Dienstag, 22. Januar 2008

Astronomie Sonnensystem

Welt ohne Wetter – Neuer Besuch beim Merkur

Zum ersten Mal seit 33 Jahren besucht wieder ein (unbemanntes) Raumschiff Merkur, den innersten Planeten unseres Sonnensystems. Bei ihrem ersten Vorbeiflug nähert sich die amerikanische Sonde „Messenger“ dem Planeten bis auf nur ca. 200 km. Später wird „Messenger“ noch zwei weitere Vorbeiflüge absolvieren (Oktober 2008 und September 2009), bis die Raumsonde dann soweit abgebremst ist, um im März 2011 in eine Umlaufbahn um Merkur einzutreten.


Die amerikanische Raumsonde Messenger im Anflug auf den Merkur
Bild durch Anklicken vergrößern! (Quelle: NASA)

Der Merkur
Merkur ist mit 4.878 km Durchmesser der kleinste Planet unseres Sonnensystems und von allen Planeten der Sonne am nächsten. Er umrundet die Sonne einmal in nur 88 Tagen und dreht sich in 56 Tagen einmal um die eigene Achse. Ein Merkurjahr hat somit 1 ½ Tage, der Planet vollendet in 3 Merkurtagen also 2 Umläufe um die Sonne.
Merkur ist ein Gesteinsplanet ähnlich wie Venus, Erde und Mars. Er hat aber einen besonders großen Eisen-Nickel-Kern, der über 2/3 der Gesamtmasse und 3/4 Viertel des Planetendurchmessers einnimmt! Der Kern ist demzufolge von einem Gesteinsmantel umgeben, der nur 1/3 der Gesamtmasse des Planeten ausmacht. Das ist wenig im Vergleich zur Erde, die einen relativ kleineren Kern und mit 3/5 Masseanteil einen umso größeren Mantel hat. Der Merkur hat deshalb mit 5,4 g/cm3 die höchste mittlere Dichte aller Planeten in unserem Sonnensystem. Der Merkurmantel hat eine Dicke von etwa 600 km und wird von einer dünnen Kruste umhüllt, die nur einige 10 km misst.
Die hohe Dichte des Merkur lässt sich erklären, wenn man die Entstehungsgeschichte unseres (und anderer) Sonnensysteme näher ansieht:
Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca.1 Lichtjahr) aus Gas(99%)und Staub(1%)kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, möglicherweise begünstigt durch Schockwellen benachbarter Supernovaexplosionen. Die Wolke zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, immer schneller wegen der Erhaltung des Drehimpulses und wird im Zentrum immer dichter und wärmer bis zur Entstehung eines Sterns. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe in der es zu Kondensationsvorgängen mit den vielen Staubteilchen als Kondensationskeimen kommt. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Bremswirkung des Gases und die Schwerkraft zur Scheibenebene, wo sie sich anreichern. Das Wachstum der Staubteilchen beschleunigt sich immer mehr, weil sie sich nun häufiger begegnen. Es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern. In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach außen absinkt kondensieren im inneren, heißen Bereich bis 0,5 AE (1 AE=150 Millionen km, die mittlerer Entfernung zwischen Sonne und Erde) vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate. Bei 3 AE wird die sog. „Schneegrenze“ erreicht, wo auch Eisteilchen auftreten. Die Planetesimale sind nun groß genug um weitere Materie anzusammeln. Die Größeren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stoßen aufeinander und zerfallen, oder sie werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äußeren Ring (Oortsche Wolke) bzw. stürzen in den Zentralstern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als innen, entstehen größere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Die daraus resultierenden sehr großen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch größere Mengen Gas an, wodurch die Gasplaneten (Gasriesen) entstehen.
Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier nicht auskondensiert, weil es zu warm ist. Die außerdem noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die gesteinsreichen Protoplaneten, die dadurch aufschmelzen, so daß eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel bilden den Kern, die Silikate den Mantel und die Kruste. Die dann noch übrig gebliebenen Planetesimale und kleineren Protoplaneten bildeten einen (oder mehrere) Asteroidengürtel.

Merkur hat also eine so hohe Dichte, weil er in deutlich größerer Sonnennähe entstanden ist als die anderen Gesteinsplaneten Venus, Erde und Mars. Der Anteil der Metalle Eisen und Nickel, die einen höheren Schmelzpunkt im Vergleich zu den Silikaten haben, ist bei Merkur dementsprechend höher.

