Quelle: ESA / Science & Exploration, 1. Juni 2026

Dieses Bild des Mid-Infrared Instrument (MIRI) zeigt den interstellaren Kometen in drei verschiedenen Lichtwellenlängen und veranschaulicht, wo sich zum Zeitpunkt der Beobachtung verschiedene Gase befanden.
Wasserdampf breitet sich weit über den Kometenkern hinaus aus, da ein Großteil davon aus den eisigen Körnern in der umgebenden Koma freigesetzt wird, während Kohlendioxid und Methan in der Nähe des Kometenkerns stärker konzentriert sind.

Webb führte die Beobachtungen an zwei verschiedenen Tagen durch, als der Komet nach seinem Umlauf um die Sonne wieder aus unserem Sonnensystem hinausflog. Die erste Beobachtung fand vom 15. bis 16. Dezember statt, als sich der Komet etwa 330 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt befand. Darauf folgte eine zweite Beobachtung am 27. Dezember, als der Komet etwa 380 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt war.
Zum ersten Mal bei einem interstellaren Besucher hat Webb Methangas direkt nachgewiesen. Methan wurde erst jetzt im Kometen 3I/ATLAS beobachtet, was darauf hindeutet, dass es unter der Oberfläche des Kometen verborgen war. Auf diese Weise blieb es vor der Verdampfung geschützt, bis die Wärme durch den nahen Vorbeiflug des Kometen an der Sonne tiefere Teile der eisigen Außenhülle erreichte. Die im Verhältnis zu Wasser gefundene Methanmenge ist überraschend hoch und liegt auf einem Niveau, das in unserem Sonnensystem selten ist.

Webbs Beobachtungen bestätigten zudem, dass der Komet 3I/ATLAS nach wie vor ungewöhnlich viel Kohlendioxid enthält und im Vergleich zu typischen Kometen des Sonnensystems im Verhältnis zum Wasser weitaus mehr Kohlendioxid freisetzt.
Beide Erkenntnisse deuten auf eine Entstehungsumgebung und Chemie hin, die sich deutlich von derjenigen der überwiegenden Mehrheit der Kometen unterscheidet, die sich innerhalb unseres Sonnensystems gebildet haben.

Webb beobachtete den Kometen 3I/ATLAS mit dem mittelauflösenden Spektrometer von MIRI, einem leistungsstarken Instrument, das Infrarotlicht in seine einzelnen Wellenlängen zerlegt. Dieses Spektrometer liefert an jedem Punkt eines kleinen Himmelsausschnitts ein Spektrum, wodurch das Team messen kann, welche Gase vorhanden sind, und deren Verteilung um den Kometenkern visualisieren kann.
Die Ergebnisse wurden kürzlich in The Astrophysical Journal Letters veröffentlicht.

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• Interstellare Objekte

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Quelle: ESA/Applications/ObservingTheEarth/MeteorologicalMissions/ArcticWeatherSatellite, 22. Januar 2026

Der im August 2024 gestartete Arktis-Wettersatellit wurde in nur drei Jahren und mit einem sehr begrenzten Budget konzipiert und eingesetzt – ein Beispiel dafür, wie mit einem New-Space-Ansatz kleine Satelliten für die Erdbeobachtung realisiert werden können. Entscheidend war, dass die Mission in erster Linie darauf ausgelegt war, zu zeigen, wie eine Konstellation ähnlicher polarumlaufender Satelliten häufige Beobachtungen liefern kann, um sehr kurzfristige Wettervorhersagen und Nowcasts in der Arktis und auf der ganzen Welt zu unterstützen. Dieser Bedarf wird immer dringlicher.

Da der Klimawandel die Wettervariabilität in der Arktis weiter verstärkt, wächst der Bedarf an mehr und häufigeren Daten, insbesondere an Messungen der atmosphärischen Wasserdampfkonzentration. Die Wasserdampfkonzentrationen können sich in dieser Region schnell ändern und haben einen erheblichen Einfluss auf die Genauigkeit der Vorhersagen. Die erforderliche Abdeckung kann nicht von einem einzelnen Satelliten allein erreicht werden, sondern nur durch eine spezielle Konstellation.
Ausgestattet mit einem Cross-Track-Scanning-Mikrowellenradiometer liefert der Arctic Weather Satellite detaillierte Messungen der Luftfeuchtigkeit und Temperatur.

Obwohl es sich um eine Prototyp-Mission handelt, hat das Europäische Zentrum für mittelfristige Wettervorhersagen (ECMWF) die Daten als so gut eingestuft, dass sie in Wettervorhersagen einfließen. Die Daten werden zusammen mit zahlreichen anderen Beobachtungen mit einer Kurzfristvorhersage kombiniert, die sich an früheren Messungen orientiert, um ein möglichst genaues Bild des aktuellen Zustands der Erde zu erstellen. Diese Analyse dient dann als Ausgangspunkt für die Erstellung von Wettervorhersagen. Die Informationen des Mikrowellenradiometers des Arktis-Wettersatelliten ergänzen die Daten ähnlicher Sensoren auf viel größeren Satelliten, die von Organisationen wie der Europäischen Organisation für die Nutzung meteorologischer Satelliten (Eumetsat), der US-amerikanischen National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) und der chinesischen Wetterbehörde (CMA) bereitgestellt werden. Allein diese Tatsache ist ein starkes Indiz für die Exzellenz der Mission und hat dazu beigetragen, den Weg für eine Konstellation ähnlicher Satelliten zu ebnen. So hat Eumetsat bestätigt, dass das Eumetsat Polar System – Sterna (EPS-Sterna) vorangetrieben wird, mit dem Ziel, die ersten Satelliten der Konstellation im Jahr 2029 zu starten.

Ville Kangas, Projektleiter für den arktischen Wettersatelliten der ESA, sagte: „Wir sind sehr stolz auf die Mission des arktischen Wettersatelliten und ich danke allen, die daran mitgewirkt haben. Wir haben diesen innovativen Satelliten unter sehr engen Zeit- und Budgetvorgaben entwickelt und damit bewiesen, dass dieser Ansatz für eine Konstellation solcher Satelliten übernommen werden kann. „Und im Orbit hat der Satellit nicht nur gut funktioniert, sondern die Erwartungen sogar übertroffen, indem er tatsächlich für Wettervorhersagen eingesetzt wurde, was nicht zu seinen Anforderungen gehörte – nur um zu zeigen, dass er dazu in der Lage ist.

„Die Nachricht, dass Eumetsat nun mit EPS-Sterna fortfahren wird, ist in der Tat eine großartige Nachricht, und wir freuen uns darauf, die Konstellation in Zusammenarbeit mit Eumetsat zu entwickeln und aufzubauen.“ Die Konstellation wird aus sechs Satelliten bestehen – und die Satelliten werden während der Laufzeit der Mission zweimal gewartet, um die kontinuierliche Lieferung von Daten bis mindestens 2042 sicherzustellen. Darüber hinaus wird es zwei Satelliten als Ersatz geben, sodass insgesamt zwanzig Satelliten gebaut werden.

Die ESA wird die Beschaffung der Sterna-Satelliten verwalten – ein Kooperationsmodell, das den anderen europäischen Wettermissionen ähnelt, nämlich den geostationären Meteosat- und den polarumlaufenden MetOp-Missionen. Die formelle Vereinbarung zwischen der ESA und Eumetsat soll in Kürze unterzeichnet werden. EPS-Sterna wird globale Beobachtungen liefern, wobei die meisten Daten innerhalb von etwa einer Stunde verfügbar sind und die Wiederholungszeiten für denselben Ort auf der Erde weniger als drei Stunden betragen. Dies ist ein großer Fortschritt gegenüber den derzeitigen polarumlaufenden Satellitensystemen, die denselben Bereich in der Regel nur zweimal täglich beobachten. Die erhöhte Beobachtungsfrequenz wird die Überwachung sich schnell entwickelnder Wetterlagen erheblich verbessern und die Vorhersagen für extreme Wetterereignisse in gefährdeten Regionen wie dem Mittelmeerraum verbessern. Gleichzeitig werden kritische Datenlücken über der Arktis geschlossen – der Region, die sich am schnellsten erwärmt und eine wichtige Quelle für Wettersysteme ist, die Europa beeinflussen und dort oft an Intensität zunehmen.

Fun Fact: Sterna ist die lateinische Bezeichnung für die Küstenseeschwalbe, einen Vogel, der für seine ausgedehnten Wanderungen bekannt ist, was die polaren Umlaufbahnen der Satelliten widerspiegelt.

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• Arktischer Wettersatellit
• AWS – Arctic Weather Satellite

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Quelle: Universität Bern 10. Mai 2024.

10. Mai 2024 – «ExoMars» ist ein Weltraumprogramm der Europäischen Weltraumorganisation ESA und steht für Exobiologie auf dem Mars: Zum ersten Mal seit den 1970er-Jahren wird aktiv nach Leben auf dem Mars geforscht. An Bord des ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO) befindet sich das Color and Stereo Surface Imaging System (CaSSIS), ein Kamerasystem, das von einem internationalen Team unter der Leitung von Professor Nicolas Thomas vom Physikalischen Institut der Universität Bern entwickelt und gebaut wurde. CaSSIS beobachtet den Mars seit April 2018 und liefert hochauflösende Farbbilder der Marsoberfläche.

Mit diesen hochauflösenden Farbbildern konnte ein internationales Team unter der Leitung von Dr. Adomas Valantinas Wasserfrost auf dem Mars nachweisen. Die Studie wurde soeben in der Zeitschrift Nature Geoscience veröffentlicht. Valantinas war bis Oktober 2023 Doktorand am Departement Space Research & Planetary Sciences des Physikalischen Instituts der Universität Bern und ist derzeit dank des Postdoc.Mobility-Stipendiums des Schweizerischen Nationalfonds (SNF) als Gastforscher an der Brown University (USA).

Eine unerwartete Entdeckung
Der Frost wurde auf den Gipfeln der höchsten Berge des Mars entdeckt – den Tharsis-Vulkanen. Diese Vulkane sind die höchsten Berge im Sonnensystem, der Olympus Mons ragt bis zu 26 km über die umliegenden Ebenen hinaus. Diese Frostbildung war nicht erwartet worden, da diese Berge in niedrigen Breitengraden in der Nähe des Marsäquators liegen. «In diesen niedrigen Breitengraden hält die starke Sonneneinstrahlung die Oberflächentemperaturen tendenziell hoch. Daher haben wir nicht erwartet, dass wir dort Frost finden», so Valantinas. Ausserdem kühlt die dünne Atmosphäre auf dem Mars die Oberfläche nur unzureichend ab, so dass hoch gelegene Oberflächen in den Mittagsstunden genauso heiss werden können wie niedrig gelegene, was auf der Erde nicht der Fall ist.

Valantinas erklärt: «Aufsteigende Winde bringen wasserdampfhaltige Luft aus dem Tiefland nach oben, die sich in der Höhe abkühlt und kondensiert. Das ist ein bekanntes Phänomen sowohl auf der Erde als auch auf dem Mars.» Das gleiche Phänomen verursacht die auffällige Arsia Mons Elongated Cloud – und die neue Studie zeigt, dass dieses Phänomen auch auf den Tharsis-Vulkanen zu morgendlichen Frostablagerungen führt. «Wie wir anhand der CaSSIS-Bilder sehen konnten, sind die dünnen Reifablagerungen nur kurz vorhanden, nämlich für einige Stunden um den Sonnenaufgang herum, bevor sie im Sonnenlicht verdampfen», so Valantinas weiter.

