7. pH-Wert des Mars

7. pH-Wert des Mars

In dieser Lektion befassen wir uns mit dem pH-Wert bestimmter Umgebungen auf dem Mars und damit, wie sich dies auf seine potenzielle Bewohnbarkeit auswirken kann.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Chemie (pH)
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen).

Lernergebnisse:

Gliederung der Aktivität: Verstehen, wie der pH-Wert des Mars die Bewohnbarkeit des Roten Planeten beeinflussen kann.

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen der pH-Skala.
  • Beschreiben Sie, wie Faktoren auf dem Mars den pH-Wert beeinflussen können.
  • Diskutieren Sie, wie der pH-Wert die Bewohnbarkeit beeinflusst.

Hintergrundmaterial:

Was ist der pH-Wert?

Aber bevor wir auf die Auswirkungen des pH-Werts eingehen, kann uns jemand erklären, was mit pH-Wert gemeint ist?

(Antworten nehmen)Mit dem pH-Wert messen wir den Säuregrad und die Alkalität. Basen und Säuren werden als chemische Gegensätze betrachtet, da die Wirkung einer Säure darin besteht, die Hydroniumkonzentration (H O3+ ) im Wasser zu erhöhen, während Basen diese Konzentration verringern. Eine Reaktion zwischen wässrigen Lösungen einer Säure und einer Base wird als Neutralisation bezeichnet, wobei eine Lösung aus Wasser und einem Salz entsteht, in der sich das Salz in seine einzelnen Ionen aufspaltet. Wenn die wässrige Lösung mit einem bestimmten gelösten Salz gesättigt ist, fällt jedes weitere Salz aus der Lösung aus.

pH-Skala

Der pH-Wert wird in der Regel anhand der pH-Skala gemessen. Verbindungen mit niedrigem pH-Wert sind sauer, was von einer starken Säure bei pH 1 bis zu einer schwachen Säure bei pH 6 reicht. pH 7 gilt als neutral und ein pH-Wert darüber ist basisch, von pH 8 bis 14. 

Diskutieren Sie, wie Ihrer Meinung nach der pH-Wert auf dem Mars sein könnte?

Jetzt, da Sie einige Hintergrundinformationen haben, was würden Sie erwarten, dass der durchschnittliche pH-Wert auf dem Mars ist?

(Antworten nehmen)

Wie können wir den pH-Wert feststellen?

Um dies zu wissen, müssen wir zunächst in der Lage sein, den pH-Wert zu bestimmen. Wie können wir das tun? 

(Antworten nehmen)

pH-Skalen sind oft farbig. Dies ist auf die übliche Verwendung einer Lösung zurückzuführen, die Universalindikator genannt wird und zur Anzeige des pH-Werts ihre Farbe ändert. Bei Anwesenheit einer Säure färbt er sich rot, bei neutralem pH-Wert wird die Lösung grün und bei Anwesenheit einer Base tiefblau/violett. Es gibt jedoch auch andere Indikatoren wie Phenolphthalein, das sich in Gegenwart einer Base rosa färbt und bei einer Säure keine Farbänderung zeigt. pH-Indikatoren finden sich sogar häufig in der Küche – wie der Saft eines Rotkohls, der sich in Gegenwart einer Base blau-grün und bei einer Säure rosa färbt.

Video: Erkennung des pH-Wertes  

Hier haben wir ein Video, das den Farbwechsel einer Lösung bei Verwendung eines Universalindikators zeigt: 

Hintergrundinformationen zum Video: In diesem Video wird eine Lösung von schwach konzentriertem Natriumhydroxid (NaOH) gezeigt. Universalindikatorlösung wird hinzugefügt, die die Lösung violett färbt. Anschließend wird eine 5%ige Essigsäurelösung in Form von handelsüblichem weißem Kochessig zugegeben. Die Lösung mit dem Universalindikator färbt sich rot.

Was ist passiert? Warum?

Bitte diskutieren Sie in Gruppen, was Sie in diesem Video beobachtet haben. Warum, glaubt ihr, ist das passiert?

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Rio Tinto Fluss

Es gibt auf der Erde Gebiete mit extremen pH-Werten. Ein solcher Ort ist der Fluss Rio Tinto in Spanien. Der pH-Wert des Rio Tinto erreicht in einigen Bereichen des Flusses einen Wert von bis zu 2,3, was zeigt, dass diese Umgebung sehr sauer ist. Dieser niedrige pH-Wert wird durch Wechselwirkungen zwischen Gestein und Mikroorganismen im Fluss verursacht, die als Gesteins-Wasser-Biologie-Wechselwirkungen bekannt sind. Dies führt dazu, dass große Mengen an Verbindungen wie Schwefelsäure, Sulfate und Eisen(III)-Eisen im Flusswasser vorhanden sind. Letzteres verleiht dem Rio Tinto seine charakteristische rote Färbung.

In dieser extremen Umgebung wurden sowohl eukaryotische als auch prokaryotische Organismen beobachtet, die unter den sauren Bedingungen gedeihen. Daher ist der Rio Tinto ein analoges Planetenfeld, das uns Aufschluss über die Aussichten auf Leben in extremen Umgebungen anderswo im Sonnensystem geben kann.

Wie wirkt sich CO2 auf den pH-Wert aus?

Zurück zum Mars: Die Marsatmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid, und an den Polen des Mars gibt es große Ablagerungen von festem Kohlendioxid.

Welche Auswirkung hat Kohlendioxid Ihrer Meinung nach auf den pH-Wert?  Bitte diskutieren Sie in Gruppen.

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Wenn Kohlendioxid in Wasser gelöst wird, entsteht Kohlensäure, die den pH-Wert auf dem Mars senkt. Kohlensäure ist etwas, dem viele Menschen täglich in Form von kohlensäurehaltigen Getränken begegnen. Wenn Sie jemals einen merkwürdigen Nachgeschmack in kohlensäurehaltigem Wasser bemerkt haben, ist dies auf das Vorhandensein von Kohlensäure zurückzuführen. Einer der Gründe, warum bei der Entwicklung von kohlensäurehaltigen Getränken so viel Zucker verwendet wird, besteht darin, genau diesen Geschmack zu überdecken.

Wie könnte sich dies auf die Bewohnbarkeit auswirken?

Wie würde sich Ihrer Meinung nach das Vorhandensein von Kohlensäure auf die mögliche Bewohnbarkeit des Mars auswirken?  Bitte diskutieren Sie in Gruppen.

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, diese Fragen zu beantworten: 

  • Was zeigt eine pH-Skala an?
  • Welche Faktoren auf dem Mars (früher oder heute) könnten den pH-Wert beeinflussen?
  • Wie könnte sich der pH-Wert auf die Bewohnbarkeit des Mars auswirken?

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6. Verdampfung und Aggregatzustände der Materie

6. Verdampfung und Aggregatzustände der Materie

In dieser Lektion befassen wir uns mit der Entwicklung von Salzschichten und dem Potenzial für ihre Bewohnbarkeit.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Chemie (Zustände der Materie)
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen).

Lernergebnisse:

Gliederung der Aktivität: Verstehen Sie die Entstehung von Salzpfannen durch den Mechanismus der Verdunstung.

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verdunstung kritisch prüfen
  • Zustände der Materie verstehen
  • Beschreiben Sie, wie sich Salzgehalt und Austrocknung auf die Bewohnbarkeit einer Umgebung auswirken.

Hintergrundmaterial:

Verdunstung

Zunächst einmal müssen wir uns mit der Verdunstung befassen. Kann jemand erklären, was mit Verdunstung gemeint ist?

(Antworten nehmen)

Verdampfung ist der Prozess, bei dem eine Flüssigkeit von einem flüssigen in einen gasförmigen Zustand übergeht. Dies kann viele Formen annehmen – das häufigste Beispiel ist ein Prozess, der oft als Lufttrocknung bezeichnet wird. Dies geschieht dadurch, dass Flüssigkeitsmoleküle an der Oberfläche in einen Dampf entweichen. Ein weiteres Beispiel ist das Sieden, das auftritt, wenn die Temperatur einer Flüssigkeit ihren Siedepunkt überschreitet (im Falle von Wasser ist dies 100 ⁰C). Wenn Wasser die Temperatur von 100 ⁰C überschreitet, wird es zu Dampf. Entgegen der landläufigen Meinung ist Dampf unsichtbar, und die Wolken, die man über kochendem Wasser sehen kann, sind in Wirklichkeit Dampf oder Wasserdampf, der wieder zu Tröpfchen flüssigen Wassers kondensiert. 

Aggregatzustände der Materie

Wir haben bereits über die Idee der Materiezustände gesprochen, aber kann jemand erklären, was die Materiezustände sind?

(Antworten nehmen)

Ein fester Zustand behält seine Form bei. Seine Moleküle sind viel stärker strukturiert und haben nicht die verfügbare Energie, um sich frei zu bewegen. Bei den meisten Verbindungen ist ihre feste Form die dichteste Form. Es gibt jedoch Ausnahmen von dieser Regel, z. B. Eis, das eine geringere Dichte hat als flüssiges Wasser. Dies ist auf seine molekulare Struktur als Festkörper zurückzuführen. 

Wenn eine Verbindung mehr Energie erhält und schmilzt, haben wir die flüssige Form einer Verbindung. Eine Flüssigkeit ist ein Fluid, das heißt, sie kann fließen und die Form ihres Behälters annehmen. Einige Flüssigkeiten können recht instabil sein, sie verdampfen leicht oder benötigen sogar einen hohen Druck, um sich überhaupt zu bilden, wie z. B. Kohlendioxid. Wenn ein Feststoff wie Kohlendioxid unter normalem Erddruck von einem Feststoff zu einem Gas wird, spricht man von Sublimation. Der letzte Aggregatzustand, der im Rahmen dieser Lektion behandelt wird, ist, wie bereits erwähnt, Gas. Gase sind wie Flüssigkeiten flüssig und füllen je nach ihrer Dichte den gesamten verfügbaren Raum aus.

Makgadikgadi Salzpfannen und Formation

Auf diesem Foto sehen wir die Makgadikgadi-Salzpfannen in Botswana. Dies ist eine riesige Salzfläche, die für die Erforschung der Mikrobiologie in Gebieten mit hohem Salzgehalt sehr wertvoll geworden ist.

Diskutieren Sie, wie diese Umgebung entstanden ist

Diskutieren Sie in Gruppen, wie diese Umgebung entstanden sein könnte.

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Video: Wie geschieht das? 

Hier haben wir ein Video, das zeigt, wie sich eine Umgebung wie die Makgadikgadi Salzpfannen gebildet haben könnte.

Hintergrundinformationen zum Video: In diesem Video haben wir eine gesättigte Lösung von Natriumchlorid (NaCl). Wenn das Wasser weggekocht wird, wird die Lösung übersättigt. Bei weiterer Verdampfung wird sie übersättigt und das Natriumchlorid fällt aus der Lösung aus. Das Natriumchlorid hat eine viel höhere Dichte als der Wasserdampf und liegt deutlich unter seinem Schmelzpunkt, geschweige denn unter seinem Siedepunkt. Wenn also das Wasser verdampft, bleiben die dichteren festen Verbindungen wie das Natriumchlorid zurück.

Glaubst du, dass dort Leben überleben kann?

Bitte diskutieren Sie in Gruppen, ob Sie glauben, dass Leben in einer Umgebung mit so hohem Salzgehalt überleben kann.

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Salz- und austrocknungstolerante Bakterien

Austrocknung (ein Zustand extremer Trockenheit) ist eine häufige Belastung, der Bakterien in der natürlichen Umgebung ausgesetzt sind. Daher haben sie eine Vielzahl von Schutzmechanismen entwickelt, um die durch den Wasserverlust verursachten Schäden abzumildern. Einige Arten haben Mechanismen entwickelt, die entweder dazu beitragen, anfällige Zellbestandteile vor Schäden zu schützen, oder die Wasser sequestrieren, um eine Dehydrierung zu vermeiden. Zu diesen Mechanismen gehören die Veränderung der Membranzusammensetzung oder die Modifikation von Lipopolysacchariden, um die Membranen während des Austrocknens zu stabilisieren, sowie die Anhäufung von kompatiblen gelösten Stoffen wie Trehalose, die Zytoplasma- und Membranbestandteile schützen können. Dies hat einige zu der Annahme veranlasst, dass Leben in extremen Umgebungen wie dem hohen Salzgehalt auf dem Mars überleben könnte.

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, diese Fragen zu beantworten: 

  • Was sind die verschiedenen Zustände der Materie?
  • Können Sie das Konzept der Verdunstung erklären?
  • Wie könnten Salz und Austrocknung die Bewohnbarkeit des Mars beeinflussen?

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5. Solen auf dem Mars

5. Solen auf dem Mars

In dieser Lektion werden wir uns damit beschäftigen, wie gesättigte Salzlösungen die Bewohnbarkeit des Mars beeinflussen.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Geologie
  • Chemie
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen)

Lernergebnisse:

Gliederung der Aktivität: Verstehen Sie übersättigte Salzlösungen und wie sie die Bewohnbarkeit eines anderen Planeten beeinflussen können.

