Quelle: DLR.

Der Trabant der Erde entstand aus den Trümmern, die bei der Kollision mit einem Protoplaneten aus der jungen Erde geschlagen wurden. Dabei heizte sich der Mond so stark auf, dass er einen über tausend Kilometer tiefen Magmaozean bekam, der in 200 Millionen Jahren auskristallisierte. Mit neuen Modellrechnungen konnten Planetologen vom DLR und von der Universität Münster diese Ereignisse mit der Zeit der Mondentstehung in Verbindung setzen. Sie fanden heraus, dass der Mond vor 4,425 Milliarden Jahren entstand, fast 100 Millionen Jahre später, als bisher angenommen.

Die Geburtsstunde des Mondes schlug etwas später, als bisher vermutet. Sie ereignete sich, als ein marsgroßer Protoplanet bei der Kollision mit der jungen Erde zwar zerstört wurde, aber aus den Trümmern dieser Katastrophe ein neuer Körper entstand – der Mond. Planetengeophysiker um Maxime Maurice vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) und der Westfälischen Wilhelms-Universität Münster (WWU) haben nun mit einem neuen numerischen Modell rekonstruiert, wann dies geschah: vor 4,425 Milliarden Jahren. Die bisherigen Annahmen für die Entstehung des Mondes gingen von 4,51 Milliarden Jahren aus, also 85 Millionen Jahre früher als jetzt berechnet. Der Mond ist also fast 100 Millionen Jahre jünger, als bisher angenommen. Davon berichten die Wissenschaftler heute im Wissenschaftsmagazin Science Advances.

Das Sonnensystem war vor viereinhalb Milliarden Jahren noch eine ziemlich chaotische Welt. Die Erde wuchs gerade zu ihrer heutigen Größe heran: Der Planet, auf dem wir heute leben, sammelte noch immer Materie in Form von so genannten ‚Planetesimalen‘ auf, die sich zuvor in der die junge Sonne umkreisenden Scheibe aus Staub und Gas gebildet hatten. Die junge Erde konsolidierte, dabei wurde sie in ihrem Inneren ständig heißer. Immer größere Anteile des Gesteinsmantels schmolzen auf und bildeten einen Magmaozean. Zu jener Zeit bekam die Erde auch ihren Trabanten, der sie bis heute umkreist. Er ist das Ergebnis einer gewaltigen kosmischen Kollision der Erde mit einem Protoplaneten, bei dem Gestein aus der jungen Erde herausgeschleudert wurde und sich zu einem neuen planetaren Körper zusammenballte, dem Mond.

Über die Entstehungsgeschichte sind sich die meisten Wissenschaftler im Prinzip zwar einig, nicht aber über den Vorgang im Einzelnen und vor allem nicht über den Zeitpunkt. „Das Ergebnis unserer Modellierungen legt nahe, dass die junge Erde rund 140 Millionen Jahre nach der Geburt des Sonnensystems vor 4,567 Milliarden Jahren von einem Protoplaneten getroffen wurde. Das geschah nach unseren Berechnungen vor 4,425 Milliarden Jahren – mit einer Unsicherheit von 25 Millionen Jahren,“ fasst Maxime Maurice vom Berliner DLR-Institut für Planetenforschung und Erstautor der Studie die Untersuchungen zusammen. „Das war die Geburtsstunde des Mondes.“

Die Entwicklung der Erde zu einem Planeten war zu diesem Zeitpunkt gerade abgeschlossen. In deren Verlauf sanken im Inneren der Erde die schweren, metallischen Bestandteile ins Zentrum und bildeten einen Kern aus Eisen und Nickel, der nun von einem mächtigen Mantel aus silikatischen Gesteinen umgeben war. Die Mantelgesteine wurden durch die ‚Akkretion‘, dem Zusammenballen der Materie, und der Wärme aus dem Zerfall radioaktiver Elemente immer heißer, so dass eine Trennung von Metall und Silikat im Inneren der Erde innerhalb von einigen Zehnermillionen Jahren stattfinden konnte.

Ein planetarer Volltreffer als Geburtsstunde des Mondes
In diesem Stadium wurde die Erde von einem vielleicht marsgroßen Protoplaneten getroffen, der unter dem Namen Theia in der Sonnensystemforschung kursiert; Theia ist in der griechischen Mythologie eine der Titaninnen und die Mutter der Mondgöttin Selene. In der Frühzeit des Sonnensystems dürften zahlreiche Körper dieser Art existiert haben: Zum Teil wurden sie aus dem Sonnensystem hinausgeschleudert, oder aber sie wurden durch Kollisionen mit anderen Körpern zerstört. Theia indes traf die Erde mit voller Wucht und schleuderte so viel Material aus dem Erdmantel, dass sich daraus der Mond formen konnte. Bei diesem heftigen Aufprall bildete sich auf der frühen Erde ein Magmaozean aus glühend heißem, geschmolzenen Gestein von mehreren tausend Kilometern Tiefe. Von Theia gibt es nach dieser gewaltigen Kollision heute keine Spuren mehr, die man nachweisen könnte.

