Hallo liebe Leser von GSA, ich stecke gerade in häuslicher Quarantäne und werde deswegen (versuchen) in nächster Zeit wieder aktiv für GSA zu schreiben. Heute geht es um zwei „kleinere“ Themen der Astronomie der ersten Jahrhunderthälfte des siebzehnten Jahrhunderts. Viel Spaß!
Christoph Scheiner und seine Sonnenflecken
„Christoph“ Christophorus Scheiner wurde am 25. Juli im Jahre 1573 oder 1575 (welches Jahr davon korrekt ist, ist vermutlich verloren gegangen). Er war als Astronom, Physiker, Optiker, Erfinder und Berater ein vielseitig beschäftigter Mensch und war u.a. als Professor in Ingolstadt und Rom tätig. Er gilt als Mitentdecker der Sonnenflecken.
Er besuchte das Jesuitengymnasium ab Mai 1591 bis zum 26.10.1595 in Augsburg und schloss erfolgreich ab. Er machte direkt danach ein Noviziat in Landsberg am Lech, 2 Jahre später genau legte er sein erstes Gelübde ab und studierte ab 1598 an der Universität in Ingolstadt. Allerdings zog er 1601 nach Dillingen um am Ordenskolleg dort vier Jahre lang als Lehrer zu wirken. Noch im selben Jahr, 1605, er hielt er in Dillingen den Titel des Magister artium (Magister der sieben freien Künste, Mathematik eingeschlossen) und wurde kurz später an den Hof von Wilhelm V. nach München geholt, um sein zwei Jahre zuvor erfundenes Schreibinstruments erklären zu lassen. Im Herbst studierte er weiter in Ingolstadt und wurde 1609 Doktor der Theologie und im Frühling wurde er innerhalb eines Monats zweimal kirchlich „befördert“.
Am 15. Oktober 1610 bekam er den Lehrstuhl für Mathematik an der Universität Ingolstadt. Er baute sich drei Jahre später ein Teleskop und nutzte fortan den Turm der Heilig-Kreuz-Kirche in Ingolstadt als Sternwarte. Er interessierte sich hauptsächlich für die Sonne. Er beobachtete mit dem bloßen Auge, aber nur bei Nebel und mit farbigen Gläsern als Filter. Jedoch entwickelte er in der folgenden Zeit verschiedene Helioskope und Projektionsflächen, damit nicht direkt in die Sonne geschaut werden muss. Er als Optiker hat einige Ideen zur Verbesserung der Sonnenobservation gebracht, wie z.B. die Scheiner-Fokus-Scheibe und Christoph Grienberger hat für Scheiner die parallaktische Montierung erfunden, sodass Teleskope nun leichter stehen können.
Scheiner beobachtete also am Vormittag des 21. März 1611 erstmals diese Flecken auf der Sonne sehen und später im Oktober mit seinem Schüler Cysat. Scheiner bemerkte, dass die Flecken nahe dem Sonnenäquator schneller rotieren als in höheren Sonnenbreiten. Zuerst dachte er daran, dass die Flecken nicht zur Sonne gehören, da er der Überzeugung war, dass die Sonne ein „Reinkörper“ war. Er erkannte schnell, dass dem nicht so war. Seine Ordensbrüder rieten zur Vorsicht, denn dass die Sonne keine „Verunreinigung“ haben könne, liege an Aristoteles‘ Ideen und Ansichten und dessen Weiterreichung bis in die frühe Neuzeit. Außerdem würde es wohl ähnliche Anschauungen geben wie zu Kopernikus, Galilei und Kepler. Der Ratsherr Markus Welser führte mit Scheiner einen knappen Schriftwechsel über dieses Phänomen und veröffentlichte seine Briefe am 5. Januar 1612. Welser ließ Galilei und Kepler je ein Exemplar zukommen und Galilei antwortete Anfang Mai bereits ausführlich darüber und berichtet, dass er diese Sonnenflecken bereits auch beobachtete. Galilei hielt sie eher für „Wolken“ und Scheiner aber für Monde.
Scheiner stellte fest, dass die kristallinen Sphären, die Ptolemäus benutzte, um die Himmelsmechanik zu erklären, zu kompliziert und zu unwahrscheinlich waren und nun sich Gedanken über die Weltbilder machte. Er erhielt für seine Schrift über die drei diskutierten Weltbilder (Geozentrisch, tychonisch und heliozentrisch) eine Mahnung Dezember 1614 und publizierte ab da an erstmal nur unkritischere Forschungen, wie z.B. die optischen Effekte des Sonnenauf- und untergangs. Mit einem seiner Schüler publizierte er ein umfassendes Werk zu Sonnenuhren im Jahre 1617.
Scheiner und Galilei geraten später in Konflikt und Scheiner soll zu Ungunsten Galilei beim Prozess über seinem Dialoggewirkt haben, was sich aber nicht beweisen lässt.
Frühe Beobachtungen der Venustransite
Ein Venustransit ist, wenn sich die Venus genau so zwischen die Sonne und die Erde schiebt, sodass sich für uns Beobachtende auf der Erde die Venus einen kleinen Punkt auf der Sonne verdeckt. Auch der Merkur macht Transite, da beide Planeten Merkur und die Venus näher der Sonne sind als die Erde zu ihr.
Die Menschen beobachteten die Transite schon seit den Urzeiten. In diesem Fall jedoch stellte sich der Mond vor die Sonne und verdunkelte sie komplett. Galileo Galilei und andere Astronomen seiner Zeit berechneten anhand der Beobachtungen der Bewegungen der galileïschen Jupitermonde die allgemeinen Planeten- und Mondbewegungen, um auch bessere Vorhersagen machen zu können, wie die Stellung der galileïschen Jupitermonde in z.B. 4 Wochen und 3 Tagen stehen. Johannes Kepler bemerkte bei seinen Rudolfinischen Tafeln, dass die Venus sich vor die Sonne schieben könnte. Daraus leitete er sich ab, dass man bei einem Venustransit feststellen konnte, wie weit die Sonne wirklich entfernt war, denn zu dieser Zeit waren noch alle Berechnungen und Schätzungen zu gering. Seine Methode beinhaltete zwei Beobachter, die zur gleichen Zeit zu zweit von zwei weit entfernten Punkten auf der Erde den Venustransit durch Parallaxe und Länge des Transits, bzw. die Geschwindigkeit der Venus während des Venustransits berechnen.
Der persische Gelehrte und Astronom soll 1032 einen Venustransit beobachtet haben (ohne Fernrohr, natürlich). Kepler sagte mithilfe seiner Tafeln voraus, dass es 1631 einen Venustransit gibt und 1639 nur ganz knapp ein Venustransit verpasst wird. Der freie englische Astronom Jeremiah Horrocks, zu dem wir dann im nächsten Teil kommen, berechnete mithilfe verbesserter Berechnungen, dass der Beinahe-Venustransit für 1639 doch ein voller Venustransit werden sollte. Er bestimmte das Datum des Venustransits für den 04. Dezember 1639 und konnte ihn dann auch beobachten und aufzeichnen. Horrocks berechnete aus seinen Beobachtungen heraus, dass die Sonne etwa 96 Millionen Kilometer von der Erde entfernt sein soll, was immerhin schon etwas mehr als das 12fache der antiken Gelehrten Ptolemäus und Aristarchos ist, aber dennoch 35 % unter dem heutigen äußerst genauen Wert von den durchschnittlichen 149 597 870 700 Meter lag.
130 Jahre später segelte James Cook im Rahmen eine großangelegten weltweiten Kampagne nach Tahiti, um die Entfernung Erde – Sonne mit vielen anderen Astronomen auf der Erde genauer zu bestimmen, was ihm auch gelang (konnte aber keine Angabe zur Schätzung der Sonnenentfernung bei diesem Experiment finden). Juni 2004 und Juni 2012 gab es jeweils einen Venustransit, welcher weltweit von Millionen von Menschen beobachtet werden. Der nächste Venustransit gibt es erst wieder 2117, was leider nicht viele heutige Menschen wahrscheinlich mitverfolgen können. Sie gibt es nur so selten, nämlich vier Stück in 234 Jahre, weil die Inklination der Venusbahn mit 3,394 7° gegenüber der Ekliptik relativ hoch ist.
Heute früh, am 21.10.2020 kurz nach Mitternacht schon, gegen 00:12 MESZ hat die Raumsonde OSIRIS-REx der gleichnamigen 7-jährigen Mission der NASA (Kooperation mit der JAXA wegen ähnlichem Raumfahrtprogramm mit der Hayabusa-2-Mission), gestartet am 09. September 2016 mit einer Atlas V 411, vermutlich 60 Gramm Gestein und 26 cm³ feine Körper von der Oberfläche von Bennu (101955) eingesammelt. Dazu war sie dem Asteroid bis auf wenige Meter nahekommen. Der Greifarm des OSIRIS-REx (TAGSAM = Touch-And-Go Sample Acquisition Mechanism) wird die Aufnahme des Gesteins durchführen.
Bennu ist ein kohlenstoffhaltiger, relativ dunkler Asteroid hat einen Durchmesser von 494 Meter und er könnte mit einer geringen Wahrscheinlichkeit von 0,037 Prozent nach dem Jahre 2135 im 22. Jahrhundert mit der Erde kollidieren. Seine Oberfläche und seine Gestalt gleichen zweier Kegel, die mit ihren Kreisflächen zusammengesteckt wurden. Auf seiner Oberfläche sind lauter Steine, die anscheinend nur auf dem Asteroiden draufliegen. Das zeigt sich in den Bildern.
NASA’s Goddard Space Flight Center, Public domain, via Wikimedia Commons
Bevor OSIRIS-REx Anfang Dezember 2018 bei Bennu ankam, dachte man aufgrund der bisherigen Datenlage, dass die Oberfläche Bennus sandig und relativ “glatt” sei. Als das Gegenteil der Fall war, war klar, dass das OSIRIS-REx-Team improvisieren muss. Das Problem: der “Material-Abgreif-Platz” namens “Nightingale” (deutsch: NAchtigall), der ausgewählt wurde, hat nur 16 Meter im Durchmesser, was viel kleiner als gedacht ist und die Region außen herum beherbergt viele große Felsen. Aus diesem Grund ist die Koordination wichtig. Nein, noch besser, die OSIRIS-REx-Raumsonde muss sich selbst kontrollieren, denn in ca. 334 Mio. km, wie die Small-Body Database der NASA zeigt, kommen Signale von der Sonde erst nach knapp 1 114,77 Sekunden, das sind 18 Minuten und fast 35 Sekunden, an und ein Signal zurück braucht genauso lange.
