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Neues aus der Astronomie (September 2020)

ZUSAMMENGESTELLT VON GÜNTHER BENDT

Waldbrand am Mt. Wilson Observatorium in Kalifornien

(Quelle: HPWREN-online-Kamera, Mt. Wilson Observatoriums)

Am 19. September rückte ein Waldbrand auf das historische Mt. Wilson Observatorium zu. Nur mit großem Einsatz der Feuerwehrmänner wurde es vor dem Untergang bewahrt.

Nachdem das Feuer gelöscht und der Himmel wieder frei von Rauch war, durften die Retter zum Dank Jupiter im 60 Zoll-Teleskop bewundern.

Klimawandel verschlechtert die Umweltbedingungen der Observatorien

© ESO Public Archives

Damit Teleskope ihre best-mögliche Abbildungsleistung liefern können, müssen sie bei Beginn der Beobachtungen die gleiche Temperatur wie die Umgebungsluft haben.

Zu diesem Zweck bleiben z. B. am VLT die Beobachtungskuppeln tagsüber geschlossen. Die Teleskope und Kameras werden darin tagsüber aktiv auf die Temperatur gekühlt, welche die Außenluft zum Sonnenuntergang haben wird.

© Grafik: Universe today

Die Kühlaggregate der vier Kuppeln des VLTauf dem 2635 m hohen Cerro Paranal können eine konstante Innentemperatur von maximal +16°C gewährleisten. 2008 hatten 10% der Sonnenuntergänge Außentemperaturen oberhalb +16°C. 2019 ist der Prozentsatz auf 25% angestiegen. Zudem ist in den letzten 40 Jahren die Durchschnittstemperatur am VLTum 1,5°angestiegen, und sie steigt weiter an.

Liegen die Außentemperaturen über +16°C, müssen die Kuppeln geschlossen bleiben, bis die Temperatur der Außenluft auf + 16°C gefallen ist. Durch den Klimawandel wird die nutzbare Beobachtungszeit der Teleskope kürzer.

© Grafik: Universe today

Die vier Großteleskope des VLT können während ihren Aufnahmen die störenden Effekte der Luftunruhe mittels ihrer Adaptive Optik weitgehend kompensieren. Der Jetstream weht hoch über dem VLT jedoch zunehmend kräftiger. Dabei entstehen dort Turbulenzen, die sich schneller ändern, als die Regelkreise der Adaptive Optik der Teleskope sie ausgleichen können. Infolgedessen zeigen die Aufnahmen Störungen, deren Intensität von der Windrichtung des Jetstreams abhängig ist. Zusätzlich werden während der Aufnahmen immer häufiger kurzfristige Änderungen der Luftfeuchtigkeit in Schichten der Atmosphäre über den Teleskopen beobachtet. Dadurch kann sich die Transparenz und der Brechungsindex der Luft unerwartet verändern.

Das James Webb Teleskop hat alle Funktionstests bestanden

© https://nasa.gov

Das James Webb Teleskop ist abschließend getestet worden. Dabei wurde die korrekte Funktion der Steuerung sämtlicher Funktionen, Systeme und Messgeräte des Teleskops mittels der Kommunikationskanäle unter Weltraumbedingungen intensiv geprüft. Der komplette Ablauf der schrittweisen Entfaltung des Weltraumteleskops, der Kalibrierung der Systeme und der Inbetriebnahme wurde in Echtzeit ausgeführt und erfolgte fehlerfrei.

Bei dem Test wurden auch Verfahren und Abläufe erfolgreich durchgespielt, mit denen Fehlfunktionen der Systeme mittels Fernsteuerung zuverlässig behoben werden können.

Einem Start des James Webb Teleskops im Jahr 2021 steht nichts mehr entgegen.

Komet NEOWISE aus Sicht der Parker Solar Probe

© NASA

Die Parker Solar Probe ist eine Raumsonde der NASA und dient zur Erforschung der Sonne, insbesondere der Korona der Sonne. Die Raumsonde startete am 12. August 2018. Am 24. Dezember 2024 soll sie erstmals ihren sonnennächsten Punkt (Perihel) erreichen und dabei die äußersten Bereiche der Korona durchfliegen.

Am 5. Juli 2020 lieferte die WISPR-Kamerader Sonde die nebenstehende Aufnahme des Kometen NEOWISE.

Diese Aufnahme ist nicht bearbeitet.

Wie groß erscheinen uns die Planeten im Vergleich zum Mond?

© universetoday.com

Curiosity-Rover filmt einen Sonnenuntergang auf dem Mars

© NASA

Die blaue Tönung des Himmels entsteht, weil die feinen Staubpartikel der dünnen Marsatmosphäre die blauen Anteile des Sonnenlichts weniger streuen, wodurch dieses blaue Licht die Marsatmosphäre etwas effizienter durchdringt. Dadurch nimmt ein Marsbewohner beim Sonnenuntergang auf dem Mars umso mehr blaues Licht wahr, je mehr er dabei in Richtung der Sonne blickt.

Hier der Link zur Animation...

Jupiter und sein Mond Europa

© NASA

Der Jupitermond Europa umrundet den Jupiter im Abstand von 671000 km in jeweils 3,55 Tagenin gebundener Rotation.

Europa hat einen Durchmesser von 3121 km und eine Masse von 48 Trillionen Tonnen.

Die Oberfläche des Mondes Europa ist mit Eis bedeckt. Dadurch hat reflektiert sie viel Licht. Europa ist daher ziemlich hell

Die Jupitersonde GALILEO hat Europa mehrere Jahre lang regelmäßig beobachtet.Dabei wurde entdeckt, dass dieses Eis auf einem ca. 100 km tiefen Ozean frei schwimmt. Er wird vom warmen Gestein des Ozeanbodens geheizt. Nur die Oberfläche des Ozeans ist ca. 20 km gefroren.

Neues vom Jupitermond Europa

© universetoday

Die GALILEO-Sonde machte von 1995 –2002 Aufnahmen der Oberfläche Europas. Die Aufnahmen zeigen rötliche Risse in der frei schwimmenden Eisoberfläche. Die Risse entstehen durch die Gezeitenwirkung der Monde und verlaufen daher annähernd parallel zu der Bahnebene Europas und der anderen großen Jupitermonde.. Die Aufnahmen zeigen jedoch auch ein zweites System annähernd paralleler Risse, die farblos sind. Diese Risse sind älter. Sie verlaufen in einem Winkel von ca. 70°zu den rötlichen Rissen.Die komplette Oberfläche Europas muss sich vor einigen Millionen Jahren als Ganzes um 70°verschoben haben.

Die Menge der Dunklen Materie im Sonnensystem

© Grafik: Ethan Siegel, University of Arizona

Es gibt im Universum ca. fünfmal mehr Dunkle Materie als Baryonische Materie... Da erhebt sich die Frage, wieso man im Sonnensystem keine Dunkle Materie aufspüren kann, da sowohl Dunkle Materie als auch Baryonische Materie auf die Gravitation reagieren.

Baryonische Materie kann sich unter dem Einfluss der Gravitation zu massiven Himmelskörpern konzentrieren, weil ihre Teilchen miteinander wechselwirken und Energie mittels Photonen abgeben können. Dadurch kann Baryonische Materie lokal eine so hohe Dichte erreichen, dass um viele Zehnerpotenzen dichter ist als die Dunkle Materie. Dunkle Materie kann keine Massekonzentrationen bilden, weil sie weder mit baryonischen Teilchen noch mit Photonen wechselwirkt.

Die Astrophysiker Ethan Siegel und Xiaoying Xu von der University of Arizona haben anhand der Eigenschaften des Gravitationsfeldes im Sonnensystem die Dichte und die Verteilung der Dunklen Materie im Sonnensystem berechnet. Sie kommen zu folgenden Schlüssen:

  • Im Gravitationsfeld des Sonnensystems ist die Dichte der Dunklen Materie 300 Mal größer ist als im Galaktischen Halo der Milchstraße.
  • Innerhalb eines Radius von 15 Milliarden km beträgt die Masse der Dunklen Materie im Sonnensystem ca. 100 Billiarden Tonnen. Das entspricht 1,3 Promille der Masse des Erdmonds.

Wir wissen nicht, woraus Dunkle Materie besteht …

Aufnahmen des Keck-Teleskops zeigen die Bewegung von Exoplaneten

Grafik: J. Wang (UC Berkeley) & C. Marois (Herzberg Astrophysics), NExSS (NASA), Keck Obs.

Der Stern HR 8799 ist ein 5,8 m heller Stern im Sternbild Pegasus. Er ist ca. 30 Millionen Jahre alt, hat 1,5 Sonnenmassen und 5 Sonnenleuchtkräfte. Er ist 130 Lichtjahre entfernt. 2008 wurde entdeckt, dass HR 8799 von vier großen Exoplaneten umkreist wird, die 5 bis 10 Mal schwerer sind als Jupiter.

Das Planetensystem des Sterns HR 8799 wird seit 2009 mit dem Keck-Teleskop auf dem Gipfel des Mauna Kea auf Hawaiiregelmäßig beobachtet. Dadurch wird die Bewegung der vier Exoplaneten um ihren Stern kontinuierlich aufgezeichnet.

Mit dem im Bau befindlichen EELT der ESO wird man ab 2024 Exoplaneten beobachten können, die 16 Mal schwächer leuchten als die Exoplaneten von HR 8799.

In 10 Millionen Sonnensystemen gibt es keinen UKW-Radiosender

© https://www.icrar.org

Das Murchison Widefield Array (MWA) ist ein Radioteleskop, das in West-Australien steht. Es ist ein Radio-Interferometer für den Frequenzbereich von 70 –300 MHz und einer Basislänge von max. 6 km.

Das MWA vermaß 17 Stunden lang die Radiostrahlung im UKW-Bereich, die es aus einem Feld im Sternbild Vela empfing. In diesem Feld liegen ca. 10 Millionen Sterne.

Hierbei maß das MWA Tausende Frequenzbänder simultan mit einer gegenüber früheren Messungen um den Faktor 100 gesteigerten Empfindlichkeit, bei einer Auflösung von 0,5 Bogensekunden.

Die Analyse der Messungen ergab, dass alle vom MWA empfangenen Radiowellen natürliche Quellen haben. Keines der UKW-Signale zeigt Merkmale, die für die Wellen von UKW-Sendern typisch sind.

Dunkle Materie verhält sich nicht immer gleich

© spacetelescope.org

Das Hubble Space Teleskop hat 11 massereiche Galaxienhaufen fotografiert, die in kosmologischen Entfernungen (~ 4 GLJ) liegen.

Von diesen elf Galaxienhaufen weiß man, dass sie durch ihre Masse als Gravitationslinsen für die hinter ihnen liegenden Galaxien wirken.

Durch sorgfältige Analyse der beobachteten Gravitationslinsenwirkung konnte man die Verteilung der Dunklen Materie in diesen elf Galaxienhaufen ermitteln.

Die gefundene Verteilung passte zu der Verteilung der Dunklen Materie, die man mittels Computersimulationen berechnet hatte.

© universetoday.com

Diese elf Galaxienhaufen wurden anschließend mit dem MUSE-Spektrografen am 8,2m-Teleskop ANTU des VLT untersucht. Das System bietet höhere Auflösung und größere Empfindlichkeit als das HST.

Die Untersuchungen am VLT zeigen, dass in der Umgebung einzelner großer Galaxien in diesen massereichen Galaxien-haufen lokal unerwartet starke Gravitationslinseneffekte wirken, die um eine Größenordnung über den Werten liegen, die man aufgrund der HST-Beobachtungen erwartet hat.

Möglicherweise ist die Dichte der Dunklen Materie in der Nachbarschaft massereicher Galaxien größer als von den kosmologischen Modellen berechnet.

