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Zweite Erde schon gefunden?

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Im Juni 2008 entdeckte ein internationales Astronomenteam unter Leitung von David Bennett mit der Microlensing – Methode einen 3000 Lichtjahre entfernten Planeten von nur 3,3 Erdmassen, eine felsige, sogenannte „Supererde“, die einen Braunen Zwerg umkreist, also einen mangels Masse (nur 6-8% der Masse unserer Sonne)gescheiterten Stern, welcher das Kernfusionsfeuer nicht entfachen konnte (http://www.newscientist.com/article/dn14038-smallest-planet-weighs-just-three-earths.html). Die Beobachtung gelang gleichzeitig mit dem Astrophysics (MOA) II Telescope in Neuseeland und unabhängig davon mit dem Very Large Telescope (VLT) in Chile (Microlensing-Ereignis MOA‐2007‐BLG‐192).  

Die Microlensing – Methode basiert auf der Allgemeinen Relativitätstheorie Albert Einsteins, nach der eine Masse in Abhängigkeit von ihrer größe die umgebende Raumzeit krümmt und daher auch Lichtteilchen (Photonen) ablenken kann, obwohl sie masselos sind.

Das Licht eines weit entfernten kann also durch einen näher gelegenen Stern abgelenkt werden. Befinden sich beide Sterne in einer Sichtlinie, so wirkt der Vordergrundstern als Sammellinse für das Licht des Hintergrundsterns. Durch diesen Gravitationslinseneffekt wird der sichtbare, weiter entfernte Hintergrundstern vorübergehend heller.

Handelt es sich bei dem Vordergrundstern um einen Einzelstern ohne Planeten, dann erhält man eine symmetrische Lichtkurve, weil die Helligkeit des Hintergrundsterns gleichmässig zu- und wieder abnimmt.

Wird der Vordergrundstern aber von einem Exoplaneten begleitet, so zeigt die Lichtkurve noch ein weiteres „aufgesetztes“ kleines Helligkeitsmaximum, das vor oder nach dem Hauptmaximum liegt, je nachdem auf welcher Seite des Sterns sich der Planet gerade befindet. Mit dieser Methode lassen sich auch sehr kleine Exoplaneten aufspüren. Allerdings müssen sehr viele Sterne beobachtet werden, um fündi zu werden, da Microlensing-Eregnisse mit zwei genau in einer Sichtlinie zur Erde liegenden Sternen relativ selten sind.  

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Durch Microlensing lassen sich im Gegensatz zu anderen Methoden auch kleine Exoplaneten in der Grössenordnung der Erde aufspüren. Quelle:   http://bustard.phys.nd.edu/MPS/index.html

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Der Exoplanet erzeugt ein weiteres kleines Helligkeitsmaximum neben dem grossen Helligkeitsmaximum des Linsensterns im Vordergrund. Quelle: https://www.llnl.gov/str/

Eine neue Analyse des Microlensing-Ereignisses MOA‐2007‐BLG‐192 deuten nun aber auf eine größere Masse des Vordergrundsterns hin (http://www.newscientist.com/article/dn16439-smallest-known-exoplanet-may-actually-be-earthmass.html). Statt um einen Braunen Zwerg handelt es sich wohl doch eher um einen Roten Zwergstern, also um einen echten Stern mit funktionierender Kernfusion! Um die gemessene Lichtkurve zu erklären, muss die Masse des Exiolaneten aber deutlich heruntergerechnet werden und man erhält einen Planeten von nur noch sage und schreibe 1,4 Erdmassen!!! Könnte es die lang gesuchte ZWEITE ERDE sein? Von der Größe her auf jeden Fall, da wäre er äußerlich von der Erde kaum zu unterscheiden. Die Umlaufbahn ist ebenfalls recht günstig, denn der Exoplanet umrundet seinen allerdings vergleichsweise nur sehr schwach leuchtenden Zentralstern in etwa der Ebtfernung wie die Venus unsere Sonne. Dieser Abstand ist groß genug, daß es nicht zu einer gebundenen Rotation des Exoplaneten kommt, der ansonsten seinem Stern immer dieselbe Seite zuwenden würde, was nicht gerade günstig für das dann dort herrschende Klima wäre. Der Planet empfängt allerdings deutlich weniger Wärme als die Erde und könnte daher tiefgefroren sein. Aber der Planet ist als „kleine Supererde“ auch um immerhin 40% schwerer. Das führt höchstwahrscheinlich zu einer stärkeren Plattentektonik und damit auch zu einer dichteren Atmosphäre, die besser die Wärme halten kann. Zudem ist der Planet groß genug, um viele Kometen einzufangen, wodurch sich wahrscheinlich Ozeane bilden konnten. Also vielleicht doch die erste ZWEITE ERDE!?

Stichwort Exoplaneten: Exoplaneten sind Planeten ausserhalb unseres Sonnensystems, denn sie umkreisen  nicht unsere, sondern eine andere Sonne. Sie gehören also zu einem fremden Planetensystem um einen fremden Stern. Die Bildung von Planeten ist eine normale Begleiterscheinung bei der Sternentstehung und läuft in etwa so ab: 

Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, wird dabei immer schneller (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich schliesslich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, die sich langsam abkühlt, so dass es zu Kondensationsvorgängen kommt, wobei die vielen Staubteilchen  als Kondensationskerne wirken. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Schwerkraft und die Bremswirkung des Gases zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich wiederum das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen und aneinander haften bleiben. Es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern.

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Planetenentstehung Quelle: http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/indexnew.mhtml

In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach aussen abnimmt, kondensieren im inneren, heissen Bereich bis 0,5 AE vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten 1 Astronomische Einheit (AE) entspricht der Entfernung der Erde zur Sonne (150 Millionen km). Die Planetesimale sind bald gross genug um weitere Materie anzusammeln. Die Grösseren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stossen aufeinander und zerfallen, oder werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äusseren Ring, den Kuiper-Gürtel. Manche stürzen auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen dementsprechend grössere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Diese sehr grossen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch grössere Mengen Gas an, wodurch die sogenannten Gasriesen (z.B. Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem) entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensiert. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die so heiss werden, dass sie aufschmelzen und eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel sinken zur Mitte und bilden den Kern, die leichteren Silikate den Mantel und die Kruste (erdähnliche Planeten). Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder auch mehrere Asteroidengürtel.

Die meisten Exoplaneten wurden bisher auf indirektem Wege gefunden, davon der ganz überwiegende Teil mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt umgekehrt eine Kraft aus. Diese Anziehungskraft zwingt den Stern auf eine kreisförmige oder elliptische Bahn um den gemeinsamen Schwerpunkt, welche wiederum im Kleinen die Umlaufbahn des Planeten widerspiegelt. Da der Stern viel schwerer ist als der Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt immer innerhalb des Sterns. Die Schwierigkeit liegt nun darin, aus einer so grossen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Zuhilfenahme des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner kleinen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen oder auseinander gezogen. Dabei werden die Lichtwellen erst zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen die Masse, Umlaufzeit, den Abstand des Planeten von seinem Stern und sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen.