Der erste Annäherungstest am 14. April 2020, OSIRIS-REx kam hier bis auf 65 Meter etwa runter, bevor sie ihr Triebwerk zündete und den test beendete. Die Technik, welche im GIF sichtbar ist, ist der TAGSAM-Sammelarm. Bildquelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/ commons/9/99/OSIRIS-REx_Checkpoint_Rehearsal.gif; NASA/Goddard/University of Arizona, Public domain, via Wikimedia Commons
Die Methode des Abgreifens von den 60 Gramm Material von Bennu verlief etwa wie folgt: OSIRIS-REx näherte sich zunächst dem Asteroiden in einer elliptischen Bahn für einige Stunden an und ging dann auf 125 Meter herunter und ab da startete OSIRIS-REx den elliptischen Orbit zu verlassen und wie ein Raubvogel auf ihre Beute zu stürzen. Wenige Minuten später passte die Raumsonde noch ihre Flugbahn nach unten der Rotation des Asteroiden an und näherte sich auf bis 5 Meter an, der Punkt, an dem die Sonde selbst entscheidet, sich selbst in Sicherheit zu bringen, falls das Risiko um ihre Sicherheit zu groß würde. Als sie diesen Punkt erreicht hat, erreichte sie für Sekunden mit ihrem Greifarm (TAGSAM) die Oberfläche, den die Sonde bereits um 19:50 MESZ am Vortag (20.10.2020) ausgefahren hatte. Dann ließ sie Stickstoff aus ihrer Patrone ausstoßen, damit Staub und kleine Steine aufgewirbelt werden und so Material von dem Ort der Probe entnommen. Danach zündete sie ihre Triebwerke und kehrte nach einigen Minuten in einen Orbit um Bennu zurück.
Ob tatsächlich Material gesammelt wurde und auch genügend, ist gar nicht so leicht und schnell festzustellen. Alle anderen Events sind aber wie gewollt eingetroffen und das Team war damit erstmal glücklich. Die nächsten Tage soll per Zentripetalkraft – sprich die Sonde wird dafür einen Moment um sich selbst rotieren – rechnerisch ermittelt werden, wieviel Gestein und Material eingesammelt wurde, denn je mehr gesammelt wurde, mit desto mehr Kraft wird das gesammelte Gestein von der Sonde “weggedrückt” werden. Eine erste Bestätigung des erhofften Erfolgs soll bereits heute per Video der Aktion kommen. Ob das Material Einsammeln ein Erfolg war, wird am 30.10 entschieden.
Am 12.01.2021 würde ein neuer Versuch stattfinden um mehr Material zu sammeln, falls OSIRIS-REx noch nicht genug Material gesammelt hat. Fall dem so wäre, würden sie es mit der Region “Osprey” versuchen, diese liegt in einem Krater nahe dem Bennu-Äquator. Am 3. März wird OSIRIS-REx dann den Asteroiden verlassen und am 24. September im Jahr 2023 wird eine Rückkehrkapsel zusammen mit der Probe sehr nahe der Erde gestartet werden und am selben Tag noch in der Wüste von Utah landen. Danach wird OSIRIS-REx in einem Sonnenorbit verbleiben.
OSIRIS-REx hat eine Leermasse von 880 kg, inklusive Treibstoff 2 110 kg, sie besteht auch noch aus zwei Solarpanele, die in der x- und y-Achse geneigt werden können, welche bis zu 3 Kilowatt im Maximum liefern. Die Raumsonde hat auch noch einige Kameras und Spektrometer, welche u.a. im Infrarot- und Ultraviolettbereich, sowie Röntgenbereich Bennu und seine Bestandteile im Spektrum zerlegen. Man erhofft sich von der Erforschung von Bennu weiteres Wissen um die Planetenentstehung vor 4,567 Mrd. Jahren, da Bennu original aus dieser Frühzeit stammt.
Ich für meinen Teil bleibe bei dem Thema weiter dran und freut euch auf wieder mehr in den nächsten Tagen. 🙂
Wahrscheinlich habt ihr schon alle beim Großen Wagen, der selbst nur ein Asterismus im Sternbild des Großen Bärs ist, beim zweiten Stern vom Anfang des Schwanzes ausgehend einen Begleiter in unmittelbarer Umgebung gesehen. Der lichtschwächere Stern Alkor ist tatsächlich etwa 2 Größenklassen dunkler als der größere Stern Mizar. Mizar bildet ein Doppeldoppelsternsystem, also zwei Sternpaare umkreisen sich, jedoch ist Alkor nochmals ein Doppelstern.
*wobei einige ältere Quellen zwischen 0,5 und 1,5 Lichtjahren vermuten und neuere Quellen zwischen 0,17 und 0,55 LJ und die meisten aktuellen und guten Daten um 0,28 LJ liegen.
Die bläulich markierten Felder sind Schätzungen mit Fehlerquoten der Schätzungen von mir, auf Basis von ähnlichen Sternen. Die grünliche Schrift sind eigene Berechnungen aus den anderen gegebenen Daten. Die tatsächliche Datenlage scheint zwar noch ein wenig inkomplett zu sein, zumindest sind die Angaben stimmig.
Mizar
Mizar ist streng genommen laut der WGSN (Working Group on Star Names) der IAU (International Astronomical Union) nur der Name für den visuellen Doppelsternpaar Mizar A. Das zahlenstarke Sternenpaar liegt nur ungefähr 83 bis 86 Lichtjahre weit weg, ermittelt aus seiner Parallaxe von ungefähr 38 Millibogensekunden, also wenn die Erde im Januar zu Juli zweimal die Distanz zur Sonne bei beiden Ständen entfernt ist, „bewegt“ sich Mizar scheinbar circa 38 Millibogensekunden von seiner jeweils anderen Position am Himmel und dadurch leitet sich seine Entfernung ab, wobei die englische Wikipedia von 39,4 Millibogensekunden spricht. Mizar hat eine Helligkeit von 2,05 mag, davon bei Mizar A eine Helligkeit von 2,23 mag und Mizar B eine von 3,88 mag.
Was gibt es noch über Mizar zu sagen? Mizar A hat ein Spektrum von A1Vp und Mizar B ein Spektrum von Am. Das Doppelsternpaar Mizar A ist also im oberen Bereich des A-Typs, wobei noch zwei Klassen über dem A-Typ stehen. Das V bei A1Vp zeigt an, dass es sich um ein Hauptreihenstern handelt, also dass der Stern im ersten Stadium seines Lebens steht und das p nach dem V steht für „chemisch pekuliär“ (d.h. chemisch verschieden). Mizar B hat ein Spektrum von Am und ist somit ein „Am-Stern“ und ebenfalls chemisch pekuliär. Am-Sterne haben eine Klassifikation von meist um die A8V. Mit dem A-Typ als Spektralklasse von Mizar A, was vermutlich nur auf Mizar Aa zutrifft, ist eine Masse von ca. 3 bis 3,5 Sonnenmassen üblich. Die Studie Stellar Astrophysics With A Dispersed Fourier Transform Spectrograph. Ii. Orbits Of Double-Lined Spectroscopic Binaries aus November 1998 von Hummel et al. spricht von einer Maße des Gesamtsystems Mizar A von ca. 4,4 bis 4,5 Sonnenmassen, wobei auf Aa 2,22 Sonnenmassen und auf Ab 2,24 Sonnenmassen fallen, womit beide Systemmitglieder des Mizar-A-Systems ähnlich schwer wären. Sie teilen sich auch andere Eigenschaften. Sie besitzen etwa eine effektive Oberflächentemperatur von ca. 9000 K und einen Radius von 2,4 Sonnenradien, das wären ca. 1,7 Millionen Kilometer. Die Leuchtkraft wird auf 30 bis 45 Sonnenleuchtkräfte geschätzt. Aa und Ab sind maximal nur 9,83 Millibogensekunden oder 54 Millionen Kilometer entfernt. Die beiden brauchen ca. 20,5 Tage, um sich gegenseitig auf einer hochelliptischen zu umkreisen.
Jetzt haben wir schon über Mizar A viel geredet, aber noch nicht so viel über Mizar B. Also nun über Mizar B. Mizar B beschriebt einen Orbit zusammen mit Mizar A, denn sie sind ja zwei Doppelsternpaare. Er kann im Teleskop scharf von Mizar A getrennt werden, denn sie haben einen Abstand von 14,4 Bogensekunden am Nachthimmel. Was nur nach so wenig aussieht, täuscht, denn: Mizar A und B umkreisen sich in einem Abstand von etwa 380 AE! Licht selbst braucht für 380 AE im Vakuum mehr als zwei Tage, deshalb ist auch die Rede analog zum Lichtjahr von „Lichttag“. Selbst die Voyager-1-Raumsonde müsste dafür noch ca. anderthalbmal so weit fliegen. Mizar Ba hat eine Masse von ungefähr 1,8 Sonnenmassen und ist der besagte Am-Stern, denn die noch spezifischere Spektralklasse von kA1hA2mA7IV-V besagt, dass die Kalzium-Linien (k) auf dem Niveau eines A1-Sterns sind, während Wasserstoff „h“ auf dem Niveau von A2 liegt und sonstige Metall-Linien „m“ auf A7. Das IV-V besagt, dass Ba sich zwischen der Hauptsternenreihe und der Unterriesen. Unterriesen bilden den Übergang zwischen der Hauptsternenreihe und den Roten Riesen. Das interpretiere ich mal so, als ob Mizar Ba nicht mehr lange braucht, bis er ein Roter Riese werden wird. Vielleicht sind es noch 5 Millionen Jahre, oder auch noch 50 Millionen. Ba hat eine Effektive Oberflächentemperatur von ungefähr 8 425 Kelvin, was etwa einem hellen Blau entspricht.
Über Bb weiß man fast gar nichts, das Licht von Ba überstrahlt jenes von Bb. Dennoch brauchen sie fast ein halbes Jahr, da sie 29,849 mas, also knapp 30 Millibogensekunden oder eine halbe Bogensekunde auseinanderstehen. Bb soll eine Masse von 0,25 bis 0,65 Sonnenmassen besitzen und wäre damit ein Roter Zwerg.
Alkor ist der schwächere optische „Begleiter“ von Mizar und ist schon mit dem bloßen Auge von Mizar zu trennen. Er ist ebenfalls ein Doppelsternsystem, welches aus Alkor A und Alkor B besteht. Alkor A ist ein Stern der Spektralklasse A5Vn. Das n hinten dran bedeutet, dass die Spektrallinien des Sterns diffus sind. So hat Alkor A eine Masse von ungefähr 1,84 Sonnenmassen, eine Leuchtkraft von etwa 13 bis 14 Sonnenleuchtkräften mit einer Effektiven Oberflächentemperatur von 8 030 Kelvin. Das Sternsystem von Alkor liegt etwa 81,7 Lichtjahre weit weg und die Entfernung konnte auf 0,266 Lichtjahren genau bestimmt werden. Also ein Stern ähnlich Mizar Ba, ohne besondere Spektrallinien. Alkor hat eine Helligkeit von 4,01 mag, sein Begleiter Alkor B eine Helligkeit von 8,8.
