Quelle: Naturhistorisches Museum Wien 21. Mai 2024.

21. Mai 2024 – Umfangreiche geochemische und geophysikalische Daten entschlüsseln eine der größten Umweltkatastrophen der Erdgeschichte, die „Karnische Krise“. Ein Klimawandel vor 233 Millionen Jahren führt zu einem weltweiten Massensterben in den Meeren des Erdmittelalters. Die spannenden Ergebnisse wurden nun erstmals publiziert (Scientific Reports).

Die Karnische Krise
Zwei Millionen Jahre (234-232 Millionen Jahre) dauerte die globale „Karnische Krise“ an, deren Auswirkungen in den Gesteinen des Reiflinger Beckens in der Umgebung von Lunz am See überliefert wurden. Gewaltiger Vulkanismus in Kanada und den nördlichen USA führte dort zur Ablagerung einer mehr als tausend Meter dicken Schicht aus Basalt. Der damit verbundene enorme CO₂-Ausstoß in die Atmosphäre veränderte das Klima. Die späte Triaszeit war durch ein Treibhausklima mit monsunartigen Niederschlägen geprägt, was zu vermehrtem Schlammeintrag in den Tethys-Ozean führte. Die Riffe erstickten, Karbonat-Plattformen starben ab und am Meeresboden wurde der Sauerstoff knapp, Todeszonen bildeten sich.

Konservat-Lagerstätten mit besonders guter Erhaltung der eingebetteten Fossilien konnten unter diesen Bedingungen entstehen. Neben Ammoniten, Tintenfischen, Muscheln, Schnecken, Krebsen, Meeresasseln und Borstenwürmern kann man auch ungewöhnlich gut erhaltene und extrem seltene Raritäten wie fliegende Fische, den Quastenflosser Coelocanthus oder den Lungenfisch Tellerodus entdecken. Das Meer des Reiflinger Beckens wurde umringt von ersten Inselgruppen, auf welchen sich unter feuchten und warmen Bedingungen erste Wälder aus Koniferen wie Voltzia bildeten. Die Nähe zu Süßwasser bestätigen auch zusätzlich eingeschwemmte Reste von diversen Landpflanzen und Funde von zahlreichen Blattfußkrebsen der Gattung Euestheria. Die unter dem Namen „Karnische Krise“ bekannte Phase kann in Österreich lediglich in einer schmalen geologischen Zone beobachtet werden. Sie erstreckt sich vom niederösterreichischen Mödling im Osten bis in die nördliche Steiermark bei Großreifling, also bis in das Gebiet des Natur- und UNESCO Geoparks Steirische Eisenwurzen, im Westen. Die große Diversität der entdeckten Fauna in den Konservat-Lagerstätten um Lunz am See sowie die fantastische Erhaltung erlauben es, die Umwelt der späten Triaszeit zu erforschen und neue Erkenntnisse über Umweltbedingungen, Nahrungsketten und die Räuber-Beute-Verhältnisse dieser Zeit zu gewinnen. Bei winzigen Krebsen beginnend, reichte die Nahrungskette über kleinere Fische bis hin zu räuberischen Tintenfischen und Ammoniten, die wiederum von größeren Raubfischen gejagt wurden. Ichthyosaurier waren die Spitzen-Prädatoren dieses Ökosystems im Reiflinger Becken der späten Triaszeit.

Moderne Forschung
Ein internationales Team um Alexander Lukeneder vom NHM Wien, Petra Lukeneder (Universität Wien), Reinhard Sachsenhofer (Montanuniversität Leoben), Manuel Rigo (Universität Padua) sowie Guido Roghi (Nationaler Forschungs-Rat Padua) erforschen seit Jahren eine der größten Umweltkatastrophen der Erdgeschichte. Dabei wurden vielfältige Untersuchungen an Gesteinen und Fossilien durchgeführt sowie modernste Analyse-Methoden angewandt. Makrofossilien wie Ammoniten, Tintenfische und Fische wurden ebenso wie auch Vertreter der Flora untersucht. Zusätzlich wurden die Pollen-Vergesellschaftungen und deren Wandel über die Dauer der „Karnischen Krise“ analysiert. Es zeigt sich eine Umstellung von rein marinen Gegebenheiten zu von Süßwasser beeinflussten Bedingungen mit verstärktem Auftreten von Überschwemmungsgebieten und Sumpfland mit Pionier-Vegetation.

Auf Grundlage von Mikrofossilien und geochemischen sowie geophysikalischen Untersuchungen ergibt sich ein detailliertes Bild der Umwelt vor 233 Millionen Jahren in den österreichischen Kalkalpen. Die revidierte Bestimmung der Ammoniten und die Analyse winziger Zähnchen von Fischen erlauben eine präzise Alterseinstufung. Die Gesteinsabfolgen in den Kalkalpen Österreichs sind mit gleichaltrigen Ablagerungen des gesamten Tethys-Raumes vergleichbar. Der starke Eintrag von CO₂ durch Vulkanismus änderte die globale Zusammensetzung der Kohlenstoffisotope. Diese chemische Spur des globalen Treibhausklimas lässt sich auch in den Gesteinen bei Lunz am See nachweisen.

Geophysikalische Messungen an den unterschiedlichen Gesteinen zeigen eindeutig einen Anstieg strahlender Partikel und der magnetisierbaren Minerale währen der „Karnischen Krise“ sowie eine Änderung in der Zusammensetzung der Tonminerale. Der höhere Anteil dieser Partikel zeigt einen durch vermehrten Niederschlag erhöhten Eintrag von Verwitterungsprodukten und organischen Resten von Landpflanzen vom umgebenden Land in das Meeres-Becken an. Biomarker – chemische Substanzen im Sediment, die von ehemaligen Organismen stammen – deuten darauf hin, dass in dieser feuchteren Phase die organische Substanz vermehrt von Landpflanzen stammt, also in das Reiflinger Becken eingeschwemmt wurde. Die Umweltbedingungen wandelten sich. Dieser Teil des Tethys-Ozeans wurde abgeschnürt und sauerstoffarme, lebensfeindliche Bedingungen breiteten sich am Meeresboden aus. Das vom Land eingeschwemmte Material veränderte den Wasserchemismus nachhaltig. Schon lange fiel den Geolog*innen die Abfolge von helleren Reiflinger Kalken zu dunklen Göstlinger Kalken auf, die schließlich von fein laminierten Reingrabener Schichten überlagert wurden. Nun kann dieser Wechsel mit den sich ändernden Klimabedingungen erklärt werden. In der Hochphase der „Karnischen Krise“ entstanden die fein geschichteten Reingrabener Schichten mit ihrem ungewöhnlichen Fossilreichtum. Im sauerstofffreien Schlamm gab es keine Aasfresser, welche die abgestorbenen Organismen fressen konnten. Am Meeresboden und im Sediment war nun kein Leben mehr möglich.

Die Forschung ist durch das Land Niederösterreich, die Freunde des Naturhistorischen Museums Wien sowie die Gemeinden Lunz am See, Gaming, Göstling und Landl kofinanziert.

Zur Publikation in „Scientific Reports“:
Lukeneder, A, Lukeneder P., Sachsenhofer, R., Roghi, G., Rigo. M. 2024. Multi-proxy record of the Austrian Upper Triassic Polzberg Konservat-Lagerstätte in light of the Carnian Pluvial Episode. Nature Research, Scientific Reports. Open Access: https://www.nature.com/articles/s41598-024-60591-9
pdf: https://www.nature.com/articles/s41598-024-60591-9.pdf

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• Klimawandel

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Quelle: Universität Bern 22. April 2024.

22. April 2024 – Es war einer der kältesten Winter, den die Region je erlebt hat: Im Jahr 763 froren weite Teile des Schwarzen Meeres zu und am Boporus wurden Eisberge gesichtet. Von diesem ungewöhnlichen Wetterphänomen im Winter 763/764 berichteten zeitgenössische Historiker in ihren Aufzeichnungen aus Konstantinopel, dem heutigen Istanbul. Eine internationale, interdisziplinäre Studie der Universität Bern mit Beteiligung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften (ÖAW) zeigt, dass diese extreme Kälteperiode im Frühmittelalter durch Vulkanausbrüche auf Island ausgelöst wurde.

Bisherige Schätzungen des Einflusses von Vulkanausbrüchen auf das globale Klima in der Zeit zwischen 700 und 1000 n. Chr. gingen von einer vulkanischen Ruhephase aus. Eine Annahme, die jedoch im Widerspruch zu den geologischen Befunden aus Island und Sulfatkonzentrationen in Eisbohrkernen in Grönland steht, die Forscher:innen jetzt in dem im renommierten Nature-Portfolio herausgegebenen Fachjournal Communications Earth and Environment veröffentlichten.

Schwefelwolken ziehen über Europa
Die neue Studie nutzt Analysen von sogenannter Kryptotephra (mit blossem Auge nicht sichtbare Spuren von Vulkanasche), hochauflösende Schwefelisotopenanalysen und andere chemische Indikatoren für vulkanische Eruptionen von zahlreichen Eiskernen aus Grönland, um die vulkanische Aktivität und die Konzentration klimawirksamer Schwefelaerosole im Zeitraum von 700 bis 1000 n. Chr. zu ermitteln.

Mit dem Ergebnis: Eine längere Episode vulkanischer Schwefeldioxid-Emissionen zwischen 751 und 940 n. Chr. wurde vor allem von Eruptionen auf Island dominiert. «Bisher wurden Vulkanausbrüche als ein kurzlebiger, zufälliger Klimaantrieb interpretiert, wirksam während maximal 1 bis 3 Jahren», erläutern Imogen Gabriel und Michael Sigl, die Hauptautor:innen der Studie von der Universität Bern.

