Archiv für Juli 2012

LRO: Flaggen bei Apollo-Landestellen sichtbar

„Question Answered!“ heißt es in diesem Blog zur Mondorbiter-Mission LRO. Die dort am Freitag gezeigten Bilder von verschiedenen Apollo-Landestellen zeigen neben Landeeinheiten, Mondrovern, Fahr- und Fußspuren ganz klar, dass die damals aufgestellten US-Flaggen auch nach rund 40 Jahren noch stehen – deutlich zu erkennen am Schattenwurf. Ob aber diese Detailaufnahmen die Frage der Mondverschwörer beantwortet, ob die bemannten Mondlandungen überhaupt stattgefunden haben? Im Zeitalter von Photoshop und Co. sicher nicht, schließlich stammen die Bilder auch nur von der NASA.

30.07.2012

Aktiver „Heißer Io“ bei Gliese 436?

Nachdem ich gestern schon vorab über einen möglichen Lavaplaneten bei dem Zwergstern Gliese 436 berichtet habe, erschien heute die entsprechende Arbeit dazu: „Two nearby sub-Earth-sized exoplanet candidates in the GJ 436 system“. Darin wird sogar ein zweiter Kandidat vorgestellt, der ebenfalls nur 2/3 der Größe unserer Erde und rund 0,28 Erdmassen besitzen soll. Sollten beide Exoplaneten mit genaueren Beobachtungen schließlich bestätigt werden, dann würden sie statt UCF-1.01 und UCF-1.02 nach gängiger Praxis Gliese 436c und d heißen.

Auch wenn es sich bei dem 10,7mag hellen Zentralgestirn um einen sehr kühlen Zwergstern handelt, der Abstand zu UCF-1.01 beträgt nur 2,8 Millionen Kilometer, so dass die kleine Lavawelt ungefähr 1.000 Mal mehr harte UV-Strahlung abbekommt als die Erde. Selbst wenn der Exoplanet durch die extreme Bestrahlung sehr schnell alle flüchtigen Elemente verloren haben dürfte, so wäre doch eine zeitweise Atmosphäre denkbar, die etwa durch Einschläge oder Gezeitenreibung als Ursache entstehen könnte.

Dies hört sich zwar nach einem „speculative scenario“ an, dennoch fand man spektroskopisch bereits erste Hinweise auf eine CO-haltige Atmosphäre auf der Tagseite des Planeten. Um das Vulkanismus-Modell eines aktiven „hot Io“ genauer zu untersuchen, hofft man nun z.b. Spektrallinien von Schwefel, Sauerstoff, Natrium und Kalium zu finden, was Anzeichen für eine quasi verdampfende Oberfläche wären. Vielleicht sieht der Lavaplanet UCF-1.01 mit durch Eruptionen entstehender Gashülle tatsächlich etwa so aus.

19.07.2012

Bilder von Komet P/2012 NJ (La Sagra)

Mit „Hi to all comet/asteroid friends“ meldet sich der Berliner Planetenforscher Gerhard J. Hahn in der Yahoo-Gruppe für Asteroiden und Kometen und zeigt die diese Woche von 2012 NJ mit dem 1,23m-Teleskop des Calar Alto gemachten Aufnahmen. Vor einer Woche von Amateurastronomen als Asteroid entdeckt, so ist auf den gezeigten Bildern klar ein Schweif erkennbar, was eher für ein kometenähnliches Objekt spricht.

19.07.2012

V Hya und die Bildung von Siliziumkarbid

Vor mittlerweile 25 Jahren wurde erstmals in Meteoriten eindeutig Siliziumkarbid (SiC) nachgewiesen und schon damals stand fest, dass es eigentlich nur in alten Sterntypen – sog. Kohlenstoffsterne – entstehen sollte. Bei SiC-Partikeln handelt es sich um präsolares Material (Presolar Grains), das durch die heiße Entstehungsphase des Sonnensystems nicht verändert worden ist. Somit sind die winzigen Mineralkörnchen natürlich älter als Sonne und Planeten, es ist ursprüngliches Material aus den abgestoßenen Hüllen von Riesensternen.

