Was muss man beachten, wenn man auf Nature publizieren will?

Eine Erstveröffentlichung in der sehr bekannten Fachzeitschrift Nature ist besonders für junge Wissenschaftler ein Durchbruch. Im heutigen Beitrag möchte ich Tipps, Tricks und Hinweise geben, wenn man vorhat, auf Nature oder allgemeinhin in Fachmagazine seine Ergebnisse und Studien veröffentlichen will. Und wenn es doch nicht funktioniert, finde ich tröstende Worte.

Fachzeitschrift Nature

Nature ist eine wöchentlich erscheinende, englischsprachige Fachzeitschrift, welche ein breites Themengebiet in der Naturwissenschaft abdeckt. Neben Science aus den USA ist Nature weltweit die angesehenste Fachzeitschrift für Naturwissenschaften. Sie ist deswegen auch Laien durchaus bekannt. Sie ist meistens einer der meist zitierten Fachzeitschriften in ihrem Gebiet. Es richtet sich zwar auf die Fachwelt aber will sie auch für Interessierte und allgemein zugänglich sein.

Herausgegeben wird Nature von der Nature Publisher Group vom Verlag Macmillan Publishers, die zu der Verlagsgruppe Georg von Holtzbrinck übernommen wurde. Die erste Ausgabe ist vom 04. November 1869. Nature hält Büros in London, New York City, San Francisco, Washington D.C., München, Paris und Basingstoke in Südengland inne.

Was macht eine Publikation der eigenen Leistungen in Nature so besonders?

Nature hat eine besonders große Leserschaft, aber auch eine große und immer stärker werdende Medienwirkung in der Wirtschaft und Industrie, der Presse und Öffentlichkeit und nicht zuletzt auch in der Wissenschaft selbst. Seine eigenen Erfolge und Ergebnisse auf so einem Medium veröffentlichen zu dürfen, zieht erstens internationale Bekanntschaft mit sich und zweitens ist es auch eine großartige Chance für sich oder sein Team selbst.

Allerdings verändern sie nicht deine Karriere wie manche vielleicht denken mögen. Mit einer Publikation stehen nicht alle Grenzen offen und man kann immer ab sofort alles publizieren, was man will. Auch wird einem keine Dutzenden Professorenstellen angeboten. Man erlangt allerdings durchaus Aufmerksamkeit und eine gewisse Bekanntheit, je nach dem wie gut der Beitrag ankommt. Vielleicht mag man damit tatsächlich etwas weiter kommen, aber die Welt wird danach sich nicht um dich drehen.

Was erwartet einem bei der Veröffentlichung?

Vor der eigentlichen Veröffentlichung wird meist 24 Stunden davor eine Pressemitteilung von Nature selbst ausgegeben und ab dem Moment sind mit Anfragen div. Art zu rechnen. Nature hat einen eigenen Pressebereich und enge Beziehungen zu wichtigen Presseagenturen weltweit. Je nachdem, wie wichtig der Beitrag ist und wie gut er ankommt sind mit einigen Dutzend Anfragen zu z.B. Presseinterviews via Skype, Telefon, E-Mail etc. möglich. Es kann auch sein, dass dieselbe Publikation bei einem spezifischen Journal ein nicht so großes Echo aufwirft, als bei der gleichen Publikation in Nature. Es kann sein, dass dich diese Pressearbeiten für einige Wochen oder wenige Monate stark begleiten werden. Bei wirklich guten Arbeiten, insbesondere wenn es fachübergreifende Themen beherbergt, können auch Kooperationsanfragen kommen, oder wenn es eher um angewandte Forschung geht, ob vielleicht die Verfahren genauer erläutert werden könnten, u.ä. Diese Presseinterviews, Anfragen, Fanpost und alles weitere mögliche kommen selbst tief in der Nacht noch rein, die kommen dann eher von der Westküste oder Asien, und wenn man nicht gerade vorhat geheim zu arbeiten, was tatsächlich sehr unüblich ist, muss man sich auch mal Nächte lang mit sowas beschäftigen. Die wissenschaftliche Gemeinschaft lebt ja davon, dass jeder von meinen Ergebnissen profitieren kann und später vielleicht mit meinem Material hilfreiche Erkenntnisse, welche mich auch weiterbringen. Wenn man dann tatsächlich nicht noch weiterarbeiten will, oder viel Zeit offen hat, der kann Monate danach noch einige Vorträge genau darüber halten.

Nutzen für die Nachwelt

Die Arbeiten werden dann unweigerlich zu dem Gerüst an bereits erarbeitetes Wissen kommen und neue Veröffentlichungen und Publikationen werden dann auf denen aufbauen. Irgendwann werden aus den Erkenntnissen auch etwas Nützliches, ein praktischer Nutzen, gezogen. Und deine Technologie oder Erkenntnis kann dann möglicherweise Fachgebiete weiterbringen, von denen man bislang noch nie etwas gehört hat.

Tipps für die Publikation für Nature selbst

Nature schreibt zwar, dass man die Inhalte in allen möglichen Formen einreichen kann. Ja, schon, aber die ganzen Editoren schauen sich täglich einige Publikationen an, von denen erstmal zwei Drittel aussortiert wird, weil sie nicht den Anforderungen oder gewünschten Formen, Übersichtlichkeit, kurz Publikationsrichtlinien. So soll z.B. im Abstract alles wichtige zusammengefasst und leicht verständlich (für Abiturienten…) stehen, wichtig sind für den Teil auch die Methoden. Der Rest sollte auch z.B. Grafiken enthalten und zwar in richtiger Reihenfolge und sollten am besten auch die Fehlergröße usw. enthalten. Wenn es dem entspricht, steigt die Wahrscheinlichkeit, dass die Bearbeiter sich das näher ansehen. Jetzt kommt es auf die Fachsprache und gute Wortauswahl drauf an. Die Redaktion wird euch einige Vorschläge an Wortverbesserungen und Umschreibungen schicken, sodass der Text auch ohne Fachwissen der bestimmten Fachrichtung auskommt. Der wichtigste Teil ist jedoch der Inhalt. Die Redaktion wird sich den Inhalt garantiert sorgfältig begutachten lassen. In der Nature-Veröffentlichung geht es auch weniger um die Techniken, Informationen darüber sollen nur dem Verständnis dienen, was man erreicht hat und wie man dahin gelangt ist. Alles andere kann als Anhang oder Weiterleitung angeführt werden. Dieser Teil ist sehr wahrscheinlich auch länger als der Beitrag für Nature.

Wenn es doch nicht bei Nature klappt

Eine Kosten-Nutzen-Analyse könnte helfen, man sollte sich nicht zu sehr auf Details beschränken und auch nicht den Aufwand überstrapazieren. Auf der anderen Seite sollte man sich für seine Arbeit Mühe geben und wie gewohnt mit Bedacht und Sorgfalt zu seinen Ergebnissen kommen. Es gibt Wissenschaftler, die sich zu sehr auf ihre kommende Arbeit vorbereiten und im Nachhinein immer wieder verzweifelnd gegen die Radaktion oder Gutachter ankämpfen.

