Quelle: AIP.

29. März 2022 – Die Große Magellansche Wolke ist von der südlichen Hemisphäre aus mit bloßem Auge sichtbar, da sie die hellste und massereichste Satellitengalaxie der Milchstraße ist. Die Große Magellansche Wolke ist reich an Sternen, die eine große Altersspanne abdecken, von neu entstehenden Sternen bis zu Sternen, die so alt sind wie das Universum. Sie wird als irreguläre Galaxie eingestuft, weil sie durch einen einzelnen Spiralarm und einen vom Zentrum der Scheibe abgesetzten Balken gekennzeichnet ist.

„Stellare Balkenstrukturen sind ein häufiges Merkmal von Spiralgalaxien. Man nimmt an, dass sie durch kleine Störungen innerhalb der stellaren Scheibe entstehen, die die Sterne aus ihrer Kreisbewegung herauslenken und sie auf langgestreckte Bahnen zwingen“, erklärt Dr. Florian Niederhofer, Erstautor der jetzt veröffentlichten Studie. „Eine besondere Art dieser Bahnen sind jene, die mit der Hauptachse des Balkens ausgerichtet sind. Diese gelten als das ‚Rückgrat‘ der Sternbalken und bilden die Hauptstütze der Balkenstruktur.“ Das VISTA-Teleskop wurde entwickelt, um den südlichen Himmel im nahen Infrarot zu durchmustern und Quellen zu untersuchen, die aufgrund ihrer Beschaffenheit oder der Anwesenheit von Staub bevorzugt in diesem Spektralbereich emittieren. Anhand von VMC-Daten hat das Team nun erstmals diese Bahnen innerhalb des Balkens der Großen Magellansche Wolke nachgewiesen. VMC ist eine Multi-Epochen-Durchmusterung des Systems der Magellanschen Wolken und ein öffentliches Durchmusterungsprojekt der Europäischen Südsternwarte (ESO), das zwischen 2010 und 2018 durchgeführt wurde und darauf abzielt, den stellaren Inhalt und die Dynamik unserer nächsten extragalaktischen Nachbarn zu untersuchen.

Das Team entwickelte eine ausgeklügelte Methode zur genauen Bestimmung der Eigenbewegungen von Sternpopulationen innerhalb der Magellanschen Wolken. In einer jetzt in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlichten Studie wendete es diese Methode auf zentrale Teile der Großen Magellansche Wolke an. Aus den gemessenen Werten berechneten die Autorinnen und Autoren die tatsächlichen Sternbewegungen innerhalb der Großen Magellansche Wolke und erstellten detaillierte Geschwindigkeitskarten der internen Geschwindigkeitsstruktur der Galaxie. „Die erstaunliche Detailgenauigkeit der Geschwindigkeitskarten zeigt, wie sehr sich unsere Methode im Vergleich zu früheren Messungen vor einigen Jahren verbessert hat“, sagt Thomas Schmidt, Mitautor und Doktorand am AIP. Zum Erstaunen der Forschenden enthüllten ihre Karten langgestreckte Sternbewegungen, die der Struktur und Ausrichtung des Balkens folgen.