Um die bei diesem Ereignis ausgelöste Entstehung des Mondes nachvollziehen zu können, erfordert es einiges an Vorstellungsvermögen und Phantasie: Die Kollision der beiden Körper verdampfte mit ihrer gewaltigen Energie auch eine riesige Menge an Gestein aus dem frühen Erdmantel. Es wurde herausgeschleudert und sammelte sich in einem Ring aus Staub um die Erde, ehe es sich dort wieder zu Gestein zusammenballte. „Daraus entstand in kurzer Zeit, in vermutlich nur wenigen Tausend Jahren, der Mond“, erklärt Professorin Doris Breuer vom DLR und Co-Autorin der Studie.

Das älteste Mondgestein ist nicht alt genug
Über die Entstehungsgeschichte des Mondes herrscht unter Wissenschaftlern weitgehend Einigkeit. Allerdings konnten sie bis jetzt die Entstehung des Mondes nicht genau datieren, da es keine von den Astronauten der sechs Apollo-Missionen und den drei robotischen sowjetischen Luna-Missionen zur Erde gebrachten Mondgesteine gibt, die das Entstehungsalter des Erdtrabanten direkt konservieren. Mithilfe einer neuen, indirekten Methode haben die Forscher vom DLR und der WWU rekonstruiert, wann der Mond entstanden ist. „Unsere Berechnungen zeigen, dass dies höchstwahrscheinlich ganz am Ende der Erdentstehung geschah“, schildert Sabrina Schwinger, eine weitere Co-Autorin der Studie den zeitlichen Ablauf.

Nicht nur die Erde hatte in ihrer frühen Jugend einen Magmaozean. Auch im jungen Mond konnte sich durch Akkretionsenergie ein Magmaozean entwickeln. Der Mond schmolz fast vollständig auf und wurde, wie auch die Erde, von einem möglicherweise über tausend Kilometer tiefen Magmaozean bedeckt. Dieser Magmaozean begann zwar schnell zu kristallisieren und bildete an der Oberfläche, der ‚Schnittstelle‘ zum kalten Weltall, eine Mondkruste aus aufschwimmenden leichten Kristallen. Aber unter dieser isolierenden Kruste, die das weitere Abkühlen und Auskristallisieren des Magmaozeans bremste, blieb der Mond noch lange geschmolzen. Bisher konnten Wissenschaftler nicht feststellen, wie lange es dauerte, bis der Magmaozean vollständig kristallisiert war – weshalb sie auch nicht ausmachen konnten, wann sich der Mond ursprünglich bildete.

Für die Berechnung der Lebensdauer des Magmaozeans des Mondes verwendeten die Wissenschaftler in ihrer aktuellen Studie ein neues Computermodell, das erstmals die Vorgänge bei der Kristallisation des Magmaozeans umfassend berücksichtigte. „Die Ergebnisse des Modells zeigen, dass der Magmaozean des Mondes langlebig war und es fast 200 Millionen Jahre dauerte, bis er vollständig zu Mantelgestein auskristallisierte“, betont Maxime Maurice. „Die Zeitskala ist viel länger als in früheren Studien berechnet“, ergänzt DLR-Kollege Dr. Nicola Tosi, zweiter Autor der Studie und Betreuer der Doktorarbeit von Maxime Maurice, deren Ergebnis in dieser Studie zusammengefasst ist. „Ältere Modelle gingen von einer Kristallisationsdauer von nur 35 Millionen Jahre aus.“

Kristallisationsmodelle zeigten das Alter des Mondes – und der Erde
Um auch das Alter des Mondes zu bestimmen, mussten die Wissenschaftler noch einen Schritt weitergehen. Sie berechneten, wie sich die Zusammensetzung der magnesium- und eisenreichen Silikatmineralien, die sich während der Kristallisation des Magmaozeans bildeten, mit der Zeit veränderte. Das Ergebnis: Die Forscher stellten eine kontinuierliche Veränderung der Beschaffenheit des verbleibenden Magmaozeans im Laufe der fortschreitenden Kristallisation fest. Diese Erkenntnis ist von Bedeutung, da die Autoren so die Bildung verschiedener Gesteine vom Mond mit einem bestimmten Stadium in der Entwicklung seines Magmaozeans in Verbindung bringen konnten. „Durch den Vergleich der gemessenen Zusammensetzung der Mondgesteine mit der vorhergesagten Zusammensetzung des Magmaozean aus unserem Modell konnten wir die Entwicklung des Ozeans bis zu seinem Ausgangspunkt, dem Entstehungsalter des Mondes, zurückverfolgen“, erklärt DLR-Planetenforscherin Sabrina Schwinger.

Die Ergebnisse der Wissenschaftler zeigen, dass der Mond vor 4,425±0,025 Milliarden Jahren entstanden ist. Dieses genaue Alter des Mondes stimmt bemerkenswert gut mit einem zuvor aus dem Verhältnis von irdischen Uran- und Bleiisotopen bestimmten Alter für die Bildung des metallischen Erdkerns überein, mit dem die Entstehung des Planeten Erde ihren Abschluss fand. „Es ist das erste Mal, dass das Alter des Mondes direkt mit einem Ereignis in Verbindung gebracht werden kann, das ganz am Ende der Erdentstehung passierte, nämlich der Entstehung des Kerns der Erde“, betont Prof. Dr. Thorsten Kleine vom Institut für Planetologie in Münster.