Die frühmittelalterliche Serie von Eruptionen wird in der Studie als «Icelandic Active Period bezeichnet. Sie begann mit Ausbrüchen des Vulkans Katla zwischen 751 und 763, die teils bis in die Stratosphäre reichten und mit starken winterlichen Abkühlungsanomalien in ganz Europa zusammenfielen. Diese Kältezeiten können aufgrund von Isotopendaten aus Tropfsteinhöhlen (wie der Spannagelhöhle in den Zillertaler Alpen) sowie mit historischen Quellen von Irland bis zum Mittelmeer rekonstruiert werden.

Strafe Gottes
Wie sich diese historischen Klimaveränderungen auf die frühmittelalterliche Gesellschaft auswirkte, schildert der an der Studie beteiligte Byzanzforscher Johannes Preiser-Kapeller vom Institut für Mittelalterforschung der ÖAW: «In den historischen Quellen wird nicht nur beschrieben, dass es sehr kalt war, sondern, dass die extremen Temperaturen Tiere sterben und Feldfrüchte erfrieren ließen. Die Menschen litten nicht nur unmittelbar Not, sondern waren auf verschiedenen Ebenen tief erschüttert», berichtet der ÖAW-Forscher.

Als sich im März 764 auch noch ein Meteorschauer – ein beeindruckendes astronomisches Phänomen, das den Himmel erleuchten lässt – ereignete, dachten viele Menschen, das Ende der Welt sei gekommen. Diese Krisenzeit schlug sich auch auf die politische Wetterlage nieder. Für das damalige Byzantinische Reich, zu dem Preiser-Kapeller forscht, war es eine Zeit innerer Konflikte, die als «Bilderstreit» in die Geschichte einging. Preiser-Kapeller: «Man stritt darum, wie man das Göttliche richtig verehrt. Aus Sicht eines Bilderverehrers war der Kaiser schuld, weil er verbot, die Heiligen angemessen zu verehren. Die Krise wurde also politisch instrumentalisiert und als Strafe Gottes interpretiert.»

Vulkane bei Klimamodellen bisher zu wenig berücksichtigt
Was der interdisziplinäre Ansatz der Studie auch illustriert: den bedeutenden Beitrag anhaltender vulkanischer Sulfatemissionen zur vorindustriellen atmosphärischen Aerosolbelastung, der in bisherigen Schätzungen zur Rekonstruktion des Klimas nicht ausreichend berücksichtigt wurde. Und er unterstreicht die Notwendigkeit weiterer interdisziplinärer Forschung, um mit diesen Phänomenen verbundene Klimarückkopplungen in Vergangenheit und Gegenwart besser zu verstehen.

Publikationsangaben:
“Decadal-to-centennial increases of volcanic aerosols from Iceland challenge the concept of a Medieval Quiet Period”, Imogen Gabriel, Gill Plunkett, Peter Abbott, Melanie Behrens, Andrea Burke, Nathan Chellman, Eliza Cook, Dominik Fleitmann, Maria Hörhold, William Hutchison, Joseph McConnell, Bergrún Óladóttir, Johannes Preiser-Kapeller, Jakub Sliwinski, Patrick Sugden, Birthe Twarloh, and Michael Sigl, Nature Commun Earth Environ, 2024
DOI: doi.org/10.1038/s43247-024-01350-6
https://www.nature.com/articles/s43247-024-01350-6
pdf: https://www.nature.com/articles/s43247-024-01350-6.pdf

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• Klimawandel

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Quelle: ESA 22. September 2022.

22. September 2022 – Das einzigartige Konzept der Satellitenmission Harmony soll nun verwirklicht werden und eine Fülle neuer Informationen über unsere Ozeane, das Eis, Erdbeben und Vulkane hervorbringen, die einen wichtigen Beitrag zur Klimaforschung und Risikoüberwachung leisten werden.

Die im Rahmen des FutureEO-Programms der ESA entwickelten Earth Explorers sind wegweisende Forschungsmissionen, die aufzeigen, wie neuartige Beobachtungsmethoden zu neuen wissenschaftlichen Erkenntnissen über unseren Heimatplaneten führen. Sie treiben die Wissenschaft und Technologie voran und befassen sich mit Fragen, die sich direkt auf den Klimawandel und gesellschaftliche Themen wie die Verfügbarkeit von Nahrungsmitteln, Wasser, Energie, Ressourcen und die öffentliche Gesundheit auswirken.

Die Erde ist ein hochdynamisches System, wo der Transport und Austausch von Energie und Materie durch zahlreiche Prozesse und Rückkopplungsmechanismen geregelt wird. Die Aufschlüsselung dieser komplexen Prozesse ist eine riesige Herausforderung, um zu verstehen, wie unser Erd-System funktioniert.

Durch Harmony wird unser Verständnis noch viel klarer werden.

Harmony wird durch die Stärkung der Wissenschaft auch zur Lösung gesellschaftlicher Probleme beitragen, wie sie in den Grand Challenges des Weltklimaforschungsprogramms und in den Zielen für nachhaltige Entwicklung der Vereinten Nationen festgelegt sind.

Diese aufregende neue Mission besteht aus zwei identischen Satelliten, die im Konvoi mit einem Copernicus Sentinel-1-Satelliten die Erde umkreisen. Jeder Harmony-Satellit ist mit einem Synthetischen Apertur Radar, das nur den Empfang ermöglicht, sowie mit einem Multiview-Thermo-Infrarot-Instrument ausgestattet.

Harmony wird zusammen mit den Beobachtungen von Sentinel-1 eine umfangreiche Palette einzigartiger hochauflösender Beobachtungen von Bewegungen an oder nahe der Erdoberfläche liefern.

Der leitende Forscher von Harmony, Paco López-Dekker von der Technischen Universität Delft in den Niederlanden, erklärt: „Harmony wird beispielsweise zur Quantifizierung der Prozesse eingesetzt, die den Austausch von Schwung, Wärme und Feuchtigkeit zwischen der Meeresoberfläche und der darüber liegenden Luft bestimmen. Dieser Austausch beeinflusst die Prozesse in der unteren Atmosphäre, bestimmt die Wettermuster und wirkt sich auf unser Klima aus.

„Es wird auch zur Untersuchung der Verformung und der Strömungsdynamik an den sich schnell verändernden Rändern des Eisschildes eingesetzt, um den Anstieg des Meeresspiegels besser nachvollziehen zu können.

„Harmony wird außerdem die Bewegung von Gebirgsgletschern beobachten, die für die Versorgung von Hunderten von Millionen Menschen mit Süßwasser entscheidend sind. Die Bedeutung des Verständnisses ihrer Veränderungen kann daher nicht hoch genug eingeschätzt werden.

„Außerdem wird Harmony für die Messung kleinerer Veränderungen der Landoberfläche eingesetzt, wie z. B. bei Erdbeben und vulkanischer Aktivität, und trägt somit zur Risikoüberwachung bei.“

Das Konzept von Harmony wurde in den letzten vier Jahren einer strengen Machbarkeitsprüfung und einem Vorentwicklungsprozess unterzogen, an dessen Ende der Programmausschuss der ESA für Erdbeobachtung (PB-EO) den Vorschlag der ESA akzeptierte, u. a. auf der Grundlage der wissenschaftlichen Beratung und der Empfehlung des Beratenden Ausschusses für Erdbeobachtung (ACEO).

René Forsberg, Mitglied des Beratenden Ausschusses für Erdbeobachtung der ESA, sagte: „Die bahnbrechenden Forschungsmissionen der ESA, die Earth Explorer, sind von grundlegender Bedeutung für die Stellung Europas als Weltmarktführer in der Erdbeobachtung. Wir freuen uns sehr, dass Harmony sich dieser außergewöhnlichen Familie von Missionen anschließt und sind überzeugt, dass sie bedeutende Fortschritte im Verständnis der Vorgänge auf unserem fragilen Planeten bringen wird.“

Simonetta Cheli, ESA-Direktorin für Erdbeobachtungsprogramme, fügte hinzu: „Die Earth Explorers sind in der Tat entscheidend für unser FutureEO-Programm – ein Programm, das neue Ideen zur Entwicklung bahnbrechender Satellitenmissionen und -konzepte sowie zur Erprobung innovativer Technologien nutzt. FutureEO fördert kreative neue Wege zur Nutzung der Erdbeobachtung und ermöglicht so die Entfaltung wissenschaftlicher Spitzenleistungen zur Bewältigung der gesellschaftlichen Herausforderungen von morgen.

„Die neuartige Technologie und die von den Earth Explorers erprobten Beobachtungsmethoden sind ebenfalls von entscheidender Bedeutung für die Entwicklung „operativer“ Missionen, wie z. B. die europäischen Copernicus Sentinel Missionen, die systematische Daten für Umweltdienste liefern.

„Wir gehen bei Harmony davon aus, dass seine Technologie wichtig für die Erweiterung der Kapazitäten der Copernicus Sentinel-1 Next Generation Mission sein wird.“

Da Harmony nun offiziell als zehnter Earth Explorer ausgewählt wurde, ist die Mission Teil des ESA-Vorschlags für die Erdbeobachtung der Zukunft (Earth Observation FutureEO) auf der bevorstehenden Ratstagung auf Ministerebene (CM22), bei der die Mitgliedstaaten Finanzierungsentscheidungen treffen werden.

Der nächste Schritt ist dann die Feinabstimmung des Missionskonzeptes und der anschließende Bau im Hinblick auf den Start der Satelliten im Jahr 2029.

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• ESA

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Quelle: GFZ.