„Dank ihrer geringen Entfernung von etwa 163.000 Lichtjahren können wir mit bodengebundenen Teleskopen wie VISTA einzelne Sterne innerhalb der Magellanschen Wolken beobachten“, sagt Prof. Dr. Maria-Rosa Cioni, die Leiterin des VMC-Projekts und der Abteilung Zwerggalaxien und der galaktische Halo am AIP. „Damit bieten uns diese Galaxien ein einzigartiges Labor, in dem wir die Prozesse, die Galaxien formen und bilden, im Detail untersuchen können.“ Von großem Interesse ist die Dynamik der Sterne, da sie wertvolle Informationen über die Entstehung und Entwicklung der Galaxien liefern. Lange Zeit waren jedoch die eindimensionalen Geschwindigkeiten der Sterne entlang der Sichtlinie die einzige Quelle für dynamische Informationen. Diese Geschwindigkeiten können leicht durch spektroskopische Dopplerverschiebungen gemessen werden, die auf dem Effekt beruhen, dass das beobachtete Licht eines Sterns blauer oder röter erscheint, je nachdem, ob er sich uns nähert oder von uns wegbewegt. Um die vollständigen dreidimensionalen Geschwindigkeiten der Sterne zu erhalten, muss man die Eigenbewegungen der Sterne kennen, d. h. die scheinbaren zweidimensionalen Bewegungen der Sterne in der Himmelsebene. Diese Bewegungen können durch mehrfache Beobachtung derselben Sterne über einen bestimmten Zeitraum, in der Regel mehrere Jahre, ermittelt werden. Die Verschiebungen der Sterne werden dann in Bezug auf nahe gelegene Referenzobjekte bestimmt. Bei diesen Objekten kann es sich z. B. um sehr weit entfernte Hintergrundgalaxien handeln, von denen man aufgrund ihrer großen Entfernung annehmen kann, dass sie sich in Ruhe befinden, oder um Sterne mit bereits bekannten Eigenbewegungen.

Da die beobachteten Bewegungen der Sterne von der Erde aus gesehen winzig sind, sind präzise Messungen immer noch eine Herausforderung. In der Entfernung der Magellanschen Wolken liegen die beobachteten Bewegungen der Sterne in der Größenordnung von Millibogensekunden pro Jahr – eine Millibogensekunde entspricht etwa der Größe einer Astronautin auf dem Mond, von der Erde aus gesehen.

„Unsere Entdeckung ist ein wichtiger Beitrag zur Untersuchung der dynamischen Eigenschaften von Balkengalaxien, da die Magellanschen Wolken derzeit die einzigen Galaxien sind, in denen wir solche Bewegungen mit Hilfe der stellaren Eigenbewegungen untersuchen können. Für weiter entfernte Galaxien liegt dies noch jenseits unserer technischen Möglichkeiten“, sagt Florian Niederhofer. Insgesamt wurden 9 Jahre lang Beobachtungen durchgeführt, um genügend Bilder zu sammeln, um diese winzigen Bewegungen messen zu können. „Diese unerwartete Messung ergänzt eine ganze Reihe von bedeutenden Ergebnissen, die das VMC-Team erzielt hat“, fügt Maria-Rosa Cioni stolz hinzu.

Originalveröffentlichung
The VMC survey – XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud. F. Niederhofer, M.-R. L. Cioni, T. Schmidt, K. Bekki, R. de Grijs, V. D. Ivanov, J. M. Oliveira, V. Ripepi, S. Subramanian, J. Th. Van Loon. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Paper bei MNRAS: The VMC survey – XLVI. Stellar proper motions in the centre of the Large Magellanic Cloud
Paper auf arXiv: https://arxiv.org/abs/2203.14369

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• Magellansche Wolken

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Quelle: ESA.

Wenn im Süden des Mars der Frühling beginnt, entsteht in der Nähe des 20 Kilometer hohen Vulkans Arsia Mons eine Wolke aus Wassereis, die sich schnell über hunderte von Kilometern ausdehnt, bevor sie binnen weniger Stunden wieder verschwindet. Eine detaillierte Langzeitstudie enthüllt nun die Geheimnisse dieser länglichen Wolke mit Hilfe von neuen Beobachtungen der „Mars-Webcam“ auf der ESA-Sonde Mars Express.

Mars Express hat diese Wolke schon einmal gesichtet, als sie in der Nähe des Vulkans Arsia Mons, südlich des Marsäquators, schwebte. Rätselhafterweise ist der Arsia Mons der einzige Ort auf dem Mars in niedrigen Breitengraden, an dem zu dieser Jahreszeit Wolken zu sehen sind – und der einzige von zahlreichen ähnlichen Vulkanen in der Region, der einen solchen Wolkenschleier besitzt. Mars Express hat diesen Schleier während der Frühlings- und Sommersaison täglich wachsen und verblassen sehen und schickte beeindruckende Bilder dieser langen und eindrucksvollen weißen Wolke zurück.

