Quelle: NASA, JPL, 20. Dezember 2024.

20. Dezember 2024, Washington/Pasadena – Die mit Kratern übersäten Oberflächen vieler Himmelskörper in unserem Sonnensystem sind ein deutlicher Beweis dafür, dass sie seit 4,6 Milliarden Jahren von Meteoriten und anderem Weltraummüll zertrümmert werden. Doch auf einigen Welten, darunter der riesige Asteroid Vesta, der von der NASA-Mission Dawn erforscht wurde, weisen die Oberflächen auch tiefe Kanäle oder Rinnen auf, deren Ursprung nicht vollständig geklärt ist.

Eine Haupthypothese besagt, dass sie sich aus trockenen Geröllströmen gebildet haben, die durch geophysikalische Prozesse wie Meteoriteneinschläge und Temperaturschwankungen aufgrund der Sonneneinstrahlung verursacht wurden. Eine kürzlich von der NASA finanzierte Studie liefert jedoch Hinweise darauf, dass die Einschläge auf Vesta einen weniger offensichtlichen geologischen Prozess ausgelöst haben könnten: plötzliche und kurze Wasserströme, die Rinnen aushöhlten und Sedimentfächer ablagerten. In der Studie, die in der Fachzeitschrift Planetary Science Journal veröffentlicht wurde, wurde mit Hilfe von Laborgeräten, die die Bedingungen auf Vesta nachahmen, zum ersten Mal detailliert beschrieben, woraus die Flüssigkeit bestehen könnte und wie lange sie fließt, bevor sie gefriert.

Obwohl die Existenz von gefrorenen Soleablagerungen auf Vesta unbestätigt ist, haben Wissenschaftler zuvor die Hypothese aufgestellt, dass Meteoriteneinschläge Eis, das unter der Oberfläche von Welten wie Vesta lag, freigelegt und geschmolzen haben könnten. In diesem Szenario könnten die aus diesem Prozess resultierenden Ströme Rinnen und andere Oberflächenmerkmale geformt haben, die denen auf der Erde ähneln.

Aber wie könnten luftlose Welten – Himmelskörper ohne Atmosphäre, die dem intensiven Vakuum des Weltraums ausgesetzt sind – Flüssigkeiten lange genug auf ihrer Oberfläche beherbergen, damit sie fließen können? Ein solcher Prozess würde der Erkenntnis zuwiderlaufen, dass sich Flüssigkeiten im Vakuum schnell destabilisieren und in ein Gas verwandeln, wenn der Druck abfällt.

„Einschläge lösen nicht nur einen Flüssigkeitsstrom auf der Oberfläche aus, sondern die Flüssigkeiten sind auch lange genug aktiv, um bestimmte Oberflächenmerkmale zu erzeugen“, so Projektleiterin und Planetenforscherin Jennifer Scully vom Jet Propulsion Laboratory der NASA in Südkalifornien, wo die Experimente durchgeführt wurden. „Aber für wie lange? Die meisten Flüssigkeiten werden auf diesen luftlosen Körpern, wo das Vakuum des Weltraums unnachgiebig ist, schnell instabil.“

Der kritische Bestandteil ist Natriumchlorid – Kochsalz. Die Experimente ergaben, dass reines Wasser unter Bedingungen wie denen auf Vesta fast sofort gefriert, während salzhaltige Flüssigkeiten mindestens eine Stunde lang flüssig bleiben. „Das ist lang genug, um die auf Vesta identifizierten Strömungsmerkmale zu bilden, die nach Schätzungen bis zu einer halben Stunde benötigen“, sagte der Hauptautor Michael J. Poston vom Southwest Research Institute in San Antonio.

Die 2007 gestartete Raumsonde Dawn reiste zum Hauptasteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter und umkreiste Vesta 14 Monate lang und Ceres fast vier Jahre lang. Bevor die Mission 2018 endete, entdeckte sie Hinweise darauf, dass Ceres ein unterirdisches Sole-Reservoir beherbergt und möglicherweise immer noch Sole aus seinem Inneren an die Oberfläche transportiert. Die neue Forschung bietet Einblicke in die Prozesse auf Ceres, konzentriert sich aber auf Vesta, wo Eis und Salze eine salzhaltige Flüssigkeit erzeugen können, wenn sie durch einen Einschlag erhitzt werden, so die Wissenschaftler.

Simulation von Vesta

Um Vesta-ähnliche Bedingungen, wie sie nach einem Meteoriteneinschlag auftreten würden, nachzubilden, stützten sich die Wissenschaftler auf eine Testkammer am JPL mit der Bezeichnung Dirty Under-vacuum Simulation Testbed for Icy Environments (DUSTIE). Indem sie den Luftdruck in der Umgebung von Flüssigkeitsproben schnell verringerten, ahmten sie die Umgebung von Flüssigkeit nach, die an die Oberfläche gelangt. Reines Wasser gefror sofort, wenn es den Vakuumbedingungen ausgesetzt wurde. Salzhaltige Flüssigkeiten hingegen blieben länger in der Nähe und flossen weiter, bevor sie gefroren.

Die Solen, mit denen sie experimentierten, waren etwas mehr als ein paar Zentimeter tief; die Wissenschaftler kamen zu dem Schluss, dass die Ströme auf Vesta, die mehrere Meter tief sind, noch länger brauchen würden, um wieder einzufrieren.

