Wassereisreservoir auf dem Mars entdeckt 2003 UB kaum größer

VON TILMANN ALTHAUS
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Eine neue Kometenklasse?
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HauptgürtelKometen
Jupiterbahn
133P/Elst-Pizarro
P/2005 U1 (Read)
118401 1999 RE70
Möglicherweise existiert im Sonnensystem eine weitere Klasse von Kometen, die Hauptgürtel-Kometen. Dies ist die Meinung von Henry Hsieh und David Jewitt von der University
of Hawaii. Es handelt sich um eishaltige Asteroiden, die sich
innerhalb der Jupiterbahn vor 4.5 Milliarden Jahren bildeten. Sie weisen die typischen Umlaufbahnen von Hauptgürtel-Asteroiden auf – also geringe Inklinationen und nur mäßig
elliptische Bahnen. Zurzeit sind drei derartige Objekte bekannt, der ursprünglich 1979 als Asteroid 1979OW7 entdeckte Komet 133P/Elst-Pizarro, das Objekt P/2005 U1 und der
»Asteroid« 118401 1999 RE70. Alle drei Objekte zeigen einen
schwachen Staubschweif, der sich über Monate beobachten
ließ. Es handelt sich dabei nicht um Staubfahnen eines Einschlags auf den Objekten. Die Forscher nehmen an, dass sich
die drei Objekte schon seit sehr langer Zeit auf ihren jetzigen Umlaufbahnen befinden. Es ist sehr unwahrscheinlich,
dass typische Kometen aus dem äußeren Sonnensystem durch
Schwerkraftwechselwirkungen mit Jupiter und HauptgürtelAsteroiden auf die jetzt beobachteten Bahnen gelenkt wurden. Um Aufschluss über ihren Entstehungsort zu erhalten,
müsste mit Hilfe einer Raumsonde die Isotopenzusammensetzung des Wassers bestimmt werden. Ähnelt diese mehr dem
irdischen Wasser als jene der bislang untersuchten Kometen
aus dem äußeren Sonnensystem, so wäre dies ein Indiz für
die Entstehung der Hauptgürtel-Kometen im inneren Sonnensystem. (University of Hawaii/Henry Hsieh/David Jewitt)
Wassereisreservoir auf dem Mars entdeckt
Es ist eine der Hauptfragen
seit Beginn der Marsforschung: Gibt es Leben auf
dem Roten Planeten, und wie
sieht es mit Beständen an
flüssigem oder auch gefrorenem Wasser aus? Die europäische Sonde MARS EXPRESS funkt
nicht nur viele spektakuläre
Aufnahmen zur Erde, mit dem
an Bord befindlichen Instrument MARSIS (Mars Advanced
Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding), einer 40
Meter langen Radioantenne,
tastet sie auch die Oberfläche ab. Aus den zurückkehrenden Signalen lässt sich
auf Wassereisvorkommen auf,
beziehungsweise dicht unter
10
STERNE UND WELTRAUM
der Oberfläche schließen. Bereits im Juni 2005, kurz nach
der Entfaltung der Antenne,
wurde nahe des Marsnordpols
eine 1.8 Kilometer mächtige Ablagerung entdeckt, die
mit hoher Wahrscheinlichkeit
aus Wassereis besteht, siehe Abb. Dies ist nicht ungewöhnlich, da man in den Polkappen ohnehin schon immer
einen größeren Bestand an
Wasser- oder Kohlendioxideis vermutete. Die in beiden
Polkappen gespeicherte Menge soll Berechnungen zufolge
ausreichen, um den gesamten
Planeten mit einer 33 Meter
hohen Wasserschicht zu bedecken. Jüngste Messungen las-
Juni 2006
sen vermuten, dass es noch
weitere Reservoire auf dem
Planeten gibt, die bislang
nicht sichtbar waren, weil sie
sich ganz oder teilweise unter
der Planetenoberfläche befinden. MARSIS konnte nun unter
einer südpolaren Region, die
an der Oberfläche offenbar
eisfrei ist, Hinweise auf eine
dünne Schicht aus Eis im Untergrund finden. Ihre Größe
entspricht etwa der Hälfte der
Südpolarkappe. Noch ist man
sich allerdings nicht absolut
sicher, ob es sich bei dem Gebiet nicht vielleicht doch um
eine Staubschicht handelt,
welche die Radarsignale verfälscht.