Erfolgreiche Zusammenarbeit
Um den Frost zu identifizieren, analysierten Valantinas und das Team mehr als 5’000 Bilder der Berner Marskamera CaSSIS. Seit April 2018 liefert CaSSIS Beobachtungen zur lokalen Staubaktivität, zu den jahreszeitlichen Veränderungen der CO₂-Eisvorkommen und zur Existenz von Trockenlawinen auf dem Mars. Nicolas Thomas sagt dazu: «Dass wir nun die nächtliche Ablagerung von Wassereis auf dem Mars bei visuellen Wellenlängen und mit hoher Auflösung nachweisen konnten, ist ein weiterer Beweis für die beeindruckenden wissenschaftlichen Fähigkeiten des Berner Kamerasystems.»

Die Entdeckung wurde durch unabhängige Beobachtungen der hochauflösenden Stereokamera (HRSC) an Bord des ESA-Orbiters Mars Express und des Spektrometers Nadir and Occultation for Mars Discovery (NOMAD) an Bord von TGO validiert. Ernst Hauber, Geologe am DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin und Mitautor der aktuellen Studie erklärt: «Diese Studie zeigt sehr schön, wie wertvoll verschiedene Orbitalinstrumente sind. Durch die Kombination von Messungen verschiedener Instrumente und Modellierung können wir unser Verständnis der Wechselwirkungen zwischen Atmosphäre und Oberfläche auf eine Weise verbessern, die mit einem Instrument allein nicht möglich wäre.» Die Ergebnisse zeigen gemäss Hauber auch, wie wichtig die langfristige Beobachtung planetarer Prozesse ist, da einige Phänomene erst durch den Vergleich mehrerer Messungen im Laufe der Zeit sichtbar werden.

Wichtige Erkenntnisse für zukünftige Marsmissionen
Trotz ihrer geringen Dicke – wahrscheinlich nur ein Hundertstel eines Millimeters (so dick wie ein menschliches Haar) – bedecken die Frostflecken eine riesige Fläche. «Die Menge an Frost entspricht etwa 150’000 Tonnen Wasser, die während der kalten Jahreszeit jeden Tag zwischen der Oberfläche und der Atmosphäre ausgetauscht werden, was etwa 60 olympischen Schwimmbecken entspricht», erklärt Valantinas.

«Zu verstehen, wo Wasser zu finden ist und wie es sich zwischen den Reservoirs bewegt, ist für viele Aspekte der Marsforschung von Bedeutung», so Thomas. «Natürlich wollen wir die physikalischen Prozesse verstehen, die das Klima auf dem Mars bestimmen. Aber auch das Verständnis des Wasserkreislaufs auf dem Mars ist von grosser Bedeutung, um wichtige Ressourcen für die künftige Erforschung des Mars durch den Menschen zu finden und herauszufinden, wo es auf dem Mars Wasser gibt und ob der Mars früher oder heute bewohnbar war oder ist», so Valantinas abschliessend.

Publikation:
A. Valantinas, N. Thomas, A. Pommerol, E. Hauber, L. Ruiz Lozano, V. Bickel, O. Karatekin, C.B. Senel, O. Temel, D. Tirsch, G. Munaretto, M. Pajola, F. Oliva, F. Schmidt, I. Thomas, A.S. McEwen, M. Almeida, M. Read, V.G. Rangarajan, M.R. El-Maarry, C. Re, F. G. Carrozzo, E. D’Aversa, A.C. Vandaele and G. Cremonese: Evidence for transient morning water frost deposits on the Tharsis volcanoes of Mars, Nature Geoscience, June 10, 2024.
DOI: 10.1038/s41561-024-01457-7
https://www.nature.com/articles/s41561-024-01457-7
pdf: https://www.nature.com/articles/s41561-024-01457-7.pdf

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• Planet Mars

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Quelle: ESON 29. Februar 2024.

29. Februar 2024 – Bisher konnten wir jedoch die Verteilung von Wasser in einer stabilen, kühlen Scheibe nicht bestimmen – der Art von Scheibe, die die günstigsten Bedingungen für die Bildung von Planeten um Sterne bietet. Ermöglicht wurden die neuen Erkenntnisse durch das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), an dem die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist.

„Ich hätte nie gedacht, dass wir ein Bild von Ozeanen aus Wasserdampf in der gleichen Region aufnehmen können, in der sich wahrscheinlich ein Planet bildet“, sagt Stefano Facchini. Er ist Astronom an der Universität Mailand, Italien und leitete die heute in Nature Astronomy veröffentlichte Studie. Die Beobachtungen zeigen, dass in der inneren Scheibe des jungen sonnenähnlichen Sterns HL Tauri, der sich 450 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Stier befindet, mindestens dreimal so viel Wasser wie in allen Ozeanen der Erde vorhanden ist.

„Es ist wirklich bemerkenswert, dass wir Wasserdampf in einer Entfernung von 450 Lichtjahren nicht nur nachweisen, sondern auch detailliert abbilden und räumlich auflösen können“, fügt Mitautor Leonardo Testi, Astronom an der Universität von Bologna, Italien, hinzu. Die „räumlich aufgelösten“ Beobachtungen mit ALMA ermöglichen es den Astronominnen und Astronomen, die Verteilung von Wasser in verschiedenen Regionen der Scheibe zu bestimmen. „An einer so wichtigen Entdeckung in der beispielhaften HL-Tauri-Scheibe mitzuwirken, übertraf meine Erwartungen an meine erste Forschungserfahrung in der Astronomie“, fügt Mathieu Vander Donckt von der Universität Lüttich, Belgien, hinzu, der als Masterstudent an der Studie beteiligt war.

In der Gegend der bekannten Lücke in der HL-Tauri-Scheibe wurde eine beträchtliche Menge an Wasser gefunden. Ring-ähnliche Lücken werden in gas- und staubreichen Scheiben von jungen, planetenähnlichen Körpern geschaffen, die auf ihrer Umlaufbahn Material ansammeln und wachsen. „Unsere jüngsten Bilder zeigen eine beträchtliche Menge an Wasserdampf in einer Reihe von Entfernungen vom Stern, die eine Lücke einschließen, in der sich möglicherweise gerade ein Planet bildet“, sagt Facchini. Dies legt nahe, dass dieser Wasserdampf die chemische Zusammensetzung von Planeten beeinflussen könnte, die sich in diesen Regionen bilden.

Die Beobachtung von Wasser mit einem bodengebundenen Teleskop ist keine leichte Aufgabe, da der reichlich vorhandene Wasserdampf in der Erdatmosphäre die astronomischen Signale abschwächt. ALMA, das von der ESO zusammen mit ihren internationalen Partnern betrieben wird, ist eine Anordnung von Teleskopen in der chilenischen Atacama-Wüste auf etwa 5000 Metern Höhe. Sie wurde speziell in einer hohen und trockenen Umgebung gebaut, um diese Beeinträchtigung zu minimieren und außergewöhnliche Beobachtungsbedingungen zu schaffen. „Bislang ist ALMA die einzige Einrichtung, die Wasser in einer kühlen Planetenscheibe räumlich auflösen kann“, sagt Mitautor Wouter Vlemmings, Professor an der Chalmers University of Technology in Schweden [1].

„Es ist wirklich aufregend, in einem Bild direkt zu beobachten, wie Wassermoleküle aus eisigen Staubpartikeln freigesetzt werden“, sagt Elizabeth Humphreys, Astronomin bei der ESO, die ebenfalls an der Studie beteiligt war. Diese Staubkörner, aus denen sich eine Scheibe zusammensetzt, sind die Keimzelle für die Entstehung von Planeten. Während sie den Stern umkreisen, kollidieren und verklumpen sie zu immer größeren Körpern. Astronomen und Astronominnen zufolge ist es dort kalt genug, damit Wasser auf den Staubpartikeln gefrieren kann, so dass die Partikel besser zusammenkleben – ein idealer Ort für die Planetenbildung. „Unsere Ergebnisse zeigen, wie die Anwesenheit von Wasser die Entwicklung eines Planetensystems beeinflussen kann, so wie es vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in unserem eigenen Sonnensystem der Fall war“, fügt Facchini hinzu.

Mit dem Ausbau von ALMA und dem Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, die in den nächsten zehn Jahren verfügbar sein werden, werden die Planetenentstehung und die Rolle, die Wasser dabei spielt, genauer denn je untersucht werden können. Insbesondere METIS, der Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph, wird den Astronomen einen unvergleichlichen Blick auf die inneren Regionen der Planeten bildenden Scheiben ermöglichen, wo Planeten wie die Erde entstehen.

Endnoten
[1] Für die neuen Beobachtungen wurden ALMAs Band-5- und Band-7-Empfänger verwendet. Band 5 und 7 sind europäische Entwicklungen von Chalmers und NOVA (Niederländisches Forschungskolleg für Astronomie) einerseits, und von IRAM (Institut für Radioastronomie bei MIllimeterwellenlängen) andererseits, unter Beteiligung der ESO. Band 5 erweitert ALMA um einen neuen Frequenzbereich, der speziell für die Erkennung und Abbildung von Wasser im lokalen Universum geeignet ist. In dieser Studie beobachtete das Team drei Spektrallinien von Wasser über die beiden Frequenzbereiche des Empfängers, um Gas bei verschiedenen Temperaturen innerhalb der Scheibe abzubilden.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in einer Veröffentlichung mit dem Titel “Resolved ALMA observations of water in the inner astronomical units of the HL Tau disk” vorgestellt, die in Nature Astronomy (doi:10.1038/s41550-024-02207-w) erscheint.

Das Team besteht aus S. Facchini (Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Milano, Italien), L. Testi (Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”, Università di Bologna, Italien), E. Humphreys (Europäische Südsternwarte, Deutschland, Joint ALMA Observatory, Chile; Europäische Südsternwarte Vitacura, Chile), M. Vander Donckt (Space sciences, Technologies & Astrophysics Research (STAR) Institute, Universität von Lüttich, Belgien), A. Isella ( Department of Physics and Astronomy, Rice University, USA [Rice]), R. Wrzosek (Rice), A. Baudry (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. de Bordeaux, CNRS, Frankreich), M. D. Gray (National Astronomical Research Institute of Thailand, Thailand), A. M. S. Richards (JBCA, University of Manchester, UK), W. Vlemmings (Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Schweden).

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem National Science and Technology Council (NSTC) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie.

Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Forschungsartikel (Vorabversion mit vorläufigem Titel):
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2404/eso2404a.pdf

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Wien 15. November 2023.