Alkor B ist fast noch interessanter, Alkor B ist ein Roter Zwerg der Spektralklasse von M3 und wurde tatsächlich erst 2009 entdeckt und 2010 veröffentlicht, da dieser Rote Zwerg nur eine Magnitude von 8,8 hat und sogar noch eng an Alkor A gebunden ist. Ursprünglich ging von Alkor eine Röntgenstrahlung von ungefähr 2 × 1021 Joule abging, was eigentlich kaum sein kann, da A-Sterne in der Regel keine Röntgenstrahlung abstrahlen dürften. Alkor B dürfte etwa ein Viertel der Masse der Sonne aufweisen.
Mögliche Verbindung zwischen Mizar und Alkor
Mizar und Alkor gehören zu der Ursa-Major-Sternenassoziation, es ist eine Bewegungsgruppe von Sternen im Großen Bär, in der unter anderem die Sterne des Großen Wagens außer Alkaid und Dubhe dazugehören, aber auch andere Prominente Sterne wie Adhafera im Sternbild des Löwen und Kapella, der Hauptstern in Auriga. Äußerst viele Sterne dürften sich aufgrund der Menge der Ablagerungen schwerere Elemente nach Helium vor ungefähr 300 Millionen Jahren gebildet haben. Die Sterne der Gruppe haben Entfernungen von ca. 75 bis 85 Lichtjahre und sind damit die nahestehendste Sternbewegungsassoziation. Der „Bewegungshaufen“ bewegt sich durchschnittlich mit 14 km/s in Richtung Sternbild Schütze (von den Himmelskoordinaten her) und relativ zur Sonne etwa 29 km/s. Der Strom war einmal ein Offener Sternhaufen, ist aber in den letzten 50 Millionen Jahren auseinandergedriftet. Also ein sehr offener Offener Sternhaufen, he he.
Der Asterismus “Großer Wagen” im Sternbild Großer Bär, Ursa Majoris, Bild aus SpaceEngine. Der Zweite von links ist Mizar mit dem “Reitersternlein” Alkor.
Da Mizar und Alkor nicht nur in einer Bewegungsassoziation sind, sondern auch sehr nah zueinander, der Abstand handelt sich um 0,36 ± 0,19 Lichtjahre, die Unsicherheit dahinter ist groß, weil die genaue Entfernung nicht bekannt ist, da die Unsicherheit hierüber auch ein paar Lichtjahre betrifft, wird darüber nachgedacht, ob Alkor und Mizar möglicherweise gravitativ gekoppelt sind, ähnlich wie Alpha Centauri und Proxima. Die Sachlage ist dahingehend ungewiss, es gibt einige Hinweise, jedoch ist man sich an dem Punkt nicht sicher, ob sie tatsächlich was zu tun haben, auch wäre die gemeinsame Umlaufgeschwindigkeit sehr winzig, um entdeckt zu werden. Meine eigene Meinung ist, dass nur einigermaßen wahrscheinlich ist, dass sie gravitativ gebunden sind, da die beiden Sterne keine zu ähnliche eigene Bewegung haben, wie oben in der Tabelle gezeigt.
Der andere Stern
Im Mizar–Alkor-Gespann gibt es allerdings noch einen weiteren Stern. Er heißt inoffiziell „Sidus Ludoviciana“, was in Latein so viel heißt, wie „Ludolfs Stern“, welcher der Landgraf Louis VIII. von Hessen-Darmstadt war und vom deutschen Astronom Johann Georg Liebknecht am 02. Dezember 1722 „wieder“entdeckt und so benannt wurde, denn zuvor hatte Benedetto Castelli im Jahr 1616 einen Stern auf derselben Position beobachtet. Sidus Ludoviciana hat eine Helligkeit von 7,58 mag und ist ein Roter Riese (aber in weißblau) mit dem Spektrum A8III.
Tatsächlich ist dieser Stern kein Stern der Bewegungsassoziation und gar nicht mal in der Nähe, sondern einige Male weiter weg als Mizar und Alkor zu uns. Die genaue Entfernung beträgt laut der SIMBAD ziemlich genau 300 Lichtjahre (300,4 ± 0,8 LJ)
Am 14.09.2020 gegen 16 Uhr, genaue Uhrzeit weiß ich nicht mehr, schrieb ich als Kurznews in die Seitenleiste von GSA:
Neueste Entwicklungen in der Astronomie zeigen, dass es große Mengen an Phosphane in der Venusatmosphäre gibt, das hat man durch spektrografische Analysen herausgefunden. Jetzt ist es so, dass es nicht viele Wege gibt, wie das Phosphan entstehen können. Das einfachste Molekül (Monophosphan) aus der Reihe der Phosphane ist eine Verbindung aus 3 Wasserstoffatomen und einem Phosphoratom und kann im Grunde nur biologisch oder im Labor entstehen. Die Zeichen auf Leben in der Venusatmosphäre waren schon gegeben. Während es auf der Oberfläche der Venus um die 450 °C bei ca. 91,5 Bar herrschen, gibt es in 40 bis 50 km Höhe angenehmere Werte. Die darüberliegenden Wolkenschichten schützen diesen Bereich vor harter UV-Strahlung und immer wieder auftauchende Verfärbungen der dichten Wolkenschicht zu sehen. Die russischen Venera-Raumsonden versuchten in den 70ern und frühe 80er die Venus zu erreichen, jedoch ohne großen Erfolg. Den gewaltigen Druck, Hitze und auch Schwefelsäure in der Venusluft hielten sie nicht lange aus. Über dieses Thema gibt es von der Royal Astronomical Society um 17:00 am 14.09 eine Pressekonferenz (und mit deutschsprachigen Kommentaren hier) und es folgt auch noch ein Beitrag auf GSA.
Genau! Und die Royal Astronomical Society (RAS) hat gemäß der Ankündigung ihre Pressekonferenz gegeben. Bereits einige Stunden vorher wurde von Presseleuten, die nicht unter einem „Embargo“ bis zur Pressekonferenz standen, „geleakt“. Einige Informationen mussten dann doch wieder gelöscht werden und so konnte eine zusätzliche Aufgeregtheit verbreitet werden. In der deutschen Astronomie-Szene auf YouTube haben dazu viele YouTube-Kanäle darauf aufmerksam gemacht und die Pressekonferenz, die ebenfalls auf YouTube veröffentlicht wurde, aber fand in einer Schaltung von dem mittlerweile gut bekannten Anbieter „Zoom“ statt. Was gibt es also über diese Ereignisse zu berichten?
Bevor wir die Pressekonferenz genau analysieren, werfen wir einen kurzen Blick auf die Zusammenfassung der in Nature Astronomy veröffentlichten Studie über dieses brisante Thema.
Measurements of trace gases in planetary atmospheres help us explore chemical conditions different to those on Earth. Our nearest neighbour, Venus, has cloud decks that are temperate but hyperacidic. Here we report the apparent presence of phosphine (PH3) gas in Venus’s atmosphere, where any phosphorus should be in oxidized forms. Single-line millimetre-waveband spectral detections (quality up to ~15σ) from the JCMT and ALMA telescopes have no other plausible identification. Atmospheric PH3 at ~20 ppb abundance is inferred. The presence of PH3 is unexplained after exhaustive study of steady-state chemistry and photochemical pathways, with no currently known abiotic production routes in Venus’s atmosphere, clouds, surface and subsurface, or from lightning, volcanic or meteoritic delivery. PH3 could originate from unknown photochemistry or geochemistry, or, by analogy with biological production of PH3 on Earth, from the presence of life. Other PH3 spectral features should be sought, while in situ cloud and surface sampling could examine sources of this gas.
Messungen von Spurengasen in Planetenatmosphären helfen uns, andere chemische Bedingungen als auf der Erde zu untersuchen. Unser nächster Nachbar, Venus, hat Wolkendecks, die gemäßigt, aber hyperazid sind. Hier berichten wir über das offensichtliche Vorhandensein von Phosphingas (PH3) in der Venusatmosphäre, wo Phosphor in oxidierter Form vorliegen sollte. Einzeilige Millimeterwellenband-Spektraldetektionen (Qualität bis zu ~ 15σ) (Anm. von mir: 15 Sigma ist eine äußerst hohe Wahrscheinlichkeit) von JCMT- und ALMA-Teleskopen haben keine andere plausible Identifizierung. Atmosphärisches PH3 bei einer Häufigkeit von ~ 20 ppb wird abgeleitet. Das Vorhandensein von PH3 ist nach eingehender Untersuchung der Steady-State-Chemie und der photochemischen Pfade ungeklärt. Derzeit sind keine abiotischen Produktionswege in der Atmosphäre, den Wolken, der Oberfläche und dem Untergrund der Venus oder durch Blitz-, Vulkan- oder Meteoritenabgabe bekannt. PH3 könnte aus unbekannter Photochemie oder Geochemie oder in Analogie zur biologischen Produktion von PH3 auf der Erde aus dem Vorhandensein von Leben stammen. Andere spektrale PH3-Merkmale sollten gesucht werden, während in situ Wolken- und Oberflächenproben die Quellen dieses Gases untersuchen könnten.
Philip Diamond, der Direktor der RAS, beginnt mit einer knappen Begrüßung und Einleitung (z.B., dass sie 4 000 Astrophysiker und Geophysiker in der ganzen Welt beherbergen und betont die Internationalität der Organisation) und stellt die Teilnehmer der Videokonferenz vor. Da gäbe es die Prof. Jane Greaves von der Cardiff University, außerdem noch Cesaro Seeger und Dr. William Baines der MIT (Massachusetts Institute of Technology). Die Veröffentlichung der Studie hat insgesamt auch 19 Autoren von z.B. der East Asian Observatory, Cambridge Imperial College, The Open University, Royal Observatory Greenwich, vom ALMA in der chilenischen Wüste und der Kyoto Sango University. Abschließend stellt er den knappen Aufbau der Videokonferenz: es gibt kleine Präsentationen von den Teilnehmern der Pressekonferenz und hinterher die Pressefragen aus der Zoom-Schaltung.
Als die Jane Greaves beginnt ihre kleine Präsentation zu beginnen, haben sie ihre Studie in Nature Astronomy veröffentlicht. Sie fängt an von ihrer Beobachtung zu sprechen. Sie hätten Phosphan in der Venusatmosphäre entdeckt. Sie erklärt, dass die Aufregung der Wissenschaft daherkomme, dass Phosphan auf der Erde von Kleinstlebewesen ausgeschieden werde, welche in Sauerstoffatmosphären leben und dass man das auf die Wolken der Venus übertragen könne. Die Oberfläche der Venus wäre in Vergangenheit kühler als die heute sehr heiße Venus und dass dann daher möglicherweise die theoretischen Lebensformen herkämen. Allerdings wären die Lebensbedingungen heute in der Atmosphäre der Venus auf der Höhe von 40 bis 50 Kilometer wegen starkem währendem Wind und hochsauren Wolken ebenfalls unfreundlich, abgesehen davon, dass die Temperaturen von ungefähr 30 Grad Celsius dann doch erdähnlich seien.