MANFRED HOLL
2003 UB313
kaum größer
als Pluto
Mit dem Weltraumteleskop
HUBBLE gelang es einem Forscherteam um Mike Brown am
California Institute of Technology in Pasadena, die Größe des Transneptunobjekts
2003 UB313 direkt zu bestimmen. Es ermittelte einen
Durchmesser von 2400  100
Kilometern. Damit ist 2003
UB313 nur geringfügig größer
als der bisherige Rekordhalter Pluto, dessen Durchmesser zwischen 2300 bis 2350
Kilometer angegeben wird.
Für seine Beobachtungen um
den 9. Dezember 2005 verwendete das Forscherteam
die High Resolution Camera
(HRC) der Advanced Camera for Surveys (ACS) und belichtete 1.9 Stunden lang.
Auf der Aufnahme erstreckt
sich 2003 UB313 nur über
1.5 Pixel, sodass keine Einzelheiten der Oberfläche erkennbar sind. Die restlichen
Pixel zeigen Streulicht der
Optik. Offenbar besitzt die-
Doppelsterne mit gemeinsamer Akkretionsscheibe
Das Weltraumteleskop SPITZER lieferte Hinweise darauf, dass
eine ungewöhnliche Art sich gegenseitig beeinflussender
Zwergsterne von großen Akkretionsscheiben umgeben ist.
Diese engen Doppelsternsysteme bestehen jeweils aus einem Weißen und einem Braunen Zwerg. Die Beobachtungen
belegen einen Überschuss an infraroter Strahlung, was sich
nach Ansicht des Teams um Steve B. Howell vom National Optical Astronomy Observatory in Tucson, Arizona, mit einer
Scheibe aus Gas und Staub um das Massenzentrum erklären
lässt. Insgesamt wurden vier dieser besonderen Doppelsterne beobachtet, und alle zeigen einen deutlichen Infrarotü-
berschuss. Es handelt sich um kompakte Systeme, in denen
die Partner nur etwa 300 000 bis 400 000 Kilometer voneinander entfernt sind und sich alle 80 bis 90 Minuten einmal
umkreisen. Der Weiße Zwerg vereinigt 0.6 Sonnenmassen in
seinem etwa erdgroßen Volumen. Der Braune Zwerg hingegen hat die Größe von Jupiter und weist das 40- bis 50-fache
seiner Masse auf (rund 0.04 bis 0.05 Sonnenmassen). Durch
die starke Schwerkraft der Weißen Zwerge werden die Begleiter in eine Tränenform verzerrt, deren Spitzen auf die Weißen Zwerge weisen. Wie sich die Akkretionsscheiben um diese
Systeme gebildet haben, ist noch unklar. (NOAO/AURA/NSF)
Der kühle Äquator der Wega
ses Transneptunobjekt eine
sehr helle Oberfläche, die
zu den hellsten im Sonnensystem gehören dürfte. Erst
kürzlich waren Forscher mit
dem 30-m-IRAM-Teleskop (Institut pour Radioastronomie
Millimétrique) auf dem Pico
Veleta in der Sierra Nevada
in Spanien mit indirekten
radiometrischen Verfahren für
2003 UB313 auf einen Wert
von circa 3000 Kilometern
gekommen, behaftet mit einem Fehler von 400 Kilometern. Bei der Interpretation der Messergebnisse ging
man allerdings von einer wesentlich dunkleren Oberfläche
aus. (NASA/STScI/Caltech)
Der Stern Wega im Sternbild
Leier ist am Äquator um etwa
2500 Kelvin kühler als an den
Polen, wo eine Oberflächentemperatur von 10150 Kelvin herrscht. Dieser Temperaturunterschied ist auf die
schnelle Rotation des Sterns
zurückzuführen. Er rotiert innerhalb von nur 12.5 Stunden
einmal um seine Achse, eine
Umdrehung unserer Sonne
dauert hingegen 27.5 Tage.
