Naturwunder ...

Mondsichel über der Skyline von Singapur

2012-03-09T08:01:00.000+01:00

Aufnahme: Prof. M.Dopleb, Zittau

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Fernöstliche Sonnenuntergänge - Impressionen einer Kreuzfahrt

2012-03-08T07:55:00.002+01:00

Aufnahme: Prof. M.Dopleb, Zittau
Sonnenuntergang hinter einer Insel im Golf von Thailand

Aufnahme: Prof. M.Dopleb, Zittau
Untergehende Sonne über einem Bohrturm an der Küste vor Brunei

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Planetenkosmogonie(4) - Supernova-Überreste

2012-03-07T20:39:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Planetenkosmogonie(4)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 43

Siehe auch meine kleinen Essays "Eine kurze Geschichte der Planetenkosmogonie" und "Primäre Entstehung von "Staub" im Kosmos" zur Vertiefung...

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Bleßrallen am Olbersdorfer See

2012-03-06T18:17:00.003+01:00

Um es einmal vorweg zu nehmen: Das Bläßhuhn ist kein Huhn, wie uns der Name weiß machen möchte, sondern eine Ralle, weshalb das Bläßhuhn ornithologisch korrekt auch Bläßralle (Fulica atra) und nicht "Bläßhuhn" heißt. Die "Schweizer" haben dieses Namensproblem nicht, weil dieser Wasservogel dort schlicht "Taucherli" genannt wird, ein Name, mit dem auch ich mich anfreunden könnte. Das Gleiche gilt übrigens auch für das Teichhuhn, welches richtigerweise - da es sich hier auch um eine Ralle handelt - "Teichralle" heißt. Außerdem gibt es in Europa noch die "Kleine Ralle", die "Karolina-Ralle", die Wiesenralle (kann den Bau von Autobahnen, aber nicht von Maisfeldern verhindern), die Zwergralle, die Wasserralle, die "Kleine Sultansralle", die Kammbleßralle und die Purpurralle. Bei uns um Zittau in der Oberlausitz kommt (kam?) davon als Brutvogel nur noch (neben der Teichralle im unteren Teich der "Drei Teiche" auf dem Kummersberg) die Wiesenralle (Wachtelkönig) vor - ich konnte sie früher (d.h. vor mehr als 20 Jahren) Ende Mai / Anfang Juni ab und an mal in der Abenddämmerung rufen hören. Aber ich kann mir kaum vorstellen, daß es den Wachtelkönig heute noch auf die mit Biosprit-Biomasse-Mais bedeckten Äcker hinter meinem Haus zieht...

Insbesondere ihre "Füß" zeigen, daß die Bläßralle eine Ralle ist. Sie sind für das Laufen über Seerosenblätter und für den "Antrieb" auf dem Wasser gemacht, nicht zum Scharren im Dreck wie beim Huhn.

Und fliegen können sie auch - neben laufen, schwimmen, tauchen und fressen...

Vielleicht ist bekannt, daß die Stare sogenannte "Spötter" sind, die gerne Laute und Strophen anderer Vögel in ihren nicht sonderlich melodiösen Gesang (bei dem sie wie wild mit den Flügeln schlagen) einbauen. Stand die Starenmäste in der Nähe eines Teiches, in dem der Jungstar geschlüpft ist, dann kann man sicher sein, daß er später in seinen Gesang die typischen Laute der Bläßralle mit einbaut. Stammt er dagegen aus einem Auenwald, wird man ihn ab und zu mal wie einen Pirol (franz. Loriot) "flöten" oder ein Pirol-Weibchen "krächzen" hören...

Hier erkennt man deutlich, daß die Bläßralle im Wesentlichen dreifarbig ist...

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Es wird Frühling - Spatzen auf Immobiliensuche

2012-03-05T21:05:00.002+01:00

Die beiden Feldspatzen haben gerade ihre neue Immobilie besichtigt und unterhalten sich angeregt darüber. Ihr Tschilpen war wirklich nicht zu überhören. Wenn ihnen keine Blau- oder Kohlmeise ihr neues Häuschen streitig macht, werden sie es wohl die nächsten Tage beziehen.

Links Herr, rechts Frau Spatz...

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Abendstimmung im Zittauer Gebirge

2012-03-05T08:15:00.001+01:00

Ein Gastbeitrag von Wolfgang Scholz, Bertsdorf.

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Etwas grimmig dreinschauender Kater...

2012-03-05T08:06:00.001+01:00

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Planet Mars (35) - Marsatmosphäre II

2012-03-04T12:53:00.001+01:00

Atmosphärenchemie

Kohlendioxid, Wasser und molekularer Sauerstoff waren die ersten Stoffe, die Mitte der zwanziger Jahre des vorigen Jahrhunderts in Marsspektren mit einiger Sicherheit identifiziert werden konnten. Zwar wurden vor Beginn des Raumfahrtzeitalters die Anteile und Partialdrücke dieser Gase maßlos überschätzt. Es zeigte sich aber, daß die Marsatmosphäre an sich doch viel lebensfeindlicher ist, als man ursprünglich voller Optimismus glaubte.

Das Wasserdampf ein regulärer Bestandteil der Marsatmosphäreist – wenn auch nur als „Spurengas“ -, konnte Lewis D. Kaplan 1964 beweisen.Aber erst die ersten Satellitenmissionen (und hier besonders Viking 1 und 2)waren in der Lage, die chemische Zusammensetzung der (unteren) Marsatmosphäresicher zu bestimmen (siehe Abschnitt „Chemische Zusammensetzung“). Weiterhinkonnte Kohlenmonoxid CO und molekularer Sauerstoff O2, die als Resultat derphotochemischen Dissoziation des CO2 -Moleküls entstehen, nachgewiesen werden.Dagegen blieb die Suche nach Stickstoff N2 und stickstoffhaltigen Verbindungen lange Zeiterfolglos. Genaugenommen konnte man erst seit Mariner 6 und Mariner 7 (1969)eine Stickstoffatmosphäre bei Mars definitiv ausschließen. Eine geringeKonzentration von N2 (<0.03 Vol%) konnten später dieViking-Sonden ermitteln.

Sehr interessant waren im Sinne der vergleichendenPlanetologie die Konzentrationen der Edelgase Argon Ar, Neon Ne, Krypton Kr undXenon Xe sowie ihre isotopenmäßige Zusammensetzung. Sie weisen darauf hin, daßdie Marsatmosphäre in ihrer Geschichte einen grundlegenden Umbau erfahren habenmuß. In diesem Zusammenhang muß auch auf die exorbitant hoheDeuterium-Konzentration im Vergleich zu normalen Wasserstoff hingewiesenwerden. Das D/H-Verhältnis liegt bei etwa 8∙10^-4, was dem mehr als 5-fachendes irdischen Wertes entspricht. Das ist ein eindeutiger Hinweis auf die in diesemBlog schon mehrfach erwähnte „feuchte“ Frühgeschichte des Roten Planeten. Mitdem „Schweren Wasserstoff“ verbindet sich auch eine Kontroverse, die aufspektroskopische Beobachtungen in den fünfziger Jahren des vorigen Jahrhundertszurück geht. Um diese Zeit beobachtete William M. Sinton (1924-2004) nahe λ≈3.46 μm starke Absorptionsbanden(Sinton bands)im IR-Spektrum des Mars, die man nach einigen Irrungen später dem HDO-Molekülzuordnen konnte. Sinton selbst konnte 1965 jedochzeigen, daß diese Banden irdischen Ursprungs sind und eine sehr großeDeuterium-Konzentration in der Marsatmosphäre nur vortäuschten.

Eine weitere große Überraschung, über die noch im Detail zuberichten sein wird, war die Entdeckung einer unerwartet hohen Konzentrationdes relativ kurzlebigen Methans CH4 sowie von Methanol CH2O in der Marsatmosphäre durch die europäische Sonde Mars-Express imJahre 2004.

Die Atmosphärenchemie beschäftigt sich im Fall des Mars u.a.mit dem Zustandekommen der beobachteten Konzentrationen von Spurengase wie H2O, H2O2, CO und O2 aufgrund photochemischer Reaktionen in allenAtmosphärenschichten. Weiterhin interessieren die chemische Wechselwirkung derMarsatmosphäre mit den Gesteinen der Marsoberfläche sowie der Verlust anatmosphärischer Substanz durch den kontinuierlichen Abfluß von Atomen undMolekülen in den interplanetaren Raum. Mehr in die Domäne der Atmosphärenphysikfallen Phasenumwandlungen von Kohlendioxid und Wasser, die zu Dunstschleiernund Wolkenbildungen, insbesondere in der mittleren Atmosphäre, führen. Außerdemwerden eventuelle biotische oder abiotische Ursachen für die unerwartet hoheMethangleichgewichtskonzentration gesucht.

Photochemie der Marsatmosphäre

Schon früh wurde klar, daß sich die beobachteten Volumenanteilevon CO2 (95.3%), O2 (0.13%) und CO (0.27%) nicht durch eine simpleRekombination von der zuvor durch Photolyse von CO2 entstandenen CO und O – Atomen erklären lassen(Fegly, Lodders 1998). Dazu läuft die entsprechende Reaktioneinfach zu langsam ab. Vielmehr scheinen komplexe Reaktionsketten, an denenu.a. OH-Radikale (entstanden aus photolytisch aufgebrochenen Wasserdampf bzw.Wasserstoffperoxid-Molekülen) beteiligt sind, die beobachteten Konzentrationenaufrecht zu erhalten. Ein Ausgangspunkt für denkbare katalytischer Zyklen fürdie Netto-Reaktion CO + O → CO2 wären z.B. (Fegly, Lodders 1998):

Die erste Reaktionist dabei am Wichtigsten. Sie wird durch solare UV-Photonen unterhalb einerWellenlänge von 190 nm realisiert. Die zweite und dritte Reaktion liefern wiederum Sauerstoffatome, die sichin Folgereaktionen in molekularen Sauerstoff O2 sowie Ozon O3 umwandeln können. Auf diese Weise entstehenunter dem Einfluß der solaren UV-Strahlung Wasserstoff- bzw. OH-Radikale.Letztere sind anschließend in der Lage, über folgenden Zyklus CO2-Moleküle aus KohlenmonoxidCO zu produzieren:

Ein anderer Zyklus, in dem Wasserstoffperoxid involviertist, sieht folgendermaßen aus (Parkinson, Hunten 1973):

Aufgrund der geringen Dichte und Mächtigkeit der Marsatmosphäresind photochemische Reaktionen nicht nur (wie bei der Erde oder der Venus) aufdie Hochatmosphäre beschränkt. Sie können vielmehr überall, sogar dicht amBoden, ablaufen. Das hat den Effekt, daß ohne effektiveRekombinationsreaktionen wie die eben Aufgeschriebenen die gesamte CO2-Atmosphäre durch Photolyse

CO2+ hν → CO+O (a)

innerhalb von nur ~4000 Jahren zersetzt sein würde. Mankönnte nun vermuten, daß die Rückreaktion

CO+O → CO2 (b)

schnell den status quo wieder herstellt. Dem ist aber nichtso, weil bei der Konstitution der CO-O –Bindung sehr viel Energie frei wird(5.5 eV), die größer ist, als das Molekül auf seine Vibrations- undRotationsfreiheitsgrade aufzuteilen in der Lage ist. Das führt dazu, daß die Bildung eines CO2–Moleküls auf diese Weise extrem unwahrscheinlich wirdund damit die Reaktion (b) schleppend langsam vonstatten geht. ErstReaktionen der obigen Art, an denen Neutralteilchen, die beiDreierstößen die überzählige Energie aufnehmen können, beteiligt sind, ergebenZeitskalen, welche eine photochemische Quasi-Stabilität der dünnenMarsatmosphäre gewährleisten. Und dabei spielt offensichtlich Wasserdampf einewichtige Rolle.

Eine Rekombination von CO und O2 ist auch am Boden auf derOberfläche eisenhaltiger Minerale in der Art einer photochemischenVerwitterung möglich (R.Huguenin et.al. 1977). Auch derartige Prozesse könneneinen durchaus wichtigen Beitrag zur Langzeit-Stabilität einer dünnenKohlendioxid-Atmosphäre leisten.

Chemische Reaktionen hängen bekanntlich sehr stark von ihrenphysikalischen Umgebungsbedingungen ab. Das betrifft u.a. die Temperatur, denDruck sowie die Teilchenkonzentrationen der Reaktionspartner. Insbesondere istWasserdampf in der Marsatmosphäre regional und saisonal unterschiedlich starkverteilt, da sich dessen Quellen bekanntlich mehr in den gemäßigten und polarenGebieten (Polkappen) konzentrieren und die Verteilung durch die allgemeineZirkulation stark von den Jahreszeiten abhängt. Wolkenbildung, die sich in Formvon feinen Eiswolken

(Zirren) äußert, zeigt sich dort, wo derSättigungsdampfdruck für H2O erreicht wird. Die große Bedeutung von Wasserdampf in derMarsatmosphäre liegt ja u.a. darin, daß er die Quelle für freie Wasserstoff-undHydroxyl-Radikale ist, die, wie eben erläutert, wiederum in katalytischenZyklen erst eine effektive CO2-Rekombination ermöglichen.In diesem Zusammenhang kann es interessant sein, die Verteilung photochemischerzeugter Radikale mit dem Wasserdampfgehalt zu korrelieren. Ein günstigerIndikator dafür ist die Ozonkonzentration (Lefevre et.al. 2008). Ozon wird erstens durchWasserstoffradikale leicht zerstört und ist zweitens durch seine UV-Absorptionspektroskopisch relativ leicht in fremden Planetenatmosphären nachzuweisen.Gesuchte Größe ist die Zahl der Moleküle, die in einer vertikalen Säule mit derQuerschnittsfläche von 1 m² enthalten sind. Diese Größe nennt man dieSäulendichte des entsprechenden Gases.

Ozonmessungen können sowohl von irdischen Teleskopen ausdurchgeführt werden (z.B. mit dem NASA Infrared Telescope Facility, dessen Heterodyne-SpektrometerHIPWAC (Heterodyne Instrument forPlanetary Wind And Composition) bei λ ~ 9.5 μm arbeiten) als auch von Weltraumteleskopenaus. Hier soll nur das Hubble-Teleskop erwähnt werden, welches in diesem Fallim UV-Bereich arbeitet. Kontinuierlicher und mit einer bedeutend besserenAuflösung können Ozon-Beobachtungen natürlich direkt vor Ort, d.h. am Mars,vorgenommen werden. Das erste Instrument, welches seit 2004 zum systematischenStudium der Ozonkonzentrationen in der Marsatmosphäre eingesetzt wird, ist SPICAM(Spectroscopy for Investigation ofCharacteristics of the Atmosphere of Mars), installiert auf dereuropäischen Sonde Mars Express. Es arbeitet sowohl im ultravioletten (118 –320 nm) als auch im infraroten (1.1 – 1.7 μm) Spektralbereich. Gemessen wirddas an der Marsoberfläche reflektierte und von der Marsatmosphäre veränderteSonnenlicht. Mit dem UV-Spektrometer wird der Ozongehalt (Absorption bei 250nm) und mit dem IR-Spektrometer der Wasserdampfgehalt (Absorption bei 1.38 μm)in der Luftsäule genau unterhalb des Satelliten bestimmt. Eine weitere Methodebesteht in der Aufnahme des Spektrums eines Sterns, wenn er langsam hinter derMarsscheibe verschwindet. Ziel dieser Messungen ist es, die räumlicheVerteilung von Ozon und Wasserdampf über den gesamten Planeten als auch die jahreszeitlichbedingten Änderungen in deren Konzentration zu kartographieren.

Mit den Instrumenten CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer) und MARCI (Mars Color Imager) besitzt auch der MarsReconnaissance Orbiter Spektrometer zur Bestimmung der Ozonkonzentration.Ersteres ist in der Lage, Ozon im Airglowdes Mars zu detektieren, während MARCI dessen UV-Absorptionen im Hartley-Bandzwischen 200 und 300 nm zu erfassen in der Lage ist. Bei den Airglow-Beobachtungen wird nichtdirekt Ozon beobachtet, sondern das Produkt seiner Photolyse, bzw. das Produktaus der Rekombination atomaren Sauerstoffs bei einem Dreierstoß (bei dem nochein Neutralteilchen beteiligt ist). Dabei kommt es zur Emission von Strahlungmit einer Wellenlänge von 1.27 μm. Da die dazu führenden Prozesse treten auchin der oberen Erdatmosphäre auf, wo sie nicht unwesentlich zum sogenannten„Nachthimmelsleuchten“ beitragen.

Aus den ersten Langzeitbeobachtungen der Ozon- und Wasserdampfkonzentrationin der Marsatmosphäre können folgende Ergebnisse abgeleitet werden (Lefevre et.al. 2007, 2008):

Im Vergleich zur Erde (Säulendichte ~300 Dobson; 1 Dobson=44.66 nmol/m²) ist die Ozonschicht des Mars sehr dünn (maximal ~3 Dobson). Deshalb gibt es auf der Marsoberfläche keinen Schutz vor UV-Strahlung und photochemische Prozesse können in der gesamten Luftsäule auftreten.

Die Ozonkonzentration zeigt eine sehr starke Abhängigkeit mit den Jahreszeiten, mit der geographischen Breite, der Untergrund-Geographie sowie den lokalen Wetterverhältnissen.

In hohen Breiten der beiden Hemisphären erreicht die Ozonkonzentration im jeweiligen Winter ihren Maximalwert, wenn aufgrund der geringen Temperaturen die Atmosphäre über den Polen quasi austrocknet. Im Marssommer, wenn sich viel sublimiertes Wasser über den Polen befindet, wird erwartungsgemäß die geringste Ozonkonzentration gemessen. Das bestätigt die theoretisch geforderte Anti-Korrelation zwischen Ozon- und Wasserdampfkonzentration.

Im Äquatorbereich beobachtet man eine ähnliche, nicht ganz so stark ausgeprägte Antikorrelation in Bezug auf Aphel - Perihel-Stellung des Planeten, wobei erwartungsgemäß die -Konzentration im Aphel ihren größten und die Wasserdampfkonzentration den geringsten Wert erreicht.

Um die Aphel-Stellung herum bildet sich eine auch nachts beständige Schicht erhöhter Ozonkonzentration in Höhen zwischen 30 und 60 km auf. Sie verschwindet, wenn sich der Mars den sonnennächsten Punkt seiner Bahn nähert.

Die Zone, wo sich Ozonbildung und Ozonzerstörung etwa dieWaage halten, befindet sich in der mittleren Atmosphäre. Stabiles Ozonkonzentriert sich dagegen im Wesentlichen in einer oberflächennahen Schichtunterhalb einer Höhe von ~20 km. Die Konzentration ist dort aber weiterhinstark von der Lage des Planeten auf seiner Bahn und den Jahreszeiten abhängig.Kontrollgröße ist die jeweilige Wasserdampfkonzentration.

Mittlere Säulendichte von Wasserdampf (a) undOzon (b), über die Marsoberfläche für verschiedene Sonnenlängen, berechnet aufder Grundlage eines Allgemeinen Zirkulationsmodells der Marsatmosphäre. DieGrafik zeigt damit die jahreszeitliche breitenabhängige Verteilung dieserMoleküle. Deutlich ist deren Antikorrelation zu erkennen. Die Ordinaten sind inμm - Wasserdampf- bzw. Ozonsäule unter Normalbedingungen (1013 hPa)ausgewiesen. Zur Info: 1 cm Ozonsäule entspricht 1000 Dobson Einheiten. Eine Sonnenlänge von 71° entspricht derAphel-Stellung des Planeten. QuelleLefefre et.al.2006

Messungen sowie Modellrechnungen, die auf einem allgemeinenZirkulationsmodell der Marsatmosphäre beruhen, zeigen mittlerweile eine schonrecht gute qualitative Übereinstimmung (Lefefvre et.al. 2006, 2008) und helfen mit, dieräumlich und zeitlich stark heterogene Photochemie, die für die Stabilität derdünnen CO2-Atmosphäre verantwortlichzeichnet, zu verstehen. Wie auf der Abbildung zu erkennen ist, erreicht aufbeiden Hemisphären die Ozonkonzentration ihren Maximalwert jeweils im Winter. Zu dieserZeit nimmt die Wasserdampfsäulendichte insbesondere über den Polkappen starkab, was die Bildung ozonzerstörender Radikale mangels Substanz stark behindert.Im Sommer dagegen, wenn die permanenten Eisflächen der Polkappen wieder freiliegenund die angestiegenen Temperaturen eine verstärkte Sublimation von Wassereisermöglichen, erreicht die Ozonkonzentration erwartungsgemäß ihr Minimum. In den äquatorialen Bereichen ist dieseKorrelation weniger stark bis kaum ausgeprägt. Hier zeichnet sie, wennüberhaupt, mehr die jeweilige Entfernung des Mars von der Sonne nach. EineUrsache dafür liegt in einer Variation der Wasserdampf- und Ozonkonzentration in vertikaler Richtung, also innerhalb derLuftsäule selbst, die, grob gesagt, vom Wert der Solarkonstanten S(r) abhängt.Befindet sich der Mars im Bereich seines Perihels (Sonnenlänge Ls zwischen 180° und 330°), dann liefernAtmosphärenmodelle eine relativ hohe Wasserdampfkonzentration in Höhen von über 40 km. Dort werden dieWasserdampfmoleküle von der solaren UV-Strahlung in die Radikale H, OH und HO2 zerlegt. Das führt zu einem Ozonverlust inder mittleren Atmosphäre, während die bodennahe Ozonschicht unterhalb von 20 kmHöhe nur wenig beeinflußt wird. Befindet sich dagegen der Mars in großer Sonnenentfernung,d.h. bei einer Sonnenlänge zwischen 330° und 180° (Aphel-Lage), dann sinkt dieSchicht, wo Wasserdampf in gesättigter Form vorliegt, stark ab – auf ungefähr10 km Höhe (Ls~90°).Während die bodennahe Ozonschicht teilweise abgebaut wird, kann sich darüber,d.h. im Höhenbereich zwischen 30 und 70 km, eine zusätzliche Ozonschichtausbilden. Die kumulative Ozon-Säulendichte ändert sich auf diese Weise überdas Marsjahr dagegen in den äquatorialen Bereichen nur wenig.

In letzter Zeit wurden Untersuchungen angestellt, welchen Einfluß Wasserdampfwolken sowie Staub auf die großräumige Ozonverteilung in der Marsatmosphäre nehmen. Die dabei erzielten Ergebnisse konnten bereits jetzt einige Diskrepanzen zwischen den durch Atmosphärenmodelle berechneten Ozon-Säulendichten und Beobachtungen mit dem SPICAM-Instrument von Mars Express erklären. Andere sind noch Gegenstand der Forschung. Ausgangspunkt war die Beobachtung, daß die Ozonkonzentration über den Polen im Frühjahr weniger schnell abnimmt (d.h. das „Ozonloch“ wächst langsamer) als erwartet und im Herbst schneller zunimmt, als die Atmosphärenmodelle vorhersagen. Als Ursache für diese Diskrepanzen konnte die Nicht-Berücksichtigung von Zirren aus mikroskopischen Wassereiskristallen in den Modellrechnungen identifiziert werden. Diese Zirren entsprechen den auch von der Erde her bekannten „Eiswolken“. Die feinen Wassereiskristalle, aus denen sie bestehen, sind in der Lage, Wasserstoff-Radikale sehr effektiv zu binden. Auf diese Weise wird der Ozonabbau im Frühjahr verlangsamt, da nicht mehr genügend Radikale dafür zur Verfügung stehen (Lefevre et.al. 2008). Nachdem man diesen Prozeß in die Berechnungsgrundlagen mit eingebaut hat, ließ sich die Ozonverteilung in der Mars-Atmosphäre bemerkenswert genau vorhersagen und mit den SPICAM-Messungen in Einklang bringen.

Nächstes Mal: Die Marsatmosphäre III - Allgemeine Zirkulation

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Berberomeloe majalis - einer der größten Käfer Europas

2012-03-03T17:46:00.001+01:00

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

Die Öl- oder Pflasterkäfer sind hochinteressante Insekten, zu denen auch die Cantharidin-produzierende "Spanische Fliege" gehört, die man deshalb nicht verspeisen sollte. Dieser hier abgebildete wurmförmige Käfer, der immerhin 7 cm lang werden kann, ist dem Fotografen auf dem spanischen Teil des Jacobsweges vor seine müden Füße gekrochen. Es handelt sich um den Ölkäfer Berberomeloe majalis, der insbesondere in Südspanien und in Nordafrika weit verbreitet ist. Bevor er so ausgewachsen durch die Gegend streifen kann, muß er als Larve erst einmal das Ei einer Wildbiene und danach deren üppige Vorratskammer aus Wachs und Nektar leergefressen haben. Und genau das Gleiche macht auch der einheimische Ölkäfer, "Maiwurm" genannt, weil er im Mai ähnlich wie Berberomeloe majalis durch die Gegend streift, z.B. auf den Sandwegen um den Olbersdorfer See bei Zittau in der Oberlausitz.

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Segelfalter am Lochschlund

2012-03-03T09:26:00.000+01:00

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau
Hier labt sich ein Segelfalter (Iphiclides podalirius) an den nektarreichen Blüten des Lochschlundes (Anarrhinum bellidifolium), eines Braunwurzgewächses.

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Seltene Konstellation: Jupiter - Venus - Mond am 25. Februar 2012

2012-03-01T23:15:00.002+01:00

Aufnahme: Gerald Hamann, Koblenz

Am 25. Februar begegnte der zunehmende Mond die Venus, wobei der Abstand nur knapp 3° betrug. So entstand diese hübsche Konstellation, zu der sich auch noch Jupiter und Uranus (unterhalb der Venus, hier nicht zu sehen) gesellte.

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Schwarzspanner Odezia atrata

2012-03-01T08:16:00.000+01:00

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

Überall, wo Kälberkropf (Chaerophyllum) wächst, gibt es den zierlichen Schwarzspanner (Odezia atrata), dessen Flügel bis auf die Apexspitzen völlig schwarz sind. Die Falter sind sowohl tags als auch nachts unterwegs. Man kann sie von Ende Mai bis Ende Juli auf feuchten Wiesen beobachten.

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Turmfalke

2012-03-01T08:05:00.001+01:00

Über den Feldern auf dem Kummersberg bei Zittau (Oberlausitz, 26.02.2012)

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Astrobiologie: Video-Intermezzo "Die Entstehungsgeschichte der Milchstraße"

2012-02-29T20:59:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Planetenkosmogonie(4)" folgt in einer Woche. Es handelt dann von Supernova-Überresten und die mit ihnen verbundene Entstehung und Zerstörung von interstellarem Staub - dem späteren Baumaterial von Planeten...

Astrobiologie INTERMEZZO

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Ein paar Berge - von Zittau (Oberlausitz) aus gesehen...

2012-02-27T19:52:00.003+01:00

Es sind sicherlich nicht die schönsten Fotos. Aber gestern (27.2.2012) war am späten Nachmittag bei schon tiefstehender Sonne die Sicht so weidlich, daß man ein paar Fotos von den umliegenden Bergen machen konnte. Als Erstes ein Blick auf die Tafelfichte, dem höchsten Berg (1124 m) im böhmischen Isergebirge.

Hier ist etwas besser der neue, mit Schnee und Eis bedeckte Aussichtsturm zu erkennen. Wenn man den Berg vom Wittichhaus kommend besteigt, kann man zur Abkürzung die steile "Himmelsleiter" (der schräg nach oben gehende Weg links von der Mitte) hinauf stürmen - wenn man dafür noch die Puste hat...

Und hier zwei Ansichten des Hochwalds und des Berg Oybins mit leicht unterschiedlicher Perspektive...