13. April 2022 – Auch vor der Küste der Antarktis gibt es Vulkane. Am Tiefseevulkan Orca, der seit langem inaktiv ist, wurde 2020 eine Folge von mehr als 85.000 Erdbeben registriert, ein Schwarmbeben, das bis dahin für diese Region nicht beobachtete Ausmaße erreichte. Dass solche Ereignisse auch in derart abgelegenen und daher schlecht instrumentierten Gebieten sehr detailliert untersucht und beschrieben werden können, zeigt nun die Studie eines internationalen Teams, die in der Fachzeitschrift „Communications Earth and Environment“ veröffentlicht wurde. Unter Leitung von Simone Cesca vom Deutschen GeoForschungsZentrum Potsdam (GFZ) waren Forschende aus Deutschland, Italien, Polen und den Vereinigten Staaten beteiligt. Mit der kombinierten Anwendung von seismologischen, geodätischen und Fernerkundungs-Techniken konnten sie ermitteln, wie der schnelle Transfer von Magma vom Erdmantel nahe der Krusten-Mantel-Grenze bis fast zur Oberfläche zu dem Schwarmbeben führte.

Der Orca-Vulkan zwischen Südamerikas Spitze und der Antarktis
Schwarmbeben treten hauptsächlich in vulkanisch aktiven Regionen auf. Als Ursache wird daher die Bewegung von Fluiden in der Erdkruste vermutet. Der Orca-Seamount ist ein großer submariner Schildvulkan mit einer Höhe von etwa 900 Metern über dem Meeresboden und einem Basisdurchmesser von rund 11 Kilometern. Er liegt in der Bransfield-Straße, einem Meereskanal zwischen der Antarktischen Halbinsel und den Süd-Shetland-Inseln, südwestlich der Südspitze von Argentinien.

„In der Vergangenheit war die Seismizität in dieser Region mäßig. Im August 2020 begann dort allerdings ein intensiver seismischer Schwarm mit mehr als 85.000 Erdbeben innerhalb eines halben Jahres. Er stellt die größte seismische Unruhe dar, die dort jemals aufgezeichnet wurde“, berichtet Simone Cesca, Wissenschaftler in der Sektion 2.1 Erdbeben- und Vulkanphysik des GFZ und Leiter der jetzt veröffentlichten Studie. Gleichzeitig mit dem Schwarm wurde auf dem benachbarten King George Island eine seitliche Bodenverschiebung von mehr als zehn Zentimetern und einer geringen Hebung von etwa einem Zentimeter aufgezeichnet.

Cesca hat diese Ereignisse mit Kolleg*innen vom National Institute of Oceanography and Applied Geophysics – OGS und der Universität Bologna (Italien), der Polnischen Akademie der Wissenschaften, der Leibniz-Universität Hannover, des Deutschen Luft- und Raumfahrtzentrums (DLR) und der Universität Potsdam untersucht. Dabei standen sie vor der Herausforderung, dass es in der abgelegenen Gegend nur wenige konventionelle seismologische Instrumente gibt, nämlich nur zwei seismische Stationen und zwei GNSS-Stationen (Bodenstationen des Globalen Navigations-Satelliten-Systems, die Bodenverschiebungen messen). Um die Chronologie und Entwicklung der Unruhen zu rekonstruieren und ihre Ursache zu ermitteln, hat das Team daher zusätzlich Daten von entfernteren seismischen Stationen und Daten von InSAR-Satelliten, die mittels Radarinterferometrie Bodenverschiebungen messen, ausgewertet. Ein wichtiger Schritt war dabei die Modellierung der Ereignisse mit einer Reihe geophysikalischer Methoden, um die Daten richtig zu interpretieren.

Die Rekonstruktion der seismischen Ereignisse
Die Forschenden haben den Beginn der Unruhen auf den 10. August 2020 zurückdatiert und den ursprünglichen globalen seismischen Katalog, der nur 128 Erdbeben enthielt, auf mehr als 85.000 Ereignisse erweitert. Der Schwarm erreichte seinen Höhepunkt mit zwei großen Erdbeben am 2. Oktober (Mw 5,9) und am 6. November (Mw 6,0) 2020, bevor er abflaute. Bis Februar 2021 war die seismische Aktivität deutlich zurückgegangen.

Als Hauptursache für das Scharmbeben identifizieren die Forschenden eine Magma-Intrusion, die Ausbreitung eines größeren Magma-Volumens. Denn seismische Prozesse allein können die beobachtete starke Oberflächendeformation auf King George Island nicht erklären. Die Magma-Intrusion wird unabhängig von geodätischen Daten bestätigt.

Die Seismizität wanderte von ihrem Ursprungsort zunächst nach oben und dann seitlich: Tiefere, gebündelte Erdbeben werden als Reaktion auf die vertikale Ausbreitung von Magma aus einem Reservoir im oberen Erdmantel oder an der Grenze zwischen Kruste und Erdmantel interpretiert. Flachere sogenannte Krustenbeben breiteten sich von Nordost nach Südwest aus. Sie wurden durch den sich seitlich ausbreitenden Magmadamm ausgelöst, der eine Länge von etwa 20 km erreicht.

Die Seismizität nahm Mitte November, nach rund drei Monaten anhaltender Aktivität, abrupt ab. Das fällt mit dem Auftreten des größten Erdbebens der Serie mit einer Magnitude von Mw 6,0 zusammen. Das Ende des Schwarms lässt sich durch den Druckverlust im Magmastollen erklären, der mit dem Abrutschen einer großen Verwerfung einhergeht. Das könnte den Zeitpunkt eines Ausbruchs am Meeresboden markieren, der aber bislang nicht durch andere Messungen bestätigt werden konnte.

Die Forschenden schließen durch Modellierung von GNSS- und InSAR-Daten, dass das Volumen der Magma-Intrusion von Bransfield eine Größenordnung von 0,26-0,56 Kubikkilometer aufweist. Das macht diese Episode auch zur größten magmatischen Unruhe, die jemals in der Antarktis geophysikalisch überwacht wurde.

Résumé
Simone Cesca resümiert: „Unsere Studie stellt die erfolgreiche Untersuchung einer seismo-vulkanischen Unruhe an einem abgelegenen Ort der Erde dar, bei der uns die kombinierte Anwendung von Seismologie, Geodäsie und Fernerkundungstechniken ein Verständnis von Erdbebenprozessen und Magmatransport in schlecht instrumentierten Gebieten ermöglicht hat. Dies ist einer der wenigen Fälle, in denen wir mit geophysikalischen Mitteln ein Eindringen von Magma aus dem oberen Mantel oder der Krusten-Mantel-Grenze in die flache Kruste beobachten können – einen schnellen, nur wenige Tage dauernden Magmatransfer vom Mantel bis fast zur Oberfläche.“

Originalpublikation:
Cesca, S., Sugan, M., Rudzinski, Ł., Vajedian, S., Niemz, P., Plank, S., Petersen, G., Deng, Z., Rivalta, E., Vuan, A., Plasencia Linares, M. P., Heimann, S., and Dahm, T., 2022. Massive earthquake swarm driven by magmatic intrusion at the Bransfield Strait, Antarctica, Communications Earth & Environment, doi: 10.1038/s43247-022-00418-5
https://www.nature.com/articles/s43247-022-00418-5

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• Planet Erde

Der Beitrag Unterwasservulkan Orca: Modellierung von GNSS- und InSAR-Daten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Würzburg.

25. Januar 2022 – Am frühen Morgen des 15. Januar 2022 brach im Pazifik der Unterwasservulkan Hunga Tonga aus. Am Abend wurden die Luftdruckwellen der Explosion von Messgeräten des Deutschen Wetterdienstes über Deutschland registriert: zuerst im Norden auf Helgoland, 38 Minuten danach auch im Süden, in Hohenpeißenberg.

Nachdem die Druckwelle den Globus umrundet hatte und über Algerien aufeinandergeprallt war, kam es wenige Stunden später zur einer Gegenwelle aus südlicher Richtung.

Diese beiden Hauptdruckwellen wurden auch von den rund 70 aktiven Bienenstöcken des Projekts we4bee registriert, die mit Luftdrucksensoren ausgestattet und über ganz Deutschland verteilt sind. Ein Forschungsteam um Informatik-Professor Andreas Hotho von der Uni Würzburg hat die Wellen auf einer Landkarte visualisiert. Das Ergebnis (animierte gifs) ist auf den Webseiten der Informatik veröffentlicht.

Bienen als Biosensoren
In den High-Tech-Bienenstöcken von we4bee stecken nicht nur Luftdrucksensoren, sondern viele weitere Messgeräte. Sie erfassen unter anderem Temperatur, Luftfeuchtigkeit, Schall, Vibration und Feinstaubbelastung. Gleichzeitig werden Wetterdaten aufgezeichnet.

An Andreas Hothos Lehrstuhl für Data Science werden die Daten gesammelt und analysiert, auch mit Methoden des maschinellen Lernens. Damit sollen Muster im Verhalten von Bienenvölkern erkennbar und möglichst auch vorhersagbar werden. Die Analysen kommen der Forschung und der Lehre ebenso zugute wie der Imkerei: Hothos Team hat bereits ein Modell erstellt, mit dem sich sehr gut automatisch erkennen lässt, zu welchem Zeitpunkt ein Bienenvolk ausschwärmt.

Fakten zu we4bee
Zu den Zielen des we4bee-Projekts gehört es, mit Bienen als Biosensoren künftig Unwetter, Trockenperioden oder Erdbeben vorhersagen zu können. Denn aus dem Verhalten des Insektenstaats lässt sich womöglich frühzeitig ablesen, ob Extremwetter oder Naturkatastrophen drohen. Das Projekt verfolgt außerdem Ziele der Umweltbildung: Seine Bienenstöcke stehen zum großen Teil an Schulen und können dort mitsamt ihres Daten-Outputs für den Unterricht genutzt werden.

we4bee wurde von dem emeritierten Würzburger Biologieprofessor Jürgen Tautz ins Leben gerufen. Er leitet das Projekt gemeinsam mit Andreas Hotho und der Geschäftsführerin Dr. Claudia Leikam, die unter anderem für die Betreuung der Bienenstöcke an den Schulen zuständig ist. Anfangs wurde we4bee von der Audi Stiftung für Umwelt gefördert (2018/2019), der aktuelle Förderer ist das Bayerische Staatsministerium für Digitales.