Allerdings gibt es auch gute eingereichte Beiträge, die abgelehnt wurden. Selbst Nature hat somit schon immens wichtige Forschungsergebnisse abgelehnt. Tatsächlich ist es öfters als man denkt Glückssache. Nur etwa 8 bis 9 Prozent der Publikationen, die bei Nature eingereicht werden, werden auch tatsächlich publiziert. In diesem Fall lohnt es sich gleich mehrere Anfragen an verschiedene Fachblätter zu senden. Gerade wenn der Editor sogar persönliche Notizen bei der Absage anbeischickt, kann man sich sicher sein, dass seine Arbeit gut war.

In Spaces innerer Dialog

Hm, bist du etwa Wissenschaftler und hast selbst bei Nature publiziert? – Momentan zumindest nicht. Und in Nature habe ich bislang auch noch nicht publiziert. Aber ich bin der Wissenschaft ziemlich nahe. – Okay, jetzt bin ich verwirrt, wie kannst du dann Tipps geben? – Da gibt es diverse Kontakte und Personen. Außerdem braucht man noch ein bisschen Kreativität. – Verstehe. Aber was sucht dieser Beitrag in GSA? – Er hat auch was mit Wissenschaft zu tun. In dem Fall, wie das Leben von Wissenschaftler aussehen. Magst du den Beitrag? – Er ist inspirierend. Und kommen noch weitere Beiträge dieser Art? – Nicht direkt von dieser Art, aber es kommt demnächst noch ein Beitrag mit professioneller Unterstützung, ich darf aber nicht zu viel verraten. – Äh, na gut. In diesem Sinne lassen wir uns sicher gerne überraschen und ich wünsche Ihnen noch einen schönen Abend. – (grinst) Ihnen ebenfalls, Tschüss!

Quellen:
https://www.uni-muenster.de/ZBMed/aktuelles/1443

Heute leider kein Bild.

Trumpler-Klassifikation

Wer ist Trumpler?

Robert Julius Trumpler ist in der Schweiz gebürtig, geboren am 02. Oktober 1886 in Zürich und wuchs in guten Bedingungen auf. Er studierte Astronomie und wechselte die Universität nach Göttingen. Im November 1910 erhielt er seinen Doktor. Wenige Monate später zog er zurück in die Schweiz. Er bekam durch den Direktor des Allegheny Observatory, Frank Schlesinger, eine Anstellung dort. Sie trafen sich 1913 auf einer astronomischen Tagung in Hamburg. Jedoch durchkreuzte der Ausbruch des Ersten Weltkrieges seine Pläne, Trumpler wurde von der schweizerischen Armee mobilisiert und in die Alpen stationiert. Frank Schlesinger übte Druck aus, um Trumpler. So konnte er im Frühjahr 1915 für seine Anstellung am Allegheny Observatory in die USA ziehen. 1918 wechselte er zum Lick Observatory, um mit W.W. Campbell zusammenzuarbeiten. In den USA blieb er dann allerdings dauerhaft und wurde 1921 US-Bürger. 1922 nahm er an der Expedition teil, um die damals noch neue ART (Allgemeine Relativitätstheorie) mit der Sonnenfinsternis vom 21. September 1922 in Australien zu prüfen. Außerdem studierte er in den Oppositionen von 1924 und 1926 sorgfältig den Mars. 1932 wurde er in die National Academy of Science gewählt. 1938 wechselte er als Professor nach Berkeley. Durch sein hohes Alter verließ er 1951 Berkeley und zog sich aus der Astronomie zurück. Er verstarb am 10. September 1956 nach einigen Tagen Krankenhausaufenthalt. Seine wohl wichtigste und bekannteste Arbeit war seine Klassifikation.

Die Astronomical Society of the Pacific vergibt ihm zu Ehren jedes Jahr den Robert J. Trumpler Award für hervorragende astronomische Dissertationen.
Ein Mondkrater ist nach Trumpler benannt.

Die Trumpler-Klassifikation

Er stellte ein System auf, welches offene Sternhaufen nach drei, bzw. vier Charakteristiken klassifiziert.
Die erste Gruppe von Charakteristiken sind gekennzeichnet mit römischen Ziffern.

  1. Der Haufen zeigt eine starke Konzentration von Sternen zum Zentrum hin und hebt sich damit deutlich vom Hintergrund ab. Erinnert an Kugelsternhaufen.
  2. Der Haufen zeigt eine schwache Konzentration, hebt sich dennoch vom Hintergrund ab.
  3. Der Haufen zeigt kaum eine Verdichtung von Sternen zum Zentrum hin.
  4. Der Haufen hebt sich nur sehr schwach oder garnicht ab. Eine Unterscheidung vom Hintergrund fällt schwer.

Die zweite Gruppe mit arabischen Ziffern.

  1. Die Sterne des Haufens leuchten alle mit vergleichbarer Intensität.
  2. Die Helligkeit ist bei allen Mitgliedssternen zumindest ähnlich
  3. Einige Sterne im Haufen sind deutlich leuchtschwächer als andere.

Und in der dritten Gruppe in seinem System verendet er Buchstaben

p             (poor – arm): Der Haufen besitzt weniger als etwa 50 Sterne
m            (moderately – moderat): Ein Haufen mit 50 bis 100 Sterne
r              (rich – reich): Der Haufen hat 100 oder mehr Sterne

Es gibt noch eine weitere Gruppe, die er erst später hinzugefügt hat:

E             (elongated – länglich): Die Form des Haufens erscheint elliptisch oder allgemein länglich
U            (unsymmetrical- unsymmetrisch): Die Sterne das Haufens sind irregulär verteilt.
N            (nebulous – neblig): Besonders junge Haufen haben noch interstellare Wolken eingebettet, die meistens von den leuchtstarken Sternen zum Leuchten angeregt werden.

Die Buchstaben der vierten Klassifikation sieht man auch oft genug als kleine Buchstaben.

Quellen:
http://www.messier.seds.org/xtra/Bios/trumpler.html
Kosmos Himmelsjahr 2016, Hans-Ulrich Keller, Kosmos, ISBN 9783440145807, von 2015, ab S. 239

Die Geschichte der Astronomie, Teil 26

Tycho und Kepler, Teil 7: Keplers Gesetze

Kepler nutzte Tychos Beobachtungsdaten sehr, um seine wirklich bekannten klassischen Gesetze der Bewegung aufstellen zu können. Als Basis für seine Theorie studierte er insbesondere die Marsstellungen, die Tycho Brahe aufgezeichnet hat. Mit den Marsstellungen hoffte er auf Erfolg – und dieser blieb nicht aus!