Sie hätte bereits 2016 ihr Projekt gestartet in den Wolken der Venusatmosphäre nach Phosphan als Lebensanzeichen zu suchen. Sie habe es mit dem James Clerk Maxwell Teleskop der East Asia Observatory in Hawai’i versucht, welche gewisse Verbindungen zu der RAS habe. Gleichwohl mit dem ALMA (Atacama Large Millimeter/Submilimeter Array) in Chile.
Okay, was heißt das? Nun, die Venus sei eine natürliche Radioquelle und die Gruppe hätte nach Radiosignale um die 1,123-Millimeterwellenlänge geschaut und kämen wohl von der mittleren Wolkenschicht. Das Phosphan könne jetzt die Radiowellen zum Teil absorbieren, sodass man im Spektrum Einschneidungen sehe. Die Absorption passiere bei einer sehr einzigartigen Wellenlänge und es hätte mit der Quantenrotation des Moleküls zu tun. Diese Berechnungen, wieviel an Phosphan es in der Venusatmosphäre, gemessen durch den Einschnitt des Phosphans in das empfangene Spektrum, gibt, habe Hideo Sagawa von der Kyoto Sangio University getätigt. Die Daten des Radioteleskopverbunds ALMA hätten dann nochmal die Existenz des Phosphans im Spektrum der Venus mit Zufriedenheit, allerdings auch unerwartet bestätigt. Hideos Model ergab eine Ansammlung von Phosphan-Molekülen in der Venusatmosphäre von ungefähr 20 ppb (parts per billion/Teile je Milliarden).
Einige Sekunden später bestätigt sie, dass diese Radiowellen von der Wellenlänge um den Einschnitt verursacht vom Phosphan aus der moderaten Zone der Venusatmosphäre komme. In dieser Zone (ca. 50 bis 60 km Höhe) ist der Druck bei etwa 1 Bar und etwas niedriger und bei ca. 20 bis 60 °C, also ziemlich lebensfreundlich, wenn da nicht die Schwefelsäure in den Wolken der Venus gäbe. Falls es dort tatsächlich Lebensformen gäbe, die das Phosphan produzierten, dann trieben sie sich in den „Hadley-Zellen“ herum, es sind großräumige Wettersituationen und in der Höhe, von der das Phosphan komme, würde es in einer dieser Hadley-Zellen sich bewegen. Die Hadley-Zellen wälzen die (Venus-)Luftmassen in der mittleren Schicht um und lassen die Luft zu den Polen treiben und wegen der dort kühleren Bedingungen abfallen und wieder zum Äquator wandern. Jetzt teilte sie mit, dass ihre Gruppe nur in der Nordhalbkugel der Venus Spuren von Phosphan entdeckt hätte. Paul Rimmer von der Cambrigde University soll versucht haben mit einer Computersimulation der „Chemie“ der Venusatmosphäre den Ursprung des Phosphans zu ergründen. Mit Lebensformen, die nur ein Zehntel der Effizienz der irdischen Organismen aufweisen, könnte es dort Lebens geben. Dann wurde sie nochmal vorsichtig und sagte, dass sie vorsichtig seien, diese Entdeckung als den Beweis für Leben in der Venusatmosphäre anzuführen. Um zu zeigen, wie man theoretisch Phosphan sonst erklären könnte, gibt sie an Dr. William Bains weiter.
Er macht gleich weiter mit ein paar technischen Schwierigkeiten und erzählt, dass sie ein paar Jahre an einer Datenbank an möglichen chemischen Reaktionen in der Atmosphäre der Venus gearbeitet hätten. Er stellt ein Diagramm vor über den schematischen Aufbau der Venusatmosphäre und ein Model für die chemischen Vorgänge für die verschiedenen Atmosphärenschichten. Er erklärt einen möglichen Erklärungsansatz, dass Phosphan dort über einen ähnlichen Zyklus entsteht, wie die harte UV-Strahlung der Sonne aus Luftsauerstoffmolekülen Ozon entstehen lässt und so diese „freie Radikale“ entstehen lasse. Er zerschlägt dies jedoch und sagt, dass dieser Prozess zu wenig Phosphan hervorbringen könne. Er geht weiter zu spontanen Reaktionen und sagt, dass sie für diese Angelegenheiten zur Thermodynamik gehe und für jede mögliche Reaktion thermodynamische Berechnung laufen ließe. Sie hätten über 70 Reaktionen überprüft und dies alles könne nicht den einigermaßen hohen Phosphan-Gehalt von 20 ppb verursachen. Die dritte Überlegung war, dass die Steine und Felsen unter der Venusatmosphäre soviel Phosphan produzieren könne. Dazu benützten sie wieder die thermodynamischen Berechnungen und die Antwort viel wieder viel zu gering aus. Die Felsen und Vulkane und alles unter dem Boden könne so nach den Forschern auch nicht genügend Phosphan produzieren. Danach hätten sie mit weniger konventionellen Ideen versucht, inklusive Gewitter, Meteoriten und so weiter, doch auch dies könne die 20 ppb Phosphan nicht erzeugen. Aus diesem Grund hätten sie nur 2 mögliche Ideen für weitergehende Untersuchung dahingehend. Zum einen könnte es dort – in den Venuswolken, im Venusboden, in der Atmosphäre, egal wo – noch unbekannte chemische Vorgänge stattfinden, oder welche, die sie nicht bedachten, oder zum anderen die Existenz von Leben.
Daraufhin hätten sie erste Rechnungen für jene Kleinstlebewesen durchgeführt. Natürlich vorausgesetzt, dort gibt es Leben, welches biochemisch mit den irdischen Lebensformen kompatibel ist. Jedoch wären die Lebensbedingungen in den Wolken der Venus soweit ungemütlich, weil die Wolken dort aus mehr als 80 % aus Schwefelsäure bestünden. Schwefelsäure sei sehr aggressiv gegen viele Materialien, so etwa tausendmal saurer als Batteriesäure. Unter diesen Umständen haben sie sich viele Gedanken zu möglichen Leben gemacht. Er moderiert ab und gibt an Prof. Sarah Seeger weiter.
Prof. Sarah Seeger fängt gleich damit an, dass sie nicht behaupten, dass es in der Venusatmosphäre gäbe, dass sie allerdings mithilfe ihrer Daten mit großer Sicherheit sagen können, dass auf der Venus Monophosphan gäbe und die Herkunft noch unklar sei. Sie wiederholt, was schon William Bains zuvor gesagt hat, dass die bisherigen Erklärungen die große Anzahl an Monophosphan-Partikeln in der Venusatmosphäre nicht ausreichend erklären könne. Phosphan sei auf der Erde eigentlich nur von anaeroben Bakterien und von Menschen bekannt. Auch hätten Jupiter und Saturn in ihren Atmosphären viel Phosphan, doch dort sei die Temperatur und der Druck, wie das Phosphan dort hätte entstehen können. Außerdem sei dort auch genug Wasserstoff dafür. Sie meint, dass ihr Team die Entdeckung des Phosphans in der Venusatmosphäre auch durch einen Einbruch im Infrarotbereich mithilfe von Spektroskopen auf der Erde bestätigen wolle. Sie erwähnt, dass schon einige Menschen vor tatsächlich bereits 50 Jahren wie Carl Sagan Lebens in der Venusatmosphäre vermutet haben wollen und sie spekuliert, dass mögliches Lebens in der Zeit, als die Ozeane von der Venus vor einigen Milliarden Jahren ins Weltraum entwichen sind, teilweise in die Wolkenschicht der Venus geraten sind und einige andere Lebewesen an der Oberfläche wegen der Hitze sich aufgelöst haben.
Danach zeigte sie wieder das Diagramm, welches schon William Bains gezeigt hat. Es stellt die Zonen in der Atmosphäre dar und wie Lebewesen mit dem Klimasystem der Temperatur-moderaten Wolkenschicht mitzirkulierten, also die Zone, aus der die Informationen wegen dem Phosphan kämen. Sie vermutet, dass eventuelle Lebensformen sich in den Wolken in den Tröpfchen ansammelten und wenn mit der Zeit in einigen Monaten die Tröpfchen schwerer werden, dass ein Teil der Tropfen abdampfe und die Tröpfchen wieder langsam nach oben gelänge und wieder in Tröpfchen gelangen würden.
Sie holt aus und erzählt zum Beispiel, dass fast jedes Sternsystem einen Planeten hätte und wie neue Generationen von Astronomen mit neuen Teleskope nach Lebenszeichen auf Exoplaneten suchen würden. Venus würde auf der Liste von astrobiologischem Interesse, in der sich neben der Erde der Mars, Jupiters Eismond Europa, Saturns Mond Titan und Saturns Eismond Europa befänden, deutlich nach oben steigen. Das Forscherteam hoffe nun auf mehr Motivation für zukünftige Venus-Raumfahrtmissionen, damit sie nach mehr und besseren Lebenszeichen oder sogar Leben selbst auf und in der Venus suchen.
Die Pressekonferenz geht nun über zu einer Art digitalen Fragerunde für Journalisten. Zuerst fragt Chris Linton William Bains nach genaueren Informationen über seine Erkenntnisse, dass das Phosphan auf jeden Fall nicht ausschließlich von herkömmlichen „natürlichen“ Prozessen kommen könne. Er erklärt, dass mögliche Reaktionen mit Säuren aus Phosphor und derartige Verbindungen nur 44 Milligramm Phosphor in der ganzen Venusatmosphäre erklären würden.
Ein nächster Fragesteller, dessen Name ich nicht wirklich verstanden habe, fragt, wie dieses Forscherteam zusammenkam und die Frage wurde von Prof. Sara Seeger damit beantwortet, dass William Baines und Prof. Jane Greaves schon einander etwas kennen, geschuldet zur Affinität zu Phosphan und sie hätten sich bereits 2015 gefragt, wie Phosphan mit Leben zusammenhängen könnte.