Allerdings ist die Wolke aufgrund der schnellen, wechselhaften Dynamik der Marsatmosphäre und der Einschränkungen vieler Umlaufbahnen der Sonde schwer in ihrer Gesamtheit zu beobachten, was unser Wissen darüber, wie und warum sie sich bildet und im Laufe der Zeit verändert, einschränkt.

„Um diese Hürden zu überwinden, haben wir eines der Instrumente von Mars Express eingesetzt – die Visual Monitoring Camera (VMC)“, sagt Jorge Hernández Bernal von der Universität des Baskenlands in Bilbao, Spanien, Hauptautor der neuen Ergebnisse und Teil eines Langzeitprojekts zur Untersuchung der Dynamik der Wolke.

Die Arbeit von Jorge, seinen Kolleginnen und Kollegen zeigt eine spannende und vorher nicht geplante Anwendung für die VMC. Die VMC, die auch als Mars-Webcam bezeichnet wird, hat eine ähnliche Auflösung wie eine Standard-Webcam eines Computers aus dem Jahr 2003. Sie wurde installiert, um visuell zu bestätigen, dass sich der Lander Beagle 2 im Jahr 2003 erfolgreich von Mars Express getrennt hatte – danach wurde sie abgeschaltet. Einige Jahre später wurde die Kamera reaktiviert und verwendet, um Bilder vom Mars für die Öffentlichkeitsarbeit zu sammeln, blieb aber für die wissenschaftliche Forschung ungenutzt.

„Vor kurzem wurde die VMC jedoch als Kamera für die Wissenschaft neu eingeteilt“, fügt Jorge hinzu. „Obwohl sie eine niedrige räumliche Auflösung hat, verfügt sie über ein breites Sichtfeld – unerlässlich, um das Gesamtbild zu verschiedenen lokalen Tageszeiten zu sehen – und ist wunderbar geeignet, um die Entwicklung eines Merkmals sowohl über einen langen Zeitraum als auch in kleinen Zeitschritten zu verfolgen. Dadurch konnten wir die gesamte Wolke über zahlreiche Lebenszyklen hinweg untersuchen.“

Das Forschungsteam kombinierte die VMC-Beobachtungen mit denen von zwei anderen Mars Express-Instrumenten – OMEGA und HRSC – und von mehreren anderen Raumfahrzeugen. Dazu gehörten die NASA-Missionen Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) und Viking 2 sowie die Mars Orbiter Mission (MOM) der Indian Space Research Organisation. „Wir waren besonders aufgeregt, als wir uns in die Beobachtungen von Viking 2 aus den 1970er Jahren vertieft haben“, sagt Jorge. „Wir fanden heraus, dass diese riesige, faszinierende Wolke bereits vor so langer Zeit teilweise abgebildet worden war – und jetzt erforschen wir sie im Detail.“

Die Ergebnisse zeigten, dass die Wolke während ihrer größten Ausdehnung etwa 1.800 km in der Länge und 150 km in der Breite misst. Es handelt sich um die größte jemals auf dem Mars beobachtete „orografische“ Wolke, was bedeutet, dass sie sich als Ergebnis von Wind bildet, der durch topografische Merkmale (wie Berge oder Vulkane) auf der Planetenoberfläche nach oben gedrückt wird. In diesem Fall stört der Arsia Mons die Marsatmosphäre, was zur Entstehung der Wolke führt; feuchte Luft wird dann in Aufwinden an den Flanken des Vulkans nach oben getrieben und kondensiert später in höheren und weitaus kühleren Höhen.

Die Wolke durchläuft einen rasanten täglichen Zyklus, der sich über mehrere Monate hinweg jeden Morgen wiederholt. Sie beginnt vor Sonnenaufgang am Westhang des Arsia Mons zu wachsen, bevor sie sich zweieinhalb Stunden lang nach Westen ausdehnt und dabei bemerkenswert schnell – mit über 600 km/h – in einer Höhe von 45 km wächst. Dann hört sie auf sich auszudehnen, löst sich vom ursprünglichen Standort und wird von Höhenwinden noch weiter nach Westen gezogen, bevor sie am späten Vormittag verdampft, da die Lufttemperaturen mit der aufgehenden Sonne steigen.