Wien, 15. November 2023 – Ein Team europäischer Astronom*innen hat unter Mitwirkung von Forscher*innen der Universität Wien die Atmosphäre des nahen Exoplaneten WASP-107b mit dem James-Webb-Weltraumteleskop untersucht. Ein Exoplanet ist ein Planet, der einen anderen Stern als unsere Sonne umkreist. Beim tiefen Blick in die flauschige Atmosphäre von WASP-107b entdeckten sie nicht nur Wasserdampf und Schwefeldioxid, sondern sogar Silikatsandwolken. Diese Entdeckung stellt einen bedeutenden Meilenstein in der Erforschung von Exoplaneten dar, da sie das komplizierte Zusammenspiel von Chemikalien und klimatischen Bedingungen auf diesen fernen Welten offenbart. Außerdem: Zum ersten Mal konnten Astronom*innen die Zusammensetzung von Wolken auf einem Exoplaneten definitiv bestimmen. Die Ergebnisse der Studie sind heute in der renommierten Fachzeitschrift Nature erschienen.

Astronom*innen auf der ganzen Welt nutzen die fortschrittlichen Möglichkeiten des Mid-Infrared Instrument (MIRI) an Bord des James Webb Space Telescope (JWST), um bahnbrechende Beobachtungen von Exoplaneten durchzuführen. Manuel Güdel, Astrophysiker der Universität Wien, ist einer der Entwickler von MIRI. Auch sein Doktorand Gwenaël van Looveren ist einer der Mitautoren der neuen Studie. „JWST revolutioniert die Charakterisierung von Exoplaneten und liefert in bemerkenswerter Geschwindigkeit noch nie dagewesene Erkenntnisse“, so Güdel, ein Co-Principal Investigator des MIRI-Instruments. Eine der faszinierenden Welten, die so untersucht werden können, ist WASP-107b, ein einzigartiger gasförmiger Exoplanet, der einen Stern umkreist, der etwas kühler und weniger massiv ist als unsere Sonne. Der Planet hat eine ähnliche Masse wie Neptun, ist aber viel größer als dieser und erreicht fast die Größe des Jupiters. Diese Eigenschaft macht WASP-107b im Vergleich zu den Gasriesenplaneten in unserem Sonnensystem eher „flauschig“.

Die Flauschigkeit dieses Exoplaneten ermöglicht es den Astronom*innen, etwa 50 Mal tiefer in seine Atmosphäre zu blicken, als dies bei einem Riesen des Sonnensystems wie Jupiter möglich ist. Diese Gelegenheit eröffnete ein Fenster zur Entschlüsselung der komplexen chemischen Zusammensetzung seiner Atmosphäre. Der Grund dafür ist ganz einfach: Die Signale oder spektralen Merkmale sind in einer weniger dichten Atmosphäre viel ausgeprägter als in einer kompakteren Atmosphäre. In der nun als „Fast Track“ in Nature veröffentlichte Studie konnte das Team Wasserdampf, Schwefeldioxid (SO₂) und Silikatwolken nachweisen. Bemerkenswert ist, dass dabei aber keine Spur des Treibhausgases Methan (CH₄) nachweisen konnten. Diese Entdeckungen liefern entscheidende Einblicke in die Dynamik und Chemie dieses faszinierenden Exoplaneten.

Manuel Güdel von der Universität Wien erklärt: „Erstens deutet das Fehlen von Methan auf ein möglicherweise warmes Inneres hin und bietet einen spannenden Einblick in die Bewegung von Wärmeenergie in der Atmosphäre des Planeten. Zweitens war die Entdeckung von Schwefeldioxid (bekannt durch den Geruch von verbrannten Streichhölzern) eine große Überraschung.“ Frühere Modelle hatten dessen Abwesenheit vorhergesagt, aber neuartige Klimamodelle der Atmosphäre von WASP-107b zeigen nun, dass gerade die Flauschigkeit von WASP-107b die Bildung von Schwefeldioxid in seiner Atmosphäre begünstigt. Obwohl sein Wirtsstern aufgrund seiner kühleren Natur nur einen relativ geringen Anteil an hochenergetischen Photonen aussendet, können diese Photonen dank seiner flauschigen Beschaffenheit tief in die Atmosphäre des Planeten eindringen. Dadurch werden die chemischen Reaktionen ermöglicht, die für die Bildung von Schwefeldioxid erforderlich sind.

Wolken aus Sand, Wasser und Schwefeldioxid entdeckt
Eine weitere Entdeckung der neuen Studie: Wolken in großer Höhe verdecken teilweise den Wasserdampf und das Schwefeldioxid in der Atmosphäre. Während Wolken auf anderen Exoplaneten bereits vermutet wurden, ist den Astronom*innen in diesem Fall zum ersten Mal gelungen, die chemische Zusammensetzung dieser Wolken definitiv zu bestimmen. Die Wolken von WASP-107b bestehen demnach aus kleinen Silikatpartikeln, einer dem Menschen vertrauten Substanz, die in vielen Teilen der Welt als Hauptbestandteil von Sand vorkommt.

„Die Entdeckung von Wolken aus Sand, Wasser und Schwefeldioxid auf diesem flauschigen Exoplaneten durch das MIRI-Instrument von JWST ist ein entscheidender Meilenstein. Sie verändert unser Verständnis der Entstehung und Entwicklung von Planeten und wirft ein neues Licht auf unser eigenes Sonnensystem“, sagt Güdel.

Im Gegensatz zur Erdatmosphäre, in der Wasser bei niedrigen Temperaturen gefriert, können bei Gasplaneten mit Temperaturen um 1000 Grad Celsius Silikatpartikel ausfrieren und Wolken bilden. Im Fall von WASP-107b mit einer Temperatur von rund 500 Grad Celsius in der äußeren Atmosphäre sollten sich diese Silikatwolken nach herkömmlichen Modellen jedoch tiefer in der Atmosphäre bilden, wo die Temperaturen wesentlich höher sind. Außerdem regnen Sandwolken hoch oben in der Atmosphäre ab. Wie ist es dann möglich, dass diese Sandwolken in großen Höhen existieren und fortbestehen?

Michiel Min, Hauptautor der Studie, vom SRON Netherlands Institute for Space Research erklärt: „Die Tatsache, dass wir diese Sandwolken hoch oben in der Atmosphäre sehen, muss bedeuten, dass die Sandregentropfen in tieferen, sehr heißen Schichten verdampfen und der dabei entstehende Silikatdampf effizient wieder nach oben transportiert wird, wo er sich erneut zu Silikatwolken verdichtet. Dies ist dem Wasserdampf- und Wolkenzyklus auf unserer Erde sehr ähnlich, allerdings mit Tröpfchen aus Sand.“ Dieser kontinuierliche Zyklus von Sublimation und Kondensation durch vertikalen Transport ist verantwortlich für die dauerhafte Präsenz von Sandwolken in der Atmosphäre von WASP-107b.

Über die Studie
„Diese Studie vereint die Ergebnisse mehrerer unabhängiger Analysen der JWST-Beobachtungen und spiegelt die jahrelange Arbeit wieder, die nicht nur in den Bau des MIRI-Instruments, sondern auch in die Kalibrierung und die Analysewerkzeuge für die mit MIRI gewonnenen Beobachtungsdaten investiert wurde“, sagt Jeroen Bouwman vom Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland.

Diese Beobachtungen wurden im Rahmen des Programms 1280 für garantierte Zeitbeobachtungen durchgeführt. Dieses Ergebnis wurde in der Zeitschrift Nature veröffentlicht: ‚SO2, silicate clouds, but no CH4 detected in a warm Neptune‘, von Dyrek, Min, Decin et al, 2023, Nature
DOI 10.1038/s41586-023-06849-0
https://www.nature.com/articles/s41586-023-06849-0

Das James-Webb-Weltraumteleskop ist das weltweit bedeutendste Observatorium für Weltraumforschung. Webb löst Rätsel in unserem Sonnensystem, blickt zu fernen Welten um andere Sterne und erforscht die geheimnisvollen Strukturen und Ursprünge unseres Universums und unseren Platz darin. Webb ist ein internationales Programm unter der Leitung der NASA und ihrer Partner, der Europäischen Weltraumorganisation ESA und der Kanadischen Weltraumorganisation.

Das europäische Konsortiumsteam besteht aus 46 Astronom*innen von 29 Forschungseinrichtungen aus 12 Ländern. Von der Universität Wien gehören Manuel Güdel, Nicole Pawellek und die Doktoranden Gwenaël van Looveren und Rodrigo Guadarrama zum Team. „Gemeinsam mit Kollegen aus Europa und den Vereinigten Staaten haben wir das MIRI-Instrument seit fast 20 Jahren gebaut und getestet. Es ist lohnend zu sehen, wie unser Instrument die Atmosphäre dieses faszinierenden Exoplaneten entschlüsselt“, sagt der Instrumentenspezialist Bart Vandenbussche von der KU Leuven.

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• JWST – James Webb Space Telescope

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 28. Juli 2023.

28. Juli 2023 – Etwa drei Monate nach dem Start der ESA-Raumsonde JUICE ins All haben die wissenschaftlichen Instrumente, die das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen mit auf die lange Reise zum Jupiter schickt, ihre ersten Bewährungsproben bestanden. Beide Instrumente haben bewiesen, dass sie unter Weltraumbedingungen voll funktionstüchtig sind, und erste wissenschaftliche Messdaten zur Erde geschickt. So hat der Jovian Electron and Ion Sensor (JEI) des Particle Environment Package (PEP) Teilchen des Sonnenwindes „geschmeckt“ und das Submillimetre Wave Instrument (SWI) Wasserdampf in der Erdatmosphäre identifiziert. Besonders für SWI verliefen die ersten Schritte im All jedoch ganz anders als erwartet.

Als sich wenige Tage nach dem erfolgreichen Raketenstart Mitte April der 16 Meter lange Antennenausleger des JUICE-Instrumentes Radar for Icy Moon Exploration (RIME) nicht ausklappen ließ, begann auch für das SWI-Team das erste Abenteuer auf dem Weg zum Jupiter. „Teile von SWI und RIME sind an Bord der Raumsonde eng benachbart – und somit eine Art Schicksalsgemeinschaft“, so Dr. Ali Ravanbakhsh vom MPS, Projektmanager des SWI-Instrumentes. Die Bemühungen der ESA und des RIME-Teams, den klemmenden Verschlussstift der Antenne doch noch zu lösen, wirkten sich deshalb auch auf SWI aus. „Alle Schritte musste auch von unserer Seite gut bedacht werden. Deshalb war es nötig, SWI deutlich früher als geplant in Betrieb zu nehmen“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Paul Hartogh, wissenschaftlicher Leiter des SWI-Teams. Normalerweise steht der Plan, in welchen Schritten ein Instrument angeschaltet, in Betrieb genommen und getestet wird, Monate im Voraus fest; jetzt war alles anderes – und musste viel schneller gehen.

Zudem kamen Anforderungen auf SWI zu, die ursprünglich nicht vorgesehen waren. Um etwaiges Eis auf dem verklemmten RIME-Mechanismus abzutauen, entschied sich die ESA dafür, die Raumsonde zur Sonne zu drehen. „Eine solches Manöver in solch geringem Abstand zur Sonne war nie Teil des Missionsplans“, so Hartogh. Um sicher zu sein, dass SWI keinen Schaden nehmen würde, musste das SWI-Team so schnell wie möglich modellieren, wie das Instrumente auf die starke Sonneneinstrahlung reagieren würde – und konnte schließlich für das Manöver grünes Licht geben. Als am 12. Mai 2023 die RIME-Antenne endlich gelöst werden konnte, war das auch für das SWI-Team eine befreiende Nachricht. „Wir freuen uns sehr, dass wir die Kolleginnen und Kollegen von der ESA und des RIME-Teams unterstützen konnten und dass JUICE vor Ort im Jupitersystem nun sein gesamtes wissenschaftliches Potential wird ausschöpfen können“, so Ravanbakhsh.