Kimberley Cartier fragt, wie lange Phosphan in der Atmosphäre der Venus, besonders bei der Höhe und in dieser Wolkenschicht sich hebt und ob es ständig oder sporadisch produziert wird. Dr. William Bains merkt an, dass dies eine wirklich tolle Frage sei und erklärt, dass in der obersten Wolkenschicht oder auf der Wolkenschicht Phosphan sich nur um die Dutzend Minuten hält, diese Details allerdings nur ungenau bekannt sind, weil noch einiges Wissen aber die Physik hinter der Venusatmosphäre unbekannt sei. Allerdings weiter tiefer in der Wolkenschicht halte sich das Phosphan „sehr lange“. Der zweite Teil der Frage ließe sich weniger gut antworten, weil es schwierig herauszufinden ist. Nach seinen Angaben würde es nicht in kurzen Schüben produziert, aber wahrscheinlicher in zum Beispiel einem Zyklus von einer Stunde, aber das sehr ungewiss sei. Prof. Jane Greaves fügt hinzu, dass die Rotation der Venusatmosphäre selbst etwa vier Tage daure und so eventuelle lokale Venusbakterienkolonien schnell verstreue.
Die nächste Frage von Matt Kaplan, welche der Host des Radios der „Planetary Society“ sei, ist, wie das Team um Prof. Jane Greaves sich eine neue Venusraumfahrtmission vorstelle. Prof. Sara Seager meinte, dass es im Moment einen aktiven japanischen Orbiter um Venus gäbe und Indien und die ESA Venusmissionen geplant haben und dass sie hoffen, dass private Raumfahrtorganisationen diese Ideen ebenso aufnehmen würden und dass dann vielleicht ein sogenannter Massenspektrometer nach schwereren Molekülen suchen würde. Matt Kaplan fragte dann noch, ob sie sich eine Ballonflug-Mission für die Venus vorstellen und wünschen würden. Prof. Sara Seager denkt, dass ein Ballon die beste Idee wäre und er in diesen Höhen mit einer Masse von vielleicht einem Menschenkind selbst einige Jahre in der Venusatmosphäre bleiben könnte und wertvolle Daten liefern würde, sowie bereits die sowjetischen Vega-Ballons von 1984, welche bereits eine breite internationale Kooperation hatte, die ähnliche Flüge in Vergangenheit gemacht haben.
Die Frage des nächsten Fragestellers Clive Cookson ging um die Rate der Phosphanproduktion, wenn es sich hier tatsächlich um Organismen handelt. Sie wurde beantwortet damit, dass entweder die Effizienz der Organismen dort ist nur bei 10 % oder dass es dort nicht viele Organismen gibt, aber dennoch einiges an Phosphan produzieren. Auch an dieser Stelle können sie nicht viel genaues sagen und Prof. Bains verweist wieder auf viele Unbekannte in der Venusatmosphäre hin.
Ethan Siegel fragt, ob sie sich sicher sein können, dass das Monophosphan doch nicht irgendwie abiotisch, also nicht im Sinne von Kleinstlebewesen, erklärt werden können und ob das Phosphan nicht irgendwie wie in den dichten Atmosphären des Jupiters und Saturns entstehen könne, die ja ohnehin schon Gasplaneten sind. Er leitet seine Frage mit einigem Einleiten und Wiederholen des Gesagten ein und bekommt öfters ein Nicken der Wissenschaftler. Prof. Sara Seeger bestätigt nochmal, dass die Venus wirklich nicht gut mit Jupiter und Saturn vergleichbar sei, da die Mengen an Gas und der Druck und die Temperatur in den Tiefen des Jupiters und Saturns und die großen Mengen an Wasserstoff die Produktion des Phosphans in den Gasplaneten verglichen mit der Venus zufriedenstellend erklärt werden könne. Sie will aber eine Ähnlichkeit in der Produktion mit den beiden Gasriesen nicht ausschließen und wiederholt, dass mehr Gewissheit eine Raumfahrtmission bringe, damit man vor Ort die Sachlage genau untersuchen kann. Dr. William Bains bestätigt das Gesagte der Prof. Sara Seager und betont wiederholt, dass Kleinstlebewesen nur einer der Möglichkeiten seien. Er findet die Frage von Ethan Siegel sehr berechtigt und wiederholt, dass für die Jupiter-Phosphan-Prozesse ein Druck von Hunderten an Atmosphären (=Hunderte Bar) und dann noch viel oder fast alles mit Wasserstoff für dasselbe Prinzip notwendig seien, erwähnt aber, dass die Venusatmosphäre nur eine vernachlässigbare Menge an Wasserstoff aufweise. Für jede nur erdenkliche Art von Mechanismus für die Menge an Phosphan hätten sie zu vielen anderen Experten gesprochen und sie hätten äußerst viele Möglichkeiten mit ihren thermodynamischen Berechnungen überprüft.
Nikolai Garonny, ein Wissenschaftsjournalist von BBC in Russland fragt, ob die Wissenschaftler mit Roskosmos und ihrer aktuellen Venusmission „Venera D“ Kontakt haben, da sehr viele Daten von der Venusatmosphäre von dem u.a. Ballonflug-Teil der Vega-Sowjetmission zur Venus 1985 gesammelt wurden. Dies verneint die Prof. Jane Greaves und meint, dass alles so schnell ging, mit den Berechnungen, dass man daran nicht wirklich nachgedacht hätte.
Der freiberufliche Rick Lovett schreibt für das australische Cosmos-Magazin und sagt, dass viele Fragen für ihn beantwortet wurden, aber wie die irdischen Lebensformen Phosphan produzieren. Seine Frage wurde von Prof. Sara Seager wieder mit einem „wir wissen es ehrlich gesagt noch nicht genau“ beantwortet. Also sie scheinen zwar überzeugt zu sein, dass sie auch Phosphan produzierten, aber nicht genau über welche biochemischen Reaktionen, aber dass sie hoffen, dass sie damit andere Wissenschaftler dazu motivieren, in diese Richtung zu forschen.
Jemand, der nur als „Christian“ erwähnt wird, fragt was für andere Arten das Forscherteam von Bestätigungen der Sache des Phosphans in der Venusatmosphäre gerne sehen würden. Das Team hofft so zum Beispiel auf noch weitere Biomarker um die Theorie um anaeroben Organismen zu erhärten.
Ein anderer Fragesteller, dessen Name offenbar nicht genannt wurde, wollte wissen, wie der Prozess von 2016 bis zu dem Zeitpunkt der Pressekonferenz am 14.09.2020 aussah und ob sie wüssten, dass Peter Beck, der CEO von Rocket Lab eine Raumfahrtmission zur Venus plant. Prof. Jane Greaves kam mit der Idee, weil sie eine Astrobiologin und eine Milimeterwellen-Astronomin ist. Im Januar 2016 kam sie mit der Idee, die ihr aufgesprungen ist und sie brauchte nach eigenen Angaben viel Zeit, um Teleskope für Observation zu bekommen. Sie hat dann im Juni 2017 Zeit vom JCMT-Observatorium bekommen und viel Hilfe von deren Leitung, welche sogar in einer Liste am Ende des Papers stehen. Sie hätten angeblich auch 18 Monate gebraucht, um sich selbst zu überzeugen, dass es da ein Signal gab. Damit seien sie dann zu ALMA gegangen, welches ihnen dann speziell Beobachtungszeit dafür gab, was allerdings riskant war, denn sie mussten es in wenigen Wochen schaffen und zwischendrin gab es auch noch schlechtes Wetter, welches die Beobachtungen verhinderte und dann war bereits März 2019. In der Zeit danach haben sie überwiegend ihre Berechnungen getan. Prof. Sara Seager sprach, dass sie zwei Jahre bereits zusammen mit Dr. William Bains und ein paar anderen bei den Berechnungen geholfen haben und ihre Expertise mitbrachten und dass es letztendlich zu deren Erfolg geführt hat.
Die Fragerunde und somit die Pressekonferenz neigt sich dem Ende zu und die nächste Fragestellerin namens Jennifer Millard, welche unter anderem zu einem astronomischen Podcast gehört, fragt aufgeregt darüber, woher die Venus als „natürliche Radioquelle“ ihre Radiostrahlung her hat und ob es von diesem theoretisch möglichem Leben eine Verbindung zum Leben auf der Erde gibt und wäre sich bewusst, dass diese Frage natürlich höchst spekulativ sei. Prof. Jane Greaves beantwortet die Frage damit, dass es eine Mischung aus vielen verschiedenen Emissionen aus der Venusatmosphäre sei, so macht z.B. das Kohlenstoffdioxid den Großteil des Spektrums aus, mit seinen typischen Linien. Prof. Sara Seager fügt noch hinzu, dass die Sonne in die Venusatmosphäre scheint und auch ein Teil der inneren Energie aus dem Kern der Venus auf die Venusatmosphäre fällt und dort in dieses Spektrum „uminterpretiert“ wird, welches in den Radiowellen auf die Teleskope der Erde fällt. Zur zweiten Frage vermuten Prof. Sara Seager und Dr. William Bains hinter dem Leben in den Wolken der Venus eine möglicherweise ganz neue Lebensform, welche im Grundsatz zu den Lebensformen der Erde unterschiedlich sind. Aber sie schließen auch die Möglichkeit nicht aus, dass die Lebensformen in einer Weise Kontakt mit der Erde hatten und meinen dasselbe für den Mars.
Prof. Sara Seager will an der Stelle noch hinzufügen, dass zum einen Biosagnaturen tatsächlich auch u.a. Methan, Lachgas, Ammoniak, Methylchlorid, allerdings seien diese Gase schwieriger in der Venusatmosphäre auszumachen, weil sie theoretisch zusammen verwickelt sein können oder dass Kohlenstoffdioxid ihre Spektren blockiert, oder zur rar in der Atmosphäre verstreut sind. Ein Gerät nahe der Venus könnte jedoch die Signale verstärken. Sie erzählt dann über Rocket Labs neuste Ideen, sie würden ein Gerät mit nur 15 Kilogramm und davon nur 3 Kilogramm für eine Art von Nutzlast zur Venus schicken, da ihre Raketen ja wirklich nur Kleinraketen sind.
Sie haben nur noch zwei Minuten Zeit und könnten eine weitere Frage beantworten. Als letzte kommt somit Pamela Gay von Daily Space des Planetary Science Institute fragt, ob es Unterschiede von der Nachtseite der Venus und der Tagseite der Venus im Bezug zur Entdeckung gibt. Prof. Jane Greaves denkt, dass es in der Tat einen natürlichen Unterschied gibt, besonders im Infrarotbereich, aber weniger im Radiobereich des Spektrums.
Nun kommt schon die Abmoderation und der Hinweis, wo mehr Informationen gefunden werden kann, z.B. gibt es Erklärvideos auf der Webseite der Royal Astronomical Society und auch die ESO hat einiges an Material. Eine Fragerunde auf Twitter wurde ein Tag später abgehalten und ein „Ask Me Anything“ (zu Deutsch: Frag mich alles) auf Reddit zwei Tage später.