Damit gehört Wega zu den am
schnellsten rotierenden Sternen. Tatsächlich dreht er sich
so schnell, dass er kurz vor
dem Zerreißen steht. Wäre
die Rotationsgeschwindigkeit von 275 km/s um acht
Prozent größer, so würde der
Stern vom Äquator aus Materie ins All schleudern, wie
Jason P. Aufdenberg vom National Optical Astronomy Observatory in Tucson, Arizona,
mitteilte. Die Beobachtungen
gelangen mit dem Interferometer CHARA in Kalifornien.
Dieses Instrument des Center for High Angular Resolution Astronomy besteht aus
sechs 1-m-Teleskopen, die
mit einer Basislänge von bis
zu 330 Metern miteinander
verschaltet werden können.
Dadurch werden Auflösungen
von 0.2 Millibogensekunden
erreicht. Die Messungen zeigen, dass Wega über die Pole
gegenüber dem Äquator um
23 Prozent abgeplattet ist.
Somit ist die Oberfläche am
Äquator weiter vom heißen
Kern entfernt und ist deshalb
kühler, während die Gase in
den polaren Regionen wesentlich dichter am heißen
Inneren liegen. Dieser Effekt wird auch als Schwerkraft-Abdunklung bezeichnet.
(NOAO/Jason Aufdenberg)
Blick auf den Pol
Temperatur
am Pol: 10150 K
Temperatur am
Äquator: 7650 K
Blick auf den Äquator
zur Staubscheibe
Die Sonne im Vergleich
Rotationsperiode: 12.5 h
zur Staubscheibe
Oberflächentemperatur:
5800 K
Rotationsperiode:
24–30 Tage
STERNE UND WELTRAUM
Juni 2006
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GEMINI sieht den Totenkopfnebel
Das 8-m-Teleskop GEMINI SOUTH lieferte diese Ansicht des Planetarischen Nebels NGC 246 im Sternbild Walfisch. Das auch
Totenkopfnebel genannte Objekt befindet sich etwa 1600
Lichtjahre von uns entfernt. Der Zentralstern erreicht eine
scheinbare Helligkeit von 12 mag und bewegt sich mit etwa
80 km/s relativ zu seinen Nachbarsternen. Es handelt sich
um einen Doppelstern, dessen eine Komponente ein Weißer
Zwerg ist. Dieser ist der Ursprung des Planetarischen Nebels.
Kurz bevor sich der Vorgängerstern zu einem Weißen Zwerg
entwickelte, stieß er den größten Teil seiner äußeren Schichten durch einen mächtigen stellaren Wind ins All ab. Diese
Gasmassen dehnen sich heute mit 38 km/s aus. Dabei stoßen sie auf das umgebende interstellare Medium und werden
dabei abgebremst. Durch die Wechselwirkungen entstehen
Stoßwellen, die für die komplexe Form von NGC 246 verantwortlich sind. Das Forscherteam um C. Muthu am Physical Research Laboratory in Ahmedabad, Indien, nimmt an, dass auch
heiße Gase, die vom 200 000 Kelvin heißen Zwerg ausgehen,
die Struktur mit gestalten. Die Aufnahme entstand im sichtbaren Licht und ist ein Komposit aus zwölf je 300 Sekunden
lang belichteten Einzelbildern. Verwendet wurde das Licht
der Ha-Strahlung, des zweifach ionisierten Sauerstoffs OIII
und des einfach ionisierten Schwefels SII. Im Amateurteleskop lässt sich NGC 246 als ein schwacher Nebelfleck ausmachen, der in kleinen Fernrohren unter 10 cm Öffnung fast von
den Sternen im Vordergrund überstrahlt wird. (GEMINI SOUTH)
1 Lichtjahr
2.1 Bogenminuten
Das Schwarze Loch in Perseus A
Das Röntgenteleskop CHANDRA
übermittelte diese Aufnahme der Umgebung des extrem massereichen Schwarzen
Lochs in der Galaxie Perseus
A (NGC 1275). Auffallend
sind die das Zentrum umgebenden Blasen, die sich
in Entfernungen von bis zu
300 000 Lichtjahren erstrecken. Die violetten Zonen
kennzeichnen Regionen besonders geringer Gasdichte.