Aufnahmen der Galaxie M31 zeigen die Entwicklung unserer Möglichkeiten

© spacetelescope.org

Das nebenstehende Mosaik besteht aus drei Aufnahmen eines Areals der Galaxie M31:

  1. Eine Farbaufnahme, die Robert Gendler 2008 mit einen 20-Zoll F8 Ritchie-Chrétien Teleskop in einer Amateur-Sternwarte in New Mexico gemacht hat.
  2. Eine Schwarzweiß-Aufnahme, die Edwin Hubble 1923 mit dem 100-Zoll Reflektor am Mt. Wilson-Observatorium aufgenommen hat.
  3. Eine Aufnahme der WFC3/UVIS-Kamera des Hubble-Weltraum-Teleskops

Alle drei Aufnahmen zeigen den Stern „V1“ in der Andromeda-Galaxie, den Edwin Hubble 1923 erstmals als einen Cepheiden dieser Galaxie identifizierte.

Hubble Space-Teleskop misst die Größe des Halo der Galaxie M31

© NASA.gov

Seit 2015 ist bekannt, dass M31 von einer großen und massereichen Halo umgeben ist, in der Ionen von Kohlenstoff, Silizium und Sauerstoff vorkommen. Da diese Ionen Absorptionslinien in den UV-Spektren von Quasaren verursachen, kann man sie aufspüren, indem man die UV-Spektren von Quasaren untersucht. Damit lässt sich die Größe der Halo messen.

Das HST hat nun mit seinem UV-Spektrografen COS die Absorptionslinien im UV-Spektrum von 47 Quasaren vermessen, die in einem Winkelabstand bis zu 30°von der Galaxie M31 liegen.

Die Messungen ergaben, dass der Halo um M31 einen Radius von 1,2 Millionen Lichtjahren hat.

Das Hubble Space-Teleskop misst die Größe der Halo der Galaxie M31

© NASA.gov

So groß würde uns der Halo der Galaxie M31erscheinen, wenn wir diesen Halo sehen könnten.

Neues aus der Astronomie (August 2020)

ZUSAMMENGESTELLT VON GÜNTHER BENDT

Copernicus Sentinel-5P hilft beim Entdecken von Methan-Lecks

© ESA - Sentinel 5 - Copernicus

Der ESA-Erderkundungssatellit Copernicus Sentinel-5P wurde am 13. 10. 2017 gestartet. Er umkreist die Erde auf einer sonnensynchronen Bahn in 824 km Höhe in jeweils 101 Minuten. Auf dieser Bahn beleuchtet die Sonne seine Solarzellen rund um die Uhr. Sie liefern ihm 1,5 kW elektrische Energie.

Copernicus Sentinel-5P dient zur genauen Messung der chemischen Zusammensetzung der unteren Atmosphärenschicht (Troposphäre). Mit seinem Multiband-Spektrometer Tropomi misst er die räumliche Konzentration von Spurengasen.

Anhand dieser Daten ermitteln andere hochspezialisierte Satelliten innerhalb weniger Stunden punktgenau die Position der Quelle des Spurengases, sowie die ausgetretene Gasmenge. 

© ESA - Sentinel 5 - Copernicus

Die Verursacher der Emissionen werden dann kurzfristig informiert. Die nebenstehende Grafik zeigt die Messung einer Methanwolke, die durch ein Gasleck an einer Förderanlage am Kaspischen Meer freigesetzt wurde.

SpaceX bringt weitere Starlink-Satelliten in den Weltraum

© SpaceX

SpaceX hat mit einer Falcon9-Rakete 57 Starlink-Satelliten ins Weltall transportiert. Das war der 6. Start der betreffenden Falcon9-Rakete.

Jeder der 57 Satelliten ist mit einer neuartigen beweglichen Sonnenblende ausgestattet, welche die hellen Flächenantennen des Satelliten ständig im Schatten hält. Fortan will SpaceX nur noch solche „Visorsat“-Starlink-Satelliten starten. Diese neuen Starlink-Satelliten sollen astronomische Beobachtungen deutlich weniger stören als die bisherigen Starlink-Satelliten. Pro Monat fertigt SpaceX 120 Starlink-Satelliten.

Mittlerweile sind 600 Starlink-Satelliten in Betrieb. Daher wurden mit Beta-Testern bereits erste Geschwindigkeitstests des Starlink-Netzes durchgeführt:

  • Die Downloadraten bewegten sich im Bereich von etwa 30 bis 60 MBit/s, bei einem Upload von 4 bis 15 MBit/s.
  • Der Ping lag zwischen 20 ms und 40 ms, mit einzelnen Werten bis 94 ms.
  • SpaceX will Downloadraten von 1GBit/s pro User bieten.
  • Jeder User benötigt ein Starlink-Zugangsmodem mit frei stehender Starlink-Satellitenantenne ( Kosten: ~ 1000 USD). Die Nutzungsgebühren sollen ca. 40 USD/Monat betragen.

SpaceX hofft auf ca. 1 Million Starlink-Nutzer bis 2030.

Die Zusammensetzung der Erdatmosphäre ändert sich mit der Höhe!

© NASA

An der Erdoberfläche besteht die Erdatmosphäre zu 78% aus molekularem Stickstoff, zu 21% aus molekularem Sauerstoff, und zu ca. 1% aus dem Edelgas Argon. Der Luftdruck beträgt hier 1 Bar.

Oberhalb von 100 km sinken die Gehalte an molekularem Stickstoff, an molekularem Sauerstoff und an Argon rapide. Der Luftdruck beträgt hier ca. ein Millionstel Bar.

In 300 km Höhe besteht die Erdatmosphäre zu 85% aus atomarem Sauerstoff. Der Luftdruck beträgt hier ca. ein Milliardstel Bar.

Da atomarer Sauerstoff sehr reaktionsfreudig ist, beschädigt er z. B. Kunststoffteile von Raumfahrzeugen.

In Höhen oberhalb 700 km besteht die Erdatmosphäre aus Helium und aus atomarem Wasserstoff. Der Luftdruck beträgt hier weniger als ein Billionstel Bar.

Erde und Mond aus 1.2 Millionen Kilometern Entfernung

© Nationale Raumfahrtbehörde Chinas/Handout via Xinhua

Mit der Navigationskamera der chinesischen Marssonde Tianwen-1 wurde aus 1,2 Millionen Kilometern Entfernung das nebenstehende Foto von Erde und Mond erstellt.

Gefährliche Sonnenflares sind nun vorhersagbar!

Seit zehn Jahren liefert der Sonnenbeobachtungs-Satellit SDO alle zehn Sekunden Aufnahmen der gesamten Sonne in HDTV-Qualität. Da die SDO-Aufnahmen elf Spektralbereiche vom visuellen Licht bis zum harten Ultraviolett abdecken, ist es dank der Aufnahmen möglich, bei jedem auf der Sonne stattfindenden Ereignis dessen Vorgeschichte nachträglich zu untersuchen, um zu verstehen, wie es zu dem Ereignis kam.

Ein häufiges Phänomen auf der Sonne sind die Sonnenflares. Das sind energiereiche Explosionen auf der Sonne, die bis zu 20 Terawatt freisetzen und Milliarden Tonnen Sonnenplasma mit bis zu 2000 km/s ins Weltall schleudern können. Trifft eine solche schnelle Plasmawolke auf die Erde, kann sie Magnetstürme verursachen, die zum Ausfall von Satelliten und von Stromversorgungs- und Kommunikationsnetzwerken führen können.

Wissenschaftler an der Universität von Nagoya in Japan haben nun anhand der SDO-Aufnahmen ein Computermodell der Magnetfeldstrukturen gebaut, mit dem sie zeigen, wie die Magnetfeldstrukturen auf der Sonne beschaffen sein müssen, damit sie einen Sonnenflare erzeugen können. In sieben von neun Fällen berechnete ihr Computermodell, die Entstehung eines Sonnenflares genau so, wie er von SDO tatsächlich beobachtet und dokumentiert wurde.

© Sonnenflarevom 7. 6. 2011, mit anschließender Sonneneruption (NASA: SDO)

Dank der SDO-Aufnahmen kann man das Auftreten von Sonnenflares nun erkennen, bevor sie Schaden anrichten können.

SDO wurde vor zehn Jahren gestartet und wurde für eine Betriebsdauer von nur zehn Jahren ausgelegt. SDO wird daher bald ausfallen.

Ein Ersatz für SDO ist nicht geplant.

Jupitersonde Juno beobachtet Stürme auf Jupiter

© Aufnahme der NASA-Sonde Juno

Die Juno-Sonde der NASA umkreist den Jupiter seit dem 5. Juli 2016 in jeweils 53 Tagen, auf einer langelliptischen polaren Umlaufbahn. Die Juno-Sonde soll hier:

  • herausfinden, ob Jupiter einen festen Kern hat. (Juno fand: Jupiter hat keinen festen Kern)
  • die Anteile von Wasser, Ammoniak und Methan in der Atmosphäre bestimmen.
  • die Konvektion in der Atmosphäre beobachten und Windprofile erstellen.
  • den Ursprung des Jupiter-Magnetfeldes ermitteln.(Juno fand: der Ursprung liegt im Mantel)
  • die polare Magnetosphäre Jupiters untersuchen. (Juno fand: das Magnetfeld hat drei Pole)

Juno entdeckte, dass die Wolkendecke Jupiters mehrere hundert Km dick ist und dass sie sehr dynamisch ist. Die Atmosphäre enthält so viel Ammoniak, dass der Schmelzpunkt von Wassereis dadurch auf -100°C absenkt wird. Dadurch können Gewitterwolken viel höher aufsteigen, während tief in ihnen viele und heftige Blitze toben. In den Gewitterwolken treten Sturmböen mit 600 km/h auf, und weiße Wolken aus Ammoniakschnee reichen bis 15 km über die höchsten Gewitterwolken.

Jupitermond Ganymed wird von Jupiter mit Plasma bombardiert

© NASA-Sonde Juno

Der Jupitermond Ganymed ist der größte Mond im Sonnensystem. Er hat ein Magnetfeld und ist von Wassereis bedeckt.

Die Galileo-Sonde entdeckte bei ihrer Untersuchung Ganymeds, dass unter der Eisschicht ein ca. 50 km tiefer Salzwasserozean liegt.

Die Juno-Sonde machte nun Aufnahmen von Ganymed. Diese Aufnahmen zeigen, dass das Eis am magnetischen Nordpol Ganymeds eine Verfärbung zeigt.

Untersuchungen ergaben, dass diese Verfärbung durch einen Strom aus schnellen Plasmateilchen hervorgerufen wird, die aus dem Jupitermagnetfeld stammen. Diese energiereichen Plasmateilchen gelangen in das Magnetfeld Ganymeds und zu seinem magnetischen Nordpol, wo sie die Struktur der Eiskristalle zerstören, wodurch das Eis sein Reflexionsvermögen für bestimmte Farben ändert.

VERITAS-Observatorium misst Sterndurchmesser

Das VERITAS Gammastrahlen-Observatorium steht in Arizona. Es besteht aus vier Cherenkov-Teleskopen von 12 m Durchmesser, die die Intensität des blauen Cherenkov-Lichts messen, das in der Hochatmosphäre der Erde von Gammaphotonen ferner Sterne erzeugt wird. Diese vier Teleskope können zu einem großen Interferometer zusammengeschaltet werden. Nun wurden sie eingesetzt, um mittels der Stellaren Intensitäts-Interferometrie (SII) die Durchmesser von zwei Sternen zu messen: des 500 Lichtjahre entfernten blauen Riesensterns Beta Canis Majoris und des 2000 Lichtjahre entfernten Überriesensterns Epsilon Orionis.

Das Team maß jeweils mehrere Stunden lang mit dem Korrelator des Intensitäts-Interferometers das Cherenkov-Licht des untersuchten Sterns. Die Messungen ergaben für Beta Canis Majoris einen Winkeldurchmesser von 0,523 Millibogensekunden und für Epsilon Orionis einen Winkeldurchmesser von 0,631 Millibogensekunden. Eine Millibogensekunde entspricht dem Winkeldurchmesser, unter dem man eine Zwei-Cent-Münze auf dem Eiffelturm in Paris sehen würde, wenn man sie von New York aus betrachtet.