Neue Simulationen zeigen, dass es wahrscheinlich einen großen Halo oder eine Corona um die Magellanschen Wolken geben dürfte. Das war bereits vorher vermutet, doch jetzt gibt es mit dieser Simulation ein Modell, welches die Entstehung und beginnende Einverleibung der Magellanschen Wolken schlüssiger erklärt als zuvor. Die Magellanschen Wolken sind die größten Satellitengalaxien der Milchstraße und sind beide (Große Magellansche Wolke (GMW), Kleine Magellansche Wolke (KMW)) nur von der Südhalbkugel der Erde zu sehen.
Der bereits bekannte Magellan-Strom ist ein Strom aus heißem Gas und Staub, welches die Magellanschen Wolken mit der Milchstraße verbindet. Dieser Strom kann nicht gesehen werden, da die größtenteils ionisierten Filamente nur als u.a. eine Radioquelle sichtbar ist. Jedoch ist jetzt neu, dass die Magellanschen Wolken offenbar zum ersten Mal die Milchstraße kreuzen und dass dabei Gas abgezogen wird.
Jetzt hatte man lange Zeit vermutet, dass Gezeitenkräfte und Staudruck (engl.: ram pressure) den Gasstrom verursachen, in dem sie grob das Gas einfach von den Zwerggalaxien einsaugen. Laut Simulationen dürfte sich nur ein Zehntel der Masse des Magellanschen Stroms bei einer Begegnung der Milchstraße mit den Magellanschen Wolken damit erklären. Die Astrophysiker um Scott Lucchini der University of Wisconsin bringen nun den Ansatz, dass sich u.a. auch wegen anderer kleinerer Zwerggalaxien nahe der Magellanschen Wolken, präzisere Massebestimmungen der GMW, Detektion von hochionisiertem Gas und andere kosmologische Simulationen ein Halo um die GMW mit einer durchschnittlichen Temperatur der sehr dünn verteilten Teilchen von rund 500 000 Kelvin.
In deren hydrodynamischen Simulationen können sie den Magellanschen Strom und ihren führenden „Arm“ zur Milchstraße recht gut reproduzieren. Sie erklären die Form durch räumliche Ausdehnung Radialgeschwindigkeitsgradienten und die Masse des ionisierten Gases aus dem Strom. Auf so ein Halo um die GMW gab es schon früher Hinweise. Der Halo dürfte eine Masse von 3 Milliarden Sonnenmassen einst gehabt haben und bereits über den Strom etwa ein Viertel dieser Masse langsam an die Milchstraße abgegeben haben. So sind durch den Halo auch keine Sterne in den Magellanschen Strom geraten.
Beim letzten Mal, vor über einem Monat, haben wir recht detailliert uns den Galileo angesehen. Heute versuche ich den Rest von diesem sehr umfangreichen Thema abzukürzen. Auch versuche ich wieder, regelmäßig zwei bis dreimal die Woche einen Beitrag hochzuladen.
Aus seinen Erfahrungen mit dem Pendel, entdeckte er das Prinzip der Beschleunigung. Er ließ viele Kugeln aus einer schiefen Ebene runterrollen lassen und entdeckte, dass die Geschwindigkeit der Kugeln etwa gleichmäßig zunahm. Bei diesem Versuch war die Zeitmessung en großes Problem. Es gab nur ungenaue, primitive Uhren und Galileo musste dann die Zeit der Schwingung aus seinem Pendelgesetz für eine gute Messung benutzen.
Der finanzielle Umschwung kam von Galileo während seiner Zeit als Lehrstuhlinhaber für Mathematik an der Universität von Genua. Er bekam 1608/09 von der Erfindung des Teleskops mit. Der Erfinder des Teleskops waren vier Leute, die zu ungefähr derselben Zeit (1604-1608) unabhängig voneinander ähnliche Modelle gebaut haben, aber grundsätzlich geht man meist von dem niederländischen Brillenhersteller und -händler Hans Lipperhey aus, welcher sein Teleskop erfolgreich präsentierte. Einer Legende zufolge soll sein Kind mit den Linsen herumgespielt haben und so den Vergrößerungseffekt herbeigeführt. Galileo wollte herausfinden, wie es arbeitet. Er fand es schnell heraus und überlegte sich, wie man es verbessern kann und entschied sich für eine konkave Linse mit einer ganz anderen Brennweite als die konvexe Linse. Zuerst kaufte er sich immer die Linsen selbst, aber später schliff er sich die Linsen sogar selbst. Galileo begann zunächst seine Teleskope für Interessenten herzustellen und zu verkaufen.
Doch finanziellen Erfolg allein machte ihn nicht glücklich. Er bekam die Idee sein Teleskop für astronomische Beobachtungszwecke zu verbessern. Ihm gelang es, sein Teleskop so zu perfektionieren, dass es das von Kepler zu dieser Zeit überholt. Er benutzte für seine Zwecke zwei konvexe Linsen, die das Bild dazu noch umdrehten. Konkav bedeutet nach innen gewölbt und konvex nach außen, also das Gegenteil. Ende 1609 vergrößerte sein bestes Teleskop schon damals den Himmel um etwa das Zwanzigfache. Lichtschwächere Sterne der Helligkeitsgröße 8 und 9 konnte er nun beobachten. Durch die starke Vergrößerung hatte er auch gleichzeitig eine bessere Auflösung als mit dem bloßen Auge. Sein Teleskop benutzte er für seine Beobachtungen und entdeckte damit schon gleich viele neue Objekte des Himmels.
Er beobachtete mit dem Teleskop den Mond und sah ihn in einer Qualität, wie niemand zuvor. Das Teleskop konnte bereits die Krater gut auflösen und die Gebirge sehen lassen, die dunkle Flecken, die Galileo für Meere hielt. Auch die anderen Planeten hielten ihre Überraschungen bereit. Der Mars erschien weiterhin rötlich, allerdings auch als kleine Scheibe, so wie alle anderen Planeten auch. Der Saturn hatte eigenartige Ausbuchtungen, die innerhalb von 14,8 Jahren verschwanden und nach nochmals 14,8 Jahren wiederkamen, sie sollten später als die Ringe vom Saturn bekannt werden. Die Venus schien im Laufe von etwa 7 Monaten ihren Zyklus zu haben, sie zeigte durch das Teleskop wie der Mond ihre Phasen. Wenn sie weit von der Erde weg zu sein schien, dann war die Venus eher wie der Mars, doch wenn die Venus in ihren Phasen der Erde angezischt kam, dann vergrößerte sie ihre Kugel und erfährt dabei ihre Phasen in Form der schon beim Mond bekannten Sicheln. Dieses Verhalten, der Fakt, dass die Venus immer bei der Sonne am Himmel zu sein schien (wie der Merkur). Galileo stellte sich deswegen vor, dass die Sonne sich zwischen der Sonne und der Erde befanden müsse und manchmal sogar hinter der Sonne, dass die Venus die Sonne umkreist und die Erde dann scheinbar auch.
Das Beste für Galileo kam mit der Observierung des Jupiters durch das Teleskop. Zum ersten Mal hat er sein Teleskop am 07.01.1610 auf den Jupiter gehalten. Er bemerkte drei Fixsterne, welche sich in einer Reihe um den Jupiter tummeln. Jupiter selbst erschien als eine große, leicht ovale Kugel. In der nächsten Nacht haben sich die Fixsterne weiterbewegt und ein vierte kam dazu. In den darauffolgenden Nächten beobachtete er sie immer wieder erneut und Galileo erschien bald eine Regelmäßigkeit erkannt zu haben. Diese vier Fixsterne um Jupiter waren in Wahrheit vier Monde, die den Jupiter umkreisten. Das war für Galileo einer der eindeutigsten Beweise für ein nicht-geozentrisches Weltbild. Diese Monde sind gemeinhin als die galileïschen Monde bekannt und sind nach einem Vorschlag von Simon MArius, welcher sie kurz vor Galileo bereits gesehen haben will, nach den griechischen Gottheiten, die mit Zeus in einer gewissen Weise zu tun hatten. Diese Benennung, Io, Europa, Ganymed und Kallisto setzte sich erst im 20. Jahrhundert durch, Galileo selbst z.B. tendierte dazu, sie einfach von I bis IV durchzunummerieren.
Diese Erkenntnisse veröffentlichte er noch im Jahr 1610 in einer kleinen Schrift namens Sidereus Nuncius und auch andere Astronomen mit einem Teleskop bestätigten seine Arbeit und setzten dessen Werk fort. Sein Werk soll als einer der Eckpunkte für die wissenschaftlichen Revolution gesehen werden. Allerdings bekam auch die Kirche davon mit und Galileo erntete bereits seine erste Kritik gegen die christlichen Dogmen zu verstoßen. Die tatsächliche Lage um Galileo war jedoch etwas komplizierte, denn er hatte einige einflussreiche Gönner in der kirchlichen Welt und Galileo blieb über die ganze Zeit deutlich verschonter, als der 1600 von der Inquisition verbrannte Giordano Bruno, einer der futuristischsten Träumer der damaligen Zeit und kritisierte offen die Methoden der Kirche und glaubte an ein pantheistisches göttliches Modell, also dass der Gott in allen Gegenständen inne lebt. Ein Inquisition-nahes Verfahren wurde 1616 dann doch eröffnet. In diesem Verfahren wurde ein Verbot vieler (post-)kopernikanischen Lehren und setzte sie auf den verbotenen Index. Das De Revolutionibus Orbium Coelestium des Kopernikus wurde bloß „suspendiert“ und kann nur in abgeänderten Versionen verwendet werden. Galileo kam mit der dringenden Aufforderung in der Form eines Briefes von Bellarmin, die heliozentrischen Weltbilder als maximal eine Hypothese, und nicht die Wahrheit, anzusehen, davon.
In der Zeit danach ist das Werk Saggiatore von ihm erschienen. Sein einstiger Förderer Kardinal Barberini wurde 1623 zur Rechten Hand etwa zeitgleich mit seinem Onkel Maffei Barberini und als Papst mit dem Namen Urban VIII. gewählt worden. Galileo widmete ihm seine Schrift. In diesem Werk gab er nochmal Nachdruck, dass er der Überzeugung sei, dass die Philosophie (zu der Zeit noch äußerst mit der Naturwissenschaft vermischt) in der mathematischen Sprache geschrieben sei und die Natur mithilfe von der Geometrie nur verstehen werden könne. Er erteilte der Alchemie und der Astrologie eine klare Absage. Einer der Hauptthemen in diesem Buch war jedoch die Kometenerscheinungen und die allerdings nicht empirisch gestützte Überzeugung von Galileo, dass die Kometen atmosphärischen oder erdnahen optischen Phänomene seien.