Das Forscherteam um Andrew
Fabian an der Universität
Cambridge in Großbritannien
vermutet, dass diese Regionen durch nicht sichtbare
hochenergetische Teilchen
entstehen, die vom Schwarzen Loch in unregelmäßigen
12
STERNE UND WELTRAUM
Abständen in großer Menge
ausgeworfen werden. In größerer Entfernung stoßen die
Blasen durch Abbremsung
im umgebenden Medium zusammen und verschmelzen
zu größeren Gebilden. Offenbar ist das Schwarze Loch
gerade dabei, Materie einer
kürzlich in Perseus A aufgegangenen kleineren Galaxie
zu akkretieren. Dabei entstehen Stoßwellen, die das vor
ihnen liegende Gas komprimieren, aufheizen und hinter der Stoßfront ausdünnen.
Durch die Aufheizung des
Gases wird die Bildung neuer
Sterne in der Kernregion von
Perseus A behindert. (NASA/
CXC/IoA/Andrew Fabian et al)
Juni 2006
Ein ungewöhnliches Zwergenpaar
Bei dem im Jahre 2004 entdeckten Braunen Zwerg SDSS
J 1534+1615 im Sternbild
Schlange handelt es sich in
Wirklichkeit um ein enges
Doppelsternsystem, wie Beobachtungen mit dem 10m-Teleskop KECK-II auf dem
Mauna Kea, Hawaii, zeigen.
Für diese Beobachtungen
wurde eine adaptive Optik
mit Laserleitstern verwendet,
die es ermöglicht, im nahen
Infrarot Aufnahmen mit einer
Auflösung von 0.05 Bogensekunden zu erhalten. Dabei
konnte SDSS J 1534+1615
eindeutig in zwei Komponenten getrennt werden, die
0.11 Bogensekunden oder 4
AE voneinander entfernt sind.
Bisher waren nur vier derartige Systeme von Braunen
Zwergen bekannt. Besonders
interessant in diesem Fall
ist aber, dass beide Braune
Zwerge, obwohl gleich alt, in
unterschiedlichen Infrarotfiltern sehr verschieden erscheinen. Diese Unterschiede
erklärt das Forscherteam um
Michael C. Liu von der University of Hawaii durch Wolken in der Atmosphäre. Diese bestehen aber nicht aus
Wassertröpchen, sondern aus
festen Eisenpartikeln. Derartige Wolken könnten erklären,
warum eine der Komponenten
von SDSS J 1534+1615 sehr
viel rötlicher erscheint. Damit
ermöglichen uns diese Aufnahmen einen ersten Einblick
in das komplexe Wettergeschehen auf Braunen Zwergen. (UH/KECK/Michael Liu)
Mission DAWN wiederbelebt
Die Anfang März 2006 gestrichene Mission DAWN zu den Asteroiden Vesta und Ceres (siehe SuW 3/2006, S. 12) wurde am
27. März von der NASA reaktiviert. DAWN sollte ursprünglich im
Juni 2006 starten. Das Projekt litt jedoch unter technischen
Problemen, die zu einer deutlichen Kostenüberschreitung
führten. Ursprünglich waren 373 Millionen Dollar für das Projekt vorgesehen, Ende 2005 waren die Kosten auf 446 Millionen Dollar gestiegen. Eine Untersuchungskommission stellte
nun fest, dass das Projekt wissenschaftlich so interessant ist
und die Arbeiten schon so weit gediehen sind, dass es fortgeführt werden sollte. Durch die Unterbrechung verschiebt
sich der Start von DAWN auf Mitte nächsten Jahres. Mitte 2009
soll die Sonde den Mars passieren und 2011 und in eine Umlaufbahn um Vesta einschwenken. Die Wiederbelebung von
DAWN ist auch eine gute Nachricht für die Wissenschaftler
vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS),
welche die Kamerasysteme für die Sonde gebaut hatten. So
sagte Ulrich Christensen, der geschäftsführende Direktor
des MPS: »Wir sind erleichtert, dass die Entscheidung, DAWN
nicht zu starten, rückgängig gemacht wurde.« (NASA/MPS)
Steht ein stürmischer
Sonnenfleckenzyklus bevor?
