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Autor: Ralph-Mirko Richter / 11. September 2013, 14:15 Uhr

Die Geologie des Protoplaneten Vesta

Derzeit sind die Planetenforscher immer noch damit beschäftigt, die Daten auszuwerten, welche vor über einem Jahr durch die Raumsonde DAWN von dem Asteroiden Vesta gesammelt wurden. Am heutigen Tag im Rahmen des gegenwärtig in London stattfindenden European Planetary Science Congress präsentierte Ergebnisse bestätigen allerdings, dass dieser Asteroid eher den erdähnlichen Planeten innerhalb unseres Sonnensystems als den Asteroiden ähnelt.

Quelle: EPSC 2013
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NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

Bild vergrößernEin Höhenprofil des Südpols von Vesta. Die roten und blauen Umrandungen markieren die Lage der beiden dort befindlichen Impaktbecken Rheasilvia und Veneneia.
(Bild: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA)
Die am 27. September 2007 gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein. In den folgenden Monaten wurde dieser drittgrößte Körper im Bereich des Haupt-Asteroidengürtel unseres Sonnensystems bis zum September 2012 mit drei wissenschaftlichen Instrumenten, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht.

Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und einer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Zwergplanet, noch - streng wissenschaftlich betrachtet - ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Planetologen mittlerweile als "Protoplanet" eingestuft, eine Art "Vorplanet", welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem "vollwertigen" Planeten stecken geblieben ist. Vesta ist somit eine regelrechte Zeitkapsel aus einer sehr frühen Entwicklungsphase unseres Sonnensystems, durch deren Untersuchung sich weitere wertvolle Erkenntnisse über die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres Sonnensystems ableiten lassen können.

Obwohl die Auswertung der in den Jahren 2011 und 2012 gesammelten Daten - neben über 28.000 Aufnahmen, welche die Framing Camera von der Asteroidenoberfläche anfertigte, wurden auch durch die beiden anderen Instrumente der Raumsonde, dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND, eine Vielzahl von Spektraldaten gewonnen - die Gemeinde der Planetenforscher noch viele Jahre lang beschäftigen wird, lassen sich bereits jetzt allgemeine Aussagen über die Geologie von Vesta tätigen.

Auf der Oberfläche des Asteroiden befinden sich eine Vielzahl von in ihrem Alter, ihrem Durchmesser und ihrer Form variierende Impaktkrater, welche unterschiedlichste Stadien der Verwitterung aufweisen. Diese Krater sind teilweise von deutlich ausgeprägten Ejektadecken umgeben, deren Material bei den zugrundeliegenden Impakten zunächst in die Höhe geschleudert wurde und anschließend wieder auf der Oberfläche niederging. Jünger Krater weisen dabei erwartungsgemäß besser erhaltene Ejektadecken auf als ältere Krater. Durch die Vielzahl der Impakte wurde die Oberfläche von Vesta geradezu umgepflügt und in mehreren Schichten mit Auswurfmaterial überzogen. Im Inneren von einigen der Krater lassen sich sogenannte Hangrinnen beobachten. Einige dieser Rinnen deuten darauf hin, dass sich auf der Oberfläche von Vesta in der Vergangenheit kurzfristig flüssiges Wasser befunden haben muss.

Zudem sind diverse Sedimentbecken und partielle Ablagerungen von dunklem Material erkennbar. Die bisherige Analyse der Daten liefert zudem eindeutige Beweise für Materialbewegungen auf der Oberfläche und für in der Vergangenheit abgelaufene Prozesse, welche zu einer Veränderung der ursprünglichen Oberfläche führten. Diese sehr komplexen Strukturen, die Diversität der verschiedenen Formationen und das relativ junge Alter der Oberfläche war für die Wissenschaftler eine der größten Überraschungen im bisherigen Missionsverlauf.

NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

Bild vergrößernIn dieser zylindrischen Projektion zeigen sich die Höhenunterschiede auf der Oberfläche von Vesta. Rot steht für hohe, blau für tief gelegene Regionen. Die Höhenunterschiede zwischen den höchsten und tiefsten Oberflächenbereichen betragen etwa 41 Kilometer. Zudem ist auf dieser Karte erkennbar, dass sich auf der nördlichen Hemisphäre des Protoplaneten deutlich mehr Krater befinden als auf der Südhälfte.
(Bild: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA)
Eine spezielle Besonderheit der Oberfläche von Vesta besteht darin, dass die nördliche Hemisphäre des Asteroiden mit erheblich mehr Kratern bedeckt ist als dessen Südhälfte. Besonders auffällig ist dabei ein deutlich erkennbarer Mangel an kleineren Impaktstrukturen auf der südlichen Hemisphäre, welche über ein deutlich geringeres geologisches Alter als die restliche Oberfläche verfügt. Hierfür verantwortlich sind zwei sich überlagernde Impaktbassins - das vor etwa einer Milliarde Jahren entstandene, etwa 460 Kilometer durchmessende Becken Rheasilvia und das ältere, etwa 2,1 Milliarden Jahre alte Veneneia-Bassin. Bei beiden Impakten wurde die ursprünglich zutage liegende Oberfläche der Südhemisphäre weiträumig von aufgewirbelten Impaktmaterial bedeckt.

