnensystems mit den vorhandenen 9 Planeten. Kurz nacheinander wurden drei KBO´s entdeckt, und zwar 2003 UB 313 Xena, 2003 EL 61 Santana und 2005 FY 9 Easterbunny. Diese Objekte entstammen dem Edgeworth-Kuiper-Belt, oder auch Kuiper Gürtel genannt. Der Kuiper Gürtel ist eine scheibenförmige Region, die sich hinter der Neptunbahn in einer Entfernung von 30 – 50 AE befindet. Die neu gefundenen Himmelskörper sollten nach Forderung von Astronomen als weitere Planeten, zu den schon vorhandenen, aufgenommen werden. Gegner dieser Überlegung lehnten das strikt ab. Um den Streit zu schlichten, schaltete sich die IAU in Paris ein und stellte einem Gremium aus Astronomen die Aufgabe, die Mindestanforderung an einen Planeten zu formulieren. Bei dieser Gelegenheit sollte dem Pluto das Prädikat Planet aberkannt werden. Es sind zwar einige Vorschläge gemacht worden, eine endgültige Entscheidung wurde aber nicht getroffen. Somit bleibt es vorerst bei 9 Planeten. Die neuentdeckten Objekte tragen den Titel Transneptune.

Im Bereich deepsky tat sich auch Einiges. Schlagartig wurden 2005 über 50 Exoplaneten entdeckt.
Exoplaneten sind Planeten außerhalb unseres Sonnensystems. Um diese Objekte nachweisen zu können, wurde das Spitzer-Weltraumteleskop eingesetzt. Spitzer konnte erstmals Anfang 2005 durch die Transitmethode (indirekte Nachweismethode) im Infrarotlicht den Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern erbringen. Aber auch erdgebundene Teleskope waren erfolgreich bei der Suche nach Exoplaneten. Im Februar 2005 erzielte das VLT der ESA Aufnahmen vom 2M1207 und im März konnte eine Gruppe von Astronomen der Uni-Sternwarte Jena einen Exoplaneten beim Stern GQ Lupi aufnehmen. Weitere Exoplaneten bei Gliese 876 und my Arae wurden dokumentiert. Aber diese Planeten sind nicht für latentes Leben geeignet, da sie Gasriesen oder „hot Jupiters“ sind, sie könnten aber Monde besitzen, die ähnlich der Erde, eine lebensfähige Basis haben.

Die Suche nach Planeten im Bereich der DBZ geht also weiter, vielversprechend ist die Mission COROT, die ab Oktober 2006 mit einem 27 cm Teleskop Helligkeitsschwankungen bei Sternen suchen soll.

Das Spitzer Weltraumteleskop hat noch weitere hervorragende Bilder aufgenommen. Beim ca. 135 Lj. entfernten Stern HD 12039, Typ G, sonnenähnlich aber erst 30 Millionen Jahre alt, konnte es die Infrarotstrahlung eines Asteroidengürtels nachweisen. Diese Situation entspricht der während der Bildung des Sonnensystems vor 4,6 Milliarden Jahren.
Bei dem bisher kleinsten entdeckten Stern, ein brauner Zwerg, Cha 110913, wurde eine Staub- und Gasscheibe gesichtet. Cha ist selbst erst 2 Millionen Jahre alt, befindet sich also noch im stellaren Säuglingsalter. Eine mögliche Entstehung von Planeten in diesem Mini-Sonnensysten würde noch mehrere Millionen Jahre dauern.

Wissenschaftler haben jetzt mit dem VLBA, eine Kette von Radioteleskopen in den USA, den genauen Abstand der Sonne zum außenliegenden Perseus-Arm in unserer Milchstrasse gemessen. Nach 5 Messungen in diesem Jahr kamen sie auf ein Ergebnis von 6.380 Lj. Unsere Sonne befindet sich im kurzen, eher unscheinbaren Orion-Arm, 26.500 Lj. vom galaktischen Zentrum entfernt.

Kontrovers wurde über dunkle Materie und dunkle Energie diskutiert. Mittlerweile halten einige kluge Köpfe das Konstrukt für überflüssig, andere erreichen Vereinfachungen, indem sie zusätzliche Dimensionen aus der String-Theorie in die Kosmologie übernehmen und damit gute mathematische Modelle erhalten. Auch wurden neue Kandidaten für die dunkle Materie gefunden, die aber immer nur ein paar Prozentpunkte liefern.