Webseite we4bee: https://we4bee.org/ .

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• Planet Erde

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

12. Januar 2022 – Fast 20 Jahre nach dem Ende der NASA-Mission Galileo zum Jupiter haben Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen den umfangreichen Datensätzen der Mission ein neues Geheimnis entlockt. Das Forscherteam konnte erstmals zweifelsfrei bestimmen, dass es sich bei den hochenergetischen Ionen, die den Gasriesen als Teil seiner inneren Strahlungsgürtel umgeben, in erster Linie um Sauerstoff- und Schwefel-Ionen handelt. Sie dürften ihren Ursprung in Vulkanausbrüchen auf dem Jupitermond Io haben. In der Nähe der Umlaufbahn des weiter innen kreisenden Mondes Amalthea entdeckte das Team zudem eine unerwartete hohe Konzentration hochenergetischer Sauerstoff-Ionen, die sich nicht durch Ios vulkanische Aktivität erklären lässt. Hier muss eine bisher unbekannte Ionenquelle am Werk sein. Die Ergebnisse der Studie erscheinen heute in der Fachzeitschrift Science Advances.

Planeten wie Erde, Jupiter und Saturn, die ein eigenes, globales Magnetfeld besitzen, sind von so genannten Strahlungsgürteln umgeben: Eingefangen im Magnetfeld sausen dort schnelle, geladene Teilchen wie Elektronen, Protonen und schwerere Ionen umher und bilden so die unsichtbaren, torusförmigen Strahlungsgürtel. Mit ihren hohen Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit können die Teilchen andere Moleküle bei Zusammenstoßen ionisieren und erzeugen somit eine lebensfeindliche Umgebung, die auch Raumsonden und ihren Instrumenten gefährlich werden kann. Die in dieser Beziehung extremsten Strahlungsgürtel des Sonnensystems umhüllen den Gasriesen Jupiter. In ihrer aktuellen Veröffentlichung legen die Forscherinnen und Forscher vom MPS, dem California Institute of Technology (USA), dem Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (USA), dem Laboratory of Instrumentation and Experimental Particle Physics (Portugal) und der Akademie von Athen (Griechenland) nun die bisher aussagekräftigste Untersuchung der schweren Ionen in den inneren Strahlungsgürteln des Jupiters vor.

Wie das gewaltige Magnetfeld des Jupiters reichen auch seine Strahlungsgürtel mehrere Millionen Kilometer weit ins All; allerdings ist die Region innerhalb der Umlaufbahn des Mondes Europa, also ein Bereich mit einem Radius von etwa 670.000 Kilometern um den Gasriesen, Schauplatz der höchsten Teilchendichten und -geschwindigkeiten. Vom Jupiter aus betrachtet ist Europa nach Io der zweite der vier großen, nach ihrem Entdecker als Galileische Monde bezeichneten Jupiter-Trabanten. Mit den Raumsonden Pioneer 11 Mitte der 70er Jahre, Galileo von 1995 bis 2003 und derzeit Juno haben sich bisher drei Weltraummissionen in diesen innersten Bereich der Strahlungsgürtel vorgewagt und vor Ort Messungen durchgeführt. „Leider lässt sich aus den Messdaten von Pioneer 11 und Juno nicht zweifelsfrei schließen, welche Art von Ionen die Raumsonden dort angetroffen haben“, beschreibt Dr. Elias Roussos vom MPS, Erstautor der aktuellen Studie, den Forschungsstand. „Auch ihre Energien und ihr Ursprung waren deshalb bisher unklar“, fügt er hinzu. Erst die nun wiederentdeckten Messdaten aus den letzten Monaten der Galileo-Mission konnten Abhilfe schaffen.

Vordringen in die inneren Strahlungsgürtel
1995 erreichte die NASA-Raumsonde Galileo das Jupitersystem. Ausgerüstet mit den Instrumenten Heavy Ion Counter (HIC), das vom California Institute of Technology zur Verfügung gestellt wurde, und Energetic Particle Detector (EPD), das vom Johns Hopkins Applied Physics Laboratory in Zusammenarbeit mit dem MPS entwickelt und gebaut wurde, lieferte die Mission in den folgenden acht Jahren grundlegende Erkenntnisse zur Verteilung und Dynamik der geladenen Teilchen in der Umgebung des Gasriesen. Um die Raumsonde zu schützen, durchflog sie jedoch zunächst nur die äußeren, weniger extremen Regionen der Strahlungsgürtel. Erst 2003 kurz vor Ende der Mission, als ein größeres Risiko einzugehen vertretbar war, drang Galileo in den inneren Bereich vor und erreichte gar die Umlaufbahnen der inneren Monde Amalthea und Thebe. Vom Jupiter aus betrachtet sind Amalthea und Thebe der dritte und vierte Mond des riesigen Planeten. Die Umlaufbahnen von Io und Europa verlaufen weiter außen.

„Eigentlich war damit zu rechnen, dass die Messdaten von HIC und EPD aus dem inneren Bereich des Strahlungsrings wegen der hohen Strahlenbelastung kaum brauchbar sein würden. Schließlich wurde keines der beiden Instrumente speziell für den Einsatz in einer derart rauen Umgebung entwickelt“, beschreibt Roussos seine Erwartungen, als er vor drei Jahren begann, an der aktuellen Studie zu arbeiten. Dennoch wollte sich der Forscher selbst überzeugen. Als Mitglied der NASA-Mission Cassini hatte er zwei Jahre zuvor die letzten, ähnlich gewagten Flugmanöver von Cassini am Saturn miterlebt und die einzigartigen Daten aus dieser letzten Missionsphase ausgewertet. „Der Gedanke an die längst abgeschlossene Mission Galileo lag da nahe“, erinnert sich Roussos. Zu seiner eigenen Überraschung fanden sich zwischen vielen unbrauchbaren Messungen auch einige, die sich mit viel Mühe auswerten ließen.

Rätselhafte Sauerstoff-Ionen
Mit Hilfe dieses wissenschaftlichen Schatzes konnten die Autorinnen und Autoren der aktuellen Studie nun erstmals die Art der Ionen innerhalb der inneren Strahlungsgürtel bestimmen sowie ihre Geschwindigkeiten und räumliche Verteilung. Anders als in den Strahlungsgürteln von Erde und Saturn, in denen vor allem Protonen vorkommen, finden sich in der Region innerhalb der Umlaufbahn des Jupitermondes Io auch große Mengen der deutlich schwereren Sauerstoff- und Schwefel-Ionen, wobei von beiden die Sauerstoff-Ionen überwiegen. „Die Energieverteilung der schweren Ionen außerhalb der Umlaufbahn von Amalthea deutet daraufhin, dass sie größtenteils von weiter außen eingetragen werden“, so Roussos. Als Quellen kommen vor allem der Mond Io selbst in Frage, dessen mehr als 400 aktive Vulkane immer wieder große Mengen an Schwefel und Schwefeldioxid ins All schleudern, und in geringerem Maße der Mond Europa.

Weiter innen, innerhalb der Umlaufbahn von Amalthea, ändert sich die Ionen-Zusammensetzung dramatisch zu Gunsten von Sauerstoff. „Die Konzentration und die Energie der Sauerstoff-Ionen ist dort deutlich höher als erwartet“, so Roussos. Dabei müsste die Ionen-Konzentration in diesem Bereich eigentlich abnehmen. Denn die Monde Amalthea und Thebe absorbieren von außen eindringende Ionen; ihre Umlaufbahnen bilden somit eine Art natürliche Ionen-Barriere. Dieses Phänomen ist aus den Strahlungsgürteln des Saturnsystems mit seinen vielen Monden bekannt.

Einzige Erklärung für die erhöhte Konzentration an Sauerstoff-Ionen ist deshalb eine andere, lokale Quelle im innersten Bereich der Strahlungsgürtel. So könnten etwa Zusammenstöße von Schwefel-Ionen mit den feinen Staubteilchen der Jupiterringe Sauerstoff freisetzen. Die im Vergleich zum Saturn deutlich unscheinbareren Ringe reichen in etwa bis zur Umlaufbahn von Thebe hinaus. Simulationen der Forscherinnen und Forscher zeigen, dass dieser Prozess den Sauerstoff-Ionen-Fund erklären könnte. Ebenfalls denkbar wäre, dass niederfrequente elektromagnetische Wellen in der Umgebung der innersten Strahlungsgürtel Sauerstoff-Ionen auf die beobachteten Energien aufheizen könnten.

„Aktuell lässt sich nicht zugunsten einer von beiden möglichen Quellen unterscheiden“, so Roussos. Beide möglichen Mechanismen weisen jedoch Parallelen zur Erzeugung hochenergetischer Teilchen in stellaren oder extrasolaren Umgebungen auf. Roussos hofft, dass diese Tatsache die künftige Erforschung durch eine speziell dafür vorgesehene Weltraummission rechtfertigt.

Originalveröffentlichungen
1.
Elias Roussos, Christina Cohen, Peter Kollmann, Marco Pinto, Norbert Krupp, Patricia Gonçalves, Konstantinos Dialynas:
A source of very energetic oxygen located in Jupiter’s inner radiation belts,
Science Advances, 12. Januar 2022
2.
Elias Roussos et al.:
The in-situ exploration of Jupiter’s radiation belts,
Experimental Astronomy, 30. Oktober 2021

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• Planet Jupiter

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Quelle: Naturhistorisches Museum Wien.