Vorsichtiges Herantasten
Trotz der gebotenen Eile und der straffen Zeitpläne ist eine Inbetriebnahme im All immer ein schrittweiser, vorsichtiger Prozess. „Das Instrument muss sich zum ersten Mal unter echten Weltraumbedingungen bewähren. Da will man kein Risiko eingehen und nähert sich erst vorsichtig dem vollen Betriebsmodus an“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Markus Fränz vom PEP-JEI-Team. So könnten etwa Gasrückstände vom Bau der Sonde, die im All nach und nach ausgasen, im JEI-Sensor zu Spannungsüberschlägen führen und das Instrument beschädigen. Das Team erhöhte deshalb die Spannungen, mit denen der Sensor betrieben wird, erst schrittweise und fuhr das Instrument auch zunächst sehr langsam und vorsichtig wieder herunter. Mit Erfolg: Mittlerweile ist die Inbetriebnahme von PEP-JEI abgeschlossen; der Sensor konnte sein Können bei niedrigen und mittleren Spannungen unter Beweis stellen. Aus Sicherheitsgründen wird PEP-JEI erst im Januar 2024 mit den höchsten Spannungen betrieben. Auch die anderen fünf Sensoren von PEP haben die Inbetriebnahme erfolgreich beendet.

Für PEP-JEI liegen bereits erste wissenschaftliche Daten vor. So konnten Protonen und Alpha-Teilchen des Sonnenwindes detektiert werden. Der stetige Teilchenstrom von der Sonne umströmt die Raumsonde JUICE ständig auf ihrem Weg zum Jupiter. „Da PEP nicht direkt in Richtung des anströmenden Sonnenwindes schaut, hatten wir mit solchen Messdaten nicht unbedingt gerechnet“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Norbert Krupp. „Durch den großen Geschwindigkeitsunterschied zwischen Sonde und Sonnenwind erreichen dennoch einige Teilchen unseren Sensor. Nun wissen wir, dass unser Instrument auch im Weltall funktioniert“, fügt er hinzu.

Auch SWI konnte erste Messungen durchführen. Am 27. Juni 2023 hat SWI aus einer Entfernung von etwa 22 Millionen Kilometern erste Wasserdampfspektren der Erdatmosphäre aufgenommen. Aus den Daten lassen sich Informationen über den Temperaturverlauf und die Höhenverteilung des Wasserdampfs ableiten. „Die jüngsten Messdaten von SWI zeigen uns, wie empfindlich das Instrument misst. Wir erwarten deshalb, bereits aus einer Entfernung von mindestens 250 Millionen Kilometern Wasserdampf in der Jupiteratmosphäre nachweisen zu können“, so Hartogh.

„Trotz der umfangreichen Tests, die alle Instrumente vor dem Missionsstart durchlaufen, ist die Inbetriebnahme im All immer auch ein Art Lernprozess“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Elias Roussos, der die Kommandos, die das ESA-Kontrollzentrum in Darmstadt zu PEP-JEI sendete, überwachte. „Wir lernen unser Instrument noch einmal ganz neu kennen.“ Um kleinere Anpassungen vorzunehmen, die eventuell nötig sind, bleibt noch viel Zeit. Erst im Januar nächsten Jahres gibt es für das SWI- und das PEP-JEI-Team wieder Gelegenheit, umfangreichere Tests durchzuführen. Und bis JUICE das Jupitersystem erreicht, vergehen noch acht Jahre.

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• JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) auf Ariane 5 ECA

Der Beitrag MPS: Ein Geschmack von Sonnenwind und ein Blick auf die Erde erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Forschungszentrums Jülich 5. Juli 2023.

Wasserdampf ist das wichtigste natürliche Treibhausgas in der Erdatmosphäre, wobei der Anstieg von Wasserdampf in einem zukünftigen Klima über einen positiven Rückkopplungseffekt, das sogenannte Wasserdampffeedback, den Effekt der anthropogenen Treibhausgase ungefähr verdoppelt. Darüber hinaus beeinflusst der atmosphärische Wasserdampf die Zirkulation, das heißt die Windsysteme der Atmosphäre.

Durch die von den Wissenschaftler:innen simulierten Änderungen der Wasserdampfkonzentration in dieser empfindlichen Atmosphärenregion ergeben sich erhebliche Änderungen der modellierten atmosphärischen Zirkulation bis in den Bereich der bodennahen Atmosphäre. Diese dynamischen Rückkopplungen auf die Windsysteme bewirken eine Verschiebung der Subtropenjets und troposphärischen Jets aufgrund erhöhter Wasserdampfkonzentrationen in der unteren Stratosphäre. Die verbesserte Simulation des stratosphärischen Wasserdampfs kann über diese Effekte auf die atmosphärische Zirkulation also auch eine Verbesserung der Simulation von Wetter-Regimes bewirken.

Über das Institut Stratosphäre (IEK-7)
Das IEK-7 untersucht Chemie, Dynamik und Mikrophysik in der Stratosphäre und Tropopausenregion und deren Rolle im Klimasystem. Hierzu werden flugzeug- und ballongestützte Experimente durchgeführt, um Prozesse auf vorwiegend lokalen und regionalen Skalen aufzuklären. Die Auswertung und Nutzung von Satellitendaten erweitert diese Studien bis zu globalen und klimatologischen Skalen. Die Auswertung der Messdaten erfolgt in enger Verzahnung mit Modellrechnungen.

Originalveröffentlichung:
Charlesworth, E., Plöger, F., Birner, T. et al. Stratospheric water vapor affecting atmospheric circulation. Nat Commun 14, 3925 (2023). doi.org/10.1038/s41467-023-39559-2
https://www.nature.com/articles/s41467-023-39559-2
pdf: https://www.nature.com/articles/s41467-023-39559-2.pdf

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• Planet Erde

Der Beitrag Wie Wasserdampf die Windsysteme in der Atmosphäre beeinflusst erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 10. Mai 2023.

10. Mai 2023 – Einem internationalen Forschungsteam, an dem das Max-Planck-Institut für Astronomie beteiligt ist, ist es nach fast 15 Jahren vergeblicher Anstrengungen gelungen, einige Eigenschaften der Atmosphäre des Exoplaneten GJ 1214 b zu ermitteln. Dazu haben die Astronominnen und Astronomen mit dem MIRI-Spektrografen des Weltraumteleskops James Webb (JWST) jetzt die Infrarotstrahlung des als Mini-Neptun klassifizierten Planeten ausgemessen und mithilfe von Modellrechnungen ausgewertet. Die Ergebnisse deuten auf einen ungewöhnlich stark reflektierenden, dichten Dunstschleier in der Hochatmosphäre hin und zeigen Hinweise auf Wasserdampf und Methan.

„Unsere Ergebnisse zeigen, dass die Dunstschicht von GJ 1214 b anders zusammengesetzt sein muss, als wir es von den uns bekannten Himmelskörpern kennen“, sagt Maria Steinrück vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, Deutschland. Sie ist eine Koautorin des Artikels, der in der Zeitschrift Nature erscheint und hat die Modellrechnungen durchgeführt, die für die Bewertung der Beobachtungen essentiell sind.

Ein dichter, stark reflektierender Schleier
Die Daten sind nur dadurch zu erklären, indem die Forschenden eine Schicht in der oberen Atmosphäre des Planeten annehmen, die die Strahlung des zentralen Sterns, den GJ 1214 b in 38 Stunden einmal umkreist, ungewöhnlich stark reflektiert. Woraus diese Schicht jedoch besteht, bleibt nach wie vor ein Geheimnis, da keine der bisher vermuteten Zusammensetzungen eine zufriedenstellende Erklärung liefert. Die gängigen Kandidaten scheiden jedenfalls aus.

„Weder Rußteilchen noch sogenannte Tholine reflektieren die Strahlung des Sterns ausreichend stark“, stellt Steinrück fest. Der Begriff „Tholine“ wurde von Carl Sagan geprägt, und beschreibt eine variable Mischung aus Kohlenwasserstoffen, die auf dem Saturnmond Titan und anderen Körpern des Sonnensystems zu finden ist. Vermutlich bestand die Atmosphäre der Ur-Erde ebenfalls zum Teil aus Tholinen.

Ähnlich wie auf der Erde die Ozonschicht mit der UV-Strahlung der Sonne reagiert, könnten vergleichbare Prozesse auch für die Produktion der chemischen Verbindungen des Dunstes verantwortlich sein, die in der Hochatmosphäre von GJ 1214 b und vielleicht vieler Mini-Neptune zu finden sind. Derzeit wird in verschiedenen Laboren intensiv danach geforscht, welche Stoffe das sein könnten. Organische Verbindungen sind derzeit die heißesten Kandidaten.

Hinweise auf Wasser
Erstmals belegen nun die neuen Beobachtungen mit MIRI (Mid-Infrared Instrument) am JWST auch, dass die Atmosphäre jenseits von Wasserstoff und Helium einen hohen Anteil an schweren Elementen haben muss. Das folgt aus den Modellrechnungen, die die gemessene Helligkeitsvariation des vom Planeten veränderten Sternlichts nachempfinden.

Die Astronominnen und Astronomen haben mit ihrer Beobachtung einen vollständigen Umlauf von GJ 1214 b erfasst und somit seine Oberfläche von allen Seiten vermessen – das erste Mal bei einem Mini-Neptun. Das Licht, das GJ 1214 b von seinem Zentralstern empfängt dient dabei als eine Art Sonde. Etwaige Einflüsse des Planeten auf das Sternlicht zeigen sich dann in schwankenden Anteilen der Strahlung des Planeten.

Einen Hinweis auf die konkrete Zusammensetzung der Atmosphäre bieten die Messdaten auch. Wie bereits vermutet, besitzt dieser Planet wahrscheinlich Wasser, das als gasförmiger Dampf auftritt. „GJ 1214 b könnte daher eine Wasserwelt sein“, sagt Eliza Kempton, Professorin an der University of Maryland, USA und Erstautorin des Forschungsartikels. Allerdings könnten die Merkmale auch auf Methangas hindeuten. Eine Mischung aus beiden ist ebenfalls denkbar. Zur Klärung sind daher weitere Beobachtungen nötig.

Ein Planet mit ewigem Tag und ewiger Nacht
Im Jahre 2009 haben Astronomen den knapp 50 Lichtjahre entfernten GJ 1214 b durch die Transitmethode entdeckt. Dabei ist die Bahn des Planeten so orientiert, dass er regelmäßig seinen Zentralstern kreuzt und durch die Bedeckung die Sternhelligkeit geringfügig verringert. Aus diesen Messungen ließ sich seine Größe von etwa drei Erddurchmessern errechnen. Seine Masse beträgt etwa sieben Erdmassen. Das klassifiziert GJ 1214 b eindeutig als einen Mini-Neptun.

Diese Art von Exoplaneten ist die häufigste, die Astronomen finden. Im Sonnensystem gibt es solche Planeten jedoch nicht. Das ist ein Grund dafür, dass ihre Beschaffenheit kaum bekannt ist.