Und hier erkennt man auf der Ausschnittsvergrößerung sehr schön die Schutzhütte der Camera obscura auf dem Oybin...

Der Jeschken (1012 m) bei Reichenberg ist durch sein futuristisch aussehendes Berghotel weithin bekannt...

Und zum Schluß ein Blick zum höchsten Berg des Lausitzer Gebirges - der Lausche... Ganz oben, auf dem Plateau, träumt z.Z. die Alpenspitzmaus in ihrem kuscheligen Nest unter den Steinen von einem warmen, sonnigen Frühling.

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Planet Mars (35) - Marsatmosphäre I

2012-02-26T17:48:00.001+01:00

Die Marsatmosphäre

Die Marsatmosphäre ist sehr dünn, durchsichtig und besteht zum überwiegenden Teil aus Kohlendioxid (95.3 %) sowie ein wenig Stickstoff (2.7 %) und Argon (1.6 %). Den Rest machen Spurengase wie Wasserdampf, Kohlenmonoxid, Sauerstoff sowie weitere Edelgase (Ne, Kr, Xe) aus. Auch konnte Methan in einer unerwartet hohen Konzentration nachgewiesen werden, was zu hitzigen Diskussionen über dessen Ursprung geführt hat. Das Kohlendioxid einen hohen Prozentsatz an der Zusammensetzung der Marsatmosphäre ausmachen muß, konnte bereits aus teleskopischen Beobachtungen vor dem Beginn des Zeitalters der Planetenmissionen durch IR-Spektroskopie ermittelt werden. Zuvor ist man von einer weitgehend der Erde ähnelnden, lebensfreundlichen Marsatmosphäre ausgegangen. Darüber hinaus ist die untere Marsatmosphäre stark mit Feinstaub belastet. Das Ausmaß dieser „Belastung“ ist saisonal sehr unterschiedlich und kann so stark werden, daß teleskopisch keine Oberflächendetails mehr zu erkennen sind. Man spricht dann von einem „Globalen Staubsturm“.

Die geringe atmosphärische Dichte an der Marsoberfläche kann man sich folgendermaßen vor Augen führen: Würde man einen Kubikmeter „Marsluft“ einem Druck aussetzten, der dem irdischen Luftdruck (0.1 MPa) entspricht, dann würde dieser „Kubikmeter“ auf ein Volumen von gerade einmal 3 Kubikzentimeter komprimiert werden. Diese geringe Dichte hat natürlich auch Auswirkungen auf den vertikalen Temperaturgradienten (auch die Marsatmosphäre wird im Wesentlichen wie die Erdatmosphäre von unten „geheizt“) sowie auf die Ausbreitung und Dämpfung von Schallwellen, d.h. der Mars ist in dieser Hinsicht ein sehr ruhiger Ort. Eine Unterhaltung mit Übertragung der Schallwellen über die Marsluft wäre aufgrund der starken Dämpfung kaum möglich.

Chemische Zusammensetzung

Die heutige chemische Zusammensetzung der Marsatmosphäre ist das Resultat eines Entwicklungsprozesses über die vergangenen mehr als 4.5 Milliarden Jahre der Existenz des Planeten. Während dieser Zeit muß sich ihre Zusammensetzung dramatisch verändert haben. Zeugnisse dafür sind z.B. die anomalen Isotopenverhältnisse bei den Edelgasen bzw. das gemessene Deuterium-Wasserstoff-Verhältnis, welches von einer vergleichsweise dichten, wasserdampfreichen Atmosphäre in der Frühgeschichte des Mars berichtet.

Durch die Messungen der Landesonden (beginnend mit Viking 1 und 2) ist die Zusammensetzung der Marsatmosphäre mittlerweile sehr genau bekannt und erlaubt damit detaillierte Untersuchungen über die darin ablaufenden chemischen und physikalischen Prozesse.

Bestandteil	Volumenanteil
Kohlendioxid	0.953
Stickstoff	0.027
Argon Ar	0.016
Kohlenmonoxid CO	0.0027
Sauerstoff	0.0013
Wasser	3*10^-4
Stickoxid NO	1*10^-4
Neon Ne	2.5*10^-6
Krypton Kr	3*10^-7
Xenon Xe	8*10^-8

Temperatur und Druck an der Marsoberfläche

Mars Pathfinder hat – wie Jahrzehnte zuvor die Viking-Lander – meteorologische Untersuchungen an seinem Landeplatz im Ares Vallis vorgenommen. Während der 83 „Marstage“, an denen er in Betrieb war, konnten folgende Meßergebnisse zur Erde übermittelt werden:

Die Temperaturen schwankten an der Landestelle im Mittel zwischen -75° C nachts und -11° C am frühen Nachmittag. Die Extremwerte lagen bei -81.5° C und -5.7° C.

Auch die Luftdruckwerte schwankten in einem Nacht- und Tag-Rhythmus im Bereich zwischen 0.655 kPa (6.55 mbar) und 0.685 kPa (6.85 mbar).

Diese Werte sind für den Marssommer in der nördlichen Marshemisphäre repräsentativ.

Die beiden Viking-Lander haben die Oberflächentemperatur und den Druck über einen noch längeren Zeitraum überwacht. Auch dazu einige Eckwerte:

Viking 1

Mittlere tägliche Temperaturschwankungen zwischen -77° C und -14° C

Im Winter ging der Luftdruck auf 0.68 kPa (6.8 mbar) zurück. Im Sommer lag er bei rund 0.9 kPa (9 mbar).

Viking 2

Die tiefste Temperatur, die während der ~ 5 Jahre Missionsdauer gemessen wurde, lag bei -120° C. Die höchste Temperatur wurde während eines Staubsturms im Winter erreicht – ca. +4° C.
Der Luftdruck schwankte saisonal bedingt zwischen 0.73 kPa (7.3 mbar) und 1.08 kPa (10.8 mbar).

Vertikaler Aufbau der Marsatmosphäre

Die Marsatmosphäre läßt sich grob in drei „Stockwerke“ einteilen, die man anlog zur Erdatmosphäre als „Untere Atmosphäre“ (0 bis 40 km Höhe), „Mittlere Atmosphäre“ (40 bis 100 km Höhe) und „Obere Atmosphäre“ (ab 100 km Höhe) bezeichnen kann.

Vertikaler Temperaturverlauf nach Messungen der beiden Viking-Lander, die während ihres Flugs durch die Marsatmosphäre durchgeführt wurden. Die Linie A repräsentiert den Temperaturgradienten der unteren Troposphäre, während C den ungefähren Verlauf des Temperaturgradienten im Bereich der Kohlendioxid-Kondensationen in der mittleren Atmosphäre wiedergibt. Quelle Lewis, 2004

Durch Landesonden, Radio-Okkultationsexperimenten (man verfolgt das Funksignal einer Sonde während sie hinter dem Planetenrand verschwindet), IR-Mapping sowie durch die präzise Beobachtung von Sternbedeckungen konnte ihre vertikale Struktur, d.h. die Temperatur T, der Druck P, die Dichte ρ und teilweise auch die chemische Zusammensetzung als Funktion der Höhe z über der Marsoberfläche bestimmt werden.

Untere Atmosphäre
Die unteren 40 km der Marsatmosphäre enthalten fast ihre gesamte Masse (~10^13 kg). Der durchschnittliche Bodenluftdruck liegt bei lediglich 0.7 kPa (7 mbar), was ein klein wenig mehr ist als der Luftdruck in der irdischen Stratosphäre in ca. 50 km Höhe (~2 mbar). Der Temperaturverlauf im untersten Bereich (d.h. bis in eine Höhe von ~ 7 km) wird in etwa durch einen Temperaturgradienten der Form

T(z)=-31-0.000998 z

T in °C, z in m

wiedergegeben. Für den Druckverlauf gilt für den gleichen Höhenbereich

P(z)=0.699∙exp(-0.00009 z)

P in kPa, z in m.

In dieser unteren Schicht der Unteren Atmosphäre erfolgt der Energietransport analog zur Erde zum überwiegenden Teil durch Konvektion, wobei ein auffälliger Tagesgang zu beobachten ist. Nachts schwächt er sich ab oder verschwindet ganz; mit einsetzender Erwärmung des Bodens am Vormittag nimmt er wieder zu, um am Nachmittag einen Höhepunkt zu erreichen. Durch die schnelle Abkühlung der Bodenschichten in der Nacht kann sich bis zum frühen Morgen u.U. eine Temperaturinversion direkt über den Boden aufbauen.

Der Bodenluftdruck besitzt eine starke saisonale Komponente, die mit dem Ausfrieren von bis zu 30% des Kohlendioxids der unteren Atmosphäre während der Wintermonate zu tun hat. Dann erreichen die Bodentemperaturen in den Polgebieten ~148 K und das gasförmige Kohlendioxid kondensiert direkt zu Trockeneis, was man teleskopisch als eine stetige Vergrößerung der entsprechenden Polkappe beobachten kann. Damit verbunden ist ein enormer meridionaler Massentransport, der sich dann im Frühjahr (Sublimation des Trockeneises) wieder umkehrt. Die sich dabei entlang der Längenkreise ausbildende atmosphärische Strömung wird als Kondensationswind bezeichnet.

Erwärmt wird die untere Marsatmosphäre von „unten“ her, d.h. die Sonnenstrahlung erwärmt tagsüber den Boden und dieser wiederum die darüber liegende Luft. Daneben gibt es auch noch eine Komponente, welche die Atmosphäre von innen heraus erwärmt, nämlich der darin enthaltene Staub. Er ist – insbesondere zu den Zeiten der globalen Staubstürme – in der Lage, selbst Sonnenlicht zu absorbieren, sich dabei zu erwärmen und dann diese Wärme an die Atmosphäre abzugeben. Dabei kann es zu Störungen im Temperaturgradienten kommen, da eine starke Extinktion wiederum die Erwärmung des Bodens erschwert.

Trotz des hohen Kohlendioxid-Gehaltes ist der von diesem Gas bedingte Treibhauseffekt sehr gering. Er heizt die Marsatmosphäre gerade einmal um 5° über die theoretische Gleichgewichtstemperatur auf.

Mittlere Atmosphäre

In der mittleren Atmosphäre, die sich zwischen 40 km und 100 km Höhe erstreckt, beobachtet man tendenziell eine moderate Abnahme der Temperatur, die dort auch ihren tiefsten Wert in der gesamten Marsatmosphäre erreicht. Die Temperaturkurve selbst schwankt aber relativ stark, mit einer „Wellenlänge“ von ungefähr 10 km in der Vertikalen. Die Ursache dafür ist in der selektiven Absorption von Sonnenlicht durch Kohlendioxid-Moleküle im nahen IR sowie durch die Präsenz atmosphärischer Wellen zu suchen. Sie sind hauptsächlich durch den Prozeß des Temperaturausgleichs zwischen der Tag- und der Nachtseite des Planeten bedingt. In der Atmosphärenphysik spricht man auch von sogenannten „Thermischen Gezeiten“, die sich aus den Druckunterschieden infolge der Temperaturdifferenz zwischen der Tag- und der Nachthemisphäre ergeben. Weiterhin setzen sich in der Mesosphäre Störungen fort, deren Ursachen in der darunter liegenden Troposphäre zu suchen sind. Außerdem hängt der Temperaturverlauf in dieser Region stark von der Präsenz verschiedener Aerosole und (saisonal) von mikrometergroßen Staubteilchen ab, die bei globalen Staubstürmen durchaus bis in diese Höhen gelangen können. Sie sind eine wesentliche Quelle für thermische Prozesse in der mittleren Atmosphäre und bestimmen dort den Verlauf des lokalen Temperaturgradienten. All das führt im Vergleich zu großen qualitativen Unterschieden zwischen Mesosphäre des Mars und der irdischen Stratosphäre. Insbesondere fehlt beim Mars das lokale Temperaturmaximum, welches in der Erdatmosphäre durch die Ozonschicht verursacht wird.

Obere Atmosphäre

Über der Mesosphäre beginnt der Bereich der oberen Atmosphäre. Dort wird wieder ein allgemeiner Temperaturanstieg beobachtet, der sich im Wesentlichen durch die Absorption der solaren EUV-Strahlung im Wellenlängenbereich zwischen 10 und 100 nm erklären läßt. Die Wechselwirkung dieser kurzwelligen und damit energiereichen Strahlung mit den dort vorkommenden Molekülen (insbesondere wieder Kohlendioxid) führt zu einer Vielzahl photochemischen Reaktionsketten, bei denen auf der Tagseite große Mengen von Photoelektronen entstehen. Da die Intensität der solaren EUV-Strahlung bekanntlich stark von der Sonnenaktivität abhängt, widerspiegelt auch die Aufheizung der oberen Atmosphäre deren Periodizität.

Ab ungefähr 130 km Höhe liegt der größere Teil der Gase in nur noch in ionisierter Form vor. Deshalb wird dieser Bereich der oberen Atmosphäre analog zur Erdatmosphäre auch beim Mars als Ionosphäre bezeichnet. Energiereiche Atome aus dem hochenergetischen Schwanz der Maxwellschen Geschwindigkeitsverteilung können hier durch Jeans Escape die Marsatmosphäre in den interplanetaren Raum verlassen. Die Exobase wird in einer Höhe von 130 bis 150 km (Erde ~600 km) erwartet.

Nächstes Mal: Die Marsatmosphäre II - Atmosphärenchemie

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Schmelzwasserschäume

2012-02-26T15:53:00.001+01:00

Jetzt bei der Schneeschmelze bilden sich an kleinen Bächen wunderschöne Schaumpolster. Grund dafür sind Tenside, die vom Wasser aus dem Boden ausgeschwemmt wurden und nun einen dünnen Film auf der Wasseroberfläche bilden. Steigen Luftblasen auf, dann bleiben sie darunter gefangen und bilden derartige zweidimensionale Muster.

Schäume können aber auch recht komplex werden, wie diese Fotos zeigen...

An manchen Stellen blubberd aber auch Wasser aus dem Untergrund und bildet Wasserblasen, die an der Oberfläche zerplatzen und dann schöne Wellen bilden.

In ihnen spiegelt sich auch manchmal ganz deutlich der Fotograf...

Übrigens, es gibt nicht nur Schmelzwasserschäume...

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Zaubernuß

2012-02-25T09:40:00.002+01:00

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

Eine der wenigen Sträucher, die im Winter blühen, ist Hamamelis - die Zaubernuß. Es gibt einige Arten davon, wobei die Hybride aus der Japanischen Zaubernuß und der Chinesischen Zaubernuß ab und an in Parkanlagen angepflanzt wird.

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

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Ein kluger schwarzer Geselle - die Saatkrähe

2012-02-24T08:10:00.001+01:00

Jetzt im Frühjahr, wenn sich die winterlichen Krähenschwärme (Saatkrähen und Dohlen) wieder gen Norden verzogen haben, treffen die weiter südwärts gewanderten "Zittauer" Saatkrähen wieder bei uns ein und man kann sie paarweise bei der Futtersuche beobachten. Bald werden sie ihre bei den Ornithologen und Naturschützern beliebten (*) und bei den Anwohnern unbeliebten Kolonien beziehen, um für eine weitere Generation dieser außergewöhnlich klugen Vögel zu sorgen. Meine Sympatie haben sie jedenfalls ...

(*) es sei denn, sie sind auch Anwohner...

Hier gibt es näheres zu diesem geselligen Vogel zu erfahren...

Der "Kehlsack" ist bei den Saatkrähen (Corvus frugilegus) daß, was bei dem Hamster die "Hamsterbacken" sind. Außerdem ist diese Krähe ein Singvögel, obwohl sich das nur schwer vermitteln läßt. Wer jedoch mal etwas genauer hinhört - Saatkrähen haben sich immer viel zu erzählen...

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Kleine Ergänzung zu meinem Essay "Schneller als es die Physik erlaubt?"

2012-02-23T18:11:00.002+01:00

Hier mein Essay... und hier die aktuelle Ergänzung...

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Planetenkosmogonie(3) - Staubentstehung- Supernovae I

2012-02-22T20:26:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Planetenkosmogonie(3)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 42

Siehe auch meine kleinen Essays "Eine kurze Geschichte der Planetenkosmogonie" und "Primäre Entstehung von "Staub" im Kosmos" zur Vertiefung...

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Panorama: Lückendorf mit Hochwald im Zittauer Gebirge

2012-02-21T18:30:00.000+01:00

Ein Gastbeitrag von Werner Schorisch, Zittau.

Blick auf den verschneiten Hochwald (749 m).

Und hier in XXL! (Achtung: eventuell lange Ladezeit)

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Das Klima, ja das Klima ändert sich - endlich bewiesen!

2012-02-20T21:47:00.004+01:00

Weil z.Z. wieder mal über den Klimawandel diskutiert wird. Aufsehenerregende Untersuchungen an Eiskernen aus dem Grönlandeis haben vollkommen überraschend ergeben, daß sich in den letzten 4000 Jahren das Klima immer wieder mal hin- und her gewandelt hat. Ach so, wer Diagramme lesen kann, ist voll im Vorteil. Nur mit den Schlußfolgerungen sollte man vorsichtig sein, wenn man nicht ein Sarrazin der Klimatologie werden möchte, wie eben Herr Vahrenholt mit seiner "Kalten Sonne"... (werde es demnächst mal lesen um nachzuschauen, ob wirklich nur Müll drinsteht, wie mancherorts behauptet).

Und hier gehts zur Originalveröffentlichung...

Reconstructed Greenland snow surface temperatures for the past 4000 years and air temperature over the past 170 years (1840–2010) from three records. The thick blue line and blue band represents the reconstructed Greenland temperature and 1s error, respectively (this study). The reconstruction was made by two different methods before and after 1950. The “gas method” is as described in section 2, and the “forward model” is described by Kobashi et al. [2010]. Thick and thin black lines are the inversion‐adjusted reconstructed Summit annual air temperatures and 10‐year moving average temperatures, respectively [Box et al., 2009]. Thin and thick red lines are the inversion adjusted annual and 10‐year moving average AWS temperature records, respectively [Stearns and Weidner, 1991; Shuman et al., 2001; Steffen and Box, 2001; Vaarby‐Laursen, 2010]. (middle) Past 1000 years of Greenland temperature. Thick blue line and band are the same as above. Black and red lines are the Summit [Box et al., 2009] and AWS [Stearns and Weidner, 1991; Shuman et al., 2001; Steffen and Box, 2001; Vaarby‐Laursen, 2010] decadal average temperatures as above. (bottom) Past 4000 years of Greenland temperature. Thick blue line and band are the same as above. Thick green line represents 100‐year moving averages. Black and red lines are the Summit [Box et al., 2009] and AWS [Stearns and Weidner, 1991; Shuman et al., 2001; Steffen and Box, 2001; Vaarby‐Laursen, 2010] decadal average temperature, respectively. Blue and pink rectangles are the periods of 1000–2010 C.E. (Figure 1, middle) and 1840–2010 C.E. (Figure 1, top), respectively. Present temperature is calculated from the inversion adjusted AWS decadal average temperature (2001–2010) as −29.9°C (Figure 1, top). Present temperature and ±2s are illustrated by lines in the plots. Green circles are the current decadal average temperature as above (−29.9°C, 2001–2010).

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Eisschmelze auf der Mandau ...

2012-02-20T20:17:00.000+01:00

Ein Gastbeitrag von Werner Schorisch, Zittau

Das die Kälte trotz der globalen Erwärmung auf der Mandau (Zittau, Oberlausitz, Biotop der Wasseramsel) über 30 cm starke Eisschollen hinterläßt, ist recht ungewöhnlich ...

Vom Eise befreit sind Strom und Bäche - nur die Ufer noch nicht...

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Planet Mars (34) - Historische Geologie der Marsoberfläche III

2012-02-19T18:15:00.003+01:00

Das Amazonische Zeitalter

Dieses Zeitalter begann mit einiger Unsicherheit vor ~3.55 ... 1.8 Milliarden Jahren und erstreckt sich bis heute. Diese lange Zeit ist dem Umstand geschuldet, daß sich die für Datierungen notwendige Impaktkratererzeugungsrate N(t)/km² nur noch sehr wenig mit der Zeit änderte und auch die geologische Aktivität des Planeten während dieser Zeitspanne im Vergleich zu den früheren Epochen sehr gering war. Während sich der Vulkanismus episodisch auf die Tharsis- und Elysium-Region beschränkte, wurden Wind und Eis (besonders in hohen geographischen Breiten) zu den wichtigsten landschaftsformenden Prozessen.

Man unterscheidet das frühe Amazonian, das mittlere Amazonian und das späte Amazonian mit unterschiedlich langen und schwer festlegbaren Übergangsbereichen.

Vulkanismus

Während des gesamten Amazonians kam es in unterschiedlich großen zeitlichen Abständen zu episodischen vulkanischen Aktivitäten mit z.T. ergiebigen Lavaergüssen, welche insbesondere die großen Vulkanschilde der Tharsis-Region kontinuierlich anwachsen ließen. Die Resurfacing-Rate betrug zwar nur noch ~ 1/10 derjenigen des Hesperians und auch die Natur der vulkanischen Tätigkeit scheint sich geändert zu haben. Während die hesperischen Flutbasaltprovinzen (z.B. Syrtis Major) eine große Zahl gefalteter Bergrücken (wrinkle ridges) aufweisen, ist das bei den amazonischen vulkanischen Ebenen nur noch eingeschränkt der Fall. Letztere zeigen dagegen eine große Zahl von Lavakanälen, die besonders an den extrem flachen Flanken der Vulkanschilde zu finden sind. Sie weisen auf sehr fluide Laven hin. Auch primäre Lavaflußmerkmale, wie erstarrte Lavazungen, findet man an den Bergflanken. Mehrfachcalderen zeugen von verschiedenen, zeitlich nachgelagerten und unterschiedlich intensiven Ausbruchphasen.

Auch ist von einer andersgearteten Zusammensetzung der geförderten Magmen auszugehen (Temperatur, mineralische Zusammensetzung, Gasgehalt, Fluidität etc.). Während im Hesperian Spalteneruptionen (oft verbunden mit Dikes) weit verbreitet waren, ergossen sich Laven im Amazonian hauptsächlich aus zentralen Vulkanschloten bzw. aus Rissen an den Hängen der Vulkanschilde. Man kann vermuten, daß dieses unterschiedliche Ausbruchverhalten etwas mit einer zunehmenden Krustenverdickung zu tun hat.

Chronologie der Marsoberfläche, wie sie sich aus Impaktkraterstatistiken ergibt. Quelle Hartmann, Neukum, 2004

Im frühen Amazonian bildeten sich die vulkanischen Ablagerungen um Olympus Mons, die man als dessen „Aureole“ bezeichnet. Der Vulkan selbst war über sehr lange Zeiten aktiv. Letzte Ausbrüche werden in das späte Amazonian datiert (vor 200 bis 20 Millionen Jahre). Lavaaustritte sollen sogar noch vor lediglich 2 bis 4 Millionen Jahren stattgefunden haben (Neukum, Hartmann, 2005), was die Frage aufwirft, ob sich die Tharsis-Vulkane gegenwärtig nicht etwa nur in einer ihrer vielen Ruhephasen befinden.

Weiterhin werden die Lavadecken, die sich radial um den Krater des Vulkans Elysium Mons in der südlichen Elysium-Region erstrecken (Elysium Formation), dem frühen und mittleren Amazonian zugerechnet, wobei Elysium Mons der jüngste der drei großen Elysium-Vulkane ist. Selbst die Existenz sehr junger Lavaausbrüche in dieser Region (datiert ins späte Amazonian) ist nicht auszuschließen, seitdem entsprechende geologische Strukturen im Bereich des Elysium-Marte Valles gefunden wurden (Keszthelyi et al., 2000).

Fluviale, glaziale und äolische Strukturen

Die Aktivität von Ausflußtälern nahm im frühen Amazonian stark ab - der mit dem Klimawechsel bedingten Austrocknungstendenz des Planeten folgend. Im Bereich der Elysium-Vulkanregion gelangten im Zusammenhang mit dem aktiven Vulkanismus jedoch weiterhin größere Mengen von Untergrundwasser an die Oberfläche und räumten in Form von Schlamm- und Schuttströmen (Lahare) entsprechende Talstrukturen aus. Ein noch heute gut sichtbares Ablagerungsgebiet des dabei mitgeführten Schutts war beispielsweise das Utopia-Bassin.

Während des frühen und späten Amazonian spielten glaziale Prozesse eine wichtige Rolle bei der Entstehung und Modifizierung der geschichteten Ablagerungen (layered terrain) im Bereich der Polkappen. Interessanterweise scheint in der „Zwischenzeit“ (d.h. im mittleren Amazonian) die Bildung derartiger Ablagerungen unterdrückt worden zu sein. Im späten Amazonian jedenfalls hat eine weitere Klimaänderung die Ausbildung der Late Amazonian Deposits begünstigt. Insbesondere ist auch ein verstärkter Einfluß äolischer Prozesse bei deren Sedimentation auszumachen. Weiterhin konnten im Bereich der Gipfel der großen Tharsis-Vulkane bis fast in die Gegenwart wirkende Vergletscherungen nachgewiesen werden, die sich mit den Milankovic-Zyklen des Mars korrelieren lassen.

Nächstes Mal: Die Marsatmosphäre I

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Futterhäuschen ...

2012-02-18T19:59:00.000+01:00

Mit einem kleinen Erlenzeisig...

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Essay: Primäre Entstehung von "Staub" im Kosmos

2012-02-18T15:35:00.003+01:00

Das ist eine fachliche Ergänzung zu meinem Vorlesungsmanuskript "Astrobiologie"

Carina Nebula - Hubble-Telescope (Quelle APD)

Für die Entstehung von Planeten sind die ungefähr zu einem Masseprozent in einer protoplanetaren Scheibe vorhandenen Staubpartikel (ihre Konsistenz ist am ehesten mit den Partikeln in Zigarettenrauch, wenn auch in viel geringerer Anzahldichte, zu vergleichen) unabdingbar. Sie liefern zusammen mit gefrorenen volatilen Stoffen (insbesondere Wasser) das Material, aus dem sich zuerst Planetesimale und später aus den Planetesimale Planeten bilden. Die Frage, die sich stellt, ist, auf welche Weise aus einer Gas-und Staubscheibe mit mikrometergroßen Festkörperpartikel am Ende eines nicht sonderlich langen Entwicklungsprozesses (die Zeitskala liegt in der Größenordnung von 10^5 bis 10^6 Jahren) Planeten wie die Erde entstehen. Doch zuvor muß das Grundmaterial, der "Staub" in den kosmischen Raum und damit in die interstellare Materie gelangen. Wie und wo diese "primäre" Staubkomponente entsteht, ohne die es uns nicht geben würde, möchte ich in diesem kleinen Essay erklären - also wem's interessiert...

Interstellarer Staub

Der Staub in einer protoplanetaren Scheibe widerspiegelt den Staub in der interstellaren Materie (ISM) im Sternentstehungsgebiet - nur daß er hier bereits in einer konzentrierteren und z.T. modifizierten Form vorliegt bzw. „aufgelöst“ Bestandteil des Scheibengases ist. Typischerweise bezeichnet man als „Staub“ (engl. stardust) mikroskopisch kleine Festkörperpartikel, die insbesondere aus den Elementen Kohlenstoff, Silizium, Magnesium und Eisen in Verbindung mit Wasserstoff und Sauerstoff bestehen. Die größeren Staubteilchen haben einen typischen Durchmesser von 0.1 µm, was ungefähr 10^9 Atomen entspricht. Sie besitzen oftmals noch eine Hülle aus „Eis“, d.h. aus verschiedenen volatilen Stoffen (insbesondere Wasser). Andere Staubpartikel bestehen aus Cluster aus oftmals nur wenigen 100 Atomen (Durchmesser ~0.005 µm). Auch die als „polyzyklische aromatische Wasserstoffe“ (PAH’s) bezeichneten Makromoleküle, die, grob gesagt, nichts anderes als auf verschiedene Weise verbundene Benzolringe darstellen, werden aufgrund ihrer Absorptionseigenschaften im IR manchmal mit zum interstellaren Staub gerechnet. Das Größenspektrum (Durchmesser über Anzahl) des interstellaren Staubes besitzt ein Maximum bei einigen 10^(-2) bis 10^(-3) µm.