Förderung:
Die Arbeiten wurden im Rahmen des Sonderforschungsbereichs Transregio 170 „Späte Akkretion auf terrestrischen Planeten“ und der Helmholtz-Nachwuchsgruppe „Early Dynamics of the terrestrial planets“ durchgeführt und von der Deutschen Forschungsgemeinschaft und der Helmholtz-Gemeinschaft gefördert.

Originalpublikation:
M. Maurice, N. Tosi, S. Schwinger, D. Breuer, T. Kleine (2020). A long-lived magma ocean on a young Moon. Science Advances; DOI: 10.1126/sciadv.aba8949

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• Mond

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Quelle: Universität Bern.

Der neu entdeckte Exoplanet TOI 849 b bietet die einzigartige Gelegenheit, in das Innere eines Planeten zu blicken und etwas über seine Zusammensetzung zu erfahren. Er kreist um einen etwa 730 Lichtjahre entfernten Stern, der unserer Sonne sehr ähnlich ist. Der freigelegte Kern hat die gleiche Größe wie Neptun in unserem Sonnensystem. Die Forschenden nehmen an, dass es sich um einen Gasriesen handelt, der entweder seiner Gasatmosphäre beraubt wurde oder wegen eines außergewöhnlichen Vorkommnis keine massive Gasatmosphäre bilden konnte wie normalerweise. Die Studie des Teams unter der Leitung von Dr. David Armstrong vom Department of Physics der University of Warwick erscheint heute in der Zeitschrift Nature. PD Dr. Christoph Mordasini vom Physikalischen Institut der Universität Bern war federführend an der theoretischen Interpretation der Entdeckung beteiligt.

Ein Jahr, das nur 18 Stunden dauert
Bei TOI 849 b handelt sich um einen äußerst ungewöhnlichen Planeten in der sogenannten «Neptunwüste» – ein in der Astronomie verwendeter Begriff für eine Region in der Nähe von Sternen, in der es selten Planeten mit der Masse von Neptun gibt. Der Hauptautor der Studie, Dr. David Armstrong von der University of Warwick, sagt: «Der Planet befindet sich seltsam nah an seinem Stern, wenn man seine Masse betrachtet. Anders gesagt: es sind keine Planeten mit dieser Masse bekannt, die eine so kurze Umlaufzeit um ihren Stern haben.» TOI 849 b kreist so nahe an seinem Wirtsstern, dass ein Jahr nur 18 Stunden dauert und seine Oberflächentemperatur etwa 1.500 °C beträgt.

Christoph Mordasini erklärt: «Wir haben die Masse und den Radius des Planeten bestimmt. TOI-849b ist etwa 40mal so schwer wie die Erde, sein Radius beträgt aber nur 3,4 Erdradien.» Der Planet habe also eine hohe Dichte und müsse somit primär aus Eisen, Gestein und Wasser bestehen, aber aus nur sehr wenig Wasserstoff und Helium. «Für einen so massereichen Planeten ist eine so hohe Dichte, respektive ein so kleiner Anteil an Wasserstoff und Helium sehr erstaunlich. Bei einer solchen Masse würde man nämlich erwarten, dass der Planet während seiner Entstehung in der protoplanetaren Scheibe viel Wasserstoff und Helium angezogen hat.»

David Armstrong ergänzt: «Die Tatsache, dass diese Gase nicht vorhanden sind, lässt darauf schließen, dass es sich bei TOI 849 b um einen exponierten Planetenkern handelt.» Es ist das erste Mal, dass ein intakter, freiliegender Kern eines Gasriesen um einen Stern entdeckt wurde.

Weltweit gefragte Berner Expertise
An der Universität Bern wird seit 2003 das «Berner Modell der Entstehung und Entwicklung von Planeten» laufend weiterentwickelt. Christoph Mordasini sagt: «Wir kombinieren in unserem Modell Erkenntnisse zu den vielfältigen Prozessen, die bei der Entstehung und der Entwicklung von Planeten ablaufen.» Dank dem weltweit renommierten Berner Modell können Entdeckungen wie die des Exoplaneten TOI 849 b theoretisch interpretiert werden.

Auf Basis des Berner Modells können zwei Theorien formuliert werden, die erklären, warum es sich bei TOI 849 b nicht um einen typischen Gasriesen handle, sondern um einen freiliegenden Planetenkern. «Die erste ist, dass der Exoplanet einst dem Jupiter ähnlich war, aber durch verschiedene Einflüsse fast das gesamte äußere Gas ‘verloren’ hat», so Christoph Mordasini. Dies könnte aufgrund von Gezeiten passiert sein, bei denen die Hülle des Planeten auseinandergerissen wird, weil der Planet extrem nahe an seinem Stern kreist, oder sogar wegen einer Kollision mit einem anderen Planeten. Die großflächige Verdampfung der Atmosphäre könnte ebenfalls eine Rolle spielen, kann aber nicht alleine für das gesamte «verlorene» Gas verantwortlich gemacht werden.