GJ 1214 b umkreist seinen Zentralstern GJ 1214 in einer Entfernung, die etwa einem Siebzigstel der Distanz zwischen der Erde und der Sonne entspricht. Damit befindet sich der Planet in einer sogenannten gebundenen Rotation. Das bedeutet, dass eine Umkreisung genauso lange dauert wie eine Rotation um die eigene Achse. Deswegen beleuchtet und heizt der Zentralstern immer dieselbe Seite des Planeten. Winde tragen die Luftschichten auf die gegenüberliegende Hemisphäre, wo sie in ewiger Nacht abkühlen.

Wie beim globalen Erdklima hängt auch hier die Temperatur auf GJ 1214 b von verschiedenen Einflüssen ab: die Leuchtkraft und die Temperatur des Sterns, der Abstand des Planeten vom Stern und die Eigenschaften der Atmosphäre. Daraus ergibt sich eine charakteristische Wärmestrahlung des Planeten, welche die Forschenden mit den MIRI-Beobachtungen aufnahmen. Diese bestehen aus Spektren, welche die verschiedenen Anteile der Infrarotstrahlung entsprechend ihrer Wellenlänge aufspalten.

Daraus schließen die Astronominnen und Astronomen, dass die Hälfte der Einstrahlung durch den Zentralstern von der Dunstschicht reflektiert wird und zur Erwärmung der Atmosphäre nicht beiträgt. Die Berechnungen ergeben somit, dass GJ 1214 b eine mittlere, globale Temperatur von etwa 230 Grad Celsius (500 Kelvin) besitzt, die zwischen Tag und Nacht um etwa 115 Grad variiert.

Durchbruch in der Planetenforschung
Mehrfach haben Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler bisher versucht, die Zusammensetzung der Atmosphäre von GJ 1214 b zu bestimmen, indem sie das Sternlicht analysierten, das bei jeder Bedeckung dessen Luftschichten durchdringt. Dabei prägen sich gewöhnlich eindeutige Merkmale der Gase auf das Licht auf. Die bisherigen Beobachtungen zeigten jedoch nichts. Das JWST hat nun ein neues Kapitel aufgeschlagen.

„GJ 1214b war der weiße Wal der Bestimmung von Exoplanetenatmosphären. Die gesamte Forschungsgemeinschaft war lange Zeit hinter ihm her. Es ist wunderbar, dass endlich einige seiner Geheimnisse gelüftet werden“, freut sich Laura Kreidberg. Sie ist Direktorin am MPIA und leitet die Abteilung „Atmosphärenphysik der Exoplaneten (APEx)“, in der Maria Steinrück forscht. Kreidberg war eine der ersten, die GJ 1214 b ins Visier nahm um seine Zusammensetzung zu bestimmen.

Diese Ergebnisse stellen einen Durchbruch in der Planetenforschung dar. Sie steigern die Hoffnung, dass nun ein Werkzeug gefunden wurde, mit dem die häufigste Klasse von Exoplaneten systematisch untersucht werden kann.

Hintergrundinformationen
Die an der Studie beteiligten Forschenden des MPIA sind Maria Steinrück und Sebastian Zieba.

Die Astronominnen und Astronomen beobachteten GJ 1214 b im Rahmen des JWST General Observer (GO) Program 1803, „Unlocking the Mysteries of the Archetype Sub-Neptune GJ 1214b with a Full-Orbit Phase Curve“ (PI: Jacob Bean).

Das James Webb Space Telescope (JWST) ist das weltweit führende Observatorium für Weltraumforschung. JWST ist ein internationales Programm unter der Leitung der NASA mit ihren Partnern, der ESA (Europäische Weltraumorganisation) und der CSA (Kanadische Weltraumorganisation).

Das Mid-InfraRed Instrument (MIRI) des JWST, das von einem europäischen Konsortium von Forschungseinrichtungen gebaut wurde, ist ein wissenschaftliches Mehrzweckinstrument für Infrarot-Wellenlängen zwischen 5 und 28 Mikrometern. Es kombiniert eine bildgebende Kamera mit einem Spektrografen. Mit der Unterstützung von industriellen Partnern lieferte das MPIA die Mechanismen aller Elemente zur Steuerung der Wellenlängenbereiche, wie z.B. Filter- und Gitterräder, und leitete das elektrische Design von MIRI.

Folgende Forschungsinstitute sind an dieser Studie beteiligt:
University of Maryland, College Park, USA; University of Chicago, USA; Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland; Earth and Planets Laboratory, Carnegie Institution for Science, Washington, DC, USA; University of Oxford, UK; University of Michigan, USA; University of Leicester, UK; BAER Institute, NASA Ames Research Center, Moffet Field, USA; Institut Trottier de Recherche sur les Exoplanètes und Département de Physique, Université de Montréal, Kanada; Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute, New York, USA; Johns Hopkins Applied Physics Laboratory, Laurel, USA; Steward Observatory, University of Arizona, Tucson, USA; European Space Agency, Space Telescope Science Institute, Baltimore, USA; Leiden Observatory, The Netherlands; AIM, CEA, CNRS, Université Paris-Saclay, Université de Paris, Gif-surYvette, France; Vanderbilt University, Nashville, USA; Center of Excellence in Information Systems, Tennessee State University, Nashville, USA; Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Tucson, USA; Eureka Scientific, Inc., Oakland, USA; NASA Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, USA; Johns Hopkins University, Baltimore, USA; School of Earth & Space Exploration, Arizona State University, Tempe, USA; University of California, Santa Cruz, USA.

Originalveröffentlichung
Eliza M.-R. Kempton et al. (incl. Maria E. Steinrueck, Sebastian Zieba)
A reflective, metal-rich atmosphere for GJ 1214 b from its JWST phase curve
Nature (2023), DOI: dx.doi.org/10.1038/s41586-023-06159-5.
Preprint: https://www.mpg.de/20286388/mpia-pm_gj1214b_steinrueck_2023_preprint.pdf.

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• Exoplaneten

Der Beitrag MPIA: Widerspenstiger Exoplanet lüftet seinen Schleier – ein bisschen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität Hamburg 20. April 2023.

20. April 2023 – Wenn sich die Atmosphäre mit dem Klimawandel erwärmt, entsteht zusätzlicher Wasserdampf. Dieser wiederum ist selbst ein Treibhausgas, hält die Wärmestrahlung nahe der Erdoberfläche fest und lässt die Temperatur auf der Erde weiter steigen – eine sich selbst verstärkende Rückkopplung. Der Wert der Klimasensitivität zeigt in Grad Celsius an, wie empfindlich die Erde auf Treibhausgase reagiert, wenn sich das CO₂ in der Atmosphäre verdoppelt. Um ihn zu berechnen, muss bekannt sein, wie Rückkopplungsprozesse auf der Erde genau ablaufen.

Solche Prozesse lassen sich mit dem sogenannten langwelligen Rückkopplungsparameter berechnen. Das Forschungsteam um Florian Römer hat diesen Wert nun erstmals mit Satellitendaten spektral berechnet. Spektral bedeutet: Die neue Methode zeichnet erstmals ein detailliertes Bild der Rückkopplung bei verschiedenen Strahlungsfrequenzen.

„Durch die spektrale Auflösung sehen wir genau, welche Strahlungsfrequenzen wie viel zur Rückkopplung beitragen“, so Florian Römer über die neue Methode. „Dadurch können wir die physikalischen Prozesse des Erdklimas sehr viel besser verstehen.“ Frühere Studien haben nur die gesamte Energie – das sogenannte Integral – zur Berechnung des Parameters herangezogen. Dadurch gingen jedoch wertvolle Informationen verloren. Auch die Berechnung des Werts mithilfe von Klimamodellen beruhte oft auf stark vereinfachten Annahmen. Durch die neue Methode verstehen die Forschenden besser, welche Prozesse die Klimasensitivität beeinflussen. Sie bestimmt, wie die Klimazukunft der Erde aussehen wird.

Römer hat auch überraschende Erkenntnisse gewonnen: Bisher gaben Klimamodelle an, dass bei Strahlungsfrequenzen, die besonders effektiv von Wasserdampf zurückgehalten werden, die Rückstrahlung ins Weltall bei einer Temperaturerhöhung konstant bleibt. Der Rückkopplungsparameter beträgt somit ungefähr Null. „Die Daten des analysierten Zeitraums zeigen: Die Strahlung nimmt leicht zu, wenn es wärmer wird“, so Römer. Klimamodelle können mit diesen Daten Schritt für Schritt immer genauer werden. „Unsere Studie zeigt, dass Satellitendaten auch auf diesem Gebiet ein sehr leistungsfähiges Instrument sind. Das ist ein großer Schritt nach vorne“, sagt Römer.

Originalpublikation:
Roemer F, Buehler S, Brath M, Kluft L, and John V (2023): Direct observation of Earth’s spectral longwave feedback parameter; Nature Geoscience, DOI: 10.1038/s41561-023-01175-6,
https://www.nature.com/articles/s41561-023-01175-6,
pdf: https://www.nature.com/articles/s41561-023-01175-6.pdf.

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• Planet Erde

Der Beitrag Rückkopplungsprozesse: Satelliten helfen bei Ermittlung der Klimasensitivität erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Universität zu Köln.

27. Juli 2021 – Bisher war bekannt, dass Ganymed eine dünne Atmosphäre aus Sauerstoff besitzt. Nun hat ein internationales Team unter Beteiligung des Kölner Geophysikers Joachim Saur nachgewiesen, dass auf der sonnenbeschienenen Seite des Mondes eine Wasserdampfatmosphäre vorhanden ist, die zur Mittagszeit auf dem Mond fünf Mal dichter ist als die Sauerstoffatmosphäre. Die Publikation erschien in der Zeitschrift Nature Astronomy unter dem Titel: A sublimated water atmosphere on Ganymede detected from Hubble Space Telescope observations.

Der Jupitermond Ganymed, der größte Mond unseres Sonnensystems, ist ein Eismond, dessen Oberfläche vornehmlich aus gefrorenem Wasser besteht. Unter der Eisoberfläche befindet sich ein riesiges Reservoir aus flüssigem Wasser. Die Wasserdampf-Atmosphäre entsteht durch Sublimation von gefrorenem Wasser. Dies ist ein Prozess, der auch vom Erwärmen von Trockeneis bekannt ist, bei dem tiefgefrorenes Kohlendioxid gasförmig wird, wenn es aufgewärmt wird. Die Entdeckung der Wasserdampfatmosphäre gelang mittels Beobachtungen des Hubble Weltraum Teleskops unter Leitung von Dr. Lorenz Roth von der Königlichen Technischen Hochschule (KTH) Stockholm. Dazu wurden Spektren der Atmosphäre im ultravioletten Licht unter normalen Ganymed-Bedingungen und während einer Jupiterfinsternis des Mondes verglichen: Wasser- und Sauerstoff-Moleküle werden durch solare Photonen oder durch energiereiche Elektronen in ihre Atome gespaltet und zum Leuchten bei verschiedenen Wellenlängen angeregt. Aus den gemessen Lichtintensitäten bei den verschiedenen Wellenlängen kann die Zusammensetzung der Atmosphäre abgeleitet werden.

