Quelle: DLR.

Ahuna Mons ist der höchste Berg auf dem tausend Kilometer großen, fast kugelförmigen Zwergplaneten, und eine der merkwürdigsten Strukturen im gesamten Sonnensystem. In einer Studie, an der auch Wissenschaftler des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) beteiligt sind, wurde nun auf der Grundlage von Schwerefeldmessungen und Untersuchungen der geometrischen Form von Ceres das Rätsel gelöst, wie Ahuna Mons, so der Name des Berges, entstanden sein dürfte: Aus dem Inneren des Zwergplaneten stieg eine Blase mit einem Gemisch aus Salzwasser und Schlamm und Gestein auf. Die Blase drückte die eisreiche Kruste nach oben, und an einer strukturellen Schwachstelle wurde die schlammige Lauge aus Salzen und hydrierten Silikaten auf die Oberfläche gedrückt, erstarrte in der atmosphärelosen Kälte des Alls und wurde zu einem Berg aufgetürmt. Ahuna Mons ist ein gewaltiger Schlammvulkan.

„Das Innere von Ceres ist in dieser Region nicht starr und fest, sondern beweglich und zumindest zum Teil flüssig“, erklärt Wladimir Neumann vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und der Westfälischen Wilhelms-Universität in Münster. Der Geophysiker wirkte an der Studie mit, die jetzt in der Fachzeitschrift Nature Geoscience veröffentlicht wurde. „Diese ‚Blase‘, die sich im Mantel von Ceres unter dem Ahuna Mons gebildet hat, ist eine Mischung aus salzhaltigem Wasser und Gesteinsbestandteilen“. Die Wissenschaftler sprechen in Anlehnung an eine Magmakammer bei Vulkanen auf den erdähnlichen Planeten hier von einer „Kryokammer“, vom griechischen Wort Kryos für Eis. Ceres ist ein Zwergplanet am äußeren Rand des Asteroidengürtels. Der größte Körper der von Kleinplaneten bevölkerten Zone zwischen den Planeten Mars und Jupiter besteht hauptsächlich aus silikatischen Gesteinen, aber auch zu einem beträchtlichen Anteil aus Eis und vermutlich auch Wasserschichten. Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass bis zu einem Viertel der Masse von Ceres Eis oder Wasser ist, das wäre sogar mehr als die Süßwasser- und Eisvorräte der Erde.

Zwergplanet Ceres besteht aus bis zu einem Viertel aus Eis und Wasser
Nach dem Asteroiden Vesta umkreiste die Raumsonde Dawn den Zwergplaneten Ceres als zweites Ziel ihrer 2007 begonnen Mission zwischen dem 6. März 2015 bis Ende Oktober 2018. Dabei fotografierten und kartierten zwei baugleiche, gemeinsam vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung und dem DLR-Institut für Planetenforschung entwickelten ‚Framing Cameras‘ Ceres aus unterschiedlichen Höhen. Zahlreiche Gebiete wurden dabei stereoskopisch erfasst, so dass DLR-Wissenschaftler der Fachrichtung Planetengeodäsie daraus digitale Geländemodelle berechnen konnten, mit denen die Topographie der Ceres-Oberfläche dargestellt werden konnte.

Das Innere von Ceres ist nicht homogen, sondern, wie es in der Terminologie der Geologen heißt, zum Teil ‚differenziert‘, was bedeutet, dass sich nach der Entstehung des Himmelskörpers die Bestandteile – zumindest teilweise – entmischt und getrennt haben: Komponenten mit einem höheren Anteil an schweren Elementen wie Magnesium oder Eisen sanken ins Zentrum des Körpers, leichtere Bestandteile wie Gesteine mit einem hohem Anteil an Aluminiumsilikaten oder Wasser stiegen auf. Durch Wärme, die auch heute noch, viereinhalb Milliarden Jahre nach der Entstehung von Ceres, durch den Zerfall radioaktiver Elemente entsteht, bilden sich Blasen und Dome. Das Vorhandensein von Flüssigkeiten hat die innere Entwicklung auf andere Art und Weise geprägt als bei den klassischen Gesteinsplaneten. Aufgrund ihres im Vergleich zur Umgebung geringeren spezifischen Gewichts steigen diese Blasen auf und drücken von unten gegen die Kruste. Die kilometerhohen Dome deformieren die Kruste, und wenn sie durchbrochen wird, dringt flüssiges Material an die Oberfläche.

Ein „Eis-Berg“ so groß wie der Mont Blanc
Als die Dawn-Mission an Ceres ankam fielen außergewöhnliche, fast schneeweiße Flächen auf dem Planeten auf, von denen man heute weiß, dass es sich um hydriertes Natriumkarbonat oder ammoniumhaltige Tone handelt, helle Salze, die durch „Kryovulkanismus“, also der Eruption von wässrigen Lösungen, die bei Oberflächentemperaturen von etwa minus 100 Grad Celsius sofort gefrieren, entstanden sind. Auch der Ahuna Mons, benannt nach dem Erntedankfest der Sumi-Naga-Ethnie in Indien, ist in geologisch jüngerer Vergangenheit auf diese Art entstanden. Mit einer Grundfläche von 20 Kilometern Durchmesser und Höhen von 4.000 bis 5.000 Metern über der Umgebung hat er Ausmaße wie in etwa der Mont Blanc, der höchste Berg der Alpen.

„Um die Entstehung des Ahuna Mons erklären zu können, mussten wir ein neues und auf Ceres zugeschnittenes geophysikalisches Modell anwenden, um an die hinter den Daten der Raumsonde ‚versteckten‘ Informationen zu gelangen“, erläutert Antonio Genova von der Universität La Sapienza in Rom. Ottaviano Ruesch von der Europäischen Weltraumorganisation ESA und Erstautor der Studie ergänzt: „Wir waren begeistert, dass wir herausfinden konnten, welcher Prozess im Mantel von Ceres genau unter dem Ahuna Mons dafür verantwortlich ist, dass Material an die Oberfläche befördert wird. Der Ahuna Mons war natürlich schon aufgrund seiner Form als Vulkan ‚verdächtig‘.“

Anomalien des Schwerefelds verrieten die Schlammblase im Inneren
Die Wissenschaftler lasen aus den Daten heraus, dass das Schwerefeld von Ceres bei Ahuna Mons eine Anomalie aufweist und dort die Anziehungskraft, der auch die Raumsonde Dawn im Orbit um Ceres unterworfen ist, ein wenig größer ist. Dadurch erhöht sich über dieser Stelle die Geschwindigkeit des Raumschiffs ein wenig und gleichzeitig senkt sich die Umlaufbahn der Raumsonde geringfügig ab. Das lässt sich anhand des Dopplereffekts beim Funkverkehr mit der Raumsonde messen: Deren Wellenlängen werden je nach geometrischer Konstellation der Funkverbindung gestaucht oder gedehnt. „Diese Anomalie haben wir uns genauer angesehen und sind nach weiteren Modellierungen darauf gestoßen, dass es sich um eine Aufwölbung des Mantels von Ceres handeln musste“, so Ottaviano Ruesch weiter. „Da lag der Rückschluss auf der Hand, dass das Gemisch aus Flüssigkeiten und Gestein auf die Oberfläche austrat und den Ahuna Mons auftürmte.“

Kryovulkanismus ist im äußeren Sonnensystem weit verbreitet. Spuren dieses Eisvulkanismus‘ wurden auf Monden des Jupiter und Saturn entdeckt, auch auf Pluto scheinen manche Strukturen auf diese Art entstanden zu sein. Ceres ist der erste Körper im Asteroidengürtel, auf dem diese Form der Extrusion beobachtet wurde. Anders als auf den Jupitermonden Europa und Ganymed oder dem Saturnmond Enceladus, auf denen Wasser auf die Oberfläche gedrückt wird, ist das ‚Magma‘ in der aufsteigenden Blase auf Ceres aus einem Gemisch aus salzhaltigem Wasser und Schlamm oder Gesteinspartikeln zusammengesetzt. Beobachtungen zur mineralogischen Zusammensetzung von Ahuna Mons mit einem Spektrometer an Bord von Dawn scheinen diesen Befund zu bestätigen. Das Ergebnis der Untersuchung zeigt, dass große Asteroiden oder Zwergplaneten, die aus silikatischem Gestein und Eis aufgebaut sind, in ihrem Inneren Blasen aus Salzwasser und Gesteinsbestandteilen bilden können, die zur Oberfläche aufsteigen und dort austreten können. Dieser Prozess, vermuten die Wissenschaftler, könnte über lange Zeiträume, möglicherweise Milliarden von Jahren in diesen Körpern stattfinden und Kryovulkane auf der Oberfläche entstehen lassen.

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

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• Zwergplanet Ceres

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Ein Beitrag von Andreas Morlok. Quelle: Andreas Morlok.

Die auf dem Gebiet der Planetologie wohl wichtigste Tagung ist die alljährliche Lunar and Planetary Science Conference (LPSC). Diese findet seit 1970 in Houston statt. Ort, Name und Datum weisen auf den Ursprung der Tagung hin. Diese sollte eigentlich nur für die Präsentation der ersten Ergebnisse aus den Untersuchungen der Apollo-Proben stattfinden. Aber über die Jahre ist die Tagung stetig gewachsen, schon lange ist sie (leider) zu groß für den ersten Veranstaltungsort, bis 2001 im Johnson Space Center bei Houston (inzwischen im malerischen Woodlands weit im Norden der Stadt).