10. Dezember 2021 – Glas ist ein Material, das in unserem täglichen Leben häufig vorkommt, aber auch in der Natur in Erscheinung tritt. Natürliches Glas existiert auf der Erde in verschiedenen geologischen Formen, hauptsächlich als vulkanisches Glas oder Obsidian (entsteht bei schneller Abkühlung von Lava und besitzt einen charakteristischen Wassergehalt von mehr als 0,1%), seltener als Fulgurit (Glas, das durch die Aufschmelzung von Sand oder Gestein bei einem Blitzschlag entsteht) oder als Impaktglas, das bei Meteoriteneinschlägen entsteht. Die Unterscheidung der verschiedenen Glas-Arten auf der Erde, dem Mond oder anderen Planeten kann oft herausfordernd sein.

Die kürzlich abgeschlossene Studie eines internationalen Forschungsteams unter der Leitung von Dr. Ludovic Ferrière, Kurator der Meteoritensammlung am Naturhistorischen Museum Wien, wurde in der wissenschaftlichen Fachzeitschrift „Geology“ veröffentlicht. Am Beispiel des Cali-Glases wurde gezeigt, dass anhand multimethodischer Ansätze zwischen verschiedenen Entstehungsarten von natürlichem Glas unterschieden werden kann. Das schwarze Cali-Glas – nahe der Stadt Cali im Westen Kolumbiens gefunden – ist nach zwei unterschiedlichen Hypothesen entweder durch einen Meteoriteneinschlag oder durch Vulkanismus entstanden, was bereits seit rund 200 Jahren in Wissenschaftskreisen diskutiert wurde, nachdem der deutsche Naturforscher Alexander von Humboldt dieses Glas erstmals 1823 beschrieben hatte. Bis ins frühe 20. Jahrhundert wurde aufgrund von Humboldts Beschreibung angenommen, dass es sich um eine ungewöhnliche Art von vulkanischem Glas handelt, einige spätere Wissenschaftler meinten schließlich jedoch, dass es sich um Impakt-Glas, sogenannten Tektit, handelt.

Eingehende wissenschaftliche Untersuchungen des Teams um Dr. Ludovic Ferrière, bestehend aus österreichischen, brasilianischen und kolumbianischen Wissenschaftler*innen, konnten einen Impaktursprung nun endgültig ausschließen und das Cali-Glas als vulkanisches Glas klassifizieren.

„Von Humboldt hatte von Anfang an Recht mit der Herkunft dieses Glases“, betont Dr. Ludovic Ferrière. „Unsere Ergebnisse legen außerdem nahe, dass auch andere ungewöhnliche Glasvorkommen, für die ein Meteoriteneinschlag als Ursprung vermutet, aber nicht nachgewiesen wurde, erneut und mit der gleichen Methodik untersucht werden sollten.“

Diese Arbeit zeigt auch, wie wichtig die Sammlungen von Museen für die Wissenschaft sind. Für diese Studie hat das Team sowohl historische Proben aus der Sammlung des Naturhistorischen Museums Wien, wie auch eine Reihe von kürzlich im Gelände gesammelten Proben bearbeitet.
„Naturhistorische Sammlungen sind nachweislich wichtig – nicht nur für wissbegierige Museumsgäste oder zur Bewahrung aus kulturellen Gründen. Wenn Forscher*innen Proben für Untersuchungen benötigen, greifen sie auf die vielseitigen Sammlungen hinter den Kulissen zurück“, sagt Dr. Katrin Vohland, Generaldirektorin des Naturhistorischen Museums.

Wissenschaftlicher Artikel:
Ferrière L., Crósta A.P., Wegner W., Libowitzky E., Iwashita F., and Koeberl C. 2021. Distinguishing volcanic from impact glasses—The case of the Cali glass (Colombia). Geology 49(12):1421–1425.

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• Meteoriten & Co – Boten aus dem Weltall.

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Quelle: DLR.

Wissenschaftler hegen seit langem die Vermutung, dass es auf dem Mars nicht nur ‚feuerspeiende‘ Vulkane gab, die große Mengen an glutflüssiger Lava über den Planeten verteilten. So sind zahlreiche konische Bergkegel auf der Nordhalbkugel des Roten Planeten möglicherweise das Ergebnis von Schlammvulkanismus. Allerdings fehlten den Forschern bisher Erkenntnisse, wie sich wasserreicher Schlamm an der Marsoberfläche verhält. Ein außergewöhnlicher Laborversuch unter Beteiligung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) konnte nun zeigen, wie Schlamm bei sehr tiefen Temperaturen und unter sehr geringem Atmosphärendruck fließt: Er verhält sich ähnlich fließender Lava auf der Erde. Die jetzt in der Fachzeitschrift NATURE Geoscience veröffentlichten Ergebnisse ergänzen das bestehende Bild des Mars und seiner von Vulkanismus geprägten Geschichte um eine wichtige Facette.

„Wir wissen seit langem, dass in der frühen Marsgeschichte vor mehreren Milliarden Jahren große Wassermengen in kurzer Zeit freigesetzt wurden und dabei Täler riesigen Ausmaßes in die Landschaft erodierten, die heute längst trockengefallen sind“, erklärt Ernst Hauber vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof, der an der Studie beteiligt ist. „Von diesen Ausflusstälern wurden umfangreich abgetragene zerkleinerte Gesteinsmassen in die nördlichen Tiefebenen des Planeten transportiert und dort schnell abgelagert. Später wurden diese Gesteinsmassen dann von jüngeren Sedimenten und vulkanischen Gesteinen überdeckt.“ Einige Marsforscher vermuteten schon bisher, dass diese wasserreichen Sedimente im Untergrund unter bestimmten Umständen verflüssigt worden sein könnten und unter Druck wieder an die Oberfläche gepresst wurden. In Anlehnung an den Aufstieg von Magma wird dieser Prozess, der auf der Erde in vielen Sedimentbecken gut dokumentiert ist, sedimentärer Vulkanismus oder kurz Schlammvulkanismus genannt.

Kleine Vulkankegel als Ergebnis von Schlammeruptionen?
In den nördlichen Tiefebenen des Mars befinden sich zehntausende konischer Hügel, die oft auf ihrem Gipfel einen kleinen Krater aufweisen und Ergebnis des Schlammvulkanismus sein könnten. Der Beweis dafür ist allerdings nicht leicht zu erbringen, was auch daran liegt, dass über das Verhalten von dünnflüssigem Schlamm unter den Umweltbedingungen an der Marsoberfläche wenig bekannt ist. Um diese Wissenslücke zu schließen führte eine Gruppe europäischer Wissenschaftler eine Reihe von Experimenten in einer zylinderförmigen Unterdruckkammer von 90 Zentimeter Durchmesser und 1,8 Meter Länge durch, bei denen wasserreicher Schlamm über eine kalte Sandfläche gegossen wurde. Ein Experimentaufbau, der – von der nicht simulierbaren Marsschwerkraft abgesehen – etwas an eine riesige „Klecker-Burg“ unter marsähnlichen Bedingungen erinnert.

Das Ziel der ungewöhnlichen Versuche war herauszufinden, wie die unterschiedlichen physikalischen Parameter die Wasserbestandteile im Schlamm beeinflussen und dadurch das Fließverhalten verändern. Das Resultat war überraschend: „Der Schlamm fließt unter dem geringen Atmosphärendruck auf dem Mars so ähnlich wie dünnflüssige sogenannte Pahoehoe- oder Stricklavaströme, die etwa von den großen Vulkanen auf Hawaii oder Island bekannt sind“, erklärt der Erstautor der Studie Dr. Petr Brož von der Tschechischen Akademie der Wissenschaften. Dieses Ergebnis war für die Forscher unerwartet, weil vergleichbare geologische Prozesse auf anderen Körpern im Sonnensystem oft so ähnlich ablaufen wie auf der Erde. „Unsere Experimente zeigen, dass selbst ein vermeintlich so einfacher Prozess wie das Fließen von Schlamm, den viele von uns seit ihrer Kindheit aus eigener Anschauung kennen, auf dem Mars ganz anders ablaufen würde.“

Kleiner Atmosphärendruck mit großer Wirkung
Der entscheidende Grund für das Fließverhalten des Schlamms ist die sehr dünne Marsatmosphäre, deren Druck 150mal geringer ist als der Atmosphärendruck auf der Erde in Meereshöhe. Dieser Unterschied hat eine große Wirkung: Unter diesen Bedingungen ist Wasser in flüssiger Form an der Marsoberfläche nicht stabil und fängt an zu kochen und zu verdunsten. Dieser Prozess absorbiert latente Wärme im Wasserdampf und kühlt den restlichen Schlamm, der daraufhin oberflächlich gefriert und eine Kruste bildet. Latente Wärme wird bei einem Phasenübergang, etwa beim Gefrieren oder beim Auftauen von einem Gegenstand abgegeben oder aufgenommen ohne dass sich dabei seine Temperatur ändert.

„Natürlich wussten wir schon vorher, dass flüssiges Wasser unter niedrigem Druck schneller anfängt zu kochen – deswegen dauert es beispielsweise auch länger, Nudeln auf hohen Bergen auf der Erde weich zu kochen“, erklärt Ernst Hauber. „Doch welche Auswirkungen dieser bekannte Effekt auf Schlamm hat, wurde noch nie vorher experimentell untersucht. Es hat sich wieder einmal gezeigt, dass man die unterschiedlichen physikalischen Bedingungen immer berücksichtigen muss, wenn man scheinbar einfache Oberflächenformen auf anderen Planeten untersucht. Wir wissen jetzt, dass wir bei der Analyse von manchen Fließerscheinungen nicht nur an Lava, sondern auch an Schlamm denken müssen“, so Hauber weiter.