Entstehung der Staubkomponente der ISM

Staubproduktion ist im Wesentlichen ein Phänomen von Sternen in den Spät- und kataklysmischen Stadien der Sternentwicklung. Nur sie sind in der Lage in ihrem Inneren die für die Staubproduktion notwendigen Elemente C, O, Si, Mg, Fe … zu fusionieren.

Primäre Staubbildung erfolgt immer durch direkte Kondensation aus der Gasphase heraus, sobald die Temperatur unter einem kritischen Wert (der Kondensationstemperatur) gefallen und im Gas eine Sättigung der entsprechenden Stoffe erreicht ist.

Folgende stellaren Prozesse sind in der Lage, den interstellaren Raum mit Staubpartikeln anzureichern:

Sterne, die im Hertzsprung-Russel-Diagramm den Riesenast bzw. den Asymptotischen Riesenast (AGB, Asymptotic Giant Branch) bevölkern, sind in der Lage, Masse durch intensive Sternwinde abzuführen. In dieser Phase der Sternentwicklung kommt es oft zu radialen Pulsationen, wodurch Materie aus dem Inneren des Sterns in die kühle, ausgedehnte Sternatmosphäre transportiert wird. Dort kondensieren insbesondere Karbide (aber auch direkt Graphit und Ruß) aus, die z.T. bereits hier zu größeren Aggregationen koagulieren und durch den intensiven Sternwind, durch Stoßwellen sowie durch den Strahlungsdruck in den interstellaren Raum geblasen werden. Mira-Veränderliche und insbesondere R Coronae Borealis-Sterne gehören in dieser Beziehung zu den wichtigsten Produzenten kohlenstoffreicher „Sternstäube“. Abschließend müssen in dieser Beziehung auf jeden Fall noch die sogenannten Wolf-Rayet-Sterne (massereiche Sterne >10 M⊙) erwähnt werden, die durch besonders intensive „Sternwinde“ und damit einhergehende Masseverlustraten auffallen.

Extrem massereiche Hyperriesen (100 bis 120 M⊙) wie z.B. η Carinae, machen Ausbruchepisoden durch, bei denen große Mengen Staub (z.B. Silikate), aber auch schwerere Elemente in Form von Gas (z.B. Stickstoff, Sauerstoff) in den interstellaren Raum gelangen.

Ejekta von klassischen Novae.

Besonders wichtig für die Anreicherung der ISM mit schweren Elementen sowie radioaktiven Stoffen sind Supernovaexplosionen vom Typ II (hydrodynamische Supernovae). Sterne mit mehr als 8 M⊙, die am Ende ihrer Entwicklung (d.h. nach der letzten energieerzeugenden Kernfusionsphase) einen Kernkollaps zu einem Neutronenstern oder Black hole erleiden, können ihre gesamte äußere Hülle verlieren, wodurch die darin in einzelnen Schalen konzentrierten Stoffen in den interstellaren Raum gelangen. Voraussetzung für deren Kondensation ist, daß der Zeitraum, in der Teile der Ejekta durch den Zerfall eingelagerter radioaktiver Stoffe geheizt werden, klein ist im Vergleich der Expansionszeitskala, so daß das Gas unter 2000 K abkühlen und Staubpartikel auskondensieren können. Aber auch sogenannte „thermonukleare Supernovae“ (die in ihrem Aufbau durchaus klassischen Novae ähneln, nur daß der Massezuwachs des Weißen Zwerges letztendlich zu einem plötzlich einsetzenden „Kohlenstoffbrennen“ führt, der den Weißen Zwerg quasi zerreißt) reichern in gleicher Weise das interstellare Gas mit schweren Elementen und damit auch „Sternenstaub“ an.

Ausschnitt aus dem Hertzsprung-Russel-Diagramm mit den Entwicklungswegen eines Sterns mit 5 M⊙ und eines mit 15 M⊙ . Staubbildung wird möglich, wenn die effektive Temperatur unter 3500 K sinkt (rechts der senkrechten unterbrochenen Linie) und in der Sternatmosphäre Festkörperpartikelchen direkt aus der Gasphase auskondensieren können. Quelle D.C.B.Whittet, 2003

Auf die theoretische Möglichkeit der Staubbildung in kühlen Hüllen von Riesensternen haben 1962 erstmals F.Hoyle und N.C.Wickramasinghe hingewiesen. Bedingung ist, das dort (d.h. oberhalb ihrer heißen Chromosphären) die Temperaturen im Bereich zwischen 3500 K und 2000 K (und darunter) liegen, was zur Keimbildung und Wachstum von Festkörperpartikel notwendig ist. Das betrifft Rote Riesen, Rote Überriesen sowie AGB-Sterne. Hauptreihensterne sind zur Staubbildung dagegen nicht in der Lage (massearme Rote Zwerge einmal ausgenommen, vorausgesetzt, sie sind genügend „metallreich“). Welche Art von „Sternenstaub“ entsteht, hängt entscheidend davon ab, ob die Hüllen reich an Kohlenstoff oder eher reich an Sauerstoff sind. Im ersten Fall entstehen hauptsächlich Karbide (oder direkt Graphit oder Ruß), im zweiten Fall eher Silikate.

Kondensationsvorgang

Der Übergang eines als Gas vorliegenden Stoffes in den flüssigen bzw. festen Zustand, bezeichnet man als Kondensation. Man unterscheidet dabei inhomogene Kondensation (bei der ein Kondensationskern vorhanden sein muß - wie bei Regentropfen) sowie homogene Kondensation. „Sternstaub“ entsteht durch homogene Kondensation, bei der aus der Gasphase sofort Festkörperpartikel entstehen. Dieser Vorgang wird als (homogene) Keimbildung (engl. nucleation) bezeichnet und ist ein thermodynamisch eher gehemmter Prozeß. Damit er überhaupt stattfinden kann, müssen sich bei Stößen eine genügend große Anzahl von Atomen zu Cluster zusammenfinden, was nur unter der Bedingung eines übersättigten Gases und ausreichend tiefer Temperaturen möglich ist. Ist erst einmal solch ein Cluster entstanden, dann kann er durch Aufsammeln weiterer Atome oder Moleküle zu Nanopartikel anwachsen, in denen sich die Atome chemisch verbinden. Dazu ein Beispiel. Eines der ersten festen Stoffe, die aus der Gasphase auskondensieren können, ist Aluminiumoxid oder (als Mineral) Korund Al2O3. Seine kritische Kondensationstemperatur liegt bei ≈ 1760 K. Bei einem sauerstoffreichen Riesenstern (T_eff~3000 K) wird diese Temperatur in einem Abstand von ungefähr 3 bis 4 Sternradien von der Photosphärenobergrenze erreicht. Erst dort können sich Cluster aus einigen Dutzend Aluminiumatomen bilden, die sich dann chemisch gemäß der Reaktion

2Al+3H2O →Al2O3+3H2

in Aluminiumoxid-Keime umwandeln und dann weiter wachsen. Dieses Wachstum wird jedoch erst dann ein selbstablaufender Prozeß, wenn der Cluster bzw. der Komplex eine kritische Größe überschreitet. Erreichen die Partikel diese Größe nicht, dann lösen sie sich im Gas wieder auf. Außerdem benötigt das Keimwachstum natürlich Zeit. Während dieser Zeit dürfen sich die Umgebungsbedingungen aber nicht zu stark ändern, d.h. die Staubbildung in expandierenden Sternhüllen und in Sternwinden wird durch deren Zeitskalen eingeschränkt (eine gleichmäßige radiale Expansion verringert z.B. die Teilchendichte entsprechend n~r^(-2)). Danach gibt es außerhalb der Photosphäre eines Riesensterns eine Zone mit relativ hohen Teilchenzahldichten (n≈10^19 m^(-3)) und Temperaturen, die den Kondensationstemperaturen von (mineralischen) Festkörpern entsprechen. Dort wird schnelle Staubbildung möglich, insbesondere auch deshalb, weil radiale Pulsationen, vom Stern ausgehende Schallwellen (die u.U. zu Stoßwellen anwachsen) sowie andere, mehr lokale Instabilitäten, die Überwindung der thermodynamischen Barriere der Nukleation fördern. Insbesondere Pulsationen können dabei mehr oder weniger zyklische Phasen vermehrter Staubbildung triggern.

Der primäre Staub ist aufgrund der zufälligen Art der Agglomeration (dem wichtigsten Prozeß des Keimwachstums) amorph und chemisch meist nicht abgesättigt. Erst unter nachfolgender Erhitzung erhält es seine kristalline oder polykristalline Struktur. Das muß aber nicht unbedingt in dem primären Staubentstehungsgebiet selbst passieren, sondern kann auch im weiteren zirkumstellaren Umfeld oder direkt im interstellaren Raum geschehen.

Je nach Umgebungsbedingungen (Temperatur, Teilchenzahldichten der an der Kondensation beteiligten monomeren Stoffe etc.) werden chemisch / mineralogisch unterschiedliche Stoffe auskondensieren. Dabei spielt insbesondere das Kohlenstoff – Sauerstoff-Verhältnis (C/O) eine grundlegende Rolle. So kann man M-Sterne der Leuchtkraftklasse III (Riesen) nach dem C/O-Verhältnis in zwei Klassen einteilen:

C/O<1 Sauerstoffreiche Sterne
C/O>1 Kohlenstoffreiche Sterne

Welches Verhältnis konkret einstellt, hängt von den Entwicklungsparametern des jeweiligen Sterns ab. Sterne mittlerer Masse (2.3 M⊙ ≤ M* ≤ 8 M⊙) können durch Heliumbrennen einen C/O-Kern ausbilden. Erlöscht das Wasserstoff-Schalenbrennen über der den Kern umhüllenden He-brennenden Schicht, dann wandert der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf den asymptotischen Riesenast (AGB), dehnt sich stark aus und wird bis in die Nähe der Brennzone konvektiv. Ab einer Sternmasse von 3.5 M⊙ kann für kurze Zeit die Konvektionszone bis in die ehemals wasserstoffbrennende Zone hinabreichen und dabei die Brennprodukte in die Sternatmosphäre verfrachten. Man spricht hier von einem second dredge up.

Während seines Aufenthalts im AGB kommt es zu regelmäßigen Änderungen im Brennregime des Sternkerns, wodurch kurzzeitig sogenannte „Thermische Pulse“ auftreten. Eine Folge davon ist der Transport von dort fusionierten Materials in die oberen Bereiche des Sterns – ein Vorgang, der als third dredge up bezeichnet wird. Von der Effizienz dieses Vorgangs hängt es letztendlich ab, ob sich der Riese zu einem Kohlenstoff-Stern entwickelt. Hält sich in der Sternatmosphäre Kohlenstoff- und Sauerstoffkonzentration in etwa die Waage, dann spricht man von Kohlenstoffsternen des Spektraltyps S. Alle AGB-Sterne bilden einen starken „Sternwind“ aus, der zu einem starken Masseverlust führt. Am Ende dieser Phase kann ein spezieller Planetarer Nebel entstehen.

Staubbildung in sauerstoffreichen Sternen

In solchen Sternen wird der Kohlenstoff bei Temperaturen unterhalb 3000 K weitgehend in Form von CO-Molekülen gebunden. Diese Moleküle besitzen eine genügend hohe Bindungsenergie (EB=11.1 eV), die sie als Partner in den meisten Gasphasen-Reaktionen ausschließen. Dafür können Stoffe wie Ca, Al, Mg, Fe, Ti und Si bei einer Temperatur unterhalb von 1500 K auskondensieren und dabei Metalloxide (z.B. CaO, TiO, Al2O3, FeO) sowie - bei weiter sinkenden Temperaturen - Mineralisationen wie Perowskit (CaTiO3), Enstatit (MgSiO3), Forsterit (Mg2SiO4), Fayalit (Fe2SiO4) sowie andere Silikaten bilden. Der interessanteste Temperaturbereich liegt dabei zwischen 1200 und 800 K, in dem bevorzugt die Bildung amorpher SiO-Cluster erfolgt. Sie können sich anschließend in SiO3-Komplexe und SiO4-Tetraeder umwandeln, die sich wiederum mit anderen Monomeren zu den oben genannten Silikaten verbinden. Welche Stoffe am Ende überwiegen, hängt jedoch von den konkreten physikalischen Umgebungsbedingungen ab. Wie Modellrechnungen zeigen, sind insbesondere Olivine (Mischkristall (Mg,Fe)2SiO4) bei derartigen Sternen ein häufiges Endprodukte der Staubbildung.

Bei Temperaturen unterhalb 700 K sollten die meisten Metalle auskondensiert sein. Dann folgen bei weiter sinkenden Temperaturen volatile Stoffe, die sich dann oft in Form eines Wassereismantels um Metall- und Silikatkörner legen.

Staubbildung in kohlenstoffreichen Sternen

Bei diesen Sternen dominieren bei Temperaturen zwischen 2500 K und 1500 K Kohlenstoff-Monomere wie Cn (n=1,2,3), C2H2 und CH4 die kühlen Außenhülle von Kohlenstoffsternen wobei Ethin wahrscheinlich am häufigsten vorkommt. Kohlenstoff kann in fester Form bekanntlich in mehreren allotropen Modifikationen vorkommen. Die amorphe Form kommt häufig als Ruß, die einfachste kristalline Form als Graphit vor. Daneben sind noch Mikrodiamanten sowie die sogenannten Fullerene von einer gewissen astrophysikalischer Bedeutung. In Verbindung mit Wasserstoff bildet Kohlenstoff eine Vielzahl von polymeren Molekülen, wobei im Zusammenhang mit der interstellaren Materie insbesondere die hexagonalen Ringmoleküle (Aromate) in Form der PAH’s eine wichtige Rolle spielen. Sie entstehen in Sternwinden durch Aufbrechen von Ethinmolekülen durch Stöße und anschließendes rearrangieren der dabei entstehenden Phenyl-Radikale zu Benzolringen. Letztere können sich dann zu planaren Polymeren verknüpfen die die Tendenz haben, sich zu übereinanderliegenden Schichtstrukturen zu verbinden. Am Ende entstehen ruß- und graphitähnliche Partikel, die durch den Strahlungsdruck des Sterns in den interstellaren Raum verfrachtet werden.

Eine weitere Möglichkeit (wie sie wahrscheinlich in R Coronae Borealis-Sternen realisiert ist), ist das direkte Auskondensieren von amorphem Kohlenstoff aus der Gasphase. Auch unter diesen Bedingungen können aus C und C2-Monomeren Ringcluster entstehen, die sich zu lockeren amorphen Kohlenstoff oder Graphitpartikel (und wahrscheinlich auch zu Fullerenen) entwickeln.

Kohlenstoffatome können sich aber auch mit Metallatomen zu Karbiden (z.B. SiC, Fe3C) und mit Schwefel zu Sulfiden verbinden. Einige Autoren (z.B. Frenklach et.al. 1989) vermuten, daß z.B. SiC-Cluster als Kondensationskerne für eine inhomogene Nukleation von Kohlenstoff-Staub dienen könnten.

Staubbildung in kataklysmischen Phasen der Sternentwicklung

Unter „kataklysmischen Phasen“ sollen in diesem Kontext insbesondere Nova-Ausbrüche sowie Supernovaexplosionen verstanden werden. Besonders Supernovae können die interstellare Materie mit Elementen großer Ordnungszahl (man denke an Gold, Platin, Uran) und mit einer Vielzahl radioaktiver Isotope anreichern. Die Entstehung sogenannter „klassischer“ Planetarischer Nebel gehört nicht dazu, da sie nicht „explosiv“ erfolgt. Auch spielen derartige Nebel kaum eine Rolle in der Staubentstehung.

Klassische Novae sind bekanntlich sehr enge Doppelsternsysteme, deren eine Komponente ein kühler Hauptreihenstern (M* ≤ 0.5 M⊙) und die andere ein Weißer Zwergstern ist. Bei Letzteren handelt es sich um eine „Sternleiche“, die aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht und die durch ein entartetes Elektronengas dynamisch stabil gehalten wird. In solchen Systemen kann Materie vom Hauptreihenstern zum Weißen Zwerg fließen (meist über eine Akkretionsscheibe oder entlang von Magnetfeldlinien, wie bei den Polaren oder AM Herculis-Sternen) und um ihn herum eine Wasserstoffschale bilden. Wenn am „Boden“ dieser Schale plötzlich das Wasserstoffbrennen zündet (was zu einem enormen Anstieg der Leuchtkraft führt – man beobachtet gewöhnlich einen Helligkeitszuwachs um das ca. 50000 fache), dann entwickelt sich das Phänomen eines Novaausbruchs. Dabei wird das über der „Bodenschicht“ liegende Gas auf Geschwindigkeiten von 300 bis 4000 km/s beschleunigt und in den interstellaren Raum befördert. Dabei kann auch Material des Weißen Zwerges in Form von Kohlenstoff- und Sauerstoffatomen mitgerissen werden. Ab einer gewissen Entfernung vom Explosionsort erreicht die abdriftende Hülle Temperaturen unterhalb 2000 K, was zuerst einmal günstig für die Staubbildung ist. Andererseits sollte die von der Nova ausgehende intensive UV-Strahlung das Gas noch eine Zeitlang im ionisierten Zustand halten. Staubbildung ist aber aus physikalischen Gründen in einem vollionisierten Plasma schlicht unmöglich. Es müssen also Bedingungen eintreten, die trotzdem eine (durchaus intensive) Staubbildung ermöglichen. Man vermutet, daß hier die zeitliche Entwicklung der Ionisation der verschiedenen Elemente im Gas entscheidend für die Bildung (oder Nicht-Bildung) von Staubpartikeln ist. Auf jeden Fall scheint das Element Kohlenstoff hierbei eine Schlüsselrolle zu spielen, wobei die Zeitskala durch die CO-Bildung maßgeblich festgelegt wird (Rawlings et.al. 1989). Auf jeden Fall ist die im IR recht gut nachweisbare Staubproduktionsrate von Nova zu Nova unterschiedlich. Es gibt sogar Novae, bei denen überhaupt keine Staubbildung auftritt. In dieser Beziehung gibt es deshalb noch viel zu erforschen.

Eine ganz andere Liga stellen Supernovae dar, die am Ende der Entwicklung massereicher Sterne (M* > 8 M⊙) stehen (was den Typ II betrifft – hydrodynamische Supernovae) oder die aus binären Systemen resultieren, deren eine Komponente – ein Weißer Zwerg – soviel Masse akkretiert, daß in seinem Innern plötzlich Kohlenstoff-Brennen einsetzen kann, die den Stern quasi zerreißt (Typ Ia, thermonukleare Supernova) .

Im Folgenden sollen jedoch der Kürze halber nur hydrodynamische Supernovae betrachtet werden, obwohl natürlich beide Typen in der Lage sind, in ihren expandierenden Außenhüllen Staub zu produzieren.

Sterne ab einer Ausgangsmasse von 8 M⊙ (sogenannte „massereiche Sterne“) können im Laufe ihres Lebens (typische Zeitskala 10^7 Jahre) alle möglichen Kernfusionszyklen (bis hin zur Synthese von Eisen) durchlaufen und damit ihren Energiehaushalt bestreiten. Sie beginnen als Hauptreihensterne vom Spektraltyp O und Enden als Neutronenstern bzw. (wenn die Kernmasse dafür ausreicht) als Schwarzes Loch. Es werden sogar theoretisch Fälle diskutiert, bei dem der Stern am Ende völlig zerstört wird und sich nicht einmal ein Black hole bilden kann.

Während der Hauptreihenphase erzeugt der Stern Energie über den CNO-Zyklus. Sobald der Kernbereich „ausgebrannt“ ist, zündet das im Zentrum konzentrierte Helium und es beginnt das „Heliumbrennen“. Es entstehen jetzt zwei „Brennzonen“, im Kern wird Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff sowie in einer äußeren Schale weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert. Der Stern verläßt damit die Hauptreihe und entwickelt sich zum Überriesen. Wenn der Kern weiter kontrahiert, wird irgendwann die Zündtemperatur für das Kohlenstoffbrennen erreicht. Dann fusioniert der Stern im Kern Kohlenstoff zu Sauerstoff, Neon, Natrium und Magnesium, in einer darüber liegenden Schale Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff und in einer nochmals darüber liegenden Schale Wasserstoff zu Helium. Sobald der Kohlenstoff/Sauerstoff-Kern aufgebraucht ist, beginnt er zu kontrahieren wobei er sich aufheizt (Virialsatz) und weitere Fusionszyklen zünden:

Neon-Brennen → O, Mg
Sauerstoff-Brennen → Mg bis S
Silizium-Brennen → Fe und ähnlich schwere Elemente

Der Kern entartet schließlich während des Silizium-Brennens und der sich mittlerweile gebildete Eisenkern wird instabil und kollabiert zu einem Neutronenstern (Kernmasse unterhalb der Oppenheimer-Volkoff-Grenzmasse) oder Schwarzen Loch. Kurz bevor das geschieht, ist der supernova progenitor entweder ein Roter Überriese (M* ≤ 25 M⊙), ein stickstoffreicher Wolf-Rayet-Stern (25M⊙ ≤ M* ≤ 60 M⊙) oder ein kohlenstoffreicher Wolf-Rayet-Stern (M* ≥ 60 M⊙). Auf jeden Fall hat er einen zwiebelartigen Aufbau in Form von aufeinanderfolgenden Schalen unterschiedlicher Zusammensetzung.

„onion skin“-Modell des Aufbaus eines massiven Sterns kurz vor dem Kernkollaps

Der Kernkollaps des Eisenkerns wird unausweichlich, sobald das hydrostatische Gleichgewicht des Sterns wegen zu geringer Energieproduktion nicht mehr aufrechterhalten werden kann. Zuerst beginnt der Eisenkern zu kontrahieren, um das Energiedefizit auszugleichen, wobei ab einer gewissen Dichte das Elektronengas entartet. Übersteigt die Kernmasse die Chandrasekhar-Grenze (von dem man bei einer Supernova ausgehen kann), dann geht der Kern in den freien Fall über. Dabei treten weitere physikalische Prozesse auf, welche die Energiebilanz weiter verschlechtern, da sie endotherm ablaufen (z.B. Photodisintegration von Fe-Kerne entsprechend 56Fe → 13 4He + 4n -100 MeV in He-Kerne, später die Photodisintegration von den He-Kernen selbst). Ab einem bestimmten Druck können die nun freien Protonen Elektronen unter der Emission von Neutrinos absorbieren (inverser β-Zerfall), was die Teilchenzahl im Plasma reduziert und erst einmal einer Druckentlastung entspricht (Elektronen „verschwinden“, was Auswirkungen auf den Entartungsdruck des Elektronengases hat). Der Kollaps geht aber weiter, bis ab einem kritischen Druck Pn, den man als Entartungsdruck der Neutronenflüssigkeit bezeichnet, der Kollaps gestoppt wird – es sei denn, die Kernmasse liegt oberhalb der Oppenheimer-Volkoff-Grenze von ~ 1.5 bis 3.2 M⊙ (der genaue Wert dieser Grenzmasse ist noch unbekannt), was dann die Entstehung eines Black hole zur Folge hat. Sollte der Kollaps gestoppt werden, hat sich bei diesem Vorgang ein Neutronenstern mit einer mittleren Dichte von ~10^18 kg/m³ gebildet. Sein Durchmesser liegt dann ungefähr bei 40 km.

Die Energie, die bei einem solchen Kernkollaps frei wird, kann man leicht abschätzen. Geht man von einer Kernmasse von 1.5 M⊙ und einem Kernradius (vor dem Kollaps) von 0.01 R⊙ aus, dann setzt die Kompression dieses Kerns auf Neutronensterngröße (RNS~20 km) einen Energiebetrag von ~ 3∙10^46 J frei. Durch die endothermen Kernprozesse werden ca. 7 MeV pro Nukleon verbraucht, was absolut etwa 2∙10^45 J, also rund 10% der gravitativen Bindungsenergie, ausmacht. Damit stehen noch beachtliche 2.8∙10^46 J zum Wegschleudern der gesamten Außenhülle des Sterns zur Verfügung! So ist es nicht verwunderlich, daß eine hydrodynamische Supernova kurzzeitig eine Leuchtkraft von ~ 3∙10^10 L⊙ (~10^37 Js) erreichen kann. Berechnet man analog zum Kern die Bindungsenergie der Hülle (für M=10 M⊙), dann erhält man einen Wert von ~5∙10^44 J oder, wenn man davon ausgeht, daß die Hülle mit einer Geschwindigkeit von ~10000 km/s expandiert, ~10^45 J.

Die Frage ist nun, durch welche Mechanismen wird die für die Expansion erforderliche Energie in die Hülle übertragen? Ohne hier näher auf Details einzugehen, lautet die Antwort auf diese Frage: durch die beim Kernkollaps entstehende extrem hohe Neutrinoflußdichte (~10^57 Neutrinos mit einer Gesamtenergie von ~10^46 J) sowie durch die zeitverzögert auftretenden und den Stern durchlaufende Stoßwelle. Sie entsteht, wenn die nachstürzende Sternmaterie auf den leicht zurückschwingenden „Neutronenkern“ trifft. Da die Implosion des ehemals ca. 3000 km messenden Eisenkerns in freien Fall erfolgt, werden Kollapsgeschwindigkeiten erreicht, welche die Schallgeschwindigkeit im umgebenden Plasma bei weitem übersteigen. Das bedeutet, die Materie außerhalb des Kerns kann dem Kernkollaps nicht mehr folgen und erreicht die Oberfläche des entarteten und weitgehend inkompressiblen „Neutronenstern“ etwas zeitverzögert. Dadurch entsteht eine Druckwelle, die zwar dann durch den Stern nach außen wandert, aber nach Computersimulationen normalerweise bereits in Kernnähe stark gedämpft wird. Deshalb geht die heutige Lehrmeinung davon aus, daß im Wesentlichen der intensive „Neutrinoflash“ die ~10^46 J Bindungsenergie nach außen trägt. Wird davon nur 1% in der Sternmaterie absorbiert, so reicht das völlig aus, die Stoßwelle wiederzubeleben und damit das Supernovaphänomen zu erklären. Dieser Vorgang ist mittlerweile mittels Computersimulationen (sogar in 3D) recht gut nachvollziehbar geworden (z.B. S.Benitez-Herrera et.al. 2011).

Im Zusammenhang mit der Anreicherung der interstellaren Materie mit dem bei einer Supernovaexplosion freigesetzten Materials spielen natürlich die kernphysikalischen Vorgänge, die beim Durchlaufen der Stoßwelle durch den zwiebelartig aufgebauten Stern stattfinden, eine ausschlaggebende Rolle. Das betrifft in erster Linie die Produktion und Freisetzung von schweren Elementen jenseits von Magnesium (Z=12) und Eisen (Z=26) sowie die Produktion einer Vielzahl radioaktiver Isotope unterschiedlich langer Zerfallsdauer. Der Schlüsselbegriff ist hier „r-Prozeß“. Darunter versteht man die „schnelle“ („r“=rapid) Fusion von Elementen durch Neutroneneinfang („schnell“ bedeutet hier bezogen auf den begleitenden β-Zerfall) bei sehr hohen Temperaturen (~10^9 K). Dazu sind extrem hohe Neutronenflußdichten notwendig, wie sie beim Ausbruch einer Supernova auftreten.