Die Forscher waren auch in der Lage, die „Deckel“ aus gefrorenem Material nachzubilden, von denen man annimmt, dass sie sich auf Solen bilden. Die Deckel sind im Wesentlichen eine gefrorene Deckschicht, die die darunter liegende Flüssigkeit stabilisiert und sie vor dem Vakuum des Weltraums – oder in diesem Fall dem Vakuum der DUSTIE-Kammer – schützt und dafür sorgt, dass die Flüssigkeit länger fließt, bevor sie wieder gefriert.

Dieses Phänomen ähnelt dem, wie auf der Erde Lava in Lavaröhren weiter fließt, als wenn sie kühlen Oberflächentemperaturen ausgesetzt wäre. Es stimmt auch mit der Modellierungsforschung überein, die im Zusammenhang mit potenziellen Schlammvulkanen auf dem Mars und Vulkanen durchgeführt wurde, die möglicherweise eisiges Material aus Vulkanen auf dem Jupitermond Europa gespuckt haben.

„Unsere Ergebnisse tragen zu einer wachsenden Zahl von Arbeiten bei, die Laborexperimente nutzen, um zu verstehen, wie lange Flüssigkeiten auf einer Vielzahl von Welten bestehen“, sagte Scully.

Weitere Informationen über die Dawn-Mission der NASA finden Sie hier: https://science.nasa.gov/mission/dawn/

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• Dawn (Discovery 9) auf Delta II 7925H D327 von CC SLC-17B

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Am 1. Januar 1801 entdeckt der italienische Astronom Giuseppe Piazzi einen neuen Planeten – jedenfalls glaubt er das. Mehrere Jahre hatten Astronomen schon nach dem Himmelskörper gesucht, der sich zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter verstecken soll. Die Freude über den Fund ist allerdings nicht von Dauer: Bald stellt sich heraus, dass er nur einer von vielen kleinen Asteroiden ist, die auf ähnlichen Bahnen um die Sonne kreisen. Ceres verschwindet in Folge für fast 200 Jahre aus dem Rampenlicht, bevor er strahlend zurückkehrt.

Karl erzählt die Geschichte von Ceres, dessen Ansehen in den letzten zwei Jahrzehnten eine enorme Wende erfahren hat. Er wurde genauer beobachtet und bekam Sondenbesuch. Der größte Körper des Asteroidengürtels ist nicht nur zum Zwergplaneten aufgestiegen, sondern entpuppte sich auch geologisch als einer der erstaunlichsten Körper des Sonnensystems.

Im AstroGeo Podcast erzählen sich die Wissenschaftsjournalisten Franziska Konitzer und Karl Urban alle zwei Wochen eine Geschichte, die ihnen entweder die Steine unseres kosmischen Vorgartens eingeflüstert – oder die sie in den Tiefen und Untiefen des Universums aufgestöbert haben. Der Podcast ist auch auf iTunes oder Spotify zu finden.

Frühere Ausgaben des AstroGeo Podcast gibt es auf astrogeo.de. AstroGeo ist der Podcast von Die Weltraumreporter, einem Magazin der Riffreporter eG. Er ist frei verfügbar und entsteht durch die finanzielle Unterstützung seiner Hörerinnen und Hörer. Das geht mit einem monatlichen Abonnement die Weltraumreporter für 3,49 Euro pro Monat oder einer Spende. Diese und jede andere Form der finanziellen Unterstützung hilft dabei, dass der Podcast weiter werbefrei bleibt.

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Quelle: ESON.

12. Oktober 2021 – Die Beobachtungen zeigen ein breites Spektrum an eigenartigen Formen, von kugelförmig bis hin zu Hundeknochen, und helfen den Astronom*innen, die Ursprünge der Asteroiden in unserem Sonnensystem zu ergründen.

Die scharfen Bilder dieser 42 Objekte sind ein großer Fortschritt bei der Erforschung von Asteroiden, der dank bodengestützter Teleskope möglich wurde, und tragen zur Beantwortung der ultimativen Frage nach dem Leben, dem Universum und dem ganzen Rest bei [1].

„Nur drei große Asteroiden des Hauptgürtels, Ceres, Vesta und Lutetia, wurden bisher mit hoher Detailgenauigkeit abgebildet, da sie von den Weltraummissionen Dawn und Rosetta der NASA bzw. der Europäischen Weltraumorganisation besucht wurden“, erklärt Pierre Vernazza vom Laboratoire d’Astrophysique de Marseille in Frankreich, der die heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlichte Asteroidenstudie leitete. „Unsere ESO-Beobachtungen haben scharfe Bilder für viele weitere Ziele, insgesamt 42, geliefert.“

Die bisher geringe Zahl detaillierter Beobachtungen von Asteroiden bedeutete, dass wichtige Merkmale wie ihre 3D-Form oder Dichte bisher weitgehend unbekannt blieben. Zwischen 2017 und 2019 machten sich Vernazza und sein Team daran, diese Lücke zu schließen, indem sie eine gründliche Untersuchung der wichtigsten Himmelskörper im Asteroidengürtel durchführten.

Die meisten der 42 Objekte in ihrer Stichprobe sind größer als 100 km; insbesondere hat das Team fast alle Asteroiden des Gürtels abgebildet, die größer als 200 km sind, nämlich 20 von 23. Die beiden größten Objekte, die das Team untersuchte, waren Ceres und Vesta mit einem Durchmesser von 940 und 520 Kilometern, während die beiden kleinsten Asteroiden Urania und Ausonia jeweils nur etwa 90 Kilometer groß sind.

Durch die Rekonstruktion der Formen der Objekte stellte das Team fest, dass die beobachteten Asteroiden hauptsächlich in zwei Familien unterteilt sind. Einige sind nahezu perfekt kugelförmig, wie z. B. Hygiea und Ceres, während andere eine eigentümlichere, „längliche“ Form haben, deren unbestrittene Königin der „Hundeknochen“-Asteroid Kleopatra ist.