Kepler vermutete hinter den Bewegungen des Mars eine Ellipse um die Sonne, eine Ellipse ist auch ein schräger Kegelschnitt. Kepler kannte nämlich genau die Eigenschaften von Kegelschnitten, er hatte Apollonius von Perges Werk genau studiert.
Es erscheint mir wirklich bizarr, denn zu Perges Werk hatte Ptolemäus und Kopernikus theoretisch Zugang, aber beide nahmen wahrscheinlich unabhängig von einander an, dass die Planeten Kreisbahnen beschreiben. Jedoch war es für diese Zeit, vermutlich genau aus dem Grund, dass die Gelehrten die Werke von beiden kennen, noch absurd, so wie sein älteres Werk über die fünf platonischen Körper, es erschien den damaligen Gelehrten absolut unverständlich, weswegen denn die Planeten eine elliptische Bahn um die Sonne folgen sollen. Was sollen denn diese Ellipsen überhaut mit dem System der Welt gemeinsam haben?
Doch auch wenn es noch einige Zeit vergehen musste, bis Keplers Gesetze Anerkennung finden, entsprechen sie dem aktuellen Verständnis der Physik.

Zum zweiten Gesetz die Illustrierung wegen dem Fahrstrahl und der gedachten Fläche. Die beiden Flächen sollen gleich groß sein, also braucht der Planet oder Himmelskörper für die Strecke genauso lang. (Ob die Flächen tatsächlich gleich groß sind, habe ich nicht geprüft)
  1. Gesetz: Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.
    Eine Ellipse oder ein Kegelschnitt besitzt zwei symmetrisch zueinanderstehende Brennpunkte auf der Längsachse. Brennpunkt deswegen, weil wenn ein Lichtstrahl auf die Begrenzung des Kegelschnitts oder der Ellipse trifft, wird er zu einem der Brennpunkte reflektiert werden.
  2. Gesetz: Der Radiusvektor (allgemeiner bekannt als Fahrstrahl) von der Sonne zum Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleichen Flächen.
    Das bedeutet, dass wenn ein uns ausgedachter Planet auf einer ausgedachten exzentrischen Flugbahn gerade der Sonne fern ist, so ist der Planet zwar langsamer, aber die Fläche wird durch den größeren Abstand genauso groß sein, wie wenn ein Planet zwar sehr viel von seiner Strecke zurückgelegt hat, aber durch den kleineren Abstand zur Sonne dann doch nur die gleiche Fläche geschafft hat. Wegen dem Verständnis eine eigens dafür erstellte Grafik.
  3. Gesetz: Die Quadrate der Umlaufzeiten der Planeten verhalten sich wie die Kuben der großen Halbachsen ihrer Bahnellipsen. U2 = a3
    Der Quotient gilt auch sonst für alle Himmelskörper, die sich in einer Umlaufbahn befinden. Ein Rechenbeispiel: U2 = a3 . Also gilt für U folgendes: U = sqrt(a3) = a × sqrt(a), und für a folgendes: a = 3yrt(U2). Dabei sind AE und Jahre gleichgestellt.
    Da die Formeln aus Word nicht funktionieren, hier nochmal als Bild:

Seine ersten beiden Gesetze beschreiben die Stellungen der Planeten und man könnte die Planetenpositionen ziemlich exakt damit berechnen, wenn man die genauen Stellungen der Planeten kennt. Wenn sie natürlich zu ungenau sind, verfälscht man sich das Ergebnis damit selbst. Erstmals konnte jemand die Bahnbewegung der Planeten richtig erklären und berechnen. Von seinem dritten Gesetz war er selbst beeindruckt. Er vermutete trotzdem ähnlich wie Kopernikus und Ptolemäus, dass der Quotient der Umlaufzeit und der großen Halbachse in einem göttlichen Verhältnis stehen muss, denn er konnte unmöglich für alle Planeten zufällig der gleiche sein.

Sein Vermächtnis sind die Rudolfinischen Tafeln und seiner drei Gesetze, die er mit Verzögerung veröffentlichen konnte. Zu der Zeit tobte nämlich der Dreißigjährige Krieg und viele feindliche Bilder der katholischen, oder sogar der Protestanten, wurden zu dieser Zeit leicht eliminiert. Seine mathematischen Fähigkeiten und Erkenntnissen zu den Kegelschnitten und Tycho Brahes äußerst akkuraten Messungen lieferten ein noch ungenutztes großes Potenzial. 1628 konnte er seine Theorie der gelehrten Welt zugänglich machen. Da sich wissenschaftliche Erkenntnisse jedoch immer noch sehr langsam verbreiten konnten, waren die jungen Astronomen Jeremiah Horrocks und William Crabtee vermutlich im Jahr 1639 die Ersten, die die Rudolfinischen Tafeln benutzten – und das immerhin nach 10 Jahren (und wenigen Monaten). Trotzdem erlangte seiner Zeit keiner von Keplers Werke so großes Aufsehen, wie die von Kopernikus zu seiner Zeit, oder eine Generation nach ihm, die Werke von Galileo Galilei.

Untersuchung eines generierten Sternsystems aus SpaceEngine (Teil 1/4)

Heute soll es darum gehen, wie SpaceEngine in einem Sternsystem Dinge generieren lässt, und wie man sich diese erklären kann. Das Sternsystem, um das es heute geht, nennt sich RS 8496-950-7-1573276-872. Diese Katalognummer von SpaceEngine bedeutet folgendes: RS steht für einen Stern/Sternsystem, 8496 steht für die Milchstraße, die folgenden Nummern sind vermutlich Positionsangaben, die letzte Zahl 872 bedeutet, dass es der 872te Stern in dieser Region ist. Von was? Vermutlich von der Größe her. Um den Namen des Sternsystems einprägsamer zu gestalten, habe ich es Jezornai, oder Chi’Blarjenerty genannt. Und jetzt schauen wir uns das System an.

Wo befindet sich Jezornai?

Jezornai befindet sich in einer sehr dichten, sternenreichen Zone, und ist etwa 5 033,6 LJ von Sagittarius A* und etwa 23 270 LJ von der Sonne entfernt.

Wie ist das Sternsystem von Jezornai aufgebaut?

Das Planetensystem von Jezornai
Die Maßstäbe von den Körpern im Planetensystem von Jezornai
Das Planetensystem von Jezornai in der Kartenansicht.

Jezornai hat 9 große Planeten und einen Zentralstern. Der Aufbau unterscheidet sich erheblich von dem des Sonnensystems, es ist aber auch nicht dem eines Roten Zwergs typisch. Da Jezornai mit 83 % der Sonnenmasse und das Spektrum K0.3 besitzt, ist er auch kein richtiger Roter Zwerg mehr. Da dieses Sternsystem ein äußerst altes mit 12,331 Mrd. Jahren ist, verweilt der Zentralstern nach der beliebten Faustformel noch etwa 4,5 Mrd. Jahre auf der Hauptreihe, danach geht es zu den Unterriesen (IV) höchst wahrscheinlich weiter. So sieht das Jezornai-System auf der „Karte“ aus:
Dann kann ich noch eine Ansicht der Planeten liefern (links).