„Viele Mars-Orbiter können diesen Teil der Oberfläche aufgrund der Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen erst am Nachmittag beobachten, so dass dies wirklich die erste detaillierte Erkundung dieses interessanten Phänomens ist – und sie wird nicht nur durch das vielfältige Instrumentarium von Mars Express, sondern auch durch seine Umlaufbahn ermöglicht“, erklärt Co-Autor Agustin Sánchez-Lavega, ebenfalls von der Universität des Baskenlandes und wissenschaftlicher Leiter des VMC.

Man nimmt an, dass kein anderes Klimasystem im Sonnensystem dem der Erde so sehr ähnelt wie das des Mars und dennoch zeigen die beiden Planeten deutliche und faszinierende Unterschiede. „Obwohl orografische Wolken auf der Erde häufig beobachtet werden, erreichen sie nicht solche enormen Längen oder zeigen eine so lebhafte Dynamik“, sagt Agustin.

Neben der spannenden Nutzung des VMC haben die Forscherinnen und Forscher um Jorge und Agustin auch eine typische Herausforderung bei der Beobachtung von vorübergehenden Phänomenen auf dem Mars gemeistert. Hochauflösende Kameras wie die HRSC von Mars Express haben schmale Sichtfelder, und Beobachtungen werden immer im Voraus geplant. Daher werden meteorologische Phänomene – die in der Regel nicht vorhersehbar sind – meist zufällig eingefangen. Als die Forscherinnen und Forscher jedoch begannen, den Lebenszyklus und die jährlichen Muster dieser länglichen Wolke zu verstehen, waren sie in der Lage, dem HRSC-Team die richtige Zeit und den richtigen Ort zu nennen, um die Wolke zu erfassen.

„Diese Ergebnisse zeigen wirklich die Stärken von Mars Express – seine einzigartige Umlaufbahn, seine Langlebigkeit, seine beständige Qualität und seine Fähigkeit, sich anzupassen, während er die Geheimnisse des Mars erforscht“, sagt Dmitrij Titov, Mars Express-Projektwissenschaftler der ESA.

„Der Einsatz der VMC-Kamera hat es uns ermöglicht, diese flüchtige Wolke auf eine Weise zu verstehen, die sonst nicht möglich gewesen wäre. Sie ermöglicht es den Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern, Wolken zu verfolgen, Staubstürme zu überwachen, Wolken- und Staubstrukturen in der Marsatmosphäre zu untersuchen, Veränderungen in den Polkappen des Planeten zu erforschen und vieles mehr. Ihre Wiederinbetriebnahme unterstützt nicht nur das primäre Instrumentarium von Mars Express für die Erforschung des Mars, sondern verleiht der langjährigen Mission, die seit 2003 kontinuierlich mehr über den Roten Planeten enthüllt, einen neuen Wert.“

Publikation:
“An Extremely Elongated Cloud over Arsia Mons Volcano on Mars: I. Life Cycle” von J. Hernández-Bernal et al, veröffentlicht im Journal of Geophysical Research.
Arbeitspapier

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• Mars Express (MEX) auf Sojus-Fregat ST11 von Baikonur
• Planet Mars

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Ein Beitrag von Simon Plasger. Quelle: ESA.

In der Zeit vom 8. bis zum 19. Januar fand die siebte Messkampagne des „Atmospheric Drag Experiment“ statt, welches die Dichte der Venusatmosphäre messen soll. Dazu befand sich die Sonde in einem Orbit mit einem Apozentrum (venusfernster Punkt) von 66.000 km, das Perizentrum (venusnächster Punkt) sank mit jedem Orbitumlauf.