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen, wie die Kristallisation funktioniert.
  • erklären können, wie man gesättigte und übersättigte Lösungen erhält.
  • in der Lage sein, zu erklären, wie gesättigte Salzlösungen die Bewohnbarkeit beeinflussen.

Hintergrundmaterial:

Einführung in die Sättigung

Um dies zu verstehen, müssen wir zunächst einige Begriffe klären. Kann mir jemand kurz erklären, was unter einer gesättigten Lösung zu verstehen ist?

(Antworten nehmen)

Der Sättigungspunkt ist der Punkt, an dem die maximale Menge einer Verbindung in einer Lösung aufgelöst wurde. So können beispielsweise 357 g Natriumchlorid (oder Kochsalz) in 1 Liter Wasser gelöst werden, bevor der Sättigungspunkt bei einer Konzentration von etwa 26,3 % erreicht ist. Der Sättigungspunkt wird natürlich von vielen Faktoren wie Druck und Temperatur beeinflusst. 

Super-Sättigung

In dem soeben angeführten Beispiel wird von einer Wassertemperatur von 20 °C ausgegangen, was in etwa der Raumtemperatur entspricht. Durch die Erwärmung des Wassers kann jedoch mehr von einer bestimmten Substanz gelöst werden, wodurch ein Übersättigungsprodukt entsteht.

Bei 100 °C kann Wasser 390 g Salz lösen, das sind 33 g mehr als in unserem Beispiel mit 20 °C.

Puna-Hochebene, Argentinien

Nachdem wir nun ein wenig verstanden haben, wie diese Mechanismen funktionieren, können wir uns dem Mars zuwenden. Man geht davon aus, dass es in der Geschichte des Mars einen Punkt gab, an dem es gesättigte Salzseen gab. Um zu untersuchen, ob diese Seen für frühes Leben auf dem Mars lebensfähig gewesen wären, werden analoge Standorte auf der Erde genutzt.

Ein solcher Vergleichsstandort ist die Laguna Negra, ein flacher See auf der Puna-Hochebene in Nordargentinien. Diese Umgebung ist mit Kalziumchloridsalzen gesättigt. Dies stellt eine sehr raue Umgebung für das Leben dar.

Wie bewohnbar könnte Laguna Negra Ihrer Meinung nach sein?

Diskutiert in euren Gruppen, ob ihr glaubt, dass es in der Laguna Negra tatsächlich Leben gibt.

(Nehmen Sie sich Zeit für eine Diskussion)

(Antworten nehmen)

In der Laguna Negra wurde tatsächlich mikrobielles Leben nachgewiesen; diese Lebensformen sind halophil und gedeihen in salzreichen Umgebungen.

Kristallisation

Metallsalze wie Calciumchlorid und Natriumchlorid liegen häufig in kristalliner Form vor.  Kristallisation ist der (natürliche oder künstliche) Prozess, durch den sich ein Feststoff bildet, dessen Atome oder Moleküle in einer als Kristall bekannten Struktur hochgradig organisiert sind. Kristalle entstehen unter anderem durch Ausfällung aus einer Lösung, durch Gefrieren oder seltener durch direkte Abscheidung aus einem Gas.

Hier sehen Sie ein Diagramm, das die Molekularstruktur eines Salzkristalls zeigt. Ihre hoch organisierte Struktur führt dazu, dass kristalline Verbindungen vergleichsweise stark sind. So bestehen beispielsweise sowohl Graphit in Bleistiften als auch Diamanten aus reinem Kohlenstoff, und dennoch lässt sich Graphit zwischen den Fingerspitzen zerdrücken, während Diamanten zu den härtesten Substanzen in der Natur gehören.  Dies ist auf ihre molekulare Anordnung zurückzuführen.

Video: Wie sieht die Kristallisation aus?

Übersättigungen können sehr leicht zur Bildung von Kristallen führen, wenn sie die Lösung verlassen.Hier haben wir ein Video, das das Ausgießen einer übersättigten Natriumacetatlösung zeigt: 

Video-Hintergrundinformationen: Natriumacetat ist eine ionische Verbindung, die aus Natriumkationen, Na(+) , und Acetat-Ionen, C H O232(-) , besteht. Wie die meisten Acetate weist es eine hohe Löslichkeit in Wasser auf: 76 g lösen sich in 100 ml bei 0 °C. Die Löslichkeit nimmt jedoch bei höheren Temperaturen erheblich zu. Die Ausfällung eines Feststoffs aus einer Lösung führt zu einer Abnahme der Unordnung im System. Das heißt, in der Lösung bewegen sich die Ionen frei in zufälligen Richtungen und weisen daher eine hohe Unordnung auf. Wenn sich die Ionen zu festen Kristalliten verbinden, wird ihre Bewegungsfreiheit eingeschränkt. Die Wissenschaftler bezeichnen dies als eine Abnahme der Entropie oder Unordnung des Systems. Die Gesetze der Thermodynamik besagen, dass ein Prozess, bei dem die Entropie spontan abnimmt, wie z. B. die Ausfällung eines Festkörpers aus einer Lösung, auch Wärme freisetzen muss. Folglich erwärmt sich die Einführung eines festen Natriumacetat-Kristallits selbst, wenn das Natriumacetat aus der Lösung ausfällt.

Was ist passiert? Warum?

Diskutiert bitte in euren Gruppen, was ihr in diesem Video beobachtet und warum ihr glaubt, dass dies passiert ist.

(Nehmen Sie sich Zeit für eine Diskussion)

(Antworten nehmen)

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, diese Fragen zu beantworten: 

  • Können Sie den Mechanismus der Kristallisation erklären? 
  • Wie kommt es zu gesättigten und übersättigten Lösungen?
  • Wie wirken sich gesättigte Salzlösungen auf die Bewohnbarkeit aus?

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4. Chemie auf dem Mars

4. Chemie auf dem Mars

In dieser Lektion befassen wir uns mit der Chemie des Mars und damit, wie sich diese auf seine mögliche Bewohnbarkeit auswirken kann.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 2 Videos)

Behandelte Themen:

  • Chemie (Löslichkeit, Sättigung, Verbindungsstrukturen)
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen)

Lernergebnisse:

Gliederung der Aktivität: Verstehen, wie die Chemie des Marsbodens die Bewohnbarkeit des Roten Planeten beeinflussen kann. Dazu wird genauer untersucht, wie Temperatur und Salzgehalt die Chemie des Mars beeinflussen können.

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen, welche Auswirkungen die Temperatur auf die Chemie des Mars hat.
  • In der Lage sein zu erklären, wie der Salzgehalt den Gefrierpunkt beeinflusst.
  • Überprüfen Sie, wie sich all diese Faktoren auf die Bewohnbarkeit auswirken.

Hintergrundmaterial:

.CO2 auf dem Mars – Atmosphäre

Zunächst werden wir uns mit der Marsatmosphäre befassen.  Die Luft auf dem Mars ist viel dünner als die Luft, die wir hier auf der Erde atmen. Die Dichte der Erdatmosphäre beträgt etwa 1,2 kg/M , während die Atmosphäre auf dem Mars nur 0,02 kg/M3   beträgt – mehr als 50 Mal dünner.

Die Marsatmosphäre unterscheidet sich auch in ihrer chemischen Zusammensetzung erheblich von unserer eigenen. Die Erdatmosphäre besteht aus etwa 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff, 1 % Argon, 0,04 % Kohlendioxid und geringen Mengen anderer Gase. Die Luft enthält auch eine variable Menge an Wasserdampf, im Durchschnitt etwa 1 % auf Meereshöhe und 0,4 % in der gesamten Atmosphäre. In krassem Gegensatz dazu besteht die Marsatmosphäre zu 96 % aus Kohlendioxid.

Einführung in die CO2

Werfen wir nun einen Blick auf Kohlendioxid. Kohlendioxid ist ein doppelt kovalent gebundenes Molekül, das aus zwei Sauerstoffatomen besteht, die an ein Kohlenstoffatom gebunden sind, so dass wir insgesamt vier gebundene Elektronen haben.  Kohlendioxid kommt hier auf der Erde normalerweise als Gas vor, aber bei -80 °C gefriert es zu einer festen Verbindung, die allgemein als Trockeneis bekannt ist. Festes Kohlendioxid ist an den Polen des Mars zu finden, wo es auf Temperaturen von bis zu -120 °C fallen kann. Diese Regionen, die als Permafrostböden bekannt sind, enthalten auch Wassermoleküle (aber darauf kommen wir später noch zu sprechen).Kohlendioxid hat einige interessante Eigenschaften: Ein Beispiel dafür ist, dass es nur unter hohem Druck eine flüssige Phase bildet. Ohne diesen Druck geht es in einem Prozess, der als Sublimation bekannt ist, von einem Feststoff in ein Gas über.

Video: Trockeneis-Sublimation

Hier ist ein Video, das dies in Aktion zeigt:

Video-Hintergrundinformationen: Sublimation ist der Übergang eines Stoffes direkt vom festen in den gasförmigen Zustand, ohne den flüssigen Zustand zu durchlaufen. Die Sublimation ist ein endothermer Prozess, der bei Temperaturen und Drücken unterhalb des Tripelpunkts eines Stoffes in seinem Phasendiagramm stattfindet, was dem niedrigsten Druck entspricht, bei dem der Stoff als Flüssigkeit existieren kann. Der umgekehrte Prozess der Sublimation ist die Deposition oder De-Sublimation, bei der ein Stoff direkt von einer gasförmigen in eine feste Phase übergeht. Sublimation wird auch als Oberbegriff für einen Übergang von der festen in die gasförmige Phase (Sublimation) und einen anschließenden Übergang von der gasförmigen in die feste Phase (Deposition) verwendet. Ein Übergang von Flüssigkeit zu Gas wird als Verdampfung bezeichnet, wenn er unterhalb des Siedepunkts der Flüssigkeit stattfindet, und als Sieden, wenn er am Siedepunkt stattfindet. Beim Übergang von Feststoffen zu Gasen gibt es jedoch keine solche Unterscheidung, er wird immer als Sublimation bezeichnet.

Subglazialer See auf dem Mars

Obwohl die Temperatur an den Polen des Mars leicht niedrig genug für die Ablagerung von Trockeneis ist, gibt es Theorien, dass sich unter dem Eis Seen mit Wasser befinden könnten. Dies wurde in den letzten 30 Jahren als Möglichkeit diskutiert, dann zwischen dem 29. Mai 2012 und dem 27. Dezember 2015. Eine Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) (MARSIS-Instrument auf Mars Express) untersuchte ein 200 km breites Gebiet des Planum Australe am Südpol des Mars. Dabei wurde eine sonarähnliche Technik eingesetzt, um Informationen über die Zusammensetzung des Permafrosts zu sammeln.  Es wurde ein Gebiet untersucht, das anomale Eigenschaften aufwies; hier ist ein Bild der Daten, die bei dieser Untersuchung gesammelt wurden.

Übersichtsdiagramme

Diskutiert in euren Gruppen, ob ihr glaubt, dass dies genug Beweise sind, um die Behauptung eines Flüssigwassersees zu rechtfertigen. Wie könnte ein solcher See in einem so kalten Klima existieren?

(Nehmen Sie sich Zeit für eine Diskussion)

(Antworten nehmen)

Salze und Gefrierpunkte von Wasser

Ob es einen subglazialen See gibt oder nicht, steht noch zur Debatte. Eine vorgeschlagene Erklärung für seine Existenz ist jedoch der hohe Salzgehalt. Natriumchlorid oder Tafelsalz wurde oft zum Räumen von Eis verwendet – man denke nur an den Einsatz von Streusalz auf Straßen im Winter.

Video über Salze und Gefrierpunkt

Hier ist ein Video über ein Experiment, bei dem das Gefrieren von Wasser und Salzwasser mit Hilfe von Trockeneis verglichen wird: 

Video-Hintergrundinformationen: Salz (NaCl) löst sich in Wasser in seine Ionen auf, Na+ und Cl . Die Ionen diffundieren durch das Wasser und hindern die Wassermoleküle daran, sich eng genug zusammenzufinden und in der richtigen Ausrichtung zu organisieren, um eine feste Form (Eis) zu bilden. Eis absorbiert Energie aus seiner Umgebung, um den Phasenübergang von fest zu flüssig zu vollziehen. Dies könnte dazu führen, dass reines Wasser wieder gefriert, aber das Salz im Wasser verhindert, dass es zu Eis wird. Allerdings wird das Wasser kälter als es war. Die Temperatur kann unter den Gefrierpunkt von reinem Wasser sinken.

Die Zugabe von Verunreinigungen zu einer Flüssigkeit senkt deren Gefrierpunkt. Die Art der Verbindung spielt keine Rolle, aber die Anzahl der Teilchen, in die sie in der Flüssigkeit zerfällt, ist wichtig. Je mehr Teilchen entstehen, desto stärker wird der Gefrierpunkt gesenkt. Wenn man also Zucker in Wasser auflöst, sinkt auch der Gefrierpunkt des Wassers. Zucker löst sich einfach in einzelne Zuckermoleküle auf, so dass seine Auswirkung auf den Gefrierpunkt geringer ist als bei Zugabe einer gleichen Menge Salz, das in zwei Teilchen zerfällt. Salze, die in mehr Teilchen zerfallen, wie Magnesiumchlorid (MgCl2 ), haben eine noch größere Auswirkung auf den Gefrierpunkt. Magnesiumchlorid löst sich in drei Ionen auf – ein Magnesiumkation und zwei Chloridanionen.