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Mit der Doppler-Methode wurden bisher die meisten Exoplaneten gefunden. Quelle: ESO

Die ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist die Bahn des Explaneten jedoch gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht einen zu leichten Planeten vor. Der Neigungswinkel der Bahnebene des fremden Planetensystems lässt sich nur ermitteln, wenn außerdem noch eine Staubscheibe oder aber ein Vorübergang des Planeten vor dem Stern (Planetentransit) beobachtbar ist. Der Planetentransit führt zu einer winzigen Helligkeitsabnahme des Sterns und ist deshalb eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

 Jens Christian Heuer

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Written by jenschristianheuer

19 Januar, 2009 at 23:51 pm

Veröffentlicht in Jens Christian Heuer, Wetterwelten

Leben auf dem Mars?

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Der Mars, ein kurzer Steckbrief

Der Mars, der von der Sonne aus gesehen vierte Planet in unserem Sonnensystem ist der äussere Nachbarplanet unserer Erde und zählt zur Klasse der Gesteinsplaneten. Auffällig ist seine rote bis ockergelbe Farbe, die durch den auf der Oberfläche reichlich vorhandenen Eisenoxid-Staub verursacht wird. Der Mars ist also ein „rostiger“ Planet.

Mars besitzt zwei kleine, wie Kartoffeln geformte Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken), bei denen es sich höchstwahrscheinlich um eingefangene Asteroiden handelt.

Der Mars umläuft die Sonne in 687 Tagen, auf einer elliptischen Bahn, wobei der Abstand im Perihel (sonnennächster Punkt der Bahn) 1,52 AE (Astronomische Einheiten) und im Aphel (sonnenfernster Punkt der Bahn) 1,67 AE beträgt. Die Astronomische Einheit leitet sich vom mittleren Abstand zwischen Erde und Sonne ab, etwa 150 Millionen Kilometer, der definitionsgemäss 1 AE entspricht. Der Mars besitzt mit einem Durchmesser von 6.794 km etwa den halben Durchmesser der Erde, ein Viertel ihrer Oberfläche und ein Zehntel ihrer Masse. Seine Schwerkraft ist deshalb nur etwas mehr als ein Drittel (38%) so groß wie auf der Erde Der Mars dreht sich in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse (Eigenrotation), womit seine Tageslänge beinahe derjenigen der Erde gleicht, die bei 23 Stunden 56 Minuten liegt. Bei Mars und Erde ist die Rotationsachse gegen die Senkrechte auf der Bahnebene geneigt (um 25,2° zu 23,44°). Daher gibt es auf beiden Planeten ausgeprägte Jahreszeiten. Auf dem Mars haben sie jedoch fast die doppelte Dauer, denn ein Marsjahr ist mit 687 Tagen auch fast doppelt so lang ein Erdenjahr mit seinen 365 Tagen.

Der Mars besitzt ein Magnetfeld, das aber nur höchstens 1/30 der Stärke des irdischen Magnetfeldes erreicht. Die Schutzwirkung gegen die tödliche Teilchenstrahlung aus dem Weltall ist deshalb nur gering.

Auch eine dünne Atmosphäre ist vorhanden, die zu 95 % aus Kohlendioxid besteht. Daneben kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff und Kohlenmonoxid sowie Spuren von Wasserdampf und anderen Gasen vor. Die dünne Marsatmosphäre kann nur wenig Sonnenwärme speichern, daher sind die Temperaturunterschiede zwischen tag und Nacht auf der Oberfläche sehr krass. Die Temperaturen erreichen beispielsweise in Äquatornähe etwa 20 bis 30 °C am Tag und sinken  auf bis zu –85 °C in der Nacht. Der Bodenluftdruck des Mars liegt nur zwischen 6 und 12 mb (Millibar). Im Vergleich zu den durchschnittlich 1013 mb auf der Erde sind dies äusserst wenig (entsprechend dem Luftdruck auf der Erde in 35 Kilometern Höhe).

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Mars mit Eiswolken an den Polkappen (links), globaler Staubsturm auf dem Mars (rechts) Quelle: Hubble, NASA

Der Mars hat vereiste Polkappen aus Kohlendioxid- und Wassereis, die im Sommer teilweise verdunsten. Aus dem Wasserdampf können sich besonders in der Nacht ausgedehnte Eiswolken (Cirruswolken) bilden, die der nächtlichen Auskühlung der Marsoberfläche teilweise entgegen wirken.

Trotz seiner dünnen Atmosphäre gibt es richtiges Wetter auf dem Mars, das wie auf der Erde durch das Temperaturgefälle zwischen Äquator und Polen angetrieben wird. Zwischen der Äquatorregion und den  mittleren Breiten entwickelt sich eine ausgeprägte Hadley-Zirkulation, die im Prinzip so funktioniert wie die Luftumwälzung in einem Zimmer mit Heizofen. Im Winter, wenn das Temperaturgefälle an der Grenze zwischen der relativ warmen Luft aus den mittleren Breiten und der eiskalten Polarluft besonders ausgeprägt ist (und wegen der grösseren vertikalen Ausdehnung der wärmeren Luft auch das Luftdruckgefälle in der Höhe), bilden sich nahe der Polarregionen Jetstreams, die wegen der Eigenrotation des Planeten von Westen nach Osten laufen. Erreichen diese eine kritische Strömungsgeschwindigkeit, so beginnen sie zu mäandern. Aus kleinen Turbulenzen innerhalb der Jetstreams entwickeln sich dynamische Hoch- und Tiefdruckgebiete, die Warm- und Kaltluft miteinander verwirbeln. Im Bereich der Tiefdruckgebiete wird die Luft gehoben und kühlt dabei ab. Die Luftfeuchtigkeit auf dem Mars ist immerhin gross genug, dass sich dabei auch relativ viele Wolken bilden und vereinzelt sogar Schnee fällt.

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Dynamische Tiefdruckgebiete auf der Nordhalbkugel des Mars. Quelle: Hubble, NASA

Während des Marsfrühjahrs können durch die zunehmende Erwärmung des Bodens in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme entstehen, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen. Aber auch wenn es keine grösseren Staubstürme gibt, entstehen immer wieder kleine Staubwirbel (Staubteufel), die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.

Methan

Vor einiger Zeit konnten zur allgemeinen Überraschung sowohl mittels erdgestützter Teleskope, als auch durch den europäischen Marssatelliten „Mars Express“ Spuren von Methan in der Marsatmosphäre nachgewiesen werden. Methan ist sehr instabiles Gas, das nach neuesten Erkenntnissen unter Marsbedingungen schon innerhalb eines oder weniger Marsjahre abgebaut wird (http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2008/11/mars-science-la.html). Es muss also natürliche Quellen geben, welche die ständigen Verluste ausgleichen. Das können nur aktive Vulkane oder methanproduzierende Mikroorganismen leisten. Gäbe es aktive Vulkane, dann müssten deutlich messbare Mengen an Schwefeldioxid in der Marsatmosphäre zu finden sein. Dem ist aber (bisher) nicht so. Das Methan ist interessanterweise nicht gleichmäßig in der Marsatmosphäre verteilt, sondern weist ein charakteristisches Muster erhöhter Konzentrationen auf: Dort wo es viel Methan gibt, enthält die Luft auch  relativ viel Wasserdampf, der von Wassereis stammt (http://www.esa.int/esaCP/SEMAK21XDYD_index_0.html)! Könnte das ein Hinweis auf methanproduzierende Bakterien sein, die unter dem Eis recht annehmbare Lebensbedingungen vorfinden?