Ein für die Erforschung von SiC bekannter Meteorit ist vor allem Murchison. Wie viele präsolare Mineralien wohl mein 0,6 Zentimeter kleiner Murchison-Splitter enthält? 70 Prozent des in diesem primitiven Chondriten enthaltenen Siliziumkarbids besteht aus Körnchen von 0,3 bis 0,7 Mikrometern Größe und davon könnte mein 0,07 Gramm leichter kosmischer Krümel hunderttausende SiC-Partikel aus der Staubhülle eines vor Jahrmilliarden erloschenen Sterns enthalten.

Heute nähert man sich der Frage nach dem genauen Entstehungsort der SiC-Partikel mit immer besseren Simulationen sowie mit immer neuer Beobachtungstechnik. Diese Woche wurde eine Arbeit veröffentlicht, die die Ergebnisse eines von 2007 bis 2009 durchgeführten Beobachtungsprojekts vorstellt. Dabei wurden alte, leuchtkräftige Riesensterne des AGB-Typs (Asymptotic Giant Branch) mit dem MIDI-Instrument des VLT-Interferometers im mittleren Infrarot genau untersucht.

Unter den fünf AGB-Programmsternen befand sich auch der veränderliche Stern V Hya (etwa 8,0 bis 11,5mag), bei dem es sich um einen mit 2.600 Kelvin kühlen Riesenstern mit einer Sonnenmasse handelt, der sich auf einen Radius von 5 AE aufgebläht hat. V Hya strahlt mit einer Leuchtkraft von etwa 8.000 Sonnen und ist rund 1.200 Lichtjahre entfernt, was ungefähr der Entfernung des Orionnebels M 42 entspricht. Es wird außerdem angenommen, dass die weit ausgedehnte Riesensonne bereits einen Begleiter verschlungen hat.

In dem bereits abgestoßenen Hüllenmaterial, das der Kohlenstoffstern durch heftige Sternwinde verloren hat, bilden sich Moleküle und es kann Staub kondensieren. Die neuen interferometrischen Beobachtungen konnten ebenfalls die auf SiC hindeutende Spektrallinie nachweisen, die Astronomen fanden es sogar recht nah am Stern. Demzufolge scheint sich das in Meteoriten enthaltene Siliziumkarbid bereits im Abstand von 40 AE (etwa 8-facher Sternradius) von V Hya zu bilden.

19.07.2012

2012 NJ heißt nun P/2012 NJ (La Sagra)

Bei der vor zwei Tagen vorgestellten Entdeckung eines erdnahen Asteroiden auf ungewöhnlicher Kometenbahn, scheint es sich tatsächlich um einen Schweifstern zu handeln, der nun entsprechend auch die Kennung P/2012 NJ (La Sagra) erhielt. Der Berliner DLR-Forscher Gerhard J. Hahn, Institut für Planetenforschung, entdeckte auf Aufnahmen des 14,5mag hellen Objekts einen 0,5 Bogenminuten langen Schweif.

18.07.2012

8.400 Kilometer große Lavawelt im Löwen

Mit Hilfe des Weltraumsteleskops Spitzer haben Forscher der University of Central Florida (UCF) einen kleinen terrestrischen Planeten um die kühle Sonne Gliese 436 im Sternbild Löwe entdeckt. Mit 33 Lichtjahren Entfernung gehört der Rote Zwergstern noch zur kosmischen Nachbarschaft, außerdem besitzt er nur die 0,4-fache Masse und Größe unseres eigenen Heimatsterns. Seit 2004 ist bekannt, dass der 10,7mag-Stern von einem Exoplaneten mit ungefähr Neptunmasse, es war der erste Transitplanet des sog. Hot Neptune-Typs, umkreist wird.