So eine große Tagung ist natürlich auch ganz praktisch für weitere, kleinere Treffen im Dunstkreis. So findet traditionell am Wochenende vor der LPSC das Micro Symposium statt. Dieses wird gemeinsam von der Brown University in Providence und dem Vernadsky Institut in Moskau veranstaltet. Die Wurzeln des Treffens reichen bis in die Zeit des kalten Krieges, als der wissenschaftliche Austausch zwischen den politischen Blöcken nicht ganz so einfach war. So organisierten Jim Head (dieses Mal mit einem leidenschaftlichen Plädoyer für die russische Raumfahrt) und Hal Masursky (USGS) 1985 das erste Symposium, um Venusforscher von beiden Seiten in einer informellen Umgebung zusammenzubringen.

Die Vorträge sind etwas länger (30 Minuten), und werden intensiver (aber in freundlicher Atmosphäre) diskutiert. Und da können sich sogar Leute daran beteiligen, die mal auf einer ausgedehnteren Exkursion vor Ort gewesen sind (dieses Mal wieder Harrison Schmitt, auf dem Mond mit Apollo 17 Anno 1972).

Aber zurück zur LPSC. Thematisch umfasst die Tagung inzwischen auch weit mehr als den Mond. Thema sind die inneren, terrestrischen Körper des Sonnensystems, Eismonde, Asteroide und Kometen. Eigentlich alles außer den großen Gasplaneten. Will man aktiv teilnehmen, so findet das in Form eines Vortrages (10 Minuten + 5 Minuten Fragen) oder eines Posters statt. Da steht man in einer langen Reihe von Stellwänden in einer großen Halle vor einem etwa DIN A0 großen Poster über die eigene Forschung. Im Gegensatz zum Vortrag kann man da natürlich lange mit Leuten diskutieren, vorausgesetzt jemand interessiert sich für das mühsam erstellte Poster. Bei Vorträgen kriegt zumindest das anwesende Publikum die Präsentation mit.

Früher hatte die LPSC den Ruf einer ‚härteren‘ Tagung, wo nach Vorträgen noch intensiv nachgefragt wurde. Aber eigentlich hat sich das gelegt, der Umgang ist recht zivilisiert. Die Vorträge fanden dieses Jahr in bis zu 5 Sitzungen parallel statt, es war also schwierig, alles mit zu verfolgen.

Und Tagungen sind natürlich prima Gelegenheiten, mit der Kollegenschaft in Kontakt zu bleiben. Das geht dann in der Regel beim Icebreaker Sonntagabend los. Früher wurde da noch ziemlich feudal Essen und Flüssigkeit mit variablem Alkoholgehalt aufgetischt. Leider haben die vielen Kürzungen auch nicht bei der NASA halt gemacht, und da geht es bei dieser Veranstaltung jetzt deutlich bescheidener zu. Und der Austausch mit den Kollegen ist natürlich auch ein gewichtiger Punkt bei einer solchen Tagung – man bekommt nicht nur mit, was in wissenschaftlicher Hinsicht läuft, sondern auch was sonst so im Feld abgeht. Dazu gehören auch diverse Veranstaltungen im Umfeld, wie das NASA Headquarters Briefing. Da stellen sich die für Geld und Forschung zuständigen den Kollegen. Gerade in jüngerer Zeit wegen der Kürzungen gerne eine lautstarke Veranstaltung.

In den 15 Jahren in denen ich fast jährlich an der LPSC teilnehme, hat sich die Tagung ordentlich verändert – alleine schon von der Größe her. Aber auch inhaltlich: früher hielten sich in etwa die analytische Planetologie (also Laboruntersuchungen von extraterrestrischem Material, was ich so treibe) und planetare Geologie, eher Oberflächenstudien basierend auf Fernerkundungsdaten, in etwa die Waage. Dank der vielen Raumsonden-Missionen in der Zwischenzeit hat sich das Gewicht deutlichst zugunsten letzteren Feldes verschoben (auch wenn insgesamt die Beiträge für alle Gebiete gewachsen sind).

Dieses Mal war die LPSC wegen Ostern etwas verkürzt. Wohl ein Grund, weshalb die Tagung (zumindest gefühlt) deutlich ruhiger war als normalerweise. Aber immer noch ordentlich groß, es sollten wohl knapp zweitausend Teilnehmer gewesen sein.

Dieses Mal gab es zwei eindeutig dominierende Themen, die sich auch gut ergänzten – Ceres und natürlich Pluto. In beiden Fällen wurde die erste Runde an Daten inzwischen ordentlich verarbeitet, so dass sich allmählich ein Gesamtbild ergibt. Ceres ist die Endstation der Dawn-Sonde, nach dem außerordentlich erfolgreichen Besuch von Vesta. Also die erste echte interplanetare Raumsonde, die in eine Umlaufbahn um mehrere planetare Körper ging.

Was die Zusammensetzung des Kleinplaneten angeht, so scheint man sich auf einen Matsch aus ammoniakhaltigen Tonmineralen, Eisenoxiden, Karbonaten plus kohlenstoffhaltigem Zeug geeinigt zu haben. Ein zentraler Punkt bei der Mission war die Verbindung von Vesta und Ceres mit Meteoriten. Bei Vesta ist der schon zuvor vermutete Link zu den häufigen HED-Meteoriten (Howardite, Eukrite, Diogenite) dank Dawn wohl gesichert. Bei Ceres war es schon schwammiger, es gab zuvor viel Spekulation in Richtung kohlige Chondrite.
Der Vergleich von Infrarotspektren ergab jetzt zwar keine direkte Verbindung zu einer speziellen Meteoritengruppe. Das ist aber aufgrund der sich abzeichnenden Entstehungsgeschichte von Ceres gar nicht zu erwarten. Wie es aussieht, waren kohlige Chondrite wohl in etwa das Ausgangsmaterial. Dieses wurde in der Frühzeit durch Hitze aus kurzlebigen Isotopensystemen aufgeheizt, und regelrecht durchgeköchelt. Es wird davon ausgegangen, dass Ceres etwas spät gebildet wurde, weshalb er nur vergleichsweise wenig radioaktives Material abbekommen hat.

So sammelte sich das meiste flüchtige und flüssige Material in den oberen Schichten an, wo auch Silikate ordentlich in die Tonminerale umgewandelt (alteriert) wurden. Die inneren Schichten sind dann wohl deutlich Gesteinsreicher. Die Hypothese ist, dass es sich beim Material an der Oberfläche um noch höher alteriertes Material handelt, als in den Meteoritensammlungen Verfügbar – wo die CI-Chondrite vom Typ 1 bisher das Ende der Fahnenstange darstellen. Vielleicht das erste Vorkommen vom Typ 0?

Außerdem ist das Vorkommen von Wassereis auf Ceres jetzt wohl gesichert. Ceres ist wohl ein Zwischenglied zwischen Gesteinskörpern des inneren Sonnensystems und den Eiskugeln weiter außen. Eine interessante Idee ist, dass Ceres vielleicht selber etwas weiter außen gebildet wurde, um die Stabilität von Ammoniak zu erklären.

Die Reaction Wheels, notwendig um die Sonde für die hohe räumliche Auflösung zu stabilisieren, werden voraussichtlich bis 2017 durchhalten, also ist noch einiges an weiteren Daten zu erwarten. Was auch auffiel war das einige der Vortragenden bei den Fragen etwas ausweichend waren, einige Ergebnisse sind wohl unter Embargo bis zur Veröffentlichung. Bester Kommentar von Thomas McCord vom Bear Fight institute (zum weißen Fleck im Occator-Krater): „The dome looks like Mount St. Helens before it blew up“. Und in der Tat gibt es Hinweise, dass Ceres durchaus noch geologisch aktiv sein könnte.

Und dann Pluto. Von einer traurigen Anordnung an Pixeln zu einem kartographierten Körper innerhalb von knapp einem Jahr, dank der spektakulären New Horizons-Mission. Dass Team Pluto verdienterweise in außerordentlich ekstatischer Stimmung war, braucht wohl nicht extra betont zu werden. Entsprechend groß war auch der Andrang zu den Sessions, der Saal war in der Regel voll.

Die Ergebnisse wurden in der Presse wohl schon ausführlich behandelt – die Oberfläche wird durch Methan und Stickstoff dominiert, Wassereis spielt ein wenig die Rolle von Gestein.

Teile der Oberfläche sind jung, sehr jung – Teile der Sputnik Planum sind wohl jünger als 10 Millionen Jahre. Das erlaubt Spekulationen über heutige Aktivität auf Pluto.

Noch besser, selbst die sehr dünne Atmosphäre des nicht mehr ganz-Planeten scheint regelrechte Zirkulationsmuster zu zeigen. Ein weiteres spektakuläres Ergebnis, das passenderweise auch zeitgleich mit der Tagung veröffentlicht wurde, ist die Entdeckung eines mutmasslichen True Polar Wander (TPW) Ereignisses auf dem Mond. TPW bedeutet, dass der Mantel eines Körpers auf dem Eisenkern verrutscht, so dass die Pole (nicht aber die Rotationsachsen!) sich verschoben haben.

TPW ist ein echtes Hot Topic zur Zeit. Auch für Pluto wurde ein solches Ereignis auf der LPSC vorgeschlagen, sowie auch für Merkur, und gerade erst wurde ein Paper über ein ähnliches Ereignis auf dem Mars veröffentlicht.

Ein paar Veranstaltungen wurden gefilmt (findet sich hier). Einige Poster gibt es hier online, und auch Twitter war sehr aktiv, besonders ein Kollege aus Arizona hier.

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Der Beitrag LPSC 2016: Ein Rückblick erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL.