Dark Dune Spots, Leben am Marssüdpol?

Im Jahre 2001 erschien in der Zeitschrift „Lunar and Planetary Science“ ein Beitrag mehrerer ungarischer ESA-Wissenschaftler aus Budapest zu interessanten Erscheinungen (überwiegend)in der Südpolarregion des roten Planeten: Auf den Aufnahmen des „Mars Global Surveyor“ (MGS) erschienen und verschwanden in den Dünenfeldern des Südens dunkle Flecken, die sogenannten „Dark Dune Spots“(DDS) in Abhängigkeit von den Jahreszeiten. Die Flecken tauchten zu Frühlingsbeginn auf, wurden dann kräftiger (Maximum im späten Frühling) und verblassten dann mit dem beginnenden Sommer. Auch nachfolgende Raumsonden wie jüngst der Mars-Reconaissance-Orbiter (MRO) bestätigten das Phänomen.

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Dark Dune Spots inder Südpolregion des Mars Quelle: http://www.colbud.hu/esa/

Die konventionelle Erklärung: Die Flecken entstehen durch abwechselndes Gefrieren und Auftauen der Dünen. Im Winter gefrieren sie und tauen wieder auf im Frühling, aber wegen des geringen Luftdrucks gehen das beteiligte Wasser (H2O) und Kohlendioxid (CO2) direkt vom gasförmigen in den festen bzw. vom festen in den gasförmigen Zustand über (Sublimation). Diese Vorgänge werden durch die Oberflächenstruktur und die inneren physikalischen Eigenschaften der Dünen entscheidend bestimmt, wodurch sich Lage und Anordnung der DDS ergeben sollen.

Nach der Analyse von über 100 Detailaufnahmen, die jeweils ein 1-3 km breites und 20-80 km langes Gebiet zeigen, wobei die zumeist kreisförmigen DDS Abmessungen zwischen einigen dutzend und einigen hundert Metern haben, kommen die Wissenschaftler der ESA jedoch zu ganz neuen, überraschenden Ergebnissen:

Der Aufenthaltsort, die Form und die Anordnung der DDS ist unabhängig von der genauen Oberflächenstruktur der Dünen. Die DDS folgen nicht dem Höhenprofil der Landschaft, sondern scheinen radial nach außen zu „wachsen“. Während des Frühlings beginnen die einzelnen, ursprünglich kreisförmigen DDS hangabwärts zu fliessen, so dass ein sehr charakteristisches Muster paralleler Fließrinnen entsteht. Die DDS verlaufen wie Tinte auf einem senkrecht gehaltenen Blatt Löschpapier. Das deutet nun aber nicht auf Sublimationsvorgänge, sondern auf flüssiges Wasser hin.

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Dark Dune Spots Quelle: Mars Reconaissance Orbiter (MRO), NASA

Die DDS entstehen vorwiegend nicht  oben auf den Dünenspitzen, sondern weiter unten, und sie entstehen auch nicht an den der Sonne besonders ausgesetzten Bereichen, wie es eigentlich zu erwarten wäre, wenn die konventionelle Erklärung stimmen würde. Ausserdem tauchen die DDS in den meisten Fällen in aufeinander folgenden Jahren immer wieder an denselben Stellen auf. Hieraus ergibt sich, das komplizierte Sublimationsvorgänge als Erklärung für das Erscheinen und die weitere Entwicklung der DDS nicht überzeugen.

Eine alternative Erklärung wäre die mögliche Existenz einfacher photoautotropher (d.h. nur lichtabhängiger)Organismen, sogenannter Mars Surface Organism (MSO) in den DDS. Wenn es auf dem Mars Leben gibt, so muss es an die jeweiligen örtlichen Gegebenheiten angepasst sein. Die MSO durchlaufen nach Ansicht der ungarischen ESA-Wissenschaftler den folgenden Lebenszyklus:

Im Winter ist der Boden unter den DDS tief gefroren. Die DDS sind mit Eis, Schnee und einer darüberliegenden Trockeneisschicht (CO2-Eis) bedeckt. Die Organismen (MSO) befinden sich in einer Schicht zwischen dem Boden und der Eis- und Schneedecke und liegen (als Sporen?) in einer Art “ Winterschlaf“.

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Lebenszyklus der Mars Surface Organism (MSO). Quelle: http://www.colbud.hu/esa/

Da Eis lichtdurchlässig ist, absorbieren die MSO das erste einfallende Sonnenlicht des beginnenden Frühlings, nehmen ihren lichtabhängigen Stoffwechsel wieder auf, erwärmen sich dabei und schmelzen so das umgebende Eis, wodurch die Sublimation der oberen Trockeneisschicht beschleunigt wird. Die MSO schwimmen nun in einem wässrigen Medium und kommen so auch an die aus dem darunter liegenden Boden herausgelösten Mineralstoffe heran. Die oben aufliegende Eis- und Schneedecke schützt sie vor Kälte, Austrocknung und den gefährlichen UV-Strahlen. Die MSO wachsen und vermehren sich. Immer mehr Eis schmilzt, und es kommt zum Auslaufen der DDS. Wenn die schützende Eis schicht im Frühsommer abgeschmolzen ist verdampft das vorher flüssige Wasser schlagartig und die MSO werden gefriergetrocknet, wobei die DDS verblassen. Sie müssen sich vorher rechtzeitig in eine dauerhafte und widerstandsfähige Form (Sporen o.ä.) verwandelt haben. Die DDS werden in der südpolaren Region bis hinauf zu -60° SÜD angetroffen. In genau diesem Bereich fand die „Mars Odyssey“ (MO) besonders grosse Mengen an H2O durch Neutronenspektroskopie.

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Wasser am Südpol des Mars und Dark Dune Spots. Quelle: http://www.colbud.hu/esa/ 

Gemessen wurde ein deutliches Defizit an schnellen Neutronen, was auf eine große Menge an Wasser hinweist, das die schnellen Neutronen durch zahlreiche Zusammenstösse abbremst. Bei den photoautotrophen MSO könnte es sich womöglich um algenartige Lebensformen handeln, ähnlich wie im Eis der Antarktis. Dies würde auch zu dem Befund passen, dass die Marsatmosphäre verglichen mit der Erde zwar nur sehr wenig Sauerstoff enthält, verglichen mit den anderen Planeten des Sonnensystems aber ausserordentlich viel (um den Faktor 30000 mehr!) !!