Durch die Kombination der Formen der Asteroiden mit Informationen über ihre Massen fand das Team heraus, dass sich die Dichten innerhalb der Probe erheblich unterscheiden. Die vier am wenigsten dichten Asteroiden, darunter Lamberta und Sylvia, haben eine Dichte von etwa 1,3 Gramm pro Kubikzentimeter, was in etwa der Dichte von Kohle entspricht.

Die dichtesten Asteroiden, Psyche und Kalliope, weisen Dichten von 3,9 bzw. 4,4 Gramm pro Kubikzentimeter auf, was mehr ist als die Dichte von Diamant (3,5 Gramm pro Kubikzentimeter).

Dieser große Unterschied in der Dichte deutet darauf hin, dass die Zusammensetzung der Asteroiden stark variiert, was den Astronomen wichtige Hinweise auf ihre Herkunft geben könnte. „Unsere Beobachtungen deuten darauf hin, dass diese Körper seit ihrer Entstehung beträchtlich gewandert sind. Kurz gesagt, diese enorme Vielfalt in ihrer Zusammensetzung können wir nur verstehen, wenn die Körper in verschiedenen Regionen des Sonnensystems entstanden sind“, erklärt Josef Hanuš von der Karlsuniversität in Prag, Tschechische Republik, einer der Autoren der Studie. Die Ergebnisse stützen insbesondere die Theorie, dass sich die Asteroiden mit der geringsten Dichte in den abgelegenen Regionen jenseits der Neptunbahn gebildet haben und zu ihrem heutigen Standort migrierten.

Diese Ergebnisse wurden dank der Empfindlichkeit des SPHERE-Instruments (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) am VLT der ESO möglich [2]. „Dank der verbesserten Fähigkeiten von SPHERE und der Tatsache, dass nur wenig über die Form der größten Asteroiden des Hauptgürtels bekannt war, konnten wir auf diesem Gebiet erhebliche Fortschritte erzielen“, sagt Mitautor Laurent Jorda, ebenfalls vom Laboratoire d’Astrophysique de Marseille.

Mit dem kommenden Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das derzeit in Chile gebaut wird und noch in diesem Jahrzehnt in Betrieb gehen soll, werden die Astronom:innen in der Lage sein, weitere Asteroiden im Detail zu beobachten. „ELT-Beobachtungen von Asteroiden des Hauptgürtels werden es uns ermöglichen, Objekte mit Durchmessern von bis zu 35 bis 80 Kilometern, je nach ihrer Lage im Gürtel, und Krater mit einer Größe von 10 bis 25 Kilometern zu untersuchen“, sagt Vernazza. „Ein SPHERE-ähnliches Instrument am ELT würde es uns sogar ermöglichen, eine ähnliche Auswahl von Objekten im fernen Kuipergürtel abzubilden. Das bedeutet, dass wir in der Lage sein werden, die geologische Geschichte einer viel größeren Anzahl von kleinen Körpern vom Erdboden aus zu charakterisieren.“

Endnoten
[1] In Per Anhalter durch die Galaxis von Douglas Adams ist die Zahl 42 die Antwort auf die „letzte Frage nach dem Leben, dem Universum und dem ganzen Rest“. Heute, am 12. Oktober 2021, ist der 42. Jahrestag der Veröffentlichung des Buches.

[2] Alle Beobachtungen wurden mit dem Zurich IMaging POLarimeter (ZIMPOL) durchgeführt, einem abbildenden Polarimeter-Subsystem des SPHERE-Instruments, das im sichtbaren Wellenlängenbereich arbeitet.

Weitere Informationen
Diese Ergebnisse wurden in einem Artikel vorgestellt, der in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint (VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis).