Diskutieren Sie, was passiert ist? Warum?

Was haben Sie in diesem Video beobachtet? Diskutiert in euren Gruppen und gebt Feedback.

(Zeit für eine Diskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Kangerlussuaq-Feld

Die Forscher hoffen, mehr Informationen über diese Möglichkeit zu erhalten, indem sie Analogien auf der Erde untersuchen. Eines der besten Analoga für die Pole des Mars sind Gebiete wie Kangerlussuaq in Grönland. Grönland ist die größte Insel der Welt und mehr als drei Viertel seiner Oberfläche sind von der einzigen permanenten Eisschicht außerhalb der Antarktis bedeckt. Es ist daher eine der wenigen wirklich extremen kryogenen Umgebungen auf der Erde, die dennoch relativ leicht zugänglich ist.

Kangerlussuaq liegt an der Westküste Grönlands und ist eine der am besten zugänglichen Regionen der Insel mit einem internationalen Flughafen. Von dort aus kann man das Gletschereis und weite Permafrostgebiete erreichen.

Könnte Leben in Kangerlussuaq oder einem unterirdischen See auf dem Mars existieren?

Glauben Sie, dass Leben entweder in Kangerlussuaq oder in den möglichen unterirdischen Seen auf dem Mars existieren könnte? Bitte diskutiert in euren Gruppen.

(Zeit für eine Diskussion einplanen)

(Antworten nehmen).

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, diese Fragen zu beantworten: 

  • Welchen Einfluss hat Salz auf den Gefrierpunkt von Wasser?
  • Was ist Trockeneis? Was ist Permafrost?
  • Wie wirkt sich die Chemie auf dem Mars auf die Bewohnbarkeit aus?

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3. Vulkane auf dem Mars

3. Vulkane auf dem Mars

In dieser Lektion werden wir uns mit den Vulkanen des Mars beschäftigen und damit, wie sie im Laufe der Geschichte zur Bewohnbarkeit des Roten Planeten beigetragen haben könnten.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 2 Videos)

Behandelte Themen:

  • Geologie
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen)

Lernergebnisse:

Gliederung der Aktivität: Verstehen, wie Vulkane auf der Erde und auf dem Mars entstehen und wie sie die Bewohnbarkeit des Mars in der Vergangenheit beeinflusst haben könnten.

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen, wie Vulkane entstehen.
  • Erklären können, was Konvektion ist und warum man sie in einem Vulkan findet.
  • Begründen Sie, wie wahrscheinlich es ist, dass vulkanische Gebiete bewohnbar sind.

Hintergrundmaterial:

Arten von Vulkanen

Um die Vulkane auf dem Mars zu verstehen, müssen wir uns zunächst ansehen, was wir über Vulkane auf der Erde wissen. Es gibt drei Hauptkategorien, in die Vulkane eingeteilt werden können:

  • Zusammengesetzte Vulkane
  • Schlackenkegelvulkane
  • Schildvulkane

Ein Verbundvulkan, auch Stratovulkan genannt, ist ein kegelförmiger Vulkan, der aus vielen Schichten von Lava, Bimsstein, Asche und Tephra besteht. Da sie aus Schichten zähflüssigen Materials und nicht aus flüssiger Lava aufgebaut sind, bilden Vulkane aus Verbundwerkstoffen eher hohe Gipfel als runde Kegel. Einige der spektakulärsten Vulkane der Erde sind zusammengesetzte Vulkane, wie der Vulkan Mayon auf den Philippinen, der Mount Fuji in Japan und der Mount Rainier in den Vereinigten Staaten von Amerika. Einige dieser zusammengesetzten Vulkane erheben sich 2-3 Tausend Meter über den Meeresspiegel.

Schlackenkegelvulkane sind die einfachste Art von Vulkanen. Sie entstehen aus Partikeln und Klumpen erstarrter Lava, die aus einem einzigen Schlot ausgestoßen werden. Wenn die gasbeladene Lava heftig in die Luft geschleudert wird, zerbricht sie in kleine Fragmente, die sich verfestigen und als Schlacke um den Schlot herum fallen und einen kreisförmigen oder ovalen Kegel bilden.

Schließlich gibt es noch die Schildvulkane. Sie haben ihren Namen von ihrem niedrigen Profil und sind viel breiter als hoch, wodurch sie dem Schild eines Kriegers ähneln. Diese Vulkane entstehen durch intensive Hitze und bestehen fast ausschließlich aus Eruptionen niedrigviskoser Lava, die viel leichter fließt.

Olympus Mons: Schildvulkan

Der größte Vulkan im Sonnensystem befindet sich auf dem Mars. Er heißt Olympus Mons und ist ein Schildvulkan. Er ist 25 km hoch und hat einen atemberaubenden Durchmesser von 624 km. Der Olympus Mons ist so breit, dass er sich von der Westküste Frankreichs bis zu seiner Ostgrenze erstreckt.

Video: Wie entstehen Schildvulkane?

Hier ist ein Video, das die Entstehung des Olympus Mons anhand von Eruptionen von geschmolzenem Kerzenwachs veranschaulicht: 

Hintergrundinformationen zum Video: Es wird angenommen, dass der Olympus Mons seine Größe aufgrund der fehlenden tektonischen Bewegung auf dem Mars erreicht hat, was mehrere Ausbrüche aus einer einzigen Spalte ermöglichte. Mit jeder Eruption und der anschließenden Verfestigung der Lavaströme nahm der Vulkan an Größe zu. Diese mehrfachen Eruptionen haben ein charakteristisches Streifenmuster auf dem Vulkan hinterlassen, wobei jeder Streifen einen separaten Ausbruch darstellt. Im Video sehen wir Beispiele für diese Muster, die sich im Wachs bilden.

Island Feld

Natürlich war es bisher nicht möglich, diesen Vulkan aus nächster Nähe zu untersuchen. Deshalb nutzen wir hier auf der Erde analoge Standorte auf dem Planeten, wie die vulkanisch aktive Umgebung Islands.

Island verdankt einen großen Teil seiner Landschaft seinen vulkanischen Aktivitäten, was es zu einer faszinierenden Fallstudie über vulkanische Prozesse macht. Island verfügt über zahlreiche geothermische Felder. Einige davon liegen in der Nähe von Reykjavik, z. B. Krýsuvík. In all diesen Feldern gibt es verschiedene geothermische Quellen: Wasserbecken, die durch die unterirdische Wärme der Erde erwärmt werden. Durch die Erwärmung haben alle Quellen eine Temperatur von 60 bis 95 °C.

Konvektion

Bei der Untersuchung vulkanischer Prozesse ist es wichtig zu verstehen, wie Wärme durch Flüssigkeiten übertragen wird. Dieser Mechanismus ist als Konvektion bekannt. Wenn ein Fluid, z. B. Luft oder eine Flüssigkeit, erhitzt wird und sich dann von der Quelle wegbewegt, nimmt es die Wärmeenergie mit. Die Flüssigkeit über einer heißen Oberfläche dehnt sich aus, verliert an Dichte und steigt nach oben.

Video: Wie funktioniert die Konvektion?

Hier ist ein Video, das die Konvektion veranschaulicht: 

Leben auf dem Mars?

Da wir nun die grundlegenden Mechanismen von Vulkanen kennen, diskutieren Sie bitte in Gruppen (3 oder 4 Personen), ob Sie glauben, dass Leben in einer solchen Umgebung existieren könnte. Bitte begründen Sie Ihren Standpunkt in der Diskussion.

(Lassen Sie Zeit für eine Diskussion, und nehmen Sie dann die Antworten entgegen, indem Sie die SchülerInnen um Erklärungen für ihre Antworten bitten)

Es ist wahrscheinlich, dass ein Großteil der Klasse zu dem Schluss gekommen wäre, dass Leben in solchen Umgebungen nicht existieren kann, da sich die meisten ihrer Erfahrungen auf komplexe mehrzellige Organismen beziehen. Einige Schüler haben vielleicht die Fähigkeit einiger Mikroorganismen angesprochen, in extremen Umgebungen zu überleben.

Was ist mit Mikroorganismen?

Wir wenden uns nun den Mikroorganismen zu (wie einige von Ihnen angedeutet haben). Es gibt viele Arten von Leben, die diese Bedingungen überleben können. Diese Organismen sind extrem widerstandsfähig, und es gibt Arten, die als extremophil bekannt sind und die diese rauen Umgebungen nicht nur überleben können, sondern sie für ihr Überleben benötigen. Ein solches Beispiel ist das Bakterium Thermus aquaticus. Zum Zeitpunkt ihrer Entdeckung glaubte man, dass Mikroorganismen bei Temperaturen von über 50 °C nicht überleben können. Thermus aquaticus, das in einer heißen Quelle in der Caldera des Supervulkans im Yellowstone-Nationalpark entdeckt wurde, kann jedoch Temperaturen von bis zu 80 °C überleben (obwohl es bei Temperaturen zwischen 65 und 70 °C am besten wächst).

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, diese Fragen zu beantworten: 

  • Was für ein Vulkan ist der Olympus Mons und wie ist er vermutlich entstanden?
  • Was ist Konvektion (ggf. mit Hilfe einer Videodemonstration)?
  • Welche Art von Leben könnte in einem Vulkan existieren?

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2. Eine kurze Geschichte des Mars

2. Eine kurze Geschichte des Mars

In dieser Lektion werden wir uns mit der Geschichte des Mars befassen, um herauszufinden, ob er jemals eine geeignete Heimat für Leben, wie wir es hier auf der Erde kennen, gewesen sein könnte.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Chemie
  • Geologische Zeit
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen)

Lernergebnisse:

Gliederung der Aktivität: Untersuchen Sie, wie sich der Mars im Laufe seiner Geschichte verändert hat und wie sich dies auf die Bewohnbarkeit des Roten Planeten auswirken könnte.

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen, wie sich der Mars im Laufe der Zeit verändert hat.
  • Stellen Sie Hypothesen darüber auf, wie sich dies auf seine Bewohnbarkeit ausgewirkt hat.
  • Ziehen Sie eine Schlussfolgerung darüber, in welcher Epoche der Marsgeschichte am ehesten Leben möglich war.

Hintergrundmaterial:

Mars-Zeitleiste

Die geologische Geschichte des Mars lässt sich in vier große Zeitabschnitte unterteilen:

  • Die Prä-Noachische
  • Das Noachische
  • Der Hesperianer
  • Das Amazonasgebiet

Vor-Noachisches Zeitalter

Zunächst beginnen wir mit der Prä-Noachischen Ära. Diese Epoche reicht von der Entstehung des Mars vor 4,5 Milliarden Jahren bis vor 4,1 Milliarden Jahren. Zu diesem Zeitpunkt hatte der Mars eine extrem dichte Atmosphäre und große, heiße Meere. Gegen Ende dieser Ära begann die dichte Atmosphäre zu erodieren, was dazu führte, dass die riesigen Ozeane des Mars abkühlten.

Glauben Sie, dass nach dem, was wir über die späten pränoachischen Meere wissen, dies ein geeigneter Ort für die Entwicklung des Lebens, wie wir es kennen, wäre?

(Antworten nehmen)

Was passiert mit dem Wasser auf dem Mars ohne Atmosphäre?

Hier ist ein Video, das zeigt, was mit den riesigen Ozeanen des Mars passiert ist: 

Hintergrundinformationen zum Video: Dieses Video zeigt den Zusammenhang zwischen Druck und Siedepunkt. Mit abnehmendem Druck sinkt auch der Siedepunkt einer Flüssigkeit. Dies liegt in der Natur der Materie begründet. Eine Flüssigkeit siedet, wenn ihre Moleküle genügend kinetische Energie haben, um in Form von Dampf in die Atmosphäre zu entweichen. Die Temperatur von Materie ist ein Maß für ihre Energie – auf Meereshöhe auf der Erde liegt der Siedepunkt von Wasser bei 100 °C. Je niedriger der Druck auf eine Flüssigkeit ist, desto weniger kinetische Energie ist für die Verdampfung des Stoffes erforderlich, was bedeutet, dass sein Siedepunkt niedriger ist.

Denkt in Gruppen über Folgendes nach…

Diskutieren Sie in Gruppen, welche Auswirkungen der Druck des modernen Mars auf Ihren Körper hätte, und bedenken Sie dabei, dass der menschliche Körper insgesamt zu etwa 70 % aus Wasser besteht (wobei einige Organe zu 90 % aus Wasser bestehen!).

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Mögliche richtige Antworten sind das Sieden von Speichel, Blut, Gehirn, Augen, zellulärem Zytoplasma, die Ausdehnung von Lufteinschlüssen wie der Lunge und das Bersten von geschlossenen Systemen wie Bronchien und Blutgefäßen

Noachisches Zeitalter

Zweitens werden wir uns mit der Noachischen Ära beschäftigen, die vor 4,1 bis 3,7 Milliarden Jahren stattfand. Dies war eine Zeit extremer vulkanischer Aktivität auf der Marsoberfläche. Kochend heiße Asche und Gase strömten in die Atmosphäre, verdichteten sie noch einmal und ermöglichten die Bildung von Seen in Kratern und Becken auf der Oberfläche. Diese dichte Asche- und Gaswolke erwärmte den Mars ebenfalls erheblich.