Zentralstern Jezornai

Der Zentralstern von Jezornai, Jezornai, ist ein typischer K0.3 V Stern. Das V signalisiert, dass er sich in der Hauptreihe befindet. Jezornai ist nur selten anfällig für riesenhafte Steigerungen der Leistung auf das ca. 1,76-fache innerhalb von wenigen Sekunden. Diese sogenannten Flares sind bisher vermutlich nur 5 bis 25mal aufgetreten. Seine Blasen an der Oberfläche sind ziemlich klein, durch seine geringere Aktivität finden sich nur wenige Sonnenflecken. Tatsächlich sieht man Jezornai etwas mehr orange als die Sonne.

Von Jezornai 3 sieht man den Zentralstern etwas größer als auf der Erde die irdische Sonne oder den Mond.

Jezornai 1

Der erste Planet von Jezornai, gesehen aus der Nähe zum Zentralstern, nennen wir ihn mal Ukwytopahr, ist ein sehr heißer Planet mit einer dichten Atmosphäre. Sein Äußeres sieht nach einer dichten und hohen Atmosphäre aus, er hat an vielen Stellen eine deutliche rötliche Farbe und wenn man näher hinschaut, kann man einige unscheinbare Vulkane entdecken. Die Vulkane verraten sein heißes Inneres, erzeugt durch die enge Nähe zu seinem Heimatstern.

Klima

Messungen ergeben eine durchschnittliche Planetentemperatur im Aphel von 643,04 °C und im Perihel 655,77 °C. Am 09.02.2020 um 14:26 UTC hatten wir eine durchschnittliche Temperatur von 653,86 °C. Das ist ziemlich klar, denn Ukwytopahr bekommt etwa 81,7-mal soviel Licht von seiner Sonne ab, wie die Erde (ohne Extinktion) von ihrer Sonne.
Auch interessant ist sein Wettersystem. Seine Wolken, vermutlich aus dem Wasserdampf und Schwefelsäure der Atmosphäre, bilden sich in größeren Höhen zwischen 3 717 und 3 243 mBar und bei Temperaturen von ca. 568 bis 540 °C. Bei diesen Bedingungen kann das Wasser in den Wolken nicht kondensieren und abregnen, da es zu warm ist. Die Wolken sind wirbelartig auf der Tagseite des Planeten angeordnet, und eine Wolkenformation braucht etwa einen Ukwytopahr-Tag und überdecken große Flächen der Tagseite. Auf der Nachtseite wurde ein ähnliches Sturmsystem gefunden, welches vermutlich genau umgekehrt funktioniert.

Atmosphäre

Weitere Messungen ergeben, dass Ukwytopahr eine dichte Atmosphäre von 5,49 Bar, genauer 5 492,29 mBar oder hPa auf Meereshöhe hat. Seine Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserdampf (84 %), Schwefeldioxid (9 %), Kohlenstoffdioxid und diatomarer Stickstoff (2,2 %). Die Atmosphäre wiegt ungefähr 2,122 × 1019 kg und nimmt etwa 0,000 666 86 % der Gesamt-Planetenmasse ein. Die messbare Höhe der Atmosphäre beträgt 441,63 km über dem Meerespegel. Die Tropopause liegt auf etwa 93,4 km Höhe und die Höhe, in der die Atmosphäre eine homogene Verteilung erfährt, liegt auf 41,57 km Höhe. Die Temperatur der Exosphäre beträgt maximal 1 942 °C, die Luftdichte liegt bei 1,6745 kg/m³, die Atmosphäre schafft einen Treibhauseffekt von + 138,57 °C. Die durchschnittliche Molmasse beträgt 23,549 g/mol. Die Schallgeschwindigkeit beträgt 661,3 m/s. Seine Atmosphäre ist also eine recht markante Atmosphäre.

Magnetfeld

Vermutlich, das verrät mir SpaceEngine nicht, hat Ukwytopahr ein Magnetfeld. Das vermute ich, denn scheinbar hat Ukwytopahr einen aktiven Eisenkern, der u.a. den bereits genannten Vulkanismus antreiben kann, allerdings wird er auch durch die sehr heiße Grundtemperatur von Ukwytopahr angetrieben. Ein weiteres Indiz ist, dass seine Atmosphäre noch nicht weggeblasen wurde, denn Ukwytopahr ist sehr nahe an seinen Zentralstern und hat keine so große Masse und große Fallbeschleunigung.

Geografie

Ukwytopahrs sichtbare Tagseite

Der Planet hat einige Kanäle, abgekürzt mit K., man findet auch einige Vulkane, abgekürzt mit M., Hochländer, abgekürzt mit T., und Tiefebenen, abgekürzt mit Ma., die Hochländer sind dunkler als die Umgebung, die Kanäle sind sichtbare helle Stellen, die sich wie Termiten durch die Oberfläche fressen. Die Vulkane sind lokal begrenzte, meist kreisförmige Erhöhungen, die sich farblich vom Rest unterscheiden. In der Front des Planeten wirkt er tatsächlich rötlich, wobei es in der Wolkenschicht scheinbar ebenso eine starke rote Farbe gibt.

Die Karte zeigt nur die Tagseite und auch nicht die Ränder. Die Namen wurden durch zufällige Konsonanten-Anreihung und zufällige Vokal-Verteilung generiert.

Ukwytophar scheint keine Krater zu besitzen – Asteroiden die einschlagen könnten, werden von der Atrmosphäre beim Eintritt verdampft, größere Asteroiden kommen durch, was entweder scheinbar in diesem Planetensystem sehr unwahrscheinlich ist, oder Ukwytopahrs Oberfläche ist sehr jung und dementsprechend geologisch aktiv, was auf den Vulkanismus hindeutet und auf sein nicht angezeigtes Magnetfeld.

Bewegung

Er hat eine gebundene Rotation, d.h. er dreht sich genau einmal, wenn er sich einmal um seine Sonne bewegt hat. Das bedeutet, dass er immer eine Seite hat, die zur Sonne schaut, und eine Seite, die immer im Schatten liegt. Soweit die Theorie, aber tatsächlich, durch seine geringe Exzentrizität von der Umlaufbahn, passt der Umlaufrhytmus durch mal etwas zu langsame oder zu schnelle Geschwindigkeiten nicht, deshalb taumelt die Tagnachtgrenze, oder Terminator im Fachjargon, leicht hin und her. Das nennt man auch Libration. Durch die Libration hier wird insgesamt etwa 52-53 % beleuchtet, aber natürlich nie immer.

Mondsystem

Ukwytopahrs Mondsystem in der Kartenansicht

Ukwytopahr hat 7 Asteroidenmonde. Die inneren 5 Monde laufen fast exakt auf der Umlaufbahnebene. Die zwei äußeren Monde sind stark gegen die gewöhnliche Ebene geneigt. Die Monde sind alle nur etwa ein Dutzend Kilometer im Radius groß und haben alle ihr eben genanntes asteroidales Aussehen. Hier eine knappe Tabelle über die:

Die Geschichte der Astronomie, Teil 25

Tycho und Kepler, Teil 6: Johannes Kepler

Johannes Kepler, ein wichtiger Astronom um den Jahrhundertswechsel 1600, auch leidenschaftlicher Astrologe, der ab 1600 für Tycho Brahe arbeitet. Nach seinem Tod in 1601 übernahm er seinen Platz. Er konnte zehn Jahre lang arbeiten, bis schlechte Zeiten über ihn einbrachen. So musste er schnell zu seiner Mutter, die als Hexe verdächtigt wurde und vor einem Prozess steht. Kepler konnte seine Mutter vor der Verbrennung retten, aber sein Leben wurde nicht mehr wie früher.

