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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• Mission DAWN

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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Verwandte Internetseite:

• Missionsseite des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

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