Im Detail konnte das Forscherteam zeigen, dass sich die experimentellen Schlammströme wie Pahoehoe-Laven verhalten, weil jeweils kleine Mengen flüssigen Schlamms aus kleinen Rissen in der Eiskruste an der Oberfläche austreten und weitere Fließzungen bilden, bevor sie selbst wieder zufrieren. Falls Schlamm tatsächlich auf dem Mars an der Oberfläche austritt, kann er also tatsächlich eine Zeit lang fließen, ehe er bei den niedrigen Temperaturen erstarrt. Allerdings wird sich die Morphologie, also die Form der Schlammströme, von denen auf der Erde unterscheiden. Die jetzt durchgeführten Forschungsarbeiten sind auch für andere planetare Körper wichtig, denn ähnliche Prozesse könnten bei sogenannten kryovulkanischen Eruptionen, bei denen statt Magma oder Schlamm flüssiges Wasser an die Oberfläche gelangt, ebenfalls eine Rolle spielen, so etwa auf Eismonden im äußeren Sonnensystem.

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• Planet Mars

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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

Der Beitrag Planet mit dünner, dichter Kruste – Merkur erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Star-Light.

Von der Sonne aus gesehen ist die Venus der zweite Planet im Sonnensystem. Trotzdem ist es auf der Venus heißer als auf dem Merkur, dem innersten Planeten im Sonnensystem. Das liegt am extremen Treibhauseffekt auf der Venus. Der Planet ist immer von einer geschlossenen Wolkendecke umgeben. Stark schwefelhaltige Wolkenschichten absorbieren 90% des Sonnenlichts und verhindern jeden Blick auf die Oberfläche.

Darunter befindet sich eine Schicht die überwiegend aus Kohlendioxid und etwas Stickstoff besteht. Die Venus hat die dichteste Atmosphäre im Sonnensystem und der Atmosphärendruck ist 92-mal so hoch wie auf der Erde. Die Temperatur liegt bei konstanten 460 Grad Celsius. Die Winde erreichen Geschwindigkeiten von 300 km/h.

Ein Großteil des heutigen Wissens über die Venus verdanken wir der Raumfahrt. Nur mit ihrer Hilfe konnten wir einen Blick durch die Wolkenschichten auf die Oberfläche der Venus werfen. Vermuteten unsere Vorfahren noch eine üppige Dschungelwelt unter den Wolken brachten Radarbilder ein völlig anderes Bild ans Licht.

Die Oberfläche ist überwiegend durch Vulkanismus geprägt worden. Über einen langen Zeitraum müssen Lavaströme die Oberfläche überflutet haben. Insgesamt ist die Venus nicht so gebirgig wie die Erde und man hat keine Plattentektonik feststellen können. Durch die dichte der Atmosphäre erreichen nur die größeren Brocken aus dem All die Oberfläche ohne zu verdampfen. Knapp 1000 Einschlagkrater von mindestens 30 km Durchmesser zeugen davon.

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

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Erstellt von Andreas Morlok. Quelle: Nature, Université Paris-Sudsss

Die Tharsis-Region ist ein ungefähr 5.000 Kilometer durchmessendes Gebiet großer, früherer vulkanischer Aktivität auf dem Mars. Gekennzeichnet ist dieses durch eine riesige ‚Beule‘ bestehend aus Vulkanen, darunter Olympus Mons, dem größten Vulkan im Sonnensystem überhaupt. Das Wachstum der Region begann während des Noachiums (vor über 3.7 Milliarden Jahren) und setzte sich in mehreren Stadien bis vor etwa 3 Milliarden Jahren in die folgende Amazonische Periode fort. Die Entstehung und die damit verbundenen Massenbewegungen im Mantel und an der Oberfläche hatten Auswirkungen weit über die Region hinaus – nämlich auf den ganzen Planeten.

Das ist das Ergebnis eines in Nature veröffentlichten Papers, Late Tharsis formation and implications for early Mars (doi:10.1038/nature17171) von einer Forschergruppe um Dr. Sylvain Bouley von der Université Paris-Sud (Press Release hier, und hier ein Tagungsabstrakt). Es handelt sich um eine interdisziplinäre Studie, die Ergebnisse von Geomorphologie, Klimaforschung, Planetologie und Geophysik verbindet.

Es ging zunächst um ein altes Problem auf der Marsoberfläche – wieso kommen die Flusstäler nur in einer sehr begrenzen Region vor oder wie sind die Eisvorkommen abseits der Pole entstanden? Die in einem früheren, feuchten Klima entstandenen Täler kommen in einer Hochland-Region vor, die seltsamerweise relativ zum heutigen Äquator gekippt ist. Und die besten klimatischen Bedingungen für die Bildung solcher Täler waren wohl entlang des Äquators.

Vor der Entstehung von Tharsis war die Stabilität der Rotationsachse durch die topographischen Unterschiede zwischen den Tiefländern auf der Nordhalbkugel und den Hochländern im Süden kontrolliert. Frühere Modellierungen des Planeten vor der Bildung von Tharsis zeigen ebenfalls einen im Vergleich zu heute verschobenen Pol an.

Dabei ist allerdings nicht die Achse des Planeten selber gekippt, es haben sich Mantel und Kruste auf dem Kern verschoben und relativ zur Achse neu ausgerichtet, ein True Polar wander (TPW) Ereignis.

In der Studie wurde die Senkrechte (Normale) auf der Ebene durch den Planeten, in der die Flusstäler vorkommen, berechnet. Und diese liegt ähnlich des in dem Paper modellierten ‚Ur‘-Pols des Mars. So war also die Unwucht der gewaltigen Massenverschiebungen ausreichend, um die Kruste des Mars verrutschen zu lassen – und zwar um bis zu 25 Grad.

Und im Gebiet dieses ‚Ur‘-Pols finden sich auch Anzeichen auf größere Eismassen im Untergrund, die mit dem SHARAD (Shallow Subsurface Radar) entdeckt wurden. Auch am damaligen Südpol finden sich Geländeformationen, die auf früheres Eis hindeuten.

Zuvor war der Übergang zwischen Hoch- und Tiefländern parallel zum Äquator ausgerichtet, wo auch die meisten Niederschläge stattfanden, möglicherweise als direkte Auswirkung der Freisetzung von Wasser durch die gewaltige vulkanische Aktivität durch die Bildung der Tharsis-Region. Bei einer ähnlichen Verschiebung auf der Erde gäbe es laut dem Erstautor Bouley Nordlichter in Frankreich und Weinanbau wäre im Sudan möglich. Ein massiver Einfluss auf das Klima auf dem Mars durch dieses Ereignis dürfte also wohl stattgefunden haben, weshalb die Ergebnisse dieser Studie gerade wichtig für Modelle des frühen, feuchteren roten Planeten sind.

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• Planet Mars

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: FU Berlin, DLR, ESA, Wikipedia. Vertont von Peter Rittinger.

Bereits seit dem 25. Dezember 2003 befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Mars Express in einer Umlaufbahn um den Mars. Seitdem liefert dieser Orbiter den an der Mars Express-Mission beteiligten Wissenschaftlern regelmäßig eine Vielzahl an Bildaufnahmen und weitere Daten über die Atmosphäre und die Oberfläche unseres äußeren Nachbarplaneten, durch deren Auswertung sich für die Planetenforscher wertvolle Einblicke in dessen Entwicklungsgeschichte ergeben.
Die sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord von Mars Express liefern dabei wichtige Beiträge zur Untersuchung der Oberflächengeologie sowie zur ‚Geschichte des Wassers‘ auf unserem Nachbarplaneten und damit auch zur Klärung der Frage, ob einstmals ‚Leben auf dem Mars‘ möglich gewesen sein könnte. Die Mars Express-Mission wird als so erfolgreich eingestuft, dass sie inzwischen bis zum Ende des Jahres 2018 verlängert wurde (Raumfahrer.net berichtete).

Die Schildvulkane des Mars
Mit einem Durchmesser von 6.792 Kilometern ist der Mars nur etwa halb so groß wie unser Heimatplanet. Trotzdem kann unser äußerer Nachbarplanet mit einigen landschaftlichen Superlativen aufwarten, welche in unserem Sonnensystem ihresgleichen suchen. Ein eindrucksvolles Beispiel hierfür sind verschiedene Schildvulkane, welche zu den höchsten bekannten Erhebungen des Sonnensystems zählen und die sich auf dem Mars hauptsächlich in zwei Regionen konzentrieren. Die kleinere dieser beiden Regionen trägt den Namen Elysium Planitia. Verteilt über eine Fläche von rund 2,5 Millionen Quadratkilometern befinden sich hier die Vulkane Apollinaris Patera, Hecates Tholus, Albor Tholus und der etwa 12.500 Meter hohe Elysium Mons.

Mehrere tausend Kilometer entfernt befindet sich die Tharsis-Vulkanregion, welche eine Fläche von etwa vier Millionen Quadratkilometern bedeckt und die sich wie eine Wulst um durchschnittlich vier Kilometer über die umgebende Marsoberfläche erhebt. Hier befinden sich – neben verschiedenen anderen, kleineren Schildvulkanen die Vulkane Ascraeus Mons, Arsia Mons und Pavonis Mons. Mit Gipfelhöhen von 18, 14 und 12 Kilometer sind auch diese deutlich höher als der höchste Berg der Erde – der 8.848 Meter hohe Mount Everest. Am nördlichen Ende der Tharsis liegt zudem der Vulkan Alba Mons, welcher zwar nur eine Höhe von knapp sieben Kilometern erreicht, der dabei jedoch an seiner Basis über eine Ausdehnung von fast 1.000 Kilometern verfügt.

Besonders beeindruckend ist allerdings der etwas außerhalb der Tharsis-Region gelegene Vulkan Olympus Mons. Mit einer Gipfelhöhe von mehr als 22 Kilometern relativ zu dem umgebenden Gelände und einem Basisdurchmesser von rund 550 Kilometern handelt es sich bei diesem Schildvulkan um die derzeit höchste bekannte Erhebung innerhalb unseres Sonnensystems. Altersbestimmungen von Lavaflüssen legen die Vermutung nahe, dass der Olympus Mons eventuell noch vor etwa zwei Millionen Jahren aktiv gewesen sein könnte.