Merkur besitzt als einziger Planet unseres Sonnensystems neben der Erde ein recht starkes globales Magnetfeld, das wahrscheinlich auf einem Dynamoeffekt des geschmolzenen Planeteninneren beruht Eine Strömung von elektrisch leitfähiger (geschmolzener) Materie innerhalb eines (schwachen) schon natürlicherweise vorhandenen Magnetfeldes induziert elektrische Ströme in der Materieströmung. Diese elektrischen Ströme sind ihrerseits wiederum von einem Magnetfeld begleitet, welches das ursprüngliche Magnetfeld verstärken kann. Bewegungsenergie aus der Materieströmung wird also in magnetische Energie umgewandelt (Dynamoprozeß). So kann sich aus einem anfangs nur schwachen Magnetfeld, dynamisch ein Magnetfeld von beachtlicher Stärke entwickeln.

Die Oberfläche des Merkur ist ziemlich gleichmäßig mit Einschlagskratern übersät, da eine extrem dünne Atmosphäre, die aus Wasserstoff, Helium, Sauerstoff und Natriumdampf besteht, ein ungehindertes Eindringen von Meteoriten gestattet, ohne dass diese dabei verglühen. Die große Anzahl der Krater je Fläche deutet auf eine sehr alte, seit der Entstehung des Merkur vor ungefähr 4 Milliarden Jahren nur wenig veränderte Oberfläche hin.
Die Temperaturgegensätze zwischen Tag- und Nachtseite sind wegen der nur in Spuren vorhandenen Atmosphäre außerordentlich extrem groß. Während am Tage die Temperaturen auf 450 °C steigen können, fallen sie in der Nacht auf bitterkalte -180°C. Merkur ist also eine Welt ohne Wetter! Auch Jahreszeiten gibt es nicht, da die Rotationsachse beinahe senkrecht auf der Bahnebene des Planeten um die Sonne steht.
In Kratern an den Polen, die immer im Schatten liegen könnte es sogar Wassereis geben!
Darauf deuten Radarmessungen mit Radioteleskopen hin. Auf Radarbildern, insbesondere vom Südpol des Merkur fand man kreisförmige, helle Zonen erhöhter Reflektion. Die Radarsignatur entspricht der von Eis, das mit einer Staubschicht bedeckt ist, nicht aber der von Silikatgesteinen, die den größten Teil der Planetenoberfläche bedecken. Die Kreisform der hellen Zonen spricht dafür, daß sich das mögliche Eis in tiefen Kratern befindet. Sollte sich das bestätigen, so stellt sich natürlich die Frage, woher das Eis eigentlich kommt. Es könnte von Kometen stammen, die in der Vergangenheit auf dem Merkur aufgeschlagen sind. oder aber aus dem Inneren des Planeten. Die erste Möglichkeit erscheint zumindest auf den ersten Blick als die wahrscheinlichere.


Die Reise zum Merkur
Die Reise der amerikanischen Raumsonde „Messenger“ zum Planeten Merkur ist eine recht komplizierte und langwierige Angelegenheit: Mit „SwingBy“ Manövern muß zunächst die Geschwindigkeit des Raumschiffs verringert werden, das ja die Geschwindigkeit der Erddrehung um die Sonne beim Start zunächst mitbekommt. Das Raumschiff verliert so Bahnenergie und „stürzt“ in Richtung Sonne und damit auch in Richtung Merkur.Auch das Einbremsen in die Umlaufbahn um Merkur wird mittels „SwingBy“ erreicht. Bei einem „SwingBy“- Manöver wird mit Hilfe des Schwerefeldes eines Planeten die Flugbahn eines Raumschiffes sowohl in der Richtung als auch der Geschwindigkeit verändert.



Die lange Reise zum Merkur (Quelle: NASA)
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Fliegt das Raumschiff durch das Schwerefeld eines Planeten, so wird sie abgelenkt und damit ihre Flugrichtung verändert. Die relative Geschwindigkeit zum Planeten wird dabei aber im Endeffekt nicht verändert, da der Planet das Raumschiff beim Anflug zwar zunächst beschleunigt, es nach dem Vorbeiflug aber wieder abbremst. Relativ zur Sonne ändert sich die Geschwindigkeit des Raumschiffs aber sehr wohl. Wenn der Planet auf seiner Bahn um die Sonne sich relativ auf das näher kommende Raumschiff zu bewegt, gewinnt dieses an Bewegungsenergie (Bahnenergie) hinzu. Im umgekehrten Fall wird das Raumschiff abgebremst. Die Energie wird dabei immer der Bewegungsenergie des Planeten entnommen, der dadurch ein wenig langsamer wird und deshalb seinen Abstand zur Sonne unmerklich(!) vergrößert. Raumflüge mit “SwingBy“-Manövern sind also sehr treibstoffsparend!