Die bisherigen Erkenntnisse der DAWN-Mission lassen sich in folgenden Punkten zusammenfassen:
  • Vestas Oberfläche wurde durch diverse Prozesse, speziell Impaktereignisse und die daraus hervorgehenden Massebewegungen, geprägt.
  • DAWN konnte die Existenz eines bereits zuvor vermuteten Impaktbassins am Südpol von Vesta bestätigen und zudem ein zweites, älteres Bassin nachweisen, welches allerdings von der jüngeren Impaktstruktur größtenteils überlagert wird.
  • Im Bereich der Äquatorregion auftretende Rillensysteme stehen in einem direkten Zusammenhang mit diesen beiden Bassins und haben sich aufgrund der Schockwellen gebildet, welche das Innere von Vesta infolge der jeweiligen Impakte durchliefen.
  • Vesta Impaktkrater bildeten sich über längere Zeiträume hinweg und unterliegen, vergleichbar mit den Kratern auf dem Erdmond, unterschiedlichen Stufen der Verwitterung. Sie spiegeln die intensive Geschichte der Kraterbildung innerhalb unseres Sonnensystems und helfen den Wissenschaftlern, die einstmaligen Bedingungen in dessen Frühgeschichte noch besser zu verstehen.
  • Die Krater weisen Charakteristiken auf, welche sich sowohl auf verschiedenen kleineren Asteroiden als auch auf größeren Objekten des Sonnensystems wie zum Beispiel dem Mond oder dem Mars finden lassen. Auch dies lässt Vesta als einen Himmelskörper erscheinen, welcher eine Übergangsform zwischen den kleinen Objekten im Sonnensystem und den Planeten darstellt.
  • Die Oberfläche von Vesta ist durchgehend von einer 100 Meter bis zu mehreren Kilometer dicken Schicht aus Regolith bedeckt, welche unter anderem durch die Vielzahl der in der Vergangenheit erfolgten Impakte erzeugt wurde.
  • Die Höhenunterschiede auf der Oberfläche von Vesta betragen etwa 41 Kilometer, was relativ zum Radius des mittleren Durchmessers einem Wert von 15 Prozent entspricht. Das ist zwar deutlich mehr als bei den terrestrischen Planeten unseres Sonnensystems wie Erde (0,3 Prozent), Mars oder Mond (jeweils ein Prozent), aber zugleich auch deutlich weniger als bei einigen der zuvor durch andere Raumsonden untersuchten Asteroiden (zum Beispiel 40 Prozent bei Lutetia). Auch dies ist ein Indiz dafür, dass es sich bei Vesta um einen Protoplaneten handelt.
  • Die Topografie der Oberfläche weist stellenweise große Hangneigungen im Bereich der Krater auf. Verschiedene Impaktereignisse lösten dabei im Bereich dieser Krater Hangrutschungen aus, welche die Oberfläche noch weiter veränderten. Die Form einiger der dabei entstandenen Hangrinnen deutet darauf hin, dass im Rahmen dieser Prozesse zuvor im Untergrund gebundenes Wasser freigesetzt wurde.
  • Diese Schlussfolgerung deckt sich mit der Entdeckung von "dunklen Materialablagerungen" auf der Oberfläche von Vesta, welche teilweise mit der die Oberfläche bedeckenden Regolithschicht vermischt sind. Diese Ablagerungen wurden durch die Deposition von kohlenstoffhaltigen Materialien erzeugt. Hierfür verantwortlich war wahrscheinlich der Impakt, welcher zur Entstehung des Veneneia-Bassins führte.
  • Im Gegensatz zu früher erstellten Modellen und den allgemeinen Erwartungen konnte im Rahmen der bisherigen Datenauswertung bis zum jetzigen Zeitpunkt kein in der Vergangenheit auf Vesta erfolgter Vulkanismus nachgewiesen werden. Eventuell erfolgte eine vulkanische Aktivität - sofern überhaupt vorhanden - nur in lokal begrenzten Bereichen und über einen kurzen Zeitraum hinweg. Sollte dies zutreffen, so könnten die Auswirkungen dieser Aktivitäten durch später erfolgte Impakte regelrecht "verwischt" worden sein.
  • Generell kann gesagt werden, dass die Oberfläche von Vesta eher denen der terrestrischen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars sowie dem irdischen Mond gleicht als den Oberflächen der bisher näher untersuchten Asteroiden.
NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

Bild vergrößernDie Topographie der Südpolregion von Vesta wird von dem etwa 460 Kilometer durchmessenden Rheasilvia-Impaktbeckens sowie einem in dessen Zentrum gelegenen, über 20 Kilometer hohen Bergmassiv dominiert.
(Bild: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA)
Diverse sich auf die Untersuchung von Vesta beziehende Studien werden derzeit auf dem European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Jahr 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Im Jahr 2015 wird DAWN ihr zweites Reiseziel, den Zwergplaneten Ceres, erreichen und auch dieses größte und zugleich massereichste Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel aus einem Orbit heraus über mehrere Monate hinweg analysieren.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Betrieb der Mission verantwortlich. Das Kamerasystem an Bord der Raumsonde wurde unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau in Zusammenarbeit mit dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze in Braunschweig entwickelt und gebaut. Das Kameraprojekt wird finanziell von der Max-Planck-Gesellschaft, dem DLR und der NASA (JPL) unterstützt.

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