Das Team besteht aus P. Vernazza (Universität Aix Marseille, CNRS, CNES, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich [LAM]), M. Ferrais (LAM), L. Jorda (LAM), J. Hanuš (Institute of Astronomy, Faculty of Mathematics and Physics, Karls-Universität, Prag, Tschechische Republik [CU]), B. Carry (Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange, Frankreich [OCA]), M. Marsset (Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, MIT, Cambridge, USA [MIT]), M. Brož (CU), R. Fetick (French Areospace Lab [ONERA] und LAM), M. Viikinkoski ( Mathematics & Statistics, Tampere University, Finland [TU]), F. Marchis (LAM und SETI Institute, Carl Sagan Center, Mountain View, USA), F. Vachier (Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC University Paris 06 und Université de Lille, Frankreich [IMCCE]), A. Drouard (LAM), T. Fusco (French Areospace Lab [ONERA] und LAM), M. Birlan (IMCCE und Astronomisches Institut der Rumänischen Akademie, Bukarest, Rumänien [AIRA]), E. Podlewska-Gaca (Fakultät für Physik, Institut der astronomischen Sternwarte, Adam-Mickiewicz-Universität, Posen, Polen [UAM]), N. Rambaux (IMCCE), M. Neveu (University of Maryland College Park, NASA Goddard Space Flight Center, USA [UMD]), P. Bartczak (UAM), G. Dudziński (UAM), E. Jehin (Forschungsinstitut für Weltraumwissenschaften, Technologien und Astrophysik, Universität Lüttich, Belgien [STAR]), P. Beck (Institut de Planetologie et d’Astrophysique de Grenoble, UGA-CNRS, Frankreich [OSUG]), J. Berthier (IMCCE), J. Castillo-Rogez (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, USA [JPL]), F. Cipriani (European Space Agency, ESTEC – Scientific Support Office, Noordwijk, Niederlande [ESTEC]), F. Colas (IMCCE), C. Dumas (Thirty Meter Telescope, Pasadena, USA [TMT]), J. Ďurech (CU), J. Grice (Laboratoire Atmosphères, Milieux et Observations Spatiales, CNRS und Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines, Guyancourt, Frankreich [UVSQ] und School of Physical Sciences, The Open University, Milton Keynes, UK [OU]), M. Kaasalainen (TU), A. Kryszczynska (UAM), P. Lamy (Departamento de Fisica, Ingeniería de Sistemas y Teoría de la Señal, Universidad de Alicante, Alicante, Spanien), H. Le Coroller (LAM), A. Marciniak (UAM), T. Michalowski (UAM), P. Michel (OCA), T. Santana-Ros (Institut de Ciències del Cosmos, Universitat de Barcelona, Spanien und Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile), P. Tanga (OCA), A. Vigan (LAM), O. Witasse (ESTEC), B. Yang (Europäische Südsternwarte, Santiago, Chile), P. Antonini (Observatoire des Hauts Pays, Bédoin, Frankreich), M. Audejean (Observatoire de Chinon, Chinon, Frankreich), P. Aurard (AMU, Observatoire de Haute Provence, Institut Pythéas, Saint-Michel l’Observatoire, Frankreich [OHP]), R. Behrend (Genfer Observatorium, Sauverny, Schweiz und Labor für Hochenergiephysik und Astrophysik, Cadi Ayyad Universität, Marrakesch, Marokko [UCA]), Z. Benkhaldoun (UCA), J. M. Bosch (B74, Avinguda de Catalunya 34, 25354 Santa Maria de Montmagastrell (Tarrega), Spanien), A. Chapman (Cruz del Sur Observatorium, Stadt San Justo, Buenos Aires, Argentinien), L. Dalmon (OHP), S. Fauvaud (Observatoire du Bois de Bardon, Taponnat, Frankreich und Association T60, Observatoire Midi-Pyrénées, Toulouse, Frankreich), Hiroko Hamanowa (Hong Kong Space Museum, Tsimshatsui, Hong Kong, PR China [HKSM]), Hiromi Hamanowa (HKSM), J. His (OHP), A. Jones (I64, SL6 1XE, Maidenhead, UK), D-H. Kim (Korea Astronomy and Space Science Institute, Daejeon, Korea [KASI] und Chungbuk National University, Chungdae-ro, Seowon-gu, Cheongju-si, Chungcheongbuk-do, Korea), M-J. Kim (KASI), J. Krajewski (Fakultät für Physik, Institut der astronomischen Sternwarte, Adam-Mickiewicz-Universität, Poznań, Polen), O. Labrevoir (OHP), A. Leroy (Observatoire OPERA, Saint Palais, Frankreich [OPERA] und Uranoscope, Gretz-Armainvilliers, Frankreich), F. Livet (Institut d’Astrophysique de Paris, Paris, Frankreich, UMR 7095 CNRS et Sorbonne Universités), D. Molina (Anunaki Observatory, Calle de los Llanos, Manzanares el Real, Spanien), R. Montaigut (Club d’Astronomie de Lyon Ampere, Vaulx-en-Velin, Frankreich und OPERA), J. Oey (Kingsgrove, NSW, Australien), N. Payre (OHP), V. Reddy (Planetary Science Institute, Tucson, USA), P. Sabin (OHP), A. G. Sanchez (Rio Cofio Observatory, Robledo de Chavela, Spanien), und L. Socha (Cicha 43, 44-144 Nieborowice, Polen).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO ermöglicht astronomische Spitzenforschung, indem sie leistungsfähige bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle. Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts und zwei Teleskope für Himmelsdurchmusterungen: VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt, arbeitet im Infraroten, während das VLT Survey Telescope (VST) für Himmelsdurchmusterungen ausschließlich im sichtbaren Licht konzipiert ist. Die ESO ist außerdem einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das European Extremely Large Telescope (E-ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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Wissenschaftlicher Artikel

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Asteroidengürtel

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Quelle: DLR.

30. September 2021 – Die etwa 500 Kilometer große Vesta ist der größte Asteroid. Wie ihre zahlreichen Begleiter im Asteroidengürtel gehört sie zur ‚Urmaterie‘ des Sonnensystems. Eine in Nature Astronomy veröffentlichte Studie kommt nun zu dem Schluss: Vesta war sehr viel früher einer zweiten umfangreichen Einschlagserie großer Gesteinskörper ausgesetzt als bislang angenommen. Dies lässt den Rückschluss zu, dass das ganze innere Sonnensystem deutlich zeitiger von diesem sogenannten späten ‚Bombardement‘ betroffen war und damit alle erdähnlichen Planeten. Diese Beobachtung liefert damit auch wichtige Erkenntnisse zur Frühphase unserer Erde. Zu dieser Schlussfolgerung kommt ein internationales Forschungsteam unter Beteiligung von Geowissenschaftlern des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR), der Universität Heidelberg, der Freien Universität Berlin und dem Museum für Naturkunde Berlin. Bereits während der Entstehung erlebte Vesta ein erstes großes Bombardement-Ereignis, das aber nicht die Zusammensetzung des Mantels erklären kann.