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Mars Odyssey Quelle: NASA

Anhang: Das Neutronenspektrometer (NS) der Mars Odyssey
Der Neutronendetektor (NS) bestimmt vom Mars kommende Neutronen in 3 Energiebereichen (Bändern): Thermische Neutronen, Epithermische Neutronen und schnelle Neutronen. Neutronen entstehen durch den Beschuss von Oberflächenmaterial mit kosmischer Strahlung. Wasser moderiert Neutronen, d.h. es nimmt ihnen durch Zusammenstösse die Energie. Aufgrund dieser Tatsache kann der Neutronendetektor größere Mengen an Wasser (ab einer Schichtdicke von 1 m) entdecken.
Das Instrument ist ein rechteckig und besteht aus 4 Prismen. Ein Prisma schaut zur Planetenoberfläche, eines in den Weltraum, eines zur Mars Odyssey und eines in Bewegungsrichtung der Raumsonde. Jedes Prisma besteht aus mit Bor versetztem Kunststoff und mit einer Photomultiplierröhre verbunden. Ein Neutron stößt mit den Wasserstoff und Kohlenstoffkernen des Kunststoffes zusammen und wird abgebremst. Schliesslich erreicht er eine Geschwindigkeit die ausreicht aus um von Bor-Atomkern eingefangen zu werden. Der Kern des Boratoms zerfällt daraufhin zu einen Lithiumkern. Dies verursacht wiederum einen Lichtblitz, der durch Photomultiplierröhren verstärkt und dann registriert wird. Während ein Prisma die Neutronen vom Mars detektiert, erfasst das zweite Prisma Neutronen aus dem kosmischen Hintergrund. Die beiden anderen Detektoren erfassen thermische Neutronen, welche sich in ihrer Bewegungsenergie entsprechend der Geschwindigkeit der Raumsonde unterscheiden.
Dadurch kann man sehr genau zwischen thermischen, von der Oberfläche kommenden oder schnellen Hintergrundneutonen unterscheiden, indem man einfach die Daten zweiter Prismen voneinander abzieht.

Jens Christian Heuer

Quellen: ESA Mars Astrobiology Group http://www.colbud.hu/esa/, ESA http://www.esa.int/esaCP/SEMAK21XDYD_index_0.html, Wikipedia

Written by jenschristianheuer

21 November, 2008 at 13:40 pm

Veröffentlicht in Jens Christian Heuer, Wetterwelten

Exoplaneten erstmals sichtbar gemacht

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Zum ersten Mal ist es Astronomen zweifelsfrei gelungen, Planeten eines anderen Sterns (Exoplaneten)direkt zu fotografieren. Das Kunststück gelang gleich zweimal: am Keck-Observatorium auf dem Gipfel des Mauna Kea in Hawaii (in Zusammenarbeit mit dem Gemini North Observatorium in den chilenischen Anden) und mit dem Hubble-Weltraumteleskop.

Das große Problem bei Direktaufnahmen von Exoplaneten ist der enorme Helligkeitsunterschied zwischen dem extrem hellen Stern und den lediglich durch den Widerschein des Sternenlichts schwach leuchtenden Exoplaneten. Diese werden daher normalerweise vom grellen Sternenlicht vollkommen überstrahlt. Daher wurden alle Exoplaneten bisher auf indirektem Wege gefunden, davon die meisten mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt bei seinem Umlauf umgekehrt eine Kraft aus. Diese Anziehungskraft zwingt den Stern auf eine kreisförmige oder elliptische Bahn um den gemeinsamen Schwerpunkt, welche wiederum im Kleinen die Umlaufbahn des Planeten widerspiegelt. Da der Stern viel schwerer ist als der Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt immer innerhalb des Sterns. Die Schwierigkeit ist nun,  aus einer so großen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Zuhilfenahme des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner kleinen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen oder auseinander gezogen. Dabei werden die Lichtwellen erst zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen die Masse, Umlaufzeit, den Abstand des Planeten von seinem Stern und sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen. Die ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist die Bahn des Explaneten jedoch gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht einen zu leichten Planeten vor. Der Neigungswinkel der Bahnebene des fremden Planetensystems lässt sich nur ermitteln, wenn außerdem noch eine Staubscheibe oder aber ein Vorübergang des Planeten vor dem Stern (Planetentransit) beobachtbar ist. Der Planetentransit führt zu einer winzigen Helligkeitsabnahme des Sterns und ist deshalb eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

 

Eins

Die Aufnahmen des Keck-Observatoriums wurden aus diesem Grunde im infraroten Licht gemacht, denn da ist der Helligkeitsunterschied zwischen Stern und Planeten deutlich geringer, immerhin aber auch noch 1 Millionen zu 1! Mit geeigneten Rechenverfahren gelang es den kanadischen und amerikanischen Wissenschaftlern aber, das schwache Leuchten der Exoplaneten herauszufiltern.

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Exoplaneten bei HR8799: Im sichtbaren Licht werden die Planeten von ihrem Stern überstrahlt, im Infraroten werden sie aber sichtbar. Quelle: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/

Die jetzt fotografierten drei Exoplaneten umkreisen einen blauen Hauptreihenstern der Spektralklasse A(Katalognamen HR8799), der deutlich massereicher und heisser als die Sonne ist, welche als gelber Hauptreihenstern zur Spektralklasse G gehört. HR8799 befindet sich im Sternbild Pegasus, 130 Lichtjahre von uns entfernt und ist erst 100 Millionen Jahre alt (Sonnenalter ca. 5 Milliarden Jahre!). Darum ist er noch von einer massiven Staubscheibe und einem äusseren Gürtel aus Eis- und Felsbrocken (Kuipergürtel) umgeben, die sich bis auf 300 Astronomische Einheiten (1 AE = Entfernung Sonne-Erde = 150Millionen km) hinaus ausdehnen und aus der Entstehungszeit des Planetensystems stammen. Zum Vergleich: Neptun, der äusserste Planet unseres Sonnensystems, umkreist die Sonne in rund 30 AE Entfernung, und der Kuipergürtel reicht bis auf 50 AE hinaus.

Die drei neu entdeckten Exoplaneten gehören zur Klasse der Gasriesen wie Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems. Sie sind aber mit 10, 9 und 6 Jupitermassen deutlich schwerer und umkreisen ihren Stern in Abständen von 24, 37 und 67 AE.  Die Massen der Gasriesen werden also mit zunehmendem Abstand vom Stern geringer. Das ist in unserem Sonnensystem genauso.

Das neu entdeckte Planetensystem wirkt wie eine vergrößerte Version unseres Sonnensystems, was mit der vergleichsweise größeren Masse von HR8799 zusammenhängen mag.

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Das Planetensystem um HR8799  und unser Sonnensystem im Vergleich. Bei äusseren roten Ringen handelt es sich um die Kuiper-Gürtel. Quelle: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/

Die Wissenschaftler des Keck-Observatoriums vermuten, daß sich in größerer Nähe zum Stern noch weitere, auch kleinere Planeten befinden, vielleicht sogar Felsplaneten, ähnlich der Erde. Sie konnten diese aber bisher noch nicht ausmachen, weil das Sternenlicht hier einfach zu grell ist.