Bildergebnis für tycho brahe und johannes kepler
Ein Denkmal für Tycho und Brahe in Prag.
Bildquelle: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Praha,_Hrad%C4%8Dany_-_Tycho_Brahe_a_Johannes_Kepler.jpg

Johannes Kepler, geboren in Weil der Stadt, im Jahr 1571, wuchs in schwierigen familiären Verhältnissen auf, so verließ der Vater die Familie als Kepler 5 Jahre alt war. In seiner Kindheit erlitt er einer damals noch gefährlichen Pockenerkrankungen. Er wurde stark kurzsichtig. Trotz einer zusätzlichen finanziellen Not konnte er zur Schule gehen und 1589 sogar ein Theologiestudium beginnen. Während dem Studium wurde er mit dem kopernikanischen Weltbild vertraut gemacht. Er soll es theologisch und mathematisch verteidigt haben.

Auch seine Mutter half beim Astronomie-Thema nach: Sie zeigte ihm zum Beispiel den Großen Komet von 1577, oder 1580 eine Mondfinsternis. So weckte sie bei ihm das Interesse an der Astronomie. Auch war er begeistert von der Astrologie und so erstellte er Horoskope, von denen heute übrigens noch über 800 Stück erhalten sind.

Johannes Kepler heiratete 1597, allerdings war die Beziehung nicht von großer Tragweite: 2 von 4 Kinder von den beiden starben bereits früh; außerdem enttäuschte Kepler seine Frau ihn sehr, als sie ihm ohne Zweifel erklärte, dass sie Astrologie für reinen Quatsch halte.

Trotz seiner Liebe zur Astrologie war er auch ein guter Mathematiker. Er war komplett überzeugt davon, dass der christliche Heiland, dass Universum nach mathematischen Figuren und Einheiten geschaffen hat. So hat er zum Beispiel versucht, die Bahnen der Planeten mit regelmäßigen Vielecken zu vergleichen, um den Abstand der Bahnen zu bestimmen. Es hatte nicht geklappt.
Nun versuchte er es statt zweidimensionalen Flächen mit dreidimensionalen Körpern. Er stellte schon bald fest, dass die fünf platonischen Körpern in diese sphäroidalen Bahnen passten. Bei den platonischen Körpern handelt es sich um die vollkommensten Körper, abgesehen von der Kugel, sie setzen sich aus den regelmäßigen Vielecken zusammen. Seiner Ansicht nach, war das im Groben die endgültige Erklärung dafür, warum „Gott“ solche regulären Körper erschaffen hatte. Das war die Erkenntnis, die Tycho Brahe nicht sehr gefiel, aber um den Ideenreichtum beeindruckte. Sein Ergebnis ließ er im „Mysterium Cosmographicum“ (Das Weltgeheimnis) abdrucken.

Als Kepler 1600 dann ein Assistent von Tycho Brahe wurde, sollte er zur Fertigstellung der „Rudolfinischen Tafeln“ dienen. Sie wurden natürlich nach Rudolf dem II. benannt (Brahes Gönner). Mit den Tafeln sollen sich dann endlich die Planetenstellungen genauer berechnen und vorhersagen lassen. Allerdings ließ Tycho Brahe ihm gerade so viel Einblick in seine Daten gewähren, sodass er seine Arbeit weiterführen kann. Aber ohne die Offenbarung von Tychos aller Beobachtungsdaten, konnte Kepler niemals die Tafeln fertigstellen. Am 24. Oktober 1601, noch nicht mal nach einem Jahr der Zusammenarbeit verstarb Tycho Brahe, siehe letztes Kapitel, Brahe überließ offiziell Kepler alle seiner gesammelten Beobachtungsdaten. Aus diesen Daten konnte er die drei Keplerschen Gesetze ableiten. Er entdeckte z.B. so, weil sich Tycho Brahe sich insbesondere für die Stellung des Planeten Mars interessiert war, dass der Mars um 8 Bogenminuten um die Kreisbahn abwich. So passten seine Daten weder zur Epizykeltheorie von Ptolemäus, weder zum Heliozentrischen Weltbild von Kopernikus, der übrigens nur Kreisbahnen annahm, weil es ihm als die vollkommenste Form erschien, obwohl er Zugang zu den Arbeiten zu den Kegelschnitten von Apollonius von Perge gehabt hätte.

1604 ereignete sich dann noch eine Supernova, die Kepler beobachten konnte, die Letzte war erst 1572 detoniert. Bis zum heutigen Tage übrigens, war die Supernova von 1604 die letzte beobachtbare Supernova in der Milchstraße. Der Hofangestellte Johann Brunowski fiel die Supernova als Erstem auf. Zuerst dachte Kepler, der seinen Bericht gelesen hatte, es wäre ein Irrtum, doch am 17. Oktober, als sich die Wolken über Prag wieder verzogen, erkannte er unübersehbar die Supernova, die so hell wie der Jupiter geleuchtet haben sollte. Sie stand im Sternbild Ophiuchus (Schlangenträger), die Supernova, die Brahe beobachtete, stand im Sternbild Kassiopeia. Aber wie bei Tycho Brahe verblasste dieser vermeintlich neu entdeckte Stern binnen zweier Jahre.

Und zu guter Letzt das doch sehr emotionale, und religiöse Verhältnis Keplers zur Wissenschaft:

„Es ist wahr, dass die Menschen durch eine göttliche Stimme zum Studium der Astronomie angeregt werden. Diese Stimme äußert sich nicht in Worten und Silben, sondern in der Natur selbst. Sie ist in den Dingen und in dem Einklang der menschlichen Sinne und Gedanken mit der Ordnung und den Eigenschaften der himmlischen Objekte. Trotzdem gibt es ein Schicksal, durch dessen unsichtbare Kraft verschiedene Menschen dazu gebracht werden, verschiedene Künste zu ergreifen. Durch sie können sie sicher sein, dass als Teil der Schöpfung auch bis zu einem bestimmten Anteil an der göttlichen Vorsehung teilnehmen. Als ich in meinen ersten Jahren die Süße der Philosophie genoss, umarmte ich das Ganze mit überwältigender Sehnsucht. Und ohne spezielles Interesse an der Astronomie.  Wissen hatte ich genug und darum keine Schwierigkeiten, astronomische und geometrische Themen zu verstehen, die zum normalen Curriculum gehörten. Sicher half mir auch mein Talent für Zeichnungen, Zahlen und Verhältnisse […].“

~Johannes Kepler

Bis zum Nächsten Mal.