Dem schwarzen Loch im Zentrum unserer Galaxis, Sagittarius A*, ist man wieder ein Stück näher gekommen. Seine räumliche Ausdehnung kann mittlerweile mit ca. 1 AE angegeben werden. In seiner Umgebung vermuten die Wissenschaftler Tausende kleiner Singularitäten. Außerdem ließ sich anhand der Anregung einer nahen Gaswolke zurückliegende Aktivität nachweisen.

Einweihungen und first lights konnte man 2005 für mehrere Teleskopanlagen feiern. Condor, ein neuartiger Detektor für das APEX wurde in Betrieb genommen. Das LBT lieferte mit einem der 2 neuen 8,4 m Spiegel die ersten fantastischen Aufnahmen. Der Bau des Pierre-Auger-Observatory wurde gestartet, das 11 m-Teleskop Salt wurde am 9. November eingeweiht und der Startschuss für die Verwirklichung des Projektes ALMA gegeben.

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Der Beitrag Astronomie-Jahresrückblick 2005 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: NASA.

Einleitung

Der drittgrößte Planet unseres Sonnensystems ist nach einer Gottheit der griechischen und römischen Mythologie benannt. Dort war Uranus der erste Gott des Himmels und mit Gaia, der Göttin der Erde, verheiratet. Ähnlich wie Jupiter und Saturn ist auch Uranus ein so genannter Gasriese und mit einem Ringsystem sowie einer Vielzahl von Monden ausgestattet.
Uranus war der erste Planet, der erst nach Erfindung des Teleskops im Jahre 1609 durch Galileo Galilei entdeckt wurde. Der deutsch-britische Astronom William Herschel entdeckte ihn am 13. März 1781, obwohl er schon im Jahr 1690 durch den ersten englischen Hofastronomen John Flamsteed (und vor Herschels Entdeckung noch von mindestens vier weiteren Astronomen) gesichtet worden war. Flamsteed hielt Uranus jedoch irrtümlich für einen Stern und katalogisierte ihn unter der Bezeichnung 34 Tauri. Doch auch Herschel erlag zunächst einem Irrtum und nahm eine Zeitlang an, dass er einen Kometen entdeckt hätte.

Seine heutige, auf den Vorschlag des deutschen Astronomen Johann Bode zurückgehende Bezeichnung setzte sich erst Mitte des 19. Jahrhunderts durch. Von Herschel erhielt er zunächst den Namen Georgium Sidus, eine Referenz an den König Georg III. von England, dem Förderer Herschels, während er zeitweise auch nach seinem Entdecker Herschel genannt wurde. Im Jahr 1787 entdeckte der Komponist und Astronom dann auch noch zwei Uranus-Monde.

Dieser Artikel ist in folgende Kapitel unterteilt:

Lage und Einordnung

Aufbau und Atmosphäre

Monde

Das Ringsystem

Missionen

Fakten

Lage und Einordnung

Uranus ist nach Jupiter und Saturn der drittgrößte Planet des Sonnensystems und zählt zu den so genannten Äußeren Planeten. Von der Sonne aus gezählt ist er der siebte Planet und mit rund 2,8 Milliarden Kilometer fast zwanzigmal so weit wie die Erde von der Sonne entfernt, weswegen er 84 Jahre für einen Umlauf benötigt. Bis heute sind 27 Monde entdeckt worden, womit er in der entsprechenden Rangliste in unserem Sonnensystem auf Platz drei liegt. Uranus‘ Umlaufbahn um die Sonne weicht nur wenig mehr als die der Erde von einer Kreisform ab.