© The VERITAS Collaboration

Das Universum ist anders als erwartet

Am Paranal Observatorium der ESO steht seit 2011 das Visual Survey Teleskop (VST). Es ist ein Spiegelteleskop von 2,6 m Durchmesser, das mit der 268-Megapixel-Kamera OmegaCAM ausgestattet ist. Damit kann das VST ein Himmelsfeld von 1° Durchmesser abbilden.

Seit 2015 untersucht das VST auf dem Paranal in Kombination mit dem 4,2 m Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) im Rahmen der ESO-“Kilo Degree Survey” ein 1350 Quadratgrad großes Himmelsfeld.

© Universiteit Leiden KIDS

Mit dem “Kilo Degree Survey” (KIDS) wurde die Materieverteilung in einem 1350 Quadratgrad großen Himmelareal vermessen. Hierfür maß KIDS die schwache Gravitationslinsenwirkung, welche die in dem untersuchten Feld verteilte Materie auf die ca. 31 Millionen Galaxien ausübt, die in diesem Feld bis zu einer Entfernung von 10 GLJ liegen. Die Entfernungen der Galaxien wurden jeweils durch photometrische Rotverschiebungsmessungen ermittelt.

KIDS maß dabei Galaxien bis zu einer Grenzgröße von 25 m, bei 268 MPx Auflösung. Der Sloan Digital Sky Survey (SDSS) erreichte nur Galaxien mit einer Grenzgröße von 23m bei einer Auflösung von 120 MPx.

Im Juli 2020 veröffentlichte die ESO die KiDS-Ergebnisse:

KiDS maß die Verteilung der Materie im Universum durch die schwache Gravitationslinsenwirkung, durch die das Licht von weit entfernten Galaxien durch die Gravitationswirkung großer Materiemengen (z.B. Galaxienhaufen) leicht abgelenkt wird. Dieser Effekt wird genutzt, um die "Verklumpung" der Verteilung der Galaxien zu bestimmen.

Die beobachtete Gravitationswirkung entsteht durch die gesamte vorhandene Materie (unsichtbare Dunkle Materie sowie unsichtbares, sehr dünnes Gas).

Im Laufe der Zeit bewirkt die Schwerkraft der Materie im Universum, dass die Materie darin zunehmend inhomogener verteilt vorliegt; Gebiete mit etwas mehr Masse als der Durchschnitt ziehen Materie aus ihrer Umgebung an, wodurch in den umgebenden Gebieten die Materiedichte sinkt. Gleichzeitig wirkt die Expansion des Universums diesem Konzentrationsprozess der Materie entgegen.

Die Ergebnisse von KIDS sind ein Test für die Gültigkeit des aktuellen Standardmodells der Kosmologie (Λ-CDM), das ziemlich genau vorhersagt, wie die Dichtevariationen in der Materieverteilung im Universum mit dem Alter des Universums zunehmen sollten.

Die KiDS-Ergebnisse zeigen jedoch eine Diskrepanz: Das Universum ist fast 10 Prozent homogener, als es das aktuelle kosmologisches Standardmodell vorhersagt.

Quelle: http://kids.strw.leidenuniv.nl/pressreleases.php

SLOAN Digital Sky Survey (SDSS) liefert 3D-Karte der Galaxienverteilung

Es wird häufig angenommen, dass für unsere größten Teleskope schon seit Jahrzehnten alles beobachtbar ist, was im Universum ab 400.000 Jahre nach dem Urknall entstanden ist.

Seit 1998 werden mit dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS) die Positionen und die Entfernungen von Galaxien im Universum systematisch vermessen. Die untenstehende Karte stellt das aktuelle Ergebnis vor. Sie wurde vom SDSS am 24. 7 2020 veröffentlicht.

Bis 2008 konnte der SDSS nur Galaxien bis 2 GLJ Entfernung messen.

Bis 2014 erweiterte der SDSS den Messbereich auf Entfernungen bis 6,5 GLJ.

Mit dem extended Baryon Oscillation Spectroscope Survey (eBOSS) wuchs der Messbereichauf 12 GLJ an.

Das Ergebnis aller Messungen ist die nebenstehende 3D-Karte des SDSS:

Sie illustriert die räumliche Verteilung von 4 Millionen Galaxien im Universum.

Das Weltall ist voller Wasserstoff!

Wasserstoff ist das häufigste chemische Element im Universum. Ca. 75% der baryonischen Masse des Universums besteht aus Wasserstoff, die verbleibenden 25% der baryonischen Masse des Universums besteht aus Helium. Die Menge aller übrigen Elemente im Universum ist relativ zu den Mengen von Wasserstoff und Helium nur eine „kleine Verschmutzung“.

75% der Masse der Sterne besteht aus Wasserstoff. Wasserstoff füllt den Raum zwischen den Sternen, er erfüllt die Galaxien sowie die Räume zwischen den Galaxien. Kalten Wasserstoff kann man beobachten, denn er strahlt sehr schwach bei einer Wellenlänge von 21 cm. Wenn diese Strahlung intensiv genug ist, um mit Radioteleskopen noch messbar zu sein, kann man damit die Ausdehnung, die Masse, die Bewegungsrichtung und die Distanz von Wasserstoffwolken im Universum ermitteln.

Blaue Riesensterne, ultrahelle Galaxien und große dynamische Galaxienhaufen können den sie umgebenden Wasserstoff auf 10.000°K erhitzen. Derart heiße Wasserstoffatome strahlen UV-Licht mit der Wellenlänge 121,5 nm (Lyman-H-Alpha) ab. Da dieses Licht von der Erdatmosphäre vollständig absorbiert wird, kann man von der Erde aus den heißen Wasserstoffin der Umgebung dieser extrem heißen Himmelsobjekte nicht wahrnehmen.

Bei noch etwas höheren Temperaturen strahlt Wasserstoff jedoch rotes Licht der Wellenlänge 656,2 nm ab (Balmer H-Alpha). Dieses Licht wird von der Erdatmosphäre nicht absorbiert. Es ermöglicht die Beobachtung von heißen Wasserstoffwolken in der Umgebung heißer blauer Riesensterne und in den Spiralarmen von Galaxien in Entfernungen bis zu vielen Millionen Lichtjahren.

Das Hubble-Weltraumteleskop nahm 2003 innerhalb von 4 Monaten 800 Einzelbilder des Hubble Ultra Deep Fields (HUDF) auf. Das nebenstehende Bild ist die Summe der 800 Einzelbilder. Die Belichtungszeit beträgt 11,3 Tage.

Die Aufnahme zeigt über 10.000 Galaxien, in einem Feld von ca. 9 Quadratbogenminuten. Die Galaxien in diesem Feld sind 1 GLJ bis zu 12 GLJ von uns entfernt. Die Größe des Feldes entspricht am Himmel einem Zweiundsiebzigstel der Fläche des Vollmondes.

Man war sich sicher, dass es in diesem Himmelareal überall ganz dünn verteilt riesige Wasserstoffmengen geben muss, aber wie der Wasserstoff dort verteilt ist und in welchen Entfernungen er liegt, das war zunächst nicht messbar…

Das Weltall ist voll mit Wasserstoffwolken!

© ESO

Am VLT des ESO-Observatoriums wurde eine Region im HUDF mit dem MUSE-Spektrografen untersucht. MUSE ist ein optischer Spektrograf, der mit nur einer Himmelsaufnahme gleichzeitig über 90.000 Spektren von astronomischen Objekten registrieren kann.

Aufgrund der kosmologischen Rotverschiebung ist die UV-Strahlung heißer Wasserstoffwolken, die in Entfernungen von 10,5 GLJ bis zu 12,8 GLJ liegen, in den Bereich des sichtbaren Lichts verschoben. Dadurch kann man mit MUSE die Lyman-Alpha-Strahlungvon Wasserstoffwolken in diesen Entfernungen aufspüren.

Die MUSE-Messungen zeigen, dass im HUDF 85% des Raumvolumens in 10,5 GLJ bis zu 12,8 GLJ Entfernung von heißem Wasserstoff erfüllt ist.

Neues aus der Astronomie (Juli 2020)

ZUSAMMENGESTELLT VON GÜNTHER BENDT

Sahara-Staub zieht über den Atlantik

© Wikipedia

Jedes Jahr im Sommer wehen kräftige Winde Staub aus der Sahara über den Atlantik. In diesem Jahr wehen diese Winde besonders kraftvoll und blasen eine mehrere Tausend Kilometer lange, 500 km breite und 3 km dicke Wolke aus feinem Staub über den Ozean über die Karibik bis in den Süden der USA, nach Mittelamerika und Südamerika.

Der Sahara-Staub düngt das Meerwasser, sodass dort Algen wachsen können, von dem sich das Meeresplankton ernährt. Das Plankton ist die Nahrungsgrundlage der Fische. Der Sahara-Staub düngt auch die südamerikanischen Regenwälder.

US-Spionagesatelliten zeigen Veränderungen der Erde

© Wikipedia

Von 1971 bis 1986 beobachteten die USA mittels ihrer Spionage-Satelliten vom Typ KH-9 Hexagon die ganze Welt. Jeder dieser Satelliten hatte eine SW-Stereo-Kamera an Bord, mit der aus der Umlaufbahn auf einem 12,5 km langen und 200 kg schweren Rollfilm hoch aufgelöste Aufnahmen der Erdoberfläche erstellt wurden. Diese Aufnahmen zeigen Bodendetails von 0,6m Größe. War eine Filmrolle voll, wurde sie automatisch in eine Landekapsel gepackt und über den USA abgeworfen. Ein Flugzeug fing die am Fallschirm herabsinkende Landekapsel ein.Jeder KH-9Hexagonwar mit 4 Landekapseln für insgesamt 50 km SW-Rollfilm ausgestattet.

2002 gab das Pentagon bis dahin geheime KH-9Hexagon-Aufnahmen für wissenschaftliche Auswertungen frei. Seitdem analysieren Geowissenschaftler, Klimaforscher, Hydrogeologen und Agrarwissenschaftler staunend diese über 15 Jahre auf 1000 km Rollfilm erstellten Aufnahmen, um die darauf sichtbaren Veränderungen der Erde zu erfassen und auszuwerten.

 

Die Aufnahmen der KH-9 Hexagon Spionagesatelliten zeigen uns heute u. a.:

  • Seit 1975 haben die Gletscher des Himalaya ein Viertel ihrer Eismasse verloren.
  • Seit 1960 wurde ein Viertel der Nadelwälder in Lappland abgeholzt, um Zellstoff zu gewinnen. Das hatte Konsequenzen: Die Rentierbestände gingen ebenfalls um ein Viertel zurück, weil die Tiere nicht mehr genug Winterfutter fanden.
  • Seit 1980 sind in den fruchtbaren Tälern von Peru durch Erdrutsche 7% des Ackerlandes verschüttet worden, nachdem auf den angrenzenden Hochflächen mit staatlicher Förderung künstlich bewässerte Großfarmen eingerichtet wurden. Die Erdrutsche entstehen, weil der künstlich bewässerte Untergrund aufweicht und in die Täler abrutscht.
  • Am 16. 9. 1978 trat bei der iranischen Stadt Tabas ein Erdbeben der Stärke 7,8 auf. Es tötete 11.000 Einwohner. Die KH-9 Hexagon-Aufnahmen der Region zeigten eine bis dahin unbekannte geologische Verwerfungslinie. Mittels der Aufnahmen konnte man die durch das Erdbeben entstandene Verschiebung der Erdoberfläche messen.
  • 1975 brach auf Island der Vulkan Kraflaaus. Seine Ausbrüche zogen sich über zehn Jahre hin. Anhand der KH-9 Hexagon-Aufnahmen der Region entdeckte man, dass im Bereich des Vulkans ein neuer tiefer Riss im Felsboden entstanden war, mehrere Kilometer lang und 4 –8 m breit.
© Erstellt wurde das Modell von: Josh Maurer/LDEO, Columbia University

Dieses digitalisierte Höhenmodell des Himalaya wurde aus Aufnahmen von KH-9-Hexagon-Satelliten erstellt. Seine Höhenmesswerte dienten als Referenz, um die über 40 Jahre lang stattfindenden Veränderungen der Dicke von 650 Himalaya-Gletschern zu messen. 