Wenn also die Stoßwelle die einzelnen Schichten des Sterns durchläuft und dessen Materie extrem aufheizt (bis 5∙10^9 K), dann setzt für einige Sekunden ein Vorgang ein, den man als „explosives nukleares Brennen“ bezeichnet. Die ersten Schichten, die von diesem Vorgang betroffen sind, sind offensichtlich die innersten, Silizium- und Sauerstoff-brennenden Schichten. Das darin enthaltene Material wird dabei in Elemente der Eisengruppe (Fe, Co, Ni) umgewandelt, über die wiederum durch Neutroneneinfang (r-Prozeß) Elemente und Isotope mit Massenzahlen A>60 produziert werden.

Ein Schlüsselelement ist dabei das Isotop 56Ni mit einer Halbwertszeit τ von 6.1 Tagen, welches sich letztendlich zu Eisen (56Fe) über die Zerfallskette

56Ni → 56Co (τ≈77.1 d) → 56Fe

umwandelt. Eine Abschätzung zeigt, daß beim Zerfallsprozeß (16.55) eine Energie von ~10^13 J frei wird und die sich interessanterweise direkt in der Form der Lichtkurve einer Supernova widerspiegelt.

Das „explosive nukleare Brennen“ endet, wenn die Temperatur in der Schock-Zone unter 2 Milliarden Kelvin fällt. Das ist gewöhnlich schon in der Ne-brennenden Schale der Fall. Lediglich thermonukleare Reaktionen, die auf dem Triple-Alpha Prozeß beruhen, halten noch etwas an. Instabilitäten führen zu einer Durchmischung des Plasmas, welches mit einer anfänglichen Geschwindigkeit von 5000 bis 15000 km/s und mehr in den kosmischen Raum expandiert. Der „Nebel“ der sich daraus bildet und der den „nackten“ Neutronenstern (oder ein Black hole) hinterläßt, wird als „Supernova-Überrest“ (supernova remnant, SNR) bezeichnet. Er enthält alle die in der vorexplosiven Phase sowie explosiven Phase gebildeten Elementen und in ihm findet schließlich – sobald die Bedingungen dafür günstig geworden sind - auch die eigentliche „Staubbildung“ statt.

Solche SNR’s bestehen viele Tausende bis Hunderttausend Jahre und erreichen Ausdehnungen von einigen Hundert Parsec bis sie schließlich vollständig in der interstellaren Materie aufgehen. Dabei lassen sich mehrere Entwicklungsphasen unterscheiden:

Freie Expansion (200 bis 300 Jahre)
Adiabatische oder Taylor-Sedov-Phase (~20000 Jahre)
Radiative oder „Schneepflug-Phase“ (bis 500000 Jahre)
Verschmelzung mit der interstellaren Materie

Die erste Phase ist dadurch ausgezeichnet, daß die Gashülle ohne Abbremsung (d.h. mit konstanter Geschwindigkeit) in den interstellaren Raum expandiert, wobei die Expansionsgeschwindigkeit in der Größenordnung von 10^4 km/s liegt. Die vorhandene interstellare Materie stellt für diese Expansion kein Hindernis dar. Sie wird vielmehr durch das mit Überschallgeschwindigkeit einfließende, von der Supernova stammende Gas extrem stark aufgeheizt (T~10^7 - 10^8 K) sowie durch Stoßionisation ionisiert. Die sich in die ISM „fressende“ Stoßfront wird dabei leicht abgebremst und die ungehindert nachlaufende Materie bildet eine zweite, innere Stoßfront aus, die ihre Richtung umkehrt, wenn die Dichte der ausfließenden Materie die Dichte des interstellaren Gases erreicht. Man spricht dann von einem reverse shock. Diese Erscheinung gehört schon der physikalisch viel interessantere Taylor-Sedov-Phase an. Denn hier beginnt die kontinuierliche „Abbremsung“ der Expansion des SNR’s. (L.I.Sedov, 1946; J.Taylor, 1955). Das ist – wie bereits erwähnt - dann der Fall, wenn die Masse der durch die Ejecta verdrängten interstellaren Materie größer wird als die einfließende Materie selbst. Die Wechselwirkungen, die im Bereich der Stoßfront auftreten, sind sehr komplex und energiereich und können dadurch hochenergetische (relativistische) Teilchen produzieren. Man vermutet zu Recht, daß sie einen Teil der kosmischen Höhenstrahlung ausmachen.

In der sogenannten „Schneepflug-Phase“, die sich an die Sedov-Taylor-Phase anschließt, wird die im Supernova-Rest angesammelte kinetische Energie abgestrahlt, wodurch sie selbst kaum mehr zur Expansion beitragen kann. Schwere Atomkerne fangen nach und nach Elektronen ein, wodurch optische Strahlung frei wird, die sich gut beobachten läßt. Physikalisch entspricht das einer Kühlung. An der Grenzfläche zwischen der ISM und dem SNR bilden sich Instabilitäten aus, die letztendlich zu einer guten Durchmischung führen. Die weitere Ausdehnung ist dann nur noch rein thermodynamischer Natur und durch die hohe Temperatur im Innern der Gasblase (die ein Supernovarest nun mal darstellt) bedingt. Nach ungefähr 10^5 Jahren hat sich der Supernovarest dann endgültig mit der interstellaren Materie vereinigt. Kühle, staubreiche Gebiete (Molekülwolken) können dann zu Geburtsstätten einer neuen Sterngeneration werden und das Spiel der Sternentwicklung beginnt von neuem.

Für die Physik von Supernova-Überresten sind (Überschall-) Stoßwellen, die sie in radialer Richtung durchlaufen und primär von der Supernova-Explosion stammen und sekundär durch Reflektion an Grenzflächen entstehen (reverse shock), von außerordentlich großer Bedeutung. Sie komprimieren und erhitzen Gas, können es hoch ionisieren und damit anregen, z.B. nichtthermische Röntgenstrahlung zu emittieren. Das macht Supernova-Überreste zu einem dankbaren Objekt der Röntgenastronomie. Stoßwellen spielen aber auch für die Staubphysik eine wichtige Rolle, da sie feste Staubpartikel zu zerstören oder zu modifizieren in der Lage sind (z.B. Umwandlung von Graphitpartikelchen in Mikrodiamanten).

Mittels der charakteristischen Röntgenstrahlung läßt sich die Verteilung von Sauerstoff, Neon, Magnesium, Silizium, Schwefel, Argon, Kalzium und Eisen in einem Supernovarest recht gut analysieren. Um jedoch Staubpartikel nachweisen zu können, sind Beobachtungen im IR notwendig wie sie z.B. mittlerweile an bekannten Supernova-Überresten mit dem Spitzer- und dem Herschel-Weltraumteleskop durchgeführt wurden. Sie konnten einige theoretische Vorhersagen bestätigen, warfen aber auch eine Vielzahl neuer Fragen auf.

Überrest von „Tycho’s“ Supernovae, aufgenommen mit dem XMM-Newton – Röntgenteleskop. Gezeigt wird die Verteilung einzelner Elemente anhand ihrer charakteristischen Röntgenstrahlung. Quelle MPE, 2001

Auch für die Staubbildung in Supernovaüberresten gilt erst einmal die klassische Theorie der Keimbildung (Nukleation) durch homogene Kondensation aus der Gasphase. Die Bedingungen dafür sollten ein paar Hundert Tage nach der Supernovaexplosion gegeben sein (Clayton et.al. 2001). Danach startet der Kondensationsprozeß bei Temperaturen zwischen ~1800 K (amorpher Kohlenstoff) und ~1200 K (Silizium-reiche Mineralisationen). Während der ersten 1000 Tage (in der die „Explosionswolke“ bei einem Radius von ~0.01 Lj noch recht kompakt ist) sollten nach der Theorie bei einer Ausgangsmasse der Postnova von ~14 M⊙ ungefähr ~0.1 bis 1 M⊙ an Staub produziert werden. Allein an dem angegebenen Massebereich sieht man, daß diese Abschätzung sehr unsicher ist. Das liegt u.a. darin, daß schon die thermodynamischen Eigenschaften einer schnell expandierenden Gashülle die Anwendbarkeit der klassischen Staubbildungstheorie einschränken. (Bianchi, Schneider, 2007). Neuere Modellansätze ergeben dann auch eher niedrigere Staubbildungsraten, die auch besser mit Beobachtungen realer Supernova-Überreste in Übereinstimmung zu bringen sind. Simone Bianchi und Raffaella Schneider (2007) erhielten z.B. für die Staubmenge eines 12 M⊙-progenitors rund 0.1 M⊙ und für einen Supernova-Vorläuferstern von 40 M⊙ ungefähr 0.6 M⊙. Diese Staubmenge ist aber nicht die Staubmenge, die am Ende übrigbleibt. Ungefähr 40000 bis 80000 Jahre nach der Staubbildung durchläuft der reverse shock die Staubbildungsregion, wobei nur ungefähr 2% bis 20% der Staubpartikel überleben. Die größeren Teilchen werden dabei durch sputtering zerstört oder in eine Anzahl kleinerer Fragmente zerteilt.

Dieses Bild konnte mittlerweile durch Beobachtungen mit dem Herschel-Teleskop am Supernova-Überrest SN 1987a bestätigt werden (M.Matsuura et. al. 2011). Dabei war zuerst gar nicht klar, ob dieser jüngste aller bekannten Supernova-Überreste (Ausbruch am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke) überhaupt genügend IR-Strahlung aussendet, um vom Herschel-Teleskop wahrgenommen zu werden. Man wußte zwar bereits aus Beobachtungen eines Strahlungsexzesses im mittleren IR-Bereich, daß Staub vorhanden sein muß (Lucy et.al. 1989). Trotzdem war man überrascht, als die Aufnahmen ein Emissionsgebiet am Ort der Supernova zeigten, wo offensichtlich Staub bei einer Eigentemperatur um die 20 K merklich IR-Strahlung emittiert. Eine Hochrechnung ergab, daß in diesem Supernova-Rest ~ 0.48 – 0.7 M⊙ „kalter Staub“ vorhanden sein muß, um diese Emission zu erklären. Die Masse des Vorläufersterns, Sanduleak −69° 202, schätzt man auf etwa 17 M⊙. Aber auch in anderen Supernova-Überresten konnten sowohl „kalter“ als auch „warmer“ (80 – 300 K) Staub nachgewiesen werden. So z.B. mit dem Spitzer-Weltraumteleskop innerhalb von Cas A (Ausbruch um 1680). Die Theorie sagt hier die Bildung von ungefähr 0.17 M⊙ an Staub vorher, während die IR-Beobachtungen ~ 0.008 M⊙ an erhitzten (warmen) Staub und ~0.08 M⊙ an kalten Staub ergeben haben. Wenn man bedenkt, daß sich u.U. ein Teil des Staubes bereits durch Wechselwirkung mit dem umgebenden Plasmas aufgelöst hat (oder der reversal shock früher eingetroffen ist, als erwartet), dann ist die Übereinstimmung zwischen Theorie und Beobachtung doch recht befriedigend.

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Panoramic glacialem lacum

2012-02-16T09:02:00.002+01:00

Gefrorener Olbersdorfer See - ein Riesenpanorama: Ein Gastbeitrag von Prof. M. Dopleb, Zittau

Und hier noch einmal in XXL... (Achtung, ca. 50 MB)

Und hier weiteres Interessantes zu dieser Lokalität:

Düstere Visionen der Vergangenheit: Zittau inmitten eines Kohlelochs
Metamorphose: Vom Braunkohleloch zum Natur- und Erholungsparadies

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Planetenkosmogonie(2) - Staubentstehung- AGB - Novae

2012-02-15T20:35:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Planetenkosmogonie(2)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 41

Siehe auch meinen kleinen Essay "Eine kurze Geschichte der Planetenkosmogonie"...

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Noch ein paar Gänsesäger - nur diesmal auf der Neiße bei Weißkirchen (Bily Kostel)

2012-02-13T19:37:00.004+01:00

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Planet Mars (33) - Historische Geologie der Marsoberfläche II

2012-02-12T12:30:00.000+01:00

Das Hesperische Zeitalter

Die geologischen Landmarken der Übergangszeit zwischen dem Ende des Noachians und dem Beginn des Amazonian, der sogenannten hesperischen Periode, sind nicht so markant, daß sie eine präzisere zeitliche Einordnung erlauben. So differieren auch von Autor zu Autor sowohl der Beginn des „frühen“ Hesperian als auch dessen Ende und damit auch die „Länge“ dieser „Zwischenzeit“ auf dem Mars, die mit einem radikalen Klimawechsel in Zusammenhang gebracht wird: Beginn zwischen 3.8, Ende zwischen 3.55 und 1.8 Ga. Während dieses Zeitraumes, dem einige wichtige Landschaften und Landschaftsformen (insbesondere vulkanische Aktivitäten im Bereich Syrtis Major, Tempis Terra, Tharsis und Elysium; Entstehung des Noctis Labyrinthus und des Valles Marineris; große Ausflußtäler im frühen Hesperian; Degradation der großen nördlichen Ebenen; Entstehung der Dorsa Argentea-Formation im Bereich des heutigen Mars-Südpols) zugeordnet werden.

Vulkanismus

Die hesperischen Landschaften sind überwiegend vulkanisch geprägt. Große Flächen bedecken Flutbasalte wie z.B. Hesperian Planum, Malea Planum und Syrtis Major. Insgesamt kann man davon ausgehen, daß während der hesperischen Periode rund 30% der gesamten Marsoberfläche durch vulkanische Prozesse umgestaltet wurden (Head et al., 2002). Der Tharsis- und Elysium-Vulkanismus setzte sich kontinuierlich fort und die flachen Vulkanschilde konnten sich zu riesigen Vulkanbauten entwickeln (Beispiel Alba Patera). Geologisch interessant ist in diesem Zusammenhang, daß man aus multispektralphotometrischen Untersuchungen zwei unterschiedliche Typen von Flutbasaltprovinzen (Hesperian Ridged Plains) im Hesperian ausmachen kann (Bandfield et al., 2000). Sie zeigen verschiedene mineralische Zusammensetzungen an. So findet man insbesondere in den niederen Breiten typische Basalte, währen in höheren Breiten mehr andesitartige Gesteine (d.h. Gesteine mit einem höheren Kieselsäuregehalt) vorkommen. Ob es sich dabei um „native“ Gesteine handelt oder um Verwitterungsprodukte gewöhnlicher Basalte (verwittert unter dem Einfluß von Schnee und Eis), wird z.Z. noch kontrovers diskutiert (McSween et al., 2009).

Teilweise verschüttete vulkanische Krater sowie noch durch die Oberfläche nachgezeichnete Bergrücken konnten im Bereich von Vastitas Borealis identifiziert werden, was darauf hinweist, daß auch diese riesige Ebene aus hesperischen Vulkaniten besteht, die jedoch mit jüngeren Material bedeckt sind.

Weiterhin vermutet man, daß im Hesperian die Geburtsstunde des heute höchsten Vulkans im Sonnensystem, Olympus Mons, gelegen hat. Er war seitdem mit Unterbrechungen bis fast in die geologische Gegenwart aktiv.

Ein Höhepunkt in der vulkanischen Tätigkeit des Mars wurde im frühen Hesperian erreicht, bei dem große Mengen von Schwefeldioxid in die Atmosphäre des Planeten gelangten. Das führte zu einer kurzzeitigen Verstärkung des Treibhauseffektes und damit zu Bedingungen, wo flüssiges Oberflächenwasser eine zeitlang wieder Bestand hatte. Der Rand der Südpolkappe schmolz ab (Entstehung der Dorsa Argentea-Formation) und lokal bildeten sich Sulfatlagerstätten (sie geben bekanntlich dieser Epoche in der „mineralogischen“ Zeitskala den Namen Theiikian). Außerdem kam es zu einer verstärkten, durch Schwefelverbindungen und Wasserdampf (Säurebildung) in der Atmosphäre bedingten Verwitterung der Oberflächengesteine. Im Ganzen gesehen stellt der Übergang vom Noachian zum frühen Hesperian eine dramatische Übergangszeit in der Geschichte des Planeten dar, die sich durch Änderungen in geologischer (Vulkanismus, Ausflußtäler, Tektonik, Verringerung der Impaktrate), mineralogischer (im Noachien Phyllosilikatbildung, im Hesperian mehr Sulfate; Gesteinsverwitterung), glazialer (Änderung der Eisbedeckung in der Südpolarregion) und natürlich auch in klimatologischer Hinsicht (Umbau der Marsatmosphäre) ausgezeichnet hat (Head et al., 2011).

Im Bereich der zentralen hersperischen Vulkanprovinzen (Syrtis Major, Tharsis mit Alba Patera, Apollinaris etc.) haben sich u.a. flache Vulkanbauten erhalten, von denen man vermutet, daß sie während ihrer aktiven Zeit auch explosive Ausbrüche (sogenannte „Plinianische Eruptionen“), d.h. Ausbrüche mit pyroklastischen Komponenten, durchgemacht haben. Davon zeugen weiträumige, tephraartige Ablagerungen in der Umgebung dieser Vulkane.

Als weiteres Charakteristikum soll noch die Ausfüllung tektonischer Risse und Brüche, die im Zusammenhang mit der Tharsis-Aufwölbung entstanden sind, mit Magmen erwähnt werden, die zu plutonischen Gesteinskörpern – sogenannten Dikes (Spaltenintrusionen) – geführt haben. Ganze „Schwärme“ davon konnten z.B. im östlichen Teil der Tharsis-Aufwölbung (mit dem Vulkan Pavonis Mons im Zentrum, den sie radial umgeben) nachgewiesen werden (MacKenzie, Nimmo, 1999).

Man schätzt, daß diese Phase starker vulkanischer Aktivität nur rund 100 Millionen Jahre angehalten und dann – bis zur Gegenwart hin mit einzelnen kleinen Aktivitätsspitzen – wieder abgenommen hat. So gesehen handelt es sich hier nur um eine kurze Episode in der langen geologischen Geschichte des Mars, welche aber mit entscheidend zu dessen Oberflächengestaltung beigetragen hat. Auch der Umbau der Atmosphäre von einer „lebensfreundlichen“ (wie die Astrobiologen sagen würden) zu einer kalten, lebensfeindlichen Atmosphäre in der kurzen Übergangszeit zwischen Noachian und Hesperian ist ursächlich durch die verstärkte vulkanische Tätigkeit jener Epoche bedingt.

Fluviale Talbildungen

Im frühen Hesperian ist eine deutliche Verringerung der Zahl von verästelten Flußsystemen (d.h., die entsprechende Talformen hinterlassen haben) zu vermerken. Das wird durch einen dramatischen Klimawandel erklärt, der dazu führte, daß niederschlagsbedingte Flußsysteme quasi versiegt sind. Dafür gewinnen Ausflußtäler (outflow channel) immer mehr an Bedeutung, die zu einem großen Teil durch eine episodische plötzliche und katastrophale Freisetzung von Untergrundwasser (z.B. bedingt durch vulkanische Tätigkeit – Aufschmelzen von in der Kryosphäre gespeicherter Wassereismassen) entstanden sind. Unabhängig davon deuten sulfatreiche Ablagerungen, wie man sie z.B. in Juventae Chasma gefunden hat, auf die Präsenz von flüssigem Wasser zu Beginn jenes Zeitalters hin (Theiikian).

Das weitgehende Fehlen von outflow channels in Landschaften, die dem Noachian zugeordnet werden, wird zunehmend mit dem Fehlen einer mächtigen Kryosphäre zu jener Zeit erklärt (d.h. es war damals einfach zu warm dafür). Erst nach einer allgemeinen Abkühlung konnten sich im Untergrund genügend große Eiskörper bilden, die bei Aufschmelzung innerhalb kürzester Zeit die für die Talausräumung nötigen Wassermassen liefern konnten. Das gilt auch für flüssige Wasserspeicher (aquifer), die durch wärmeisolierende Deckschichten von der zunehmend kälter werdenden Oberfläche isoliert waren.

Gegen Ende des hesperischen Zeitalters, im Übergang zum Amazonian, versiegten die episodischen Grundwasserausbrüche, das Nordmeer verschwand und der Mars wurde endgültig zu dem kalten, trockenen und staubigen Planeten, so wie wir ihn heute kennen.

Grabenbrüche

Die Entwicklung des riesigen Grabenbruchsystems Valles Marineris begann bereits am Ende des noachischen Zeitalters im Zusammenspiel mit der beginnenden Tharsis-Aufwölbung. Die geologische Struktur dieses tektonischen Bruches ist jedoch so kompliziert, daß sich die Rekonstruktion seiner zeitlichen Entwicklung äußerst schwierig gestaltet. Man kann bis jetzt lediglich einigermaßen sicher sagen, daß seine Öffnung im Wesentlichen während des frühen Hesperian stattgefunden haben muß (Montgomery et al., 2009). Dabei hat es Zeiträume gegeben, wo der Graben selbst bzw. Teile davon mit Wasser gefüllt waren. Dafür gibt es eine Vielzahl morphologischer und geologischer Hinweise, die zwingend zu diesem Schluß führen. Eine Datierung in das Hesperian für große Teile des Canyons folgt auch daraus, daß die jeweils gegenüberliegenden Talränder zu der Formation der frühen Hesperian Ridge Plains gehören, die Talöffnung respektive nach deren Entstehung anzusetzen ist (Montgomery et al., 2009).

Eisschmelze am Südpol

Im Blogbeitrag über die permanente Eiskappe des südlichen Marspols wurden die Dorsa Argentea-Formation mit ihren glazialen Landschaftsformen kurz vorgestellt. Sie gilt mittlerweile als ein wichtiges Klimazeugnis des hesperischen Zeitalters. Stratigraphisch liegt sie unter der jüngeren, amazonischen Eisdepositionen und nimmt an den Stellen, wo sie zutage tritt, eine Fläche von ~2.94 Millionen Quadratkilometer ein. Das sind ~2% der gesamten Marsoberfläche. Es handelt sich dabei um eine eisreiche, lockere Sedimentschicht, die in mehreren Aufbau- und Abschmelz- bzw. Sublimationsphasen entstanden ist. Zeichen der Vergletscherung sind in Form von Oser-artigen Strukturen (langgestreckte schmale Bergrücken) erhalten geblieben. Darüber hinaus konnten auf Satellitenaufnahmen eine Anzahl großer Ausflußtäler entdeckt werden, die einst in das Argyre-Becken entwässert haben (Head, Pratt, 2001).

Heute weiß man, daß die Dorsa Argentea-Formation der Überrest eines gewaltigen Eisschildes ist, welches im frühen Hesperian sukzessive abgeschmolzen ist. Man schätzt, daß dieses Eisschild ungefähr eine Wassereismenge enthalten hat, die – geschmolzen und über den ganzen Planeten verteilt – einen 20 m tiefen Ozean ergeben hätte (V~5.9* km³). Zumindest ein Teil der Aufschmelzung war vulkanisch bedingt von „unten“ erfolgt. Ansonsten erfolgte die Abschmelzung – wie bei Gletschern üblich – von der Basis her aufgrund von Temperaturen, bei denen Wassereis keine stabile Phase mehr ist (d.h. die Gletscher sind analog dem Inlandeis der irdischen Eiszeiten aufgrund einer Klimaerwärmung quasi zurückgewichen und haben Geröllfächer und „präglaziale Strukturen“ hinterlassen, die heute noch nachweisbar sind). Das abfließende Wasser hat zumindest teilweise in den nördlich anschließenden Gebieten unterirdische Grundwasserspeicher (aquifer) aufgefüllt (vielleicht mehrfach, wenn sie zyklisch entleert wurden), ist u.a. in das Argyre-Becken abgeflossen (entsprechende channels findet man im Bereich zwischen dem Sisyphi- und dem Angusti-Lobe; das Argyre-Becken beherbergte selbst zeitweise einen See) oder hat einen Teil in den damals bestehenden Wasserkreislauf zwischen Marsoberfläche und Marsatmosphäre eingespeist.

Treibhausklima im frühen Hesperian

Während der wahrscheinlich 100 Millionen Jahre des frühen Hesperian herrschte auf dem Mars ein durch den Vulkanismus initiiertes Treibhausklima, welches wieder flüssiges Wasser auf dem Planeten ermöglichte. Modellrechnungen ergaben, daß der Eintrag großer Mengen von Schwefeldioxid in die im späten Noachien bereits stark abgekühlten -Atmosphäre zu einer Verstärkung des Treibhauseffekts um bis zu ∆T≈ 25° geführt hat (Johnson et al., 2008). Das pushte die mittlere Jahrestemperatur der äquatorialen und gemäßigten Breiten auf über 20° C.

Nächstes Mal: Historische Geologie der Marsoberfläche Teil III

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Venus und Uranus am Abendhimmel + Mond um Mitternacht

2012-02-11T19:45:00.000+01:00

Zeit: 18.35 MEZ (11.02.2012) bei -14° C ... ziemlich kalt so ohne Handschuhe

Und schnell noch ein flüchtiger Blick zum Orion...

Und das Thermometer zeigt -19° C... Freihand mit 300 mm Telezoom + Canon 550D

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Gänsesäger auf der Mandau (Zittau, Oberlausitz)

2012-02-11T11:39:00.000+01:00

Ein Gastbeitrag von Werner Schorisch, Zittau

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Minus 20 Grad ...

2012-02-11T10:05:00.000+01:00

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Wasseramseln

2012-02-09T17:50:00.000+01:00

Heute hatte ich zwar mein Tele mit, dafür herrschte aber trübes Wetter mit starkem Schneegestöber. Das hielt die Wasseramsel an der Mandau jedoch nicht davon ab, in deren eisigen Fluten nach Freßbaren zu suchen...

Gerastet wurde immer auf Eisschollen ...

Und hier taucht sie gerade wieder auf...

Und dieser stromlinienförmige Körper gehört zu keinem fliegenden Pinguin...

Übrigens, die Wasseramsel (Cinclus cinclus) ist nicht mit der Amsel (einer Drossel), sondern eher mit dem Zaunkönig verwandt.

Oh, ist dort was?

Ja, zwei Gänsesäger...

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Planetenkosmogonie(1) - Einführung, ISM

2012-02-08T20:38:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Planetenkosmogonie(1)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 40

Siehe auch meinen kleinen Essay "Eine kurze Geschichte der Planetenkosmogonie"...

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Eichelhäher und Sumpfmeise auf dem Breiteberg (Zittauer Gebirge, Oberlausitz)

2012-02-08T18:17:00.000+01:00

Ein Gastbeitrag von Wolfgang Scholz, Bertsdorf.

Bei diesem schönen Wetter hat es mich heute (8.2.2012) wieder einmal auf den Breiteberg getrieben. Bei minus 10 Grad bin ich los. Oben herrschten fast "frühlingshafte" Temperaturen von minus 6 Grad. Dabei konnte ich die seltene Sumpfmeise und auch einen Eichelhäher mit der Kamera einfangen.

Sumpfmeisen hört man eher einmal rufen als das man sie zu Gesicht bekommt. Sie kann leicht mit der noch viel selteneren Weidenmeise verwechselt werden, die aber einen größeren schwarzen Kinnfleck besitzt.

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Zittau: Eisbader in der Mandau...

2012-02-07T17:36:00.004+01:00

Obwohl die Mandau in Zittau (Oberlausitz) mittlerweile streckenweise zugefroren ist (wegen der "Globalen Erkaltung"), gibt es doch Vögelein, die an freien Stellen "Eis-baden": Wasseramseln.