Region Tharsis

Hier ist ein Gebiet, das die Narben dieser Zeitperiode zeigt, die Region Tharsis. Tharsis ist ein riesiges vulkanisches Plateau in der Nähe des Äquators auf der westlichen Hemisphäre des Mars. Die Region beherbergt die größten Vulkane des Sonnensystems, darunter die drei riesigen Schildvulkane: Arsia Mons, Pavonis Mons und Ascraeus Mons, die zusammen als Tharsis Montes bekannt sind. Weiter unten auf diesem Bild können wir auch Alba Mons und den größten bekannten Vulkan im Sonnensystem, Olympus Mons, sehen.

Danakil-Senke,Äthiopien

Ein gutes Analogon für die Tharsis-Region auf dem Mars ist die Danakil-Senke in Äthiopien. Die Danakil-Senke liegt an der dreifachen Kreuzung dreier tektonischer Platten und hat eine komplexe geologische Geschichte. Sie hat sich durch das Auseinanderdriften von Afrika und Asien entwickelt, was zu Rifting und vulkanischer Aktivität führte. Erosion, Überschwemmungen durch das Meer und das Heben und Senken des Bodens haben zur Entstehung dieser Senke beigetragen. Sedimentgestein wie Sandstein und Kalkstein wird von Basalt überlagert, der aus ausgedehnten Lavaströmen entstanden ist.

Hesperianisches Zeitalter

Als Nächstes kommen wir in die Hesperianische Ära, die vor 3,7 bis 2,9 Milliarden Jahren stattfand. Zu diesem Zeitpunkt begann sich auf der Erde gerade das Leben zu entwickeln, während auf dem Mars die Durchschnittstemperatur des Planeten zu diesem Zeitpunkt stark abnahm. Von diesem Zeitpunkt an herrschte auf dem Mars ein sehr kaltes Klima mit Durchschnittstemperaturen von etwa -60 °C und Tiefsttemperaturen von bis zu -120 °C in Richtung der Pole. Hinzu kommt, dass das Substrat des Mars durch die Ablagerung von Schwefeldioxid aus früheren Vulkanausbrüchen sauer geworden ist. Zu diesem Zeitpunkt in der Geschichte des Mars ist das meiste verbliebene Wasser in Permafrost und unterirdischem Eis eingeschlossen.

Amazonaszeitalter

Schließlich kommen wir zum aktuellen geologischen Zeitabschnitt des Mars, dem Amazonas-Zeitalter. Diese erstreckt sich über mehr als die Hälfte der Zeit, die der Mars existiert, nämlich von vor 2,9 Milliarden Jahren bis heute. Zu diesem Zeitpunkt ist der Mars ein eiskaltes, unfruchtbares Ödland, das mit giftigen Salzen bedeckt ist und aufgrund seiner dünnen Atmosphäre mit ultravioletter Strahlung bombardiert wird.

Bewohnbarkeit

Der Mars hat sich in den letzten 4,5 Milliarden Jahren enorm verändert, aber welche dieser Epochen hätte Ihrer Meinung nach am ehesten Leben beherbergen können? Diskutiert in euren Gruppen.

(Nehmen Sie sich Zeit für eine Diskussion)

(Antworten nehmen)

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, diese Fragen zu beantworten: 

  • Wie unterscheidet sich der Mars heute von dem, was er vor über 4 Milliarden Jahren war?
  • Was sind einige der Herausforderungen, die hypothetische Marsmenschen zu bewältigen gehabt hätten?
  • Wann wäre der Mars wohl am bewohnbarsten gewesen?

Und schließlich: Glauben Sie, dass es auf dem Roten Planeten Leben gibt?

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1. Extremophile und extreme Umgebungen

1. Extremophile und extreme Umgebungen

Eine Einführung in das Leben in extremen Umgebungen, wobei untersucht wird, welche Art von Belastungen wir auf dem Mars vorfinden könnten und wie sich das Leben anpassen kann, um diese zu überleben. 

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 2 Videos)

Behandelte Themen:

  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie (Mars-Oberflächenbedingungen)

Lernergebnisse:

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen, dass sich Zellen verändern können, um sich an extreme Umgebungen anzupassen.
  • Erklären Sie die Funktion einer Zellmembran.
  • Abschätzung, wie sich die Belastungen.

Hintergrundmaterial:

Was ist eine extreme Umwelt?

Eine extreme Umgebung ist eine Umgebung, von der man früher annahm, dass sie kein Leben beherbergen kann. Heutige Arbeiten in den Bereichen Mikrobiologie und Astrobiologie haben gezeigt, dass dies in vielen Fällen eine falsche Annahme war. Extreme Umgebungen herrschen unter harten Bedingungen wie extremen hohen und niedrigen Temperaturen, hohem Salzgehalt, extremen Säuren oder Basen und sogar einem Mangel an verfügbaren Nährstoffen.

Beispiele für extreme Umgebungen auf der Erde

Die Untersuchung extrem überlebensfähiger Organismen auf der Erde, wie z. B. Bärtierchen (auch als Wasserbären bekannt), wird häufig mit der Untersuchung der Bewohnbarkeit von Umgebungen auf anderen Himmelskörpern des Sonnensystems in Verbindung gebracht. Lebewesen, die in extremen Umgebungen überleben können, werden im Allgemeinen als extremophile oder extrem-tolerante Organismen eingestuft. Ein extremophiler Organismus gedeiht sehr gut in extremen Umgebungen und benötigt deren raue Bedingungen, um zu wachsen. Ein extremtoleranter Organismus kann in extremen Umgebungen überleben, wächst aber besser unter weniger rauen Bedingungen. 

Es gibt viele Beispiele für extreme Umgebungen hier auf der Erde. Ein Beispiel für zwei Umgebungen, die auf den ersten Blick unterschiedlich erscheinen mögen, sind eine Tundra und eine Wüste, aber diese beiden Umgebungen werden beide als extrem angesehen, und zwar auf ganz ähnliche Weise. Sie weisen beide extreme Temperaturen auf, wenn auch an entgegengesetzten Extremen zu den Temperaturen auf der Erde. In beiden Umgebungen ist auch die Verfügbarkeit von Nährstoffen und trinkbarem Wasser begrenzt.

Viele Umgebungen hier auf der Erde bieten daher eine hervorragende Gelegenheit für Studien, die es uns ermöglichen, uns an Umgebungen anderswo im Sonnensystem anzunähern. Diese Gebiete werden aufgrund ihrer Analogie zu außerirdischen Umgebungen oft als Planetenfeldanaloge bezeichnet.

In den meisten Fällen sind die anpassungsfähigsten Organismen, die am ehesten überleben (oder sogar gedeihen), die einfachsten.  

Woraus bestehen die Zellen?

Aus diesem Grund wenden wir uns den Einzellern (Mikroorganismen) zu, der einfachsten Form des Lebens auf der Erde. Verschaffen wir uns ein grundlegendes Verständnis einer Zelle: Dieses Diagramm zeigt eine tierische Zelle, und auf dem Diagramm sind drei Elemente einer Zelle beschriftet, die für diese Diskussion wichtig sein werden. Es gibt das Zytoplasma, die Flüssigkeit im Inneren der Zelle, den Zellkern, in dem sich der Großteil der DNA befindet, und schließlich die Zellmembran, die alles zusammenhält.

Bedeutung der Zellmembran

Man kann sich die Zellmembran leicht wie eine Tüte oder eine Plastikfolie vorstellen, aber in Wirklichkeit ist sie semipermeabel. Das bedeutet, dass sie einige Dinge wie Nährstoffe und Wasser durchlässt, anderen Dingen aber den Zutritt verwehrt. Auch unsere Haut ist halbdurchlässig. Wenn Ihre Finger über einen längeren Zeitraum im Wasser liegen, werden sie deshalb faltig. Das ist auch der Grund, warum manche Stoffe sogar bei Berührung giftig sein können.

Anpassungen an die Zellmembran sind einer der wichtigsten Faktoren, die darüber entscheiden, ob ein Mikroorganismus in einer bestimmten Umgebung überleben kann oder nicht.

Video zur semipermeablen Membran

Das folgende Video veranschaulicht, wie die Semi-Permeabilität funktionieren kann: 

Hintergrundinformationen zum Video: In diesem Video haben wir ein Marmeladenglas mit einem engmaschigen Netz über dem Deckel verwendet. Wenn das Glas auf den Kopf gestellt wird, verhindert der Luftdruck, dass das Wasser herausfließt. Größere Gegenstände, wie z. B. ein Bleistift, können das Netz nicht durchdringen und werden daher von der “Membran” zurückgehalten, während ein kleinerer Gegenstand, wie z. B. ein Zahnstocher, in die “Zelle” eindringen kann und keinen “Widerstand” erfährt.

Was könnte mit Zellen unter marsähnlichen Bedingungen geschehen?

Was glaubt ihr, was mit einer Zelle auf der Marsoberfläche passieren würde, nachdem was ihr über den Planeten Mars wisst?  Bitte diskutiert in Gruppen.

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Eine Zelle kann durch viele der Bedingungen auf dem Mars beeinträchtigt werden. Die Schülerinnen und Schüler könnten erwähnen, dass die Zelle aufgrund der niedrigen Temperaturen gefrieren könnte, einer hohen Strahlung ausgesetzt ist oder durch den niedrigen Druck oder die Salzkonzentration auf der Marsoberfläche beeinträchtigt wird.

Experiment Eimembran

Hier ist ein Video eines Experiments, bei dem rohe Eier ohne Schale als Analogon für eine Zelle verwendet und verschiedenen extremen Umgebungen ausgesetzt werden: 

Hintergrundinformationen zum Video: Bei einem entschälten Ei funktioniert das Analogon so: Der Dotter stellt den Zellkern dar, das Conalbumin das Zytoplasma und die Membran natürlich die Zellmembran. Ziel des Experiments ist es, die Auswirkungen verschiedener Extrembedingungen auf die simulierte Zelle zu beobachten und festzustellen, ob die Membran in der Lage ist, den negativen Auswirkungen dieser Bedingungen zu widerstehen. Die Membran hat niedrigen Temperaturen nicht standgehalten und ist durchgefroren. Daraus lässt sich schließen, dass sie auch den hohen Temperaturen nicht standgehalten hätte und durchgekocht wäre. Die Membran zeigte auch eine teilweise Widerstandsfähigkeit gegenüber dem Salz.

Was ist passiert? Warum?

Was haben Sie in diesem Video beobachtet? Diskutiert in euren Gruppen und gebt Feedback.

(Nehmen Sie sich Zeit für eine Diskussion)

(Antworten nehmen)

Wie könnte sich dies auf die Bewohnbarkeit auswirken?

Die Eier mögen diesen Bedingungen nicht standgehalten haben, aber auf der Erde hat sich Leben entwickelt, das in der Lage ist, diesen Bedingungen und größeren Extremen zu widerstehen.

Diskutieren Sie bitte in Gruppen, ob Sie es für möglich halten, dass Leben auf der Marsoberfläche überleben kann.

(Zeit für Gruppendiskussion einplanen)

(Antworten nehmen)

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein, die folgenden Fragen zu beantworten:

  • Was können Zellen tun, um sich an eine extreme Umgebung anzupassen?
  • Warum ist eine Zellmembran wichtig?

Wie könnten sich die extremen Bedingungen auf dem Mars auf die Zellen auswirken?

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Eismonde: 3. Enceladus

Eismonde Sammlung von Bildungsressourcen: 3. Enceladus

In dieser Lektion befassen wir uns mit dem Mond Enceladus und den geologischen Prozessen, die sowohl auf als auch innerhalb seiner Eishülle stattfinden.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Gliederung der Aktivität: Verstehen der geologischen Prozesse, die auf Enceladus ablaufen, und wie diese das Potenzial für Leben in dieser Umgebung beeinflussen.

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Chemie
  • Geologische Prozesse
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie

Lernergebnisse

 Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • die Natur der unterirdischen Ozeane von Enceladus zu verstehen
  • Verstehen der Grundsätze der Konvektion, der Chemie und der Bildung von hydrothermalen Schloten
  • Verstehen des Potenzials für Leben in diesen Umgebungen

Einführung in Enceladus

Enceladus ist der sechstgrößte Mond, der den Saturn umkreist. Seine weiße Oberfläche, die aus fast reinem Wassereis besteht, macht ihn zu einem der am stärksten reflektierenden Objekte in unserem Universum. Da er den Großteil der ihn erreichenden Wärme zurück ins All reflektiert, ist Enceladus einer der kältesten Saturnmonde mit durchschnittlichen Oberflächentemperaturen von -200 Celsius. Allerdings ist der Südpol von Enceladus mit etwa -95 Celsius im Vergleich zum Rest der Oberfläche sehr heiß.

Enceladus ist der zweitnächste große Mond des Saturns. Seine Umlaufzeit beträgt etwa 33 Stunden und befindet sich innerhalb der Saturnringe (innerhalb des diffusen E-Rings, dem zweitäußersten Ring des Saturns). 