Der Mond hat ein Geheimnis

© Mondvorder- und -rückseite Grafik: NASA, LRO

Nach seiner Entstehung vor 4,5 Milliarden Jahren war der Mond lange von heißer Lava bedeckt. Als sich die Lava schließlich abkühlte, wuchsen in der Schmelze helle Feldspatkristalle, und die Lava verwandelte sich in das helle alte Gestein der Mondhochländer. Auf der Mondrückseite entstand eine ca. 75 km dicke Kruste aus diesem Gestein, doch auf seiner Vorderseite blieb der Mond weiter vulkanisch aktiv. Hier überfluteten nach und nach riesige Mengen von dunkler Basaltlava ein Drittel der Mondoberfläche. Man kann diese Bereiche mit bloßem Auge sehen, es sind die dunklen „Mondmeere“ (Mare).

© NASA, Lunar Prospector

Die NASA-Mondsonde Lunar Prospector hatvor 21 Jahren die chemische Zusammensetzung der Mondoberfläche vermessen. Damals wurde entdeckt, dass das auf der Vorderseite des Mondes liegende Mondmeer Oceanos Procellarum sowie die Mondmeere seiner Nachbarschaft unerwartet hohe Mengen des radioaktiven Elements Thoriumenthalten. Thoriumtritt häufig gemeinsam mit Elementen aus der Gruppe der Seltenen Erden auf, sowie mit den Elementen Phosphorund Kalium. Je mehr von diesen Elementen ein Gestein enthält, desto niedriger ist sein Schmelzpunkt. Man nennt solche Gesteine aufgrund ihrer Zusammensetzung KREEP-Gesteine.

© NASA, Lunar Prospector

Je größer der Anteil von KREEP-Elementenin einem Gestein ist, desto niedriger wird seine Schmelztemperatur. Enthält das Gestein radioaktive Elemente (z. B. Thorium, Uranoder das Kalium-Isotop 40K), heizt die durch den radioaktiven Zerfall erzeugte Energie das Gestein zusätzlich auf. Die Menge der radioaktiven Atome war vor Milliarden Jahren viel größer als heute. Damals erzeugten radioaktive Zerfallsprozesse im Gestein viel Energie, dies sich in tiefliegenden KREEP-Gesteinen mit niedriger Schmelztemperatur staute und die Bildung von Schmelzen gefördert hat.

Mond und Erde gemeinsam betrachtet

© NASA, DSCOVR

Die NASA-Raumsonde DSCOVR befindet sich seit über fünf Jahren 1,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt am Lagrange-Punkt L1, zwischen der Erde und der Sonne. Von dort aus misst DSCOVR ständig die Dichte, die Geschwindigkeit und die Zusammensetzung des Sonnenwinds.

Außerdem beobachtet DSCOVR die Erde ständig mit einer speziellen Kamera, der Earth Polychromatic Imaging Camera (EPIC). Die Kamera hat ein Ritchy-Chretién-Objektiv von 30,5 cm Öffnung. Mit ihren Aufnahmen misst man das Rückstrahlverhalten von Erde und Mond in 10 Wellenlängenbereichen, von UV bis zum tiefen IR.

Am 5. Juli 2016 nahm die EPIC-Kamera den Mondauf, während er aus Sicht der Raumsonde vor der Erde vorbeizog. Man sieht, wie verschieden Mondund Erde im Sonnenlicht aussehen.

NASA-Sonnensonde fotografiert C/2020F3 NEOWISE aus dem All

© NASA, Parker Solar Probe

Komet C/2020 F3 NEOWISE am 5. Juli, zwei Tage nach der Sonnenpassage des Kometen: Unbearbeitete Aufnahme der NASA-Raumsonde Parker Solar Probe.

ESA-Sonde Solar Orbiter liefert Aufnahmen der Sonnenoberfläche

© ESA, Solar Orbiter

Die nebenstehende Aufnahme der ESA-Sonde Solar Orbiter zeigt erstmals kleine Fackeln Sonnenoberfläche. Die Existenz solch kleiner Fackeln wurde bislang vermutet, sie wurden aber noch nie beobachtet, man vermutet, dass die kleinen Fackeln eine Ursache für die hohen Temperaturen in der Sonnenkorona sind.

Drei Mars-Sonden fliegen im Juli ab, zum Mars

© Preserverance Simulation, NASA

Nachdem SPACE-X, NASA, ESA und ROSCOSMOS ihre Bemühungen verstärken, den Mars zu erobern, werden auch andere reiche Nationen bei der Mars-Erforschung aktiv:

Die chinesische Marssonde TIANWEN 1 ist am 23. Juli zum Mars gestartet. Die 5 Tonnen schwere Sonde besteht aus einem Orbiter, einem Lander und einem Rover. Sie soll im Februar 2021 in eine Umlaufbahn um den Roten Planeten einschwenken. Am 24. April soll der Lander vom Orbiter abkoppeln, an einem ausgewählten Landeplatz selbstständig weich landen und einige Tage später einen solarbetriebenen Rover aussetzen. TIANWEN 1 ist die erste chinesische Marssonde und soll vor allem dabei helfen, Erfahrungen zu sammeln.

Die Vereinigten Arabischen Emirate haben mit eigenen jungen Wissenschaftlern ihre eigene Marssonde Al–Amal (deutsch „Hoffnung“) konstruiert und sie am 19. Juli mit einer japanischen Trägerrakete zum Mars gestartet. Die Sonde soll im Februar 2021 in eine Marsumlaufbahn einschwenken und bis 2023 über die Jahreszeiten hinweg Atmosphäre und Klima des Mars detailliert untersuchen.

Am 30. Juli ist der NASA-Marsrover Perseverance zum Mars gestartet, um dort im Februar 2021 selbständig im Jezero-Krater weich zu landen. Der Rover soll dort nach Lebensspuren suchen und Bodenproben sammeln, die mittels späterer Marsmissionen zunächst eingesammelt, dann in eine Marsumlaufbahn transportiert und von dort für weitere Analysen zur Erde gebracht werden sollen.

Die europäische Weltraumagentur ESA und die russische Weltraumagentur ROSCOSMOS wollen ihre gemeinsame ExoMars-Mission erst 2022 zum Mars starten. ExoMars besteht aus einem russischen Orbiter, einem Landefahrzeug und dem ESA-Rover Rosalind Franklin.

Sonnenuntergänge im direkten Vergleich

© NASA

Sonnenuntergänge auf der Erde kennen wir. Doch wie sehen Sonnenuntergände auf der Venus, dem Mars, dem Uranus und dem Titan aus?

Die NASA hat auf der Grundlage der bekannten Atmosphärendaten dieser Himmelskörper folgende Simulation zur Verfügung gestellt:

Man sieht: auf der Erde ist es am schönsten! Oder sähe ein orangefarbener Himmel wie auf Titan in der Dämmerung nicht doch ganz cool aus?

Astrometriesonde GAIA

Seit 2013 misst die Astrometriesonde GAIA der europäischen Weltraum-Agentur ESA am Lagrange-Punkt L2 die Positionen, Helligkeiten, Temperaturen, Spektren, Geschwindigkeiten, Bewegungsrichtungen von ca. 1,8 Milliarden Sternen. GAIA soll ihre Messungen mindestens bis 2021 fortsetzen. In ihrem 2. Sternenkatalog wird GAIA folgende Daten zu Sternen und anderen Himmelsobjekten liefern:

 

© ESA

Neues von der Milchstraße

© ESA, GAIA All-Sky-Himmelskarte der Sternpopulation

Durch die Messungen der GAIA-Sonde fand man heraus, dass es in der Scheibe der Milchstraße viele Sterne unterwegs sind, die dort lang gezogene Gruppen von Sternen bilden. Die Sterne einer solchen Gruppe ziehen gemeinsam mit annähernd gleicher Geschwindigkeit in die selbe Richtung. Die Milchstraße hat sich diese Sterne vor Milliarden Jahren aus vorbeiziehenden Kugelsternhaufen und Zwerggalaxien eingefangen.

Man nennt solche lang gezogenen Sternengruppen „Sternströme“. Bislang hat man Sternströme nur in der weiteren Umgebung der Milchstraßenscheibe und in den Halos von Galaxien nachweisen können.

© NASA, Spitzer Weltraum-Teleskop, Foto im Infraroten

Das Zentrum der Milchstraße liegt in Richtung des Sternbilds Schütze. Wir können das Zentrum jedoch nicht sehen, weil es hinter riesigen Staubwolken verborgen liegt, Mit Infrarot-Teleskopenkann man das Zentrum der Milchstraße jedoch beobachten, weil Infrarotlicht die Staubwolken mühelos durchdringen kann.

Die Beobachtungen haben ergeben, dass innerhalb eines Radius von 5000 Lichtjahren um das Zentrum der Milchstraßeca. 10 Milliarden Sterne kreisen. In dieser Region sind die gegenseitigen Abstände benachbarter Sterne relativ gering.

Dort können Sterne einander häufiger so nahe kommen, dass ihre kombinierte Schwerkraftwirkung die Bahnen ihrer Planeten häufiger verändert. In dem Fall ändern sich jeweils die Umweltbedingungen auf den betroffenen Planeten .

Durch die nahe Begegnung mit anderen Sternen können Planeten aus ihren Sonnensystemen katapultiert werden.

© NASA, SOFIA, HAWC+-Kamera

Im Zentrum der Milchstraße liegt Sagittarius A *. Das ist ein Schwarzes Loch mit einer Masse von 4,2 Millionen Sonnenmassen. Sagittarius A* ist von einer Akkretionsscheibe aus Material umgeben, das in das Schwarze Loch stürzt und dabei um das Schwarzes Loch kreist. Da das Material an der Innenseite der Akkretionsscheibe schneller umläuft als an der Außenseite, entsteht im Bereich der Innenseite eine große Reibungshitze. Die inneren Bereiche der Akkretionsscheibe senden dadurch eine sehr intensive Strahlung aus und erzeugen dabei ein extrem starkes Magnetfeld. Dieses Magnetfeld bewirkt, dass die von der Akkretionsscheibe abgestrahlte Strahlung polarisiert ist.

Mit der HAWC+-Kamera des fliegenden NASA-Infrarot-Teleskops SOFIA hat man nun die polarisierte Infrarot-strahlungdes Milchstraßenzentrumsgemessen.

Die Messungen zeigen, dass das Magnetfeld der Akkretionsscheibe so stark ist, dass es stärker auf das Material der Akkretionsscheibe wirkt als die Gravitation des Schwarzen Loches.

Außerdem ist dieses Magnetfeld viel größer als die Akkretionsscheibe.

Das Magnetfeld der Milchstraße

© ESA, Planck-Raumsonde

Die ESA-Raumsonde Planck hat mehrere Jahre lang die Polarisation der Infrarotstrahlung am gesamten Himmel gemessen. Das Ergebnis ist diese Karte des Magnetfelds der Milchstraße.

eROSITA zeigt neue vollständige Himmelskarte des Röntgenhimmels

© Wikipedia

eROSITA ist Teil des russisch-deutschen Weltraumobservatoriums Spektr-RG (kurz für Spektrum-Röntgen-Gamma), welches am 13. Juli 2019 mit einer Proton-Rakete in den Weltraum gebracht wurde. Spektr-RG wurde anschließend in einem Halo-Orbit um den Lagrange-Punkt L2 des Erde-Sonne-Systems positioniert. Von dort aus wird eROSITA innerhalb von vier Jahren achtmal den gesamten Himmel im Röntgenlicht durchmustern.

eROSITA soll mit seinen sieben Röntgenteleskopen Schwarze Löcher nachweisen, sowohlin nahen Galaxien, als auch in über drei Millionen aktiven Galaxien, die weiter entfernt sind.

eROSITA soll die Röntgenstrahlung des heißen intergalaktischenGasesin 100.000 Galaxienhaufen vermessen. Davon erhofft man sich tiefereErkenntnisse der großräumigen Struktur und der Entwicklung des Kosmos.

eROSITA solldie physikalischen Eigenschaften galaktischer Röntgenquellen untersuchen (z. B. von Supernova-Überrestenoder von Röntgendoppelsternen).