Solar Orbiter (SolO)

Wann? Am 10. Februar 2020 um 05:03 MEZ
Wer? ESA, im Rahmen des Cosmic Vision Programms, NASA (führt den Start durch)
Trägerrakete: Atlas V 411
Was? Eine Sonnenerforschungssonde, die von verschiedenen „Konsortien“ in Europa gebaut wird. (wissenschaftliche Nutzlast)
Ziel: Heliozentrische Umlaufbahn, die endgültige Umlaufbahn hat eine Inklination von 33° und kommt bis auf 42 Millionen km an die Sonne heran
Start von: LC-41, Cape Canaveral AFS, Florida, USA
Masse: SolO: 1800 kg

Der Startvorgang und die weiteren Abläufe im Überblick.
Startablauf

Der Solar Orbiter ist eine ESA-Raumsonde im Rahmen des Cosmic Vision Programms. SolO hat insgesamt 10 Instrumente an Board, die von verschiedenen „Konsortien“ Europas gebaut werden. Am 09. Februar 2020 um 23:03 Ortszeit, oder um 05:03 MEZ ein Tag später bei uns in Mitteleuropa. Falls dieser Anlauf nicht gelingt, gibt es auch ein zweistündiges Fenster jeden Tag bis zum 23. Februar, weil bis dahin die Bahnmanöver noch energetisch mit der Schubkraft des Triebwerks passt.

Weil der SolO nicht sofort in der Sonnennähe sein kann, wird er sich bis November 2021 annähern, um die nominelle Missionsphase einzuläuten. Die Reise des SolO führt auf eine elliptische Sonnenbahn. SolO wird außerdem in einer resonanten Umlaufbahn mit der Venus liegen, jeder dritte Umlauf wird SolO also dicht an die Venus gelangen. SolO wird, wie Parker Solar Probe auch, durch Flyby-Manöver Sprit sparen und dadurch ihre Bahn verändern können. So bremst SolO 8mal an der Venus und einmal an der Erde ab, um auch näher der Sonne zu kommen und dabei die Inklination, die Bahnebene zur Ekliptik, steigern. Seine kleinste Annäherung ab 2031 führt den SolO bis auf 60 RS heran.

Die Reise von SolO im Überblick.

Weil bei einer solchen Nähe ein Strahlungsdruck von

, (E ist die Beleuchtungsstärke, Ls ist die Sonnenleuchtkraft, O ist die Oberfläche). Das wäre etwa das 12,7-fache im Weltraum in der Höhe der Erdumlaufbahn = 1 AE.  Deshalb wurde bei der Planung natürlich nicht auf einen Hitzeschild verzichtet. Der Hitzeschild besteht aus mehreren Schichten, und ist u.a. aus einer Hochtemperatur-Mehrschicht-Isolierfolie, beschichtet mit „Solar Black“.

SolOs Aufgabe ist es, die Sonne, ja wirklich die Sonne, in verschiedenen Wellenlängenbereich (sichtbares Licht, Radio, extremes UV und Röntgenstrahlung) zu untersuchen, und das mit einer bisher unerreichten Auflösung. Sie wird nicht nur die Sonne an sich untersuchen, sondern mit ihren In-Situ-Instrumenten SolOs direkte Umgebung. Auch wenn Parker Solar Probe viel näher an die Sonne herankommen kann, ist es SolOs Aufgabe speziell die Polarregionen von der Sonne ausgiebig zu untersuchen. Auch ein Vorteil der gewählten Höhe ist es, dass die Parker Solar Probe im Perihel, also am sonnennächsten Punkt etwa so schnell sich bewegt, wie die Sonne rotiert, somit können auch ganz gut Langzeitaufnahmen von zumindest einer größeren Region der Sonne angefertigt werden.

SolOs Instrumente


Flugmodell von Imager & Detektor-Elektronik-Modul des “Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays (STIX)”
  • STIX (Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays) ist ein Spektrometer und ein Teleskop, gebaut von der Fachhochschule Nordwestschweiz. für die Beobachtung im Röntgenstrahlenbereich. Der beobachtete Energiebereich wird etwa 4 keV bis 150 keV mit einer Winkelauflösung von etwa 7 Bogensekunden und einem Sichtfeld von 2 Grad umfassen. Das STIX wird die Intensität, Spektrum, Zeit und Ursprung von Röntgenquellen beobachten. So können Rückschlüsse auf Elektronen gezogen werden, die in der Korona der Sonne auf beachtliche Energien beschleunigt werden. Im Hintergrund steht dabei das Rätsel, wie sich die Korona nach der Sonnenoberfläche massiv bis etwa eine Millionen Kevin erhitzen kann. Das AIP (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam) hat sich ebenso am STIX beteiligt, genauso wie am Instrument EPT-HET für den EPD. Mehr zum STIX
  • PHI (Polarimetric and Helioseismic Imager) vermisst das Magetfeld in der Photosphäre. Dessen Daten könnten aufschlussreich sein, über Sonnenflecken mehr herauszufinden. Der PHI kommt aus dem MPS (Max-Planck-Institut für Sonensystemforschung) und in Zusammenarbeit mit dem KIS (Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik).
  • EUI (EUV full-Sun and high-resolution Imager) fertigt Bilder der verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre an. Das EUI kommt auch aus dem MPS.
  • Coronagraph METIS beobachtet die Korona im Bereich des sichtbaren Lichts bis ins Ultraviolette in hoher räumlicher und zeitlicher Auflösung. METIS kommt wie einige andere Instrumente auch vom MPS.
  • SoloHI (Heliospheric Imager) beobachtet Anomalitäten des sichtbaren Lichts durch die Elektronen im Sonnenwind. Dadurch können Massenbewegungen in der Korona aufgedeckt werden.
  • SPICE (Spectral Imaging of the Coronal Environment) vermisst die untere Korona und die Photosphäre durch ein UV-Spektroskop. SPICE kommt ebenso vom MPS.

Die In-situ-Instrumente (für die unmittelbare Umgebung):

  • EPD (Energetic Particle Detector) besteht aus SIS, STEIN, EPT-HET und LET (Suprathermal Ion Spectrograph, Suprathermal Electrons, Ions and Neutrals Telescope, Electron and Proton Telescope-High Energy Telescope, Low Energy Telescope) und untersucht Ionen, Elektronen und Atome, energiegeladenen Teilchen bei wenigen keV, bis zu hochenergetischen Elektronen und Ionen, 100 MeV (Protonen) und 200 MeV/Nukelon (schwere Ionen). Der EPD kommt vom CAU (Christian-Albrechts-Universität zu Kiel).
  • SWA (Solar Wind Plasma Analyser) untersucht den Sonnenwind auf Eigenschaften und Zusammensetzung.
  • MAG (Magnetometer) misst das lokale Magnetfeld.
  • RPW (Radio and Plasma Waves) misst ebenso lokale Magnetfelder und elektrische Felder mit auch einer hohen zeitlichen Auflösung.
Ein Beitrag von UWL vom 20.09.2019.
Livestream des Starts des Solar Orbiters.