Ausgesprochen exotisch ist die Anordnung der Rotationsachse des Planeten, die fast genau im rechten Winkel zur Ebene seiner Umlaufbahn liegt (bei der Erde beträgt diese Neigung der Rotationsachse gegenüber der so genannten Ekliptik nur etwa 23 Grad). Als Ursache für diese einzigartige Ausrichtung der planetaren Rotationsachse wird der Zusammenprall mit einem anderen, planetengroßen Himmelskörper in der Frühzeit von Uranus vermutet. Ähnlich exotisch sind auch die Magnetpole des Planeten angeordnet, denn die Achse des Magnetfeldes ist gegenüber der Rotationsachse um 60 Grad geneigt und noch dazu um ein Drittel des Uranusdurchmessers vom Planetenzentrum verschoben.

Aufbau und Atmosphäre

Auch Uranus ist einer der so genannten Gasriesen ohne feste, klar definierte Oberfläche. Der Großteil seiner Masse (rund 80 Prozent) ist in einem ausgedehnten Kern aus gefrorenem Material konzentriert, im Wesentlichen eine Komposition aus Wasser, Methan und Ammoniak. Seine stürmische Atmosphäre – die amerikanische Raumsonde Voyager 2 hat Winde zwischen 100 und 600 Stundenkilometer gemessen – besteht fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium, ähnelt in dieser Hinsicht also Jupiter und Saturn.

Dass sich Uranus dem Betrachter blau-grün präsentiert liegt an dem Methan in den obersten Schichten der Atmosphäre: dieses Gas absorbiert rotes Licht und reflektiert blaues Licht sehr gut. Die von Voyager 2 und dem Hubble Space Telescope beobachteten filigranen Wolken bestehend eventuell aus gefrorenen Methan-Kristallen. Die Temperatur in der Atmosphäre liegt an der Wolkenobergrenze bei etwa -215° C.

Diese wegen der großen Entfernung zur Sonne extrem niedrige Temperatur ist auch der Grund dafür, warum es auf Uranus trotz der eigentümlichen Neigung der Rotationsachse des Planeten gegenüber der Ekliptik nur geringe Temperaturunterschiede zwischen der von der Sonne beschienenen und der im Schatten liegenden Hälfte gibt: Die Sonne hat einfach nicht genug Kraft, um die Temperatur der ihr zugewandten Planetenseite deutlich zu erwärmen.

Die durchschnittliche Dichte des Planeten liegt bei nur 1,3 g/cm³ und damit deutlich unter dem vergleichbaren Wert für die Erde, der bei rund 5,5 g/cm³ liegt.

Monde

Die Uranus-Monde sind allesamt keine Giganten, misst doch der größte und bereits 1787 von Herschel entdeckte Mond Titania gerade einmal 1.578 Kilometer im Durchmesser (zum Vergleich: beim Erdenmond beträgt dieser Wert 3.475 Kilometer). Dafür kann der Planet mit einer veritablen Anzahl von 27 Monden aufwarten, von denen die meisten allerdings nur einige Dutzend Kilometer durchmessen. Die Monde dieses Planeten sind übrigens nicht – wie sonst üblich – nach Figuren aus der griechischen Mythologie, sondern nach Charakteren aus Werken der Schriftsteller Shakespeare und Alexander Pope benannt worden.

Bis zum Vorbeiflug der amerikanischen Raumsonde Voyager 2 waren gerade einmal fünf Monde entdeckt worden: Titania und Oberon von William Herschel im Jahr 1787, Ariel und Umbriel 1851 von William Lassell sowie Miranda 1948 von dem niederländisch-amerikanischen Astronomen und Planetenforscher Gerard Kuiper. Bei der Auswertung der Voyager 2 – Aufnahmen wurden dann noch einmal zehn neue Monde (die allerdings teilweise keine zwanzig Kilometer groß waren) entdeckt, die übrigen bis heute entdeckten zwölf Monde sind allesamt erst in den letzten Jahren mit bodengestützten Teleskopen und dem Weltraumteleskop Hubble aufgespürt worden. Aufgrund der enormen Distanz zum Uranus und ihrer geringen Größe ist bis heute nur sehr wenig über die in den letzten Jahren entdeckten Monde bekannt.