Um die Messungen durchzuführen, wurden beim Durchflug der oberen Atmosphärenschichten in Höhen von bis zu 175 Kilometern die Solarpaneele der Sonde leicht geneigt, woraufhin die Sonde sich zu drehen begann. Die dabei durch die Reaktionskontrollräder gemessene Drehgeschwindigkeit ließ dann Rückschlüsse auf die Atmosphärendichte zu.

Nach dem Ende der Messkampagne wurde der Orbit von Venus Express wieder angehoben: Am 22. Februar wurde zunächst das Apozentrum angepasst. Zwei Tage später, am 24. Februar wurden dann das Perizentrum aus den oberen Atmosphärenschichten hinaus auf 310 km angehoben.

Neben den oben genannten Untersuchungen der Atmosphären arbeiteten auch die anderen Experimente normal, nur bei zweien traten kleine Anomalien auf:

• Das ASPERA-Experiment, welches neutrale und elektrisch geladene Teilchen misst, verlor am 20. Januar einen Teil seiner Daten. Aufgrund einer Spannungsspitze konnten für etwa 100 Minuten keine Daten gespeichert werden.
• Gleich zwei Fehler traten bei der Kamera VMC auf: Zum einen gab es am 19. Januar eine unerwartete Trennung zwischen Instrument und Speicher, so dass für 40 Minuten die Ergebnisse nicht gesichert werden konnten. Wenige Tage später, am 26. Januar, war der zugewiesene Speicher voll und etwa 12 MB wurden überschrieben und konnten nicht wiederhergestellt werden.

Zuletzt wurde für in eine Missionsphase mit größerer Dunkelheit der Batterieladestand von 80 auf 100 % erhöht, um genug Energie bereitzustellen. Normalerweise wird der Ladestand niedrig gehalten, um die Lebensdauer zu verlängern.
Die Sonde Venus Express wurde von der europäischen Weltraumagentur ESA am 9. November 2005 gestartet und erreichte unseren Nachbarplaneten am 11. April 2006.

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Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: ESA/Space.com.

Die Raumsonde und die meisten ihrer Instrumente befinden sich in gutem Zustand und funktionieren normal. Eines der Instrumente, das Planetary Fourier Spectrometer (PFS), zeigt allerdings eine Fehlfunktion, die bisher trotz aller Versuche nicht behoben werden konnte: Der Spiegel des Instruments ist in geschlossener Position mechanisch blockiert, so dass das Instrument zwar an sich funktioniert, aber dennoch nichts sieht.
In den nächsten Monaten sollen weitere Versuche unternommen werden, den Spiegel frei zu bekommen. Außerdem werden unabhängige Untersuchungen angestellt, wie es überhaupt zu der Blockierung kommen konnte. In der Zwischenzeit können andere Instrumente an Bord hoffentlich die Aufgaben des PFS mit übernehmen. Das PFS soll die chemische Zusammensetzung und Temperatur der Venus-Atmosphäre untersuchen sowie die Temperatur der Venusoberfläche messen und so nach Anzeichen vulkanischer Aktivität suchen.

Erste wissenschaftliche Ergebnisse
Schon seit Erreichen ihres endgültigen 24-Stunden-Orbits um die Venus – also lange vor der jetzt offiziell verkündeten Betriebsbereitschaft – sammelt Venus Express unermüdlich Daten. Die ersten spektakulären Bilder des doppeläugigen Wirbels am Venus-Südpol waren bereits ein „Erstmals“ in der Geschichte der Planetenforschung und eine sehr angenehme Überraschung für die Wissenschaftler, da niemand erwartet hatte, dass der Wirbel, obzwar schon bekannt, eine derart komplexe Struktur hat.