Die Wasserdampf- und Sauerstoff-Atmosphären auf dem Mond sind sehr dünn und nicht zum Atmen geeignet. Die Oberflächentemperatur von Ganymed am Mittagspunkt ist zudem eisige minus 120 Grad Celsius kalt und auf der Nachtseite noch frostiger.

„Nach jetzigem Wissensstand ist nicht davon auszugehen, dass die Wasseratmosphäre durch das Wasserreservoir unter der Eisoberfläche gespeist wird“, erklärt Professor Saur. „Die Kenntnis der Wasserdampf-Atmosphäre ist jedoch sehr wichtig, um andere Beobachtungen des Mondes, die auch die Charakterisierung des Ozeans betreffen, richtig einschätzen zu können.“

Der Mond Ganymed ist das Hauptziel der ESA-Raumsonde JUICE, die im Jahr 2029 im Jupiter-System ankommen wird. Diese Mission soll den Mond weiter vermessen, um dessen unter der Eisoberfläche liegenden Ozean, die Polarlichter von Ganymed und sein Magnetfeld besser zu verstehen. Ganymed ist der einzige bekannte Mond mit einem eigenen Magnetfeld und Polarlichtovalen. Die Charakterisierung des Jupitermondes und seines Ozeans erfolgt zurzeit auch im Rahmen des ERC Projects EXO-OCEANS von Joachim Saur.

Veröffentlichung:
A sublimated water atmosphere on Ganymede detected from Hubble Space Telescope observations

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• Jupitermonde

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Quelle: Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

9. April 2021 – Die niederländische Astronomin Ewine van Dishoeck (Universität Leiden, Niederlande und MPE Garching) hat zusammen mit einem internationalen Team einen Übersichtsartikel verfasst, der den Weg des Wassers im interstellaren Raum in bisher nicht bekannter Genauigkeit nachzeichnet. Die Erkenntnisse basieren im Wesentlichen auf Beobachtungen des Herschel-Weltraumobservatorium der ESA, das von 2009 bis 2013 im Einsatz war. Der Artikel, der in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurde, fasst die gewonnenen Erkenntnisse zusammen und liefert neue Informationen über den Ursprung von Wasser auf neuen, möglicherweise bewohnbaren Welten.

Wie und wo entsteht Wasser im interstellaren Raum? Wie gelangt es schließlich auf Planeten wie der Erde? Diese Fragen waren vor zehn Jahren noch nicht gut verstanden. Ein Grund besteht darin, dass Beobachtungen mit bodengebundenen Teleskopen durch den Wasserdampf in unserer eigenen Atmosphäre beeinflusst werden. Im Jahr 2009 startete die ESA das Weltraumteleskop Herschel, das im fernen Infrarotbereich beobachten konnte und bis 2013 im Einsatz war. Eines der Hauptziele von Herschel war die Erforschung von Wasser im Weltraum. In den letzten Jahren wurden Dutzende von wissenschaftlichen Artikeln veröffentlicht, die auf Daten von Herschel über Wasser basieren. Nun wurden diese Ergebnisse zusammengefasst und um neue Erkenntnisse erweitert.

Der neue Übersichtsartikel beschreibt den Weg des Wassers während des gesamten Sternentstehungsprozesses, einschließlich der Zwischenstadien, die bisher wenig Beachtung gefunden hatten. Das meiste Wasser bildet sich als Eis auf winzigen Staubpartikeln in kalten und dünnen interstellaren Wolken vor der Sternentstehung, wie eine Arbeit, die von MPE-Direktorin Paola Caselli geleitet wurde, zeigte. Kollabiert eine solche Wolke zu neuen Sternen und Planeten, bleibt dieses Wasser weitgehend erhalten und wird schnell in Staubpartikeln, die so groß wie Kieselsteine werden können, verankert. In der rotierenden Scheibe um den jungen Stern bilden diese Kieselsteine dann die Bausteine für neue Planeten.

Außerdem haben die Forscher berechnet, dass die meisten neuen Sonnensysteme mit genügend Wasser geboren werden, um mehrere tausend Ozeane zu füllen. Ewine van Dishoeck: „Es ist faszinierend zu erkennen, was in einem Glas Wasser steckt, das man trinkt. Die meisten dieser Moleküle entstanden vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren in der Wolke, aus der sich unsere Sonne und die Planeten gebildet haben.“

Viele der früheren Herschel-Ergebnisse konzentrierten sich auf heißen Wasserdampf, der in der Nähe von neu entstehenden Sternen deutlich sichtbar ist und reichlich produziert wird. Aber dieses heiße Wasser geht durch starke Ausströmungen des jungen Sterns ins All verloren. Während die Forscher den Übersichtsartikel verfassten, gewannen sie mehr und mehr Einblick in die Chemie des kalten Wasserdampfes und des Eises. So konnten sie beispielsweise zeigen, dass interstellares Eis Schicht für Schicht auf Staubpartikeln wächst. Diesen Schluss zogen sie aufgrund der schwachen Signale von schwerem Wasser (HDO und D2O statt H2O).

Für die Zukunft hoffen die Forscher, mehr Wasser im Universum untersuchen zu können, vor allem in gerade entstehenden Planetensystemen. Das könnte allerdings noch eine Weile dauern, da das nächste mit Herschel vergleichbare Weltraumteleskop frühestens im Jahr 2040 starten soll. Ewine van Dishoeck: „Es gab eine Chance, dass ein ‚Wasserteleskop‘ um 2030 ins All gehen würde, aber dieses Projekt wurde gestrichen. Das ist schade, aber es war ein zusätzlicher Grund für unser Team, den Übersichtsartikel über Wasser zu schreiben. Auf diese Weise haben wir ein kollektives Gedächtnis, wenn eine neue Mission ansteht.“

Außerdem wird Ende 2021 das James Webb Weltraumteleskop gestartet, mit dem in einer europäisch-amerikanischen Kollaboration gebauten MIRI-Instrument an Bord. Dieses soll in der Lage sein, warmen Wasserdampf in den innersten Zonen von Staubscheiben aufzuspüren und somit einen Teil des bisher unerreichbaren Wassers zu beobachten. Und die ALMA-Teleskope in Chile können vom Boden aus Wasserdampf im All beobachten. Dazu gehört auch Wasser in fernen Galaxien, das sich bei im Vergleich zur Erdatmosphäre verschobenen Wellenlängen beobachten lässt.

Über das Herschel-Weltraumteleskop
Herschel war ein Weltraumteleskop der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), das in Zusammenarbeit mit der NASA gebaut wurde. Seine Instrumente HIFI und PACS wurden für die Wasserforschung eingesetzt. HIFI wurde von einem Konsortium von Instituten und Universitätsabteilungen aus ganz Europa, Kanada und den Vereinigten Staaten unter der Leitung des SRON Netherlands Institute for Space Research, Niederlande, entwickelt und gebaut, mit wichtigen Beiträgen aus Deutschland, Frankreich und den USA. Das PACS-Instrument wurde von einem Konsortium von Instituten und Universitäten aus ganz Europa unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Deutschland entwickelt. Ewine van Dishoeck leitete die Wasserforschung im Rahmen des WISH-Programms.

Originalveröffentlichung
Ewine F. van Dishoeck et al.
Water in star-forming regions: physics and chemistry from clouds to disks as probed by Herschel spectroscopy
Accepted for publication in Astronomy & Astrophysics, 2021
Source: https://arxiv.org/abs/2102.02225

Der Beitrag Warum unser Trinkwasser mehrere Milliarden Jahre alt ist erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA.

Zu den wichtigsten Missionen bei der Erkundung des Mars gehören die Suche nach atmosphärischen Gasen, die mit biologischen oder geologischen Aktivitäten verbunden sind, sowie der Erkenntnisgewinn zum vergangenen und derzeitigen Wasservorkommen auf dem Planeten. So soll herausgefunden werden, ob jemals Leben auf dem Mars möglich gewesen sein könnte und ob es Wasserspeicher gibt, die mit zukünftigen bemannten Missionen erforscht werden könnten. Zwei neue Ergebnisse des ExoMars-Teams, die heute im Fachmagazin Science Advances veröffentlicht wurde, enthüllen eine vollkommen neue chemische Klasse und bieten weitere Einblicke in saisonale Veränderungen und Interaktionen zwischen Oberfläche und Atmosphäre, die die treibenden Kräfte hinter den neuen Beobachtungen darstellen.

Neuer chemischer Kreislauf
„Wir haben zum ersten Mal Chlorwasserstoff auf dem Mars entdeckt. Dies ist gleichzeitig der erste Fund eines Halogengases in der Marsatmosphäre. Diesen chemischen Kreislauf gilt es nun zu verstehen“, sagt Kevin Olsen von der University of Oxford, Großbritannien, einer der leitenden Wissenschaftler der Entdeckung.

Chlorwasserstoff (HCl) ist ein Gas, das aus einem Wasserstoff- und einem Chloratom besteht. Mars-Wissenschaftler haben schon immer nach Chlor- oder Schwefel-basierten Gasen gesucht, da sie Indikatoren für etwaige vulkanische Aktivitäten sind. Doch der nun entdeckte Chlorwasserstoff – der gleichzeitig an sehr weit voneinander entfernten Orten gefunden wurde, während andere Gase, die man bei vulkanischer Aktivität erwarten würde, nicht vorhanden waren – deutet auf eine andere Quelle hin. Diese Entdeckung legt eine komplett neue Interaktion zwischen Oberfläche und Atmosphäre nahe – getrieben von den Staubsaisons auf dem Mars, die vorher noch nicht untersucht worden waren.

In einem Prozess, der dem auf der Erde stark ähnelt, werden Salze durch Winde in die Atmosphäre gehoben. Diese Salze treten in Form von Natriumchlorid auf; sie sind Überbleibsel verdunsteter Ozeane und in der staubigen Marsoberfläche eingeschlossen. Die Sonnenstrahlung erwärmt die Atmosphäre, sodass Staub zusammen mit dem von den Eiskappen freigesetzten Wasserdampf aufsteigt. Der salzige Staub reagiert mit dem Wasser in der Atmosphäre. Chlor wird freigesetzt, das dann mit den Molekülen, die Wasserstoff enthalten, reagiert. So entsteht Chlorwasserstoff. In weiteren Reaktionen könnte das Chlor oder der Chlorwasserstoffsäure-reiche Staub wieder auf die Oberfläche zurückkehren, vielleicht als Perchlorate, eine Klasse von Salzen, die aus Sauerstoff und Chlor bestehen.

„Man braucht Wasserdampf, um das Chlor freizusetzen und man braucht die Nebenprodukte von Wasser – Wasserstoff –, damit sich Chlorwasserstoff bilden kann. Wasser ist in dieser chemischen Reaktion wesentlich“, sagt Olsen. „Wir beobachten auch eine Korrelation mit dem Staub: Wenn die Staubaktivität zunimmt, gibt es mehr Chlorwasserstoff. Diese Aktivität hängt mit der saisonalen Erwärmung der Südhalbkugel zusammen.“

Das Team machte das Gas zum ersten Mal während des globalen Staubsturms im Jahr 2018 ausfindig. Damals trat es gleichzeitig auf der Nord- und Südhalbkugel auf und verschwand am Ende der saisonalen Staubperiode überraschend schnell wieder. Die Wissenschaftler werten nun bereits die in der nächsten Staubsaison gesammelten Daten aus – und beobachten einen erneuten Anstieg von HCl.