Die am 27. September 2007 gestartete Raumsonde DAWN schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein und untersuchte diesen drittgrößten Himmelskörper im Bereich des Haupt-Asteroidengürtels unseres Sonnensystems anschließend bis zum September 2012 ausführlich mit den drei mitgeführten wissenschaftlichen Instrumenten. Neben dem im visuellen und infraroten Spektralbereich arbeitenden VIR-Spektrometer und dem Gamma- und Neutronenspektrometer GRAND kam dabei auch ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, die aus zwei identischen Optiken bestehende Framing Camera, zum Einsatz.

Zwecks der eingehenden wissenschaftlichen Untersuchung von Vesta umrundete die Raumsonde ihr Ziel dabei in drei verschiedenen Höhen: Dem „Survey Orbit“ (rund 2.700 Kilometer Höhe), dem „High Altitude Mapping Orbit“ (kurz „HAMO“, 700 Kilometer Höhe) und schließlich dem „Low Altitude Mapping Orbit“ (kurz „LAMO“, 210 Kilometer Höhe). Jede dieser Orbithöhen war dabei für bestimmte wissenschaftliche Aktivitäten optimiert. Eines der Missionsziele bestand darin, die Oberfläche des Asteroiden umfassend und in hoher Auflösung abzubilden, wofür sich speziell der niedrigste dieser drei Orbits eignete.

In den folgenden Monaten waren die an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftler damit beschäftigt, die gewonnenen Daten und Aufnahmen auszuwerten. Unter anderem konnte im Rahmen dieser Arbeiten auch eine Oberflächenkarte von Vesta erstellt werden (Raumfahrer.net berichtete). Mittlerweile wurden die Daten der Framing Camera von den Mitarbeitern des MPS einer erneuten Auswertung unterzogen. In den Aufnahmen der Asteroidenoberfläche zeigen sich dabei nicht nur geologische Strukturen, welche für das bloße Auge unsichtbar sind, in bisher unerreichter Detailschärfe, sondern auch Landschaften von beeindruckender Schönheit.

Vesta in einem neuen Licht
Mit dem menschlichen Auge betrachtet erscheint der Asteroid (4) Vesta auf den ersten Blick als ein eher unspektakuläres Objekt. Es handelt sich hierbei um einen unregelmäßig geformter Körper mit einem Durchmesser von etwa 573 × 557 × 446 Kilometern, dessen gräuliche Oberfläche von einer Vielzahl größerer und kleinerer Impaktkrater überzogen ist. Die neu ausgewerteten Aufnahmen zeigen den Asteroiden Vesta, der in einer frühen Phase der Planetenentwicklung verblieb und der deshalb von den Wissenschaftlern auch als Protoplanet bezeichnet wird, allerdings in einem etwas anderen Licht.

Die Mitarbeiter des MPS konnten Impaktschmelzen, durch Oberflächenerschütterungen teilweise verschüttete Krater und von Asteroiden eingetragenes, fremdes Material mit einer Auflösung von nur 60 Metern auf der Oberfläche sichtbar machen. Dies wurde möglich, weil Abbildungsfehler, welche typischerweise bei der numerischen Auswertung der Bilddaten auftreten, weitestgehend unterdrückt und bei der Datenbearbeitung am Computer „herausgerechnet“ werden konnten.

„Der Schlüssel zu diesen Bildern sind die sieben Farbfilter des Kamerasystems an Bord der Raumsonde“, so Dr. Andreas Nathues vom MPS, der wissenschaftliche Leiter des Kamerateams. Da verschiedene Mineralien das Licht bei verschiedenen Wellenlängen unterschiedlich stark reflektieren lassen sich mit Hilfe dieser Filter Strukturen entdecken, die ohne sie für das menschliche Auge verborgen bleiben würden. Zudem ist es den Mitarbeitern gelungen, die Eichung der Framing Camera so weit zu verfeinern, dass selbst feinste Helligkeitsveränderungen erfolgreich wiedergegeben werden können.

In den neuen, farbkodierten Aufnahmen der Oberfläche treten beeindruckende Formationen zu Tage, welche die geologische Vielfalt des Protoplaneten offenbaren. Aus geologischer Sicht, so Dr. Andreas Nathues, sei Vesta abwechslungsreicher als jeder andere bisher untersuchte Kleinplanet. Vor allem verblüffen die farbkodierten Bilder, in denen die verschiedenen Farben für unterschiedliche Materialien auf der Oberfläche des Protoplaneten stehen, jedoch durch ihre Ästhetik.

„Kein Künstler könnte so etwas malen. Das schafft nur die Natur“, so Dr. Martin Hoffmann, wissenschaftlicher Mitarbeiter des Kamerateams. Die hier gezeigten Aufnahmen zeigen einige der eindrucksvollsten „Sehenswürdigkeiten“ von Vesta.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Jahr 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Ende März 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 erkunden. Gegenwärtig befindet sich DAWN in einer Entfernung von etwa 29 Millionen Kilometern zu Vesta und von rund 35 Millionen Kilometern zu Ceres. Die Entfernung zur Erde beträgt dagegen derzeit etwa 415 Millionen Kilometer.

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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• Asteroidengürtel
• Mission DAWN

Verwandte Internetseite:

• Missionsseite des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

Der Beitrag Vestas verborgene Sehenswürdigkeiten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013.

Die Raumsonde DAWN startete am 27. September 2007 und schwenkte am 16. Juli 2011 in eine Umlaufbahn um den Asteroiden (4) Vesta ein. Bis zum September 2012 wurde dieser drittgrößte Körper im Haupt-Asteroidengürtel des Sonnensystems 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.

Hangrinnen auf Vesta
Bei der Durchsicht der über 28.000 Aufnahmen, welche die Framing Camera von der Asteroidenoberfläche anfertigte, entdeckten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler an den Innenseiten mehrerer geologisch noch relativ junger Krater zwei verschiedene Arten sogenannter Hangrinnen (engl. Bezeichnung „gullies“).

Bei insgesamt 48 Kratern verlaufen diese Rinnen relativ geradlinig vom oberen Rand des Kraters zu dessen unteren Bereichen. Laut den an der Auswertung dieser Aufnahmen beteiligten Wissenschaftlern lassen sich diese auch als „L-Typ-Rinnen“ bezeichneten Hangrinnen relativ einfach durch den Fluss von trockenem Material wie etwa Sand, Staub oder Regolith erklären, welches durch Erschütterungen losgelöst wurde und sich anschließend wie eine Lawine an der Kraterwand in die Tiefe ergoss. Die Prozesse, welche zur Bildung dieser L-Typ-Rinnen führen, sind mittlerweile gut untersucht. Ähnliche Formationen sind zum Beispiel vom Erdmond oder anderen Asteroiden her bekannt und wurden im Vorfeld der Mission auch bei Vesta erwartet.

Deutlich rätselhafter präsentiert sich dagegen der zweite Hangrinnen-Typ („C-Typ“), welcher bei 11 Kratern beobachtet wurde, die sich wiederum in zwei Bereichen auf der Vesta-Oberfläche konzentrieren. Diese Rinnen, welche anfangs schmaler ausfallen als die geradlinig verlaufenden Hangrinnen, gehen in der Regel von V-förmigen Abbruchregionen aus und vereinen sich im weiteren Verlauf mit anderen Rinnen, wobei die Breite der jetzt vereinten Rinnen zunimmt. Dabei folgen sie einem eher geschlängelten Verlauf und enden teilweise in fächerförmigen Ablagerungen. Auf der Erde, so die Wissenschaftler, entstehen vergleichbare Strukuren durch den Einfluss von Wasser. Und auch auf dem Mars, wo Hangrinnen vom C-Typ erstmals im Jahr 2000 von dem Orbiter Mars Global Surveyor nachgewiesen wurden, wird deren Entstehung mit dem Einfluss von schmelzenden Wassereis in Zusammenhang gebracht. Bisher konnte kein Mechanismus gefunden werden, welcher die Entstehung von geschlängelten Hangrinnen durch einen ausschließlich „trockenen“ Prozess erklärt.

Ein verborgenes „Wasserreservoir“ im Untergrund
Wo jedoch könnte sich auf einem lediglich durchschnittlich 525 Kilometer durchmessenden Himmelskörper dieses Wasser verbergen? Die Wissenschaftler vermuten dessen Ursprung im Untergrund des Asteroiden. Durch frühere Einschläge von Asteroiden oder Kometen könnte sich Wassereis auf der Oberfläche von Vesta abgelagert haben, welches anschließend von Regolith bedeckt und so vor einem Verdampfen aufgrund der von der Sonne ausgehenden Strahlung geschützt wurde. Durch eine spätere partielle Erhitzung des Asteroiden, eventuell durch weitere Impakte verursacht, wurde dieses Eis dann aufgeschmolzen, trat in Form von Wasser an die Oberfläche und führte noch vor dessen Verdampfung zur Entstehung der C-Typ-Rinnen.

Dieser vorgeschlagene Entstehungsprozess für einige der auf Vesta beobachteten Hangrinnen deckt sich mit früheren Forschungsarbeiten, bei denen sich zeigte, dass sich im Untergrund des Asteroiden größere Mengen an Wasserstoff befinden, welche hier in Form von hydratisierten Mineralen gebunden sind (Raumfahrer.net berichtete).

Die hier kurz vorgestellte Studie wurde am heutigen Tag 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 untersuchen.

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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• Asteroidengürtel
• Mission DAWN

EPSC 2013:

• Curvilinear, Interconnecting Vestan Gullies as Evidence for Transient Water Flow (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Oral Program) (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Rätselhafte Hangrinnen auf Vesta erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2013.