Enceladus befindet sich in einer 2:1-Bahnresonanz mit Dione, dem viertnächsten Hauptmond des Saturns: Enceladus umkreist den Saturn zweimal in der Zeit, die Dione für eine Umkreisung benötigt, und dies verhindert, dass Enceladus’ Umlaufbahn jemals perfekt kreisförmig ist. Da sich sein Abstand zum Saturn während seiner Umlaufbahn ändert, wird Enceladus durch die Schwerkraft des Saturns gedehnt und gestaucht, wodurch sich seine Oberfläche verformt. Dieser Prozess der Gezeitendeformation bildet Risse in der eisigen Kruste des Mondes und heizt sein Inneres auf.

Unter der Oberfläche von Enceladus

Enceladus ist keine gefrorene Kugel aus Wasser. Unter der eisigen Oberfläche scheint sich ein riesiger Ozean zu befinden, der den gesamten Kern umgibt und durch Gezeitenverformung erhitzt wird. Die Eisschicht an der Oberfläche ist am Äquator etwa 30 Kilometer und um den Südpol 3 bis 5 Kilometer dick. Beweise für diesen globalen Ozean sind Wasserfahnen, die durch Risse in der Südpolkruste in einem Prozess namens Kryovulkanismus ausgestoßen werden.

Hintergrundinformationen zum Video: In diesem Video zeigen wir eine visuelle Darstellung eines so genannten “Black Smoker”-Hydrothermalschlots. In der Natur produzieren diese Schlote Schwefelwasserstoffgasfahnen durch das Wasser, die von der Mikrofauna als Energiequelle genutzt werden können. Die schwarze Farbe entsteht durch Eisensulfid in der Mischung. In diesem Video wird dies durch Mangandioxid dargestellt (das als Katalysator für die Zersetzung einer 12%igen Wasserstoffperoxidlösung wirkt). Dies wurde als Analogon im Labor verwendet, da Schwefelwasserstoff für Tiere, einschließlich Menschen, giftig ist. Auf dem Jupitermond Enceladus kann heißes Wasser aus hydrothermalen Schloten den ganzen Weg vom Meeresboden bis zur Oberfläche von Enceladus zurücklegen und von den Abgasfahnen Tausende von Kilometern ins All geschleudert werden.

Hydrothermale Schlote

Der am Südpol von Enceladus beobachtete Kryovulkanismus ist vermutlich das Ergebnis hydrothermaler Schlote unter der Oberfläche. Hydrothermale Schlote werden durch Spalten im Meeresboden verursacht, aus denen geothermisch erhitztes, mineralreiches Wasser austritt. Die tiefsten und heißesten hydrothermalen Schlote der Erde sind die Schlote im Pescadero-Becken, die sich 3 800 Meter unter der Oberfläche des Pazifiks befinden. Die ersten hydrothermalen Schlote wurden erst in den späten 1970er Jahren von Dr. Robert Ballard und seinem Team an Bord des Forschungsschiffs Knorr in der Nähe der Galapagos-Inseln entdeckt. 

Wie funktionieren Kryo-Vulkane?

Kryovulkane werden durch Konvektion angetrieben. Kaltes (dichtes) Wasser sinkt ab und heißes (weniger dichtes) Wasser steigt auf. Das aufsteigende heiße Wasser trägt dazu bei, die eisige Kruste zu schmelzen, und kann durch die Risse in der Mondoberfläche austreten. Das bedeutet, dass heißes Wasser aus den hydrothermalen Schloten den ganzen Weg vom Meeresboden bis zur Oberfläche von Enceladus zurücklegen und von den Plumes Tausende von Kilometern ins All geschleudert werden kann. Diese riesigen Strukturen können sogar mit Teleskopen auf der Erde gesehen werden.

Chemie der hydrothermalen Schlote

Hydrothermale Schlote auf der Erde beherbergen eine große Anzahl verschiedener chemischer Verbindungen und sind sehr reich an Mineralien. Die hydrothermalen Schlote auf dem Planeten Erde fungieren als natürliches Leitungssystem für unsere Ozeane und tragen zu den Strömungen und der Bewegung von Mineralien in unseren Ozeanen bei.

Potenzial für das Leben?

Es wird vermutet, dass hydrothermale Schlote eine Rolle bei der Entstehung des Lebens auf der Erde spielen. Bedeutet dies, dass wir in den Ozeanen von Enceladus Leben finden könnten?  Derzeit wurden extremophile Lebewesen in den hydrothermalen Schloten unserer eigenen Ozeane gefunden. Es ist also plausibel, dass in den hydrothermalen Schloten auf Enceladus Leben entstehen könnte.

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein: 

  • Beschreiben Sie Enceladus und verstehen Sie seine Bedeutung und sein Interesse als Mond.
  • Verstehen der Chemie und der Entstehung hydrothermaler Schlote.
  • Verstehen der Bedeutung von Hydrothermalquellen für das Leben auf der Erde und möglicherweise auf Enceladus.

Quellen

Weitere Informationen finden Sie in den folgenden Quellen:

Enceladus in der Tiefe (NASA): https://solarsystem.nasa.gov/moons/saturn-moons/enceladus/in-depth/

Enceladus: Eine bewohnbare Welt (Blog der Offenen Universität): https://www.open.ac.uk/research-groups/astrobiology/blog/enceladus-habitable-ice-world

Die eisbedeckten Ozeanwelten des äußeren Sonnensystems (AstrobiologyOU): https://www.open.edu/openlearn/science-maths-technology/astronomy/the-icy-moons

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Eismonde: 2. Ganymed

Eismonde Sammlung von Bildungsressourcen: 2. Ganymed

In dieser Lektion befassen wir uns mit dem Jupitermond Europa, dem Ozean unter seiner eisigen Oberfläche und seinem Potenzial als Lebensraum.

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Übersicht

Gliederung der Aktivität: Verstehen Sie den Magnetismus und wie Polarlichter auf der Erde und auf Ganymed entstehen.

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Chemie
  • Geologische Prozesse
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie

Lernergebnisse

 Nach Abschluss dieser Aktivität werden die SchülerInnen verstehen:

  • Warum manche Monde und Planeten Magnetfelder haben 
  • Wie Krater zur Datierung geologischer Oberflächen genutzt werden können 
  • Was verursacht Polarlichter? 

Einführung zu Ganymed

Der Jupitermond Ganymed ist der größte bekannte Mond in unserem Sonnensystem.  Mit einem Durchmesser von 5268 Kilometern ist er fast 10 % größer als Merkur. Wie sein galileischer Schwestermond Europa hat Ganymed eine Eiskruste, die einen sehr tiefen unterirdischen Ozean bedeckt. Die Ozeane der Erde sind im Durchschnitt etwa 4 Kilometer tief, und die tiefste Stelle, der Marianengraben, reicht bis 11 Kilometer unter die Oberfläche. Der Ozean von Ganymed ist vermutlich zehnmal tiefer (etwa 100 Kilometer) und liegt unter einer 150 Kilometer langen Eiskruste begraben. Ganymed ist auch deshalb einzigartig, weil er der einzige bekannte Mond mit einem Magnetfeld ist.

Die Struktur von Ganymed

Im Gegensatz zum superglatten Europa weist die Oberfläche von Ganymed Berge, Täler und Krater auf. Etwa 40 % der Oberfläche sind von geologisch alten, dunklen Regionen mit zahlreichen Einschlagskratern bedeckt, von denen einige 4 Milliarden Jahre in die Frühzeit des Sonnensystems zurückreichen! Die verbleibenden 60 % der Oberfläche sind von hellerem, stärker reflektierendem Gelände bedeckt, das in jüngerer Zeit geologische Aktivität erfahren hat (z. B. Risse, Deformation oder Auftauchen). Dieses jüngere Terrain weist eine geringere Anzahl von Kratern auf, da es weniger Zeit hatte, Einschläge zu erleben. Das Hubble-Weltraumteleskop entdeckte auf Ganymed Ozon, was darauf hindeutet, dass es eine dünne Sauerstoffatmosphäre gibt, die durch die Wechselwirkung geladener Teilchen aus dem Strahlungsgürtel des Jupiters mit den Wassermolekülen auf der eisigen Oberfläche des Mondes entsteht.

Es gibt noch viele Fragen über die Oberfläche und die innere Geologie von Ganymed. Die bisherigen Beobachtungen von Missionen und Teleskopen deuten darauf hin, dass Ganymed einen metallischen Eisenkern hat, der von einer Schale aus Silikatgestein umgeben ist, die sich unter dem globalen Ozean und der Eiskruste befindet. Die JUICE-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), die Ganymed überfliegen und schließlich umkreisen wird, verfügt über eine Reihe von Instrumenten zur Untersuchung der Mondstruktur. Ganymed wird jedoch kein Hauptziel für künftige astrobiologische Missionen sein. Es wird angenommen, dass sich am Boden des Ozeans eine Eisschicht befindet, die verhindert, dass chemische Nährstoffe aus der darunter liegenden felsigen Hülle in den Ozean des Mondes gelangen. Das bedeutet, dass im Gegensatz zu Europa oder Enceladus nur sehr wenige chemische Reaktionen stattfinden könnten, um die für das Leben erforderlichen komplexen Moleküle zu bilden. Es gibt auch keine Hinweise auf eine Energiequelle, die die Ozeane auf bewohnbare Temperaturen erwärmen könnte, anders als bei Europa und Enceladus, die über hydrothermale Schlote verfügen.

Einführung in den planetarischen Magnetismus

Einige felsige Planeten, darunter die Erde, Merkur und Ganymed, erzeugen Magnetfelder. Magnetismus ist ein physikalisches Phänomen, das durch die Bewegung einer elektrischen Ladung hervorgerufen wird und zu Anziehungs- und Abstoßungskräften zwischen Objekten aus magnetischen Materialien (wie Eisen) führt. In planetarischen Körpern werden Magnetfelder durch die Wechselwirkung zwischen einem sich im Inneren bewegenden (konvektiven) magnetischen Material, wie geschmolzenem Gestein oder Metall, und der Rotation des planetarischen Körpers erzeugt. Dies führt zu einem ständig fließenden elektrischen Strom, der eine Magnetosphäre erzeugt. 

Magnetische Felder auf Ganymed

Die Entdeckung eines Magnetfelds auf Ganymed (durch die Raumsonde Galileo im Jahr 1996) war eine Überraschung – bei einer solchen Entfernung von der Sonne wurde erwartet, dass sein Kern zu einer festen Masse abgekühlt ist, was den für die Erzeugung eines Magnetfelds erforderlichen Elektronenfluss verhindert. Man nimmt an, dass das Vorhandensein eines Magnetfeldes auf Ganymed auf die Gezeitenerwärmung zurückzuführen ist, die sich aus der nicht kreisförmigen Umlaufbahn des Mondes um Jupiter ergibt. Diese Erwärmung sorgt dafür, dass der Eisenkern geschmolzen bleibt. Die Konvektion innerhalb des Kerns erzeugt in Verbindung mit der Rotation von Ganymed einen Magnetdynamo. Das Magnetfeld von Ganymed ist im Vergleich zum enormen Magnetfeld des Jupiters klein, aber stark genug, um definierte Grenzen einer ausgeprägten Magnetosphäre zu bilden. 

Hintergrundinformationen zum Video: In diesem Video haben wir einen großen Neodym-Magneten unter die leere Leinwand gelegt. Die Leinwand ist in Plastik eingewickelt, um den Reibungskoeffizienten zu erzeugen. Eisenpulver ist über die Leinwand gestreut und wird durch das Magnetfeld des Neodyms beeinflusst. Dies ermöglicht eine visuelle Darstellung der Magnetfelder um Himmelskörper, wie Ganymed und sogar den Planeten Erde.

Einführung in Polarlichter

Ein deutliches Anzeichen für ein Magnetfeld auf Ganymed ist das Auftreten von Polarlichtern um seinen Nord- und Südpol. Polarlichter sind spektakuläre Lichtbänder, die den Himmel schmücken und durch die Wechselwirkung elektrisch geladener Teilchen verursacht werden. Die auf der Erde sichtbaren Polarlichter, das Nordlicht und die Aurora Borealis, werden durch die Energie verursacht, die bei der Kollision von energiereichen Teilchen, die von der Sonne ausgesandt werden, mit Sauerstoff- und Stickstoffatomen in der Erdatmosphäre freigesetzt wird. 

Polarlichter am Jupiter

Das starke Magnetfeld des Jupiters, das 20.000 Mal stärker ist als das der Erde, erzeugt die stärksten Polarlichter im Sonnensystem. Während die Aurorae auf der Erde vorübergehend sind und nur bei intensiver Sonnenaktivität auftreten, sind die Aurorae auf dem Jupiter permanent und haben eine variable Intensität. Jupiters Polarlichter werden durch elektrisch geladene Schwefel- und Sauerstoffionen verursacht, die von Jupiters Vulkanmond Io ausgespuckt werden. Zu Jupiters Polarlichtspielen gehören auch Röntgeneruptionen, die alle 27 Minuten auftreten. Diese werden durch Vibrationen in den Magnetfeldlinien des Planeten verursacht, die Wellen von Plasma (ionisiertes Gas) erzeugen, die schwere Ionenpartikel entlang der Magnetfeldlinien schießen, bis sie in der Atmosphäre des Planeten zerschellen und Energie in Form von Röntgenstrahlen freisetzen.