 

Zwei

Ein weiterer Exoplanet wurde von einem Wissenschaftlerteam der University of California, Berkeley mit dem Hubble-Weltraumteleskop entdeckt und fotografiert. Er umkreist den 200 Millionen Jahre jungen, nur 25 Lichtjahre von uns entfernten Stern Formalhaut im Sternbild Südliche Fische. Auch hier ist noch eine massive Scheibe aus Staub, Gesteinstrümmern und Eisbrocken vorhanden.

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Das Planetensystem bei Formalhaut. Der Exoplanet wurde innerhalb der massiven Scheibe aus Staub, Fels- und Eisbrocken ausgemacht. Aus seiner Bewegung im Laufe von 2 Jahren konnte die Umlaufzeit des Planeten mit 872 Jahren genau bestimmt werden. Der Exoplanet ist also sehr weit von seinem Stern entfernt. Quelle:  http://www.nasa.gov/ und http://www.berkeley.edu/news/

Der Exoplanet ist sehr weit von seinem Stern entfernt und benötigt deshalb für eine Umkreisung immerhin 872 Jahre. Überraschenderweise war der Planet, der etwa die Masse des Jupiter hat, sogar im sichtbaren Licht auszumachen. Die Erklärung: Wahrscheinlich verfügt der Exoplanet, ähnlich wie der Saturn in unserem Sonnensystem, über ein Ringsystem aus Eis- und Felsbrocken. Die Ausmaße dieses Ringsystems sind aber viel gewaltiger, so daß er ausreichend Sternenlicht reflektiert, um den Exoplaneten sichtbar zu machen. Die Aufnahme im sichtbaren Licht war trotzdem nur möglich, weil der zentrale Stern mit einer Maske ausgeblendet wurde. Ansonsten hätte er seine Umgebung total überstrahlt.

 

Exoplaneten und Planetenenstehung

Die beiden Entdeckungen bestätigen sehr eindrucksvoll die gängigen Theorie über die Planetenentstehung, die in ihren Grundzügen schon im 18 Jahrhundert (!) durch Imanuel Kant und Simon de Laplace entwickelt wurde:

Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, möglicherweise begünstigt durch Schockwellen benachbarter Supernovaexplosionen. Die Wolke zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, wird dabei immer schneller (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, in der es zu Kondensationsvorgängen kommt. Die vielen Staubteilchen wirken dabei als Kondensationskerne. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Bremswirkung des Gases und die Schwerkraft zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen, und es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern. In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach außen abnimmt, kondensieren im inneren, heißen Bereich bis 0,5 AE vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten. Die Planetesimale sind bald groß genug um weitere Materie anzusammeln. Die Grösseren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stossen aufeinander und zerfallen, oder werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äußeren Ring, den Kuiper-Gürtel. Manche stürzen auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen entsprechend größere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Die dadurch sehr großen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch größere Mengen Gas an, wodurch Gasriesen entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensiert. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die so heiss werden, daß sie aufschmelzen und eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel sinken zur Mitte und bilden den Kern, die leichteren Silikate den Mantel und die Kruste. Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder mehrere Asteroidengürtel.

Jens Christian Heuer

Quellen: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/, http://www.berkeley.edu/news/, http://www.nasa.gov/news/

Written by jenschristianheuer

14 November, 2008 at 06:30 am

Veröffentlicht in Jens Christian Heuer, Wetterwelten

Wirbelstürme auf dem Saturn

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Der amerikanischen Raumsonde Cassini, die seit dem 30. Juni 2004 den Ringplaneten Saturn umkreist und auch an zahlreichen seiner Monde vorbeigeflogen ist, sind eindrucksvolle Aufnahmen von dessen Nord- und Südpolregion gelungen. Über beiden Polen bedindet sich jeweils ein einziger, sehr ausgedehnter Tiefdruckwirbel, der irdischen Hurrikanen ähnelt.

Saturn ist mit 95 Erdmassen nach Jupiter, der es sogar auf 318 Erdmassen bringt, der zweitgrößte Planet unseres Sonnensystems. Von den anderen Planeten unseres Sonnensystems hebt sich der Saturn durch seinen schon in kleinen Fernrohren sichtbaren Ring ab, der zu großen Teilen aus Wassereis besteht. Saturn umläuft die Sonne auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn in einer Entfernung von 9 bis 10 AE (1 AE=1 Astronomische Einheit=150 Millionen Kilometer; entspricht dem mittleren Abstand zwischen Erde und Sonne). Für eine Umrundung der Sonne (1 Saturnjahr) benötigt Saturn über 29 Erdenjahre. Ein Tag auf dem schnell rotierenden Planeten dauert nicht einmal 11 Stunden. Die Drehachse des Saturn steht, ähnlich wie bei der Erde, nicht genau senkrecht auf der Bahnebene, sondern ist etwas gekippt, so daß es dort ausgeprägte Jahreszeiten gibt. Saturn gehört wie Jupiter zu den sogenannten Gasriesen. Seine Atmosphäre besteht vorwiegend aus Wasserstoff, es folgt mit deutlichem Abstand Helium und dann in nochmals deutlich geringerer Menge Ammoniak, Methan, Wasser und verschiedenste organische Verbindungen. Obwohl er nur geringfügig kleiner ist als Jupiter wiegt er doch weniger als ein Drittel, was an seiner sehr geringen Dichte liegt, die sogar geringer als die von Wasser ist. Gäbe es einen Ozean voll Wasser, der groß genug ist, würde Saturn darauf wie ein Korken schwimmen.

 

Der Ringplanet Saturn im sichtbaren Licht. Quelle: Cassini, NASA

 

Das Wettergeschehen auf dem Saturn wird, wie bei Jupiter auch, nicht nur durch die in Abhängigkeit vom Breitengrad unterschiedliche starke Sonneneinstrahlung, sondern vor allem auch durch die innere Wärmeentwicklung des Planeten bestimmt (Kelvin-Helmholtz-Effekt, s.u.). Wie auf dem Jupiter gibt es abwechselnd west- und ostwärts orientierte Jetstreams, die sich aus walzenförmigen Konvektionszellen bilden, die den ganzen Planeten umspannen und durch die schnelle Eigenrotation des Saturn zu breitenkreisparallelen Windbändern verformt werden. Aus kleinen Unregelmäßigkeiten (Konvergenzen und Divergenzen) in der Strömung der mäandernden  Jetstreams entwickeln sich Hoch- und Tiefdruckwirbelstürme, die für einen gewissen Temperaturausgleich zwischen hohen und niedrigen Breiten sorgen.

 

  

Sturmsysteme in den mittleren Breiten der Südhalbkugel: Falschfarbenaufnahme Tagseite, hohe Wolken hell, mittlere Wolken braun, tiefe Wolken rot (links); durch den Widerschein der Saturnringe erhellte Nachtseite (rechts). In den Wolken wurden immer wieder gewaltige Blitzentladungen registriert. Quelle: Cassini, NASA 

 

Die Atmosphäre wird mit zunehmender Tiefe immer dichter bis sie schließlich aufgrund des extrem hohen Druckes vom gasförmigen in den flüssigen Zustand übergeht. Bei ganz extrem hohen Drücken wird der Wasserstoff metallisch. Unterhalb dieser Schicht aus Wasserstoffmetall liegt ein Gesteinskern (ca. 16 Erdmassen), dessen Inneres bei rund 12000° C glühend heiß und aufgeschmolzen ist. Saturn besitzt neben seinen Ringen zahlreiche Monde, deren größter, der Titan sogar über eine eigene Atmosphäre verfügt.