„Es ist großartig, zu sehen, wie unsere sensiblen Instrumente ein Gas entdecken, das zuvor noch nicht in der Marsatmosphäre beobachtet wurde“, sagt Oleg Korablev, Hauptuntersuchungsleiter des Instruments Atmospheric Chemistry Suite (ACS), mit dem die Entdeckung gelang. „Unsere Analyse zeigt, dass die Bildung und der Rückgang von Chlorwasserstoff mit der Marsoberfläche zusammenhängt.“

Nun stehen umfangreiche Labortests und neue globale Atmosphärensimulationen an, um die chlorbasierte Interaktion zwischen Oberfläche und Atmosphäre besser zu verstehen, sowie weiterführende Beobachtungen auf dem Mars, um zu bestätigen, dass der Anstieg und Rückgang von HCl vom Sommer auf der Südhalbkugel angetrieben wird.

„Die Entdeckung des ersten neuen Spurengases in der Marsatmosphäre ist ein bedeutender Meilenstein für die TGO-Mission“, sagt Håkan Svedhem, ESA-Projektwissenschaftler für den Trace Gas Orbiter. „Hierbei handelt es sich um die erste neue Gasklasse, die seit der Entdeckung von Methan durch die ESA-Marssonde Mars Express im Jahr 2014, bestimmt wurde. Der Methanfund hatte dazu motiviert, nach anderen organischen Molekülen zu suchen und gipfelte schließlich in der Entwicklung der TGO-Mission, die primär darauf abzielt, neue Gase zu entdecken.“

Aufsteigender Wasserdampf als Schlüssel für die Entwicklung des Klimas
Der Trace Gas Orbiter entdeckt aber nicht nur neue Gase, sondern hilft uns auch dabei, zu verstehen, wie der Mars sein Wasser verloren hat. Auch dieser Prozess hängt mit saisonalen Veränderungen zusammen.

Es wird davon ausgegangen, dass es auf der Marsoberfläche einst reichlich flüssiges Wasser gab, wie zahlreiche Beispiele altertümlicher ausgetrockneter Täler und Flussbetten zeigen. Heute ist ein Großteil des Wassers in unterirdischen Eiskappen eingeschlossen. Wasser entweicht aber weiterhin vom Mars, und zwar in der Form von Wasserstoff und Sauerstoff, die aus der Atmosphäre austreten.

Das Wechselspiel zwischen etwaigen Wasserspeichern und deren saisonalem und langfristigem Verhalten sind der Schlüssel, um die Entstehung des Marsklimas zu verstehen. Dies kann durch die Erforschung des Wasserdampfs und des „mittelschweren“ Wassers (bei dem ein Wasserstoffatom durch ein Deuteriumatom, eine Wasserstoffform mit einem zusätzlichen Neutron, ersetzt wird) gelingen.

„Das Verhältnis zwischen Deuterium und Wasserstoff, D/H, ist unser Chronometer – diese mächtige Kennzahl erzählt uns von der Geschichte des Wassers auf dem Mars und wie sich der Wasserverlust über die Zeit entwickelte. Dank des ExoMars Trace Gas Orbiter können wir diesen Chronometer nun besser verstehen und kalibrieren – und auf potenziell neue Wasserspeicher auf dem Mars testen“, sagt Geronimo Villanueva vom NASA Goddard Space Flight Center, Hauptautor des neuen Ergebnisses.

„Mit dem Trace Gas Orbiter können wir nachverfolgen, wie die Wasser-Isotopologe in die Atmosphäre aufsteigen, und zwar in einer nie zuvor gekannten Detailliertheit. Die bisherigen Messungen lieferten uns lediglich den Durchschnitt über die Tiefe der gesamten Atmosphäre. Es ist so, als ob wir uns bisher mit einer 2D-Ansicht zufrieden geben mussten und nun die Atmosphäre in 3D erkunden können“, sagt Ann Carine Vandaele, Hauptuntersuchungsleiterin des Instruments Nadir and Occultation for MArs Discovery (NOMAD), das für diese Untersuchung genutzt wurde.

Die neuen Messungen enthüllen dramatische Schwankungen des D/H-Verhältnisses, während das Wasser von seinem ursprünglichen Ort aufsteigt, je nach Höhe und Jahreszeit. „Interessanterweise zeigen die Daten, dass, sobald das Wasser vollständig verdampft ist, es sich zumeist stark in mittelschwerem Wasser anreichert, sowie ein D/H-Verhältnis, das sechsmal größer als das der Erde ist, für sämtliche Wasserspeicher auf dem Mars. Dies bestätigt, dass der Planet über die Zeit große Wassermengen verloren hat“, sagt Giuliano Liuzzi von der American University sowie dem NASA Goddard Space Flight Center, einer der leitenden Wissenschaftler der Untersuchung.

Zwischen April 2018 und April 2019 gesammelte ExoMars-Daten zeigten außerdem drei Fälle, in denen der Wasserverlust aus der Atmosphäre zugenommen hat: den globalen Staubsturm im Jahr 2018, einen kurzen, aber intensiven regionalen Sturm im Januar 2019 sowie die Wasserfreisetzung von der Eiskappe am Südpol in Sommermonaten (der damit mit den saisonalen Veränderungen zusammenhängt). Besonders zu erwähnen ist eine Wolke aufsteigenden Wasserdampfs während des Südsommers, die möglicherweise, auf saisonaler und jährlicher Basis, Wasser in die obere Atmosphäre einbringt.

Zukünftige koordinierte Observationen mit anderen Raumfahrzeugen, darunter auch die NASA-Raumsonde MAVEN, die sich auf die obere Atmosphäre konzentrieren, werden komplementäre Einblicke in die Entstehung von Wasser im Verlauf eines Marsjahres liefern.

„Die Jahreszeiten auf dem Mars, und besonders der relativ heiße Sommer auf der Südhalbkugel scheinen die treibenden Kräfte hinter unseren neuen Beobachtungen zu sein, etwa dem gesteigerten atmosphärischen Wasserverlust und der Staubaktivität in Zusammenhang mit dem Nachweis von Chlorwasserstoff, die wir in den zwei aktuellen Studien aufzeigen“, fügt Svedhem hinzu. „Die Beobachtungen des Trace Gas Orbiter ermöglichen uns ein ganz neues Ausmaß der Erforschung der Marsatmosphäre.“

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Der Beitrag TGO: Neues Gas und Spuren von Wasserverlust erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2014.

Bereits im Jahr 1997 entdeckten Wissenschaftler bei der Auswertung der Beobachtungsdaten des Weltraumteleskops Infrared Space Observatory (kurz ISO), dass sich in den oberen Atmosphärenschichten des Planeten Saturn ungewöhnlich hohe Mengen an Wasserdampf befinden. Dieser Wasserdampf konnte auch in den folgenden Jahren weiter beobachtet werden.
Da die von der Sonne ausgehende ultraviolette Strahlung diesen Wasserdampf jedoch bereits nach einer realtiv kurzen Zeit in seine einzelnen atomaren Bestandteile aufspaltet, muss somit eine ‚Quelle‘ existieren, welche für einen regelmäßigen Nachschub sorgt. Da der Wasserdampf definitiv nicht aus den unteren Schichten der Saturnatmosphäre stammen kann, muss sich diese Quelle zudem außerhalb des Saturn befinden. Auf der Suche nach dieser externen Quelle sind die Planetenforscher jetzt fündig geworden.

Der Saturnmond Enceladus
Bei einem der inneren Monde des Saturn handelt es sich um den 504 Kilometer durchmessenden Mond Enceladus, welcher seinen Planeten in einem mittleren Abstand von etwa 238.000 Kilometern umkreist. Im Jahr 2005 wurde entdeckt, dass von der Südpolregion dieses Mondes eine Vielzahl von feinen ‚Jets‘ ausgehen, welche sich in eine Höhe von bis zu etwa 490 Kilometern über dessen Oberfläche erstrecken. Von den mittlerweile 101 bestätigten Geysiren werden dabei pro Sekunde insgesamt etwa 250 Kilogramm Materie in Form von Wasserdampf und Eispartikeln ausgestoßen.

Ein Teil dieses Materials geht anschließend wieder auf der Oberfläche des Mondes nieder und sorgt dort in bestimmten Regionen für eine Art ‚Schneefall‘. Speziell die masseärmeren Partikel überwinden dagegen das Schwerkraftfeld von Enceladus und entweichen in das umgebende Weltall, wobei kleinere Eispartikel die Hauptquelle für den E-Ring des Saturn bilden.

Das Weltraumteleskop Herschel
Der Großteil des ausgestoßenen Wasserdampfes – so das Ergebnis der Auswertungen der Beobachtungsdaten des Weltraumteleskops Herschel – konzentriert sich dagegen in Form eines donut-förmigen Torus um den Mond. Dieser Torus erreicht dabei bei einer Stärke von rund 60.000 Kilometern eine Ausdehnung von mehr als 600.000 Kilometern. Aufgrund der relativ geringen Entfernung zwischen dem äußeren Rand dieser Struktur und der obersten Schicht der Saturnatmosphäre wird ein Teil des dort befindlichen Wasserdampfes schließlich bis in die oberen Schichten der Planetenatmosphäre transportiert.

Computermodelle legen dabei nahe, dass letztendlich rund drei bis fünf Prozent des ursprünglichen von Enceladus ausgestoßenen Wassers tatsächlich die Saturnatmosphäre erreichen. Obwohl sich somit der Großteil des Wassers von Enceladus in den Weiten des Weltraums verliert beziehungsweise die Saturnringe erreicht und dort zu Eis gefriert oder auf den Oberflächen der inneren Saturnmonde niedergeht, ist der Bruchteil, welcher tatsächlich die Saturnatmosphäre erreicht, ausreichend, um die Anwesenheit von Wasser in dessen äußeren Atmosphäre in der gemessenen Menge zu erklären.

Die Untersuchung der Wasservorkommen in den Stratosphären der äußeren Planeten unseres Sonnensystems war eines der Hauptziele des „Herschel Solar System Observations“-Progamms zur Untersuchung der in unserem Sonnensystem befindlichen Himmelskörper. Der Nachweis des den Mond Enceladus umgebenden ‚Wasserdampfringes‘ gelang durch den Einsatz des „Photodetector Array Camera and Spectrometer“ (kurz „PACS“), einem der drei wissenschaftlichen Experimente von Herschel. Dieses abbildende Spektrometer war in der Lage, den im sichtbaren Wellenlängenbereich des Lichtes unsichtbaren Wasserdampf im Rahmen von insgesamt 300 Beobachtungsstunden im infraroten Lichtbereich direkt abzubilden.
Die hier kurz angerissenen Forschungsergebnisse wurden am heutigen Tag auf dem European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in der Nähe von Lissabon stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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EPSC 2014:

• Is Enceladus Saturn’s source of water? (engl.)

Der Beitrag Enceladus – Die Quelle für das Wasser des Saturn? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2014, Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Nach einem mehr als zehn Jahre andauernden Flug durch unser Sonnensystem erreichte die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta am 6. August 2014 das finale Ziel ihrer Reise – den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (der Einfachheit halber ab hier als „67P“ abgekürzt).