Leider hatte ich kein Tele mit (nur das 60 mm Makro von Canon), so daß die Aufnahmen nicht so besonders gut geworden sind. Jedenfalls konnte ich eine Weile dem Pärchen zusehen, wie es sich immer wieder in die kalten Fluten stürzte um ein paar Meter flußabwärts wieder aufzutauchen. Danach flogen Sie immer zu ihren Ausgangspunkt zurück und das Spiel begann von vorn.

Dem ganzen Treiben schaute auch noch ein Pärchen Wacholderdrosseln zu, die es sich am Eisrand bequem gemacht haben...

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Die Felsenveste Schwojka in der "Schwojkaer Schweiz" (Nordböhmen)

2012-02-05T10:53:00.000+01:00

Als im Jahre 1414 Jan Hus sich aus seinem Exil in Südböhmen auf den Weg nach Konstanz zum Kirchenkonzil aufmachte, wurde er von einem gewissen Johann von Swoykaw, der sich auch Johann Kebka von Chlum nannte, begleitet. Er war einer der Söhne Henzlin von Swoykaw, dem damals der gleichnamige Burgflecken in Nordböhmen gehörte. Jedenfalls berichten darüber Aufzeichnungen, die den Jahreszins der Dörfer Schwoyka und Hermsdorf betreffen. Über seinen Stamm- oder Wohnsitz, die Felsenburg Schwoika unweit von Bürgstein (Sloup), oder was von ihr übrig ist, möchte ich heute berichten.

Wenn man mit dem Auto von Bürgstein kommend nach Schwoika (oder "Schwojka", Svojkov) fährt, fällt einen der Burgfelsen (etwa in der Höhe des neuen Schlosses (Restaurant) gelegen) eigentlich nur in den Wintermonaten auf, wenn die Bäume ihr Laub verloren haben. Aber dann sollte er doch die Neugier wecken und zu einem Zwischenstop auf dem Parkplatz vor dem "Schloßhotel" einladen. Der Weg zum Burgfelsen ist mittlerweile jedenfalls ausgeschildert.

Wie die Burg, die zum ersten Mal in einer Aufzeichnung aus dem Jahre 1370 erwähnt wird, ursprünglich einmal ausgesehen haben mag, kann man sich nur schwer vorstellen. Jedenfalls gehört sie zu der Art von Felsenburgen, in denen die wichtigsten Räume direkt in den Burgfelsen hinein getrieben wurden - und hier sogar in drei Etagen. Noch Ende des 19. Jahrhunderts konnte man in einigen Räumen Putzreste erkennen, die zeigten, daß die heute unförmig wirkenden Räume einmal sauber verputzt und mit Holztafelwänden ausgestattet waren. Auch konnte man noch vor 100 Jahren im zweiten Geschoss Reste gotischer Rippenbögen ausmachen. Heute sind nur noch die unteren Räumlichkeiten zugänglich, zumindest, wenn man nicht klettern möchte (dem sei auch abgeraten. Lediglich der Raum der zweite Etage ist über den Burghof oder durch ein Deckenloch aus dem Raum darunter mit etwas Mühe erreichbar). Die Burg selbst war nie sonderlich groß. Man erkennt aber, daß sie einmal mit einem Wall und einer Palisadenumfassung ausgestattet war. Ein Teil des ehemals vorhandenen Burggrabens und der Wallanlage ist bei der Herrichtung des ausgedehnten Schloßparks zerstört worden. Auch kann man sich vorstellen, daß die Felsenburg zu der Zeit, als sie herrschaftlich bewohnt war, viele Holzbauten enthielt. Die Stellen, wo Balken auflagen, sind noch heute gut zu erkennen. Die Reste einer Mauer sind dagegen nur noch auf der Westseite auszumachen. Sie begrenzt u.a. den nicht sonderlich geräumigen Burghof. Diese Mauer, die immer noch ungefähr 8 m hoch ist, hat wahrscheinlich auch einmal die an den Felsen angrenzende Süd- und Ostseite begrenzt. Ob dieser "Burghof" offen war oder vollständig mit Holzbauten ausgefüllt, wage ich nicht zu beurteilen. Auf jeden Fall erfolgte nur von hier aus der Zugang zu den Räumlichkeiten der zweiten und dritten Etage. Die heute ohne Kletterei nicht mehr zu erreichende, in den Fels gemeiselte Treppe, die man auf der Vorderseite der Veste in halber Höhe sieht, ist jüngerer Natur und wurde erst bei deren "touristischen Erschließung" zu Beginn des 19. Jahrhunderts angelegt.

Letzte Reste der Burghof - Ummauerung. Mit etwas Klettern kann man links über den Felsenrand in den ausgehauenen Raum der zweiten Etage gelangen. Links im Felsen befindet sich noch ein kleines Zimmer mit Ausblick. In den dort vorhandenen armtiefen Felsenspalt habe ich vor Jahren einmal einen Euro deponiert. Ob er noch da sein wird?

Der obere turmartige Felsen enthält den "Prunksaal" der Burg, einen ca. 2 m im Quadrat ausgehauenen Raum, der innen einmal verputzt war.

Die hier gut sichtbare Treppe wurde erst bei der "romantischen Umgestaltung" der Burg unter der Herrschaft der Kinskys angelegt. Sie diente dem sicheren Zugang zur Aussichtsplattform der dritten Etage. Der Zugang zur zweiten Etage erfolgte über einen Holztreppe vom Burghof aus.

Mit der Burg Schwoika ist ein Rittergeschlecht verbunden, die sich selbst "Herren von Swoykaw" oder Swojkow nannten und das sich über mindestens zwei Jahrhunderte verfolgen läßt. Nicht etwa, daß es durch besondere Taten aufgefallen wäre. Die meiste Kunde stammt aus Zinsverschreibungen, Erbbelegen, Landverkäufen bis hin zu Konfiszierungen, die sich bis heute erhalten haben. Über den Bau der Felsenburg, über das Leben darin und in den umgebenden Dörfern, über die Bewohner und über Belagerungen in Kriegszeiten ist nichts bekannt. Zu unbedeutend war dieser Adelssitz für die Geschichtsschreiber. Genaugenommen läßt sich nur eine sehr lückige Abfolge von Besitzern ausmachen, die sich meist wiederum nur durch ihren Namen "von Swoykaw" o.ä. mit der Burg in Verbindung bringen lassen.

Wie bereits erwähnt, muß die Burg im Jahre 1370 bereits bestanden haben. Damals lebte hier ein Ritter mit Namen Johann von Swoykaw. Sein Name ist nur deshalb überliefert, weil er als Bürge auftrat und bezeugte, daß ein gewisser Benesch von Nymans (Niemes) ordnungsgemäß seinen Jahreszins für seinen Besitz Voitsdorf bei Reichstadt bei dem zuständigen Erbrichter in Lipe (Böhmisch Leipa) hinterlegt hat. Auf einer weiteren Urkunde, die auf den 13. März 1371 datiert ist und auch die Bezahlung eines Jahreszinses (nur hier für das Dorf Kosel bei Lipe) betrifft, wird wieder ein "von Swoykaw" als Bürge erwähnt, Nur diesmal ein gewisser Nutzko von Swoykaw. Und so geht es weiter. 1381 taucht ein Henslin von Swoykaw auf, der die Übergabe einer gewissen Menge Geldes durch Hinko Berko von Duba an die Gemeinde der neu erbauten Kirche unserer lieben Frauen in Böhmisch Leipa bezeugte, mit der deren Hauptaltar finanziert werden sollte (29. April 1381). Zu Beginn des 15. Jahrhunderts begannen sich einige Herren von Swoykaw "von Chlum" zu nennen, z.B. Henslin von Swoykaw. Sein Sohn war der ganz am Anfang von mir erwähnte Johann von Clum, welcher am 18. März 1402 von seinem Vater sein Erbteil ausbezahlt bekam und unterschreiben mußte, daß er weder seinen Vater noch seine Brüder, noch weitere Erben in dieser Hinsicht weiter behelligen werde. Er bedingte sich, wie damals üblich, als Söldner und wurde zu einem begeisterten Anhänger und Weggefährten von Jan Hus, mit dem er zusammen nach Konstanz (durch einen Irrtum manchmal auch "Costnitz" genannt) zog. Aber was aus ihm geworden ist, nach dem sein Lehrmeister in Konstanz gefangen gesetzt und später (6. Juli 1415) als Ketzer verbrannt wurde, konnte ich leider nicht recherchieren. Es scheint aber, daß er in seine Heimat zurückkehren konnte und noch eine zeit lang auf der Schwoika nahegelegenen Burg Pihl (Pihel) gelebt hat.

Ansicht um 1840...

Und so geht es weiter. Es scheint, die Geschichte der Burg Schwojka ist nur eine Geschichte von nacheinander folgenden Namen. Über die Menschen dahinter erfährt man nichts. Sie waren sicher einmal angesehen und wichtig. Aber die Zeit hat sie endgültig begraben. Zu erwähnen ist vielleicht noch Nikolaus Panzer von Smoyn (siehe Essay "Bürgstein"), der um 1444 Ansprüche an dieser Burg gehabt haben soll, sie aber nicht durchsetzen konnte. Es gibt auch Hinweise darauf, daß 1446 sowohl das Dorf Schwoika als auch die Burg zumindest teilweise zerstört (abgebrannt) wurde. Später wechselte die Burg und die dazugehörige Herrschaft regelmäßig ihre Besitzer. Auffällig war nur noch ein Ritter von Kacic, dem die Veste zwischen den Jahren 1443 und 1452 gehörte und der sich "Kapoun von Swojkow" nannte. Sein Name taucht in der Geschichte nur noch im Zusammenhang mit dem böhmischen König Georg von Podiebrad mehrfach auf. Später gelangte die Herrschaft Schwoika aus der Hand einer Familie Elsnitz samt Burg an eine Familie Rodwitz von Friedersdorf (ab 1553). Im Jahre 1590 war die Burg offensichtlich noch bewohnt (aber ziemlich baufällig), denn der Doberner Pfarrer Frumwald notierte, daß das alte Schloß Schwoika "sammt einer geschrotenen hölzernen Stube" noch "unter Dach gestanden" habe, jedoch Friedrich von Rodowitz (der selbst darin geboren war) es mit "dem hübschen Stüblein" hat abtragen und das Holz verbrennen lassen. Seitdem scheint die Burg dem Verfall preisgegeben worden zu sein. Die Zeiten hatten sich ja auch geändert. Kein Adeliger wollte sicherlich mehr in solch einem wahrlich unluxuriösen Gemäuer sein Leben fristen.

Seit dem beginnenden 19. Jahrhundert war die Veste Schwoika, genauso wie der nahegelegene Bürgstein (Einsiedlerstein) , ein beliebtes Ausflugsziel der "Schwoikaer Schweiz".

Die Herrschaft Schwoika wechselte in Folge noch mehrfach ihre Besitzer bis es am 10. Oktober 1750 der Graf Josef Maximilian Kinsky von Chynic gegen einen großen Batzen Geldes (38000 Gulden) erwarb und sie in seine Herrschaft Bürgstein integrierte. Ab diesem Zeitpunkt wurde die kleine Veste als Ausflugsziel hergerichtet und auch gerne von Sommerfrischlern aller Colour besucht. Eine Restauration in der Nähe diente der Bewirtung der Gäste. Mit dem Ende des zweiten Weltkrieges und der darauf folgenden Vertreibung der deutschsprachigen Böhmen war es auch mit diesem Ausflugsziel vorbei. Das Gelände wurde eingezäunt und war dann bis zur Wende offiziell nicht mehr zugänglich.

So sah das alte "neue" Schloß Schwoika aus, bevor es 1958 abgebrannt ist. Nach der Wende wurde es neu errichtet und dient (wenn es nicht gerade geschlossen ist), als Gaststätte und Hotel.

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Planet Mars (32) - Historische Geologie der Marsoberfläche I

2012-02-04T17:41:00.000+01:00

Historische Geologie der Marsoberfläche

Die Historische Geologie des Mars erforscht dessen geologische Geschichte vom Zeitpunkt seiner Konsolidierung als Planet an bis hin zur Gegenwart. Dazu werden die heute sichtbaren geologischen Strukturen mit den mit verschiedenen Methoden gewonnenen absoluten und relativen chronologischen Daten in Beziehung gesetzt, um letztendlich deren Entwicklung aufzuzeigen.

Moderne kosmogonische Theorien (gestützt u.a. durch die Ergebnisse radiologischer Untersuchungen besonders alter Mars-Meteorite, z.B. ALH 84001) ergeben für den Mars eine sehr rasche Ausdifferenzierung mit dem Ergebnis einer festen Kruste nur ~500 Millionen Jahre nach seiner Entstehung. Aufgrund des noch sehr hohen Wärmeflusses an der Oberfläche spielten zu jener Zeit, als sich die großräumige Dichotomie (man vermutet u.a. einen „Mega-Impakt“ (Andrews-Hanna et.al. 2008) als Ursache) der Marsoberfläche gerade ausgebildet hatte, vulkanische Prozesse eine dominierende Rolle. Davon haben sich aber aufgrund des sogenannten „Großen Bombardements“ (4.1 – 3.8 Ga) keine identifizierbaren morphologischen Strukturen bis in die Gegenwart erhalten können. Es gibt lediglich indirekte Hinweise auf die mögliche kurzzeitige Präsenz plattentektonischer Prozesse in Form von magnetic stripes in den sehr alten südlichen Marsprovinzen. Sie zeigen darüber hinaus an, daß die Bedingungen für einen aktiven Marsdynamo, der für die Aufrechterhaltung eines Magnetfeldes unabdingbar ist, nur während der ersten Milliarde Jahre der Existenz des Planeten gegeben waren. Auf jeden Fall hat der permanente Wärmefluß durch die Oberfläche schnell abgenommen und liegt heute bei 10 – 20 mW/m².

Die ältesten geologischen Zeugnisse (neben der eben erwähnten „Dichotomie“), die z.T. noch heute die Oberfläche des Mars prägen, sind die großen Einschlagsbecken wie Hellas, Argyre und Isidis, die alle im Zeitraum zwischen 4.2 und 3.8 Ga entstanden sein müssen (Hartmann, Neukum, 2001). Ihr Alter wurde aus Kraterzählungen sowie aus Untersuchungen des Erhaltungszustandes ihrer Ränder sowie aus dem Verfüllungsgrad ihrer Becken abgeleitet.

Aus Kraterzählungen abgeleitete Alter einiger Marslandschaften

Isidis Planitia ~3.9 Ga
Ares Vallis ~4.23 Ga
Utopia Planitia ~4.1 Ga
Hellas Planitia ~4.1..3.9 Ga
Dichotomie-Ereignis ~4.5 .. 4.1 Ga

Diese Altersangaben sind in der Größenordnung von einigen 100 Ma unsicher und stark modellabhängig. Sie können aber als Anhaltspunkt gelten.

Was die Entstehung der Dichotomie der Marsoberfläche betrifft, so erscheint z.Z. die Theorie, nach der ein schräger Impakt eines ca. 1600 bis 2700 km großen Himmelskörpers deren Ursache ist, noch am plausibelsten (Marinova et.al., 2008). Auf jeden Fall wäre er das prägendste Ereignis des Zeitalters des Prä-Noachians und in etwa mit dem „Mondimpakt“ der Erde vergleichbar.

Große Impakte, wie z.B. diejenigen, welche z.B. das Hellas und das Isidis-Becken hinterlassen haben, müssen aufgrund ihres Energieeintrags (Verdampfen großer Mengen Wasser, sollte in jener Zeit ein „Ozean“ präsent gewesen sein; Anreicherung der Atmosphäre mit „Gesteinsdämpfen“ und deren Aufheizung) die damals sicher viel dichtere Marsatmosphäre entscheidend beeinflußt haben. So scheint es durchaus plausibel zu sein (und in Hinblick des folgenden „feuchten“ Zeitalters des Noachians), daß zu jener Zeit trotz der im Vergleich zu heute geringeren Leuchtkraft der Sonne die mittleren Temperaturen oberhalb des Gefrierpunktes von Wasser gelegen haben. Unterstützend könnte darüber hinaus auch noch ein starker Treibhauseffekt gewirkt haben, der auf einem erhöhten Wasserdampfgehalt in der frühen und im Vergleich zu heute viel dichteren Marsatmosphäre in Verbindung mit Methan und Schwefeldioxid zurückzuführen ist. Aber das sind alles bis jetzt nur Mutmaßungen, die sich lediglich aus pragmatischen Überlegungen, Analogiebetrachtungen in Bezug auf die Erde sowie aus diversen Modellvorstellungen ableiten (siehe z.B. Segura et.al., 2002), für die es aber (noch) keinerlei belastbaren Beobachtungen gibt. Sie sind aber auch nicht völlig aus der Luft gegriffen, denn in der folgenden geologischen Periode wirkte Wasser landschaftsformend.

Das Noachische-Zeitalter

Zwischen den riesigen Einschlagsbecken Hellas Planitia und Argyre Planitia erstreckt sich das von Einschlagkratern dominierte Hochland Noachis Terra. Dessen Entstehung bzw. Überformung durch eine Vielzahl von Impakten (beginnend etwa mit dem Hellas-Impakt vor ca. 4.1 bis 3.9 Ga und dem „Abflauen“ des „Großen Bombardements“ vor 3.8 bis 3.5 Ga) legt die Noachische Periode in der geologischen Geschichte des Mars fest. Sie ist neben der hohen Impaktkraterdichte durch starke Erosion, durch den Beginn der Ausbildung des Tharsis-Bulges sowie durch die Entstehung der noch heute sichtbaren und eindrucksvollen Ausflußtäter gekennzeichnet. Außerdem müssen die klimatischen Bedingungen die Entstehung von Tonen (d.h. Phyllosilikaten) sowie Sulfat-Depositen ermöglicht haben, was eine gewisse Art von Hydrosphäre impliziert. Auf dem Teil der Marsoberfläche, der zeitlich dem Noachian zugeordnet wird, konnten rund 300 Impaktstrukturen mit über 100 km Durchmesser gezählt werden. Kosmogonische Modelle, welche die Verteilung und die zeitliche Entwicklung der Verteilung von Debris im frühen Sonnensystem vorhersagen, ergeben für den Zeitpunkt vor 4 Ga für den Mars ungefähr einen >100 km-Impakt pro 1 Million Jahre. Das impliziert wiederum in Bezug auf die diese Größenbedingung erfüllenden Impaktstrukturen, daß das Noachian einen Zeitraum in der Größenordnung von 300 bis 400 Millionen Jahre umfaßt haben muß. Danach nahm die Impakttätigkeit signifikant ab und auch das Klima muß sich entsprechend verändert haben.

Region Noachis Terra. Rechts oben angeschnitten, das Hellas-Becken Quelle USGS

Jeder größere Impakt führte natürlich zur Bildung von Sekundärkratern durch das ausgeworfene Material und damit zu deren Ablagerung in größerer Entfernung zum Impakt sowie zu einer weiteren Zertrümmerung der Grundgesteine am jeweiligen Aufschlagpunkt. Auf diese Weise entstanden große Mengen von Trümmergesteinen (Impaktbrekzien), die über den ganzen Planeten verteilt wurden bzw. Feinmaterial, welches sich durch Wind und Wasser transportieren ließ. In diese Zeit fällt auch die schnelle Bildung der vulkanischen Tharsis-Aufwölbung, bei der riesige Mengen von basaltischen Laven sowie von Aschen freigesetzt wurden.

Valley-Networks

Klimatisch gesehen, war das Noachian teilweise (insbesondere an dessen Ende) feucht und warm. So gibt es z.B. eine Vielzahl von geomorphologischen Hinweisen auf die Existenz von stehenden und fließenden Gewässern (Fassert, Head, 2008). Dazu kommen noch lokale Vorkommen von Phyllosilikaten (Tone) sowie von Sulfaten (Gips), für deren Entstehung Wasser zwingend erforderlich ist. Der Grund für dieses Klima ist noch weitgehend unklar. Fehlende größere Karbonatlagerstätten sind eher mit einer CO2-armen Atmosphäre verträglich als mit einer dichten wasserdampfreichen Kohlendioxidatmosphäre. Dazu kommt noch, daß die Sonne im Noachian noch nicht die heutige Leuchtkraft erreicht hatte und dementsprechend auch der Energieeintrag geringer war. Um dieses Paradox zu lösen, werden u.a. lokale klimatische Störungen (Aufheizung aufgrund der Energiefreisetzung größerer Impakte) als auch spezifische Treibhausmodelle (z.B. verursacht durch vulkanische Exhalationen von Methan und Schwefeldioxid) diskutiert. Und natürlich spielt dabei auch immer die Präsenz von Wasserdampf eine große Rolle.

Ein auffälliges Merkmal eines Großteils des Terrains, welches dem Noachischen Zeitalter zugeordnet wird, ist die Präsenz morphologischer Strukturen, die als Netzwerke von Flußtälern (valley networks) interpretiert werden. Sie enden oftmals in lokalen Senken, erreichen aber auch nach mehreren Hundert bis ein paar Tausend Kilometer Lauf die großen nördlichen Niederungen (z.B. Acidalia Planitia). Was ihre „Verästelungen“, ihren Querschnitt und ihren Verlauf betreffen, existieren größere Unterschiede zu analogen irdischen Flußsysteme, was ihre Interpretation erheblich erschwert. Auch existieren Unterschiede, je nachdem, ob sie zeitlich dem späten Noachien oder dem darauffolgenden Hesperian zugeordnet werden. Im ersten Fall scheinen sie niederschlagsgespeist und im zweiten Fall jedoch grundwassergespeist zu sein - mit plötzlicher, z.T. katastrophenartiger Freisetzung riesiger Wassermassen. Fassert und Head, 2008, wollen auch noch eine dritte Art von Flußsystemen gefunden haben, die den Übergangsbereich zwischen Noachian / Hesperian markieren. Ihre Daten lassen auf eine rapide Änderung in der Intensität talbildender Prozesse in dem genannten Zeitraum schließen.

Offene Gewässer Im Noachischen Zeitalter kann man den Mars durchaus als „Lake Planet“ bezeichnen. In der Frühzeit des Mars war Wasser auf dem Mars wahrscheinlich ähnlich omnipräsent wie heute auf der Erde (es gibt ernstzunehmende Hinweise auf die, wenn auch kurzzeitige Existenz, eines „Nördlichen Ozeans“ geringer Tiefe). Später jedoch, nach einem grundlegenden Klimawandel, ist es nur noch temporär und episodisch oberflächenformend in Erscheinung getreten. Man findet bei genauer Untersuchung von Impaktkratern, die in der Noachischen Epoche entstanden oder bereits vorhanden waren, eine Vielzahl morphologischer Merkmale, die sich am besten mit einer ehemaligen „Wasserbefüllung“ erklären lassen. Sehr hilfreich ist dabei, das irdische Gewässer sehr gut erforscht sind und die dabei gewonnenen Erkenntnisse für Vergleichszwecke genutzt werden können. Ein- und Ausflüsse, Terrassenbildungen, Küstenlinien, Ablagerungen von Evaporiten sowie spezielle, fluviale Erosionsspuren verraten dabei noch heute Gewässer auf dem Mars, die bereits vor Milliarden von Jahren ausgetrocknet sind. Einige dieser morphologischen Merkmale sind auf hochauflösenden Orbiteraufnahmen relativ leicht auszumachen (beispielsweise Zu- und Abflüsse, Deltas), andere dagegen schwierig zu interpretieren (z.B. Terrassen, die fluvial, glazial oder tektonisch begründet sein können) und wieder andere sind äußerst diffizil, wie z.B. ursprüngliche Küstenlinien, die, erosiv bedingt, heute fast nicht mehr zu erkennen sind. Um Letztere zu bestätigen, sind sehr genaue Höhenmessungen von Satelliten aus notwendig, wie sie z.B. vom Mars Global Surveyor mit MOLA ausgeführt wurden.

Ausschnitt aus der Region Xanthe Terra mit einerVielzahl flußähnlicher Strukturen, die in z.T. Kratern enden oder Kraterschneiden Quelle Google Mars

Beispiel Xanthe-Terra

Das „Goldgelbe Land“ befindet sich nur ein wenig nördlich des Äquators (~3°) des Mars bei ungefährer 312° östlicher Länge (d.h. nördlich in Höhe des letzten Abschnitts des Valles Marineris) und erstreckt sich maximal über ~2400 km Länge. Es ist von tiefeingeschnittenen Tälern durchzogen und enthält eine große Zahl von Impaktkratern, deren Durchmesser 30 km übersteigt. Die Impaktkraterdichte datiert die Region in das Noachian und das frühe Hesperian. Auf den hochauflösenden Aufnahmen der Stereokamera HRSC von Mars Express konnten in diesem Gebiet fluviale Sedimentablagerungen an den Stellen entdeckt werden (E.Hauber et. al., 2008), wo ein ehemaliger Fluß beispielsweise in einem Impaktkrater endet. Je nachdem, ob dieser Krater nun stehendes Wasser enthalten hat (also damals ein „Kratersee“ war) oder das Wasser in ein trockenes Becken geflossen ist, ergeben sich jeweils andere Ablagerungsformen der mitgeführten Sedimente. Im ersten Fall entstehen typische Deltas, im zweiten Fall dagegen sogenannte Schwemmkegel, die irgendwann aufhören, sobald das Wasser zum Stillstand gekommen ist und versickert.

Genauer untersucht wurde ein kleiner, nur rund 5 km großer Krater, in welchen das Tal Nanedi Vallis endet. Erst die hochauflösenden HRSC-Stereoaufnahmen lassen eine Abschätzung zu, wieviel Material in den Krater eingetragen worden ist. Es zeigt sich, daß die Ablagerungen eine Mächtigkeit von mindestens 50 m haben und eine Fläche von ~ 23 Quadratkilometern überdecken.

Außerdem ist zu erkennen, daß das Wasser an einer etwas höher gelegenen Durchbruchsstelle den Krater wieder verlassen hat. Das bedeutet – unabhängig von der Morphologie der Sedimentation – daß tatsächlich einmal Wasser in diesem Krater gestanden haben muß. Wann das war, konnte anhand von Kraterzählungen ermittelt werden: vor 3.8 bis 4 Milliarden Jahren. Modellrechnungen zeigen, daß sich die Ablagerungen – je nach der Wasserdurchflußrate – in einigen Tausend bis maximal Hunderttausend Jahren gebildet haben könnten. Dazu sind entsprechende Niederschläge nötig und diese bedingen ein ganz bestimmtes Klima. Der Klimawechsel, der dazu führte, daß nach und nach die Flüsse und Seen auf dem Mars austrockneten, fand etwa im Zeitraum zwischen 3.5 und 3.8 Milliarden Jahren statt.

Diese Aufnahme (Mündung des Nanedi-Flusses) zeigt typische Ablagerungen, wie sie entstehen, wenn von Wasser transportiertes Material in ein stehendes Gewässer (hier ehemaliger Kratersee) eingeschwemmt wird. Quelle NASA, ESA

Damit fiel das Wasser als wesentliches Element der Landschaftsgestaltung und der Erosion weg. Das ab diesem Zeitraum immer arider und kälter werdende Klima hat dann bis heute die ansonsten leicht erodierbaren Ablagerungen bis heute erhalten.

Hinweise auf die ehemalige Präsenz stehender Gewässer auf dem Mars, z.B. in Form von Seesedimenten, konnten mittlerweile bei weit über 200 alten Impaktkratern gefunden werden. Auch Teile des sich entwickelnden Valles Marineris müssen einmal Wasser enthalten haben. Das zeigen spezifische Sedimentablagerungen im Bereich der Talböden. Insbesondere Juventae Chasma war auf jeden Fall einmal ein sehr tiefer See, der sich teilweise nach Norden entleert und dabei das Maja Vallis ausgeräumt hat. Die Existenz von prähistorischen Flußsystemen, von Kraterseen, von riesigen Ausflußtälern und von Deltas, die sich sowohl in Kraterseen als auch in die große nördliche Ebene / Depression erstrecken, lassen die Frage aufkommen, ob der Mars in ferner Vergangenheit auch einmal einen großen „Nördlichen Ozean“ besessen hat.