Polarlichter auf Ganymed

Wechselwirkungen geladener Teilchen, die im Zusammenspiel der Magnetosphären von Ganymed und Jupiter gefangen sind, erzeugen auch Polarlichter um die Pole von Ganymed. Diese Polarlichter schwanken während der Umlaufbahn von Ganymed aufgrund von Schwankungen im Magnetfeld von Jupiter und dem Verhalten des Ozeans unter der Oberfläche von Ganymed hin und her. Die Oszillation von Ganymeds Polarlichtern kann daher Hinweise auf das Innere des Mondes und den Ozean geben, in dem das Magnetfeld des Mondes erzeugt wird. 

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein: 

  • Verstehen Sie den Magnetismus und das Magnetfeld von Ganymed
  • Verstehen, wie Krater zur Datierung geologischer Oberflächen verwendet werden können
  • Verstehen Sie die Entstehung von Polarlichtern.

Quellen

Weitere Informationen finden Sie in den folgenden Quellen:

Ganymed in der Tiefe (NASA): https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/ganymede/in-depth/

Juice Mission (ESA): https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Juice

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Eismonde: 1. Europa

Eismonde Sammlung von Bildungsressourcen: 1. Europa

In dieser Lektion befassen wir uns mit dem Jupitermond Europa, dem Ozean unter seiner eisigen Oberfläche und seinem Potenzial als Lebensraum.

Zur Erinnerung: Lehrernotizen, Präsentationen und alle Inhalte können zur Anpassung und Verwendung in Ihrem Klassenzimmer heruntergeladen werden. Vergessen Sie nur nicht, uns als Quelle anzugeben (siehe “Nutzung der Ressourcen”).

Übersicht

Gliederung der Aktivität: Verstehen der geologischen Prozesse, die auf Europa ablaufen, und wie diese das Potenzial für Leben in dieser Umgebung beeinflussen.

Altersgruppe:

10-14

Benötigte Ausrüstung:

  • Computer
  • Projektor

Zeit der Lektion:

45 Minuten (einschließlich 1 Video)

Behandelte Themen:

  • Chemie
  • Geologische Prozesse
  • Biologie (Leben in Extremen)
  • Astronomie

Lernergebnisse

Nach Abschluss dieser Aktivität können die SchülerInnen:

  • Verstehen Sie die Zusammensetzung von Europa
  • Erklären Sie die Entstehung der Risse auf der Oberfläche von Europa
  • Beschreiben Sie die Beschaffenheit der Ozeane unter der Oberfläche von Europa
  • Verstehen von Extremophilen und Leben im Weltraum.

Einführung in Europa

Der Jupiter hat mindestens 92 Monde, von denen einige einen Durchmesser von weniger als 1 Kilometer haben. Europa ist der kleinste der vier größten Monde des Jupiters, die als Galileische Monde bekannt sind, weil sie 1610 von Galileo Galilei entdeckt wurden. Sie können die vier Galileischen Monde durch ein Fernglas oder ein kleines Teleskop sehen. 

Europa ist der sechstgrößte Mond in unserem Sonnensystem und hat etwa die gleiche Größe wie der Erdmond. Sie hat die glatteste Oberfläche aller bekannten Monde, mit sehr wenigen Kratern. In der Tat hat Europa die glatteste Oberfläche aller bekannten Objekte in unserem Sonnensystem.

Einführung in die Missionen zur Erforschung Europas und seiner Zusammensetzung und Geologie

Da wir bisher nur über begrenzte Daten über Europa verfügen, die von Raumfahrtmissionen gesammelt wurden, wissen wir immer noch vieles nicht über diesen Jupitermond. Die Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE), und die Europa-Clipper-Mission der NASA werden dazu beitragen, dies zu ändern. JUICE, die im April 2023 startete, wird 2031 beim Jupiter eintreffen und Europa zweimal überfliegen, bevor sie in eine Umlaufbahn um Ganymed einschwenkt. Europa Clipper, das 2024 startet und Jupiter 2030 erreicht, wird über 50 Vorbeiflüge an Europa machen.

Man nimmt an, dass die innere Struktur von Europa aus einem metallischen Kern besteht, der von Silikatgestein umgeben ist, das den größten Teil der Masse des Mondes ausmacht. Darüber befindet sich ein globaler Ozean aus flüssigem Wasser, der von einer dicken Eiskruste umgeben ist. Die Temperaturen auf Europa sind extrem kalt (- 220 Celsius bis – 160 Celsius).

Die Oberfläche von Europa

Trotz seiner ungewöhnlichen Glätte ist das Oberflächeneis von Europa durch lange, dünne, parallele Streifen gekennzeichnet.

Diese Streifen sind eigentlich Risse, die als Lineae bezeichnet werden. Die Lineae werden durch die Gezeitenerwärmung verursacht. Europas Umlaufbahn um Jupiter ist nicht vollkommen kreisförmig, so dass es Zeiten gibt, in denen die beiden Körper näher oder weiter voneinander entfernt sind. So wie die Anziehungskraft des Mondes die Ozeane der Erde dazu bringt, sich auf beiden Seiten auszuwölben, so dehnt und staucht die Intensität der Anziehungskraft des Jupiters auf Europa den gesamten Mond an verschiedenen Stellen seiner Umlaufbahn. Diese Verformung führt zu Rissen in der Eiskruste und bildet die Linien.

Anhaltspunkte aus den Linien 

Material aus dem Ozean unterhalb und innerhalb der Eiskruste kann durch die Linien zur Mondoberfläche sickern. Dies ist wichtig, weil es darauf hindeutet, dass es einen Materialaustausch zwischen dem Ozean und der Kruste gibt. Obwohl die bisherigen Raumfahrtmissionen (einschließlich JUICE und Europa Clipper) keinen direkten Zugang zum Ozean haben, kann die Analyse des Materials, das durch die Linien sickert, einen sehr guten Hinweis auf die Zusammensetzung und Dichte des Ozeans geben. 

Chaos-Terrain

Regionen auf Europas Oberfläche, die besonders rissig sind, werden als “Chaos-Terrain” bezeichnet. Diese Gebiete sind besonders interessant für die Untersuchung von Material, das aus dem unterirdischen Ozean durchgesickert ist. Die blau-weißen Gebiete weisen auf relativ reines Wassereis hin, während die rötlichen Bereiche Wassereis enthalten, das mit hydratisierten Salzen, möglicherweise Magnesiumsulfat oder Schwefelsäure, vermischt ist. Das gewaltige Magnetfeld des Jupiters fängt hochenergetische Teilchen ein und erzeugt eine starke Strahlung, die die Oberfläche von Europa ständig bombardiert. Die Wechselwirkung der hochenergetischen Teilchen “verwittert” die Oberfläche des Mondes, indem sie chemische Reaktionen in Gang setzt und die physikalischen Eigenschaften des Eises, wie etwa die Korngröße, verändert.

Unterirdischer Ozean

Europa ist als Mond einzigartig und interessant. Frühere Missionen haben gezeigt, dass Europa ein Magnetfeld hat, das durch eine Art leitende Flüssigkeit unter der Eiskruste erzeugt wird. Messungen des Magnetfelds von Europa, der Dichte des Mondes (abgeleitet von seiner Größe und seinem Schwerefeld) und die Analyse der Eigenschaften seines Oberflächeneises deuten darauf hin, dass Europa einen unterirdischen Ozean aus salzigem Wasser besitzt, der saurer ist als irdisches Meerwasser. Obwohl die Temperaturen auf Europa sehr kalt sind, könnte ein Ozean aus flüssigem Wasser erhalten bleiben, da Salz den Gefrierpunkt von Wasser herabsetzt. Der salzige Ozean steht in Kontakt mit der felsigen Hülle um den Kern von Europa. Dies ist für Wissenschaftler interessant, da die Wechselwirkung zwischen salzhaltigem Wasser und Gestein im Ozean derjenigen ähnelt, die das Konzept der “Ursuppe” für die Entstehung des Lebens auf der Erde nahelegt, wonach organische Moleküle in uralten Wassermassen vermischt wurden und sich zu lebenden Organismen zusammensetzten. 

Hier haben wir zwei Becher, die beide mit gefärbtem Leitungswasser gefüllt sind.  In das rechte Becherglas geben wir gewöhnliches Kochsalz, Natriumchlorid. Die Probe auf der linken Seite besteht nur aus Wasser mit Lebensmittelfarbe. Als Nächstes fügen wir Trockeneis, festes Kohlendioxid, hinzu, um die beiden Lösungen zu kühlen. Kohlendioxid ist bei jeder Temperatur unter minus 80 Grad Celsius fest. Nun vergleichen wir die beiden Proben. Die Probe auf der linken Seite mit dem Salz hat einen dicken Matsch gebildet. Die Probe auf der rechten Seite ohne das Salz ist vollständig gefroren. 

Wenn sich das Salz im Wasser auflöst, zerfällt es in Natrium- und Chlor-Ionen. Die Ionen diffundieren durch das Wasser und verhindern, dass die Wassermoleküle eng genug beieinander liegen und die richtige Ausrichtung haben, um sich zu einer festen Form (Eis) zusammenzufinden. Das Wasser wird jedoch kälter und die Temperatur kann unter den Gefrierpunkt von reinem Wasser sinken. Obwohl der Ozean auf Europa sehr kalt ist, kann er als Flüssigkeit erhalten bleiben, da er salzig ist und der Gefrierpunkt des Wassers dadurch gesenkt wird.

Extremophile

Extremophile sind Organismen, die in extremen Klimazonen überleben können. Alle Organismen auf Europa müssten wahrscheinlich in der Lage sein, bei extrem kalten Temperaturen zu überleben. Hydrothermale Schlote im Ozean könnten jedoch auch Mikrokosmen schaffen, die Leben beherbergen könnten, genau wie auf der Erde. In der Nähe von Schloten könnten die Temperaturen deutlich höher sein als im umgebenden Ozean – diese Umgebungen könnten sehr heiß sein! Obwohl die Oberfläche von Europa also sehr kalt ist, könnte es in den Ozeanen des Mondes recht gemäßigt sein.

Potenzial für das Leben

Diskutiert in Kleingruppen, ob ihr glaubt, dass es auf Europa Leben gibt, und wenn ja, welche Anpassungen und Merkmale ihr erwarten würdet.

  • Würde das Leben nur aus Mikroorganismen bestehen, oder könnten sich auch größere Lebensformen entwickeln?
  • Welche Art von Stoffwechselprozessen könnten sie haben?

Denken Sie daran, dass wir die Ankunft von JUICE und Europa Clipper am Jupiter abwarten müssen, um mehr über Europa herauszufinden, und dass wir möglicherweise noch weitere Missionen entsenden müssen, um die Frage, ob es unter der eisigen Oberfläche Leben gibt, endgültig zu beantworten. Im Moment gibt es keine richtigen oder falschen Antworten!

Rückblick

Nach dieser Lektion sollten die Schüler in der Lage sein: 

  • Beschreiben Sie die Geologie und die Zusammensetzung von Europa.
  • Verstehen Sie, wie Material zwischen dem unterirdischen Ozean und der Eiskruste durch Risse (Lineae) ausgetauscht wird, die durch Gezeitenverformung entstehen.
  • Verstehen Sie Extremophile und das Potenzial für Leben auf Europa.

Zusätzliche Aktivitäten

Bitten Sie Ihre Klasse, einen Aufsatz zu schreiben, in dem sie argumentiert, ob wir Leben finden könnten (mit Angabe von Informationsquellen), oder zu zeichnen, wie ihrer Meinung nach Leben auf Europa aussehen könnte – wir würden uns freuen, ihre Ideen zu sehen.


Quellen

Europa im Detail (NASA): https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/europa/in-depth/

Juice Mission (ESA): https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Juice

Europa Clipper (NASA): https://europa.nasa.gov

Europas Kern, Mantel und Wasserhülle (Geo Girl): https://www.youtube.com/watch?v=dJ-biPZG8Jw

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Europlanet Swiss Space Area at Fantasy Basel

Europlanet Joins Swiss Space Area at Fantasy Basel

The space area at the 2024 edition of FANTASY BASEL, the Swiss Comic Con, had an exhibition and hands-on activities led by the Swiss Space Museum and its partners, including the National Centre of Competence in Research (NCCR) PlanetS and colleagues from Europlanet.

This year, we asked again the important question: what do you think a comet smells like? Over the three days, we collected 328 creative responses to this question, and talked to up to 10,000 attendees on the stand overall.

Responses ranged from :

  • Acacia honey
  • Fresh rain
  • A dusty cellar
  • Dirt mixed with water
  • Toilet cleaner
  • Flowers
  • Urine
  • A mossy cave
  • Old socks
  • Burned rock with caramel
  • Waste with mint
  • Incense and sandalwood
  • Holy somke1
  • Bergamot
  • Stone dust
  • Skunk
  • Sulfur and rose
  • Fizzer sweets
  • My cat after it went under the dusty bed
  • Out of this world 😉
  • Vick’s Vapo-Rub
  • Rotten dust / feet
  • Menthol
  • Sandalwood
  • Foul eggs
  • Esoteric store
  • Tiger balm
  • Chalk
  • The zoo

and many more!