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.

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.

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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EPSC 2013:

• The Geology of Vesta (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Oral Program) (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Die Geologie des Protoplaneten Vesta erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, JPL, DAWN-Journal.

Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und einer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Zwergplanet, noch – streng betrachtet – ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Wissenschaftlern als ein „Protoplanet“ bezeichnet, 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.

Am 16. Juli 2011 schwenkte die knapp vier Jahre zuvor gestartete Raumsonde DAWN in eine Umlaufbahn um Vesta ein. In den folgenden 13 Monaten wurde dieses drittgrößte Objekt im Haupt-Asteroidengürtel des Sonnensystems mit den drei wissenschaftlichen Instrumenten der Raumsonde, darunter ein unter der Leitung von Mitarbeitern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau entwickeltes und gebautes Kamerasystem, intensiv erforscht.

Die Aufnahmen dieser „Framing Camera“ zeigten, dass Vesta über eine bewegte Vergangenheit verfügt. Neben einer Vielzahl von Asteroideneinschlägen, bei denen sich im Laufe der Jahrmilliarden unzählige Impaktkrater unterschiedlicher Größe und unterschiedlichen Alters bildeten, wurde die Südpolregion von Vesta in der Vergangenheit von zwei gewaltigen Einschlägen erschüttert, wobei sich zwei sich teilweise überlagernde Impaktbassins mit Durchmessern von jeweils mehreren hundert Kilometern bildeten. Der Zentralberg im Inneren des jüngeren Impaktbassins erreicht dabei eine Höhe von rund 20 Kilometern und gehört somit zu den höchsten Bergen im derzeit bekannten Sonnensystem.

Doch diese gigantischen Einschläge haben anscheinend nicht nur die Form der Oberfläche, sondern auch die mineralogische Komposition von Vesta dauerhaft verändert, denn die Aufnahmen der Raumsonde zeigen ausgeprägte Unterschiede in Helligkeit und Zusammensetzung der Oberfläche. Es gibt auf Vesta Ablagerungen eines sehr helles Materials, welches ein ähnliches Rückstrahlvermögen (Albedo) wie Schnee aufweist, und dunkle Bereiche, die so schwarz wie Kohle erscheinen. Speziell die Untersuchung dieses rätselhaften, dunklen Materials könnte den Planetenforschern weiteren Erkenntnisse über die Entwicklungsgeschichte von Vesta – und somit des gesamten Sonnensystems – liefern.

Eine Forschergruppe unter der Leitung des MPS konnte jetzt nachweisen, dass dieses Material nicht ursprünglich von Vesta stammt, sondern vielmehr erst nach der Formung des Protoplaneten durch die Einschläge von Asteroiden auf die Oberfläche von Vesta verfrachtet wurde.

„Vieles spricht dafür, dass das dunkle Material sehr reich an Kohlenstoff ist“, so Prof. Dr. Vishnu Reddy vom MPS und der Universität von North Dakota in den USA und Erstautor einer neuen Studie. In der Fachzeitschrift „Icarus“ haben er und seine Kollegen die bisher umfassendste Analyse dieses Materials vorgelegt. Die detaillierten Untersuchungen legen einen Zusammenhang zwischen dem dunklen Material und den beiden Asteroideneinschlägen nahe, welche die Südpolregion von Vesta prägten.

„In einem ersten Schritt haben wir eine genaue Übersichtskarte erstellt, welche die Verteilung des dunklen Materials zeigt“, erläutert Dr. Lucille Le Corre vom MPS. „Dabei haben wir etwas Erstaunliches entdeckt.“

Das auf den Aufnahmen der Framing Camera erkennbare dunkle Material gruppiert sich laut diesen Analysen in erster Linie um die Ränder der beiden großen Impaktkrater auf der Südhemisphäre. Genauere Untersuchungen zeigten, dass dieses dunkle Gestein wahrscheinlich mit dem ersten der beiden Einschläge, welcher vor etwa zwei bis drei Milliarden Jahren das Veneneia-Becken bildete, auf den Protoplaneten gelangte. Der zweite Einschlag, in dessen Folge vor rund einer Milliarde Jahren das rund 505 Kilometer durchmessende Rheasilvia-Becken entstand, hat dann einen Teil dieses Materials überdeckt.

Umfangreiche Modellrechnungen der MPS-Wissenschaftler unterstützen diese Theorie der zwei Einschläge und erlauben zudem einen genaueren Aufschluss über deren Verlauf. So konnten die Wissenschaftler in Computersimulationen ermitteln, welche Aufprallgeschwindigkeiten mit den gefundenen Konzentrationen des dunklen Materials vereinbar sind. „Alles spricht für einen vergleichsweise langsamen Zusammenstoß mit Geschwindigkeiten von weniger als zwei Kilometern pro Sekunde“, so Vishnu Reddy.

Nähere Informationen über das dunkle Material lieferten auch die so genannten HED-Meteoriten, welche laut einer allgemein anerkannten Theorie von Vesta stammen. Das Kürzel „HED“ steht dabei für die Gesteinsarten Howardit, Eucrit und Diogenit, aus denen sich diese Meteoriten in erster Linie zusammensetzen. Einige dieser auf der Erde aufgefundenen Meteoriten zeigen dunkle Einschlüsse, welche ebenfalls reich an Kohlenstoff sind. „Durch genaue Analysen des dunklen Materials auf der Vesta und Vergleichen mit Laboruntersuchungen dieser Meteoriten konnten wir nun den ersten direkten Beweis liefern, dass die HED-Meteoriten tatsächlich Bruchstücke von Vesta sind“, so Lucille Le Corre.

„Bei unseren Analysen geht es längst nicht nur darum, die genaue Entwicklungsgeschichte der Vesta zu rekonstruieren“, so Dr. Holger Sierks, Co-Investigator der DAWN-Mission am MPS. Vielmehr wollen die Planetologen die Bedingungen verstehen, welche in der Vergangenheit in unserem Sonnensystem herrschten und die zur Bildung von Planeten und letztendlich zu der Entstehung von Leben führten. Ähnliche Ereignisse wie die Impakte auf Vesta könnten in der Frühzeit unseres Sonnensystems auch die inneren Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars mit Kohlenstoff, einem Grundbaustein organischer Verbindungen, versorgt haben. Als Quellen kommen hierfür die Asteroiden des C-Typs und kohlige Chondriten in Frage.

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

Gegenwärtig befindet sich DAWN in einer Entfernung von rund 2,7 Millionen Kilometern zu Vesta und 57 Millionen Kilometern zu Ceres. Die Entfernung zur Erde beträgt rund 247 Millionen Kilometer, was in etwa 1,65 Astronomischen Einheiten entspricht. Die gegenwärtige Signallaufzeit zwischen der Raumsonde und dem Kontrollzentrum auf der Erde beträgt 27 Minuten.

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Technische Beschreibung der Framing Camera:

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Der Beitrag Vestas dunkle Oberfläche erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Recherche Lars-C. Depka.

Erstmals beschrieben wurde Vesta vom deutschen Hobbyastronomen Heinrich Wilhelm Matthias Olbers Ende März 1807 in Bremen. Von Hauptberuf eigentlich Humanmediziner, der der Legende nach des Nächtens aber mit nur vier Stunden Schlaf auskam und somit viel Zeit für Himmelsbeobachtungen und Gedankenexperimente hatte. (Schließlich verdanken wir ihm auch die Beschreibung des sogenannten Olbersschen Paradoxons. In ihm zeigte er den Widerspruch auf, dass es nachts dunkel wird, obwohl bei Annahme eines unendlichen, transparenten Weltraumes mit homogen verteilten Sternen an jeder Stelle des Himmels ein Stern stehen müsste. Der Himmel müsste daher auch nachts so hell sein wie die Sonne.)

Vesta war zu dem damaligen Zeitpunkt erst der vierte bekannte Asteroid. Allerdings galten Vesta und die zuvor entdeckten Himmelskörper Ceres, Pallas und Juno für wenigstens 38 Jahre als Planeten unseres Sonnensystems. Erst als nach etwa 1850 die Zahl der zwischen Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, setzen sich für diese Objekte die Bezeichnungen „Kleine Planeten“, „Kleinplaneten“, „Planetoiden“ oder „Asteroiden“ durch.

Vor fünf Jahren wurde die Raumsonde DAWN auf Erkundungsreise Richtung äußeres Sonnensystem geschickt. Und während die Erde in dieser Zeit rund 31,4 AE zurücklegte, brachte es Vesta in gemächlicherem Tempo – schließlich auch weiter von der Sonne entfernt – auf 20,4 AE. Schon vor dem Start der Sonde wusste man vom sogenannten differenzierten Aufbau Vestas, der grob mit dem der Erde vergleichbar ist. Trotz seiner ellipsoiden Gestalt und dem im Vergleich zur Erde deutlich kleineren Durchmesser, besteht Vesta aus drei Schichten. Eine etwa 25 km dicke Kruste aus erkaltetem Lavagestein überdeckt eine darunter liegende Gesteinsschicht, der sich ein Eisen-Nickel-Kern anschließt. Dieser Kern könnte einst wie der der Erde, der noch heute rotiert, sich im Inneren regelmäßig gedreht und so ein globales Magnetfeld auf dem Asteroiden erzeugt haben. Doch anders als bei unserem Heimatplaneten brachte Vesta nie genügend Druck und Hitze hervor, um das Innere dauerhaft in einem flüssigen Zustand zu halten. Vieles deutet stattdessen auf radioaktive Prozesse hin, die über einen gewissen Zeitraum ausreichend Hitze erzeugten.