 

eROSITA hat die erste vollständige Himmels-durchmusterung nun abgeschlossen...

eROSITA zeigt neue vollständige Himmelskarte des Röntgenhimmels

© MPE

eROSITA hat bei seiner ersten Himmelsdurchmusterung bis zum 11. Juni 2020 ca. 1 Million Röntgenquellen registriert. Vor eROSITA kannte man nur jene 500.000 Röntgenquellen, die der Röntgensatelliten ROSAT vor dreißig Jahren bei seiner mehrjährigen Himmelsdurchmusterung entdeckt hatte.

eROSITA hat bei seiner Himmelsdurchmusterung die Röntgenstrahlung von jedem Punkt des Himmels 200 Sekunden lang in sieben Röntgenenergiebändern vermessen.

Diese eROSITA-Aufnahme der Röntgenstrahlung des VELA-Supernova-Überrestsmacht deutlich, wie detailliert das Röntgenteleskop die Energien und die Intensität der zahlreichen Röntgenquellen in dieser 100 Quadratgrad großen Himmelsregion darstellt.

Sie umfasst 0,41 Promille des gesamten Himmels.

© Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)

eROSITA hat bei seiner ersten Himmelsdurchmusterung bis zum 11. Juni 2020 ca. 1 Million Röntgenquellen im Energiebereich von 0,3 –2,3 keV registriert. Dieses All-Sky-Bild stellt das Messergebnis in RGB umgesetzt dar.

Das Universum ist in Bewegung!

© Wikipedia Commons

Im beobachtbaren Universum gibt es Hunderte Milliarden Galaxien. Jede dieser Galaxien rotiert um ihren eigenen Schwerpunkt. Man kann die Rotations-richtung jeder Galaxie messen, indem man das Spektrum des von der Galaxie ausgesandten Lichts analysiert.

Bislang geht man von der plausiblen Annahme aus, dass das Universum homogen und isotrop ist. Wenn das zutrifft,

- muss die großräumige Materiedichte überall im Universum den gleichen Wert haben,

- muss der Gesamtdrehimpuls aller Massen im Universum gleich null sein.

Der Gesamtdrehimpuls aller Massen im Universum kann nur dann gleich null sein, wenn sich die Drehimpulse aller Galaxien im Universum in der Summe gegenseitig aufheben. In dem Fall müsste bei Betrachtung einer großen Zahl der Galaxien die Hälfte dieser Galaxien sich im Uhrzeigersinn drehen, während die andere Hälfte dieser Galaxien sich gegen den Uhrzeigersinn drehen muss.

© Grafik: Kansas State University

Von 2000 –2014 wurden mit den großen Himmelsuntersuchungen SDSSund Pan-STARRs die Lage, die Entfernung und die Drehrichtung von ca. 200.000 hellen Galaxien erfasst, die in bis zu 4 GLJ entfernt über den gesamten Nachthimmel verteilt liegen. Wissenschaftler der Universität von Kansas haben die Messwerte der Drehrichtung dieser Galaxien ausgewertet und kamen zu dem Schluss, dass Rotationen im Uhrzeigersinn und Rotationen gegen den Uhrzeigersinn bei den Galaxien einer Himmelsregion nicht gleich häufig auftreten, der Unterschied beträgt ca. 2%. Mit wachsender Entfernung der Galaxien wird dieser Unterschied größer. Daraus folgern sie, dass das Universum von Beginn einen Drehimpuls > 0 hatte. Die Beobachtungen lassen den Schluss zu, dass verschiedene Großräume des Universums verschiedene Rotationsachsen haben, deren Ausrichtung sich langsam verschiebt.

Video einer Fahrt auf dem Mond mit dem Rover von Apollo 16

Gefilmt auf 16 Millimeter Filmmaterial...

Neues aus der Astronomie (Juni 2020)

Zusammengestellt von Günther Bendt

Das Gletschereis schmilzt, der Meeresspiegel steigt …

© Centre for Polar Observation and Modelling (CPOM)

Seit 1995 messen die Umweltsatelliten der Europäischen Space Agency (ESA) kontinuierlich den Rückgang der Gletscher in Grönland und in der Antarktis. Jedes Jahr schmelzen in diesen Gebieten Hunderte Kubikkilometer Eis. Ihr Schmelzwasser strömt in die Meere.

Die Messungen zeigen, dass der Meeresspiegel von 1995 bis 2018 allein durch das Schmelzwasser um 1,8 cm angestiegen ist. Derzeit steigt er mit 1,3 cm pro Jahrzehnt. Die Geschwindigkeit des Anstiegs hat sich seit 1990 versechsfacht.

Elon Musk baut sein Starlink-Satellitennetzwerk aus

©commons.wikimedia.org

Das Starlink-Kommunikationsnetzder Firma SpaceX befindet sich seit Mai 2019 im Aufbau. Derzeit (Juni 2020) umfasst es 540 Starlink-Satelliten, pro Monat kommen nun bis zu 120 hinzu. Das Netz wurde bereits vom US-Verteidigungsministerium genutzt, um Manöver zu steuern.

Das Starlink-Kommunikationsnetz soll in den USA ab 2022 einsetzbar sein. SpaceXwill seinen Kunden damit ein sehr schnelles und zuverlässig nutzbares Breitband-Internet bieten (mindestens 1 GBit/User).

Um eine weltweite Verfügbarkeit zu erreichen, will SpaceX bis zum Jahr 2030 ca. 42.000 Starlink-Satellitenin gestaffelten Umlaufbahnen von 540 km bis 1270 km Höhe um die Erde bringen. Die Genehmigungen der FCC liegen bereits vor.

Die Sichtbarkeit der Starlink-Satelliten

©IAU NSF’s National Optical-InfraredAstronomyResearchLaboratory/CTIO/AURA/DELVE

Starlink-Satelliten steigen nach ihrem Start mehrere Wochen lang von selber bis zu ihrer vorgesehenen Umlaufbahn auf. In diesem Zeitraum kann man sie mit bloßen Auge am Abendhimmel und in der Morgendämmerung gut sehen. Haben sie ihre Position in der Umlaufbahn erreicht, richten sich die Starlink-Satelliten dort so aus, dass sie mit bloßem Auge nicht mehr wahrnehmbar sind.In einem Fernglas oder kleinen Fernrohr sind sie jedoch gut sichtbar, solange die Sonne sie bescheint, in den Sommermonaten womöglich während der ganzen Nacht.

Solange ein Starlink-Satellitvon der Sonne beleuchtet wird, reflektiert er Sonnenlicht. Je größer die Teleskop-öffnung ist, desto mehr des vom Starlink-Satelliten reflektierten Lichts fängt das Teleskop ein. Dieses Licht überstrahlt das Licht der vom Teleskop eigentlich zu beobachtenden fernen Himmelsobjekte um mehr als das Tausendfache.

Werden mit dem Fernrohr ferne Himmelsobjekte fotografiert, während ein Starlink-Satellit das Bildfeld kreuzt, lassen sich die Aufnahmen dieser fernen Objekte nicht mehr wissenschaftlich auswerten.

Maßnahmen, um Starlink-Satelliten dunkler zu machen

SpaceX hat testweise die Phase-Array-Antennenfelder bei einem ihrer im Januar gestarteten 60 Starlink-Satelliten geschwärzt. Dieser „DARKSAT“ getaufte Satellit befindet sich nun auf seiner Umlaufbahn. Dort reflektiert er nun ca. 50% weniger Sonnenlicht als die anderen Starlink-Satelliten. Das reicht nicht aus, um Störungen der Arbeit astronomischer Observatorien zu vermeiden.

Daher hat SpaceX testweise einen ihrer am 4. Juni gestarteten 60 Starlink-Satelliten mit schwenkbaren Sonnenschutz-Paneelen ausgestattet. Sie sollen verhindern, dass die Sonne die Antennenfelder des Satelliten direkt beleuchten kann.

In einigen Wochen wird man wissen, wir gut dieser „VISORSAT“ funktioniert …

Die VR China baut ab 2021 eine eigene Raumstation

Die chinesische Raumstation soll in 350 –450 km Höhe mit einer Bahnneigung von 43° um die Erde kreisen. Sie wird ab 2021 mittels elf Weltraummissionen der Rakete Langer Marsch 5 B aufgebaut. Sie soll aus einem geräumigen Wohnmodul und zwei Labormodulen bestehen und ab 2023 einsatzbereit sein. Jeweils drei Taikonauten sollen dort bis zu sechs Monaten arbeiten und ausgewählte wissenschaftliche Experimente durchführen. Die VR China will die Raumstation zehn Jahre lang betreiben.

Parallel zu der Raumstation will die VR China ein Weltraumteleskop von der Größe des Hubble Space Teleskops auf dieselbe Umlaufbahn schicken. Dieses Teleskop namens Xuntian soll regelmäßig an die Raumstation andocken, um dort gewartet und repariert zu werden.

Hier ein Bild von einem Modell der Raumstation.

Das Weltraumteleskop WFIRST wird Roman Space Telescope heißen

©Wikipedia Commons

Das Wide Field InfraRed Survey Telescope (WFIRST) basiert auf einem vorhandenen 2,4 m Großfeldweltraumteleskop des US-Verteidigungsministeriums. Es soll am Lagrange-Punkt L2 platziert werden und wird zwei Instrumente tragen:

  • Eine 288-Megapixel-Multiband-Kamera für das nahe Infrarot. Diese Kamera bietet eine Bildschärfe wie das Hubble-Weltraumteleskop (HST), jedoch für ein Sichtfeld, das 100 Mal größer ist als das Sichtfeld des HST.
  • Einen Koronographen, der bei der Beobachtung von Planeten bei ihren Sternen eine neuartige Technologie zur Unterdrückung des Sternenlichts nutzt. Damit wird das Licht jedes vom Koronographen abgedeckten Sterns auf ein Milliardstel reduziert. Man hofft, mit diesem Gerät Planeten beobachten zu können, die nur 0,15 Bogensekunden von ihrem Mutterstern entfernt sind.

WFIRST wird nach der amerikanischen Astronomin Nancy Grace Roman benannt. Sie begründete das Weltraum-Astronomieprogramm der NASA und gilt als die "Mutter von Hubble“: Nancy Grace Roman war die treibende Kraft bei der Planung des Hubble-Weltraumteleskops.

WFIRST: Das neue Weltraum-Teleskop soll 2025 gestartet werden

Der NASA-Marsrover PERSEVERANCE wird für seinen Start verpackt

Der NASA-Marsrover PERSEVERANCE soll am 20. Juli 2020 von Cape Canavaral zum Mars starten und am 21. Februar 2021 selbständig im Jezero-Krater auf dem Mars landen.

Dort soll PERSEVERANCE systematischnach Spuren vergangener Lebensformen suchen. Sie soll aussagekräftige Bodenproben sammeln und sie einzeln in Transportbehälter verpacken. Diese Behälter sollen dann 2028 von einem ESA-Rover aufgesammelt und zu einer bereitstehenden ESA-Rückhol-Sonde transportieren, welche sie danach in eine Mars-Umlaufbahn bringt. Dort soll eine weitere ESA-Raumfahrzeug die Proben aufnehmen und zur Erde bringen.

Mit an Bord ist auch die Drohne „Ingenuity“, die unterhalb der beigen Bodenabdeckung des Rovers platziert ist.

Der Rover ist für seinen Flug zum Mars bereits samt seinem Landekran im Hitzeschutzschild der Landeeinheit verpackt.

Diese Aufnahme zeigt den Rover, dessen sechs Aluminiumräder noch mit Schutzhüllen versehen sind. Die acht Raketentriebwerke des Landekrans sind mit orangen Schutzkappen abgedeckt.

PERSEVERANCE ist 3 m lang, 2,7 m breit, 2,2 m hoch und 1036 kg schwer. Er wird von einer 115W-Radionuklidbatterie mit Strom versorgt. Er wird seine Landung mit einem Autopiloten steuern und soll seinen Weg auf dem Mars weitgehend selber finden. PERSEVERANCE ist mit einem umfangreichen Set von wissenschaftlichen Analyse-Instrumenten und mit mehreren Demonstrationsgeräten zum Testen von Technologien ausgestattet, die zukünftig auf dem Mars eingesetzt werden sollen. Der Rover verfügt z. B. über einen Generator, der Sauerstoff aus dem Kohlendioxid der Marsatmosphäre gewinnt und eine kleine solarbetriebene Erkundungsdrohne INGENUITY mit einer Reichweite von 300 m.