Von den alles in allem eher unspektakulären Uranus-Monden hebt sich nur Miranda vor. Dieser etwa 240 Kilometer durchmessende Mond wirkt wie eine willkürliche Aneinanderhäufung verschiedenster geologischer Schichtungen und Formationen, wobei nicht wirklich klar ist, wie dieses uneinheitliche Erscheinungsbild zustande gekommen ist. Eine Theorie vermutet mehrere schwere Erschütterungen – beispielsweise durch Kollisionen -, die diesen Mond im Laufe seiner Entwicklungsgeschichte erschüttert und so zu dem heutigen inhomogenen Bild geführt haben könnten. Unter anderem glänzt er mit einem Canyon, der rund zwölfmal so tief wie der berühmte Grand Canyon in den USA ist, und verfügt sowohl über geologisch alte wie junge Gebiete.

Fünf der bisher bekannten 27 Monde sind so genannte Irreguläre Monde, d.h. sie ziehen weit entfernt vom Uranus auf stark exzentrischen oder gegenüber der Rotationsebene des Planeten stark geneigten Orbits ihre Bahn. Die beiden innersten und winzigen Monde Cordelia und Ophelia sind so genannte Hirtenmonde für den Epsilon-Ring des Planeten. Eine faszinierende Besonderheit des uranischen Mondsystems ist ein Schwarm von acht kleinen Trabanten, die in einer derartig schmalen Region um den Planeten kreisen, dass sie eigentlich längst miteinander hätten kollidieren müssen – warum dies bisher nicht geschehen ist, bleibt rätselhaft.

Das Ringsystem

Das Ringsystem von Uranus ähnelt dem des Jupiter. Auch dieses Ringsystem ist eher unscheinbar und nicht annähernd mit den faszinierenden Saturn-Ringen vergleichbar. Daher dauerte es trotz immer besserer Teleskoptechnik auch bis zum Jahr 1977, als zufällig die bis dahin unbekannten Uranus-Ringe entdeckt wurden. Bis heute sind insgesamt elf unterscheidbare Ringe entdeckt worden.

Auslöser der Entdeckung war eine so genannte Okkultation (Sternenbedeckung), bei der Uranus sich – von der Erde aus gesehen – vor einen Stern schob. Verschiedene Astronomen wollten die Gelegenheit nutzen, um dabei mehr über den Planeten zu erfahren (zum Beispiel können Informationen über das Vorhandensein und die Zusammensetzung einer planetaren Atmosphäre gewonnen werden, wenn das Sternenlicht auf seinen Weg zum Teleskop durch die Atmosphäre des zu untersuchenden Planeten läuft). Zu ihrer Überraschung schien der Stern schon kurz vor dem errechneten Zeitpunkt der Bedeckung mehrmals zu blinken, was durch die Uranus-Ringe verursacht wurde. Insgesamt wurden damals sechs Ringe entdeckt, weitere neun Jahre später, und nach dem Vorbeiflug von Voyager 2 stieg die Zahl schließlich auf elf.

Die Ringe umgeben den Planeten auf seiner Äquatorialebene und unterscheiden sich von den Jupiter- und Saturnringen vor allem durch feinen Staub, der zwischen allen Ringen zu sehen ist. Die zehn äußeren Ringe sind dunkel, schmal und dünn, während der innerste Ring breit und diffus ist.

Missionen

Die einzige Raumsonde, die bis heute Uranus besuchte, war die amerikanische Sonde Voyager 2. Zum Leidwesen der Planetenforscher flog Voyager 2 jedoch nur an dem Planeten vorbei und ging nicht in einen Orbit, so dass auch nur relativ wenig Zeit für die Erhebung von Messdaten und das Anfertigen von Aufnahmen von Uranus, seinen Ringen und Monden zur Verfügung stand.

Doch natürlich brachte Voyager 2 ine Flut neuer Daten und Erkenntnisse über diesen Planeten zur Folge. Wie bereits erwähnt wurden auf den Aufnahmen der Raumsonde alleine zehn neue Monde entdeckt, und auch die Struktur des Ringsystems konnte erstmals im Detail untersucht werden. Die Raumsonde raste in nur etwa 80.000 Kilometer Entfernung an dem Planeten vorbei, bevor es weiter Richtung Neptun ging.

Auf absehbare Zeit ist keine neue Forschungsmission zum Uranus geplant, so dass für die nähere Zukunft alleine durch die immer leistungsfähigeren erdgebundenen sowie durch zukünftige Weltraumteleskope neue Erkenntnisse über diesen „kalten Gasriesen“ zu erwarten sind.