Doch Galileo kam mit seinem „Dialog über die zwei wichtigsten Weltsysteme, das ptolemäische und das kopernikanische“ erneut in Konflikt mit der Kirche. In diesem Werk ließ er drei Personen über die zwei Weltbilder diskutieren. Aus diesen drei Personen waren zwei jeweils für ihr Weltbild und eine Dritte als eine Art Vermittler. Der Fürsprecher für das heliozentrische Weltbild wurde nach dem Vorbild eines alten Freundes von Galileo geschaffen, Filippo Salviati, welcher bereits 1614 als 31-jähriger verstarb. Der Vermittler war ebenfalls ein Freund des Galileis, Giovanni Francesco Sagredo, welcher ebenfalls vor der Ausarbeitung seines Werkes verstarb. Der Verfechter des geozentrischen Weltbilds nannte er einfach „Simplicio“ und Galileo war der Ansicht, dass nur ein „Simplicio“ das „närrische“ und mehrfach widerlegte Weltbild noch vertreten könne. Galileo lässt den Simplicio intelligente Argumente hervorbringen, wird jedoch jedes Mal von einem besser informierten Salviati widerlegt. Galileo machte sich durch seine Figuren als Sprachrohr über die Haltung der altgriechischen Gelehrte lustig, in dem er ihre Abneigung, Experimente durchzuführen um die eigenen Thesen zu belegen, scharf kritisiert.
Der Dialog wurde 1632 veröffentlicht und hatte in Florenz keine Probleme damit, sein Buch über die florentinische Zensur zu bringen. Die eigentlichen Probleme mit diesem Werk tauchten erst auf, als man die Schrift in Rom vorlegte. In Rom hatte er zwar viele Feinde, aber auch einige Gleichgesinnte. Sein einstiger Förderer Kardinal Barberini wurde 1623 zur Rechten Hand etwa zeitgleich mit Papst Urban VIII. gewählt worden. Da er die Kirche vertreten muss, konnte und wollte er in dieser Hinsicht ihn nicht unterstützen. Durch die Figur des Simplicios hatte der Papst den Eindruck, als ob die Position der Kirche verhöhnt wird. Die Zensurbehörde stellte Galileo die Auflage, dass das Werk mit einer Schlussrede zugunsten des geozentrischen Weltbilds beendet werden muss. Das hat er zwar gemacht, ließ jedoch die Rede dem einfältigem Simplicio ihn in den Mund legen.
Im September 1632 wurde Galileo wegen der „Verbreitung der sich bewegenden Erde“ vom Heiligen Offizium angeklagt und später für schuldig empfunden. Durch eine Pestepidemie und damit verbundener Quarantäne, anderen ärztlichen Attesten und anderen Aufschüben insbesondere von Galileo, konnte die erste offizielle Vernehmung erst Anfang April 1633 geschehen. 22 Tage lang bis zu einer zweiten Anhörung am 30. April 1633 musste er in einer Unterkunft der Inquisition verharren und er gab dann bekannt sich in dem Buch geirrt zu haben. 11 Tage später reichte er eine Bitte um Gnade ein. Am 22. Juni 1633 fragte der Prozess ein neues Mal und Galileo leugnete das kopernikanische Weltbild gelehrt zu haben und verwies auf seien Dialogform. Der Bellarmin-Brief wurde ihm vorgelegt und dem Ungehorsam beschuldigt.
Sein Urteil war die lebenslange Kerkerhaft. Jedoch blieb es auch dabei, denn er blieb unter Arrest in der Botschaft vom Herzogtums Toskana in Rom und er wurde demnächst unter die Aufsicht des Erzbischofs von Siena gestellt, der allerdings Galileos Bewunderer war. Nach fünf Monaten bereits durfte Galileo in seine Villa in Arcetri zurückkehren, blieb aber unter Hausarrest. Lehrtätigkeiten waren ihm untersagt. Ein schmerzhafter Leistenbruch durfte nicht von Ärzten behandelt werden. Er durfte keine Veröffentlichungen machen. Jedoch zählten zu seinen gebliebenen Privilegien den Briefwechsel mit Freunden im In- und Ausland, seine Töchter im Kloster zu besuchen und an seinen weniger kontroversen Themen weiterzuforschen. Später durfte er sogar Besucher empfangen, ab 1641 z.B. seinen ehemaligen Schüler Benedetto Castelli.
Noch in Siena ab Juli 1633 schrieb Galilei an einem weiteren Werk Discorsi e Dimostrazioni Matematiche intorno a due nuove scienze. Er konnte es arrangieren, dass sein Werk außerhalb des Einflussgebiets 1638 gedruckt werden konnte. Matthias Berneggers übersetzte seine Schrift ins Lateinische unter dem Titel Systema cosmicum und konnte es bereits 1635 drucken. Der Inhalt bestand aus Ansätzen früherer Arbeiten. Er begründete die „neuen Wissenschaften“ der Festigkeitslehre und der Kinematik. Er wies nach, u.a. dass die Bewegung eines Geschosses aus zweierlei Bewegungen bestand. Die horizontale, gleichmäßige Bewegung im Sinne der Trägheit und die nach unten gerichtete Bewegung mit einer zunehmenden Geschwindigkeit, welche gemeinsam eine parabelförmige Flugbahn verursachen.
Galileo erblindete 1638 vollständig. Als Ursachen werden viele angeführt: Schlechte Vorkehrungen bei der Sonnenbeobachtung, genetische Veranlagungen oder eine zusätzliche Entzündung. Die Libration des Mondes konnte er als Letztes mithilfe seiner noch bis dato verbliebende Sehkraft entdecken. Er verbrachte seine letzten Jahre in seinem Landhaus in Arcetri. Ein Gesuch auf Freilassung wurde abgelehnt. Er starb am 08. Januar 1642 und angemessene Grabstätten wurden erst nach Jahrzehnten seines Todes errichtet. Galileo markiert einen Beginn der wissenschaftlichen Revolution.
Jedoch verblieb Galileo selbst zu seiner Zeit nicht ganz wissenschaftlich akkurat. Bereits den Griechen war schon klar, dass die Bahnen der Planeten nicht wie Kopernikus beschrieb rund sind, sondern leicht elliptisch. Das nahm Kepler in seinen Werken auf. Auch hielt er an ptolemäischen Aussagen über die Kometen fest, obwohl bereits Tycho sie richtig als Körper des Sonnensystems erkannte.
Quellen:
Galileo Galilei – Eine Biographie, Autor: James Reston, Wilhelm Goldmann Verlag, ISBN 978-3-442-12744-0, erstmals erschienen 1994 in englischer Sprache.
Viele Sternfreunde, welche schon etwas erfahrener sind und eine Möglichkeit haben den Nachthimmel zu durchleuchten, entweder mit den eigenen Augen oder mit Hilfsmitteln, wie einer Kamera, sollte diesen Doppelsternhaufen kennen. Man findet ihn auf der Hälfte der Strecke zwischen dem Teil des Perseus, das nach Kassiopeia zeigt und dem Teil von Kassiopeia, das „Himmels-W“, welches nach Perseus zeigt. Sie sehen aus wie zwei Sternenansammlungen direkt nebeneinander, aber noch so, dass man sie klar voneinander trennen kann. Sie heißen h und χ (altgr.: „Chi“) Persei oder haben nach dem Neu General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars eine Nummer von 869 (h) und 884 (χ) und sind damit schon in der ersten Ausgabe dieses Katalogs erschienen.
Da der Doppelsternhaufen relativ weit nördlich am Himmel liegt, ist er in großen Gebieten zirkumpolar, d.h. über das ganze Jahr zu sehen. Aus demselben Grund kann er aber oft dann durchaus nur horizontnah auftreten. Die beiden Sternhaufen sind in der Größe am Himmel so groß wie der Vollmond und könnte auch mit dem bloßen Auge mit geringerer Lichtverschmutzung betrachtet werden.
Wenn wir am Äquator stehen, sehen wir rein theoretisch ganz tief im Norden den Polarstern, am Nordpol dagegen stehen alle Objekte nahe des Himmelsäquators tief über dem Horizont, aber nur nach Norden hin, denn südlich vom Himmelsäquator sieht man nichts mehr, da diese Objekte dauerhaft dem Beobachter am Nordpol verschollen bleiben. Dort sieht man also immer denselben Sternhimmel. Das hat mit der Erdrotation zu tun. Daraus kann man eine Regel ableiten: Der umgekehrte Wert des Breitengrades, in dem wir uns befinden, ist die größte Deklination, abgekürzt mit , an dem ein Objekt noch zirkumpolar sein kann, das ist das „Breitengrad“ des Himmels (Himmelsnordpol +90°; Himmelsäquator 0°). Das bedeutet, dass ein Beobachter auf 50° Nord der Bereich des Himmels über +40° zirkumpolar ist. Bei diesem Doppelsternhaufen liegt er bei ungefähr +57°, d.h das für jeden Punkt der Erde über dem Breitengrad 33° Nord der Doppelsternhaufen h+χ Perseus sichtbar ist.
Eine Aufsuchkarte für h und Chi Perseus. Der Doppelsternhaufen liegt ziemlich genau in der Mitte des Bildes und ist grün markiert. Bildquelle: SpaceEngine 0.990
Die Rektaszension, in dem Fall um die (ca. 2h20min), bedeutet, dass man den Doppelsternhaufen „2 Stunden 20“ nach Null Uhr am höchsten Punkt sehen kann. Da es insgesamt bis 24 Stunden geht, was 1440 Minuten sind und 2 Stunden 20 als Minutenzahl 140 ist. Das Verhältnis von 140/1440 muss man jetzt mit der Zahl im Jahr multiplizieren. Herauskommen etwa 35 Tage, das sind etwa 5 Wochen.
Die Null-Rektaszension schneidet die Ekliptik genau am Himmelsäquator, diesen Punkt nennt man den Frühlingspunkt. Wenn die Sonne in Frühlingspunkt ist, dann haben wir den Frühlingsbeginn (für die Nordhalbkugel der Erde), bzw. die Tagundnachtgleiche im Frühling.
Herkunft und Geschichte
Die verhältnismäßig jungen Sternhaufen gehören einer Sternenregion an, die alle ungefähr ähnliches Alter und Bewegungsmuster aufweisen. Das bedeutet auch, dass die beiden Sternhaufen in gewisser Maßen gravitativ aneinandergekoppelt sind. Diese Sternen-Assoziation nennt man auch Perseus OB1. Sie dürften ihren Ursprung in einem riesigen H-II-Sternentstehungsgebiet gehabt haben.
Bereits Hipparchos dürfte im Jahr 130 v.Chr. diesen Doppelsternhaufen aufgezeichnet haben und Ptolemäus später seine Daten übernommen haben.
Die Namen h und χ Perseus stammen von der Bayer-Bezeichnung. Sie bezeichnet normalerweise Sterne mit einem kleinen griechischem Buchstaben und danach der lateinische Genetiv von dem Sternbild.