Many thanks to the organisers for a fantastic event!

EPEC Annual Week 2024 – Programme

Europlanet Early Career (EPEC) Annual Week 2024 – 6th Edition

Details of EPEC Annual Week 2024

Dates: 25-28 June 2024
Venue: University of Padua’s Department of Geosciences/Online
Programme: Now Available

The EPEC Annual Week is an event that gathers Early Careers from everywhere in the world, where different seminars and workshops foster a healthy, collaborative, and interactive reflection on topics related to academia and the challenges that early careers face. In 2024, for the first time, it will be held as a hybrid meeting to allow all the people interested to join and participate. The school is organised by the Europlanet Early Career network (EPEC) and provides participants with the opportunity to engage with other young researchers.

The EPEC Annual Week  takes place in the spring/early summer of each year in a different location around Europe, and this year Italy will be the host country thanks to the participation of the University of Padua.

The EPEC Annual Week is an opportunity for the EPEC community to better get to know each other, to brainstorm on how to further develop the network in terms of the activities of its working groups and to enhance the interaction with members of the Europlanet Executive Board, who will be invited to give talks throughout the week. Furthermore, the school brings together young scientists from all EU countries and provides a networking platform where science discussion and collaboration are stimulated via a series of group activities.

Who can participate

Participants must be Early Careers (either be in their final year of an MSc course or be currently enrolled in a PhD program)  in the field of planetary/space science or have obtained their PhD qualification not earlier than 2017. Note that in order to apply to the training school you are NOT required to be a member of EPEC, although this is encouraged.

EPEC Annual Week banner 2024
EPEC Annual Week banner 2024

The 2024 edition of the EPEC Annual Week will take place in Padua, Italy. Sessions and activities related to the meeting will take place at the University of Padua’s Department of Geosciences. The Department is located just 15-20 mins walk from the city center in Via Giovanni Gradenigo 6. 

Programme

The programme for this year’s EPEC Annual Week will cover:

  • Introductions and sessions on:
    • Planetary science and industry (with a particular focus on Italy)
    • Fellowships and other opportunities
    • Outreach and science communication
    • Mental health and work/life balance
    • EPEC activities
  • Social events

Registration

Registration has now closed.

Successful applicants will be notified via e-mail within two days after the submission deadline. In case of any queries or problems related to the application procedure, please send an email to epec.network@gmail.com, including ‘EPEC Annual Week application’ in the subject.

Guidelines

Reporting Incidents

EPEC aspires to be a safe and respectful community, and will not tolerate harassment, bullying, discrimination or intimidation in any setting (online or face-to-face).

If you have experienced or have witnessed behaviour which is contrary to the Europlanet Code of Conduct please complete the Breach of Conduct Reporting Form.

Local Info

The 2024 edition of the EPEC Annual Week will take place in Padua, Italy. Sessions and activities related to the meeting will take place at the University of Padua’s Department of Geosciences. The Department is located just 15-20 mins walk from the city center in Via Giovanni Gradenigo 6.  

How to arrive in Padua

By plane

Padua is easily accessible from nearby airports. Closest airports are Venezia “Marco Polo” airport (VCE), Treviso “Antonio Canova” airport (TSF), Verona “Valerio Catullo” airport (VRN) and Bologna “Guglielmo Marconi” airport (BLQ).

From Venice “Marco Polo” airport (VCE), Padua can be reached:

  • by train, with a bus service from the airport to Mestre train station and from there a train to Padua (about 40 mins) 
  • by bus, departing in front of the airport and arriving at the bus station in Padua
  • by private transport, taxi or GoOpti (private or collective) transfer service
  • Please note that there is no bus or train service at night.

From Treviso “Antonio Canova” airport (TSF), Padua can be reached: 

  • by bus, local buses (E060) departing to the right of the airport exit and arriving at the bus station in Padua (about 1h). Please note that there is no bus service at night.
  • by private transport, taxi or GoOpti (private or collective) transfer service

From Verona “Valerio Catullo” airport (VRN), Padua can be reached: 

  • by train, with Verona Airlink from the airport to Verona Porta Nuova train station and from there a train to Padua (about 1h 15 mins)
  • by private transport, taxi or GoOpti (private or collective) transfer service
  • Please note that there is no train service at night.

From Bologna “Guglielmo Marconi” airport (BLQ), Padua can be reached:

  • by train, with Marconi Express monorail train from the airport to Bologna Stazione Centrale train station and from there with a train to Padua (about 1h 30 mins). Please note that there is no train service at night.
  • by taxi (about 1h 30 mins).

By train

The train station of Padua has daily direct connections through high-speed trains (Trenitalia and Italo trains) with major Italian cities such as Rome (3h 30 mins), Milan (2h), Naples (about 5h), Florence (about 2h), and of course Venice (Venezia) Mestre (15-30 mins). 

The taxi waiting stand is right in front of Padua’s train station. 

A luggage storage service is open every day from 6 am to 8 pm next to platform 1.

Hotel info and location 

Participants will be accomodated in double rooms with breakfast included at the Hotel “Al Fagiano” located in Padua’s historical city center (Via Antonio Locatelli 45) just a few minutes walk from the Basilica del Santo and Prato della Valle. 

How to get from the train station to the hotel and back

Tram stops and numerous bus lines are located close to the hotel. From the Padua train station the easiest option is to take the tram Sir1 in the direction of “Santo” and get off at the “Santo” stop, from there, cross the street and take the 1st street on the right (Via Locatelli) where the hotel is located at n.45. The whole trip takes about 10-15 mins. 

How to get from the hotel to the venue and back

The venue is located approximately 25 mins walk from the hotel. Alternatively, you can combine a bus trip and some walking, which will take a similar amount of time. 

Possible route from the hotel:

  • Take Line U13 at “Businello Santo” stop, get off at “Scardeone 2” stop and then walk for 12 mins 
EPEC AW Bus Route
  • Take Line U03 at “Businello 4” stop, get off at “Tommaseo 114” stop and then walk for 5 mins
EPEC AW Bus Route

You can do the reverse journey to come back. All the info about bus lines and stops can be consulted on Google Maps or on the Moovit app. 

Moving around Padua

The city of Padua has local buses and trams. Timetables, maps, and information on where to buy tickets are available here

If you prefer an alternative and sustainable way to explore the city there are bike sharing (Mobike, GoodBike) and e-scooters (BIT Mobility, Dott) services. More info is available here

Taxi service is also available 24h (Radio Taxi Padova). Short taxi trips within the city center should cost about 10-20 euros. More info is available here.

Consider also downloading the app Moovit for planning your trip.

About Padua

Padua (Padova, in the Italian language) is located in the center of the Veneto region, close to the lagoon city Venice. Populated since the Roman’s time, Padua is a city rich in history and culture. The city is an UNESCO site for the “Orto Botanico” (Botanical Gardens), which is the oldest in the world, and the “Cappella degli Scrovegni” (Scrovegni Chapel), painted by Giotto in 1305.

Padua is also home to one of the oldest universities in the world and the second oldest university in Italy. Founded in 1222, the University has always played a central role in Astronomical sciences. Many important people visited, taught or studied at Padua: for example Nicolaus Copernicus and Galileo Galilei. Galileo was a professor at the University of Padua, and during his stay in the city, he discovered the four Moons of Jupiter using his telescope: Io, Europa, Callisto and Ganymede.

In 1671 the University of Padova obtained the permission to build an astronomical observatory. Giuseppe Toaldo, priest and professor of astronomy, identified the Torlonga tower as the perfect place (now called “Specola”). In 1777 Torloga became the first observatory of the University, to which was added those of Asiago in 1942 (Cima Pennar) and in 1972 (Cima Ekar).

Social Events and Excursions

Details coming soon.

EPEC Annual Week Organising Team

  • Beatrice Baschetti, INAF
  • Silvia Bertoli, INAF
  • Nicole Costa, University of Padua
  • Jessie Hogan, Open University (EPEC Co-Chair)
  • Melissa Mirino, INAF (EPEC Co-Chair)
  • Giovanni Munaretto, INAF
  • Gloria Tognon, Center of Studies and Activities for Space “G. Colombo” – CISAS

Past EPEC Annual Weeks

Find out more about past EPEC Annual Weeks.

Europlanet Transnational Access on Show at ATOMKI-Hosted Workshop

Europlanet Transnational Access on Show at ATOMKI-Hosted Workshop

The HUN-REN Nuclear Research Institute (ATOMKI) recently hosted a two-day workshop on Radiation-Driven Chemistry in Astrophysics and Planetary Science. Around 45 international participants attended and discussed developments in astrochemistry and present the latest results of research. The first day finished with a round-table discussion on some of the challenges and opportunities for the astrochemistry community

Several presentations over the two days featured work carried out through the Europlanet 2024 Research Infrastructure (RI) Transnational Access programme in the ATOMKI laboratories.

Participants were given tours of both ATOMKI facilities offered fro (TA) through Europlanet, the Atomki Ice Chamber for Astrophysics/Astrochemistry (ICA) and the Atomki ECRIS Laboratory: Atomki-Queen’s University Ice Laboratory for Astrochemistry (AQUILA).

Find out more about the workshop.

Find out more about how the ATOMKI facilities have been developed through support from the Europlanet 2024 RI project.

Atomki Workshop - April 2024

Report from the Radiation-Driven Chemistry in Astrophysics and Planetary Science Workshop

(Reposted in English from the original on the ATOMKI website, with thanks to ATOMKI and the workshop organising committee.)

The HUN-REN Nuclear Research Institute (ATOMKI) recently hosted specialists researching chemical processes in outer space. The aim of the two-day event called Radiation-Driven Chemistry in Astrophysics and Planetary Science Workshop was to review the development directions of astrochemistry and to present the latest results of measurements carried out in the ATOMKI laboratories in the framework of international collaborations.

The starry sky is magical and enchanting. Humanity has been preoccupied with the regularities observed in the movement of celestial objects since its inception. In addition to observing with the naked eye, thanks to the development of technical devices, we first used binoculars and then spectroscopic (spectroscopic) methods to spy on the sky. And the space tools launched into outer space expanded our horizons and our possibilities explosively. Today, many disciplines deal with the study of our remote environment.

Astrophysics – hand in hand with astronomy – deals with the origin, history and structure of the world, the creation of chemical elements, and nuclear physical processes taking place in stars. Nuclear astrophysics research is largely carried out with the help of particle accelerators, where nuclear physics reactions are created, modeling the processes taking place in stars.

Astrochemistry studies the chemical processes taking place in outer space. How do more complex molecules form in the cradles of stars, in these very cold and distant molecular clouds, in the thin layers of ice containing atoms and smaller molecules deposited on the particles of cosmic dust? What chemical transformations take place on the surface and atmosphere of planets, moons, comets, and asteroids?

According to research, it is becoming more and more obvious that cosmic radiation and the high-energy particles emitted by stars, such as photons, ions and electrons, play a decisive role in these chemical processes. Their flow is called the stellar wind or, in the case of the Sun, the solar wind.

With the help of instruments on the ground and in space, we can also determine the chemical composition of very distant celestial bodies and nebulae. Among the hundreds of molecules detected in outer space, you can find the building blocks of living organisms, as well as larger organic molecules. Astrobiology deals with the study of the processes leading to the creation of life.

Molecules in the distant regions of outer space can be identified with the help of space telescopes (such as the James Webb Space Telescope) that use the method of radio astronomy and spectrum analysis in the infrared range (spectroscopy), and thus learn something about the chemical processes taking place there. In the closer places, within the Solar System, the probes of the space missions perform direct sampling and measurements.

However, in order to interpret the data, it is necessary to model the effect of cosmic radiation, the stellar wind, and the solar wind on molecules and thus on chemical processes here on Earth in laboratory conditions. Most of the processes taking place in the Solar System can be modeled with the help of high-energy ions and electrons created by ATOMKI’s particle accelerator equipment, ion and electron sources. Dozens of foreign groups come to the institute every year to take advantage of the facilities offered by the equipment.

With the particle beam, ices of a special composition are irradiated, such as are found on the surface of icy celestial bodies in our Solar System. Chemical changes are followed by infrared spectroscopic methods. In the research in this direction at the institute, the focus of attention is currently on the experimental modeling of the processes taking place on the icy moons of the planet Jupiter. With these experiments, ATOMKI supports the Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) mission of the European Space Agency (ESA).

April 25-26, 2024. The two-day meeting that took place between The majority of the 43 participating researchers came from Europe and America. The cooperating partners reported on the results of their measurements carried out in the laboratories of ATOMKI. The leading researchers of the profession analyzed the directions of the development of astrochemistry and reviewed the opportunities and challenges that arise in relation to astrochemistry in the fields of space research, space industry and climate research. The experts visited ATOMKI’s particle accelerator equipment and laboratories, where research conducted in international cooperation can continue in the future.

Europlanet Central Europe Hub: Tatra workshop

Europlanet Central Europe Hub: Tatra workshop

The Europlanet project, in collaboration with the Astronomical Institute of Slovak Academy of Sciences and Wigner RCP (Hungary), is organising a two-day workshop for the Central Europe Hub of the Europlanet Society. The meeting will be an opportunity to discuss planetary and space science, and to network with colleagues from Central Europe.