Für die heute veröffentlichte Studie führte Dr. Wladimir Neumann vom DLR-Institut für Planetenforschung sowie dem Institut für Geowissenschaften der Universität Heidelberg zahlreiche Modellrechnungen der thermischen Entwicklung Vestas durch. Dadurch konnte der Zeitraum der frühen Einschläge besser eingegrenzt werden. „Damit das Material der einschlagenden Körper dem Gesteinsmantel der jungen Vesta überhaupt einigermaßen homogen beigemischt werden kann, muss dieser heiß genug sein und sich, von der inneren Wärme angetrieben, konvektiv umwälzen“, erklärt Dr. Neumann die Analysen. „Unsere Modelle haben ergeben, dass dies nur für Einschläge innerhalb der kurzen Zeitspanne vor 4,56 bis etwa 4,50 Milliarden Jahren zutrifft, also fast unmittelbar nach der Entstehung der Planeten im inneren Sonnensystem.“

Seltene Meteoriten liefern wichtige Indizien

Bislang ging man davon aus, dass die Hauptphase dieser Bombardierung erst einige hundert Millionen Jahre später erfolgte, etwa zu der Zeit, als auf dem Mond einige der großen Einschlagskrater entstanden. Für den Erdmond und wohl auch für die anderen terrestrischen Planeten zeichnet sich durch diese Untersuchung jedoch ab: Die Hauptmasse dieser ‚Bombardierung‘ erreichte die Planeten sehr früh nach ihrer Entstehung ähnlich wie bei Vesta.

Dieser Befund beruht neben Modellierungen auf Analysen von Meteoriten irdischer Sammlungen, deren Mutterkörper mit großer Wahrscheinlichkeit Vesta ist – die sogenannten ‚HED-Meteoriten‘. Die Abkürzung beruht auf den Anfangsbuchstaben einer Untergruppe seltener Steinmeteoriten, den Howarditen, Eukriten und Diogeniten, die Ähnlichkeiten mit magmatischen Gesteinen auf der Erde aufweisen. Aufgrund ihrer chemischen Zusammensetzung müssen sie von einem schon „differenzierten‘ planetaren Körper stammen, in dem sich schwere, metallische Elemente in einem Kern angereichert haben, der von einem leichteren Gesteinsmantel und einer noch leichteren Kruste umgeben war und magmatische Prozesse Veränderungen verursacht haben.

Planetare Körper wuchsen durch das Bombardement weiter

Numerische Simulationen und Untersuchungen mit der NASA-Raumsonde Dawn aus den Jahren 2011 und 2012 an Vesta zeigen heute ein neues Bild von der Chronologie der Kollisionsgeschichte im frühen Sonnensystem. Die erdähnlichen Planeten im frühen Sonnensystem wuchsen zunächst durch das Zusammenballen winziger, aneinanderhaftender Staubkörner, im Endstadium dann durch Einschläge immer größerer Gesteinskörper. Dies trifft auch auf den Asteroiden Vesta zu. Während des Wachstumsprozesses heizte sich Vesta in der Frühphase ihrer Entwicklung immer stärker auf, so dass ein oberflächennaher Magmaozean aus geschmolzenem Silikatgestein sowie ein flüssiger metallischer Kern im Inneren entstanden.

Im Laufe der Zeit schlugen andere Körper auf der Kruste von Vesta ein, wodurch auch Material ins All geschleudert und ins innere Sonnensystem transportiert wurde. So gelangten gelegentlich Gesteinstrümmer von Vesta als Meteorite auf die Erde. Chemische Analysen dieser Meteorite haben gezeigt, dass auch nach der Bildung von Vestas Kern weitere kosmische Einschläge die Zusammensetzung von Kruste und Mantel des Asteroiden verändert haben. „Diese Materialzufuhr war in der Frühphase jedoch deutlich größer als danach“ erläutert Professor Harry Becker von der Freien Universität Berlin, einer der Autoren der Untersuchung. Vesta wurde von mindestens zwei sehr großen Körpern aus dem Asteroiden-Hauptgürtel getroffen, wovon zwei mehrere hundert Kilometer große Einschlagsbecken am Südpol zeugen, die mit einer vom DLR und der Max-Planck-Gesellschaft entwickelten Kamera an Bord der Dawn-Mission entdeckt wurden.

Auch die Erde hatte einen Magmaozean und eine glühend heiße Atmosphäre

Zudem stammen die einschlagenden Körper offenbar nicht, wie bislang vermutet, aus dem heutigen Asteroidengürtel, sondern aus dem inneren Sonnensystem, in dem sich die erdähnlichen Planeten gebildet haben. „Für unsere Erde unterstreicht dies nochmals die Bedeutung einer frühen heißen Phase mit einem Magmaozean, der durch große Einschläge fortlaufend erneuert wurde. In dieser Zeit war die erste Atmosphäre der Erde über viele Millionen Jahre glühend heiß. Erst viel später konnten sich Wasserozeane bilden, indem der heiße Wasserdampf abkühlte und abregnete“, erläutert Prof. Dr. Kai Wünnemann vom Museum für Naturkunde und der FU Berlin.

Die Forschungsarbeiten an der Universität Heidelberg wurden von der Klaus Tschira Stiftung gefördert. Die Beiträge aus Berlin und Münster sind Teil des Sonderforschungsbereichs-Transregio TRR 170 ‚Late Accretion onto Terrestrial Planets‘ der von der Deutschen Forschungsgemeinschaft gefördert wird. An der internationalen Studie beteiligt waren außerdem Wissenschaftler der Macau University of Science and Technology (Macau), der Université de Nice Sophia-Antipolis (Frankreich), der University of California at Davis und der University of California San Diego (beide USA), der Universität Bayreuth, dem Planetary Science Institute in Tucson (USA), und dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR).