PERSEVERANCE soll ein Marsjahr lang betrieben werden. Hier eine bildliche Darstellung des Rovers in Aktion.

Die Landung auf dem Mars ist gefährlich.

Da die Marsatmosphäre nur 1% der Dichte der Erdatmosphäre hat, kann sie ein landendes Raumfahrzeug nicht so wirksam abbremsen, dass es auf der Marsoberfläche garantiert heil ankommen wird. Bislang sind von vierzehn Landeversuchen auf dem Mars acht gelungen, sechs Landeversuchen sind buchstäblich gescheitert…

Einen Überblick über erfolgreiche sowie versuchte Landungen und Missionen gibt es hier.

Marsstaub trübt den Marshimmelhimmel

Der NASA-Marsrover CURIOSITY hat am 5. Juni von der Mars-Oberflächeaus eine Aufnahme der Planeten Erde und Venus gemacht.

Da die Mars-Atmosphäre viel Staub enthält, welcher viel Licht absorbiert, kann man die beiden hellen Planeten auf der Aufnahme kaum erkennen.

Der Mars  wird kein El-Dorado für Astronomen werden. Auch die Produktion von Solarstrom wird durch den Feinstaub in der Mars-Atmosphäre beeinträchtigt.

So präsentieren sich Venus und Erde vom Mars aus.

Neue Hoffnung für die Marssonde INSIGHT!

Die NASA-Marssonde INSIGHT landete im November 2018 in der Elysium-Ebene auf dem Mars. Dort soll sie unter anderem mit einem sich automatisch eingrabenden Wärmesensor in 5 m Tiefe den Wärmefluss aus dem Marsboden messen. Mittels dieser Messwerte könnte man berechnen, wieviel Wärme der Kern des Mars erzeugt.

Bislang gelang es dem Wärmesensor nicht, sich in den Marsboden einzugraben, weil der sandige Boden an der Oberfläche unerwartet fest ist: Seine Körner sind durch Salz miteinander verklebt. Der Wärmesensor konnte diese Schicht nicht durchdringen.

Seit einigen Wochen drückt die Marssonde nun die Schaufel ihres Roboterarms auf den Kopf des Wärmesensors, um das Eindringen des Sensors zu unterstützen.

Die NASA meldet, dass diese Maßnahme funktioniert. Somit besteht Hoffnung, dass INSIGHT die Messung des Wärmeflusses durchführen kann, bevor die INSIGHT-Mission in einem Jahr beendet wird.

Aus 7 Milliarden km Entfernung sieht der Nachthimmel anders aus!

Die NASA-Raumsonde NEW HORIZONS fliegt mit 17 km/s jenseits der Pluto-Bahn durch den Kuypergürtel von der Sonne weg. Die Sonde ist nun 7 Milliarden Kilometer von uns entfernt. In dieser Entfernung sieht man die näheren Sterne am Himmel an einer etwas anderen Position, als von der Erde aus. Die hier verlinkte Blink-komparator-Aufnahme zeigt den 7,8 LJ fernen Stern Wolf 359 aus Sicht von NEW HORIZONS,und aus Sicht der Erde.

Die Atmosphäre des Roten Überriesensterns Antares

© Wikimedia commons

Antares ist der hellste Stern im Sternbild Skorpion. Er ist ein Roter Überriesenstern, mit der 12-fachen Masse der Sonne, seine Oberflächentemperatur beträgt 3500°K. Antares leuchtet 65000 Mal heller als die Sonne. Sein Radius beträgt 700 Sonnenradien. Er ist 600 Lichtjahre (5,7 Billiarden Kilometer) von uns entfernt. Über der hellen Oberfläche des Antares liegt seine durchsichtige Chromosphäre. Mit dem Mikrowellen-Radio-Interferometer ALMA ist es nun gelungen, die Dicke dieser Chromosphärezu messen: Die Chromosphäre des Antares reicht ca. 1700 Sonnenradien weit ins All. Zum Vergleich: Die Chromosphäre der Sonne ist ca. 0,005 Sonnenradien dick. Über der Chromosphäre des Antares liegt seine Korona. Diese Korona wurde mit dem Radiointerferometer VLA vermessen: Sie reicht ca. 9200 Sonnenradien weit.

Die Gas-Halo der Andromeda-Galaxie

Seit langem ist bekannt, dass jede Galaxie von einer sehr großen diffusen Wolke („Halo“) aus Millionen Kelvin heißem Gas umgeben ist. Da Galaxien Millionen Lichtjahre weit entfernt sind und da das Material dieser „Halos“ extrem dünn ist, konnte man bislang weder die Größe noch die Zusammensetzung dieser „galaktischen Halos“ messen.

Mit dem Hubble-Space-Teleskop untersuchte man von 2010 -2015 das UV-Licht von 18 Quasaren, welche von der Erde aus gesehen hinter der Andromeda-Galaxie liegen. Da Atome der chemischen Elemente in der Halo der Andromeda-Galaxie Anteile des von den Quasaren ausgesandten Lichts absorbierten, enthielt das UV-Spektrum des Lichts dieser Quasare Absorptionslinien, wodurch man den Durchmesser der Halo der Andromeda-Galaxie sowie die Zusammensetzung der Halo ermitteln konnte.

Die Gas-Halo der Andromeda-Galaxie hat einen Durchmesser von 106 Lichtjahren. Sie enthält ca. 100 Atome/m³ (vorwiegend Wasserstoff und Helium), aber auch Atome schwererer chemischer Elemente, welche durch Supernova-Explosionen in der Andromeda-Galaxie in die Halo transportiert wurden.

Die Eigenschaften der Gas-Halo der Milchstraße …

Erste Messungen mit Röntgen-Teleskopen (Chandra, XMMNewton und Suzaku) hatten bereits 2012 in der Milchstraßen-Halo Sauerstoff nachgewiesen (~10 Milliarden Sonnenmassen), da die Sauerstoff-Absorptionslinie im Röntgenspektrum bereits nach kurzer Messungsdauer wahrnehmbar wird.

Mit XMM-Newton wurdedas Röntgenlicht des Blazars1ES 1553+113 jedoch mehrere Wochen lang gemessen. Durch diese lange Messungsdauer wurde es möglich, im Röntgenspektrum des Blazars außer Sauerstoff zusätzlich auch Absorptionslinien der Halo-Elemente Neon, Stickstoff und Eisen zu finden. Anhand der Messungen konnte man das Mengenverhältnis dieser Elemente in der Milchstraßen-Halo ermitteln:

  • Stickstoff: 41
  • Neon: 39
  • Sauerstoff: 7
  • Eisen: 1

In der heißen Milchstraßen-Halo kommen ungebundene Atome von Stickstoff und Neon viel häufiger vor als ungebundene Atome von Sauerstoff oder Eisen!

Wie (schnell) expandiert das Universum?

Seit 1928 weiß man, dass das Universum expandieren muss. Wie schnell es expandiert, konnte man lange Zeit nicht zuverlässig messen. Erst mit leistungsfähigen Weltraum-Teleskopen und verbesserten Messverfahren konnte man ab 1990 genauere Messwerte erzielen.

2013 wurde die Expansionsrate des Universums (die „Hubble-KonstanteH0) auf der Basis der Messdaten der Verteilung der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung bestimmt, welche durch die ESA-Raumsonde Planck gesammelt wurden: H≈ 67,74 ± 0,46 km/(sec x Mpc). Dieser Wert besagt, dass eine Strecke von 1 Megaparsec (= 3,2 Millionen Lichtjahre) pro Sekunde um 67,74 ±0,46 km länger wird.

2019 ermittelte ein Kosmologen-Team um den NobelpreisträgerAdam Riess durch die Eichung der Entfernungsmessungen von älteren Supernova-Messdaten durch aktuellere Messdaten der ESA-Astrometrie-Sonde GAIA einen neuen Wert für die Hubble-Konstante:H0 ≈ 74,03 ± 1,42 km/(sec x Mpc). Ebenfalls 2019 ermittelte ein anderes Team um Kenneth Wong anhand der Vermessung der durch Gravitationslinsen erzeugten Mehrfachbilder von Quasaren (Projekt H0LiCOW) einen anderen Wert für die Hubble-Konstante: H0 ≈ 73,3 ±1,75 km/(sec x Mpc).

Der auf Basis der Plank-Messdatengewonnene H0 -Wert ist mit den beiden H0 -Werten der Teams um Adam Riess und Kenneth Wong nicht vereinbar. Da diese Unterschiede nicht auf Messfehler zurückgeführt werden können, muss man davon ausgehen, dass die Hubble-Konstante keine Konstante ist, sondern dass Hvor 13,8 Milliarden Jahren einen kleineren Wert hatte als vor einigen Milliarden Jahren. Der Wert von H0 ändert sich somit durch die Expansion des Universums.

Expandiert das Universum in jeder Richtung gleich schnell?

Bislang hat man erwartet, dass die Expansionsrate Hüberall im Universum gleich groß ist, weil man annimmt, dass das Universum homogen und isotrop ist.

Nun hat eine Forschergruppe vom Argelander-Institut der Uni Bonn und vom Center for Astrophysics in Harvard die kosmische Expansion untersucht. Die Forscher (K. Migkas, G. Schellenberger, T. H. Reiprich, F. Pacaud, M. E. Ramos-Ceja und L. Lovisari) beobachteten hierfür die Strahlung des intergalaktischen Gas von 313 Galaxienhaufen, die über den gesamten Himmel verteilt in Entfernungen von einigen Hundert MLJ bis zu 4 GLJ liegen.

Das intergalaktische Gas in Galaxienhaufen ist so heiß, dass es Röntgenstrahlung abstrahlt. Aus dem Spektrum dieser Röntgenstrahlung lässt sich die Temperatur des intergalaktischen Gases berechnen. Kennt man diese Temperatur, kann man damit die vom Gas abgestrahlte Röntgenenergiemenge berechnen. Daher konnte das Team für jeden der 313 Galaxienhaufen berechnen, wieviel Röntgenenergie das intergalaktische Gas des betreffenden Galaxienhaufens emittiert.

Anschließend verglich das Forscherteam die anhand des Spektrums berechnete Röntgenenergiemenge des intergalaktischen Gases jedes einzelnen Galaxienhaufens mit der jeweils gemessenen Helligkeit der Röntgenstrahlung dieses Gases. Hieraus konnten die Forscher den Wert der Hubble-Konstante in Richtung des betreffenden Galaxienhaufens ermitteln.

Die Forschergruppe entdeckte, dass der bei einem beobachteten Galaxienhaufen jeweils gemessene Wert der Hubble-Konstante von der großräumigen Position des betreffenden Galaxienhaufens abhängig ist.

Möglicherweise ist der Wert der Hubble-Konstante in verschiedenen Bereichen des Universums unterschiedlich: das könnte bedeuten, dass das Universum nicht isotrop ist.

Neues aus der Astronomie (Mai 2020)

zusammengestellt von Günther Bendt

Die monatliche Zusammenstellung der Neuigkeiten aus der Astronomie.

Die Gas-Halo der Milchstraße

Die Milchstraße ist eine Spiralgalaxie, deren galaktische Scheibe ca. 170000 Lichtjahre Durchmesser hat. Ihre Masse beträgt ca. 9.000 Sonnenmassen.

Messungen des ESA-Röntgensatelliten XMM Newton zeigten, dass die Milchstraße in eine 106–107 °K heiße Halo eingebettet ist, deren Dichte 300 Atome/m³ beträgt. Diese Halo rotiert mit der galaktischen Scheibe (mit ca. 640000 km/h.) Die Milchstraßen-Halo hat einen Durchmesser von ca. 600000 Lichtjahren.