Seitdem ‚begleitet‘ Rosetta diesen Kometen auf seinem Weg in das innere Sonnensystem und untersucht dieses Relikt aus der Entstehungsphase unseres Sonnensystems intensiv mit elf wissenschaftlichen Instrumenten.

Bei einem dieser Instrumente handelt es sich um das Mikrowellenradiometer MIRO (kurz für „Microwave Spectrometer for the Rosetta Orbiter“), welches sich aus einem 30-Zentimeter-Teleskop und zwei Heterodyn-Empfängern, die in den Frequenzbereichen 190 beziehungsweise 562 GHz arbeiten, zusammensetzt. Das MIRO kam bereits bei den Vorbeiflügen von Rosetta an den Asteroiden (2867) Steins und (21) Lutetia erfolgreich zum Einsatz. Diese beiden Asteroiden-Flybys fanden am 5. September 2008 und am 10. Juli 2010 statt.

Das Instrument soll im Verlauf der weiteren Mission bei dem Kometen 67P folgende Fragestellungen beantworten:

• In welchen Mengen entweichen flüchtige Gase wie Wasserdampf, Kohlenmonoxid, Ammoniak oder Methanol aus dem Kometenkern in das umgebende Weltall?
• Welche Wasserisotope werden dabei freigesetzt?
• Wie verändert sich die Freisetzungsrate dieser Gase bei zunehmender Annäherung an die Sonne?
• Mit welchen Geschwindigkeiten bewegen sich die Gaspartikel innerhalb der Koma des Kometen?
• Welche Temperaturen herrschen innerhalb der Koma?
• Welche Temperaturen herrschen direkt auf der Kometenoberfläche bis zu einer Tiefe von wenigen Zentimetern?
• Wie verändern sich diese Temperaturwerte bei zunehmender Annäherung des Kometen an die Sonne?

Die Identifizierung der einzelnen Gase erfolgt dabei anhand der Auswertung der für jede Gasart typischen Emissionen beziehungsweise Absorptionen, welche sich durch das Lichtspektrum erkennen lassen und die durch die Änderung des Rotationszustandes der einzelnen Gasmoleküle beeinflusst werden.

Die von dem durch das MIRO in den Frequenzbereichen 190 und 562 GHz empfangene Strahlung des Kometen wird dabei zuerst auf eine niedrigere Zwischenfrequenz heruntergerechnet. Die so erzeugten Zwischenfrequenz-Signale werden anschließend von einem Echtzeit-Spektrometer – dem so genannten „Chirp Transformations Spektrometer“ (kurz „CTS“) – weiterverarbeitet. Das CTS-Spektrometer rechnet die Spektren der empfangenen Signale aus und ermittelt im Rahmen einer erfolgenden Messperiode pro Sekunde den Mittelwert aus 50.000 solcher Spektren.

Aus den Intensitäten sowie aus den Dopplerverschiebungen der Spektren werden die vorherrschenden Temperaturen bestimmt. Die gemessenen Gase ermöglichen einen Einblick in die chemische Zusammensetzung des Kometenkerns. Aus den gemessenen Oberflächentemperaturen und deren Veränderung mit zunehmender Tiefe sowie den gemessenen Ausgasungsraten sollen in Kombination mit Modellrechnungen zudem konsistente Angaben über die physikalische Eigenschaften des Kometenkerns ermittelt werden. Zudem können durch das MIRO-Experiment Schlüsselprozesse, welche das Ausgasungsverhalten und die damit verbundene Entwicklung der Kometenkoma beeinflussen, untersucht werden.

Erste Ergebnisse
Bereits im Juni 2014 gelang dem MIRO-Instrument der Nachweis, dass 67P Wasserdampf freisetzt (Raumfahrer.net berichtete). Weitere Resultat wurden am heutigen Tag im Rahmen des diesjährigen European Planetary Science Congress, einer gegenwärtig in Portugal stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Demzufolge nahm die Aktivität des Kometen nach der ersten Detektion von Wasserdampf am 6. und 7. Juni 2014 weiter zu. Am 6. Juli 2014 wurde dabei pro Sekunde bereits eine Menge von 500 Gramm Wasser freigegeben, welches mit einer Geschwindigkeit von etwa 600 bis 700 Metern pro Sekunde von der Kometenoberfläche entwich. Ersten Analysen zufolge konnten dabei drei verschiedene Wasserisotope nachgewiesen werden.

Des weiteren gelang mit dem MIRO der Nachweis von Ammoniak und Methanol. Kohlenmonoxid konnte dagegen noch nicht eindeutig detektiert werden. Samuel Gulkies, der für das MIRO-Experiment zuständige wissenschaftliche Leiter vom Jet Propulsion Laboratory der NASA in Pasadena/Kalifornien, weist allerdings darauf hin, dass sich die wissenschaftliche Untersuchung noch in einer sehr frühen Phase befindet. Viele der bisher erhaltenen Daten, welche durch die Anfertigung von bisher mehr als 20.000 Spektren gewonnen wurden, müssen noch ausgewertet und in einen Kontext versetzt werden.

Das MIRO-Experiment für die Kometensonde Rosetta wurde von einem Konsortium von verschiedenen Instituten aus Deutschland, Frankreich und den USA unter Leitung des wissenschaftlichen und instrumentellen Projektleiters Dr. Samuel Gulkis vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA entwickelt. Für die Entwicklung des „Chirp Transformations Spektrometers“, welches im Rahmen dieses Instruments einen entscheidenden Rolle spielt, war das mittlerweile in Göttingen beheimatete Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) verantwortlich. Weitere CTS-Partner sind das JPL, das CIT, das Observatoire de Paris, das Observatoire de Bordeaux, die National Central University in Taiwan, das DLR und die University of Massachusetts.

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EPSC 2014:

• Rosetta Special Session (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Oral Program) (engl.)
• Comets: Getting Ready for the Rosetta Mission (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Kometensonde Rosetta: Erste Ergebnisse von MIRO erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, ESA.

Momentan befindet sich die von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebene Raumsonde Rosetta in einer Entfernung von weniger als 60.000 Kilometern zu ihrem Ziel, dem Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Um am 6. August 2014 in eine Umlaufbahn um den rund vier Kilometer durchmessenden Kometen eintreten zu können muss Rosetta in den kommenden Wochen jedoch zunächst noch weitere sechs Kurskorrekturmanöver (engl. „Orbit Correction Manoeuvre“, kurz „OCM“) durchführen, mit denen die relative Geschwindigkeit der Raumsonde zu 67P/Tschurjumow-Gerasimenko auch weiterhin schrittweise reduziert und der Verlauf der Flugbahn von Rosetta zu dem Kometen angeglichen werden soll.

Das nächste Korrekturmanöver, das OCM-5 ist für den morgigen Tag vorgesehen und wird um 14:05:57 MESZ beginnen. Durch eine über einen Zeitraum von 93 Minuten und 13 Sekunden andauernde Zündung der Triebwerke, so die Zielsetzung für dieses Manöver, soll eine Geschwindigkeitsveränderung von 58,7 Metern pro Sekunde erzeugt werden.

Der Komet setzt Wasserdampf frei
Obwohl sich die Raumsonde somit immer noch in ihrer ‚Annäherungsphase‘ an den Kometen befindet werden bereits seit einigen Wochen einige der insgesamt 21 mitgeführten Instrumente – elf davon befinden sich direkt auf Rosetta, weitere zehn auf dem im November 2014 zum Einsatz kommenden Kometenlander Philae – dazu genutzt, um Daten von 67P/Tschurjumow-Gerasimenko zu gewinnen.

Eines dieser Instrumente, das auf Rosetta befindliche Mikrowellenradiometer MIRO, hat dabei kürzlich erstmals Wasserdampf nachgewiesen, der trotz der immer noch großen Entfernung zwischen dem Kometen und der Sonne von der Oberfläche des Kometen entweicht. Der Nachweis erfolgte bereit am 6. Juni 2014, als sich die Raumsonde noch in einer Entfernung von etwa 350.000 Kilometern zu ihrem Ziel befand. Der Komet selbst befand sich dabei noch in einer Entfernung von etwa 583 Millionen Kilometer zu der Sonne. Seitdem konnte das Instrument dieses Gas jedes Mal, wenn es sich im Betriebsmodus befand und auf den Kometen gerichtet war, identifizieren.

„Wir wussten, dass wir das Ausgasen von Wasserdampf würden beobachten können. Allerdings waren wir überrascht, wie früh wir das Gas detektiert haben“, so Sam Gulkis vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumagentur NASA in Pasadena/Kalifornien, der wissenschaftliche Leiter des MIRO-Teams.

Neben Kohlenmonoxid, Methanol und Ammoniak ist Wasser einer der wichtigsten flüchtigen Bestandteile eines Kometen. Nähert sich ein Komet auf seiner langgezogenen Umlaufbahn der Sonne, so verdampfen diese Gase aufgrund der dabei steigenden Temperatur von seiner Oberfläche und speisen die so genannte Koma, eine den Kometenkern umgebende Hülle aus Gas und mitgerissenem Staub.

Das MIRO-Instrument kann diese Gase identifizieren und dabei auch ihre aktuellen Freisetzungsraten ermitteln. Dafür analysiert das Instrument die Mikrowellenstrahlung, welche von den Gasmolekülen ausgeht. Wasser und andere flüchtige Stoffe hinterlassen in diesem Wellenlängenbereich charakteristische und dementsprechend verhältnismäßig leicht zu identifizierende ‚Fingerabdrücke‘.

„Die Signale, die Wassermoleküle in unseren Messdaten hinterlassen, sind besonders gut zu detektieren“, erklärt Dr. Paul Hartogh vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS ) in Göttingen, einer der Mitarbeiter des MIRO-Teams. Es ist zu erwarten, dass der Komet gegenwärtig auch andere Gase, welche bei geringeren Temperaturen als Wasser sublimieren, ausgast. Aus der bisherigen großen Entfernung zwischen Raumsonde und Komet konnten diese aufgrund ihrer geringen Menge bisher jedoch noch nicht aufgespürt werden. Der aktuelle Nachweis von Wasserdampf aus einer solch großen Entfernung sei jedoch ein eindrucksvoller Beweis für die Leistungsfähigkeit von MIRO, so Dr. Hartogh – und findet hierfür einen anschaulichen Vergleich: Es sei, als würde man von der Erde aus das Verdampfen einer Tasse heißen Tees auf dem Mond entdecken.

Mit den MIRO-Messungen gelang nicht nur der Nachweis von Wasserdampf. Vielmehr konnte auch die dabei gegebene Freisetzungsrate ermittelt werden. Pro Sekunde ‚verlor‘ 67P/Tschurjumow-Gerasimenko demzufolge am 6. Juni 2014 rund 300 Milliliter Wasser.

„Mit dieser Rate würde es etwa 100 Tage dauern, um ein für olympische Wettkämpfe zu nutzendes Schwimmbecken komplett zu füllen. Je weiter sich der Komet der Sonne nähert, desto mehr wird sich die Gasproduktionsrate allerdings erhöhen. Dank Rosetta haben wir die erstaunliche Möglichkeit, diesen Vorgang aus der Nähe zu beobachten und mehr über die damit verbundenen Vorgänge zu lernen“, so Sam Gulkis weiter.

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