 

An beiden Polen Saturns befindet sich jeweils ein riesiger Tiefdruckwirbel (Cyclon), der in seinem Erscheinungsbild und Aufbau tropischen Wirbelstürmen (Hurrikanen) auf der Erde gleicht!

 

Tropische Wirbelstürme entstehen normalerweise nur über offenem warmem Wasser (mindestens 26°C), wenn die Luft darüber so kalt ist, daß ein ausreichender vertikaler Temperaturgradient (Temperaturgefälle)zustande kommt. Je wärmer das Meerwasser ist, umso mehr Wasser verdunstet und umso mehr Energie in Form von latenter Wärme steht dem Wirbelsturm zur Verfügung: Die über dem Wasser erwärmte, feuchte Luft steigt auf und kühlt dabei ab. Auslösendes Moment ist meistens eine Divergenz (”Luftloch”) innerhalb der Höhenluftströmungen. Die beim Aufsteigen abkühlende Luft kann immer weniger Feuchtigkeit aufnehmen, so daß schließlich Wolkenbildung einsetzt. Dabei wird fortlaufend die für die Verdunstung des Wassers zuvor verbrauchte Energie (latente Wärme) als Kondensationswärme wieder frei. Das wiederum verstärkt den Auftrieb der Luft, die solange weiter aufsteigt, wie sie eine noch höhere Temperatur als die Umgebungsluft hat. Ein hoher vertikaler Temperaturgradient ist für den sich selbst verstärkenden Prozeß der Wolkenbildung und damit auch für die Entstehung eines tropischen Wirbelsturms entscheidend! Wichtig ist auch, daß immer genug latente Wärme durch Wasserverdunstung nachgeliefert wird. Es türmen sich  dann gewaltige Gewitterwolken auf, die bis in die obere Troposphäre reichen, ja sogar in die Stratosphäre durchbrechen können. Die aufsteigende Luft wird durch den Einfluss der Erdrotation abgelenkt, und es entsteht ein Wirbel, der ein sich verstärkendes Tiefdruckgebiet bildet, das immer mehr feuchtwarme Luft von allen Seiten ansaugt (bodennahe Konvergenz). Die Drehbewegung wird, angetrieben durch die latente Wärme, immer schneller. Ein tropischer Wirbelsturm wirkt wie eine gigantische Kühlmaschine, die Wärme von der Wasseroberfläche in große Höhen transportiert, wo sie als Infrarotstrahlung in den Weltraum abgegeben wird. Die Drehbewegung nimmt innerhalb des tropischen Wirbelsturms zum Zentrum hin immer mehr zu. Die Zentrifugalkräfte werden dabei oft so groß, daß sich im Zentrum ein beinahe windstilles, wolkenarmes Auge bildet, in dessen Außenrand (Eyewall), der Auftrieb der feuchtwarmen Luftmassen besonders groß ist. Vom Auge wird aus der Höhe Luft angesaugt, die sich auf ihrem Weg nach unten immer mehr erwärmt, was wiederum die Wolkenbildung hemmt. Deshalb ist das Zentrum eines tropischen Wirbelsturms immer warm und oft auch praktisch wolkenfrei!

 

Auch auf dem Saturn werden die Wirbelstürme durch einen hohen vertikalen Temperaturgradienten angetrieben, denn die unteren Atmosphärenschichten werden durch eine starke innere Wärmequelle aufgeheizt, für die wahrscheinlich der Kelvin-Helmholtz-Effekt verantwortlich ist: Wenn ein vorwiegend aus Gasen bestehender Planet durch die Abgabe von Wärme in den Weltraum abkühlt, so sinkt der innere Druck und unter dem Einfluss der Schwerkraft zieht sich der ganze Planet ein wenig zusammen. Diese Kompression erzeugt dann wiederum innere Wärme, wodurch die ganze Planetenatmosphäre von unten aufgeheizt wird. 

                                                               Polarwirbel auf Saturn: Nordpoll (links), Südpol (rechts); Infrarotaufnahme. Bei den wessen Flecken handelt es sich um Quellwolken, darunter auch viele Gewitterzellen. Quelle: NASA

Bemerkenswert ist die hexagonale Struktur am Nordpol, die im Gegensatz zu den umgebenden Wolken bewegungslos verharrt! Die Struktur wurde bereits von den Voyager-Sonden fotografiert, ist also seit mindestens 28 Jahren (!) stabil. Erklärungen dafür gibt es bisher keine.
Vielleicht handelt es sich ja um eine einzelne Benard-Zelle. Diese Konvektionszellen bilden sich durch Selbstorganisation in Flüssigkeiten oder Gasen, wenn diese von unten erhitzt werden und dabei ein kritischer Temperaturgradient zwischen Ober- und Unterseite überschritten wird. Genau das ist durch die innere Wärmequelle des saturn gegeben.

 
Benard-Zellen erscheinen oft bienenwabenartig (hexagonale Struktur). 

Faszinierend ist auch eine Detailaufnahme des Südpolarwirbels: 


Auge und Eyewall des Südpolarwirbels im Infraroten. Im Auge befinden sich zahlreiche, deutlich kleinere Tiefdruckwirbel. Quelle: Cassini, NASA

Innerhalb des Auges scheint sich ein weiterer konvektiver Ring mit kleineren Tiefdruckwirbeln und Gewitterzellen zu befinden. Sie erscheinen im Infrarotbild hell, da die Wolken weit hinaufreichen und ihre Oberseiten deshalb sehr kalt sind. Ansonsten sinken die Luftmassen im Auge aber großflächig ab, so daß sich die Wolken auflösen und den Blick in tiefere Schichten freigeben. Die dunkleren, blassen Wolken befinden sich in relativ geringen Höhen über der sichtbaren, tiefen, relativ warmen und deshalb noch dunkleren „Oberfläche“ und sind nur wenig kühler als diese. Es handelt sich wahrscheinlich um Schichtwolken (Stratus). die sich im Auge unterhalb einer Absinkinversion bilden. Die Wolken des Saturn bestehen in tieferen Atmosphärenschichten aus Wasser und Wassereis; darüber kommen hauptsächlich Ammoniak(eis)wolken vor.