Die Raumsonde „Messenger“ führt 7 wissenschaftliche Instrumente mit:

Messenger und seine Instrumente (Quelle: NASA)
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Mercury Dual Imaging System (MDIS)
Mit diesem Kamerasystem mit Weitwinkel- und Engwinkelobjektiven können hoch auflösende Farbaufnahmen im sichtbaren und nahinfraroten Bereich gemacht werden.
Auch räumliche Bilder (Stereoaufnahmen)sind möglich.

Gamma-Ray and Neutron Spectrometer (GRNS)
Mit dem GRNS wird die chemische Zusammensetzung des Merkurs erforscht. Die geologische Geschichte des Merkur soll so ergründet und auch nach Wassereis an den Polen gesucht werden. Das GNRS besteht aus zwei Instrumenten, dem Gammastrahlen- und dem Neutronenspektrometer. Das Gammastrahlenspektrometer misst die Gammastrahlung, die durch das Bombardement der Planetenoberfläche mit kosmischer Strahlung oder durch natürlichen radioaktiven Zerfall entsteht. Das Neutronenspektrometer misst Neutronen niedriger Energie, die entstehen, wenn durch kosmische Strahlung aus den oberen Schichten der Planetenoberfläche herausgeschlagene Teilchen dort mit wasserstoffreichem Material zusammenstoßen. Auf diese Weise können Wassereisvorkommen entdeckt werden.

Magnetometer (MAG)
Mit den Magnetometer wird das Magnetfeld des Merkur vermessen.

Mercury Laser Altimeter (MLA)
Mittels Impulsen eines Lasers, deren Laufzeit von der Raumsonde zum Merkur, hin und zurück gemessen wird, können Erkenntnisse über die Landschaftsformen (Topographie) des Merkur gewonnen werden. Messungen können nur vorgenommen werden, wenn die Umlaufbahn der Sonde weniger als 1000 km über der Planetenoberfläche liegt.

Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer (MASCS)
Dieses Spektrometer soll vor allem die Zusammensetzung der extrem dünnen Atmosphäre des Merkur erforschen. Aber auch gefrorene Gase auf der Nachtseite des Planeten können miterfasst werden.

Energetic Particle and Plasma Spectrometer (EPPS)
EPPS misst die Beschaffenheit und Verteilung von geladenen Teilchen wie Elektronen und Ionen im Magnetfeld des Merkur.

X-Ray Spectrometer (XRS)
Gamma- und Röntgenstrahlen von der Sonne können auf der Planetenoberfläche chemische Elemente dazu veranlassen, wiederum Röntgenstrahlung mit niedriger Energie auszusenden. XRS kann diese aufspüren und so die Zusammensetzung der Planetenoberfläche bestimmen.

Radio Science (RS)
Durch das bordeigene Kommunikationssystem werden mittels des Dopplereffekts kleine Abweichungen in der Geschwindigkeit der Sonde gemessen. Damit sind Rückschlüsse auf die Massenverteilung innerhalb des Planeten Merkur möglich.


Die ersten Ergebnisse
Am Abend des 14. Januar 2008 fand nun der erste Vorbeiflug am Merkur statt.

Die ersten Bilder...


Anflug auf den Merkur 13. Januar 2008 (links) und 14.Januar (rechts)


"Rückblick" auf den Merkur 80 Minuten nach der größten Annäherung (links), Merkurs Horizont (rechts)
Diese Hälfte des Planeten wurde bisher noch nie fotographiert! Zahlreiche Einschlagskrater sind zu erkennen.



Kraterlandschaften des Merkur:
Krater mit vulkanischem Material angefüllt (linkes Bild, links oben)
Krater mit Strahlenkranz von hellem Auswurfmaterial (rechtes Bild, rechts unten)

Die erste Farbaufnahme

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Quelle: NASA

Jens Christian Heuer

Quellen:
Messenger Homepage der NASA http://messenger.jhuapl.edu/

Wikipedia (Stichwort Messenger)


wird aktualisiert!

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