Originalpublikation:

M.-H. Zhu, A. Morbidelli, W. Neumann, Q.-Z. Yin, J.M.D. Day, D.C. Rubie, G.J. Archer, N. Artemieva, H. Becker, K. Wünnemann: Common feedstocks of late accretion for the terrestrial planets. Nature Astronomy (30 September 2021)

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• Asteroidengürtel

Der Beitrag DLR: Heftiges Bombardement der Planeten im frühen Sonnensystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Sieben Jahre lang hat die Raumsonde Dawn den Asteroidengürtel erforscht und mit ihren Messdaten unsere Vorstellungen von dieser Region des Sonnensystems erheblich erweitert. Für seine wissenschaftlichen Beiträge zur Erforschung des Asteroiden Vesta und des Zwergplaneten Ceres hat die amerikanische Weltraumagentur NASA Dr. Andreas Nathues vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) jetzt mit der NASA Exceptional Scientific Achievement Medaille, der höchsten NASA-Auszeichnung für wissenschaftliche Leistungen, geehrt. Der MPS-Forscher leitet das Team um das Kamerasystem von Dawn, das in den vergangenen Jahren die mehr als 100.000 Aufnahmen des Asteroiden Vesta und des Zwergplaneten Ceres ausgewertet hat. Darin entdeckten die Forscherinnen und Forscher Hinweise auf den inneren Aufbau beider Körper sowie im Falle von Ceres Belege für Kryovulkanismus und Ansammlungen organischen Materials.

Die mehr als eine Million „Bewohner“ des Asteroidengürtels, der Region zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, gelten gemeinhin als eher schlichte Körper: unregelmäßig geformte Brocken, die sich in einer frühen Phase des Sonnensystems bildeten und danach kaum weiterentwickelten. Dass diese Vorstellung längst nicht auf alle Asteroiden zutrifft, hat die NASA-Mission Dawn, die von 2011 bis 2018 vor Ort Messdaten sammelte, bewiesen. Die beiden Ziele der Mission, der Asteroid Vesta und der Zwergplanet Ceres (der ebenfalls im Asteroidengürtel seine Bahnen zieht), entpuppten sich als komplexe Mini-Welten, die eher an Planeten denn an primitive Gesteinsbrocken erinnern. Entscheidende Messdaten lieferten die beiden wissenschaftlichen Kameras an Bord, die unter Leitung des MPS entwickelt und gebaut sowie während der Mission betrieben wurden.

„Die beiden baugleichen Kameras von Dawn lieferten mehr als nur Fotos“, erklärt Dr. Andreas Nathues vom MPS, der das Kamerateam von Dawn seit 2010 leitet. Beide Instrumente sind mit mehreren Farbfiltern ausgestattet. Mit ihrer Hilfe lassen sich wellenlängenabhängig die Intensitäten des Lichtes, das Vesta und Ceres ins All reflektieren, bestimmen. Das erlaubt Rückschlüsse auf mineralogische Zusammensetzung und die Beschaffenheit der Oberfläche. Andreas Nathues und sein Team konnten so erstmals von beiden Körpern hochaufgelöste geologische Karten anfertigen.

Wie sich zeigt, sind besonders Krater auf den Oberflächen interessant. Durch die zum Teil sehr heftigen Einschläge liegt dort mancherorts Material aus tieferen Schichten frei und erlaubt einen Blick in das „Innenleben“ beider Körper. Für Vesta ließ sich auf diese Weise eine innere Schichtstruktur aus Mantel und Gesteinskruste nachweisen, ganz ähnlich wie die der Erde. Der etwa 530 Kilometer große Körper muss nach seiner Entstehung zunächst eine vergleichbare Entwicklung durchlaufen haben wie die inneren Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars.

Ceres lieferte noch größere Überraschungen. In einigen Gebieten findet sich dort organisches Material, das möglicherweise von einem Kometeneinschlag stammt. Zudem zeigen die Kameradaten Kryovulkane, aus denen bis vor geologisch kurzer Zeit salzhaltige Lösung austrat. Ceres beherbergt offenbar stellenweise Wasserreservoirs unter ihrer Oberfläche – und gleicht damit eher den wasserreichen Jupiter- und Saturnmonden, die eigentlich in deutlich größerer Entfernung zur Sonne zuhause sind. „Der Nachweis, dass es auf Ceres zumindest Reste eines unterirdischen Ozeans gibt, hat unsere Sicht auf den Asteroidengürtel und seine Entstehung deutlich verändert“, so Nathues. Möglicherweise nahm Ceres ihren Ursprung weiter draußen im Sonnensystem und wanderte erst später in den Asteroidengürtel ein.

Trotz des Endes der Mission vor einem Jahr gehen die wissenschaftlichen Arbeiten weiter. Dem Team um Andreas Nathues ist es zuletzt gelungen, den vorliegenden Daten neue und detailliertere Informationen zu entlocken. Schlüssel dazu waren Kalibrationsmessungen, die in der letzten Missionsphase aus einer Umlaufbahn um Ceres möglich wurden.

Bereits vor dem Start ins All untersuchen Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler, wie alle Pixel des Kamera-CCDs auf dieselbe Lichtmenge und –art reagieren. Nur so lassen sich die aufgenommenen Bilder später wissenschaftlich exakt interpretieren. Doch der mehr als zehnjährige Flug durchs All geht an dem CCD der Kamera nicht spurlos vorüber; das Verhalten einzelner Pixel verändert sich. In den letzten Monaten der Mission konnte das MPS-Team ihre Kameras durch Aufnahmen eines bekannten Sternes neu eichen. Die Datenauswertungen, die auf dieser aktualisierten Eichung beruhen, präzisieren die bisher bekannten Karten beider besuchten Objekte, offenbaren viele zusätzliche Details – und zeigen Vesta und Ceres in beeindruckender Schönheit.