Reste dieses Magnetfeldes lassen sich dann auch gut mit der auffällig hellen Oberfläche Vestas in Einklang bringen. Das durch Vesta selbst erzeugte Magnetfeld wurde vom basaltischen Gestein quasi einer Computerdiskette ähnlich gespeichert und so bis in die Gegenwart konserviert. Um also eine Art „Magnetarchäologie“ zu betreiben, ist man glücklicherweise nicht auf indirekte Ableitungen der Raumsonde DAWN angewiesen. Es existieren Meteoritenproben hier auf der Erde, deren Herkunft aufgrund ihrer mineralogischen bzw. isotopischen Zusammensetzung ausreichend gesichert Vesta zugeschrieben werden können.

Der 1981 in der Antarktis gemachte Fund Alan Hills A81001 ist so ein Beispiel. Es handelt sich um einen sogenannten Vestoiden. Diese gehören zu einer Klasse von kleineren Asteroiden, die spektrale Ähnlichkeiten mit Vesta aufweisen. A81001 löste sich vermutlich zusammen mit weiterem Material vor weniger als einer Milliarde Jahren nach einem gewaltigen Einschlag, der einen riesigen Krater auf Vestas Südhemisphäre zur Folge hatte. Dieser außergewöhnlich große Krater mit einem Durchmesser von ca. 450 km ist rund 8 km tief. Seine Wälle ragen zwischen 8 km und 14 km über der Umgebung auf und in seiner Mitte befindet sich ein 13 km hoher Zentralberg. Dieser Berg und einige Regionen der Kraterwand des kleinen, nur etwas über 500 km durchmessenden Himmelskörpers sind in Relation höher als die höchsten Erhebungen der Erde – Mount Everest bzw. Mauna Kea (gemessen von der Meeresoberfläche 8.848 Meter bzw. vom Fuß der Berges über 9.000 Meter). Spuren eines frühzeitigen Magnetfeldes lassen sich in verschiedenen Regionen des Alan-Hills-Falls nachweisen.

Unter Berücksichtigung verschiedenster Störeinflüsse, wie dem Eintritt in die Erdatmosphäre, dem Aufprall auf die Oberfläche oder erodierende Umstände, besaß das Urmagnetfeld des Asteroiden immerhin eine Stärke von zwei Mikrotesla – zwanzigmal schwächer, als das der Erde. Ursprünglich sorgte wohl vor 3,7 Milliarden Jahren die Restmagnetisierung der Asteroidenkruste und nicht ein unmittelbar vor dem Hintergrund magnetohydrodynamischer Prozesse erzeugtes Feld für die heute noch nachweisbaren Spuren in Alan Hills A81001.

Ein magnetohydrodynamischer Dynamo wie der der Erde erzeugt ein Magnetfeld durch eine Konvektionsströmung elektrisch leitfähiger Materie, die elektrische Ströme in ein schon vorhandenes schwächeres Magnetfeld induziert. Hierbei wird Bewegungsenergie aus der Strömung in magnetische Energie transferiert. Dieses Magnetfeld ist dann unter bestimmten Umständen in der Lage, das ursprüngliche Magnetfeld zu verstärken. Auf diese Weise kann die Verstärkung schließlich ein globales Magnetfeld zur Folge haben. Allerdings sind die Körper des Asteroidengürtels bei weitem nicht massereich genug, um den Dynamoeffekt länger als 10 bis 100 Millionen Jahre nach ihrer Entstehung aufrecht zu erhalten. Insofern kann ein derart erzeugtes Magnetfeld als Quelle der jetzt beobachteten Meteoritenmagnetisierung nicht von Bestand sein.

Die auffällig helle Vestaoberfläche jedoch könnte direkt mit der Restmagnetisierung der Oberfläche assoziiert sein. In der Regel sorgen die geladenen Teilchen des Sonnenwindes bei den Oberflächen atmosphärenloser Körper über die Zeit für ein dunkleres Erscheinungsbild. Die abgeschätzte Stärke des Urmagnetfeldes sollte gleichwohl ausgereicht haben, um die Kruste vor den einfallenden Sonnenwind abzuschirmen.

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Der Beitrag Vestas Magnetfeld erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2012, JPL.

Mit einem Durchmesser von durchschnittlich 525 Kilometern und einer unregelmäßigen Form ist Vesta weder ein Zwergplanet, noch – streng betrachtet – ein Asteroid. Stattdessen wird Vesta von den Wissenschaftlern als ein „Protoplanet“ bezeichnet, eine Art „Vorplanet“, welcher vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in einer frühen Phase seiner Entwicklung hin zu einem „vollwertigen“ Planeten stecken geblieben ist.

Während der letzten mehr als 13 Monate hat die Raumsonde DAWN diesen im Hauptasteroidengürtel unseres Sonnensystem befindlichen Himmelskörper umkreist und dabei mit der drei an Bord befindlichen Instrumenten wissenschaftliche Daten gesammelt. Obwohl die an der Mission beteiligten Wissenschaftler noch viele Jahre benötigen werden, um diesen Datenschatz vollständig auszuwerten, werden mittlerweile immer mehr Details über Vesta bekannt.

Besonders überraschend für die an der Mission beteiligten Wissenschaftler war dabei die Entdeckung von einem weit gespannten System aus Gräben und Furchen, welche – wie mit einem gigantischen Pflug gezogen – parallel zum Äquator verlaufen. Der größte dieser Gräben, Divalia Fossae, übertrifft mit einer Länge von 465 Kilometern, einer Breite von 22 Kilometern und einer Tiefe von bis zu 5 Kilometern in seiner Ausdehnung sogar noch das größte Grabensystem auf der Erde, den Grand Canyon in den USA.

Schnell kamen die Planetenforscher zu dem Schluss, dass die Entstehung der Gräben durch ein oder mehrere Impaktereignisse ausgelöst wurden. Für die Entstehung dieser in ihrer Ausrichtung, Ausdehnung und Gestalt ungewöhnlichen Strukturen sind offensichtlich zwei gigantische, sich teilweise überlagernde Einschlagbecken verantwortlich, deren Zentren sich fast genau auf dem Südpol des Asteroiden befinden. Vermessungen der Oberfläche von Vesta ergaben, dass die Rillen parallel zu dem jüngeren dieser beiden Impaktbecken verlaufen. Dieses fast 500 Kilometer durchmessende Rheasilvia-Becken entstand vor etwa einer Milliarde Jahren und ist eine der jüngsten geologischen Formationen auf Vestas Oberfläche.

Allerdings weicht die Form der Gräben auf Vesta deutlich von dem ab, was Planetologen bisher von anderen kleinen Himmelskörpern wie dem Marsmond Phobos oder den Asteroiden Eros oder Lutetia kannten. Während die auf diesen nur wenige Kilometer durchmessenden Himmelskörpern vorhandenen Rillen eine V-Form aufweisen, sind die Gräben auf Vesta eher wie ein „U“ geformt. Ein relativ ebener Boden wird an beiden Seiten von deutlich erkennbaren und steil aufsteigenden Wänden begrenzt. Diese Komplexität in der Morphologie der Gräben und der Grad der Fragmentierung von Vestas Oberfläche ließ die Vermutung aufkommen, dass es sich bei diesen Strukturen um regelrechte Grabenbruch-Systeme handeln muss.

Dies jedoch wäre laut Debra L. Buczkowski von der Johns Hopkins University in Laurel/US-Bundesstaat Maryland und ihren Kollegen ein deutliches Indiz dafür, dass es sich bei Vesta tatsächlich um einen differenzierten Himmelskörper handelt, welcher – vergleichbar mit dem inneren Aufbau der terrestrischen Planeten – über einen Kern, einen Mantel und eine Kruste verfügt. Kurz nach seiner Entstehung vor etwa 4,55 Milliarden Jahren muss der Asteroid vollkommen geschmolzen gewesen sein. In den folgenden etwa 50 Millionen Jahren kühlte Vesta ab und die Gesteine trennten sich nach ihrer unterschiedlichen Dichte, wobei das schwerere Material nach innen wanderte und sich im Kern des Asteroiden ablagerte.

„Jede der einzelnen Schichten verfügt über eine andere Zusammensetzung und – daraus resultierend – über eine andere Dichte. Dies hatte zur Folge, dass jede Schicht anders auf die durch den Impakt verursachten Schockwellen reagierte, was schließlich zur Bildung der Gräben in der Äquatorregion führten“, so Debra L. Buczkowski.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Das JPL ist eine Abteilung des California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Bereich 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.
Die hier kurz angerissenen Resultate der DAWN-Mission wurden gestern auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt und werden in Kürze in der Fachzeitschrift „Geological Research Letters“ publiziert.

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Der Beitrag Vesta: Ein differenzierter Protoplanet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: EPSC 2012, JPL, Science. Vertont von Peter Rittinger.

Noch bis vor Kurzem wurde der Asteroid (4) Vesta von den Wissenschaftlern als ein Himmelskörper eingestuft, auf der sich so gut wie kein Wasser befinden kann. Neue Abbildungen der Vesta-Oberfläche und Messdaten der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebenen Raumsonde DAWN zeigen jetzt jedoch, dass auf dem Asteroiden anscheinend deutlich mehr Wasserstoff enthalten ist als ursprünglich angenommen.