Alternativ könnte es sich bei TOI 849 b um einen «gescheiterten» Gasriesen handeln. «Nachdem sich der Kern einmal gebildet hatte, könnte etwas gänzlich anders gelaufen sein als normalerweise, und der Kern hat nie eine massive Atmosphäre gebildet wie sonst. Dies hätte geschehen können, wenn sich in der protoplanetaren Scheibe, aus der sich der Planet bildete, eine Lücke im Gas gebildet hätte wegen der gravitativen Interaktion mit dem Planeten, oder wenn das Material in der Scheibe gerade zu dem Zeitpunkt ausgegangen wäre, wo normalerweise die Gasakkretion folgt», so Mordasini.

David Armstrong sagt: «Unsere Entdeckung beweist, dass solche Planeten existieren und wir sie aufspüren können. Wir haben nun die Möglichkeit, den Kern eines Planeten auf eine Weise zu betrachten, die wir in unserem eigenen Sonnensystem nicht tun können.»

Wie TOI 849 b entdeckt und analysiert wurde
TOI 849 b wurde mit Hilfe des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA gefunden, wobei die sogenannte Transitmethode verwendet wurde: Der Satellit misst die Helligkeit eines Sterns. Ein Abfall in den Messungen der Helligkeit zeigt an, dass ein Planet vor ihm vorbeigezogen ist.

Anschließend wurde TOI 849 b am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile mit dem unter Schweizer Führung gebauten HARPS-Instrument analysiert. Dabei wird der Doppler-Effekt genutzt, um die Masse zu bestimmen. Dies geschieht indem das «Wackeln» des Muttersterns des Exoplaneten gemessen wird – kleine Bewegungen auf uns zu und von uns weg, die als winzige Verschiebungen im Lichtspektrum des Sterns registriert werden.

Mehr Informationen zu TESS bei der NASA
Mehr Informationen zu HARPS bei der ESO

«Bern Model of Planet Formation and Evolution»
Mit dem «Bern Model of Planet Formation and Evolution» können Aussagen gemacht werden, wie ein Planet entstanden ist und wie er sich entwickelt hat. Seit 2003 wird das Berner Modell an der Universität Bern laufend weiterentwickelt. Ins Modell fließen Erkenntnisse ein zu den vielfältigen Prozessen, die bei der Entstehung und der Entwicklung von Planeten ablaufen. Dabei handelt es sich beispielsweise um Submodelle zur Akkretion (Wachstum des Kerns eines Planeten) oder dazu, wie Planten gravitationsbedingt miteinander interagieren und sich gegenseitig beeinflussen sowie zu Prozessen in den protoplanetaren Scheiben, in denen Planeten entstehen. Mit dem Modell werden auch sogenannte Populationssynthesen erstellt, die aufzeigen, welche Planeten sich wie häufig unter bestimmten Rahmenbedingungen in einer protoplanetaren Scheibe entwickeln. Das weltweit renommierte Berner Modell wird ebenfalls herangezogen zur theoretischen Interpretation von Entdeckungen wie derjenigen des Exoplaneten TOI 849 b.

Angaben zur Publikation:
‚A remnant planetary core in the hot-Neptune desert‚, David Armstrong et al.,01.07.2020, Nature.

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• Exoplaneten

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Science.

Das System des rund 63 Lichtjahre von der Erde entfernt gelegenen Stern Beta Pictoris wird von den Astronomen als ein ursprüngliches, noch in der Entstehungsphase befindliches Planetensystem angesehen. Bereits im Jahr 1983 konnte mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Trümmerscheibe entdeckt werden, welche diesen Stern umgibt und die über einen Durchmesser von bis zu 400 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“) – eine AE entspricht der Entfernung zwischen Erde und Sonne – verfügt. Beta Pictoris war einer der ersten Sterne, bei denen eine solche Scheibe nachgewiesen werden konnte.

Seit dem Jahr 2008 ist zudem bekannt, dass sich innerhalb dieser Scheibe ein Exoplanet um den Stern bewegt. Beta Pictoris b – so der Name dieses Planeten – verfügt in etwa über die siebenfache Masse des Planeten Jupiter und umrundet seinen Stern in einer mittleren Entfernung von rund 8,5 Astronomischen Einheiten (1,275 Milliarden Kilometern). Der Exoplanet konnte in der Vergangenheit bereits mehrfach mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) direkt abgebildet werden.

Kohlenstoffmonoxid in der Trümmerscheibe
Beobachtungen mit dem in den südchilenischen Anden gelegenen Radioteleskopkomplex ALMA haben zudem gezeigt, dass die Scheibe von größeren Mengen des Gases Kohlenstoffmonoxid durchsetzt ist. Dieses Gas wird allerdings durch die Strahlung, welche von dem Stern ausgeht, relativ schnell in seine einzelnen Bestandteile aufgespalten. Die Berechnungen der an den Untersuchungen beteiligten Astronomen haben ergeben, dass sich das Gas in dem Bereich der Scheibe von Beta Pictoris, wo es beobachtet wurde, über einen Zeitraum von lediglich etwa 100 Jahren halten kann.