XMM-Newton vermaß mehrere Wochen lang das Röntgenspektrum des 5 GLJ fernen Blazars (1ES1553+113), weil dessen energiereiche Röntgenstrahlung von unterschiedlichen Atomen der Milchstraßen-Halo unterschiedlich stark absorbiert wird.

Anhand der Absorptionslinien im Spektrum des Blazars konnte man erstmals die Zusammensetzung der Halo der Milchstraße ermitteln.

Die Erde hat ein Magnetfeld, das sich verändert …

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Die Erde hat ein Magnetfeld, das weit in den Weltraum reicht. Es entsteht tief im heißen Erdinnern durch langsame Konvektionsströmungen im 5700 °C heißen Äußeren Erdkern aus geschmolzenem Eisen. Da die Erde rotiert, bilden sich in der langsam strömenden Eisenschmelze allmählich rotierende Wirbel aus, deren Rotationsachsen parallel zur Erdachse verlaufen. Das in diesen Wirbeln im Kreis strömende Material erzeugt ein Magnetfeld, das dem eines Stabmagneten ähnelt. Dieses Feld bildet den Hauptanteil des Erdmagnetfelds.

Die vom flüssige Äußeren Erdkern abgegebene Wärme heizt den Unteren Erdmantel. Er besteht überwiegend aus Peridotit, einem eisenhaltigen Magnesiumsilikat. In Unteren Erdmantel ist es ca. 3200°C heiß, der Druck beträgt dort 1,4 Millionen Bar. Unter diesen Bedingungen ist Peridotit plastisch und elektrisch leitend. Dadurch treten auch im Material des Unteren Erdmantels Konvektionsströmungen auf. Sie transportieren Wärme langsam nach außen und erzeugen im Unteren Erdmantel großräumige schwache Magnetfelder, welche die im flüssigen Erdkern erzeugten Magnetfelder überlagern. Dadurch ist das Erdmagnetfeld nur näherungsweise ein bipolares Magnetfeld.

Da alle Materialien im flüssigen Erdkern und im unteren Erdmantel ständig in langsamer Bewegung sind, ändert das Erdmagnetfeld ständig und langsam seine Struktur.

Die Stärke des Erdmagnetfelds nimmt seit Jahrhunderten ab …

Um die Struktur des Erdmagnetfelds zu vermessen, brachte die Europäische Weltraumagentur ESA 2013 die drei SWARM-Forschungssatelliten in polare Umlaufbahnen um die Erde. Diese Satelliten vermaßen vier Jahre lang die großräumige Struktur des Erdmagnetfelds sowie die darin auftretenden Veränderungen. Mit den SWARM-Messdaten programmierten Wissenschaftler der Technischen Universität Dänemark und der ETH Zürich eine Computersimulation der Strömungsprozesse, die im Innern der Erde ein Magnetfeld erzeugen, dessen Struktur zu den SWARM-Messdaten passt. Die Computersimulation wurde am Supercomputer Piz Daint durchgeführt, Sie sollte klären, ob und wie sich die Struktur des Magnetfelds durch die Strömungsprozesse im Laufe von Hunderttausenden Jahren verändert.

Die Computersimulation zeigte, dass langsame Konvektionsströmungen im Erdinnern tatsächlich ein bipolares Magnetfeld mit stabiler Struktur ausbilden. Im Laufe von Jahrtausenden entstehen im Magnetfeld jedoch zusätzliche Magnetpole, wodurch die Struktur chaotisch wird. Diese chaotische multi-polare Struktur entwickelt sich allmählich zu einem bipolaren Magnetfeld, mit einer im Vergleich zum vorherigen bipolaren Feld um 180° gedrehten Polarität. Auch dieses bipolare Feld bildet im Verlauf von Jahrtausenden zusätzliche Magnetpole und eine chaotische multipolare Struktur, aus dem sich allmählich ein neues bipolares Magnetfeld bildet, mit einer im Vergleich zum vorherigen bipolaren Feld um 180°gedrehten Polarität.

Diese Abfolge von Strukturänderungen setzt sich endlos fort. Durch die Strukturänderungen ändert die jeweilige Ausrichtung des Magnetfelds, jedoch nicht die Magnetfeldstärke.

Die Magnetpole der Erde ändern ihre Lage immer schneller…

Das Erdmagnetfeld hat zwei magnetische Pole und zwei geomagnetische Pole. Die beiden magnetischen Pole sind die Orte, an denen die Magnetfeldlinien senkrecht auf die Erde treffen. Die beiden geomagnetischen Pole sind die Orte, an denen die Achse des angenäherten magnetischen Dipolfelds durch die Erdoberfläche tritt. Der magnetische Pol der Nordhalbkugel wird meist als „magnetischer Nordpol“ bezeichnet, den magnetischen Pol der Südhalbkugel als „magnetischer Südpol“.

In einer Abbildung des GFZ Potsdam (bitte auf deren Webseite runterscrollen) sieht man, wie sich die magnetischen Pole (schwarz) und der geomagnetischen Pole (rot) auf der Nord-bzw. Südhalbkugel seit 1590 verschoben haben. Derzeit zieht der magnetische Nordpol mit ca. 60km/Jahr in Richtung Sibirien durch das Polarmeer. Der magnetische Südpol zieht mit ca. 15km/Jahr nahe der Küste der Antarktis durchs südliche Polarmeer. Wenn heftige Schwankungen der magnetischen Aktivität der Sonne auftreten, verbiegen sie die Feldlinien des Erdmagnetfelds. In dem Fall können die Positionen der magnetischen Pole kurzfristig um bis zu 80km hin und herwandern, zugleich können dadurch sehr helle und dynamische Polarlichter über Regionen der Erde erscheinen, wo derartige Polarlichter sonst selten auftreten.

Das Erdmagnetfeld ist nicht überall auf der Erde gleich stark …

Das IGRF basiert auf mathematischen Modellen des magnetischen Hauptfeldes der Erde (Bitte runterscrollen) und seiner jährlichen Veränderungsrate. Die Modelle werden von einer internationalen Arbeitsgruppe ständig aktualisiert, so dass man mit ihrer Hilfe die Stärke des Magnetfelds für jede Region berechnen kann. Der 12. Version des IGRF (IGRF-12) zufolge ist das Erdmagnetfeld im südlichen Brasilien am schwächsten (25000 nT). Am stärksten ist es zwischen der Antarktis und Australien (65000 nT), sowie über Zentralsibirien (60000 nT), über Alaska, dem Norden Kanadas und dem Nordwesten von Grönland.

Jupiters Magnetfeld hat drei magnetische Pole

Seit Juli 2016 umkreist die Jupitersonde Juno den Riesenplaneten Jupiter regelmäßig alle 53 Tage. Juno misst dabei u. a. die Stärke und den Verlauf des Jupitermagnetfelds. Aus diesen Daten kann man die Form und die Struktur dieses Magnetfelds ermitteln. Jupiter hat das größte und stärkste Magnetfeld im Sonnensystem.
 

Die NASA-Analyse dieser über mehrere Jahre gesammelten Messdaten des Jupitermagnetfelds hat ergeben, dass Jupiters Magnetfeld derzeit einen magnetischen Nordpol und zwei magnetische Südpole besitzt.

Vergleichbare Magnetfeld-Strukturen wurden auch bei der PizDaint-Simulation gefunden, die auf den 3D-Messungen des Erdmagnetfelds durch dieSWARM-Satelliten basiert.

Hier eine Animation.

Elon Musk baut sein Starlink-Satellitennetzwerk aus

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Das Starlink-Kommunikationsnetz befindet sich seit Mai 2019 im Aufbau. Derzeit (Mai 2020) umfasst es 360 Starlink-Satelliten, pro Monat kommen nun jeweils 60 hinzu.

Ab 2022 soll das Netz in den USA einsetzbar sein und seinen Kunden ein sehr schnelles, und zuverlässig nutzbares Breitband-Internet bieten (1 GBit/User). Um einen weltweite Verfügbarkeit zu erreichen, will Starlink bis zum Jahr 2030 ca. 40.000 Satelliten in niedrigen Umlaufbahnen um die Erde bringen.

Andere finanzstarke Unternehmen (z. B. Amazon) wollen eigene Breitband-Satellitennetzwerke installieren. Werden diese Pläne umgesetzt, wird die Anzahl der Satelliten in niedrigen Erdumlaufbahnen auf über 50.000 ansteigen.

Das sind über acht Mal mehr Satelliten als die mit bloßem Auge weltweit wahrnehmbaren Sterne !!!

Die Sichtbarkeit der Starlink-Satelliten

Starlink-Satelliten steigen nach ihrem Start mehrere Wochen lang bis zu ihrer vorgesehenen Umlaufbahn auf. In diesem Zeitraum kann man sie mit bloßen Auge am Abendhimmel und in der Morgendämmerung sehr gut sehen. Haben sie ihre Position in der Umlaufbahn erreicht, richten sich die Satelliten dort so aus, dass sie mit bloßem Auge nicht mehr wahrnehmbar sind. Mit einem Fernglas oder kleinem Fernrohr kann man sie jedoch sehen, solange die Sonne sie bescheint, in den Sommermonaten womöglich während der ganzen Nacht.

Jeder Starlink-Satellit reflektiert etwas Sonnenlicht. Je größer ein Teleskop ist, desto mehr des vom Starlink-Satelliten reflektierten fängt es ein. Dieses Licht überstrahlt das Licht der vom Teleskop eigentlich zu beobachtenden fernen Himmelsobjekte um mehr als das Tausendfache.

Werden mit dem Fernrohr Himmelsobjekte fotografiert, während ein Starlink-Satellitdas Bildfeld kreuzt, lassen sich die Aufnahmen dieser Objekte nicht mehr auswerten.
Hier ein solches Foto.

Maßnahmen, um Starlink-Satelliten dunkler zu machen

Starlink hat testweise die Antennen eines ihrer Starlink-Satelliten geschwärzt, ihn „DARKSAT“ getauft und ihn in seine Umlaufbahn gebracht. Dort reflektiert er nun ca. 50% weniger Sonnenlicht als die anderen Starlink-Satelliten. Das reicht nicht aus. 

Daher möchte die Herstellerfirma einen ihrer nächsten Starlink-Satelliten mit klappbaren Sonnenschutz-Paneelen ausstatten, die verhindern sollen, dass die Sonne helle Bereiche des Satelliten direkt beleuchten kann.

Wann „VISORSAT“ gestartet werden kann, steht noch nicht fest …

 

Indische Mondsonde Chandrayaan 2 kartiert den Mond

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Die Mondsonde Chandrayaan 2 wurde von der indischen Weltraumbehörde ISRO im September 2019 auf eine Bahn um den Mond gebracht, die 100 km oberhalb der Mondoberfläche über beide Mondpole hinweg verläuft.

Chandrayaan 2 soll die gesamte Mondoberfläche in einer Auflösung von 25 cm/px fotografieren, und mit einem Laserscanner die Höhe sämtlicher Oberflächen-punkte messen. Aus diesen Daten wird ein digitales 3D-Mondmodell erstellt.

Mittels Radarsystem und IR-Spektrometern wird die Sonde die chemische Zusammensetzung jedes Punktes der Mondoberfläche analysieren.

Kometen im Mai 2020

Der Komet C/2019 Y4 ATLAS wurde am 28. Dezember 2019 entdeckt. Damals besaß der Komet eine sehr geringe Helligkeit von 19,6 Magnituden (mag). Bereits Mitte März 2020 erreichte er 9 mag und war damit deutlich heller. Ende März erreichte der Komet eine Helligkeit von 7,5 mag. Man erhoffte, der Komet könne im Mai 2020 heller als 6 mag werden und mit dem bloßen Auge sichtbar sein. In den ersten Apriltagen sank die Helligkeit jedoch rapide auf etwa 8,5 mag ab. Aufnahmen des Hubble Space Teleskops zeigten, dass der Kometenkern im April in mehr als 20 Teile zerfallen ist. Mitte Mai war der Komet nur noch 10,5 mag hell, seitdem löst er sich weiter auf.