Fakten

Verwandte Webseiten:

• Voyager 1– und Voyager 2-Homepage (englisch)
• Solarviews.com (englisch/deutsch)
• Solar System Exploration: Uranus (englisch)

Der Beitrag Der Uranus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: ESO.

Es ist nicht etwa eine Amateuraufnahme, die auf der Website eines der größten Teleskope der Welt – dem europäischen Very Large Telescope (VLT) – veröffentlicht wurde. Denn der abgelichtete Ringplanet ist für den wohl bekanntesten seiner Art, den Saturn, viel zu lichtschwach.

Tatsächlich hat das VLT den Uranus anvisiert, der in durchschnittlich 3000 Kilometern Entfernung die Sonne umkreist – das entspricht dem 20fachen Abstand Erde-Sonne.

Das Foto zeigt Uranus, der von seinen Ringen und einigen Monden umkreist wird. Es wurde mithilfe einer Infrarotkamera am 19. November mithilfe des VLT aufgenommen.
Die Ringe des Uranus wurden erst 1977 durch zwei Astronomenteams aus Australien entdeckt, als dieser einen Stern bedeckte und daher sehr gut zu erforschen war. Fotos der NASA-Sonde Voyager-2 zeigten schließlich 1986 eine Vielzahl von dünnen Ringen. Sie sind von der Erde aus im sichtbaren Spektralbereich nicht zu entdeckten.
Uranus besitzt im Vergleich zu anderen Planeten des Sonnensystems eine eigentümliche Rotationsachse, die in Richtung der Ebene des Sonnensystems geneigt ist (und nicht aus ihr heraus, wie die Rotationsachsen der anderen Planeten). Während des Zusammentreffens mit Voyager-2 1986, war der Südpol des Gasriesen in Richtung Erde gerichtet. Heute, 16 Jahre später, sehen wir Uranus so wie Saturn, wenn sein Ringsystem am stärksten „geöffnet“ ist.

Der Beitrag Ein unbekannter Ringplanet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Stein, bearbeitet von Star-Light. Quelle: NASA.

Wohl kaum einer der Wissenschaftler, Ingenieure und Techniker, die am 20. August 1977 die mächtige Titan III E/Centaur mit Voyager 2 an Bord in den nächtlichen Himmel über Florida steigen sahen, hätte angenommen, dass noch 25 Jahre später die beiden im Abstand von gut zwei Wochen gestarteten Raumsonden Kontakt zur Erde haben würden: Unmittelbares Ziel ihrer Reise waren damals nur die beiden größten Planeten unseres Sonnensystems, Jupiter und Saturn, die nach vier Jahren Reisezeit erreicht werden sollten.

Dieses Ziel erreichten die beiden identischen Sonden dann auch ohne Schwierigkeiten und bescherten den Wissenschaftlern eine ungeheure Fülle an neuen Aufnahmen, wissenschaftlichen Messdaten und Erkenntnissen. Die aktiven Vulkane auf dem Jupitermond Io, Wellen und speichenförmige Strukturen in den Saturnringen, die dichte Atmosphäre des Saturnmondes Titan, eine Vielzahl neu entdeckter Monde: Alles Entdeckungen, die mit Hilfe der beiden Voyager-Sonden gemacht worden sind.

Doch die Reise sollte noch weiter gehen. Nur alle 176 Jahre kommt es zu einer Planetenkonstellation wie in den Jahren 1977 bis 1979, die es einer in dieser Zeit gestarteten Raumsonde erlaubt, durch geschickte Ausnutzung der planetaren Gravitationskräfte neben Jupiter und Saturn auch noch Uranus und Neptun anzufliegen, so der seit 1972 am Voyager-Projekt beteiligte Wissenschaftler Dr. Edward Stone. Nun also flog Voyager 2 weiter zu Uranus und Neptun. Beide bis dahin noch nie und seitdem nie wieder von einem Raumfahrzeug angesteuert. Auch dort wieder gleichermaßen wissenschaftlich faszinierende, als auch für das Auge einfach nur wunderschöne Aufnahmen der beiden großen Gasplaneten. Und natürlich auch wieder ein Füllhorn neuer Erkenntnisse und Entdeckungen: Die höchsten bisher gemessenen Windgeschwindigkeiten unseres Sonnensystems in der Neptun Atmosphäre, der puzzleartig aus neuen und alten Oberflächenstrukturen zusammengesetzte Uranusmond Miranda, aktive Geysire auf dem Neptunmond Triton, die Ringe um Uranus und Neptun und wieder neu entdeckte Monde.