Die Detektion von Kohlenstoffmonoxid in der weniger als 20 Millionen Jahre alten Trümmerscheibe von Beta Pictoris war daher für die Wissenschaftler ein völlig unerwartetes Ergebnis ihrer Arbeit. Allerdings kommt dabei auch die Frage auf, woher dieses Gas stammt und warum es immer noch dort vorhanden ist.

„Sofern wir Beta Pictoris nicht gerade in einer besonders ungewöhnlichen Phase beobachten, muss das Kohlenstoffmonoxid kontinuierlich aufgefüllt werden“, so William Dent, ESO-Astronom am Joint ALMA Office in Santiago de Chile und Erstautor eines am vergangenen Donnerstag in der Fachzeitschrift ‚Science‘ veröffentlichten Artikels. „Die häufigsten Quellen für Kohlenstoffmonoxid in einem jungen Sonnensystem sind Zusammenstöße zwischen eishaltigen Objekten, die von Kometen bis hin zu größeren, planetenartigen Objekten reichen.“

Aus unserem Sonnensystem ist bekannt, dass Kometenkerne verschiedene gefrorene Gase wie zum Beispiel Kohlenstoffmonoxid, Kohlenstoffdioxid und Methan enthalten. Der häufigste Bestandteil besteht jedoch eine Mischung aus Staub und Wassereis. Die derzeit im Sternsystem von Beta Pictoris auftretende Rate an Kometen-Kollisionen muss allerdings extrem hoch ausfallen, um den dort ermittelten Anteil an Kohlenstoffmonoxid erklären zu können.

„Um die beobachtete Menge an Kohlenstoffmonoxid zu erhalten, müsste die Kollisionsrate in der Tat erstaunlich hoch sein – eine große Kometenkollision alle fünf Minuten“, ergänzt Aki Roberge, NASA-Astronom am Goddard Research Center in Greenbelt/USA und Koautor des entsprechenden Fachartikels. „Und um diese Kollisionsrate aufrechtzuerhalten, müsste es sich um einen sehr dichten, massereichen Kometenschwarm handeln.“

Eine Konzentration des Gases in 85 AE Entfernung zu dem Stern
In den ALMA-Daten stießen die Astronomen jedoch noch auf eine weitere Überraschung, denn sie konnten nicht nur das Kohlenstoffmonoxid nachweisen, sondern auch dessen Verteilung innerhalb der Trümmerscheibe ermitteln. Hierbei ergab sich, dass ein großer Teil dieses Gases, nämlich bis zu 30 Prozent, offenbar in einem einzigen kompakten „Klumpen“ konzentriert ist. Diese Konzentration befindet sich 13 Milliarden Kilometer vom Stern entfernt, was in etwa der dreifachen Entfernung zwischen dem Planeten Neptun und der Sonne entspricht, um umläuft den Stern auf einer Bahnebene, welche über die gleiche Neigung wie der Planet Beta Pictoris b verfügt. Warum sich das Gas in diesem kleinen Bereich konzentriert hat, konnte bisher allerdings noch nicht abschließend geklärt werden.

Diese Gaskonzentration liefere jedoch wichtige Hinweise auf die Vorgänge in den Außenbereichen dieses noch relativ jungen Planetensystems, so Mark Wyatt von der University of Cambridge in Großbritannien, der ebenfalls an den Untersuchungen mitgewirkt hat. Demzufolge gibt es zwei denkbare Möglichkeiten, welche zu der Bildung dieser asymmetrischen Gaskonzentration geführt haben könnten.

Zum einen, so die Astronomen, könnten die Kometenkollisionen durch die gravitativen Anziehungskräfte eines bisher noch nicht entdeckten Planeten auf eine kleine Region innerhalb der Scheibe konzentriert werden. Dieser hypothetische Planet, welcher in etwa über eine Saturnähnliche Masse verfügen müsste, würde dabei als eine Art „Schäferplanet“ fungieren.

Oder aber: „Das, was wir hier sehen, ist der Überrest einer einzigen katastrophalen Kollision zweier marsähnlicher Eisplaneten“, so Mark Wyatt weiter. Derartige Kollisionen von Planetesimalen und Protoplaneten sind nach dem derzeitigen Stand der Theorien über die Bildung von Planetensystemen nicht ungewöhnlich und haben sich auch bei der Entstehung unseres eigenen Sonnensystems ereignet.

Beide Möglichkeiten geben den Astronomen Anlass zu der Hoffnung, dass neben dem Exoplaneten Beta Pictoris b noch weitere Planeten in diesem Sternsystem auf ihre Entdeckung warten. Diese Hoffnung wird auch durch den Aufbau der Trümmerscheibe gestützt, welche über zahlreiche Lücken verfügt, in denen weitere bereits fertig entwickelte oder noch in der Entstehungsphase befindliche Exoplaneten ihre Bahnen um den Zentralstern ziehen könnten.