Ein Wissenschaftlerteam um Brett B. Denevi von der Johns Hopkins University in Laurel/US-Bundesstaat Maryland hat die Kameraaufnahmen der auf der Oberfläche von Vesta befindlichen Impaktkrater näher analysiert. Dabei stießen die Planetologen auf verschiedene ungewöhnliche, mit Einbrüchen durchzogene Geländeformationen. Diese unregelmäßig geformten Senken befinden sich in erster Linie in der unmittelbaren Umgebung verschiedener Impaktkrater in der Äquatorregion Vestas. Ähnliche Strukturen sind den Planetologen auch vom Mars her bekannt. Die Wissenschaftler gehen in beiden Fällen davon aus, dass diese Geländeformationen durch den schlagartig erfolgenden Abbau von flüchtigen chemischen Elementen entstehen, welche infolge der bei einem Impakt freigesetzten Hitze verdampfen. „Dies ist ein deutlicher Hinweis darauf, dass zumindestens Teile der Asteroidenoberfläche einen relativ großen Anteil an flüchtigen Stoffen enthalten“, so Brett Denevi.

Diese Annahme wird durch ein von Thomas H. Prettyman vom Planetary Science Institute in Tucson/USA geleitetes Team unterstützt. Die Wissenschaftler untersuchten die Verteilung und Zusammensetzung der auf der Asteroidenoberfläche befindlichen chemischen Verbindungen mittels des Gammastrahlen- und Neutronen-Spektrometers GRAND, einem der drei an Bord der Raumsonde befindlichen Instrumente. Grand kann die in den chemischen Verbindungen enthaltenen Elemente bis zu einer Tiefe von einigen Zentimetern nachweisen, indem es Gammastrahlen und Neutronen registriert, welche bei den erfolgenden Wechselwirkungen zwischen den geladenen Teilchen der kosmischen Strahlung und den unterschiedlichen Elementen auf der Asteroidenoberfläche erzeugt werden.

Laut den daraus resultierenden Ergebnissen enthält das auf der Oberfläche von Vesta befindliche Regolith einen substantiellen Anteil an Wasserstoff. Der höchste Wasserstoffgehalt konnte dabei in der Äquatorregion des Asteroiden nachgewiesen werden, wo sich zugleich auch die ältesten Oberflächenformationen befinden. Hier konnte regional ein Wasserstoffgehalt nachgewiesen werden, welcher einem Eisgehalt von rund sechs Kilogramm pro Kubikmeter entspricht.

Der geringste Wasserstoffgehalt findet sich dagegen im Bereich des am Südpol des Asteroiden gelegenen Impaktbeckens Rheasilvia, welches zugleich mit einem Alter von etwa einer Milliarde Jahren zu den jüngsten geologischen Strukturen auf Vesta zählt. Allgemein ergibt sich bei den Messungen die Tendenz, dass sich die Wasserstoffanteile in der Oberfläche umgekehrt proportional zur Albedo des Asteroiden verhalten. Je dunkler das Oberflächenmaterial erscheint, desto mehr Wasserstoff ist in ihm vorhanden. Der Wasserstoff liegt dabei aber nicht in molekularer Form vor, sondern ist vielmehr in so genannten hydratisierten Mineralen gebunden. Dieser in Mineralen gebundene Wasserstoff wäre dann identisch mit den „flüchtigen Stoffen“, welche von dem Team um Brett Denevi postuliert wurden.

Nach den gegenwärtigen Theorien hat sich Vesta in der Frühphase der Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems innerhalb der so genannten „Schneegrenze“ gebildet. Hierbei handelt es sich um einen Bereich des inneren Sonnensystems, welcher relativ nahe an der jungen Sonne gelegen war und in dem aufgrund der von der Sonne ausgehende Strahlung alle flüchtigen Substanzen – also auch Wassermoleküle und Eispartikel – verdampft sind. Wie konnte sich trotzdem Wassereis auf Vesta ablagern? „Unsere Messungen stehen in einem guten Einklang mit einer langsam erfolgenden Ansammlung von Wasserstoff, welcher durch eine permanent Zufuhr von kohligen Chondriten verursacht wurde. Bei den kohligen Chondriten handelt es sich um eine bestimmte Klasse von Meteoriten, welche über einen hohen Anteil an Wasser verfügen. Da kohlige Chondrite auch über einen hohen Anteil von Kohlenstoff verfügen – und somit sehr dunkel erscheinen – könnte dies auch erklären, warum der auf Vesta nachgewiesene Wasserstoff bevorzugt in den dunklen Regionen des Asteroiden auftritt.

Zu dem gleichen Ergebnis gelangte auch ein weiteres Team, welches von Maria Cristina De Sanctis vom Institute of Astrophysics and Space Planetology in Rom geleitet wird. Die Wissenschaftler werteten die Daten des Visible and Infrared Spektrometers (kurz „VIR“) aus. Die Ergebnisse zeigen große, allerdings regional begrenzte Konzentrationen von Hydroxyl – einer chemischen Verbindung, bei der ein Wasserstoff- und ein Sauerstoffatom miteinander verbunden sind. Im Gegensatz zum Erdmond, wo sich Wasserstoff fast ausschließlich in den ewig im Schatten liegenden und somit dauerhaft besonders kalten Kratern an den Polen halten kann, ist die Verteilung des Wasserstoffes auf Vesta nicht abhängig von einer signifikanten Abschattung oder ungewöhnliche niedrigen Temperaturen.

Die hydroxylreichen Regionen auf Vesta sind auch laut den VIR-Analysen im Großen und Ganzen identisch mit den ältesten gebieten auf Vestas Oberfläche. Rund um relativ große und noch verhältnismäßig junge Impaktkrater oder im Bereich des Rheasilvia-Beckens am Südpol, welches über ein Alter von etwa einer Milliarde Jahre verfügt, sind Hydroxyl-Signaturen dagegen kaum oder gar nicht vorhanden. Dies wiederrum deutet darauf hin, dass es sich bei dem Transport von Hydroxyl auf die Oberfläche von Vesta nicht um einen kontinuierlich ablaufenden Prozess handelt.

Sollten sich diese Forschungsergebnisse bestätigen, so würden sich dadurch wertvolle Einblicke in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte der terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem ergeben. Kohlige Chondriten und Asteroiden des C-Typs, welche sehr wahrscheinlich die Ursprungskörper dieser Meteoritenart sind, wären dann mit dafür verantwortlich, dass die im inneren Sonnensystem gelegenen Planeten trotz ihrer Entstehung innerhalb der Schneegrenze über einen hohen Anteil an Wasser verfügen.

Laut Maria Cristina De Sanctis wurde das Hydroxyl in erster Linie durch relativ kleine Partikel mit einem Durchmesser von weniger als eine Zentimeter und über einen relativ eng begrenzten Zeitraum auf den Asteroiden verfrachtet. Hierfür kommt die Periode des Late Heavy Bombardement in Frage, welches vor etwa 4,1 bis 3,8 Milliarden Jahren stattfand. Die Vielzahl der in dieser Zeit erfolgten Kollision von Asteroiden und Planetesimalen setzte eine erhebliche Menge an kleinen Partikeln frei, welche in der Folgezeit auf die Oberflächen der Planeten und Asteroiden „herabregnete“.

Dies ist jedoch offensichtlich nicht die vollständige Geschichte der wasserhaltigen Materialien auf Vesta. Der relativ junge Krater Oppia weist zum Beispiel eine deutliche Konzentration von Hydroxyl auf, ist jedoch nicht mit dem Material bedeckt, aus dem sich die kohligen Chondriten zusammensetzen. Dies legt nahe, dass mehr als ein Mechanismus für den Hydroxylanteil auf Vesta verantwortlich ist. „Der Ursprung des Hydroxyls auf Vesta ist sicherlich komplex und möglicherweise nicht einzigartig im inneren Sonnensystem“, so De Sanctis. Erst weitere Analysen werden hierüber Klarheit liefern.

Dies ist jedoch nicht alles, was die Planetenforscher in den vergangenen Monaten herausgefunden habe. Die Gammastrahlen- und Neutronenmessungen von GRAND zeigen zudem, dass Vesta aller Wahrscheinlich nach – wie bereits seit längerem vermutet – tatsächlich die Quelle der so genannten HED-Meteoriten ist. Diese Schlussfolgerung ergibt sich aus einem Vergleich der GRAND-Messdaten bezüglich der Zusammensetzung von Vesta mit der chemischen Zusammensetzung der auf der Erde aufgefundenen HED-Meteoriten, welche übrigens auch Bruchstücke von kohligen Chondriten enthalten. Dagegen konnten keine Anzeichen von vulkanischen Aktivitäten entdeckt werden. Sollte es auf Vesta einmal aktive Vulkane gegeben haben, so wurden deren Spuren in den folgenden Jahrmilliarden durch die Einschläge von Asteroiden verwischt.

Untersuchungen des Gravitationsfeldes erlauben erste Aussagen über den inneren Aufbau von Vesta. Der Asteroid verfügt demzufolge über einen Eisenkern mit einem Radius von 107 bis 113 Kilometern. Die Krustenstärke variiert stark, besitzt im Mittel jedoch eine Dicke von etwa 19 Kilometern. Verschiedene signifikante Mascons müssen noch näher analysiert werden.

Die in der Äquatorregion befindlichen Rillen und Gräben verlaufen parallel zu dem Impaktbecken Rheasilvia am Südpol und entstanden vermutlich infolge des verursachenden Impaktes. Dieser Impakt hat die gesamte Geomorphologie des Asteroiden verändert. und einen Großteil der älteren Krater und andere Geländeformen mit seinem Auswurfmaterial teilweise oder vollständig verdeckt. Hierbei war besonders die südliche Asteroidenhemisphäre betroffen. Das Gelände auf der Nordhälfte weist ein deutlich höheres Alter auf, obwohl auch in der Nordpolregion des Asteroiden verschiedene größere Impaktbecken entdeckt wurden. Während der letzten 3,5 Milliarden Jahre ereigneten sich über 900 größere Einschläge auf Vesta. Gegenwärtig arbeitet das DAWN-Team mit Hochdruck an der Erstellung einer topografischen Karte, welche fast die gesamte Oberfläche abdeckten wird. Lediglich ein kleiner Bereich am Nordpol konnte nicht mit der Framing Camera der Raumsonde erfasst werden.