Infrarot-Bilder, die mit dem Ultraviolet/Visible/Near-Infrared spectrometer (VIRTIS) der Sonde aufgenommen wurden, hatten Ende Mai die ersten klaren Ansichten des Wirbels gezeigt. VIRTIS kann in verschiedenen Wellenlängen abbilden. Jede Infrarot-Wellenlänge zeigt die Venusatmosphäre in einer anderen Höhe, also jeweils eine andere Schicht der Atmosphäre. Und der Wirbel präsentiert sich von Schicht zu Schicht unterschiedlich: „Als wir uns diesen gigantischen Wirbel in verschiedenen Höhen ansahen, realisierten wir erst, wie sehr seine Form über die Höhe variiert“, sagte Pierre Drossart, Co-Forschungsleiter des Instruments. „Es ist, als ob wir auf verschiedene Strukturen schauen würden, statt auf eine einzige.“

Warum sich die Form des Südpolwirbels über die Höhe so stark ändert, ist bisher noch ungeklärt. „Dieses Rätsel zu lösen, ist genau der Grund, warum wir eine eigene Beobachtungskampagne nur für den Wirbel organisieren wollen“, sagte Giuseppe Piccioni, ebenfalls VIRTIS-Co-Forschungsleiter. „Erst wollen wir die Form des Wirbels verstehen, indem wir mit VIRTIS sein dreidimensionales Bild ermitteln. Dann hoffen wir, die treibenden Kräfte besser zu verstehen, die ihn formen.“

Wolken und Winde
In den ersten Wochen zeichnen sich bereits viele andere Details der dicken Atmosphäre ab. Sowohl die Venus Monitoring Camera (VMC) als auch VIRTIS begannen damit, das Wolkensystem und seine komplexe Dynamik zu beobachten, während die Spektrometer SpicaV/SOIR Untersuchungen über Chemie und Temperatur der Atmosphäre zu sammeln begannen.

Ultraviolett-Bilder der VMC zeigen die komplexe Form der Wolkendecke, charakterisiert durch sehr dünne, zarte Streifen. Möglicherweise sind dafür starke Winde verantwortlich, die oft solche länglichen Strukturen produzieren. Periodische Wellenmuster in den Wolken wurden ebenfalls gesichtet und könnten ein Hinweis auf lokale Variationen von Druck und Temperatur sein, oder aber eine Form von Gezeitenkäften.

Eine der wichtigsten Bestätigungen früherer Entdeckungen aus den ersten analysierten Datensätzen ist die Beobachtung der so genannten „UV-Absorber“: Ultraviolette Markierungen auf der Wolkendecke, als dunklere Strukturen sichtbar in den VMC-Bildern. Sie werden so genannt, weil sie fast die Hälfte des einstrahlenden Sonnenlichts absorbieren. Die mysteriöse Substanz, die dafür verantwortlich ist, stellt ein weiteres Rätsel für die Wissenschaftler dar.
„Die Entstehung dieser Markierungen und ihre enorm starke Absorptionsleistung zu verstehen, ist eines der Hauptziele von Venus Express„, sagte Wojciech J. Markiewicz, der VMC-Forschungsleiter vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Lindau am Bodensee. „Wir haben jetzt die Bestätigung, dass wir sie tatsächlich mit unserem Instrument sehen können – somit können wir jetzt mit der Arbeit beginnen, ihre Quelle zu enträtseln.“

Die Venus Express-Wissenschaftler haben bereits damit begonnnen, die Bewegungen der Wolken zu verfolgen und Windgeschwindigkeiten zu analysieren. Eine spektakuläre Nachtansicht der mittleren bis niedrigen Wolkenschichten über niedrigen Breitengraden von VIRTIS zeigt Wolken, die eindeutig von Winden angetrieben werden.

„Wir können jetzt eine erste qualitative Abschätzung der Windfelder und der Zirkulation geben, in guter Übereinstimmung mit früheren Messungen der Galileo-Mission am Jupiternordpol“, sagte Giuseppe Piccioni. „Wir sammeln auch bereits die ersten Informationen über die weniger häufigen chemischen Bestandteile der Atmosphäre, wie etwa Kohlenmonoxid“, fügte Pierre Drossart hinzu. „Mit VIRTIS können wir tiefer in die Atmosphäre der südlichen Hemisphäre blicken als bei jeder früheren Mission. Die Variation der weniger häufigen Bestandteile über verschiedene Tiefen und Breitengrade ist ebenfalls eine sehr nützliche Informationsquelle für die globale Bewegung der Atmosphäre.“

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