Weitere Untersuchungen
Zukünftig wollen die Astronomen deshalb mit dem ALMA-Teleskopverbund zusätzliche Beobachtungen durchführen, um weitere Einblicke in dieses interessante Planetensystem zu erhalten. Der zwischen der Infrarot-Strahlung und der Radiostrahlung liegende Wellenlängen-Bereich, in dem das ALMA-Teleskop den Weltraum untersucht, eignet sich besonders gut für die Analyse von Regionen, in denen sich gerade Sterne und Planeten entwickeln.

Die dabei zu gewinnenden Ergebnisse sollen den Astronomen letztendlich dabei helfen, die Bedingungen besser zu verstehen, welche vor rund 4,5 Milliarden Jahren während der Entstehung unseres Sonnensystems geherrscht haben und welche Prozesse sich dabei abgespielt haben.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 6. März 2014 von William R. F. Dent et al. unter dem Titel „Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the Beta Pictoris Debris Disk“ in der Fachzeitschrift ‚Science‘ publiziert.

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Fachartikel von W. R. F. Dent et al.:

• Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the Beta Pictoris Debris Disk (Abstract, engl.)

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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.)

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

Was den Ägyptologen ihr Stein von Rosette und den Genetikern ihre Fruchtfliegen, das ist für Astronomen, welche sich mit der Entstehung von Planetensystemen befassen, der im Sternbild Wasserschlange (lateinischer Name „Hydra“) gelegene Stern TW Hydrae: Ein besonders gut zugängliches Schlüsselobjekt, dessen eingehende Untersuchung die Grundlagen für ein ganzen Fachgebiet legen kann.

Dieser Stern verfügt über ein noch sehr junges Alter von etwa drei bis zehn Millionen Jahren und ist von einer sogenannten protoplanetaren Scheibe umgeben. Hierbei handelt es sich um eine flache, ringförmig verlaufende Ansammlung von Gas und Staub, welche den Stern umgibt. In dieser dichten Scheibe verbinden sich die darin enthaltenen Partikel aus Staub und Eis zu immer größeren Objekten, aus denen letztendlich ganze Planeten hervorgehen werden. Auf diese Weise ist vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren auch unser eigenes Sonnensystem entstanden.

Protoplanetare Scheiben wurden in den vergangenen Jahren von den Astronomen bereits bei einer Vielzahl von jungen Sternen beobachtet. Das Besondere an der Scheibe von TW Hydrae ist jedoch die in astronomischen Maßstäben betrachtet geringe Entfernung von lediglich 176 Lichtjahren, welche unser heimisches Sonnensystem von TW Hydrae trennt. Alle anderen derzeit bekannten Scheiben sind mindestens zweieinhalb soweit von der Erde entfernt. Damit stellt die TW Hydrae umgebende protoplanetare Scheibe für die Astronomen im Vergleich zu vergleichbaren Beobachtungsobjekten ein konkurrenzlos gutes Beobachtungsziel dar.

Zwar können die Astronomen aufgrund der gegebenen Größen- und Entfernungsverhältnisse keine direkten Aufnahmen der protoplanetaren Scheibe anfertigen (trotz einer Ausdehnung von fast 400 Astronomischen Einheiten ist die Staubscheibe hierfür aufgrund der Entfernung immer noch zu klein) – durch spektroskopische Untersuchungen des Lichts, welche von diesem Sternsystem bei unterschiedlichen Wellenlängen ausgesandt werden, und dem Vergleich der dabei gewonnenen Daten mit theoretischen Modellen lassen sich die Anwesenheit und wichtige Eigenschaften der Scheibe aber trotzdem gut erschließen und nachvollziehen. Dementsprechend verfügt der Stern TW Hydrae über eine der am häufigsten beobachteten und dabei am gründlichsten untersuchten protoplanetaren Scheiben überhaupt.

Allerdings war den untersuchenden Astronomen eines der grundlegenden Parameter dieser Scheibe bislang nur sehr ungenau bekannt, nämlich die Masse des in der Scheibe enthaltenen Wasserstoffs (Raumfahrer.net berichtete bereits über dessen Entdeckung in den äußeren Regionen der Scheibe). Dieser Massenwert ist jedoch entscheidend, um letztendlich auch abschätzen zu können, wie viele und welche Arten von Planeten zukünftig aus der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae hervorgehen können. Die bisherigen Versuche, diese Masse zu bestimmen, hingen empfindlich von Modellannahmen ab und waren dementsprechend ungenau. Die Abschätzungen für die Masse des molekularen Wasserstoffs in der Scheibe variierten zwischen einer halben und etwa 63 Jupitermassen.