Die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Planetologen gehen allgemein davon aus, dass sich die Tharsis-Region – genauso wie das benachbarte Grabenbruchsystem der Valles Marineris – bereits vor rund 3,5 Milliarden Jahren während des geologischen Mittelalters des Mars, der sogenannten Hesperianischen Epoche, gebildet hat. Die äußere Kruste des Mars wurde zu dieser Zeit durch im Marsinneren auftretende Kräfte aufgewölbt, was zu massiven Oberflächenspannungen führte. Während der verschiedenen geologischen Aktivitätsphasen wurden gewaltige Mengen von Lava an die Oberfläche des Planeten befördert. Diese Lavamassen schichteten sich zu den besagten Schildvulkanen auf.

Supervulkane
Allerdings deuten verschiedene Anzeichen darauf hin, dass in der Vergangenheit neben den hier erwähnten Schildvulkanen auch eine andere Art von Vulkanen – nämlich sogenannte Supervulkane – auf dem Mars aktiv gewesen sein könnten.

Supervulkane – so weiß man durch geologische Untersuchungen auf unserem Heimatplaneten – bilden bei ihren extrem explosiv verlaufenden Ausbrüchen keinen typischen Vulkankegel, sondern hinterlassen vielmehr große Einsturzkessel – sogenannte Calderen. Bedingt durch die über lange Zeiträume zunehmende Anreicherung von Gasen in der Magmakammer eines Supervulkans hebt sich das Vulkangebiet an und schließlich tritt Magma an weit voneinander entfernt gelegenen Stellen aus dem Untergrund hervor. Durch die dabei erfolgende Anhebung des Bodens entsteht um die Magmakammer herum ein ringförmig verlaufender Riss im Untergrund. Der innenliegende Teil dieses „Deckels“ sinkt dabei in die sich entleerende Magmakammer ab. Zurück bleibt die typische Caldera eines Supervulkans.

Die Magmakammern, welche sich unter diesen Supervulkanen befinden, sind im Vergleich zu ’normalen‘ Vulkanen sehr groß und verfügen über ein Volumen von mindestens 1.000 Kubikkilometern. Ausbrüche von Supervulkanen erfolgen auf der Erde nur sehr selten und wurden in historischer Zeit noch nicht beobachtet. Allerdings ist bekannt, dass ihre Auswirkungen katastrophal sind und aufgrund der dabei freigesetzten gewaltigen Mengen an Lava und vulkanischer Asche sehr wahrscheinlich den gesamten Planeten betreffen. Das wohl bekannteste Beispiel für einen solchen Supervulkan auf der Erde bildet der Yellowstone-Vulkan, dessen Caldera über eine Ausdehnung von etwa 80 x 55 Kilometern verfügt.

Die Region Siloe Patera auf dem Mars
Vergleichbare Strukturen befinden sich allerdings auch auf der Oberfläche unseres Nachbarplaneten – und dort speziell im Bereich des Region Arabia Terra. Bei dem Arabia Terra handelt es sich um einen Teilbereich der Hochlandregion unseres Nachbarplaneten, welche eine Übergangsregion zu den angrenzenden nördlichen Tiefebenen des Mars darstellt.

Eine der dort aufzufindenden Oberflächenstrukturen wurde mit dem Namen Siloe Patera (benannt nach dem spanischen Bildhauer und Architekten Diego de Siloé) belegt. Hierbei handelt es sich um eine nahezu kreisrunde Vertiefung mit einer Abmessung von etwa 40 Kilometern Länge und 30 Kilometern Breite. Innerhalb dieser Vertiefung befindet sich eine weitere, ebenfalls runde Senke. Unter anderem aufgrund dieses äußeren Erscheinungsbildes wird Siloe Patera von einigen Marsforschern als die Caldera eines Supervulkans interpretiert.

Am 26. November 2014 überflog der Orbiter Mars Express Siloe Patera während des Orbits Nummer 13.837 und bildete diese bei etwa 36 Grad nördlicher Breite und sechs Grad östlicher Länge gelegene Struktur dabei mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“) – der Hauptkamera an Bord des Marsorbiters – aus einer Überflughöhe von mehreren hundert Kilometern mit einer Auflösung von etwa 24 Metern pro Pixel ab.

Siloe Patera – Supervulkan oder Impaktkrater-Strukturen?
Auf diesen Aufnahmen sind verschiedenen Merkmale erkennbar, welche zwar für die „Supervulkan-Theorie“ sprechen, die aber von der Fachwelt nach wie vor kontrovers diskutiert werden.

Für einen Supervulkan sprechen im Bereich von Siloe Patera zum Beispiel diverse Spuren von Rissen in der Planetenoberfläche. Das Gebiet ist zudem relativ flach und es finden sich anscheinend ‚zerfetzte‘ geschichtete Ablagerungen. Außerdem fehlen der Struktur Siloe Patera einige der typischen Merkmale eines größeren Impaktkraters wie zum Beispiel ein Zentralberg im Inneren der Kraterstruktur. Auch das Fehlen eines ausgeprägten Kraterrandes wurde als Argument gegen die Impakttheorie herangeführt. Allerdings – so die ‚Gegenseite‘ – finden sich auch auf dem Mars zahlreiche Beispiele von Impaktkratern, deren Ränder im Laufe der Zeit längst von der allgegenwärtigen Erosion beseitigt wurden.

Die aktuellen Daten der HRSC-Kamera zeigen, dass die Vertiefung von Siloe Patera 1.750 Meter unter die den Krater umgebenden Ebenen reicht. In ihr befindet sich eine zweite Vertiefung, welche nochmals etwa 700 Meter in die Tiefe führt. Die Flanken der innenliegenden, kleineren Vertiefung sind sehr steil. Das ist zwar untypisch für eine Einschlagsstruktur, könnte andererseits aber tatsächlich mit einem zu einen späteren Zeitpunkt erfolgten, kleineren Einschlag in den schon vorhandenen größeren Krater erklärt werden.

Die gesamte Struktur ist von mehreren kleineren Kanälen und Rinnen umgeben, welche teilweise in die Vertiefung münden. An der Südspitze der Vertiefung ist zudem eine Talstruktur erkennbar, die an sogenannte „sapping valleys“ erinnern. Diese Formationen könnten durch das Schmelzen von größeren Mengen an Wassereis, welches ursprünglich unter der Marsoberfläche vorhanden war, entstanden sein. Der im Rahmen eines solchen Prozesses ansteigende Grundwasserspiegel führte dazu, dass das Wasser schließlich die Planetenoberfläche erreichte und dort austrat. Beim Abfließen des Schmelzwassers wurden durch eine Klifferosion Täler ausgeschürft.

Bei einem solchen Prozess tritt das Wasser an den Seiten von Abhängen und Geländekanten in Form von Sickerwasser und Quellen aus dem Boden aus. Dabei wird der Abhang ausgehöhlt. Durch das Nachrutschen von Oberflächenmaterial, wodurch die zuvor entstandenen Aushöhlungen wieder verfüllt werden, „wandert“ die Erosionskante immer weiter nach hinten. Der folgende Kliffabbruch führt schließlich zur Entstehung von steilen, U-förmigen Talstrukturen. Das erodierte Material wird dabei durch das fließende Wasser entlang des sich bildenden Talverlaufs abtransportiert. Hierbei entsteht ebenfalls ein scharfer Rand, welcher allerdings an manchen Stellen etwas angehoben ist.

Unmittelbar neben dieser talförmigen Vertiefung befindet sich ein Gebiet mit einer Ausdehnung von etwa 20 x 20 Kilometern, welches eine Vielzahl kleinerer, verzweigter Abflusskanäle beherbergt. Hierbei könnte es sich um eine erkaltete Lavadecke handeln – oder aber um die Ejektadecke eines Einschlagskraters.

Sehr wahrscheinlich werden die auf die Erforschung des Mars spezialisierten Planetolgen noch viele weitere Datensätze benötigen, um die Entstehungsgeschichte der Region Siloe Patera zu entschlüsseln. Einerseits wurden die hier zu beobachtenden Ablagerungen in der Fachliteratur als die Überreste eines möglichen gasreichen und extrem heißen pyroklastischen Stroms beschrieben. Die lobenförmigen Ränder des Siloe Patera zeigen andererseits aber auch Ähnlichkeit mit Auswurfdecken, welche sich bei kleineren Einschlagskratern bilden. Derartige asymmetrisch geformte Auswurfdecken bilden sich bei Impakten mit einem Einschlagswinkel von weniger als 15 Grad.

Nach der Meinung der Verfechter der Supervulkan-These finden sich auf dem Mars genügend Anzeichen, welche diese stützen. Neben den hier bereits erwähnten Argumenten könnten auch die in der Äquatorregion des Mars weit verbreitet auftretenden ‚zerfetzten Ablagerungen‘ von feinkörnigem, geschichteten sulfathaltigem Gestein und Tonmineralen angeführt werden, welche durch die Gewalt einer explosiven Eruption eventuell über das ganze Arabia Terra verteilt wurden. Deren Vorkommen konnte bisher noch nicht schlüssig erklärt werden. Ein Ansatz hierfür wäre die Annahme enormer vulkanischer Zentren. Dadurch ließen sich die Entstehung solcher Ablagerungen und zugleich die Perioden globaler Erwärmung auf dem Mars erklären.

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

Das HRSC-Kameraexperiment an Bord der ESA-Raumsonde Mars Express wird vom Principal Investigator (PI) Prof. Dr. Ralf Jaumann geleitet. Das für die HRSC-Kamera verantwortliche wissenschaftliche Team besteht derzeit aus 52 Co-Investigatoren, welche von 34 Instituten aus elf Ländern stammen.