Dr. Andreas Nathues hat an der Westfälischen Wilhelms-Universität Münster Geophysik studiert und an der Freien Universität Berlin promoviert. Seit 1999 arbeitet er am MPS. Andreas Nathues war an den Mondmissionen SMART-1 und Chandrayaan-1 beteiligt und leitet seit 2010 das Kamerateam der Asteroidenmission Dawn.

Die NASA vergibt die Exceptional Scientific Achievement Medaille jährlich an ausgewählte Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler, die durch ihre Arbeiten grundlegende neue wissenschaftliche Erkenntnisse geliefert haben und ihr Forschungsfeld fundamental verändert haben. Die Medaille ist die höchste Auszeichnung der NASA für wissenschaftliche Leistungen.

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• Dawn (Discovery 9) auf Delta II 7925H D327 von CC SLC-17B

Der Beitrag Hohe NASA-Auszeichnung für Andreas Nathues erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Nantes. Quelle: NASA.

Während der kommenden Monate soll Dawn näher als bisher an Ceres alias A899 OF und 1943 XB herankommen. Die 2007 gestartete Sonde kreist nach einem Besuch des großen Asteroiden Vesta seit dem 6. März 2015 um den Zwergplaneten Ceres.

Aktuell untersuchen Dawns Flugdynamiker Wege, Dawn in eine Bahn zu steuer, deren der Oberfläche von Ceres nächstliegender Bahnpunkt bei unter 200 Kilometer liegen soll. Bisher war Dawn maximal bis auf rund 240 Kilometer der Oberfläche des Zwergplaneten nahegekommen.

Die Priorität der Forschungen im Rahmen der zweiten Missionserweiterung bei Ceres liegt nach einer Meldung des Labors für Strahlantrieb (Jet Propulsion Laboratory, JPL) der NASA mit Datum vom 19. Oktober 2017 bei der Sammlung von Daten durch Dawns Gamma- und Neutronspektrometer (Gamma Ray and Neutron Detector, GRaND), das vom Los Alamos National Laboratory (LANL) in den USA entwickelt worden war. Das Instrument ist in der Lage, Menge und Energie von Gamma- und Neutronenstrahlung zu bestimmen. Die Informationen, die man von dem Instrument erhalten kann, sind wichtig für das Verständnis der Zusammensetzung der obersten Schichten der Atmosphäre von Ceres und die Beantwortung der Frage, wie viel Eis es dort gibt.

Fortsetzen will man auch die Beobachtung von Ceres und seinen geologischen Oberflächenstrukturen im Bereich des für den Menschen sichtbaren Lichts mit den beiden in Deutschland entstandenen Framing Cameras (FC) vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen und dem Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof. Ebenfalls weiterführen möchte man mineralogische Untersuchungen, in deren Rahmen ein von der Italienischen Raumfahrtagentur (Agenzia Spaziale Italiana, ASI) beigesteuertes Spektrometer für sichtbares Licht und Infrarotstrahlung (Visible & Infrared Spectrometer, VIR) zum Einsatz kommt.

Die neuerliche Missionserweiterung erlaubt es auch, Dawn einzusetzen, während Ceres sich durch das Perihel, die größte Annäherung an die Sonne, bewegt. Im April 2018 erreicht Ceres auf seiner Bahn um die Sonne, auf der er für eine Runde etwa 1.682 Erdtage benötigt, das nächste Perihel.

Je näher Ceres an die Sonne herankommt, desto mehr Eis von seiner Oberfläche könnte sich in Wasserdampf verwandeln, was bei der vom ESA-Weltraumteleskop Herschel vor der Ankunft von Dawn bei Ceres beobachteten veränderlichen dünnen Atmosphäre eine Rolle spielen könnte. Bislang von Dawn gelieferte Daten werden derart interpretiert, dass der Wasserdampf in der Atmosphäre entsteht, wenn energiereiche Teichen von der Sonne mit Eis auf der Oberfläche von Ceres interagieren. Während des Durchgangs durch das Perihel soll Ceres auch von am Erdboden stationierten Teleskopen beobachtet werden. Die Informationen von den Teleskopen und der Raumsonde möchte man anschließend zusammen betrachten und auswerten.

Aktuell rechnen die Missionsplaner damit, Dawn bis in die zweite Hälfte des Jahres 2018 hinein nutzbringend einsetzen zu können. Irgendwann allerdings wird die Mission der Sonde sicher enden. Im Rahmen von Bestrebungen, Ceres vor Kontaminationen von der Erde zu schützen, soll Dawn schließlich in einen auf lange Zeit sicheren Orbit um Ceres gebracht werden, aus dem heraus auf absehbare Zeit kein Absturz auf Ceres erfolgen kann, auch wenn (dann später) schon lange kein Hydrazin und Xenon für Dawns Triebwerke an Bord mehr vorhanden ist. Nach der letzten Bahnänderung will man die Sonde noch solange weiter betreiben, wie es ihr Zustand zulässt.

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• Dawn (Discovery 9) auf Delta II 7925H D327 von CC SLC-17B

Der Beitrag Missionsverlängerung für Dawn im Orbit um Ceres erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Nantes. Quelle: NASA.

Während der Vorbereitung von Beobachtungen bei einer bestimmten Opposition genannten Konstellation, bei der Dawn sich im Bereich zwischen der Sonne und Ceres bewegte, wurde am 23. April 2017 ein sogenannter Sicherheitsmodus („safemode“) ausgelöst, bei dem die Sonde in einen Zustand eingeschränkter Aktivität mit definiertem Kommunikationsverhalten versetzt worden ist.