Dieser Ansicht ist Mausumi
Dikpati vom National Center for Atmospheric Research
(NCAR) in Boulder im USBundesstaat Colorado. Ihr
Forscherteam erstellte mit
dem »Predictive Flux-transport Dynamo Model« eine
Prognose für den kommenden 24. Sonnenfleckenzyklus. Dabei griff das Team auf
detaillierte Aufzeichnungen
der Sonnenaktivität seit 1880
zurück. Das Minimum des
diesmaligen 23. Fleckenzyklus wird erst Ende 2007 oder
Anfang 2008 eintreten. Somit käme es gegenüber den
bisherigen Erwartungen etwa
ein halbes bis ein ganzes
Jahr später. Das Forscherteam
sagt voraus, dass das nächste
Maximum um 2012 auftreten
wird. Es sollte um 30 bis 50
Prozent stärker ausfallen als
das Maximum des derzeitigen
Fleckenzyklus. Die Folgerungen leiten das Team aus einer
Art Langzeitgedächtnis der
Sonne ab. Demnach würden
sich auflösende Sonnenfleckengruppen, bei denen es
sich um nach oben aufsteigende magnetische Flussröhren handelt, dem heißen
Sonnenplasma eine Art von
»Erinnerungsspur« aufprägen. Diese sinkt nach unten
in die Konvektionszone ab.
Dort wandert sie mit einer
Geschwindigkeit von etwa 20
km/h innerhalb von 17 bis
22 Jahren vom Äquator zu
den Sonnenpolen. Der Strom
heißer Sonnenmaterie dringt
an den Polen etwa 200000
Kilometer tief in die Konvektionszone ein. Er zieht dann
mit etwa 1 m/s gegen den
Äquator, wobei er auch dem
Einfluss der differenziellen
Rotation der Sonne unterliegt. Die dabei entstehenden
Verformungen und Verwirbelungen sorgen nun für eine
geringere Dichte des Sonnenplasmas, diese steigen
zur Oberfläche der Sonne auf
und lösen dort die bekannten Erscheinungen der Son-
nenaktivität aus. Immerhin
ergaben die Modellrechnungen des NCAR eine Genauigkeit von 97 bis 98 Prozent
für die Prognose der Maxima der letzten acht Zyklen.
Nach den unabhängigen Vorhersagen des Marshall Space
Flight Center der NASA wird
das nächste Maximum zwar
auch sehr hoch ausfallen, der
Zyklus beginnt aber wahrscheinlich schon in diesem
Jahr und nicht erst 2007 oder
2008. Man wird also erst einmal abwarten müssen, um zu
sehen, welches Modell wohl
zur tatsächlichen Entwicklung passt und welches nicht.
MANFRED HOLL
STERNE UND WELTRAUM
Juni 2006
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