Status: Umläuft die Sonne und nähert sich ihr an.

Quellen:

https://www.aip.de/de/forschung/forschungsschwerpunkt-kmf/cosmic-magnetic-fields/sonnenphysik/solare-radiophysik/solar-orbiter-solo?set_language=de
https://stix.i4ds.net/
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Solar_Orbiter
https://de.wikipedia.org/wiki/Solar_Orbiter

Bildquellen:
https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2020/01/solar_orbiter_launch_and_deployment_sequence/21808995-5-eng-GB/Solar_Orbiter_launch_and_deployment_sequence_pillars.png
https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2020/01/solar_orbiter_journey_around_the_sun/21809036-4-eng-GB/Solar_Orbiter_journey_around_the_Sun_pillars.png
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c0/STIX.jpg

Spitzer-Weltraumteleskop

Das Spitzer-Weltraumteleskop wird heute am 30.01.2020 abgeschaltet. Das wurde bereits Ende Mai des letzten Jahres bekannt. Was das SST geleistet hat, und wie die letzte Missionsphase im Zusammenhang mit dem James-Webb-Weltraumteleskop JWST steht, dazu jetzt. Das Spitzer-Weltraumteleskop wurde nach Astrophysiker Lyman Spitzer benannt.

Das Teleskop

Das Spitzer-Weltraumteleskop (SST) ist ein Infrarotteleskop und arbeitet auf den Wellenlängen von 3 bis 180 µm. Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop kann man besser protoplanetare Scheiben erkennen, in Sternentstehungsgebieten vordringen oder durch interstellare Wolken besser durchschauen, außerdem kann man mit Spitzer theoretisch besser Rote Zwerge, oder Braune Zwerge, aber auch ganz andere Objekte wie Galaxienkerne, weitentfernte Galaxien mit starker Rotverschiebung entdecken. Der Vorteil von dem infraroten, langwelligeren Licht ist, dass dieses Licht nicht so einfach gestreut, geblockt oder abgelenkt werden kann, so kann Spitzer ja auch teilweise durch diese interstellaren Wolken aus Staub und Gas blicken.

Verschiedene Aufnahmen, die alle von Spitzer stammen.
Bildquelle: http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA19872.jpg

Das Herzstück des Teleskops besteht aus einem 85-Zentimeter-Hauptspiegel, einem kleineren Nebenspiegel aus Beryllium. An Bord befinden sich drei verschiedene Instrumente als Detektoren:

  • IRAC: (von Infrared Array Camera), das sind vier Infrarotkameras, die simultan vier verschiedene Bereiche mit den Wellenlängen 3,6; 4,5; 5,8 und 8 µm aufnehmen können. Das Gesichtsfeld beträgt 5,12 mal 5,12 Bogenminuten.
  • IRS (von Infrared Spectrograph), ein Infrarotspektrometer, die in vier verschiedenen Wellenlängen arbeiten. (von 5,3 bis 14 µm und von 14 bis 40 µm niedrig auflösend; von 10 bis 19,5 und von 19 bis 37 µm hochauflösend)
  • MIPS (von Multiband Imaging Photometer for Spitzer) ist hauptsächlich für das Ferne Infrarot zuständig, so ist es aus drei Detektorfeldern, die bis zu 160 µm ausgelegt sind. Sen Gesichtsfeld beträgt bei kürzeren Wellenlängen 5 mal 5 Wellenlängen und bei längeren Wellen 5 mal 0,5 Bogenminuten.

Um die störenden Wärmeeinstrahlungen von der Erde zu verhindern, wurde seine so Position ausgewählt, dass Spitzer für die Kommunikation nicht allzu weit weg ist, und nicht allzu nah zur Erde. Spitzer soll sich so also um eine Bahn um die Sonne, also heliozentrisch, bewegen. Auch wurde das Teleskop und die Instrumente mit flüssigem Helium auf etwa 5,5 K runtergekühlt, was nahe dem absoluten Nullpunkt ist. Das integrierte Hitzeschild hält die Wärme von der Sonne dem Teleskop fern und auch wärmere Teile der Raumsonde auch.

Der Start

Der Start von Spitzer mit der Delta II 7920H.
Bildquelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Spitzer-Weltraumteleskop#/media/Datei:Delta_II_7920H-9.5_ignition_with_SIRTF.jpg

Das SST, zu Zeiten des Starts noch SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) startete am 25. August 2003 mit einer Delta II 7920H. Eine Delta II 7920H besitzt 8 Booster und laufen mit Wasserstoff, darauf weit das „H“ hin. Es war ein Nachtstart für Spitzer und bei uns war es noch 07:35 MESZ. Der Start lief reibungslos ab. Das Ziel von Spitzer, der Zielorbit ist ein heliozentrischer Orbit und es fiel nach dem Start allmählich von der Erde zurück. So entfernt sich Spitzer der Erde und somit beschränkt sich die Kommunikationszeit. Die Kommunikationszeit beschränkt sich in den letzten Monaten auch, weil die Erde inzwischen von Spitzer aus gesehen einen nahen Winkel zur Sonne hat, so kann man Spitzer nur kurz zur Erde ausrichten und Daten austauschen, weil dabei die Sonneneinstrahlung nicht mehr auf die Solarzellen trifft und außerdem sich die Raumsonde wegen der Stellung erwärmt. Wie auch immer, der Start war supi!

Missionsverlauf

Ursprünglich war bloß eine Missionsdauer von 2,5 Jahre angesetzt. Diese wurde nun bei weitem übertroffen. Vom Startdatum bis zum heutigen Datum vergingen 6 002 Tage, oder 16 Jahre, 5 Monate und 5 Tage. Weil eine solange Betriebsdauer gar nicht vorgesehen war, war bis zum 15. Mai 2009 das flüssige Helium langsam ins All diffundiert oder aufgebraucht. Seitdem war der Betrieb von einigen wesentlichen Instrumenten, aufgrund der höheren Temperatur von 31 K nicht mehr möglich. Lediglich der Betrieb von zweien der vier IRAC-Kameras war mehr möglich. Deshalb unterscheidet man zwischen der Spitzer Cold Mission, und auch der primären Mission, und der Spitzer Warm Mission.