Wenn Astronomen die Menge oder Häufigkeit eines bestimmten Stoffes in einer bestimmten Region des Weltalls nachweisen wollen, so suchen sie dabei mittels spektroskopischer Untersuchungen nach bestimmten Lichtemissionen, welche für diesen spezifischen Stoff charakteristisch sind. Bei dem Nachweis von Wasserstoffmolekülen funktioniert dieses Prinzip jedoch nur unzureichend, da diese Moleküle kaum Strahlung aussenden. Frühere Bemühungen, die Masse der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae zu bestimmen, basierten deshalb auf Indikatorstoffen, so genannte „Tracer“, welche typischerweise zusammen mit molekularem Wasserstoff auftreten, um dessen Menge indirekt abzuschätzen. Die Astronomen beobachteten so zum Beispiel das in der Scheibe enthaltene Kohlenmonoxid oder den in der Scheibe vorhandenen Staub und verließen sich dann auf Modelle und weitere Messungen, um so Rückschlüsse auf die enthaltene Menge des molekularen Wasserstoffs zu ziehen.

Dieses Vorgehen birgt allerdings mehrere potentielle Fehlerquellen. Abschätzungen der Masse aufgrund der Wärmestrahlung von Staubkörnern in der Scheibe beruhen auf Annahmen über den Grad der Undurchsichtigkeit, der Opazität, des Staubs. Dieser Wert ändert sich jedoch drastisch, während der Staub zu immer größeren Körnern zusammenklumpt. Unsicherheiten über das Verhältnis der Gasmenge zur Staubmenge, welche aus Messungen des interstellaren Mediums abgeleitet werden, fließen ebenfalls ein.

Abschätzungen aufgrund der Anwesenheit von Kohlenmonoxid sind zudem deshalb kompliziert, da die Scheibe für die betreffende Art von Strahlung undurchsichtig ist. Entsprechende Beobachtungen zeigen daher nur die unmittelbare Oberfläche der Scheibe. Wie sich dieser Werte dann zum Gesamtvolumen verhält, muss anschließend aus geeigneten Modellen erschlossen werden. Je nach dem verwendeten Modell ergibt sich so ein weites Spektrum an Massewerten, was die weiter oben erwähnten Differenzen bezüglich der Masse des molekularen Wasserstoffs bei TW Hydrae erklärt.

Bei den jetzt mit dem Weltraumteleskop Herschel durchgeführten Messungen wurde dagegen ausgenutzt, dass es bei den Wasserstoffmolekülen subtile Unterschiede gibt. Einige wenige Moleküle bestehen nicht aus zwei normalen Wasserstoffatomen, sondern enthalten vielmehr ein Deuteriumatom (während der Atomkern von Wasserstoff nur aus einem einzigen Proton besteht, enthält Deuterium ein zusätzliches Neutron). Diese Wasserstoffdeuterid-Moleküle senden eine bis zu eine Million mal stärkere Strahlung aus als „normale“ Wasserstoffmoleküle. Die reale Intensität dieser Strahlung hängt dabei von der Temperatur des Gases ab, welche im Fall von TW Hydrae mittels des von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Teleskopverbund „ALMA“ ermittelt wurde.

Das Weltraumteleskop Herschel bietet speziell im Wellenlängenbereich dieser Strahlung eine bisher einmalige Kombination aus Empfindlichkeit einerseits und „Feinheit“ der spektrale Auflösung andererseits. Für die Beobachtungen von TW Hydrae kam das Herschel-Instrument PACS (kurz für „Photodetector Array Camera & Spectrometer“) zum Einsatz. Hierbei handelt es sich um ein Kombinationsinstrument aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen für Wellenlängen zwischen 57 und 210 µm.
Durch die Verwendung dieses Instruments gelang es den an der Untersuchung beteiligten Astronomen nicht nur, die Wasserstoffdeuterid-Molekülen nachzuweisen, sondern auch deren Anzahl zu bestimmen. Beobachtungen an verschiedenen kosmischen Objekten bis zu Entfernungen von rund 300 Lichtjahren zeigen, dass das Mengenverhältnis zwischen Deuterium und normalem Wasserstoff in unserer unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft anscheinend weitgehend konstant ausfällt.

Weist man Wasserstoffdeuterid in einer gegebenen Menge nach und rechnet anhand dieses Häufigkeitsverhältnisses um, so ergibt sich somit auch eine gute Abschätzung für die Gesamtmenge an molekularem Wasserstoff. Die Auswertung der so gewonnenen Daten, welche eine zehn Mal genauere Massebestimmung als alle vorigen Studien erlaubt, ergab, dass die protoplanetare Scheibe von TW Hydrae über eine Mindestmasse von rund 52 Jupitermassen verfügt. Sollten sich zudem einige der Deuteriumatome in molekularem Eis oder in komplexeren organischen Molekülen, zum Beispiel in polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (kurz „PAK“) verbergen, oder sollten Teilbereiche der Scheibe undurchlässig für die charakteristische Strahlung des Wasserstoffdeuterids sein, dann wird die Menge an molekularem Wasserstoff mit dieser Methode jedoch unterschätzen. Aus diesem Grund stellt der jetzt veröffentlichte Massenwert eine Untergrenze dar.