Worum es sich bei der im Bereich des Auges sichtbaren Oberfläche genau handelt lässt sich noch nicht sagen. Sie ähnelt ein wenig einer Wasseroberfläche. Das erscheint aber, bei den auf Saturn nach bisheriger Kenntnis herrschenden Verhältnissen, eigentlich unvorstellbar! Andererseits, Überraschungen gibt es immer wieder, und vielleicht existiert ja doch ein Ammoniak-Wassser-Ozean als Flüssigkeitsreservoir für die Wolkenbildung. Diese findet für Ammoniak und Wasser bei unterschiedlichen Temperaturen stattf, denn Ammoniak kondensiert erst bei niedrigeren Temperaturen und damit auch in größeren Höhen als Wasser. Es fände also eine Fraktionierung der Bestandteile des Ozeans statt; niedrige Wasser(eis)wolken und hohe Ammoniak(eis)wolken. Das entspricht immerhin genau den tatsächlichen Befunden.

 Jens Christian Heuer

Quelle: Cassini Homepage, NASA http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm

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15 Oktober, 2008 at 22:16 pm

Veröffentlicht in Jens Christian Heuer, Wetterwelten

Schneefall auf dem Mars

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Der Mars erweist sich wieder einmal als erstaunlich erdähnlich; zumindest aus meteorologischer Sicht, denn: Auf dem Mars schneit es wie auf der Erde! Diese überraschende Entdeckung gelang der amerikanischen Raumsonde Phoenix, die am 25. Mai 2008 auf dem Mars in der Nordpolarregion gelandet war und seither immer wieder Bodenproben untersuchte, meteorologische Messungen durchführte und zahlreiche Bilder zur Erde funkte.

Phoenix auf dem Mars. Da die Raumsonde in der Nähe des Nordpols gelandet ist, steht die Sonne auch während des halbjährigen Polartages nur knapp über dem Horizont. Das Marsjahr währt allerdings 687 Tage, da der Mars in einer im Durchschnitt 1,5 mal so großen Entfernung die Sonne umrundet wie die Erde. Die Neigung der Rotationsachse des Mars gegenüber der Senkrechten auf der Bahnebene beträgt 25,2° (Erde 23,4°). Der Mars hat daher Jahreszeiten wie die Erde, die aber fast doppelt so lange dauern. Quelle: http://phoenix.lpl.arizona.edu/

Anfang September, am 99.Tag nach der Landung registrierte das LIDAR-Instrument Lichtechos, die sich aus Wolken in 3,5 bis 4 Kilometern Höhe lösten, allmählich an Höhe verloren, dann aber in rund 2,5 Kilometern Höhe wieder verschwanden. LIDAR tastet mit einem Laserstrahl die Marsatmosphäre ab und registriert und analysiert die Lichtechos, also das an eventuell vorhandenen Partikeln reflektierte oder gestreute Laserlicht. LIDAR kann auf diese Weise Wolken, die ja aus kleinen Wassertröpfchen oder Eiskristallen bestehen und Niederschläge ausmachen.

Der Marsschnee fiel nicht nur aus den Wolken nach unten, sondern verteilte sich aufgrund mit der Höhe unterschiedlich hoher Windgeschwindigkeiten auch horizontal. Als der Schnee bodennähere, wärmere und sehr trockene Luftschichten erreichte, verdunsteten bzw. sublimierten die Schneekristalle. Auf der Nordhalbkugel des Mars ist zurzeit Herbst. Später im Winter, wenn es noch deutlich kälter wird, könnte der Schnee auch den Boden erreichen, mutmaßten Wissenschaftler des Phoenix-Teams der NASA.

Schneefall auf dem Mars: Die Aufzeichnungen des LIDAR zeigen deutlich die Wolken mit den Fallstreifen des Schnees. Quelle: NASA/JPL-Caltech/Canadian Space Agency

Die Wolkenbildung in der Nähe des Marsnordpols verstärkt sich im Herbst, wenn der Temperaturgegensatz zwischen der polaren Kaltluft und der wärmeren Luft aus den mittleren Breiten immer weiter zunimmt. Wie auf der Erde bilden sich dann an der Polarfront – wo die beiden Luftmassen aufeinander treffen und entgegengesetzt aneinander  vorbeigleiten – vermehrt dynamische Tiefdruckgebiete, die Warm -und Kaltluft miteinander verwirbeln.

 

Dynamische Tiefs an der Polarfront auf der Nordhalbkugel des Mars: Wenn die polare Kaltluft und die wärmere Luft aus den mittleren Breiten in der Nähe des Nordpols direkt aufeinander treffen bildet sich eine Polarfront aus. Wegen des großen Temperaurunterschiedes zwischen beiden Luftmassen und des damit einhergehenden mit der Höhe immer größeren Druckgefälles (Warmluft hat eine größere Ausdehnung als Kaltluft, so daß in einer Luftsäule mit zunehmender Höhe der Luftdruck dementsprechend langsamer zurückgeht!) entsteht ein starker zunächst polwärts gerichteter Höhenwind (Jetstream), welcher durch die Eigenrotation des Planeten (Corioliskraft) zu einem Westwind umgelenkt wird, der sich bis zum Boden hin durchsetzt (Westwindzone). In den Bereichen mit den größten Temperaturgradienten erreicht der Jetstream seine maximale Geschwindigkeit. Aus Divergenzen (Luftverdünnungen) in den mehr oder weniger stark mäandernden und turbulenten Jetstream entwickeln sich aufwärtsgerichtete dynamische Tiefdruckwirbel. Die Luft wird gehoben und kühlt dabei ab, so daß bei ausreichend hoher Luftfeuchtigkeit Wolkenbildung einsetzt. Die Tiefs verwirbeln die warmen und kalten Luftmassen miteinander und sorgen so für einen gewissen Temperaturausgleich. In den Gebieten unter ihren Zugbahnen komt es offenbar immer wieder zu Schneefällen. Aus Konvergenzen entstehen dagegen dynamische Hochs, in denen die Luft absinkt und sich dabei erwärmt, so daß sich eventuell vorhandene Wolken auflösen. Quelle: NASA (MGS)

Auch die Untersuchung der Bodenproben erbrachte inzwischen neue interessante Ergebnisse: Das automatische Chemielabor der Raumsondeie fand Hinweise auf Carbonate und Tonminerale. Carbonate entstehen nur bei Anwesenheit von flüssigem Wasser; Tonminerale durch Verwitterungsprozesse oder aus hydrothermalen Lösungen. Hydrothermale Lösungen sind Ansammlungen von bis weit über 100 °C heissem Wasser tief im Gestein. Aufgrund der dort herrschenden Druckverhältnisse bleibt das Wasser trotz der hohen Temperaturen noch flüssig. Es enthält oft große Mengen gelöster Minerale und vulkanischer Gase, aus denen bei Abkühlung des Wassers dann die Tonminerale entstehen können.

Phoenix landete auf einem staubbedeckten Eisfeld. Sobald das Eis mit dem Schaufelbagger freigelegt wurde, schmolz es in der Sonne dahin.  Quelle: NASA (Phoenix)

Schon im Juli 2008 hatten Untersuchungen der ersten Bodenproben einen direkten Nachweis von Wassereis erbracht, der bisher größte wissenschaftlichen Erfolg der Phoenix-Mission!