Anmerkung: Zu h und χ Perseus habe ich leider meist nur ungenaue Angaben gefunden, Angaben mit hoher Fehlerspanne und teilweise sogar verschiedene Angaben. In diesem Bericht habe ich die meiner Meinung nach besten Angaben herausgenommen. Außerdem stellt meine Webseite das Chi (χ) sehr merkwürdig dar.
Wow, echt stark, dass wir den einzig bekannten Doppelsternhaufen der Milchstraße mit dem bloßen Auge sehen könnten, ich habe ihn bisher noch nicht mit dem bloßen Auge gesehen, das wird wohl mit dem Thema der Lichtverschmutzung zu tun haben.
Das Giant Magellan Telescope (GMT) soll einer der aktuell größten Teleskope überhaupt sein. Sein Standort wird in der chilenischen Atacama-Wüste sein, genauer gesagt am Las-Campanas-Observatorium. Seine sieben Primärspiegeln haben je einen Durchmesser von 8,4 Metern und das ergibt einen Gesamtspiegeldurchmesser von 24,5 Metern. Die daraus resultierende Spiegelfläche beträgt 368 m². Seine aktuelle geplante Inbetriebnahme soll im Jahr 2029 stattfinden, im Dezember 2019 vor der SARS-Cov-2-Pandemie war das Jahr 2027 noch geplant. Durch seine großen Spiegel dürfte das Teleskop zehnmal schärfer als das im April 1990 gestartete Hubble-Weltraumteleskop (HST) sehen können, sowie rund 2700mal schärfer als das Auge.
Nicht nur die Größe der Spiegel machen das GMT zu etwas Besonderem, sondern auch die Spiegel an sich. Diese sind aus einer besonderen Technik hergestellt und werden in diesen Wochen auch weiter hergestellt. Die Technik hinter den Spiegeln wird nun erklärt.
2005 wurde das Glas für die ganzen Spiegel in einem japanischen Glaswerk hergestellt. In einem Tongefäß hat betrug die Temperatur der Boroxid und Silizium enthaltenden Mischung für zwei Tage lang 1 500 °C, weitere 13 Tage hat das Spezialglas in dem Glaswerk der Ohara Corporation geruht. Diese Firma stellt Spezialglas für „optische“ Anwendungen her. Dann wurde mit weiteren Hammerschlägen einer der reinsten Gläser der Welt enthüllt. Das Glas wurde in vier bis fünf Kilogramm Stückchen zerschlagen und in Karton verpackt. Die insgesamt 160 Tonnen Glas reisten in das Richard F. Carris Mirror Lab der University of Arizona, welches sich unter dem Football-Stadion desselbigen befindet. Es ist eine Spezialanlage zur Herstellung von astronomischen Spiegeln. Die Anlage beherbergt einen Schmelzofen, der sich fünfmal pro Minute rotiert, sodass das Borosilikatglas schon beim Schmelzen eine nach außen gedrückte, konkave Form. Nachdem der Schmelzvorgang bei 1 165 °C und die Abkühlung drei Monate dauert, dauert die Phase des Schleifens und des Polierens des Glases vier Jahre bis die endgültige Genauigkeit des Schliffs 25 Millionstel eines Millimeters beträgt (2,5 × 10-8 m; 25 Nanometer).
Die sieben Spiegel kosten ungefähr allein 140 Millionen Dollar zusammen, das machen etwa 125 Millionen Euro. So kostet ein Spezialcontainer allein 400 000 $, da jeder einzelne Spiegel in einen Spezialcontainer kommt, auf dem Flughafengelände von Tucson zwischengelagert wird und dann nach Chile transportiert wird. Sie reisen allerdings per Schiff nach Chile (wahrscheinlich in den Hafen von Antofagasta, weil es von dort aus nur noch ca. 130 km weit zum Las-Campanas-Observatorium sind). Der LKW transportiert die Riesengläser zum späteren Ort des Teleskops mit einer Geschwindigkeit von 3 km/h. Zum Schluss werden die Spiegel in Chile mit wenigen Gramm Aluminium besprüht, sodass die Gläser zu wirklichen Spiegeln werden.
Aktuell sind 5 der 7 Spiegel fertig.
Außerdem von der Technik
Da das GMT in einem erdbebengefährdeten Gebiet steht, gibt es für das gesamte Gebäude Stoßdämpfer „Friction Pendulum Isolators“. Für die volle Beweglichkeit steht es ebenso auf 76 Stahlräder, die das Teleskop super bewegen lassen, sodass die Astronomen weiterhin schicke Bilder machen können.
Das Licht des Universums kommt zu den Primärspiegeln des GMTs, wird von dort aus zu den 7 Sekundärspiegeln gebracht und von dort aus fällt das Licht in die Aussparung des zentralen Hauptspiegels des GMTs. Dort fällt das Licht auf die äußerst lichtempfindlichen CCD-Sensoren der Teleskopkamera
Der Sekundärspiegel des GMTs ist so gebaut, dass er das Flimmern, wenn in der Atmosphäre verschieden warme Schichten interagieren, korrigiert, indem er mit dem Atmosphärenflimmern mitschwingt. Diese Technik nennt man adaptive Optik. Die adaptiven Sekundärspiegel (ASMs) bestehen aus einer dünnen Glasscheibe, die mit mehr als 7000 unabhängig gesteuerten Schwingspulenaktuatoren verbunden ist. Diese Aktuatoren können mehr als 1000 Mal pro Sekunde auf die Spiegel drücken und ziehen, um das flimmernde Bild zu korrigieren, die durch Turbulenzen in der Erdatmosphäre verursacht werden.
Wer sind die Betreiber des Teleskops?
Das Giant Magellan Telescope wird von einer deswegen gegründeten Organisation entwickelt, gebaut/bauen lassen. Es ist eine von der chilenischen Regierung anerkannte „internationale Sonderorganisation“. Im Rahmen des Baus und Planung des GMTs wurden weitere Flächen ausgewiesen, in denen Lichtverschmutzung äußerst begrenzt wird. Der Luftverkehr wurde stark beschränkt. Das sind alles Maßnahmen, um die Sichtqualität zu verbessern.
G-CLEF (GMT-Consortium Large Earth Finder): Ein hochauflösender, hochstabiler, fasergespeister Echelle-Spektrograph im sichtbarem Licht, der sich gut für präzise Radialgeschwindigkeitsbeobachtungen, Untersuchungen in der Sternastrophysik und Untersuchungen des intergalaktischen Mediums eignet. G-CLEF wird von 350 nm bis 950 nm mit spektralen Auflösungen von 25.000 bis 120.000 betrieben.
GMACS (GMT Multi-object Astronomical and Cosmological Spectrograph): Ein hoher Durchsatz, allzweck-Multiobjekt-Spektrograph optimiert für Beobachtungen von sehr schwachen Objekten. Er arbeitet in einem Sichtfeld von 7,4 Bogenminuten und deckt die Wellenlängen von 320 nm (leichtes ultraviolett) bis 1000 nm (Nahes Infrarot). GMACS wird unter anderem für Studien zur Entwicklung des intergalaktischen Mediums, der Galaxie und der umlaufenden Materie und Studien von gelösten Sternenpopulationen verwendet.
GMTIFS (GMT Integral-Field Spectrograph): Das Instrument baut auf dem Erbe des NIFS-Instruments bei den älteren Gemini-Teleskopen auf. Es verwendet ein Bildschnitt-Mikrospiegelsystem, um die Brennebene auf dem Detektor neu zu formatieren. Spaxel-Skalen von 8 bis 50 m werden bereitgestellt und alle speisen einen R = 5000-Spektrographen, der jedes der J-, H- oder K-Bänder in einer einzigen Einstellung abdecken kann. Das Instrument verfügt außerdem über einen Bildgebungskanal, der das Feld der Lasertomographie AO (LTAO) abdeckt und gleichzeitig die PSF im J-Band kritisch abtastet. Kurz: Es ist ein Integral-Feld-Spektrograf im Infraroten.
GMTNIRS (GMT Near-IR Spectrograph): Dieses wissenschaftlische Instrument ist ein Echelle-Spektrograf, welcher im Infrarot arbeitet, welcher für Untersuchungen junger Sternobjekte, Trümmerscheiben und protoplanetarer Systeme optimiert ist. Es werden Silizium-Immersionsgitter verwendet, um eine hohe spektrale Auflösung in einem kompakten Format zu erzielen. Unter Verwendung von Schlitzen, die gut auf die beugungsbegrenzte Bildgröße eines einzelnen Segments abgestimmt sind, liefert GMTNIRS in einer einzigen Beobachtung R = 50 – 100k Spektren über 5 (JHKLM) atmosphärische Fenster. Dies stellt einen enormen Gewinn bei der Beobachtung der Effizienz im Vergleich zu aktuellen Spektrographen dar, bei denen nur ein Bruchteil einer Bande in einer einzigen Einstellung abgetastet wird. Seine Wellenlängen-Reichweite beträgt 1,1 µm bis 5,4 µm.
MANIFEST (Many Instrument Fiber System): Es ist ein Facility Fibre System. Die GMT hat ein ungewöhnlich großes Sichtfeld für eine ELT. Während einige der vorgeschlagenen Instrumente einen erheblichen Teil des Feldes nutzen, nutzt keines den 20-Bogenminuten-Durchmesser voll aus (314 Quadratbogenminuten). MANIFEST bietet die Möglichkeit, mehrere Ziele über das gesamte Sichtfeld mit einem oder mehreren der Spektrographen, einschließlich GMACS und G-CLEF, zu beobachten. Die genauen Mehrfachverstärkungen variieren für jeden Spektrographen in Abhängigkeit von der verfügbaren Spaltlänge und der Art der verwendeten Fasereingänge, sie funktionieren bei Wellenlängen von 360 nm bis 1 600 nm. Das MANIFEST-Konzept verwendet „Starbugs“ – selbstbewegliche Faserköpfe, die auf einer Glasplatte eingesetzt werden. MANIFEST bietet ein Mittel, mit dem GMT für Vermessungswissenschaften mit hohem AΩ optimiert werden kann, ohne die gesamte Fokusebene neu abzubilden.
ComCam (Commissioning Camera): ComCam wird verwendet, um die Leistung der Ground Layer Adaptive Optics (GLAO) des Adaptive Optics System der GMT-Einrichtung zu validieren. Es wird auch für die anfängliche Ausrichtung des Teleskops und zur Überprüfung der natürlichen optischen Sehleistung im DGNF-Modus (Direct Gregorian Narrow Field) gebraucht.
Es gibt allerdings noch so viele andere Teleskope und teilweise auch welche, die größere Spiegelflächen haben, als das GMT, ein anderes, aber viel kleineres Teleskop, welches vor Wochen schon abgeschalten wurde und dazu noch im Weltraum herumschwirrt ist das Spitzer-Weltraumteleskop und dazu habe ich auch schon ein Beitrag gemacht.