Die nun entdeckte Welt – vorläufig mit UCF-1.01 bezeichnet – ist deutlich kleiner als der Gasriese. Genau genommen handelt es sich aber noch um einen Exoplaneten-Kandidaten, da z.b. noch nicht seine Masse bekannt ist. Zumindest nach den bisherigen Daten soll der Gesteinsplanet lediglich 8.400 Kilometer groß sein, sein Durchmesser läge also nur bei 2/3 der Größe der Erde. Durch die Nähe zu seiner Heimatsonne, ein Umlauf dauert nur 1,4 Tage (33 Stunden), wird seine zum Stern gerichtete Hemisphäre vermutlich auf über 500 °C aufgeheizt, so dass es sich bei dem kleinen Planeten um eine Lavawelt aus geschmolzenem Gestein handeln soll.

Die beiden Planeten des Sterns Gliese 436

Wie diese Darstellung zeigt, sind aufgrund des geringen Abstandes zwischen Erde und Gliese 436 von dort sogar noch uns bekannte Sternbilder leicht verändert erkennbar und so ist links z.b. der Orion zu sehen.

18.07.2012

Hochaufgelöste Tomografie einer extremen Zwergnova

Mit dem Verfahren der schon seit 25 Jahren in der Astronomie eingesetzten Doppler-Tomografie lassen sich beispielsweise Sonnenflecken, Protuberanzen und Magnetfelder weit entfernter Sterne kartieren. Im Falle von variablen Spektrallinien bei Veränderlichen lässt sich sogar ein zweidimensionales Bild einer Akkretionsscheibe rekonstruieren. Diese Methode hat ein britisches Astronomenteam nun an einer Zwergnova im Sternbild Becher durchgeführt. Das eruptive Sternsystem befindet sich an dieser Position nur 0,5° südwestlich von epsilon Crt, der 10.400 Kelvin heiße Weiße Zwerg soll mindestens 1.100 Lichtjahre entfernt sein und besitzt eine visuelle Helligkeit von normalerweise nur 20,4mag.

Bei einem Zwergnova-Ausbruch im März 2011 stieg seine Helligkeit um sechs Größenklassen auf 14,3mag. Bei der spektroskopischen Untersuchung der H-alpha- und He I-Linie wurden schnelle Variationen erkannt, die auf eine schnelle Umlaufbewegung mit einer Periode von nur 65 Minuten(!) deuteten. Aufgrund dieser extrem kurzen Umlaufzeit von gut einer Stunde erhielt man mit den Beobachtungen ein zeitlich aufgelöstes Gesamtbild des aktiven Zwergnova-Systems. Mit der auswertenden Doppler-Tomografie entstand schließlich eine Darstellung des Doppelsterns mit umgebender Akkretionsscheibe und dem Hot Spot der Nova-Eruption mit nachlaufenden, leuchtenden Gasmassen am Innenrand.

Im Zentrum steht der Weiße Zwerg und das X markiert den Begleiter, der nur 65 Minuten für einen Umlauf braucht. Eine weitere Besonderheit stellt der Begleiter selbst dar, denn aus den Beobachtungen konnte auch auf ein extremes Massenverhältnis von 0,017 geschlossen werden. Bei einer mit 0,83 Sonnenmassen typischen Masse von Weißen Zwergen in diesen sog. kataklysmischen Veränderlichen würde der Partnerstern, von dem das Gas akkretiert wird, nur 14 Jupitermassen betragen. Damit wäre der Begleiter sozusagen ein schrumpfender Brauner Zwerg, der durch die Massenanziehung der kompakten Sternleiche ständig Masse verliert. Wäre der Weiße Zwerg stattdessen 0,6 Sonnenmassen schwer, so würde der Partner mit 10 Jupitermassen schon als Riesenplanet gelten.

18.07.2012


Hier klicken, um neue Beiträge per E-Mail zu erhalten.

Schließe dich 70 Followern an

Werde Fan auf Facebook:

Kontakt und