Jens Christian Heuer

Quellen: http://www.planetary.org/blog/, http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/main/index.html

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1 Oktober, 2008 at 00:05 am

Klimawandel auf Jupiter

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Auf dem größten Planeten unseres Sonnensystems, dem Gasriesen Jupiter ist ein Dritter Roter Fleck erschienen(http://www.astronews.com/news/artikel/2008/05/0805-029.shtml und http://www.space.com/scienceastronomy/080523-jupiter-new-spot.html).

Der Dritte Rote Fleck Quelle: NASA

Wie bei dem seit über 300 Jahren bekannten Großen Roten Fleck (GRF) und dem vor 2 Jahren erschienenen Zweiten Roten Fleck (Roter Fleck Junior) handelt es sich auch bei dem jetzt neu aufgetauchten Dritten Roten Fleck um einen Hochdruckwirbel auf der Südhalbkugel des Planeten. Die jetzt beobachteten Veränderungen werden mit einem auf internen Prozessen beruhenden periodischen Klimawandel auf Jupiter in Zusammenhang gebracht (http://www.space.com/scienceastronomy/jupiter_spots_040421.html). Ein Zyklus dauert ca. 70 Jahre. Vereinfachend zusammengefasst läuft dieser folgendermaßen ab:

Am Anfang besteht ein großer Temperaturunterschied (Gradient) zwischen den Polen und der Äquatorregion. Dadurch nimmt die Strömungsgeschwindigkeit der 12 abwechselnd west- und ostwärts orientierten Jetstreams der Jupiteratmosphäre so zu, daß sie zu mäandern beginnen (Rossby-Wellen). Die Jetstreams bilden sich aus walzenförmigen Konvektionszellen, die den ganzen Planeten umspannen und durch die starke Eigenrotation (Corioliskraft) des Jupiter zu breitenkreisparallelen Windbändern verformt werden. Aus kleinen Störungen im Jetstream (Konvergenzen und Divergenzen) entstehen Turbulenzen, aus denen sich wiederum Hoch- und Tiefdruckwirbel (Stürme) entstwickeln, die alle miteinander einen Ausgleich des Temperaturgradienten zwischen Polen und Äquatorregion herbeiführen. Unter der Vorbedingung, daß sie in “Wirbelstraßen” angeordnet sind, wo sich Hoch- und Tiefdruckwirbel untereinander abwechseln, was die Hochdruckwirbel davon abhält miteinander zu verschmelzen, sind beide Druckgebilde verglichen mit irdischen Verhältnissen äußerst langlebig, weil es auf dem Jupiter keine feste und raue Oberfläche und damit auch keine Bodenreibung gibt. Durch turbulente Erosion werden die Hochdruckwirbel allerdings zunehmend kleiner bis sie schließlich klein genug sind (eine kritische Größe unterschreiten), um zusammen mit den unauffälligeren, unregelmäßig geformten Tiefdruckwirbeln durch Tröge der Rossby-Wellen benachbarter, in entgegengesetzte Richtung orientierter Jetstreams eingefangen zu werden. In dieser “Falle” erodieren die Hochdruckstürme noch schneller als zuvor, bis sie schließlich die zwischen ihnen befindlichen Tiefdruckwirbel passieren können, um miteinander zu verschmelzen. Die Tiefdruckwirbel lösen sich dann auch bald auf. Das “Sterben der Stürme” wurde in den letzten Jahren immer wieder beobachtet. Besonders spektakulär war die Verschmelzung der so genannten großen weißen Ovale. Dabei handelte es sich um drei Hochdruckwirbel, die um 1940, zu Beginn des laufenden Klimazyklus, auf der Südhalbkugel südlich des Großen Roten Flecks auftauchten. Innerhalb von nur 3 Jahren (1997-2000) vereinigten sie sich schrittweise miteinander bis nur noch ein Hochdruckwirbelsturm übrig blieb (http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/jupiter_spots_001024.html).  

 

Jupiters Weiße Ovale verschmelzen. Quelle: NASA

Aus diesem ging dann im Jahre 2006 der Zweite Rote Fleck (Roter Fleck Junior) hervor. Die Rotfärbung des Hochdruckwirbels steht anscheinend mit einer Intensivierung des Sturms in Zusammenhang, wodurch im Zentrum des Wirbels rotes (organisches?) Material aus größeren Tiefen nach oben gelangt. 

Die Zeitspanne der turbulenten Erosion der Hochdruckwirbel (ca. 60 Jahre) bis zur kritischen Größe, ab der sie von Trögen eines benachbarten mäandernden Jetstreams eingefangen werden können, bestimmt ganz wesentlich die Länge eines Klimazyklus, der ca. 70 Jahre dauert.

Der Große Rote Fleck (GRF) hat zumindest in den letzten Jahrhunderten alle Klimaveränderungen unbeschadet überstanden und steht ganz allein in seinem Wolkenband. Tauchen doch einmal kleinere Wirbelstürme in seinem Wolkenband auf, so werden sie absorbiert, wodurch der Energieinhalt des GRF steigt. Dabei wird er röter (s.o.). Tiefdruckwirbel die eine Koexistenz des GRF mit anderen Hochdruckwirbeln ermöglichen könnten, existieren in dem äquatornahen Wolkenband des GRF nicht. da sie bei ihrer Entstehung nordwärts (noch näher am Äquator!) aus dem sie hervorbringenden westwärts orientierten Jetstream ausscheren würden. Dort, ganz nahe am Äquator, ist die Corioliskraft aber einfach zu gering für eine Wirbelbildung. Daher befindet sich der GRF nicht in einer “Wirbelstraße”, sondern steht mutterseelenallein. Eine sehr lange Lebensdauer ist damit praktisch garantiert.

Das Wetter auf dem Jupiter wird nicht nur durch die Sonne angetrieben, die Äquator- und Polarregionen unterschiedlich stark erwärmt, sondern vor allem auch durch eine interne Wärmequelle, die auf dem so genannten Kelvin-Helmholtz-Effekt beruht. Wenn ein vorwiegend aus Gasen bestehender Planet durch die Abgabe von Wärme in den Weltraum abkühlt, so sinkt der innere Druck und durch die Schwerkraft zieht sich der ganze Planet ein wenig zusammen. Diese Kompression erzeugt dann wiederum innere Wärme, wodurch die ganze Planetenatmosphäre von unten aufgeheizt wird.

Gewitter am Tage und in der Nacht Quelle: NASA

Dadurch bilden sich trotz der Sonnenferne des Planeten mächtige Konvektionszellen, und darin hochreichende Quellwolken und immer wieder auch  Gewitter, Hagel, Schnee und Regen (http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/jupiter_storms_010102-1.html und http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/jupiter_weather_000209.html !!).

Gewitterwolke im Querschnitt Quelle NASA

Die schnelle Eigenrotation des Jupiter ermöglicht -wie schon erwähnt- die Bildung der Jetstreams, in denen kleine Turbulenzen auftreten, woraus sich dann die gewaltigen, für den Planeten charakteristischen Sturmsysteme (Hoch- und  Tiefdruckwirbel) entwickeln können.

Jens Christian Heuer

Written by jenschristianheuer

14 Juni, 2008 at 07:48 am