Die Temperaturschätzung wurde aus Kohlenmonoxid-Spektrallinien abgeleitet und fällt aller Wahrscheinlichkeit nach zu niedrig aus. Mittels dieser Methode wurden lediglich die äußeren Schichten der Scheibe erfasst. Im Inneren der Scheibe, von wo die meiste Strahlung des Wasserstoffdeuterids stammt, sollte die Temperatur noch höher ausfallen. Alle eventuell möglichen Korrekturen über die Gesamtmasse der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae sollten von daher zu noch höheren Werten führen.

Abschätzungen bezüglich des Alters von TW Hydrae führen die Astronomen auf Werte zwischen drei und zehn Millionen Jahre – ein Alter, welches für Sternsysteme mit protoplanetaren Scheiben relativ hoch liegen. Normalerweise, so die bisherigen Theorien über die Bildung von Planeten, sollte sich das gerade entstehende Planetensystem um TW Hydrae bereits vollständig ausgebildet haben. Die neuen Massenmessungen zeigen jedoch, dass trotz dieses hohen Alters noch genügend Materie in der Scheibe vorhanden ist, um dort ein Planetensystem entstehen zu lassen, welches dabei sogar größer ausfallen könnte als unser heimisches Planetensystem.

„Diese Scheibe weist noch genügend Masse auf, um das Äquivalent von 50 Jupitern zu bilden“, so Edwin A. Bergin von der University of Michigan, der Hauptautor einer Publikation, welche sich mit den aktuellen Untersuchungen beschäftigt,.

Basierend auf dieser soliden Grundlage und unter Einbeziehungen weiterer Eigenschaften wie zum Beispiel der Temperaturverteilung, welche sich aus Folgebeobachtungen mit dem von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Teleskopverbund „ALMA“ noch deutlich genauer erschließen lassen sollte, wird es zukünftig möglich sein, noch weit realistischere Modelle für die Scheibe von TW Hydrae zu entwickeln als bisher. Der Vergleich dieser Modelle mit den bisher gewonnen Beobachtungsdaten wird es den an den Forschungen beteiligten Astronomen wiederum erlauben, die derzeit gängigen Theorien über die Entstehung von Planeten und Planetensystemen zu überprüfen und noch weiter zu verfeinern.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden heute in der Fachzeitschrift „Nature“ von unter dem Titel „An old disk still capable of forming a planetary system“ veröffentlicht.

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Abstract des Fachartikels bei Nature:

• An old disk still capable of forming a planetary system (engl.)

Der Beitrag Die Masse der Staubscheibe um TW Hydrae 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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EPSC 2012:

• DAWN – Latest Results (Oral Program) (engl.)
• DAWN – Latest Results (Poster Program) (engl.)

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

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: arxiv.org. Vertont von Peter Rittinger.

Vergleichbar mit der bisher anerkannten Theorie stieß die Protoerde vor etwa 4,5 Milliarden Jahren mit dem kleineren Protoplaneten Theia zusammen. Dadurch wurde die noch immer glutheiße Erde aufgerissen und ein Teil des Materials ins Umfeld geschleudert. Auch Überreste von Theia waren demnach entscheidend an der Mondentstehung beteiligt. Hier steht allerdings die Auffassung diametral gegenüber, dass der Mond ausgehend von einer ähnlichen Isotopenzusammensetzung von Proben überwiegend aus Material desselben Ursprungs der Protoerde besteht.
Die neuen Computersimulationen berücksichtigten gegenüber früheren Studien weitere Parameter, unter anderem auch die Möglichkeit, dass ein Großteil von Theia dem Anziehungsbereich der Erde entkommen konnte. Aufgrund gestiegener Rechenleistung und verfeinerter Modelle sind die Berechnungen genauer und die Ergebnisse sicherer. Demnach traf Theia die junge Erde wahrscheinlich unter einem steileren Winkel von etwa 30 bis 35 Grad und mit einer höheren Geschwindigkeit oberhalb von 11 km/s. Ein Großteil des Materials von Theia blieb mit 8,9 bis 9,3 km/s schneller als die für die Erde damals zutreffende Fluchtgeschwindigkeit, wogegen Erdmaterial weitgehend im Gravitationsfeld gefangen blieb und der im Orbit verbleibende Auswurf später den Mond ausbildete. Dabei berücksichtigte man auch unterschiedliche Zusammensetzungen für den Impaktor, von silikatreich (70%) über stark eisenhaltig (70%) bis hin zu 50% Eis.

Mit dem schnelleren Aufschlag ließe sich nicht nur die Zusammensetzung des Auswurfmaterials erklären sondern auch eine höhere Temperatur, welche die Differenzierung des heutigen Mondes beeinflusst. Ein Zusammenstoß mit höherer Geschwindigkeit hätte auch Auswirkungen auf Veränderungen im Drehmoment des Systems und der Bahngeschwindigkeit der Auswurffragmente, die ja nicht zwangsläufig erste kosmische Geschwindigkeit erreichen müssten.

Annahmen, Methoden und Ergebnisse der Computersimulationen werden im Fachblatt Ikarus veröffentlicht.

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• Gesprächsfaden zum Thema Mond

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