Nördlicher Marsozean

Diese Frage wird zunehmend mit „ja“ beantwortet, denn die geologischen Hinweise darauf werden immer überzeugender (Di Achille, Hynek, 2010). Man weiß auch, das sich über die Ausflußtäler riesige Wassermengen in die nördlichen Ebenen ergossen haben müssen und man glaubt, auf den Orbiteraufnahmen verräterische Spuren gefunden zu haben, die sich als ehemalige Küstenlinien interpretieren lassen. Ihr Verlauf entspricht jedenfalls im Wesentlichen einer definierten Höhenlinie, wie sie aus MOLAR –Höhenmessungen abgeleitet wurde. Besonders aussagekräftige Indizien stellen deltaartige Schwemmfächer dar, die in die nördliche Ebene münden und trotz ihrer unterschiedlichen geographischen Lage alle auf gleicher Höhe (über NN) liegen. Insgesamt konnten 29 derartige Flußmündungen aufgefunden und genauer analysiert werden. Sie scheinen eine archaische Küstenlinie nachzuzeichnen. Vastitas Borealis, die große flache Ebene um den Nordpol des Mars, besitzt eine ganz eigene Topographie. Es wurde schon früher – ohne entsprechende Belege vorweisen zu können – vermutet, daß es sich dabei um ein ausgetrocknetes Meeresbecken handeln könnte. Es liegt ca. 4.5 km unterhalb des mittleren Planetenradius. Sollte dieses Becken einmal bis zu der vermuteten Küstenlinie mit Wasser gefüllt gewesen sein, dann bedeckte es ~36% der gesamten Planetenoberfläche und besaß ein Volumen von ~124 Millionen km³. Wäre der Mars eine ideale Kugel, dann würde dieses Wassermenge um den gesamten Planeten eine ~550 Meter mächtige Schicht bilden.

Farblich höhencodierte Marskarte, abgeleitet ausMOLAR Höhenmessungen des Mars Global Surveyor. Die weiße Linie stellt dieKüstenlinie eines hypothetischen archaischen Ozeans dar. Die roten Quadrate gebendie Lokalitäten von Flußdeltas an, die in die nördliche Ebene einmünden. GrüneDreiecke und blaue Rauten stellen Flußdeltas dar, die in lokale Depressionen(z.B. Impaktkrater) münden. Quelle DiAchille, Hynek, 2010, Nature Geoscience

Mars im Noachian und heute. Sollte der großenördliche Ozean wirklich existiert haben (und es spricht viel dafür), dann hater rund 36% der Planetenoberfläche bedeckt. Quelle NASA

Die These, daß es im Noachian und beginnenden Hesperian einen nördlichen Ozean gegeben hat, wird auch noch durch andere Befunde gestützt. Hochauflösende Aufnahmen, die zu Zeiten der Viking-Sonden noch nicht zur Verfügung standen, erlauben heute den Nachweis auch kleinerer Talstrukturen, die ehemalige Flußläufe nachzeichnen. Ihre unerwartet große Zahl zeigt, daß es vor mehr als 3.5 Milliarden Jahren auf den Mars einen gut funktionierenden Wasserkreislauf mit Verdunstung und Niederschlägen gegeben haben muß. Weitere Indizien ließen sich aus den Ergebnissen der Untersuchung der Planetenoberfläche mittels des Gammastrahlenspektrometers (GRS – Gamma Ray Spectrometer) von Mars Odyssee ableiten. Mit diesem Gerät wurde aus der Umlaufbahn die sekundäre Gammastrahlung gemessen, die als Reaktion auf die aus dem kosmischen Raum einfallende primäre Gammastrahlung entsteht und woraus sich die Häufigkeit einzelner chemischer Elemente im Marsboden bis in eine Tiefe von ~0.3 m ermitteln läßt. Das wichtigste Ergebnis bis dato war bekanntlich der Nachweis großer Mengen Wassereises im Permafrostboden der Polargebiete des Mars (Stichwort „epithermische Neutronen“, siehe „Wasser auf dem heutigen Mars“). Die Meßergebnisse geben aber noch bei weitem mehr her. Mit diesem Spektrometer konnten auch ungefähre Konzentrationen der Elemente Ka, Th und Fe festgestellt und kartographiert werden. James M. Dohm und Mitarbeiter (2011) untersuchten deren Konzentrationen im Bereich der hypothetischen Küstenlinien des archaischen Nordmeeres.

3D-Karte eines Bereichs der hypothetischennördlichen Küstenlinie. Die spitzen (da stark überhöht dargestellten)Erhebungen am Horizont sind die Schildvulkane der Elysium-Region. Auf der Kartedargestellt ist die vom GRS gemessene Kalium-Konzentration, wobei „Orange“ hoheKonzentration und „Blau“ geringe Konzentration bedeutet. Das leicht in Wasserlösliche Kalium hat sich offensichtlich in den der „Küste“ vorgelagertenSedimentfächern konzentriert. Quelle University of Arizona

Die genannten Elemente sind invielen Gesteinen, so auch den auf dem Mars omnipräsenten Basalten vorhanden und können dort durch saure Wässerherausgelöst werden („auslaugen“). Es ist also zu erwarten, daß es in derVergangenheit im Bereich der ehemaligen Küstenlinien zu einer Anreicherung dieser Elemente gekommenist, die es nachzuweisen gilt. Es ist wie auf der Erde: Wasser transportiertIonen leicht lösbarer Salze in Seen und Meere, wo eine Konzentration undeventuell Ausfällung (wenn Bereiche austrocknen) erfolgt. Und die Ergebnissescheinen eindeutig zu sein: Bereiche der potentiellen Küstenlinie zeigten einesignifikante Anreicherung der genannten Elemente – ein weiterer wichtigerBaustein für die Theorie eines archaischen Nordmeers auf dem Mars.

Wenn es also im noachischen und beginnenden hesperischenZeitalter einmal dieses archaische Nordmeer gegeben haben sollte (und esspricht mittlerweile mehr dafür als dagegen), dann bleiben die Fragen: Wo kameinst das ganze Wasser her und wo ist es wieder hin verschwunden?

Auf beide Fragen gibt es noch keine endgültigen Antworten. Wasser war jedenfalls schon bei der Entstehung des Mars eine wichtige Ingredienz des Planetesimals (man denke an den vergleichsweisen hohen Wassergehalt kohliger Chondrite), aus dem er entstanden ist. Und auch während des „Großen Bombardements“ sind sicherlich – analog zur Erde – größere Mengen Wasser eingetragen worden. Ein Teil des Wassers lag natürlich auch in gelöster Form im Magma des Planeteninneren vor und gelangte später durch verschiedenartige vulkanische Aktivität auf die Planetenoberfläche und in die zu jener Zeit dichtere Atmosphäre. Was das „Austrocknen“ betrifft, steht es im Zusammenhang mit einem völligen Umbau der Marsatmosphäre respektive Klimawechsel im Zeitalter des beginnenden Hesperian. Zu diesem Zeitpunkt hatte bereits der Dynamo im Inneren des Planeten seine Tätigkeit eingestellt und das intrinsische Magnetfeld, welches die damals dichtere Marsatmosphäre vor Sonnenwindeinflüssen geschützt hatte, war zusammengebrochen. Zwar kam es noch zu episodischen Entleerungen unterirdischer Wasserreservoire, die durch Isolierung flüssig geblieben waren bzw. durch vulkanische Aktivitäten oder größere Impakte wieder verflüssigt wurden. Auf jeden Fall sind Reste dieses Wassers noch heute in den Polkappen sowie (in völlig unerwarteter Menge) im Permafrostboden der polaren und gemäßigten Breiten des Mars enthalten. Der größte Teil ist jedoch über den Umweg der Atmosphäre (Photodissoziation der Wassermoleküle) in den interplanetaren Raum gelangt (das hypothetische archaische Nordmeer muß mehr als das 100-fache an Wasser enthalten haben als der rezente Wassereiskern der nördlichen permanenten Polkappe). Ein überzeugender Beweis dafür ist das von den Marssonden gemessene Deuterium-Wasserstoffverhältnis. Im Vergleich zur Erde enthält die Marsatmosphäre rund 5.2 mal mehr Deuterium als die Atmosphäre der Erde. Diese Zahl sagt aus, daß der Planet Mars einen sehr großen Teil seines Wasserreservoirs in den letzten 3.5 Milliarden Jahren in den kosmischen Raum verloren haben muß. Auf jeden Fall hat es eine geologisch kurze Zeitspanne in der Geschichte des Mars gegeben, wo flüssiges Wasser in großer Menge vorhanden war – ein Gedanke, der nicht nur Astrobiologen fasziniert. Eine Antwort auf viele Fragen im Zusammenhang mit dem archaischen Marsozean soll die Sonde MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) klären, die Ende des Jahres 2013 gestartet werden soll. Ihre wichtigste Aufgabe besteht in der Untersuchung der obersten Atmosphärenschichten des roten Planeten und ihre Wechselwirkung mit dem ungeschützt einfließenden Sonnenwind.

Nächstes Mal: Historische Geologie der Marsoberfläche Teil II

Hinweis: Alle Postings finden Sie über die Randleiste des Blogs unter "Beliebte Reihen"

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An einem kalten Wintertag im Zittauer Gebirge

2012-02-04T10:23:00.002+01:00

Ein Gastbeitrag von Wolfgang Scholz, Bertsdorf

Blick zur niedrigstehenden Wintersonne bei einer Temperatur von -15°C. Links neben dem Baum ist die 793 m hohe Lausche zu sehen. Die Aufnahmen entstanden bei einer kleinen Wanderung von Bertsdorf im Zittauer Gebirge über die Katzenkerbe zum nahe gelegenen Steinberg.

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Exkurs: Exoplanetenforschung (Teil 14) - Die Suche nach Leben auf Exoplaneten

2012-02-01T20:42:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Exoplanetenforschung (14)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 39

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Draußen Frost (-11° C), am Himmel der Halbmond und Katze drin...

2012-02-01T16:51:00.002+01:00

Aufnahme: Prof. M.Dopleb (APO)

Mit Tamron 300mm Telezomm...

Aufnahme: Prof. M.Dopleb (APO)

Mondalpen und Mondpyrenäen. Sehr schön ist der Ringkrater Archimedes und das Alpenquertal zu sehen

Aufnahme: Prof. M.Dopleb (APO)

Am Terminator die drei Krater Arzachel, Alphonsus und Ptolemäus

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Felsenkapelle "Heiliges Grab" in Wellnitz (Velenice), Nordböhmen

2012-01-31T21:39:00.000+01:00

Fährt man über Deutsch-Gabel nach Brins (Briniste) und von dort weiter nach Wellnitz (Velenice), dann kommt man, wenn man von der Hochfläche die Serpentinen hinunter in den Ort fährt, an einer Felsenkapelle vorbei, die zu besichtigen es sich auf jeden Fall lohnt. Sie ist mittlerweile über 300 Jahre alt, diente erst als Ersatzkirche von Wellnitz und später als Andachtskapelle ("Rosenkranzkapelle"). Nur die fast 50 Jahre Sozialismus haben ihr nicht gut bekommen. Ein Teil des Interiors wurde bereits zur Zeit der Vertreibung der deutschsprachigen Bevölkerung gestohlen, später einige Sandsteinfiguren enthauptet und die Wände mit Namen und Sprüchen beschmiert. Erst nach der "samtenen Revolution" in Tschechien hat man sich ihr wieder angenommen, ein neues Dach aufgesetzt und den Eingang und die beiden Fenster mit Gittern versehen. Und die frischen Blumen im Sommer und die kleine, bescheidene Weihnachtskrippe im Winter zeigen, daß sie nicht vergessen ist und es Menschen gibt, die sich um dieses Kleinod kümmern.

Das in drei Bereiche geteilte Innere zeigt Ausschnitte aus der Passionsgeschichte Christi, wie sie ein Wellnitzer Volkskünstler mit Namen Schille in mühevoller Arbeit in den Jahren 1710 bis 1711 in den Felsen gehauen hat. Die Skulpturen waren ursprünglich bunt bemalt und bei einigen ist die Farbe noch heute zu erkennen.

Maria mit der Sacra Sindone?

Sehr fein sind die Mauern und Gebäude von Jerusalem gestaltet...

Der gekreuzigte Christus auf Golgotha...

Ursprünglich waren auch die Außenwände der Kapelle mit angehangenen Steintafeln geschmückt, die sich besonders auf die Weihnachtsgeschichte bezogen haben bzw. aus dem Rosenkranzzyklus stammten. Sie sind fast alle gestohlen oder zerstört worden. Nur eine von ihnen hat überlebt und ist jetzt in der Kapelle aufgestellt:

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Essay: Eine kurze Geschichte der Planetenkosmogonie

2012-01-30T20:07:00.001+01:00

Das Teilgebiet der astronomischen Forschung, welches sichmit der Entstehung und Entwicklung der Himmelskörper beschäftigt, ist dieKosmogonie. Es ist jedoch auch üblich, mythische Vorstellungen über dieEntstehung der Welt, der Menschen, Pflanzen und Tiere, als „Kosmogonien“ (oder "Kosmologien") zubezeichnen. Im Abendland wurde über Jahrhunderte hinweg dieSchöpfungsgeschichte, wie sie im ersten Buch Mose des Alten Testamentsaufgeschrieben ist (Genesis), alsplausible und nicht zu hinterfragende „Kosmogonie“ anerkannt. Andere Völker undandere Zeiten hatten andere Kosmogonien. Darunter sind, vom literarischenStandpunkt aus betrachtet, ganz wunderbare Geschichten, wie z.B. der auf 7 Tontafelnniedergeschriebene babylonische Schöpfungsmythos Enuma elisch. Er kam bei der berühmten Ausgrabung des Palastes desneu-assyrischen Königs Assurbanipal (so wie dieberühmte „Noah-Erzählung“ des Gilgamesch-Epos) ans Tageslicht. Fast allenSchöpfungsmythen oder „Kosmologien“ ist gemeinsam, das sie überwiegendtheistisch sind, meist sehr allgemeine Aussagen treffen und von irgendwelchen,mit wissenschaftlichen Methoden kaum zu fassenden Voraussetzungen ausgehen.Ihnen fehlt einfach das, was wir heute unter dem Begriff der „Wissenschaftlichkeit“verstehen. Deshalb beschäftigen sich nicht Astronomen, sonder in erster LinieTheologen, Philologen und Historiker mit ihnen.

Der erste wirklich ernstzunehmende Versuch (die Anfänge, diemit Rene‘ Descartes (1596-1650), Wirbeltheorie von1630, begannen, einmal ausgenommen), die Entstehung des Sonnensystems auf einerstreng naturwissenschaftlichen Grundlage zu erklären, geht auf eine Schrift desberühmten Königsberger Philosophen Immanuel Kant(1724-1804) zurück. In seinem Frühwerk „Allgemeine Naturgeschichte und Theoriedes Himmels“ (erschienen 1755) entwickelt er ein qualitatives Bild derPlanetenentstehung, das in manchen Details überaus modern anmutet. Er erkanntez.B. – um es einmal in heutiger Terminologie auszudrücken – die Bedeutung derAkkretion in Bezug auf das Wachstum zukünftiger Planeten aus kleinen„Planetenkeimen“. Ausgangspunkt für Kant‘s Überlegungen waren insbesondere dieihm bekannte, zuvor von Rene‘ Descartes (1596-1650)und Georges-Louis Leclerc de Buffon (1707-1788)entwickelte Idee, daß unser Sonnensystem auf völlig natürlichem Wege – wie auchimmer – entstanden ist und daß dieser Prozeß auch anderswo in unserer„Welteninsel“ stattfinden kann und stattgefunden hat. Er löste sich dabei vonden in der damaligen Zeit sehr populären Katastrophentheorien (die in Bezug aufgeologische Prozesse besonders von Georges Cuvier(1769-1832) erfolgreich propagiert wurden) und entwickelte völlig ohneMathematik, aber mit durchaus profunden Kenntnissen der Newton’schen Mechanikeine graduelle Entwicklungstheorie des Planetensystems. Das philosophischeigentlich Interessante ist dabei, daß Kant für diese Theorie einen völligmaterialistischen Ansatz wählte, in dem er entgegen dem Zeitgeist völlig aufeinen göttlichen Schöpfungsakt verzichtet hat. Ähnliches hatte zuvor zwar auch schon der britische Astronom Thomas Wright (1711-1786) bezüglich der Milchstraßegeäußert, in dem er in seiner Schrift „Anoriginal theory or new hypothesis of the Universe“ von 1750 dieabgeplattete Form der Milchstraße durch eine den newtonschen Gesetzenunterworfene rotierende Sternscheibe erklärte. Wahrscheinlich war diese SchriftImmanual Kant zur Zeit der Abfassung seiner„Allgemeinen Naturgeschichte“ bekannt.

Unabhängig von Kant hat sich auch Pierre-Simonde Laplace (1749-1827), der kurzzeitig Minister unter Napoleon Bonaparte (1769-1821) war, mit diesem Themenkreis beschäftigt. In seiner„Exposition du Syste`me du Monde“entwickelte er Vorstellungen, nach der sich die Planeten aus sich ablösendenRingen der Sonnenatmosphäre gebildet haben, während Kant von selbständig wachsendenVerdichtungen in einem „Urnebel“ ausging. Die progressiven Ideen beider Autorenwurden später zusammen mit weiteren Detailverbesserungen zur „Kant-LaplaceschenNebularhypothese“ zusammengefaßt. Sie bildete die Grundlage zu weiterenForschungen, die über viele Zwischenstufe zur heutigen modernenPlanetenkosmogonie führte.

Mit der Entdeckung des Planeten Uranus und der erstenkleinen Planeten begannen sich auch einige Astronomen zu Beginn des 19.Jahrhunderts (darunter z.B. Wilhelm Olbers(1758-1840) in Bremen) für die Entstehung des Sonnensystems zu interessieren,wobei für ihre Überlegungen und Kritikpunkte insbesondere die de Laplace’scheTheorie als Grundlage diente (Kant’s Frühwerk war weitgehend unbekanntgeblieben). Es ist zu diesem Themenbereich ein umfangreicher Briefwechsel, z.B.zwischen Olbers und Carl Friedrich Gauß (1777-1855),aber auch mit Franz Xaver von Zach (1754-1832) undspäter auch Alexander von Humboldt (1769-1859),erhalten geblieben, wo das Für und noch mehr das Wider der de Laplace‘schenPlanetenkosmogonie diskutiert wird. Einig war man sich aber offensichtlich inder Annahme, daß das Sonnensystem auf eine natürliche, aufNaturgesetzlichkeiten beruhende Weise entstanden ist. So schreibt Humboldt inseinem berühmten Werk „Kosmos“ (erschienen zwischen 1845-1862):

„Haben sich diePlaneten aus einzelnen um die Sonne kreisenden Ringen dunstförmiger Stoffegebildet, so können die verschiedene Dicke, die ungleichförmige Dichtigkeit,die Temperatur und die elektromagnetische Spannung dieser Ringe zu denverschiedensten Gestaltungen der geballten Materie, wie das Maß der Wurfgeschwindigkeitund kleine Abänderungen in der Richtung des Wurfes zu den mannigfaltigstenFormen und Neigungen der elliptischen Bahnen Anlaß gegeben haben. Massenanziehungund Gravitationskräfte haben gewiß hier, wie in den geognostischenVerhältnissen der Kontinentalerhebungen, gewirkt; aber aus der gegenwärtigenForm der Dinge ist nicht auf die ganze Reihe der Zustände zu schließen, welchesie bis zu ihrer Entstehung durchlaufen haben. Selbst das sogenannte Gesetz derAbstände der Planeten von der Sonne, die Progression, aus deren fehlendemGliede schon Kepler die Existenz eines die Lücke ausfüllenden Planeten zwischenMars und Jupiter ahnte, ist als numerisch ungenau für die Distanzen zwischenMerkur, Venus und Erde, und, wegen des supponierten ersten Gliedes, als gegendie Begriffe einer Reihe streitend befunden worden.“

Es scheint, daß Humboldt – wie eine Vielzahl andererGelehrter – von einer natürlichen Entstehungsgeschichte der Planeten überzeugtwar (und zwar gemäß der de Laplace’schen Theorie), aber davon ausging, daß eine„Rückverfolgung“ zu den Anfängen wahrscheinlich prinzipiell nicht möglich ist,einfach, weil sich die „Zwischenstufen“ im heutigen Zustand des Sonnensystemsnicht konserviert haben. Diesen „Informationsverlust“ versucht man heute durchEntwicklungsmodelle wettzumachen, was mittels Computern auch immer bessergelingt.

Interessanterweise spielt die Kant’sche Sichtweise in derPlanetenkosmogonie des 19. und angehenden 20. Jahrhunderts nur eine bescheideneRolle – wohl auch, weil Kant von der Gemeinde der Astronomen – im Gegensatz zu Pierre-Simon de Laplace – als „fachfremd“ angesehen wurde.Trotzdem ist es erstaunlich, wie lange sich die Theorie der sich von derUrsonne ablösenden Materieringe halten konnte, denn sie erhielt genaugenommen bereitsim Jahre 1861 ihren Todesstoß. Jacques Babinet (1794-1872) zeigte anhand derDrehimpulsverteilung im Sonnensystem, daß die de Laplace’sche Theoriekeinesfalls stimmen konnte. Dieses „Drehimpulsproblem“ (nur 0.5% desDrehimpulses des Sonnensystems entfallen auf die Rotation der Sonne) ist auchheute noch eine Herausforderung jeder kosmogonischen Theorie derPlanetenentstehung.

Später wurden weitere Punkte herausgearbeitet, die im Widerspruchzu de Laplace stehen. In der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts mußtegenaugenommen diese Theorie aufgegeben werden, ohne daß eine vernünftigeAlternative in Sicht war. Es gab zwar Versuche, Teilprobleme zu lösen. Diesebetrafen u.a. die Bildung von planetaren Körpern durch lokale Massenakkretioninnerhalb einer Staubscheibe (z.B. Modell nach ThomasChrowder Chamberlin (1843-1928) und Forest RayMoulton (1872-1952), veröffentlicht 1905). Hier ist es vielleicht einmalinteressant, aus Svante Arrhenius (1859-1927) Buch„Die Sternenwelt“ Teil 2 (1931) zu zitieren:

„Chamberlin undMoulton haben gezeigt, daß die Schwierigkeiten der Kant-Laplaceschen Hypothesedurch die Annahme beseitigt werden, daß das Sonnensystem aus einem Spiralnebelentstanden ist, in den fremde Körper eingewandert sind und Nebelstoff um sichgesammelt haben (Planetesimalen). Diese Theorie wird aber durch die neuerenUntersuchungen der Spiralnebel nicht gestützt. Kein solcher Nebel ist so klein,daß sich ein Sonnensystem aus ihm entwickeln könnte. Vielleicht bilden sich inden Spiralnebeln Sonnen in großemMaßstab, in analoger Weise, wie es sich die genannten Forscher von den Planetengedacht haben. Dagegen hat man vielleicht eine schwache Möglichkeit in derSpiralform einiger weniger planetarischer Nebel eine Stütze der Planetesimaltheoriezu sehen. Das wahrscheinlichste ist aber, daß das Planetensystem in andererWeise entstanden ist, als wie diese Theorie voraussetzt.“

Man muß bei diesem Zitat natürlich darüber hinwegsehen, daßum 1905 noch nicht bekannt bzw. bewiesen war, daß es sich bei den zahlreichen„Spiralnebeln“ um ferne „Welteninseln“ handelt. Es wird aber der wichtigeBegriff des Planetesimals eingeführt, welcher Bestand hat. Und auch der Satz,nachdem sich in „Spiralnebeln“ Sonnen in großem Maßstab bilden, kann durchausals eine richtige Vorahnung bewertet werden.

Als „Intermezzo“ sollen noch zwei weitere Hypothesen, die seinerzeitdurchaus populär waren, zumindest erwähnt werden. Das ist einmal die sogenannte„fission theory“, nach der sich von extremschnell rotierenden Sternen zwar keine Materieringe, aber dafür„Materieklumpen“ ablösen sollten (auf diese Weise wollte man z.B. dieEntstehung von Doppelsternen oder gar des Erdmondes erklären). Der MathematikerElie Joseph Cartan (1869-1951) konnte jedoch 1924zeigen, daß dies nicht möglich ist. Eine weitere Theorie stammt von James Hopwood Jeans (1877-1946). Er hatte diebemerkenswerte Idee, daß sich die Planeten aus einem riesigen Materiefilamentgebildet haben, welches gravitativ von einem nahe an der Sonne vorbeigehendenStern herausgerissen worden ist. Heute kennen wir viele Gründe, warum so etwasnicht funktionieren würde.

In den 40ziger und 50ziger Jahre des vorigen Jahrhunderts habeneinige Wissenschaftler neue Ideen in das Gebiet der Planetenkosmogonieeingebracht. Zu nennen ist hier z.B. Carl Friedrich vonWeizsäcker (1912-2007), der 1943 versuchte, das Drehimpulsproblem durchturbulente Prozesse in einer protoplanetarischen Gasscheibe zu lösen. Eineumfassende mathematische Ausarbeitung erfolgte 1950 in Zusammenarbeit mit demAstrophysiker Reimar Lüst. Die dabei erzieltenErgebnisse haben moderne Planetenkosmogonien in vielerlei Hinsicht starkbefruchtet.

Das Wachstum von Planetsimale in einer protoplanetaren Scheibewurde erstmalig im Detail durch den sowjetischen Astrophysiker Viktor Sergeevich Safronov (1917-1999) theoretisch untersucht.Er griff dabei auf Ideen des berühmten sowjetischen Geophysikers Otto Schmidt (1891-1956) zurück, der sich ungefähr ab 1940intensiv mit kosmogonischen Fragen beschäftigt hat.

Aspekte aus dem sich stürmisch entwickelnden Gebiet der Plasmaphysikwurde ab 1975 durch den schwedischen Physiker und Nobelpreisträger 1970, HannesAlven (1908-1995) in die Theorie der Planetenentstehung übernommen. Obwohl sichseine Überlegungen im Nachhinein meist als nicht tragfähig erwiesen haben, so zeigtesich doch, daß hydrodynamische und magnetohydrodynamische Prozesse inprotoplanetaren Scheiben bei deren Strukturierung eine große und damit nicht zuvernachlässigende Rolle spielen.

Zum Schluß soll noch das sogenannte Cameron-Modell (eigentlichein ganzer Satz verschiedener Modelle) erwähnt werden, welches aufComputerrechnungen beruht und den gravitativen Kollaps einer Gas- undStaubwolke um einen sich bildenden Stern oder einem „Planetenkeim“ beschreibt.