Aktuelle Informationen zur Beobachtung von C/2019 Y4 (ATLAS) findet man hier: https://news.astronomie.info/sky202005/kometen.html

und hier:

http://astro.vanbuitenen.nl/comet/2019Y4

Der Komet C/2020 F8 (SWAN) wurde am 11. April 2020 auf Aufnahmen der SWAN-Kamera der Sonnensonde SOHO entdeckt. Damals war der Komet ca. 8 mag hell. Ende April 2020 wurde er auf 5,8 mag geschätzt. Der Komet passierte die Erde am 13. Mai 2020. Am 27. Mai 2020 wird er das Perihel (den sonnennächsten Punkt) seiner Bahn durchlaufen. Im Zeitraum von seiner Erdpassage bis zum Perihel-Durchgang könnte C/2020 F8 (SWAN) eine Helligkeit von 3 mag erreichen. Er wäre dann mit dem bloßen Auge tief über dem Nordhorizont in den Sternbildern Perseus und Fuhrmann wahrnehmbar.

Aktuelle Informationen zur Beobachtung von C/2020 F8 (SWAN) findet man hier: https://news.astronomie.info/sky202005/kometen.html

und hier:

http://astro.vanbuitenen.nl/comet/2020F8

Der interstellare Komet 2I/2019 (Borisov) zerfällt

Der Komet 2I /2019 (Borisov) zieht derzeit auf einer hyperbolischen Bahn mit 33 km/s durch das Sonnensystem. Er ist ein interstellares Objekt (d.h., er stammt nicht aus unserem Sonnensystem),  das von der Schwerkraft der Sonne abgelenkt wurde. 2I /2019 (Borisov) wird das Sonnensystem wieder verlassen.

Mit dem Radiointerferometer ALMA wurde die Mikrowellenstrahlung der Gase gemessen, die 2I /2019 (Borisov) ausstößt. Die Ergebnisse zeigten, dass der Komet mehr Kohlenmonoxid (CO) freisetzt als jeder andere bislang beobachtete Komet. Da dieses Gas nur bei Temperaturen < 24 K (-250 °C) gefriert, muss sich der Kometenkern von 2I /2019 (Borisov) in einer extrem kalten Umgebung gebildet haben.

Der Bodentemperatursensor der Marssonde INSIGHT gräbt sich ein!

Die NASA-Marssonde INSIGHT steht seit November 2018 in der Elysium-Ebene auf dem Mars. Sie soll dort unter anderem mit einem sich 5 m tief eingrabenden Wärmesensor HPden Wärmefluss aus dem Marsboden messen. Durch diese Messung lässt sich berechnen, wieviel Wärme der Mars in seinem Kern erzeugt.

Bislang konnte sich HP3 nicht in den Sandboden eingraben, weil der Boden an der Oberfläche unerwartet fest ist: Die Sand-körner sind dort durch Salz miteinander verklebt. HPkonnte diese Schicht nicht durchdringen.

Seit einigen Wochen drückt INSIGHT nun die Schaufel ihres Roboterarms auf den Kopf des HP3, um da Eindringen des Sensors zu unterstützen.

Diese Maßnahme funktioniert. Somit besteht Hoffnung, dass INSIGHT die Messung des Wärmeflusses durchführen kann, bevor die INSIGHT-Mission endet.

Bahn der NASA-Raumsonde Juno um Jupiter

Die Jupitersonde Juno erforscht seit 2016 den inneren Aufbau Jupiters sowie die Struktur und Zusammensetzung seiner Atmosphäre.

Juno umkreist den Jupiter auf einer lang gezogenen elliptischen Bahn mit einer Umlaufzeit von 53,4 Tagen.

Diese Bahn führt Juno bei jedem Umlauf nacheinander über beide Jupiterpole. Zudem ist die Bahn so ausgerichtet, dass sie niemals die tödlichen Strahlungsgürtel Jupiters schneidet, und dass Junos Solarzellen ständig von der Sonne beschienen werden.

Bisher hat die Juno-Sonde folgendes entdeckt:

1. Die Wolkenbänder Jupiters reichen bis ca. 3000 km tief unter Jupiters Oberfläche.

2. Unterhalb dieser 3000 km rotiert Jupiter wie eine starre Kugel.

3. Unterhalb dieser 3000 km besteht Jupiter aus einem heißen Plasma.

4. Das Magnetfeld Jupiters entsteht durch Strömungen im Plasmakörper Jupiters

5. Das Magnetfeld Jupiters hat derzeit drei magnetische Pole.

6. Der Jupiter enthält keinen erkennbaren Kern.

7. Die meisten Unwetter und die stärksten Blitze treten nicht in der Äquatorzone, sondern um Jupiters Nordpol auf.

Hier eine sehr detailreiche Jupiter-Aufnahme des Hubble Space Teleskops aus dem August 2019

Und hier eine der Sonde Juno. (beide Aufnahmen © NASA)

Synchrone Beobachtung Jupiters mit verschiedenen Teleskopen

Das Hubble-Weltraumteleskop in der Erdumlaufbahn, das Gemini-NorthObservatorium auf Hawaii und die NASA-Jupitersonde Juno in der Jupiterumlaufbahn haben synchron bei verschiedenen Wellenlängen die Wolken der heftigen Stürme Jupiters untersucht.

Hier geht es zu den Bildern...

Die NASA-Jupitersonde Juno maß aus der Jupiterumlaufbahn die Lage und die Stärke von Blitzen in den 70 km hoch reichenden Sturmwolken Jupiters.

Gleichzeitig maß das Gemini-NorthObservatorium von Hawaii aus die von der Basis der betreffenden Wolken abgegebene Infrarotstrahlung.

Das Hubble-Weltraumteleskop maßgleichzeitig aus der Erdumlaufbahn die von der Spitze der betreffenden Wolken im sichtbaren Bereich reflektierte Sonnenstrahlung.

Die geknickte weiße Linie in der Karte markiert die Linie, längs der die Messungen erfolgten. Sie ist ca. 5000 km lang.

Hier die Grafik dazu...

Über hundert Zwergplaneten jenseits der Bahn Neptuns entdeckt!

Seit 2013 ist im Primärfokus des 4-Meter-Blanco-Teleskops auf dem Cerro Tololo in Chile die Dark Energy Camera (DECam) installiert.

Die DECam wiegt ca. 4 Tonnen, hat eine Auflösung von 570 MPx und bildet mit jeder Aufnahme einen Himmelsausschnitt von 2,2° Durchmesser ab.

Sie ist das Hauptinstrument der Dark Energy Survey (DES), einem Forschungsprojekt, das am Südhimmel die Bewegung fernster Galaxien sechs Jahre lang präzise vermisst, um so überprüfbare Anzeichen für eine Wirkung der rätselhaften Dunklen Energie zu gewinnen.

Im Laufe von vier Jahren wurden bei sorgfältiger Analyse der DECam-Aufnahmen über 100 vorher unbekannte Zwergplaneten entdeckt, die jenseits des Planeten Neptun in mehreren Jahrhunderten um die Sonne wandern.

Das hier verlinkte Diagramm zeigt die Position jedes einzelnen dieser Zwergplaneten bei seiner Entdeckung an, sowie die jeweilige Distanz des betreffenden Zwergplaneten bei seiner Entdeckung.

Diese Zwergplaneten liegen in Entfernungen von 30 –90 AU (4,5x109km bis 13,5x109km). In den noch kommenden zwei Jahren der Dark Energy Surveyhofft man, noch mehr dieser Zwergplaneten zu finden.

Der Stern Fomalhaut hat keinen Planeten!

Fomalhaut ist der hellste Stern des Sternbilds Südlicher Fisch.

Der Stern ist 25 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Er ist 17,7 Mal heller als die Sonne und 440 Millionen Jahre alt.

Vor 40 Jahren entdeckte man, dass Fomalhaut von einer Staubscheibe mit 40 Milliarden km umgeben ist, die IR-Licht ausstrahlt.

2008 wurde die direkte Beobachtung eines Exoplaneten in der Staubscheibe veröffentlicht. Man nannte den Exoplaneten damals „Fomalhaut b“. Die IAU gab ihm den Namen „Dagon“.

Laut einer Veröffentlichung vom April 2020 dehnt sich das 2008 beobachtete Objekt immer weiter aus. Somit ist es kein Exoplanet, sondern eine Trümmerwolke, die in der Staubscheibe durch die Kollision zweier kleinerer Körper von ca. 200 km Durchmesser entstanden ist.

BRITE-Astrometrie-Satelliten beobachten kompletten Nova-Ablauf

Im Frühjahr 2018 leuchtete in einem von den BRITE-Satelliten kontinuierlich beobachteten Sternenfeld plötzlich eine Nova auf. Es war die Nova Carinae 2018.

Dies war das erste Mal, dass der Ablauf einer Nova-Explosion von Anfang bis Ende aufgezeichnet wurde.

Vor einem Nova-Ausbruch fällt zunächst über Jahrzehnte in einem engen Doppelsternsystem aus einem Roten Riesen und einen Weißen Zwerg Wasserstoff (Milliarden t/s) vom Roten Riesenstern auf den Weißen Zwerg. Das Gas bildet auf der Oberfläche des Weißen Zwergs eine gleichmäßige Schicht, die immer dicker wird. Durch die an der Oberfläche des Weißen Zwergs herrschende Schwerebeschleunigung (ca. 2 x 10^5 g) wird das Gas extrem komprimiert und sehr heiß, bis es schließlich die Zündtemperatur für eine Wasserstoff-Kernfusion erreicht. Die resultierende Explosion erzeugt enorme Schockfronten im heißen Gas, welche es auseinander reißen und weiter erhitzen. Es entsteht ein intensiver Lichtblitz, durch den der Weiße Zwerg ca. 60.000 Mal heller leuchtet als vorher.

Das ist die Nova. Ihre Helligkeit nimmt anschließend ab, weil das ausgestoßene Material sich im umgebenden Weltall verteilt und dabei auskühlt…

Hier die passendfe Illustration dazu.

Die von den BRITE-Satelliten gemessene Lichtkurve kombiniert das Licht der Nova Carinae 2018 und das des zugehörigen Roten Riesen.

Nach dem Ausbruch der Nova überstrahlt das Licht der Nova sehr deutlich das des Roten Riesen.

Das im Diagramm eingeblendete Bild ist eine künstlerische Darstellung, die zeigt, wie ein Weißer Zwerg  Materie vom Begleitstern mittels einer Akkretionsscheibe aufnimmt.

Neues von Beteigeuze

Aufnahmen des Sterns Beteigeuze von Januar 2019 und Dezember 2019 zeigen, dass Beteigeuze im Dezember durch eine Staubwolke verdunkelt wurde, die der Stern selbst ausgestoßen hat.

Mittlerweile ist diese Staubwolke abgezogen, und Beteigeuze ist wieder so hell wie früher.

Weltweite Auswirkungen des Corona-Lockdowns auf die Umwelt

Die weltweiten Auswirkungen der Corona-Pandemie auf die Umwelt sind in diesem Youtube-Film der ESA gut zu erkennen – mit erstaunlichen Ergebnissen...

Leo Triplet von Balkon aus...

Coronabedingt hat Günther Bendt versucht, was sich an Deepsky Aufnahmen aus der Stadt heraus realisieren lässt.

Die Abbildung zeigt ein Summenbild des Leo-Triplets, das mit einem TS 70 mm F6 ED-Refraktor mit Flattener TSFLAT2 an einer Nikon D5100 (APS-C) auf der Dachterasse seiner Wohnung an der Krefelder Straße gemacht wurde.

Insgesamt wurden 70 Lights á 25 s bei ISO400, am 23. April 2020, nachgeführt mit einem Star Adventurer, auf einem CG4-Stativ,  + 70 Darks gleich hinterher mit derselben Belichtung, + 12 Flats mit ISO400 gewonnen. Die Frames wurden mit dem Deep Sky Stacker im Modus "2xdrizzle" gestackt, um eine höhere Auflösung zu erehalten. Die resultierende FTS-Datei wurde dann mit Fitswork etwas nachbearbeitet. 
Die visuelle Grenzgröße lag bei 3,5m, das Seeing war suboptimal. "Corona zwingt, auszuprobieren, was von zu Hause aus geht" so Günther ...