Das VIR-Spektrometer hat über vier Millionen Spektren aufgenommen, welche mehr als 65 Prozent der Oberfläche mit hohen Auflösungen abdecken. Besonders die Südpolregion konnte dabei sehr gut erfasst werden. Besonders im Inneren der größeren Krater in der Äquatorregion befindet sich eine Regolithschicht, welche eine Stärke von bis zu einem Kilometer aufweist. Im Rheasilviabecken ist diese Schicht dagegen deutlich dünner. Analysen der Temperatur, der Wärmeleitfähigkeit und des Wärmeflusses ergaben, dass von Regolith bedecktes Wassereis auf Vesta auch über längere Zeiträume stabil sein könnte – allerdings nur dann, wenn es sich in hohen Breiten befindet und zudem an Hanglagen abgelagert ist, welche in die Richtung des jeweiligen Pols weisen.

Mit dem Abschluss der Erkundung von Vesta ist die Mission der Raumsonde DAWN aber noch längst nicht beendet. Nach einem rund zweieinhalbjährigen Flug durch den Haupt-Asteroidengürtels unseres Sonnensystems soll schließlich im Februar 2015 das zweite und letzte Ziel der Mission, der knapp 950 Kilometer durchmessende Zwergplanet Ceres, erreicht werden. Auch mit der Untersuchung dieses größten und massereichsten Objektes des Haupt-Asteroidengürtels, welche bis mindestens zum Juli 2015 andauern soll, wollen die Planetenforscher fundamentale Erkenntnisse über die früheste Entwicklungsphase unseres Sonnensystems gewinnen.

Die DAWN-Mission wird vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) der amerikanischen Weltraumbehörde NASA geleitet. Das JPL ist eine Abteilung des California Institute of Technology in Pasadena/Kalifornien. Die University of California in Los Angeles ist für den wissenschaftlichen Bereich 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.
Die hier kurz angerissenen Resultate der DAWN-Mission wurden heute auf dem European Planetary Science Congress 2012, einer gegenwärtig in Madrid stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt.

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Der Beitrag Raumsonde DAWN: Wasserstoff auf Vesta erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Hans J. Kemm

Das Jahr 2007 hatte für die Raumfahrt wieder Höhen und Tiefen geschaffen, aber von schweren Unfällen blieb sie erfreulicherweise verschont.

Es starteten während der vergangenen 365 Tage insgesamt 69 Träger, davon waren drei Fehlstarts (Zenit-3SL/Sea Launch Consortium, Falcon 1/USA sowie Proton-M/Breeze-M/Russland) und einer ein Teilerfolg (GSLV-F02/Indien). Russland ging wieder als Sieger hervor, denn es war mit 24 Starts (und einem Fehlstart) beteiligt. Die USA konnten 20 Starts erfolgreich absolvieren und mussten aber auch einen Fehlstart hinnehmen. Auf den Plätzen folgten dann China mit 10 Starts, Europa sechs, Indien mit zwei Starts und einem Teilerfolg-Start, Japan zwei und Israel mit einem Start. Bitter traf es das Sea Launch Consortium, welches seinen Sea Launch-Träger von der Odyssey-Platform wegen eines technischen Problems nicht starten konnte. Die Zenit-3SLexplodierte noch in der ersten Startphase. Arianespace hat bei ihren sechs Starts zwei Ariane 5/GS und drei Ariane 5/ECA eingesetzt, wobei der Start am 14. November 2007 einen neuen Rekord brachte, denn die Ariane 5/ECA transportierte 9.528 kg (Doppelstart) in den Erdorbit.

Es wurden fünf bemannte Raumflüge erfolgreich durchgeführt, davon drei Space-Shuttle-Flüge, die bei ihren Startvorbereitungen die Techniker und Raumfahrtliebhaber auf eine harte Geduldprobe gestellt haben, denn es gab immer Probleme. Besonders traf es STS 117. Die Atlantis sollte bereits am 15. März 2007 starten, jedoch beschädigte ein gewaltiger Hagelschauer die Isolierung am ET (External Tank = Außentank) erheblich und so musste die Raumfähre zurück in das VAB (Vehicle Assembly Building = Fahrzeug-Montage-Gebäude) zur Reparatur. Der Start erfolgte dann mit großer Verspätung am 8. Juni 2007. Wesentlich unkomplizierter verliefen da die zwei Starts in Baikonur mit den TMA auf Sojus-FG Trägern. Sicher sind beide Systeme nicht adäquat zu vergleichen, aber die Fehlerquote bei den Shuttles ist doch schon überproportional. Als Beweis dafür steht der im Dezember geplante Start von STS 122 – Atlantis / Columbus, der wegen eines Defektes an Steckverbindungen auf mindestens Januar / Februar 2008 verschoben werden muss. Diese Verschiebungen bringen den Plan für die Restflüge der Shuttles zur ISS völlig durcheinander. Es bleibt nur zu hoffen, dass noch alle Flüge absolviert werden können.

Gegenüber dem Vorjahr sind eigentlich nur unwesentliche Unterschiede in den Starts festzustellen, bis auf China, dass sich von vier Starts (Vorjahr) auf jetzt 10 Starts steigerte, Japan hingegen ist von 6 Starts (Vorjahr) auf zwei rückläufig. Am härtesten traf es das Sea Launch Consortium. Noch 2006 wurden fünf Starts durchgeführt, für 2007 waren acht geplant, aber nach dem Startunfall im Januar 2007 musste die gesamte Startbasis, eine ehemalige Bohrplattform, aufwendig restauriert werden. Somit können erst 2008 wieder Zenit-3SL starten.

Auf der ISS läuft zur Zeit alles ruhig und ohne Hektik, nachdem die meisten aufgetretenen Komplikationen behoben werden konnten. Die jeweiligen Problemfälle sind in unserem Forum unter den entsprechenden Missionen ausführlich besprochen worden.

Die Träger haben nicht nur Militär- und Kommunikationssatelliten in den Erdorbit gebracht. Auf einer Delta 2 (7925-Heavy) startete am 27. September 2007 die US-Raumsonde DAWN. Sie soll den Asteroiden Vesta (2011) und den Zwergplaneten Ceres (2015) besuchen und erforschen. Der japanische Mondorbiter Kaguya (Projektname SELENE), bestehend aus einem großen Orbiter, der die meiste wissenschaftliche Nutzlast trägt, einem VLBI-Radiosatelliten (VRAD) und einem Relaissatelliten, startete am 14. September 2007 vom Tanegashima an Bord einer H-IIA. Ziel der Mission ist das Studium der mineralogischen Zusammensetzung des Mondes, der Topographie, der Geologie, des Schwerefeldes und des Plasmas im Mond- und Sonne-Erde-System.

Erfreuliches gibt es auch von früher gestarteten Sonden zu melden. Voyager 1, gestartet am 5. September 1977, ist bereits über 100 Astronomische Einheiten (AE) und Voyager 2, gestartet am 20. August 1977, über 84 AE von der Erde entfernt. Sie haben den Termination Shock passiert und den Heliosheath erreicht. Der Orbiter Cassini, gestartet am 15. Oktober 1997, liefert noch immer eindrucksvolle Bilder vom Saturn und den Saturnmonden Titan, Iapetus, Tethys und Rhea. Das Weltraumteleskop Hubble, gestartet am 24. April 1990, arbeitet trotz kleiner Probleme noch korrekt und wartet auf seine Restauration 2008. Die Marsrover Spirit, gestartet am 10. Juni 2003, und Opportunity, gestartet am 8. Juli 2003, arbeiten noch. Sie haben immer wieder Last mit den Staubablagerungen auf ihren Solarpanelen, ihnen gelingt dennoch weiter das „Überleben“. Die Merkur-Sonde MESSENGER, gestartet am 3. August 2004, und auch die Pluto-Sonde New Horizons, gestartet am 19. Januar 2006, sind auf ihren langen Reisen und zeigen für alle Funktionen grünes Licht.

2007 gab es ein erwähnenswertes, rundes Jubiläum. Am 4. Oktober 1957 startete der erste künstliche Erdsatellit. Die damalige Sowjetunion brachte auf einer R-7-Trägerrakete Sputnik 1 in den Erdorbit, der nach 92 Tagen in die dichteren Erd-Atmosphärenschichten eintrat und am 4. Januar 1958 verglühte.

Wir Weltraumfreunde wünschen uns natürlich ebenfalls so viel Spannung und Aktion auch im Jahr 2008, wie wir es in diesem nun abgelaufenen Jahr miterleben konnten.

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Der Beitrag Raumfahrt-Jahresrückblick 2007 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Daniel Schiller. Quelle: NASA, JPL.

Die Sonde DAWN hat ihre Anfangstestphase erfolgreich abgeschlossen. Jetzt beginnt der interplanetare Flug, während dessen das Ionentriebwerk der Sonde fast ununterbrochen arbeiten soll. DAWNs interplanetarer Orbit spiegelt die Nutzung eines Ionentriebwerks wieder, da er aus einer immer größer werdenden Spirale von der Erde auswärts besteht.

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Ein Beitrag von Karl Urban und Axel Orth. Quelle: Raumfahrer.net.