Eine wissenschaftliche Kosmogonie unseres Sonnensystems(oder eines Planetensystems ganz allgemein) muß aus dem Zustand, wie er sichuns heute darbietet, auf die Entwicklungsgeschichte bis hinunter zu den erstenAnfängen schließen lassen. Die Schwierigkeit besteht dabei darin, daß genügendkomplexe Systeme im Laufe ihrer Entwicklung ihre Vergangenheit quasi „vergessen“können, d.h. sie enthalten immanent inihrem heutigen Zustand so gut wie keine brauchbaren Informationen mehr, diekausal aus der Zeit ihrer Bildung herstammen. Bei den erdähnlichen Planetenhandelt es sich offensichtlich um Himmelskörper, die in ihrer Frühgeschichteeinmal vollständig aufgeschmolzen waren. Ihre chemischen Bestandteile habensich entsprechende ihrer Dichte getrennt und bilden heute die deutlichunterscheidbaren Schichten Kern, Mantel und Kruste. Aus diesem differenzierten(mineralogischen) Aufbau lassen sich keine (oder höchstens nur sehr wenige)Schlüsse mehr ziehen über den „Stoff“, aus dem diese Planeten vor ihrerAufschmelzung einmal entstanden sind. Man kennt aber z.B. Meteorite, denendieses Schicksal erspart geblieben ist (z.B. Chondrite). Anhand ihres Aufbausund ihrer Zusammensetzung kann man deshalb viel besser auf die physikalischenBedingungen zur Zeit der Planetenentstehung schließen als aus dem heutigenErscheinungsbild eines Planeten wie z.B. der Erde. Aus diesem Grund ist diewissenschaftliche Untersuchung von meteoritischem Material eine besonders wichtigeempirische Informationsquelle in der Kosmogonie unseres Planetensystems. DieseInformationen haben aber nur dann Wert, wenn sie im Kontext vonModellvorstellungen, die auf bekannten Naturgesetzlichkeiten beruhen,betrachtet werden. Oder anders ausgedrückt. Eine erfolgversprechende Methodebesteht darin, plausible, mit Beobachtungstatsachen in Einklang stehendeAnfangsbedingungen zu postulieren (z.B.anhand von Aufbau und Struktur galaktischer Molekülwolken), aus denen manversucht, durch mathematische Modellierung eine Ereignisabfolge zurekonstruieren, deren Zwischenergebnisse wiederum mit Beobachtungsergebnissenverglichen werden können (z.B. Aufbau chondritischen Materials, Struktur undEigenschaften zirkumstellarer Staubhüllen, heutige Struktur unseres und andererPlanetensysteme). Diese Herangehensweise wird im Allgemeinen als „deduktiv“bezeichnet und wird in der kosmogonischen Forschung fast ausschließlichangewendet.

Eine andere, aber bedeutend schwierigere Methode besteht darin,aus dem heutigen Zustand heraus quasi „zurückzurechnen“, um so an Informationenüber den Anfangszustand zu kommen.Dieser als „Aktualismus“ bezeichnete Weg ist aber in der Praxis nur schwerbegehbar, da – wie bereits erwähnt – im Laufe der Entwicklungsgeschichte immernur Bruchstücke von Informationen über den vorhergehenden Zustand weitergegebenwerden. Trotzdem lassen sich auf diese Weise wertvolle Erkenntnisse gewinnen,die sich wiederum zur Prüfung deduktiver Modelle eignen.

Das Hauptproblem der Kosmogonie des Sonnensystems bestehtalso darin, für einen faktischen Endzustand (wie er sich uns heute darstellt)einen Anfangszustand zu rekonstruierenund – was das eigentliche Problem ausmacht – zu zeigen, wie daraus über kausalaufeinanderfolgende Zwischenstufen letztendlich wieder – und zwar möglichstzwangsläufig - der Endzustand folgt. Zur Lösung dieses Problems werdenmathematische Modelle entwickelt, die auf der Grundlage eines plausiblen undauch durch Analogiebetrachtungen gestützten Paradigmas diese Ereignisabfolgenzu berechnen gestatten. Das Paradigma besteht dabei darin, daß man davonausgeht, daß sowohl die Sonne als auch die Planeten (sowie alle anderen Körperdes Sonnensystems) gemeinsam im Prozeß der Sternentstehung aufgrund desGravitationskollapses einer instabilgewordenen kühlen Gas- und Staubwolke entstanden sind. Dieses Paradigma wirdu.a. durch folgende Beobachtungen gestützt:

· Kühle Molekülwolken sind im Rahmen deskosmischen „Materiekreislaufs“ Ausgangspunkte für die Sternentstehung

· Beim Gravitationskollaps entstehen Protosterne,die von einer dichten Gas- und Staubhülle umgeben sind. Diese zirkumstellarenStaubscheiben können in Sternentstehungsgebieten (z.B. im Orion-Komplex) auchdirekt beobachtet werden

· In Form von primitivem meteoritischen Materialshaben Proben aus dem solaren Nebel bis heute überdauert. Aus ihnen lassen sichdurch Laboruntersuchungen die Entstehungsbedingungen rekonstruieren.

· Bei einer ganzen Anzahl von Sternen konntenPlaneten nachgewiesen werden, was darauf hindeutet, daß planetare Körper eingewöhnliches Nebenprodukt der Sternentstehung sind. (siehe Blogreihe "Exoplaneten")

Weiterhin orientieren sich viele Modellvorstellungen nichtunbedingt an der Aufgabe, die Entstehung eines x-beliebigen Planetensystems zuerklären (obwohl eine allgemeine Theorie wünschenswert ist), sondern sie widmensich vielmehr der Frage, wie gerade unser eigenes Sonnensystem entstanden ist.Das ist auch legitim, da nur am Beispiel des Sonnensystems die Qualität einesModells in der Konfrontation mit den Beobachtungsergebnissen realistischbeurteilt werden kann. Beobachtungen an zirkumstellaren (oder protoplanetaren)Scheiben, wie sie z.B. durch weltraumgestützte Teleskope immer bessergelingen, bieten darüber hinaus weitere Möglichkeiten, kosmogonische Modelle ander Realität zu überprüfen.

Eine erfolgreiche Theorie der Planetenentstehung sollte imFall unseres Sonnensystems u.a. eine Erklärung für folgende „Fakten“ liefern:

· Die Sonne enthält rund das 750 fache der Massedes Sonnensystems abzüglich der Sonnenmasse ( kg). Das sindmehr als 99.9% der Gesamtmasse.

· Die Planeten tragen zusammen mehr als das200-fache des Eigendrehimpulses der Sonne

· Die Richtung des Eigendrehimpulses der Sonne(Rotationsachse) ist um ~6° gegenüber der Normalen der mittleren Bahnebenealler Planeten geneigt.

· Alle Himmelskörper mit Ausnahme der Kometenhaben näherungsweise coplanare Bahnen, die zumeist eine geringe Exzentrizitätaufweisen und die gleiche Drehrichtung haben wie die Drehrichtung der Sonnenrotation (progradeBewegung)

· Die meisten Planeten besitzen eineRotationsachse, die annähernd senkrecht auf der Bahnebene steht

· Es gibt eine klare Trennung zwischenerdähnlichen und jupiterähnlichen Planeten sowie den größeren Kuiper-Objekten

· Die terrestrischen (inneren) Planeten sind anvolatilen Elementen verarmt während die äußeren (Gas-) Planeten eineElementezusammensetzung aufweisen, die in etwa dem der Sonne entspricht.

· Es existieren verschiedene Typen undifferenzierterMeteorite aus der Zeit der Planetenentstehung. Ihr mineralogischer Aufbau, ihreStruktur und die daraus ableitbare thermische Geschichte sind zu reproduzieren.

· Die ältesten, im solaren Nebel gebildetenMinerale, sind ca. 4.56 Milliarden Jahre alt.

Diese Vorgehensweise hat aber auch ihre Schwierigkeiten. Wasim Sonnensystem im Rahmen einer kosmogonischen Theorie als „logisch“ erscheinenmag – z.B. daß auf die erdähnlichen „Gesteinsplaneten“ die Gasplaneten undzuletzt die Kuiper-Objekte aus mehrheitlichgefrorenen Eis folgen – muß so nicht allgemeingültig sein. Eine große Zahl derbei anderen Sternen entdeckten Planeten (hauptsächlich Gasplaneten der„Jupiterklasse“) hält sich offensichtlich nicht an diese „Regel“. Hier mußplausibel erklärt werden (z.B. durch Migrationsprozesse), wie z.B. jupiters in extrem sternnahe Bahnengelangen können.

Auch ist es eine Tatsache, daß die in unserem Sonnensystemweitgehend eingehaltene „Regel“, daß Planetenbahnen nur eine geringeExzentrizität haben (d.h. weitgehend kreisförmig sind), bei extrasolarenPlanetensystemen offensichtlich so nicht immer gilt. Warum das so ist, mußnatürlich auch eine Theorie der Planetenentstehung zu erklären versuchen.Vielleicht stellt in dieser Beziehung der strukturelle Aufbau unseres eigenenPlanetensystems eher eine Ausnahme als die Regel dar, wie gelegentlichangemerkt wird.

Nicht nur in Bezug auf Details der Planetenentstehung sind noch viele Probleme zu lösen undKontroversen auszudiskutieren. Zu nennen ist in diesem Zusammenhang z.B. die noch unbeantwortete Frage, ob sichunser Planetensystem quasi ungestört aus einer kollabierenden Gas- und Staubwolkeentwickelt hat oder ob bei diesem Prozeß nebender Protosonne noch ein weiterer, etwas massereicherer Protostern mit beteiligt war. Auf jeden Fall mußes damals einen Supernovaausbruch in der Nähe gegeben haben, wie Goldkettchenund Kernkraftwerke auf der Erde eindrucksvoll beweisen.

Siehe auch folgende Essays::

Eine kurze Geschichte der Erforschung des inneren Aufbaus der Sterne

Himmelsmechanik

Kosmische Perspektiven

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Erkundungen im aschgrauen Mondlicht...

2012-01-30T17:51:00.000+01:00

Ein Gastbeitrag von Prof. Matthias Dopleb, Zittau

Originalaufnahme ...

Strahlenkrater Tycho

Copernicus, Kepler und (ganz heller Fleck) Aristarch + Herodot

Das Mare Imbrium mit der Ringebene Archimedes, Plato und dem Sinus Iridium

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Metamorphose: Vom Braunkohleloch zum Natur- und Erholungsparadies

2012-01-28T19:51:00.000+01:00

Olbersdorfer Braunkohlegrube während der Renaturierungsphase - ein Gastbeitrag von Werner Schorisch, Zittau.

Blick auf das Zittauer Gebirge mit Töpfer, Hochwald, Oybin, Ameisen- und Jonsberg sowie der Lausche. Die Plattenbauten ("Golan-Höhen") entstanden Mitte der 80ziger Jahre und sollten den Dorfbewohnern neuen Wohnraum bieten, wenn Olbersdorf (Vordergrund) weggebaggert wird...

Wenn es nach den Wirtschaftsführern der DDR gegangen wäre, würde sich heute um Zittau ein großes Kohleloch mit lärmenden Baggern und Abraumförderbändern - wie im benachbarten Polen zu besichtigen - öffnen. Aber durch die Wende ist dieser Kelch an der über 755 Jahr alten Stadt Gott sei Dank vorüber gegangen. 1990 kam die erlösende Nachricht - der Braunkohletagebau wird eingestellt. In den nächsten 9 Jahren erfolgte eine Sanierung und Renaturierung und mit der 2. Sächsischen Landesgartenschau, die hier 1999 stattfand, konnte den Zittauern und ihren Gästen ein neues Naherholungsgebiet - der "Olbersdorfer See" übergeben werden. Die folgenden Aufnahmen, entstanden wahrscheinlich 1997, dokumentieren diese Renaturierungsarbeiten.

Und hier zum Vergleich noch eine ziemlich aktuelle Karte...

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Frühlingsmondsichel

2012-01-27T20:36:00.000+01:00

Einmal gestern (26.01.2012) mit einem ordentlichen APO... (Aufnahme Prof. Dopleb)

und einmal heute mit einem 300 mm Telezoom frei Hand...

Und hier Details...

Aufnahme: Prof. M.Dopleb, Zittau

Von unten nach oben die Krater Langrenius, Vendelinus und Petavius.

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Winter 2012 im Zittauer Gebirge - Waltersdorf

2012-01-26T21:14:00.001+01:00

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau 26.01.2012

Blick auf den unteren Teil von Waltersdorf im Zittauer Gebirge. Im Hintergrund, aus dem Nebel herausragend, der Warnsdorfer Spitzberg und dahinter, am Horizont, der Kottmar.

Und hier ganz groß...

Das folgende Panorama wurde an der Lausche auf der Höhe der Hubertusbaude aufgenommen - mit Blick über den Ski-Hang auf die Windgasse:

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau 26.01.2012

Man beachte auch den Breiteberg mit dem Dr. Kurt Heinke-Turm, dessen Gipfel links vom Sonneberg aus dem Nebel ragt...

Auch davon habe ich wieder eine "große" Variante für eigene Entdeckungen...

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau 26.01.2012

Tief verschneite Lausche (793 m) - von der Rübezahlbaude aus ...

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26. Januar 2012: Schmale Mondsichel nahe der Venus

2012-01-26T18:15:00.002+01:00

Mit Flieger...

Sehr schön ist das aschgraue Mondlicht zu sehen...

Es entsteht durch die Beleuchtung der Mondoberfläche durch die fast "Vollerde", die dort hoch am pechschwarzen Himmel steht...

Wer kann die Mare identifizieren?

Und hier noch eine schöne Aufnahme von Werner Schorisch aus Zittau:

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Exkurs: Exoplanetenforschung (Teil 13) - Super-Erden und erdähnliche Exoplaneten

2012-01-25T20:21:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Exoplanetenforschung (13)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 38

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Wasserfall in der Biberklamm zwischen Auscha (Ustek) und Wernstadt (Vernerice) im Böhmischen Mittelgebirge

2012-01-25T17:29:00.000+01:00

Unweit von Wernstadt (Vernerice) befindet sich das enge, in Basalt eingeschnittene Durchbruchstal des Biberbachs (Bobri potok), dessen Quellen am Zirkelstein ("Aussiger Fernsehturm") liegen. Entlang eines Schrägrisses im Basaltkörper bildet er hier einen kleinen, flachen Wasserfall in die Klamm, in die sich über einen zweiten Wasserfall der Sorgebach ergießt:

Im Frühjahr findet man hier den Wiesen-Goldstern, die Wald-Schlüsselblume sowie eine Anzahl weiterer mehr oder weniger bekannter Frühblüher. Auch soll es hier noch eine lokale Population des Feuersalamanders geben. An den Basaltwänden der Klamm blüht im Mai das Felsen-Steinkraut (Aurinia saxatilis) und im Sommer die Alpenrose (Rosa pendulina).

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Planet Mars (31) - Chronologie der Marsoberfläche II

2012-01-24T16:45:00.003+01:00

Chronologie nach Gesteinsformationen

Aus der Umlaufbahn heraus lassen sich mittels Multispektralfotografierecht gut bestimmte Gesteinsformationen anhand ihrer Spektralmerkmaledetektieren, klassifizieren und den Ort ihres Vorkommens ermitteln. Dabestimmte Minerale nur unter Einwirkung von Wasser entstehen können (dazugehören verschiedene Phyllosilikate wie z.B. Tone sowie Sulfate wie z.B.Gips=Calziumsulfat) und Wasser nur in der Frühgeschichte des Mars eine größereRolle bei der Mineralisation gespielt haben kann, läßt sich anhand von derenVerortung auf der Marsoberfläche eine alternative Chronologie entwickeln. Sozeigt sich, daß Ton-Vorkommen nur mit Gebieten koinzidieren, die überKraterzählungen dem frühen Noachian zugeordnet werden. Sulfate wurdenoffensichtlich erst danach gebildet, sind also jünger. Schwefeldämpfe habenbekanntlich etwas mit Vulkanismus zu tun. Erst nachdem große Mengen Lavenausgetreten sind und zu verwittern begannen, wurde soviel Schwefel auf derMarsoberfläche frei, daß es in wäßrigen Milljöhs Calziumsulfatlagerstättenbilden konnte. Die Bedingungen dafür waren zumindest an einigen Stellen bis zumEnde des Noachians gegeben. Danach begann erst die „Rotfärbung“ des Planetendurch die Bildung von Eisenoxiden auf den Gesteinsoberflächen – und zwar ohneWasserbeteiligung.

J.-P. Bibring et al. (2006) entwickelten auf der Grundlage der ebendargelegten Überlegungen eine alternative Chronologie der geologischenEntwicklung des Mars, in dem sie insbesondere die Meßergebnisse des OMEGA (Visible and Infrared Mineralogical MappingSpectrometer) –Instruments der europäischen Mars-Sonde Mars-Express indieser Hinsicht auswerteten. Ihnen standen dazu Aufnahmen mit einer räumlichenAuflösung von 1.5 bis 5 km pro Pixel von ~90% der Marsoberfläche zur Verfügung.Ergänzt wurden sie noch durch Messungen des Mars Global Surveyers, insbesonderevon dessen TES (Thermal Emission Spectrometer)-Instruments sowie den Ergebnissen desTHEMIS (Thermal Emission Imaging System)-Instruments der Sonde Mars Odyssey.

Die Ären in dieser Chronologieergeben sich aus den jeweils vorherrschenden Verwitterungsbedingungen, diewiederum im Wesentlichen von den atmosphärischen und klimatischen Verhältnissenund der Präsenz von Wasser (neutral oder mit pH<7) abhängen. In den ersten 2/3 des Noachian waren dieBedingungen auf dem Mars so, daß sich in stehenden Gewässern Phyllosilikatebilden konnten. Dann setzte ein verstärkter Vulkanismus ein, der viel Schwefelfreisetzte und die noch vorhandenen wäßrigen Milljöhs immer saurer werden ließ.Die Bedingungen zur Bildung von Sulfaten verbesserten sich auf diese Weise undvom Ende des Noachians an bis zum zweiten Drittel des Hesperians konnten sichSulfatlagerstätten bilden. Der Anfang dieses Zeitalters wurde durch einendramatischen Klimawechsel eingeleitet, in dessen Ergebnis der Planet in einentrockenen, kalten Zustand mit einer dünnen CO2-Atmosphäre übergegangenist, der im Wesentlichen bis heute anhält. Ab dem letzten Drittel desHesperians bildeten sich dann auch die dünnen Fe3+-Oxidschichten auf den freiliegendenGesteinen aus, die den Mars sein rostiges Aussehen verleihen.

„Mineralogische“und sich aus Impaktkraterstatistiken ergebende Zeitalter der Marsoberfläche.Quelle Birring, 2006

Anhand der vorherrschenden chemischen Veränderungsprozesselassen sich demnach folgende drei „Zeitalter“ ableiten:

Phyllosian

Neutral-aquatische Prozesse, die zur Bildung vonPhyllosilikaten in Art der Tone führte. Dazu ist eine relativ mächtige,„feuchte“ Atmosphäre notwendig.

Theiikian (griech.für „Schwefel“)

Sauer-aquatische Prozesse, bedingt durch die Entnahme von vulkanischfreigesetztem Schwefel aus der Marsatmosphäre (deren Druck sich während dieserZeit stark verringerte) und Überführung dieses Schwefels in Sulfate wie z.B.Gips an Stellen, wo noch flüssiges Wasser vorhanden war.

Siderikian (griech.für „Eisen“)

Vulkanische Gesteine (Mg-Fe-Pyroxene) bilden bei ihrer Verwitterung unter Abwesenheit von Wasser rötliche Eisenoxidschichten auf ihrer Oberfläche aus.

Nördlichdes Valles Marineris befindet sich im Lunae Planum die Senke Juventae Chasma,in der auf Mars-Express-Aufnahmen eine Erhebung aus geschichtetenSulfatsedimenten entdeckt werden konnte. Diese freiliegenden Schichten, vondenen hier nur ein kleiner Ausschnitt abgebildet ist, bilden einen knapp 60 kmlangen und 23 km breiten „Berg“, der auf den OMEGA-Aufnahmen die typischenSpektralmerkmale von Sulfaten (Gips) zeigt. Quelle Neukum, 2006)

Der Übergang vom Phyllosian zum Theiikian (Late Noachian) zeigt eine signifikante Veränderung der Chemie des Wassers an, welches zunehmend saurer wird. Ursache ist der Beginn Tharsis-Aufwölbung, die mit extensivem Vulkanismus verbunden war. Auch die Ausbildung der nördlichen Flutbasaltprovinzen und der dem Hesperian zugeordneten „ridged plains“ (Phillips et.al., 2001) haben sicherlich zu einem starken Schwefeleintrag in die damals noch dichtere Marsatmosphäre geführt, der als Niederschlag von Schwefelsäure zu einer starken Versauerung der damals noch vorhandenen Gewässer geführt haben dürfte. Alles in allem ideale Bedingungen, um extensive Sulfatablagerungen ausbilden zu können, wie sie in geschichteter Form sehr schön in Juventae Chasma zu sehen sind.

Nächstes Mal: Historische Geologie der Marsoberfläche

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Die Weinachtskrippe zu St. Wenzel in Schluckenau im böhmischen Niederland

2012-01-20T19:57:00.000+01:00

Als ich vorige Wochen einen Abstecher nach Schluckenau (Sluknov, Böhmisches Niederland) unternommen hatte, um die Pesttafel an der St. Wenzel-Kirche zu fotografieren, war unerwartet auch die Kirche selbst geöffnet. Der Grund war, wie man nach deren Betreten leicht feststellen konnte, die Weihnachtskrippe, die in den Westflügel der von 1711 bis 1714 erbauten Kirche eingebaut ist. Den größten Teil des Jahres ist sie hinter einem Vorhang verborgen und man kann sie nur um die Weihnachtszeit herum bis Anfang Februar besichtigen.Sie zeugt von einer schon seit mehr als 300 Jahren gepflegten Tradition in dieser Gegend.

Weinachtskrippen, d.h. Nachbildungen der Geburt Christi, so wie sie die Evangelien (Matthäus und Lucas) überliefert haben, kamen im Spätmittelalter besonders in Italien auf. In Mitteleuropa sind sie etwa seit 1570 nachweisbar und zwar zuerst aus Böhmen (Prag) und etwas später in Süddeutschland (Bayern). Ab dem 18. Jahrhundert gehörte die Weinachtskrippe in den katholischen Ländern dann schon zur normalen Ausstattung in Kirchen und im eigenen Heim zur Andacht während der Festtage. Ihre Herstellung erfolgte entweder in Heimarbeit oder wurde in sogenannten Krippenvereinen organisiert.

Im böhmischen Niederland, zu der auch bis 1845 die böhmische Enklave Schirgiswalde gehörte, entstand ein Zentrum des Krippenbaus und das kam so. Im Zuge der Gegenreformation begannen Jesuiten aus Leitmeritz die Gegend des Schluckenauer Zipfels mit den großen Orten Schluckenau, Fugau und Schirgiswalde wieder zu missionieren, und so entstand in der alten Kirche (die später abgebrannt ist und ab 1711 durch die neue Barockkirche St. Wenzel ersetzt wurde) die erste "Kirchenkrippe". Sie bestand über ein Jahrhundert bis zum "Krippenverbot" Kaiser Josef II. Die Menschen in Schluckenau und Umgebung wollten aber dieses Verbot nicht akzeptieren - so entstanden die sogenannten "Hauskrippen", die aber meist so gestaltet waren, daß sie eher das Leben der hiesigen Bevölkerung als das Leben in Betlehem zu Christi Geburt darstellten. Einige davon haben sich erhalten und können z.B. im Krippenmuseum zu Schirgiswalde, im Pfarrhaus zu Schluckenau oder im Krippenmuseum Christophsgrund bei Reichenberg zur Weihnachtszeit besichtigt werden.

Ab 1818 besuchten fast 30 Jahre lang drei Holzschnitzer aus Südtirol Schluckenau und schnitzten in den Herbstmonaten vor Weihnachten Heiligen- bzw. Krippenfiguren, für die sie dankbare Abnehmer fanden. Das animierte letztlich begabte Einheimische, insbesondere Weber, selbst Holzfiguren zu schnitzen und sich damit ein Zubrot zu verdienen. Auf diese Weise entstand im 19. Jahrhundert im böhmischen Niederland quasi eine "Krippenindustrie" mit überregionalen Abnehmern. Dabei wurde ein hoher künstlerischer Anspruch durchgesetzt, der sich in lebensecht wirkenden Figuren äußerte, die so gestaltet wurden, wie man sich die Menschen und die Landschaft zur Zeit Christi Geburt in Nazareth und Betlehem "im Morgenland" vorstellte. Man sprach dann ganz konkret von "Orientalischen" oder "Morgenland"- Krippen. In dieser Form sind sie übrigens fast nur aus dem böhmischen Niederland bekannt. Man nimmt sogar an, daß einzelne Reisen von Künstlern in den Orient organisiert wurden, um das Flair "vor Ort" einfangen zu können. Man weiß z.B. genau, daß der Künstler, welcher den Hintergrund der nicht erhalten gebliebenen Krippe von 1818 gemalt hat, selbst mehrere Jahre in Palästina gewesen ist.

Insgesamt standen in der Schluckenauer Kirche im Laufe der Geschichte 5 Weinachtskrippen. Von den ersten drei ist überhaupt nichts mehr erhalten geblieben. Insbesondere ist die älteste, von 1666, beim Kirchenbrand von 1710 völlig zerstört worden. Die Krippe von 1923 lieferte dagegen einen Großteil der Figuren der "heutigen" Weinachtskrippe in der St. Wenzels-Kirche, die zum ersten Mal 1932 aufgebaut wurde und die seitdem jedes Jahr, auch während des Krieges und der Zeit der Vertreibung der deutschsprachigen Bevölkerung 1945/46, zu Weihnachten zu besichtigen war.

Wenn man die Krippe als Diorama zum ersten mal sieht, fällt einen die überaus realistisch gestaltete Landschaft auf, die von dreidimensionalen Modellen fast stufenlos in ein plastisch gemaltes Hintergrundbild übergeht. Die Figuren, Menschen und Tiere, sind in einer ausgesprochenen Präzision geschnitzt und dezent bemalt, daß man nur Staunen kann. Man glaubt, daß der Geburtsort Jesus vor über 2000 Jahren wirklich so ausgesehen hat. Wenn man sich etwas Zeit nimmt, lassen sich sehr viele, z.T. überraschende Details ausmachen. Ob grasende Ziegen und Schafe zusammen mit ihren Hirten, die Stadtbewachung am Stadttor oder Menschen, die verzückt aus ihrem Zelt heraus auf den als "Kometen" dargestellten Weihnachtsstern blicken...

Das Diorama nimmt insgesamt eine Fläche von 16 m² ein. Es wurde bis 1945 von dem Schluckenauer Krippenverein, der 160 Mitglieder hatte, betreut. Nach Krieg und Vertreibung blieb davon nur noch ein Mitglied übrig, der aber mit großer Hingabe Mitstreiter in der neu hinzugezogenen Bevölkerung gesucht und gefunden hat, so daß die Tradition lückenlos fortgeführt werden konnte.

Die Krippe wird währende der zwei Monate, wo sie zugänglich ist, dreimal aufgebaut bzw. verändert. Zuerst wird Jesu in der Krippe im Stall zu Betlehem dargestellt, dann, um den Dreikönigstag, die "Königsmadonna" mit dem Christuskind auf dem Schoß (erstes Foto) und den heiligen drei Könige, die ihn anbeten. Und zum Schluß, nach einem dritten Umbau, wird noch der Auszug nach Ägypten gezeigt.

"Königsmadonna" mit den heiligen drei Königen ...

Der Weinachtsstern als ("Halley'scher") Komet ...

Wer also etwas Zeit hat und in der Nähe wohnt - bis Anfang Februar kann die Krippe noch Sonntags von 14 bis 16 Uhr in Schluckenau besichtigt werden. Die Kirche jedenfalls ist nicht zu übersehen...

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Exkurs: Exoplanetenforschung (Teil 12) - Einstrahlungseffekte bei hot jupiters

2012-01-18T20:47:00.000+01:00

Mein Vorlesungsmanuskript "Exoplanetenforschung (12)" können Sie über folgenden Link als PDF-Datei herunterladen:

Astrobiologie 37

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1585: Der Schwarze Tod in Schluckenau...