The meeting will take place on 19-20 June 2024 at the Astronomical Institute of Slovak Academy of Sciences in Tatranská Lomnica (Slovakia).

The workshop schedule will include time for introductions, scientific discussions, splinter meetings and a visit to Tatra Observatory.

Observatory Skalnate pleso in the Tatra mountains. Credit: Kristo (2004).

Register and discuss requests for travel support by contacting Dr Andrea Opitz on opitz.andrea@wigner.hu.

This workshop is organised and supported by the Europlanet 2024 Research Infrastructure (RI) project, which has received funding from the European Union’s Horizon 2020 research and innovation programme under grant agreement No 871149. 

22-EPN3-037: Alteration and Element Mass Transfer from Source to Sink in Planetary Crusts

22-EPN3-037: Alteration and Element Mass Transfer from Source to Sink in Planetary Crusts

Virtual visit by Astrid Holzheid (Kiel University, Germany) to TA2 Facility 23 – Open University Flow Through Simulation Chambers (UK).
Dates of visit: 19-23 February 2024

Report Summary: Sound knowledge of the processes and conditions that drive hydrothermal systems is one of the prerequisites to understand not only the geological, geochemical, and geophysical evolution of our planet and other terrestrial planets, especially Mars, but also to shed light on the origin and early evolution of life since hydrothermal systems can be hospitable to certain life forms.

The use of the unique experimental set-ups of the reaction chambers at Open University allows determination of the mass transport of dissolved metals with either continuous sampling of the fluid or recirculation the fluid with built-in Ti gaze as precipitation traps. We used this set up to better understand environmental conditions during active hydrothermal alteration.

The source rocks of the experiments were fresh basalts from the Indian ocean ridge that served as analogue material to the Martian surface. The fluid was Indian ocean seawater sampled 100m above seafloor.

We observed precipitation of minerals like Ca-sulphates, NaCl, FeOOH and Fe-Mg-Na-containing clay minerals, but also native Ta and Fe-Ni-Cr alloy. While the ions of the mineral phases originated from leaching of the basalt, the metals might have come from the stainless-steel tube that served as container of the Ti gaze.

Based on the newly formed minerals, the pH – redox state – conditions can be deduced. This information is a prerequisite together with the cations enriched in the post-run fluid phase to allow geochemical reaction-path modelling which will be the next step after the post-run fluids are analysed at Kiel University.


22-EPN3-092: Deciphering Traces of Life from the Dawn of Earth’s Biosphere

22-EPN3-092: Deciphering Traces of Life from the Dawn of Earth’s Biosphere

Visit by Nisha Ramkissooon (The Open University, UK) to TA2.2 VU (Exo)Planetary Interior Simulation Laboratory (PISL).
Dates of visit: 12-16 February 2024

Report Summary: In the search for evidence of ancient terrestrial life there are some obstacles. Purported biosignatures have been identified in a range of ancient mineral deposits, including silica. However, some of these signatures can also be generated under abiotic conditions, which brings into question their biological origin. In addition, the oldest fragments of the Earth’s crust are at least 3.8 Gyr, and would have experienced significant metamorphic alteration since their formation. Therefore, any preserved biosignatures could have also undergone extensive modification during metamorphism potentially making some of them unidentifiable. This project aimed to examine the effect of metamorphism on the modification of biosignatures preserved in silica deposits. 

Silica sinters were synthetically created in the laboratory via evaporation in the presence and absence of microbes. These samples were then exposed to simultaneous high temperature and high pressure conditions using the end-loaded piston-cylinder at the (Exo) Planetary Interior Simulation Laboratory (PISL), VU University, Amsterdam. Samples were individually subjected to pressures and temperatures of 650 °C and 12 kbar, respectively, for 20 hours. Raman spectroscopy and GC-MS will be used to assess changes in mineralogy and to quantify changes to organic molecules. Initial results obtained after returning to my home institution show that the high pressure and high temperature conditions experienced in these experiments led to changes in the crystalline structure of the samples. This resulted in samples transforming from silica glass to quartz. 


22-EPN3-124: Unfolding Geochemical Evolution of the Subcontinental Lithospheric Mantle

22-EPN3-124: Unfolding Geochemical Evolution of the Subcontinental Lithospheric Mantle Recorded by Diamond-Forming Carbon and Water Rich (C-O-H) Mantle Fluids Throughout Time

Virtual visit by Yael Kempe and Ofir Tirosh (The Hebrew University of Jerusalem, Israel) to TA2.1 VU Geology and Geochemistry radiogenic and non-traditional stable Isotope Facility (GGIF).
Dates of visit: 9 November 2023 – 25 January 2024.

Report Summary: Fibrous diamonds from the Voorspoed, Venetia and Koffiefontein mines record deep mantle events involving C-O-H fluid types, alongside gem diamonds containing mineral inclusions that were related to modification episodes of the Kaapvaal lithospheric region. Although a connection has been made, the longstanding debate between diamond formation in the mantle and the relationship between gem diamonds and fibrous diamonds is yet to be resolved.

While we have extensive radiometric dating of mineral inclusions trapped in gem diamonds, alongside knowledge about the major and trace elements of C-O-H fluid microinclusions in diamonds, their radiogenic isotopic data is insufficient (e.g. Sr, Nd, and Pb isotopes). High-precision Sr-Nd-Pb isotope TIMS analyses of C-O-H mantle fluids in diamonds from these three prime locations in the Kaapvaal craton were preformed using a novel laser ablation diamond-in-water technique, combined with ultra-low blank column chromatography and 1013 Ohm resistors.

The team successfully processed and analysed 12 samples from Voorspoed, 5 from Venetia and 5 from Koffiefontein mines, as well as standards and blanks. The collected data show intriguing Sr-Nd-Pb relationships that vary between diamonds carrying different C-O-H fluids. The team has further data processing and calculations to complete, as well as correlate the isotopic ratios with trace element compositions to fully understand the results and their geological significance. The outcome of this Europlanet project is expected to provide new insights into the complex tectonic history of this lithospheric province, the fluids themselves and the connection between different diamond types and their formation mechanism.


22-EPN3-063: The Origin of Early Archean Barite

22-EPN3-063: The Origin of Early Archean Barite – Insights from the Geochemical and Isotopic Composition of Associated Chert Deposits

Visit by Desiree Roerdink (University of Bergen, Norway) to TA2.1 VU Geology and Geochemistry radiogenic and non-traditional stable Isotope Facility (GGIF).
Dates of visit: 6-10 November 2023

Report Summary: The formation of bedded barite (BaSO4) deposits in the low-sulfate environments of the early Earth has been a long-standing paradox despite decades of field and geochemical studies. In this project, the team investigated the Si isotope geochemistry of chert (SiO2) dykes and beds found in association with barite to evaluate roles of hydrothermal fluids and seawater during barite formation. A total of 14 chert samples from three localities in the ~3.3 Ga Mapepe and Mendon Formations of the Barberton Greenstone Belt, South Africa were microdrilled and dissolved using sodium hydroxide digestion. Pure silicon fractions were obtained using cation exchange chromatography columns, and analysed for 29Si/28Si and 30Si/28Si isotope ratios by multi-collector inductively-coupled plasma mass spectrometry (MC-ICP-MS) in wet plasma mode using standard-sample bracketing for mass bias correction. Measured silicon isotope ratios (δ30Si) range from 0.27 to 1.29‰. Chert dykes (n = 6) and bedded cherts (n = 3) have similar silicon isotopic compositions, with an average δ30Si value of 0.88‰ for the dykes and 0.80‰ for the bedded cherts. Black chert from the Mendon formation is isotopically distinct (δ30Si = 0.45‰) from the Mapepe Formation cherts. These results tentatively suggest that the chert dykes and bedded cherts associated with barite formed from isotopically-heavy seawater (δ30Si > 0‰), and that the role of high-temperature hydrothermal fluids (δ30Si < 0‰) was limited. 


20-EPN2-117: Exploring Mars’s Rootless Cones Based on the Geomorphometry of Icelandic Analogues

20-EPN2-117: To the Root of a Problem – Exploring Mars’s Rootless Cones Based on the Geomorphometry of Icelandic Analogues

Sebastiaan de Vet (TU Delft, Netherlands) and Lonneke Roelofs (Utrecht University, Netherlands) to TA1.1 – Iceland Field Sites, MATIS
Dates of visit: 04-12 July 2022

Rootless cones are created by steam explosions when lava flows interact with local water sources. Consequently, these landscape features offer a unique palaeo-environmental insight into the conditions at the time of the eruption. Rootless cones have also been identified on planet Mars. The aim of this project was to identify geomorphological and morphometric characteristics of Icelandic rootless cones and use these insights to infer the formation conditions and palaeo-environmental significance of rootless cones on the planet Mars. While features on Mars can only be studied remotely through satellite data, this project leverages the accessibility of lcelandic analogues to study their morphologies and properties in fine details. The rootless cone groups in the Younger Laxa Lava are uniquely and specifically suited for this purpose; they offer a morphological variety along various gradients of lava-water interactions.

During the field project the team intended to map representative rootless cones in the Younger Laxa Lava in high-resolution during a drone-assisted photogrammetric survey and analyse high-resolution Digital Terrain Models to quantitatively compare rootless cones on lceland and Mars. However, logistical issues arising in the aviation industry during Summer 2022 resulted in a temporary loss of fieldwork gear. The project was thus refocussed to carry out a field campaign to collect representative pilot-dataset to meet parts of the initial goals and prepare for a future follow-up campaign.

Banner image: A rootless cone at Myvatn Lake, Iceland. Credit: Hansueli Krapf/CC BY-SA 3.0


22-EPN3-005: Spatial Relationship Between Biosignatures and Their Geologic Context by Large-scale Geoscientific Mapping at Rio Tinto, Spain

22-EPN3-005: Spatial Relationship Between Biosignatures and Their Geologic Context by Large-scale Geoscientific Mapping at Rio Tinto, Spain

Visit by Alessandro Frigeri (INAF, Italy) and Giacomo Panza (intern at INAF, University of Bologna, Italy) to TA1.2 Rio Tinto (Spain).
Dates of visit: 07-11 November 2023

Report Summary: Since the early 2000’s, Rio Tinto has been a critical witness plate for the investigation of extremophiles and it is recognized to be a mineralogical and geochemical analog of Mars (Amils et al., 2014). The Mars Analog Rio Tinto Experiment (MARTE), in particular, demonstrated that the Rio Tinto biosphere extends at least 900 meters below the land surface with a high potential of anaerobic microorganisms to be present (Stoker et al., 2008). Host rocks, however, are exposed at the surface in sediments and rocks of the Rio Tinto watershed, providing potential for key investigations.

The Rio Tinto 2023 field campaign was held between November 7th and November 18th 2023 at Rio Tinto Terrestrial Analogue. The campaign team was made by Alessandro Frigeri (INAF, Italy), James Skinner (USGS, US), Giacomo Panza (undergrad student at University of Bologna, intern at INAF) and Felipe Gomez as the TA Field expert (Centro de Astrobiologia, Madrid).

The campaign focused on geologic surveying and mapping the spatial relationship of the rocks where extremophile life develops today and has evolved through the geologic times. When bacteria proliferate within a solid media in a natural environment, microbial life alters the hosting environment chemically and physically. When the hosting media are soils and rocks, geological aspects like color, grain size, texture, and composition will be altered by the presence of life. Before the campaign, the team prepared a context cartographic base from remote sensing data from which they defined three sites of interest with different geological characteristics where to observe and map biosignatures.

In the field, the team applied traditional geological field large-scale mapping techniques coupled with photogrammetric drone surveys and drafted specific geoscientific mapping themes describing the geospatial setting of biosignatures at Rio Tinto Planetary Field Analogue in Spain.


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22-EPN3-77: Preservation of Organic Matter in Glacial Lakes: Implications for Martian and Icy Moon Biosignatures

22-EPN3-77: Preservation of Organic Matter in Glacial Lakes: Implications for Martian and Icy Moon Biosignatures

Visit by Charlotte Spencer-Jones (University of Durham, UK) and Sevasti Filippidou (Imperial College London, UK) to TA1.4 AU Greenland Kangerlussuaq Field Site (Greenland).
Dates of visit: 25 July – 02 August 2023

Report Summary: In the search for extra-terrestrial life, environments that have previously contained water are a key target. Glacial environments, such as those found in Greenland, are highly dynamic ephemeral systems with a range of habitat types that support many different species, from bacteria and archaea to large mammals and higher plants. Organic carbon (OC) compounds, the fundamental building blocks of life, can be used to trace different species and/or biogeochemistry. The aim of the fieldwork campaign was to characterise OC in the lake water column to establish OC synthesis patterns in glacial lakes. In this study we collected water, sediment, and soils from 13 sites from a range of lake types near Kangerlussuaq, Greenland.The second phase of this study will be to characterise organic compounds within the samples. The outcome of this work will be to establish the key parameters that control organic compound preservation with the potential to impact the interpretation of putative extra-terrestrial biosignatures.

Read the full scientific report with kind permission by Charlotte Spencer-Jones and Sevasti Filippidou.


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