Der Start an der Spitze einer Delta II-Heavy-Rakete vom Startplatz Cape Canaveral in Florida war für 13:20 Uhr MESZ bzw. 7:20 Uhr Ortszeit angesetzt, musste aber zwei Minuten vor der Zündung nochmal kurz verschoben werden. Ungewöhnliche Ursache: Diesmal gab es keine Störung in der hochkomplizierten Raketen- oder Startrampentechnik, sondern ein Schiff war in die Sperrzone geraten, innerhalb der die Feststoffraketen der Delta II nach dem Absprengen fallen würden. Die NASA nahm Kontakt mit dem Kapitän auf und bedeutete ihm, den Bereich schnellstens zu räumen.

Um 13:34 Uhr (MESZ) startete Dawn dann endgültig. Der Start verlief völlig problemlos. Die Sonde wird nach vier Jahren Flug und einem Flyby am Mars im März 2009 schließlich im Oktober 2011 den Asteroiden Vesta erreichen. Im Februar 2015 wird Dawn den größten Körper des Asteroidengürtels, den Zwergplaneten Ceres erreichen.

Ob Dawn überhaupt starten kann, war lange Zeit ungewiss geblieben. So entschied die NASA-Führung am 3. März 2006, die Mission völlig zu streichen, nachdem sich finanzielle Engpässe bei der Montage der Sonde ergeben hatten. Jedoch entschied man bereits am 27. März, die Mission doch zu starten.
Nach Engpässen auf dem Startplatz, wurde der Missionsbeginn, der ursprünglich für den 15. Juli 2007 geplant war, auf September verschoben. Der mit einem kleineren Startfenster vorgesehene Start des Marslanders Phoenix bekam auf der Nachbarplattform Vorrang gegenüber Dawn, die mit über einem Jahr ein ausgesprochen großes Startfenster besitzt. Dies war auch der Grund dafür, warum sich die NASA nach der Streichung der Mission für eine Wiederaufnahme entschied.
Mit der Mission sollen die Ursprünge des Sonnensystems besser verstanden werden, indem man die Materie untersucht, aus der es sich vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bildete. Man geht heute davon aus, dass sich Sonne und Planeten aus einer Scheibe interstellaren Staubs bildeten, die genauen Vorgänge sind aber nach wie vor Gegenstand intensiver Forschung.

Aktuelle Informationen über den Missionsverlauf finden Sie in den News sowie von Zeit zu Zeit im Raumfahrer.net-Dawn-Blog, der von einem Teammitglied der Mission betreut wird.

Der Beitrag Dawn startet bei Dämmerung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: NASA.

„Dawn hat jetzt noch zwei Reisen vor sich“, sagte der Projektmanager Keyur Patel vom JPL der NASA. „Die eine steht Mitte Juni an und ist 24 Kilometer lang – das ist der restliche Weg zur Startrampe. Die zweite wird beginnen, wenn Dawn aufbricht zu ihrer acht Jahre dauernden und über fünf Milliarden Kilometer langen Odyssee in das Herz des Asteroidengürtels.“

Der Weg ist deshalb ungewöhnlich lang, weil Dawn kein konventionelles, chemisches Triebwerk benutzt, sondern ein Ionentriebwerk, das weit weniger Schub entwickelt und daher nicht auf so direktem Wege zum Ziel führen kann. Dafür arbeitet ein Ionentriebwerk wesentlich effizienter, so dass die Raumsonde deutlich leichter ausfallen kann und eine kleinere, preisgünstigere Rakete zum Start genügt. Die Reise geht zu zwei der spannendsten Mitglieder der Asteroidenfamilie: dem Asteroiden Vesta und dem Zwergplaneten Ceres.

Nachdem Dawn nun bei Astrotech, in der Nähe des Kennedy Space Centers, angekommen ist, beginnen die endgültige Montage und letzte Tests. Techniker werden die Batterien installieren, die Lageregelungstriebwerke prüfen und die Instrumente testen. Ende April werden die großen Solarzellenpaneele der Sonde montiert und testweise entfaltet. Anfang Mai steht ein Kompatibilitätstest mit dem Deep Space Network auf dem Plan, das für Bahnverfolgung und Kommunikation benötigt wird. Dann wird das Raumschiff mit dem Lageregelungstreibstoff betankt. Mitte Mai schließlich wird Dawn Drehbalancetests unterzogen – auf Deutsch, die Sonde wird ausgewuchtet. Anschließend wird sie mit der Oberstufe verbunden und in einem Behälter verpackt für den Transport hinüber nach Cape Canaveral. Dort werden Oberstufe mitsamt Raumsonde auf die Startrakete montiert werden, eine Delta 2, und wiederum zahlreiche Tests durchgeführt. Ab dem 30. Juni kann dann der Start von der Rampe 17-B erfolgen. Das Startfenster ist ungewöhnlich lang, so dass die NASA keine Eile hat, den Start innerhalb einer bestimmten Zeit durchführen zu müssen.

Die Dawn-Mission zu Vesta und Ceres wird vom JPL gemanagt. Die Universität von Arizona ist verantwortlich für die wissenschaftliche Gesamtleitung. Weitere wissenschaftliche Partner sind das Los Alamos National Labor in New Mexico, das DLR in Berlin, das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau und das Italienische Nationalinstitut für Astrophysik in Palermo. Die Raumsonde selbst wurde von Orbital Sciences in Dulles entwickelt und gebaut.

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Ein Beitrag von Michael Aye. Quelle: DAWN FC team.

DAWN, eine NASA-Sonde mit erheblicher europäischer und auch speziell deutscher wissenschaftlicher Beteiligung, soll nacheinander die großen Asteroiden Ceres und Vesta anfliegen und aus dem Orbit untersuchen. Insbesondere Ceres ist mit knapp 1.000 Kilometern Durchmesser so groß und gut sichtbar, dass er im 19. Jahrhundert schon einmal zu den Planeten gerechnet wurde.
Der Start war ursprünglich für Mitte Mai geplant, ist aber jetzt von der NASA wegen Problemen mit der Trägerrakete um mindestens 10 Tage verschoben worden.

Der Beitrag DAWN Launch verschoben! erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Martin Ollrom und Michael Stein . Quelle: NASA. Vertont von Julian Schlund.

Das NASA-Management hat am Montag die Bevölkerung über die Entscheidung informiert, dass die Mission Dawn zu den größten Asteroiden im Sonnensystem doch nicht aufgegeben wird. Die Mission wurde am 2. März aufgrund technischer Probleme und Budgetproblemen gestrichen (Raumfahrer.net-Newsmeldung). Die Mission wurde so benannt, weil sie tief in die Vergangenheit des Sonnensystems blicken soll („Dawn“ bedeutet übersetzt etwa „Aufbruch“, „Beginn“ – also zum Beginn des Sonnensystems blicken).

Dawn soll zu den Asteroiden Vesta und Ceres fliegen, die größten Asteroiden im Sonnensystem. Die Bahnen dieser beiden Asteroiden liegen im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter. Früher wurden die beiden Asteroiden sogar als Planeten angesehen, ehe man entdeckte, dass es tausende ihrer Art zwischen Mars und Jupiter gibt.

Dawn wird einen elektrischen Ionen-Antrieb haben, um die diversen Objekte zu umrunden.

Die Mission selbst wurde im Dezember 2001 beschlossen, und der geplante Starttermin war für Juni 2006 angesetzt worden. Auf Grund großer technischer Probleme und anderen Verzögerungen musste der Start auf Juli 2007 verlegt werden. Auch das Budget musste von 373 Millionen Dollar auf 446 Millionen Dollar aufgestockt werden. Die Entscheidung, Dawn am 2. März zu streichen, fiel sehr schwer, zumal bereits 257 Millionen Dollar in die Raumsonde geflossen sind. Eine weitere Aufstockung des Budgets um 14 Millionen Dollar ist nötig, um die Raumsonde starten zu lassen.

Warum wurde die Mission Dawn wiederbelebt?
Dies resultierte aus einem Prozess, der von NASA-Chef Michael Griffin persönlich angeordnet wurde. Hier sollte man die Machbarkeit und Probleme erörtern und Lösungen vorschlagen. Schlussendlich konnten die NASA-Techniker die NASA-Administration davon überzeugen, dass die Probleme lösbar wären und dass man nur minimal mehr Geld brauchen würde. Scheinbar hat sich der Einsatz von Michael Griffin und anderer Personen bezahlt gemacht.

Doch sicherlich hat auch der Einsatz der an der Mission wesentlich beteiligten deutschen und italienischen Partner zu der nun verkündeten Entscheidung geführt. Der Vorstandsvorsitzende des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR), Prof. Sigmar Wittig, kommentiert die Wiederaufnahme dann auch wie folgt: „Mit der erneuten Bestätigung der Mission Dawn durch die NASA […] werden der europäischen Planetenforschung neue Wege in der Erkundung von Asteroiden eröffnet. Über diese Entscheidung freue ich mich besonders, da Dawn die erste amerikanische Mission ist, auf der die beiden Hauptexperimente aus Europa stammen.“ Eines der beiden Hauptinstrumente, die Framing Camera, stammt aus Deutschland und wurde maßgeblich vom DLR in Berlin-Adlershof und dem Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Lindau entwickelt – wenig verwunderlich also, dass es ein vitales deutsches Interesse an der Realisierung dieser Mission gibt.

Nun können wir hoffen, dass Dawn seine Sache gut macht und freuen uns auf eine erfolgreiche Mission.

Der Beitrag Dawn wurde wiederbelebt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.