2012-01-16T21:42:00.003+01:00

Im Jahre 1585 starben in Schlocknau (Schluckenau, Sluknov) 648 Menschen und 465 in den umgebenden (eingepfarrten) Dörfern an der Pest. Diese Tafel befindet sich an der Westseite der St. Wenzels-Kirche von 1711 und berichtet von einer der großen Katastrophen jener Zeit.

Schluckenau liegt in Nordböhmen, im sogenannten Schluckenauer Zipfel.

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Düstere Visionen der Vergangenheit: Zittau inmitten eines Kohlelochs...

2012-01-15T19:25:00.000+01:00

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

In meinem Beitrag über das alte und neue Zittauer Rathaus habe ich die im "Schinkel-Stil" errichtete Baugewerkeschule erwähnt, die Mitte des 19. Jahrhunderts eine begehrte Bildungsstätte gewesen ist. Jährlich mußten sich deren Schüler einer öffentlichen Prüfung unterziehen, deren Ergebnisse in einem Jahrbuch veröffentlicht wurde. Im Jahrbuch von 1843, deren sperriger Titel "Programm der königlichen Gewerbeschule und Baugewerkenschule zu Zittau zu der am 27. 28. 29. März 1843 zu haltenden Prüfungen" findet man den bemerkenswerten Aufsatz "Beiträge zur Kenntnis der Zittauer Braunkohle" von Hermann Preßler. Darin wird eine sehr detaillierte chemisch-mineralogische Untersuchung der hießigen, damals noch im Untertagebau gewonnenen Kohlen vorgestellt und die Möglichkeiten für deren Nutzung herausgearbeitet. Über den Kohleabbau selbst sowie über die Orte, wo der Abbau stattgefunden hat, erfährt man dagegen nur wenig aus diesem Aufsatz. Dazu muß man wissen, daß in der Oberlausitz Kohle erst ab etwa 1800 überhaupt zu Heizzwecken verwendet wurde. Der Grund war, daß die Grundherrschaften ihre Wälder schonen wollten, denn es wurde bis dahin ausschließlich mit Holz und Reisig geheizt. Die Braunkohle fand lediglich in zerkleinerter Form als Dünger in der Landwirtschaft Verwendung. Erst die zunehmende Industrialisierung, die auch der oberlausitzer Textilindustrie Dampfmaschinen bescherte, benötigte Kohle bzw. Koks wegen ihres hohen Heizwertes als Brennstoff. Gegen Ende des 19. Jahrhunderts wurde sie dann schon in sehr großen Mengen zur Elektrizitätserzeugung benötigt.

Daß es im Zittauer Becken Braunkohle gibt, ist schon lange bekannt. Interesse an einem Abbau datieren aber erst auf das Jahr 1799, als erste Bohrungen unter Leitung des Freiberger Schichtmeisters Mehner zur Erkundung der Lage der Flöze veranlaßt wurden. Sie waren dahingehgend erfolgreich, daß sich 1810 in Olbersdorf eine "Sozial-Mineralbergwerkschaft" gründete, die an mehreren Stellen Braunkohle im Untertagebau förderte. Am bekanntesten wurde das Braunkohlenwerk auf dem Kaltenstein. Es befand sich ungefähr dort, wo die nun nicht mehr existente Jugendherberge gestanden hat. Das sogenannte "Kaltenberggut" wurde 1835 an den Zittauer Stadtschreiber Ernst Conrad Weidisch verkauft, welcher hier zwei Jahre später ein "Braunkohlenwerk" erbauen ließ. Mit der Untertage geförderten Kohle betrieb er ein Kalkwerk sowie eine Ziegelei, um Zittau und Umgebung mit dringend benötigten Baumaterial zu beliefern, denn immer noch waren die ein Dreiviertel Jahrhundert zurückliegenden Kriegsschäden noch nicht völlig beseitigt. Da man aber noch keine große Erfahrungen mit Kohlebrennöfen hatte, brannten sowohl 1841 als auch 1844 alle Öfen ab. Trotz dieser Rückschritte wurde Conrad Weidisch als großer Unternehmer gefeiert und erhielt für seine Verdienste von der sächsischen Regierung eine stattliche Prämie von 400 Talern.

Zur Hochzeit des Kohleabbaus auf dem Kaltenstein arbeiteten rund 20 Bergleute in den Schächten, die bis in ca. 50 m Tiefe getrieben wurden.Das war eine lebensgefährliche Arbeit, denn Braunkohle ist ein nicht sehr festes Material und außerdem gab es von Anfang an große Probleme mit der Bewetterung. So gab es allein zwischen 1817 und 1863 insgesamt 14 tödliche Unfälle, die zum größten Teil auf "Stickluft" zurückzuführen sind. Außerdem wird über einige Todesfälle durch plötzlichen Wassereintritt berichtet.

Der Bergbau am Kaltenstein begann ab 1845 zunehmend unter der Konkurrenz der anderen, günstiger gelegenen Bergwerke zu leiden und wurde deshalb 1863 gänzlich eingestellt. Der jedoch immer mehr ansteigende Bedarf an Kesselkohle (und auch die Bevölkerungentdeckte zunehmend die Braunkohle als Heizmaterial) ließ weitere Berbauversuche lukrativ erscheinen.

Insbesondere die seit den 80ziger Jahren des 19. Jahrhunderts vom Reichenberger Kohleabbau-Verein betriebenen Schächte in Hartau waren recht ergiebig und ließen den Abbau an vielen anderen Stellen (z.B. Kaiserfelder, Kummersberg) nicht mehr rentabel betreiben.

Neben Olbersdorf, Hartau und Zittel (heute in Polen und weggebaggert) gab es auch auf dem Kummersberg bei Zittau Kohleschachtanlagen.

Aber nicht nur Braunkohle wurde gewonnen. In der schwefelreichen Kohle bildeten sich u.a. Mineralisationen aus Markasit (Schwefelkies) und Raseneisenstein. Gerade der Schwefelkies, der in der Oberbank besonders häufig vorkommt, wurde mit der Kohle gefördert und in der Olbersdorfer Vitriol- und Alaunsiederei, die bis 1895 bestand, verarbeitet.

Das Zittauer Braunkohlevorkommen, welches sich in nordöstlicher Länge über knapp 16 km erstreckt und zum größten Teil auf polnischer Seite liegt, ist im mittleren Tertiär, im Miozän (~23 Millionen Jahren), entstanden. Dazu muß man wissen, daß am Ende der Oberkreide (~63 Millionen Jahren) der Lausitzer Granit mit aufliegender kreidezeitlicher Sandsteinplatte entlang der sogenannten Lausitzer Überschiebung um über 100 m angehoben wurde (der Teil, der heute nördlich des Zittauer Gebirges liegt!). Nach Abtragung der Sandsteinplatte (der Sandstein, der hinter der Verwerfung liegt und heute das Zittauer Gebirge mit Töpfer, Ameisenberg, Oybin und Jonsdorfer Felsenstadt bildet, haben sich im Schutz dieser Verwerfung erhalten) kam es im Tertiär im Zuge der Öffnung des Eger-Grabens (siehe hier) zu verstärkten vulkanischen Aktivitäten, denen wir den Hochwald und die Lausche sowie die vielen kleinen Basalt- und Phonolithkuppen des Gebirgsvorlandes verdanken. Im Miozän begann sich schließlich das Zittauer Becken wieder zu senken, wobei es eine durch die Entwässerung des naheliegenden Gebirges bedingte Sumpflandschaft bildete, die u.a. mit Sumpfzypressen und mächtigen Mammutbäumen bewachsen war. Aus diesen und anderen Bäumen sind dann schließlich nach Sedimentabdeckung die Zittauer Braunköhlenflöze entstanden.

Die tertiäre Schichtenfolge, wie man sie heute noch in der Grube Turow (Türchau) besichtigen kann, läßt sich in zwei Zyklen einteilen. In Bezug auf die Kohle kann man deutlich ein ca. 13 m mächtiges Unterflöz (in Olbersdorf in ca. 85 m Tiefe) und ein davon mit Sedimenten (insbesondere Basalttuffe und Feinsande) getrenntes Hauptflöz (bestehend aus über 30 einzelnen Flözhorizonten, die eine Oberbank und (getrennt durch Tone, sogenannter "Leitletten") eine etwas weniger mächtige Unterbank bilden) unterscheiden. Das Hauptflöz besitzt eine Mächtigkeit von 35 bis 50 m. Nur dieses wurde in Olbersdorf abgebaut. In der Grube Turow hat man seit einigen Jahren auch das Unterflöz erreicht, dessen Kohlen qualitätsmäßig höherwertiger sind.

Geologisch interessant ist, daß es bereits in ferner Vergangenheit in den Flözen Schwehlbrände gegeben hat. So gelangte im Bereich des Zittauer Burgberges im Burgteich (dort, wo heute das "Gründungsdenkmal" von Zittau steht) die Kohle bis knapp unter die Oberfläche und wurde dort, wahrscheinlich durch Blitzschlag, gezündet. Bei diesem Flözbrand wurde der den Flöz umgebende Ton wie Ziegel gebrannt. Auf diese Weise entstand ein sehr hartes Material, daß sich als äußerst widerstandsfähig gegenüber Verwitterung erwiesen hat. Es blieb quasi stehen, während die Umgebung über die Jahrtausende hinweg abgetragen wurde. Auf diesem Hügel wurde dann um 1230 herum eine kleine Holzburg erbaut, aus der sich dann später die Stadt Zittau entwickelte. Heute ist davon nichts mehr zu sehen und auch der "Burgberg" ist nicht mehr sonderlich eindrucksvoll.

Flözbrände gab es noch in den 70ziger Jahren des vorigen Jahrhunderts im Bereich der polnischen Grube Turow, genauer in der abgesoffenen "Zittel"-Grube an der Straße von Kleinschönau nach Reichenau (heute weggebaggert). Dort bildeten sich am Grubenrand sowas wie Fumarolen mit schönen gelben Schwefelausblühungen. Aus "Zittels Grube" hatte ich mir seinerzeit als Schüler Schwefel besorgt...

Nachdem der Braunkohlebergbau zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts in Olbersdorf nur noch durch das Untertage-Bergwerk "Glück auf" (als einzige von ehemals 6) fortgeführt wurde, aber 1906 mit dem Elektrizitätswerk Olbersdorf ein regionaler Großabnehmer entstand, entschloß man sich, den Abbau "über Tage" zu versuchen. Die Technik, um das Deckgebirge abzutragen, war mittlerweile verfügbar. Im März 1911 wurde der Untertagebau endgültig eingestellt, nachdem bereits schon ein Jahr davor mit der Anlage eines Tagebaus in unmittelbarer Nähe der alten Förderstätte (südlicher Stadtrand von Zittau) begonnen wurde. Der Tagebaubetrieb wurde bis 1938 aufrechterhalten und dann wieder eingestellt. Der Grund für die Einstellung war der Konkurrenzdruck der Hirschfelder Kohlegrube ("Herkules"), die das Kraftwerk Hirschfelde belieferte. 1925 fiel der Hauptabnehmer der Olbersdorfer Braunkohle, das Elektrizitätswerk Olbersdorf, weg, da es geschlossen wurde. Und die Bevölkerung heizte lieber mit Briketts als mit der nach Schwefel stinkenden und stark rußenden Braunkohle.

1945 ging als Folge des verlorenen Krieges die Hirschfelder Kohlegrube an Polen, die sie heute als "Grube Turow" noch immer betreibt und damit das Kraftwerk Turow mit Heizmaterial beliefert. So wurde für den Weiterbetrieb des Kraftwerkes Hirschfelde (und später des Kraftwerkes Hagenwerder) die Wiederaufnahme des Tagebaubetriebs in Olbersdorf notwendig. Da die Grube bereits abgesofffen war, wurde 1946 unter Befehl der sowjetischen Kommandantur das Restloch wieder ausgeplumpt und 1947 die Kohleförderung unter schwierigsten Bedingungen wieder aufgenommen. Immerhin benötigte allein das Elektrizitätswerk Zittau täglich rund 300 Tonnen davon, um genügend elektrischen Strom für die Stadt und das Umland zu erzeugen. Bereits 1951 arbeiteten in Olbersdorf wieder rund 500 Kumpel in der Kohle. Der Tagebau wurde immer größer, die Kohleproduktion immer mehr gesteigert, um die "entwickelte sozialistische Gesellschaft" mit Primärenergieträger zu versorgen. Im Winter wie im Sommer wurden in den Heizwerken der Betriebe Braunkohlen verfeuert und feiner Flugstaub der tonhaltigen Aschen legte sich auf Wäsche und Autos. Ich erinnere mich noch, wenn man im Winter mit seinen "Brettln" über die verschneiten Äcker des Kummersberges gleitete, man deutlich die Spuren der Ende der Siebziger Jahre noch häufigen Hasen sehen konnte - weil ihre Tapsen mit Rußpartikelchen der industriellen Braunkohleheizanlagen zugeweht waren...

Eine von der Bevölkerung durchaus als katastrophal wahrgenommene Entwicklung zeichnete sich Mitte der achtziger Jahre ab, als die von unseren damaligen "Wirtschaftsführern" beschlossenen Pläne für den weiteren Ausbau des Tagebaustandortes Olbersdorf bekannt wurden. Als erstes traf es den Ort Olbersdorf selbst, den man quasi zur Devastierung frei gab. Zuerst mußte die 1883 erbaute Dorfkirche weichen (1985). Die Umsiedlung der Bewohner erfolgte in Plattenbauten des Oberdorfes, die 1988 entstanden sind. Daß das Neubaugebiet ästhetisch nicht so recht in die Vorgebirgslandschaft passte, war damals kein Thema.

Die Pläne, die man mit der Erweiterung des Tagebaues hatte, waren für Zittau beängstigend: Zittau sollte nämlich nur noch als flaschenförmige Landbrücke mit der Kernstadt in der Mitte erhalten bleiben. Rundherum nur noch das Braunkohleloch und Abraumhalden.

Blau gekennzeichnet die Lage der geplanten Tagebaue; rot die Lage des 1985 bestehenden Grubengeländes

Das Abbaugebiet Nord grenzte südlich an die Bahnlinie Dresden - Zittau - Reichenberg (d.h. die gesamte Nordvorstadt wäre weggebaggert worden) und das Gebiet innerhalb der Linie Weinau - Neißepfeiler bis Drausendorf, Radgendorf, Eckartsberg, Hasenberg, Mittelherwigsdorf und zurück entlang der B96 wäre ausgekohlt worden. Auf der Südseite hätte sich das Loch entlang der Mandau über die gesamte Südvorstadt nach Hartau bis zum Gebirgsrand erstreckt. Hartau und Eichgraben sowie große Teile des Niederdorfes von Olbersdorf wären verschwunden. Nur eine schmale Trasse, welche die Straße nach Oybin / Jonsdorf trägt, sollte erhalten bleiben. Kurz gesagt, Zittau hätte eine ähnliche Katastrophe wie am 23. Juli 1757 getroffen, nur währe es kein plötzlicher Tod, sondern ein langes Siechtum geworden. Durch die "Wende" wurde aber alles ganz anders.

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

"Nur für den Dienstgebrauch!" Diese Karte zeigt die Grenzen der geplanten Tagebauerweiterung, die Zittau zu einer Insel inmitten des Kohlelochs gemacht hätte...

1990 erfolgte ein Ministerratsbeschluß, der die endgültige Stillegung des Tagebaus ermöglichte. Bereits ein Jahr später erfolgten erste Sicherungs- und Renaturierungsmaßnahmen. Aus dem Tagebaurestloch wurde der "Olbersdorfer See", der insbesondere durch die 2. Sächsische Landesgartenschau im Jahre 1999 auch außerregional bekannt wurde. Heute stellt das Gebiet ein wahres Kleinod dar, welches Menschen und Natur viel Platz für Freiräume bietet.

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

Ein Teil des Sees gehört den Wasservögeln, die sich in reichlicher Zahl hier angesiedelt haben. Auf den ehemaligen Abraumhalden kann man heute wieder Braun- und Schwarzkehlchen und hoch in der Luft Bussarde und Rohrweihen beobachten.

Im Sommer lädt der See zum baden und die Wege zu Radtouren und zum Joggen ein. Allein schon deshalb war die Wende mit all ihren Problemen, die sie den Menschen der Region gebracht hat, ein wahrer Segen.

Aufnahme: W.Schorisch, Zittau

Panorama Olbersdorfer See. Und hier noch mal ganz groß (Achtung: u.U. längere Ladezeiten!)

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Planet Mars (30) - Chronologie der Marsoberfläche I

2012-01-14T17:46:00.001+01:00

Chronologie der Marsoberfläche

Die heutige Oberfläche des Mars ist das Ergebnis einer seit ~4.5 Milliarden Jahre anhaltenden Abfolge geologischer Prozesse und die Kunst der Geologen und Planetologen besteht nun darin, diese Abfolgen zu quantifizieren und in aufeinanderfolgende Epochen aufzugliedern, die jeweils für die Ausbildung einzelner der vielfältigen Landschaftsformen verantwortlich sind. Diese Aufgabe ist weitaus schwieriger als die gleiche Aufgabe für den Planeten Erde, auf den die Geologen quasi direkten Zugriff haben. Entsprechend grob und unsicher ist die Chronologie des Mars – aber ein Anfang ist gemacht. Da eine absolute Datierung z.Z. noch nicht (oder nur eingeschränkt – Marsmeteorite) möglich ist, beruht die Marschronologie im Wesentlichen auf Impaktkraterstatistiken und relativen Altersbestimmungen sowie aus Vergleichen mit ähnlichen oder analogen irdischen Strukturen unter Berücksichtigung unterschiedlicher Gradationsgeschichten. Aber auch die chemischen und mineralogischen Untersuchungen der Marslander und Marsrover haben ihrerseits Bausteine für eine Marschronologie geliefert, die gerade die Frühgeschichte des Planeten in einem neuen Licht erscheinen lassen.

Geologische Prozesse, welche die Oberfläche formten

Oberflächenformende Prozesse kann man einteilen nach den Kräften, die sie bewirken: Stammen die Kräfte aus dem Inneren des Planeten (Vulkanismus, Tektonik) oder sind sie durch dessen Hydro-/Kryosphäre (fluvial überformte Landschaften, glaziale und periglaziale Oberflächenformungen) bzw. dessen Atmosphäre (äolisch beeinflußte Landschaften wie z.B. Dünengebiete) bedingt, dann spricht man von endogenen Kräften. Sie setzen eine gewisse geologische Aktivität voraus (z.B. Vulkanismus und die den Vulkanismus vorbereitenden Prozesse im Planetenmantel) bzw. die permanente oder zumindest temporäre Existenz einer Hydrosphäre oder entsprechend dichten Atmosphäre.

Exogene Prozesse wirken von „außen“. Darunter versteht man in erster Linie Einschläge von planetaren Körpern wie kleinen Planetoiden, Kometenkernen oder von Meteoriten aller Größenordnungen soweit sie die Planetenoberfläche erreichen und dort Impaktstrukturen ausbilden. Gerade diese Prozesse sind für eine Datierung von großer Bedeutung, da die Anzahl der Meteoriteneinschläge pro Zeiteinheit eine seit der Entstehung des Sonnensystems her abnehmende Funktion ist.

Chronologie nach Impaktkraterstatistiken

Dem Verfahren der Impaktkraterstatistik zur (absoluten) Datierung von Planetenoberflächen wie die der Marsoberfläche liegt folgende, einfach zu verstehende Idee zugrunde: Aus kosmogonischen Betrachtungen folgt, daß sich die Planeten vor über 4.5 Milliarden Jahren durch Akkretionsprozesse aus Planetesimal in einer flachen Gas- und Staubscheibe um die Ursonne herum gebildet haben. Der Urmars – genauso wie die Urerde und die anderen inneren Planeten waren in ihrer frühesten Jugend aufgeschmolzene Magmakugeln, die abkühlten und dabei eine feste Kruste ausbildeten. Diese Urkruste war eine gewisse zeitlang einem starken Meteoritenbombardement ausgesetzt und zwar solange, bis der größte Teil dieser meteoritischen Körper aus dem inneren Sonnensystem verschwunden waren. Man nimmt nun an, daß sich zuerst sowohl große als auch kleine Impaktkrater gebildet haben (Phase I), dann nur noch hauptsächlich kleinere Krater (Phase II) und später insgesamt nur noch sehr wenige (Phase III). Als Resultat sollte sich im Mittel eine gleichmäßige Verteilung von Impakten auf einem Planeten einstellen. Betrachtet man jedoch den Mars, dann fällt auf, daß die Impaktkraterdichte sowohl was die Anzahl als auch die Größe entspricht, alles andere als gleichmäßig ist. In der nördlichen Hemisphäre und in den vulkanischen Regionen (Tharsis, Elysium) findet man nur sehr wenig Krater. In den Highlands dagegen kann man grob zwei Gebiete mit unterschiedlicher Kraterdichte in Bezug auf Impakte größer 300 km Durchmesser ausmachen. Nach den auf alten Marskarten zu findenden Bezeichnungen werden diese Gebiete Noachis (z.B. nordwestlich von Hellas mit einigen alten Ringstrukturen > 300 km im Durchmesser) und Hesperia bezeichnet. Die kraterarmen nördlichen Gebiete nennt man Amazonis. Diese Gebiete zeigen offensichtlich planetare Oberflächenbereiche unterschiedlichen Alters an. Da man aus Untersuchungen des Erdmondes (und z.T. des Merkurs) weiß, daß das Zeitalter des „schweren Bombardements“ vor ca. 3.9 Milliarden Jahre seinen Höhepunkt erreichte und danach die Einschläge rapide abgenommen haben, kann man für den Mars grob folgende geologische Zeitalter ableiten:

Noachian (endete vor ~3.8 Ga)
Hesperian (endete vor 3.55 ... ~1.8 Ga)
Amazonian (begann zwischen 3.55 und 1.8 Ga)

Diese Einteilung richtet sich nach großräumigen Ereignissen, die man als resurfacing bezeichnen kann. Offensichtlich haben im Laufe der frühen Marsgeschichte riesige Lavamassen großräumig ganze Landstriche überflutet und damit alte Krustenteile mit ihren Impakten ausgelöscht. Passend dazu konnten bereits mit der ersten Meßkampagne des MARSIS-Radars (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) der ESA-Sonde „Mars Express“ im Gebiet der Tiefebene Chryse Planitia alte, durch vulkanische Oberflächenablagerungen abgedeckte Einschlagkrater nachgewiesen werden, die zeitlich dem Noachien zuzuordnen sind.

Geologische Einheiten der Marsoberfläche, abgeleitet aus Kraterstatistiken. A bezeichnet Amazonian, H Hesperian und N Noachian (E Early, L Last). Quelle Nimmo, Tanaka 2004

Gegenwärtig spielen jedoch weder vulkanische noch irgendwelche tektonische Prozesse bei der Oberflächenumgestaltung eine Rolle. Lediglich der Transport von Sand und Staub durch Wind führen zu einer langsamen, aber stetigen Erosion. Dazu kommen noch bestimmte glaziale Prozesse, die damit zusammenhängen, daß es auf dem Mars eine Art von Permafrostboden gibt, in denen nach den Messungen der Sonde „Mars Odyssey“ sehr viel Wassereis gebunden bzw. eingelagert ist.

Daß ein sich kontinuierlich abkühlender Planet mit der Zeit nach und nach seine Fähigkeit zur aktiven endogenen Oberflächengestaltung einbüßt, ist eine Tatsache, die sich bereits aus einfachen energetischen Überlegungen ergibt. So gesehen müßte der Mars schon seit mindestens einer Milliarde Jahre ein „toter“ Planet sein. Neuere Untersuchungen legen aber nahe, daß vulkanische Prozesse auch im Zeitalter des Amazonian (lokal bis fast an die Gegenwart hinein – Olympus Mons. Neukum, 2004) noch aufgetreten sind. Sie könnten etwas mit asymmetrischen Wärmereservoirs im Planetenmantel zu tun haben.

Da der Mars insbesondere während der ersten zwei Milliarden Jahre seiner Existenz geologisch aktiv war (Vulkanismus; hydrologische und glaziale Prozesse wie z.B. die Ausbildung von Ausflußtälern; verstärkte, mit der Zeit aber abflauende Oberflächenüberformung durch Impakte), lassen sich gerade die Epochen des Noachian und des Hesperian in besserer zeitlicher Detailauflösung untersuchen als das vergleichsweise ereignisärmere Amazonian. Einmal spielten sich in den „früheren“ Epochen mehr und vielfältigere geologische Prozesse ab (Vulkanismus, wasserbedingte Erosionsprozesse) und zum anderen waren die klimatischen Verhältnisse gegenüber heute grundverschieden:

Noachisches Zeitalter:

Zahlreiche Hinweise auf die Präsenz von flüssigem Wasser lassen diese Epoche als „warm“ und „feucht“ erscheinen. Sie endete vor ~3.8 Milliarden Jahren.

Hesperisches Zeitalter:

Dieses Zeitalter ist durch starken Vulkanismus geprägt. Zu ihrem Ende zu trocknete die Marsoberfläche regelrecht aus und es wurde zu kalt für permanent flüssiges Wasser.

Amazonisches Zeitalter:

Das Amazonian erstreckt sich vom Ende des Hesperians vor ca. 3.55 ... 1.8 Milliarden Jahre bis zur Gegenwart. Abflauender Tharsis-Vulkanismus. Starke äolische Aktivität.

Durch intensive Forschungen gelingt es mehr und mehr, auch diese drei „Großen“ Epochen weiter zu verfeinern und zu strukturieren. Dazu werden im Detail die geologischen Strukturen in den grob datierten Oberflächenregionen in Augenschein genommen und – wenn möglich – erst einmal relativ zueinander („früher“ – „später“) in eine zeitliche Reihenfolge gebracht. Die Logik, die dahinter steckt, ist die, daß ein Impaktkrater, der den Rand eines anderen Impaktkraters überformt, jünger sein muß. Oder daß ein Lavafluß, der einen Impaktkrater teilweise ausfüllt, natürlich erst nach dem Impakt stattgefunden haben kann. Durch Analysen dieser Art und der akribischen Suche nach „Überlappungen“ läßt sich regional eine zeitliche Abfolge konstruieren, die am Ende ein klareres Bild der geologischen Entwicklung einer Marslandschaft liefert. Das Ergebnis ist eine Stratigraphie der Marsoberfläche, die das „Heute“ aus geologischen Prozessen, die in der Vergangenheit stattgefunden haben, zu erklären vermag. Auf diese Weise konnte z.B. die Tharsis-Aufwölbung mit dem damit verbundenen Vulkanismus stratographisch in fünf unterscheidbare zeitliche Stadien unterteilt werden (Anderson, Dohm, 2000; Hartmann, Neukum, 2001):

1. Stadium
Kernlandschaften: Claritae, Tempe, Ascraeus
[Prä-Noachian und Noachian (4.5 – 3.7 Ga)]

2. Stadium
Kernlandschaften: Valles Marineris, Thaumasia, Warrego Valles
[Late Noachian – Early Hesperian (3.8 – 3.6 Ga)]

3. Stadium
Kernlandschaften: Teile von Syria, Tempe, Ulysses, Valles Marineris
[Early Hesperian (3.7 – 3.6 Ga)]

4. Stadium
Kernlandschaften: Alba, Nordwest und Südost Tempe
[Late Hesperian – Early Amazonian (3.6 – 2.1 Ga)]

5. Stadium
Kernlandschaften: Pavonis, Tharsis Montes
[Middle – Late Amazonian (2.1 - 0 Ga)]

Sie bringen etwas Ordnung in die äußerst komplexe und in vielen Teilen noch unverstandene Geschichte der tektonischen Aktivitäten dieser außergewöhnlichen Region mit ihren Riesenvulkanen und Grabenstrukturen.

Nächstes Mal: Chronologie der Marsoberfläche nach Gesteinsformationen

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