Gegenwärtig ist das Spitzer-Weltraumteleskop etwa 265,7 Mio. km von der Erde entfernt (30.01.2020, 19:09)

Spitzer Cold Mission

Milchstraße
Ein Bild aus der Region des Zentrum der Galaxie
Bildquelle: © Nasa/ JPL-Caltech/ Susan Stolovy (SSC/Caltech) et al.
News um das Bild: http://www.spitzer.caltech.edu/news/227-ssc2006-02-Spitzer-Captures-Our-Galaxy-s-Bustling-Center
  • Herbst 2005: Man erhielt aus einer Aufnahme im Sternbild Drache, nach der Ausfilterung störender Quellen, z.B. naheliegende Galaxien, ein Bild des frühen Universums, welches mit den gängigen Theorien übereinstimmte.
  • Frühjahr 2006: Durch Kombination (Stacking) mehrerer Tausend Einzelaufnahmen ein Bild mit hoher Qualität vom Zentrum der Milchtraße, das hätte man mit dem HST (Hubble-Weltraumteleskop) nicht machen können, da das sichtbare Licht im Bereich vom HST nicht durch die interstellaren Wolken zum Zentrum der Galaxie vordringen kann.
  • Nach Oktober 2006: Mithilfe von Aufnahmen aus Oktober 2006 konnte man eine recht gute Temperaturkarte, ähnlich einem Bild aus einer Wärmebildkamera, von HD 189733b erstellen.
  • Mai 2007: Spitzer hat eine Menge bis dato noch unbekannte Zwerggalaxien im Coma-Cluster, in etwa 320 Millionen LJ Entfernung, nachweisen können. (Im Sternbild Haar der Berenike)
  • Ab Februar 2007: Nachdem man im Februar noch kein Wasser auf HD 189733b nachweisen konnte, gelang ein Nachweis im Juli 2007, und im Dezember 2008 ein eindeutigerer Nachweis.
  • Frühjahr 2008: Bei AA Tauri wurde eine protoplanetare Scheibe entdeckt, die auch organisches Material enthielt, außerdem wurde bei HD 189733b Methangas in der Atmosphäre nachgewiesen.
  • Dezember 2008: Eine eindrucksvolle Aufnahme zeigt die Zerstörung der protoplanetaren sehr junger Sterne durch den Sonnenwind von nahen massereichen Sternen.

Spitzer Warm Mission

Eine künstlerische Darstellung der entfernten Ringe von Saturn.
Bildquelle: http://www.spitzer.caltech.edu/uploaded_files/graphics/high_
definition_graphics/0005/4575/ssc2009-19c-REC.jpg?1269904834
  • Oktober 2009: Ein sehr dünner Ring wurde erstmals um Saturn entdeckt. Er ist viel dünner und größer als die anderen Saturnringe, der Ring geht bis ins Mondsystem, z.B. an die Bahnen von Iapetus.
  • März 2010: Zwei „urtümliche“ Schwarze Löcher wurden in 12,7 Mrd. LJ entdeckt. Urtümliche Schwarze Löcher sind vermutlich nicht von Staubtori (Singular: Staubtorus, diese Donut-Form) umgeben, wie die meisten später entstandenen Quasare.
  • Juli 2010: Es wurden erstmals Fullerene, das ist eine Kohlenstoffmodifikation im Kosmos nachgewiesen, genauer: im Planetarischen Nebel Tc 1.
  • Juli 2012: Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop wurde um Gliese 436 zwei Planeten festgestellt. Gliese 436b ist ein Planet, der nur 2/3 Größe der Erde hat. Seine geschätzte Effektive Oberflächentemperatur beträgt etwa 600 °C.

Nachtrag: Mysteriös, das Exoplanetenarchiv meldet, dass Gliese 436b scheinbar ein Neptun-ähnlicher ist.

Andere Infrarot-Weltraumteleskope

z.B.: das Hubble-Weltraumteleskop (Nahes Infrarot), IRAS (Infrared Astronomical Satellite, ISO (Infrared Space Observatory), Herschel-Weltraumteleskop, und auch das JWST (James-Webb-Weltraumteleskop).

Quellen:
https://de.wikipedia.org/wiki/Spitzer-Weltraumteleskop
https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/
http://www.spitzer.caltech.edu/

Tschüss, Spitzer! ☺

Das Sternbild Chemischer Ofen

Dieses Sternbild ist unter der Öffentlichkeit sehr unbekannt, selbst ein Laie, der sich nicht alle Sternbilder merken kann, hat von diesem Sternbild unter Umständen noch nie gehört. Selbst wenn der Laie das Sternbild kennt, hat er es noch unwahrscheinlicher bewusst gesehen. Der Grund ist, dass das Sternbild für Mitteleuropa im Spätherbst nur sehr tief am Horizont steht und dazu noch keine hellen Sterne besitzt, noch eine einprägsame Figur. Grob steht es am Sternenhimmel umzingelt von einer Schlinge des Eridanus, und somit in der weiteren Umgebung des Sternbild Orion. Die meisten bewanderten Laien, die sich regelmäßig auf YouTube Videos von „Harald Lesch“, oder „Urknall, Weltall und das Leben“ sich ansehen, kennen es vielleicht unter einem anderen Namen. Tatsächlich ist hier eher der lateinische Name für das Sternbild eher in Gebrauch, so auch die Wikipedia. Der lateinische Name für den Chemischen Ofen ist Fornax, und der Genitiv dazu ist Fornacis.

Eine Sternkarte der Umgebung von Fornax (Chem. Ofen).

Beschreibung

Der Chemische Ofen ist ein dunkles Sternbild; es hat keiner Sterne heller als 3 mag und Dalim, der hellste Stern aus dem chem. Ofen hat eine Helligkeit von 3,80 mag. Allerdings hat es auch einige andere stellare oder andere Objekte, wie die Fornax-Zwerggalaxie.
Sie ist eine Satellitengalaxie der Milchstraße in 450 Tausend LJ Entfernung. Sie hat einen Durchmesser von etwa 7 860 LJ und enthält laut meiner eigenen Schätzung etwa 200 bis 500 Millionen Sterne, im Gegensatz zur Milchstraße die etwa 300 Mrd. Sterne haben soll. Die Fornax-Zwerggalaxie ist aufgrund geringer Flächenhelligkeit nur mit Langzeitbelichtungen durch ein Teleskop sichtbar.

NGC 1360

Ein großer planetarischer Nebel mit einer Winkelausdehnung von etwa 6,5′ (Bogenminuten: 1/60 Grad) ist NGC 1360. Dieses Objekt wurde als eines von nur wenigen von ziemlich vielen Entdeckern unabhängig entdeckt. Dieser planetarische Nebel heißt auch „Wanderdrosseleiernebel“.

Außerdem sind 14 Mitglieder des Fornax-Galaxienhaufens heller als etwa 11,5 mag und können somit sich im Amateurteleskop schon angesehen werden.

Geschichte

Erstmals wurde dieses Sternbild 1756 von Nicolas Louis de Lacaille eingeführt, welches dann von Bode in seinem Sternatlas „Uranographia“ übernommen wurde.

Zwischen 2003 und 2004 nahm das Hubbel Weltraumteleskop (HST) in diesem Gebiet das Hubble Ultra Deep Field mit mehr als 9 500 Galaxien auf, wobei die entferntesten eine Rotverschiebung von bis zu 7 aufweisen. (Was für ein tolles Thema eigentlich)!

Enthaltene Himmelsobjekte

Quellen

SIMBAD: https://simbad.u-strasbg.fr
Bildquelle: NGC 1360: https://www.starobserver.org/ap180511/
https://de.wikipedia.org/wiki/Chemischer_Ofen