Die hochauflösende Stereokamera wurde am Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) unter der Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum entwickelt und in Kooperation mit mehreren industriellen Partnern (EADS Astrium, Lewicki Microelectronic GmbH und Jena-Optronik GmbH) gebaut. Sie wird vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof betrieben. Die systematische Prozessierung der Bilddaten erfolgt am DLR. Die Darstellungen der hier gezeigten Mars Express-Aufnahmen wurden von den Mitarbeitern der Fachgruppe „Planetologie und Fernerkundung“ des Instituts für Geologische Wissenschaften der FU Berlin in Zusammenarbeit mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof erstellt.
Mitarbeiter des DLR, der FU Berlin und der Universität Hannover haben erst kürzlich im Rahmen eines gemeinsamen Projekts aus den Einzelaufnahmen der HRSC-Kamera zusammenhängende Bildmosaike der Marsoberfläche erstellt. Aus den Bilddaten der HRSC wurde dabei eine Karte der Region Arabia Terra berechnet, welche ein etwa 1.800 mal 1.300 Kilometer großes Gebiet mit einer Fläche von 2,3 Millionen Quadratkilometern wiedergibt. Weitere Informationen zu diesem Projekt finden Sie hier.

Die in diesem Bericht gezeigten Aufnahmen von Siloe Patera finden Sie dagegen auch auf den entsprechenden Internetseiten des DLR und der FU Berlin. Speziell in den dort verfügbaren hochaufgelösten Aufnahmen kommen die verschiedenen Strukturen der Marsoberfläche besonders gut zur Geltung.

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Der Beitrag Siloe Patera – Ein Supervulkan auf dem Mars? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Christian Klempsmann. Quelle: NASA.

Bereits im Jahre 1971 wurden die Wissenschaft vor ein Rätsel gestellt, dass bis heute nicht geklärt werden konnte. Astronauten der Mission Apollo 15 fotografierten aus dem Orbit eine Gesteinsformation, die wie die Überreste eines Vulkanausbruches aussieht. Erloschene Vulkane auf dem Mond waren für die Forscher zwar keine Überraschung, da sie mit solchen Formationen aufgrund der angenommenen Entstehungsgeschichte des Mondes rechneten. Tatsächlich besteht ein großer Teil der Mondoberfläche aus erstarrter Lava, die als „Mann-im-Mond“ betrachteten Gesteinsformationen aus in Vulkanen enstandenem Basalt. Das Alter dieser speziellen Formation, die von Apollo 15 gefunden wurde, passt jedoch nicht in die Entstehungsgeschichte des Mondes.

Das Alter von Mondlandschaften lässt sich relativ genau anhand der Anzahl von Einschlagskratern ermitteln. Je Älter eine Landschaft ist, desto mehr Einschlagskrater weißt sie auf. Nach dem bisherigen Kenntnisstand endeten die vulkanischen Aktivitäten auf dem Mond vor etwa einer Milliarde Jahren.

Die „Ina“ genannte Formation wird aufgrund der Anzahl der Krater aber auf höchstens einige 10 Millionen Jahre geschätzt.

Formationen wie „Ina“ sind von der Erde aus nicht zu entdecken, da sie in ihren größten Ausdehnungen höchstens 500 Meter betragen. So blieb „Ina“ über 30 Jahre ein Rätsel, das nicht zu lösen war.

Wie sich jetzt herausgestellt hat, ist dieses Rätsel größer, als bisher angenommen. Ein Team um Sarah Braden von der Arizona State University hat Hunderte von hochauflösenden Fotos des Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) untersucht und hat mehr als 70 weitere Formationen gefunden, die „Ina“ ähneln. Diese jetzt IMP (Irregular Mare Patches) genannten Formationen haben ein Alter von höchstens 100 Millionen Jahren, sind also zu einer Zeit entstanden, als die Dinosaurier die Erde beherrschten, einige sogar von nur 50 Millionen Jahre, als Säugetiere die Dinosaurier abgelöst hatten.

John Keller, LRO-Projektwissenschaftler am Goddard Space Flight Center, schätzt die Ergebnisse als so bedeutend ein, dass man wohl die Bücher über die Mondgeschichte neu schreiben muss. Alle Nachweise über die „jungen“ vulkanischen Aktivitäten legen nahe, dass es im Inneren des Mondes möglicherweise deutlich heißer ist, als man bisher angenommen hat. Die am Projekt beteiligten Geologen schließen auch zukünftige Ausbrüche nicht gänzlich aus.

Hierzu hat die NASA auch ein Video (in englischer Sprache) veröffentlicht: Link

Weiterführende Informationen:
Heller Meteoriteneinschlag auf dem Mond

Bisher größter beobachteter Einschlag auf dem Mond

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Der Beitrag Ist der Mond aktiver als bisher gedacht? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: ESA.

Die dichte Atmosphäre der Venus enthält über eine Millionen mal mehr Schwefeldioxid als die der Erde, auf welcher der Großteil des giftigen, stechend riechenden Gases aus vulkanischer Aktivität stammt.

Auf der Venus findet sich das Schwefeldioxid (SO₂) fast vollständig unterhalb der sehr dichten oberen Wolkendecke, was dadurch erklärbar ist, dass das Gas unter der Einwirkung von Sonnenlicht innerhalb weniger Tage gespalten wird.
Alle Spuren von Schwefeldioxid, die in höher gelegen Atmosphärenschichten beobachtet werden können, müssen ihre Quelle unterhalb der Wolkendecke haben.

Die Venusoberfläche ist bedeckt von hunderten Vulkanen. Wie es um ihre Aktivität bestellt ist, wird in der Wissenschaftsgemeinschaft intensiv diskutiert, es herauszufinden, gehört zu den wissenschaftlichen Aufgaben der seit dem 11. April 2006 um den Planeten kreisenden Sonde Venus Express der Europäischen Raumfahrtorganisation (ESA).

Im Rahmen des Betriebs von Venus Express wurden bereits zahlreiche Hinweise vulkanischer Aktivität auf der Venus in vergangenen geologischen Zeitaltern – innerhalb eines Zeitraums zwischen mehreren hunderttausend und Millionen von Jahren – gefunden.

Zusätzlich sprach eine vor einiger Zeit vorgenommene Analyse von Infrarotstrahlung von der Venusoberfläche bereits für das Vorhandensein von Lavaströmen an den Flanken eines Vulkans, und dafür, dass dieser Vulkan in der jüngsten Vergangenheit ausgebrochen sein muss.

Jetzt lieferte die Untersuchung der Schwefeldioxid-Konzentration in höheren Atmosphärenschichten der Venus mit Daten für einen Zeitraum von rund sechs Jahren weitere Hinweise auf vulkanische Aktivität an der Oberfläche der Venus.

Unmittelbar nach der Ankunft an der Venus begann Venus Express einen signifikanten Anstieg des durchschnittlichen Gehalts von Schwefeldioxid in den oberen Atmosphärenschichten aufzuzeichnen. Anschließend lieferte die Sonde Daten zu einem erheblichen Abfall des Schwefeldioxidvorkommens, das zuletzt bei einem etwa um den Faktor 10 geringeren Wert lag.

Eine ähnliche Dynamik in den Werten zum Gehalt von Schwefeldioxid fanden Wissenschaftler in den Daten der US-amerikanischen Sonde Pioneer Venus 1. Die US-amerikanische Raumfahrtagentur hatte die Sonde am 20. Mai 1978 gestartet, sie umkreiste unseren Nachbarplaneten bis zum 8. Oktober 1992.

Als Pioneer Venus 1 ihre Messungen durch führte, tat sie das, nachdem das Schwefeldioxid in hohe Atmosphärenschichten eingebracht worden war, und konnte mittelbar die zu erwartende Aufspaltung des Schwefeldioxid beobachten.

Hinsichtlich der Injektion des Schwefeldioxids in die hohen Atmosphärenschichten ging man bereits damals davon aus, dass sie Ergebnis des Ausbruchs eines oder mehrerer Vulkane sei.

Vulkanexplosionen können Gasmoleküle bis in höchste Atmosphärenschichten schleudern, versiegt der Nachschub, schrumpft das Vorkommen dort unter der Einwirkung des Sonnenlichts zusammen.

Weil das Wettergeschehen auf der Venus ausgesprochen dynamisch ist, und man die Eigentümlichkeiten der Strömungen um den Planeten noch nicht vollständig versteht, ist nicht auszuschließen, dass das sich verändernde Schwefeldioxidvorkommen in den oberen Atmosphärenschichten seine Ursache in einer wetterbedingt wechselnden Gasdurchmischung hat.

Die Hochatmosphäre der Venus umrundet den Planeten in rund vier Erdtagen, der Planet selbst benötigt rund 243 Tage für eine einzige Drehung um sich selbst. Bezogen auf die Atmosphäre spricht man diesbezüglich vom Phänomen der Superrotation.

Weil Schwefeldioxid in den oberen Atmosphärenschichten auf Grund der Superrotation schnell großräumig verteilt wird, ist es schwer, konkreten Quellen des Gases zu ermitteln.

Sofern das Gas durch Vulkaneruptionen in die Atmosphäre eingebracht wurde, sollten eher mehre kleinere Ausbrüche einer Anzahl aktiver Vulkane statt eines großen gewaltsamen Ausbruchs eines einzelnen Vulkans dafür verantwortlich sein, glaubt eine Wissenschaftlergruppe um Emmanuel Marcq vom französischen Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observation Spatiales (LATMOS).

Alternativ, und unter Berücksichtigung der Messungen von Pioneer Venus 1, könnte es laut Marcq jedoch auch möglich sein, dass es Zyklen in der Hochatmosphäre im Bereich von Dekaden gibt, was für eine Komplexität im Rotationsgeschehen der Venusatmosphäre spräche, die man sich bisher nicht vorstellen konnte.

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