Die am 5. September 1977 gestartete Raumsonde Voyager 1 ist mittlerweile das am weitesten von der Erde entfernte von Menschenhand geschaffene Objekt. Seit dem Vorbeiflug am Saturn im November 1980 fliegt das Raumfahrzeug in nördlicher Richtung (relativ zur Ekliptik) auf die äußerste Grenze unseres Sonnensystems – die so genannte Heliopause – zu, wo der Sonnenwind und der interstellare Teilchenstrom in einer Schockzone aufeinander treffen. Zurzeit ist Voyager 1 85 Astronomische Einheiten (AE = durchschnittliche Entfernung Erde-Sonne [rund 149,6 Mio. km]) von der Sonne entfernt und nähert sich pro Jahr um rund 3,6 AE der Heliopause. Voyager 2 ist nach seinem Vorbeiflug an Neptun im August 1989 ebenfalls auf den Weg zur Heliopause und befindet sich rund 68 AE von der Sonne entfernt. Um diese gigantischen Entfernungen besser einschätzen zu können: Voyager 1 ist knapp 13 Milliarden Kilometer oder mehr als doppelt soweit wie Pluto von der Sonne entfernt, und die Funksignale von der Raumsonde benötigen trotz Lichtgeschwindigkeit eine Reisezeit von knapp 12 Stunden, bevor sie von den 70 m-Antennen des Deep Space Network registriert werden.

Doch nun haben die Wissenschaftler den beiden Reisenden ein neues Ziel gesteckt: Sie hoffen, dass zumindest eine der Voyager-Sonden funktionsfähig den interstellaren Raum erreichen wird, wohin der von unserer Sonne ausgehende Partikelstrom nicht mehr reicht. Erst dann, wenn die Heliopause passiert ist, werden die beiden Raumsonden registrieren können, wie die Bedingungen außerhalb unseres Sonnensystems sind, welche (interstellaren) Winde dort wehen; bis dahin bewegen sie sich im weitesten Sinne in der solaren Atmosphäre.

So ist jetzt, lange nach dem Erreichen aller primären Ziele der Voyager-Mission, noch ein Rennen gegen die Zeit entbrannt. Während Voyager 1 mit rund 1,6 Millionen Kilometer pro Tag auf die äußerste Grenze des Sonnensystems zu rast, nimmt die von dem nuklearen Miniaturkraftwerk des Raumfahrzeugs gelieferte elektrische Energie stetig ab. Die drei Generatoren an Bord der Raumsonde, mit denen die beim radioaktiven Zerfall von Plutonium entstehende Wärme in elektrische Energie umgewandelt wird, produzieren zurzeit noch gut 300 Watt, doch nach und nach werden einzelne Instrumente abgeschaltet werden müssen. Wann genau Voyager 1 die Heliopause erreichen wird ist ungewiss, da sich deren genaue Lage mit dem solaren Aktivitätsniveau verändert.

Bis 2020 wird noch genug Energie an Bord der beiden Raumfahrzeuge vorhanden sein, um wenigstens eines der wissenschaftlichen Instrumente aktivieren zu können, doch wenn bis dahin der interstellare Raum nicht erreicht ist, könnte es kritisch werden: Irgendwann nach diesem Datum wird der Tag kommen, an dem die elektrische Energie nicht mehr für den Betrieb auch nur eines Instruments an Bord der Voyager-Sonden ausreicht. Spätestens dann wird das interstellare Forschungsprogramm der vor 25 Jahren auf ihre Reise ohne Wiederkehr gestarteten Raumfahrzeuge beendet sein, und sie werden nur noch als Botschafter unseres Planeten unterwegs sein, eine vergoldete Platte mit Tondokumenten und Aufnahmen von der Erde mit sich tragend.

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