Im Verlauf einer turnusmäßigen Kommunikationssitzung übermittelte die Sonde am 24. April 2017 Informationen zur Erde, aus denen hervorging, dass die Sonde nun auch das dritte von vier Reaktionsrädern an Bord – relativ schwere, scheibenförmige Massen, die elektromotorisch angetrieben die Lage der Sonde im Raum verändern können – verloren hatte. Der Fehler war aufgetreten, nachdem Dawn am 22. April 2017 eine fünfstündige angetriebene Flugphase unter Nutzung ihres elektrischen, Xenon ausstoßenden Triebwerkssystems absolviert hatte. Wegen des Ausfalls kamen weitere, kürzere angetriebene Flugphasen am 23. und 24. April 2017 nicht zu Stande.

Nachdem die Bodenkontrolle auf der Erde Kenntnis von dem Problem an Bord der Sonde erlangt hatte, gelang es am 25. April 2017 die Sonde wieder in ein Standartbetriebsregime mit einer Lageregelung durch kleine, Hydrazin katalytisch zersetzende Triebwerke zu versetzen. Die Bahn der Sonde würde es nach Angaben der NASA auch erlauben, die während der Opposition vorgesehenen Messungen durchzuführen. Außerdem werde es im verbleibenden Teil der erweiterten Mission von Dawn im Orbit um Ceres laut NASA durch den Ausfall des Reaktionsrades keine signifikanten Beeinträchtigungen geben.

Dawn war im Jahre 2007 gestartet worden. Vor Erreichen des Zwergplaneten Ceres konnte Dawn bereits den großen Asteroiden Vesta intensiv untersuchen. 2016 schloss Dawn ihre Primärmission im Orbit um Ceres ab. Aktuell wird die Sonde im Rahmen einer Missionserweiterung betrieben.

Auf den Ausfall des Reaktionsrades war man – auch wegen bereits gewonnener Erfahrungen – vorbereitet. Das erste Reaktionsrad hatte im Juni 2010 – etwa ein Jahr vor Ankunft bei Vesta – seine Arbeit eingestellt, ein weiteres im August 2012 im Orbit um Vesta. Zunächst wurden die Hydrazin-Triebwerke benutzt, um den Verlust der Reaktionsräder zu kompensieren. 12 dieser 0,9 Newton starken Triebwerke sind um den Hauptkörper der Sonde herum verteilt.

NASAs Labor für Strahlantrieb (JPL) aus Pasadena in Kalifornien und der Hersteller der Sonde, die Orbital ATK Inc. aus Dulles im US-Bundesstaat Virginia, entwickelten eine Software für einen hybriden Kontrollmodus, der die eingeschränkte Nutzbarkeit der Reaktionsräder berücksichtigte. Diese Software war dann im April 2011 auf der Sonde installiert worden.

Wegen der beschränkten Menge von Hydrazin an Bord entwarf man außerdem eine Strategie, in deren Rahmen man beim Orbiteinschuss bei Ceres möglichst wenig Treibstoff einsetzen wollte.

Für den weiteren Weg zu Ceres und beim anschließenden Orbiteinschuss benötigte man schließlich statt der ursprünglich projektierten 12,5 Kilogramm nur 4,4 Kilogramm Hydrazin. Gestartet war Dawn mit 45,6 Kilogramm Hydrazin an Bord, beim Abflug von Vesta waren noch 32,3 Kilogramm verfügbar.

Die Mission der Sonde wird im Orbit um Ceres beendet. Es gab Überlegungen, den Ionenantrieb der Sonde zu benutzen, um sie in Richtung eines weiteren Objektes im Asteroidengürtel, (145) Adeona, zu beschleunigen. Ein Verbleib bei Ceres betrachtete man schließlich als wissenschaftlich nachhaltiger.

Das verbliebene Hydrazin an Bord wird man weiter verwenden, um die Sonde während geplanter Kommunikationssitzungen so auszurichten, dass ihre Kommunikationsantenne zur Erde senden kann. Außerdem muss die Sonde während der Beobachtung von Ceres so gesteuert werden, dass ihre Solarzellenausleger ausreichend Sonnenlicht einfangen können. Verliert man die Möglichkeit zu einer entsprechenden Ausrichtung, kann das Missionsende zügig kommen. Erwartet wird, dass Dawn noch Jahrzehnte nach Betriebsende als künstlicher Mond um Ceres kreisen wird.

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• Dawn (Discovery 9) auf Delta II 7925H D327 von CC SLC-17B

Der Beitrag Einradsonde Dawn 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. Vertont von Peter Rittinger.

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-Asteroidengürtel unseres Sonnensystems anschließend bis zum September 2012 ausführlich mit den drei an Bord der Raumsonde befindlichen 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.

Zwischen dem Dezember 2011 und Ende April 2012 fertigte die Framing Camera aus dem LAMO heraus knapp 10.000 Aufnahmen an, die über eine Auflösung von bis zu 20 Metern pro Pixel verfügen und welche die Asteroidenoberfläche aus unterschiedlichen Blickwinkeln und unter verschiedenen Beleuchtungsverhältnissen wiedergeben. Aus diesen Aufnahmen wählten die Mitarbeiter eines von Dr. Thomas Roatsch vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof geleiteten Teams etwa 8.000 Aufnahmen aus, aus denen anschließend eine globale Karte der Vesta-Oberfläche erstellt wurde.

Um diese Aufnahmen zu einem auch wissenschaftlich aussagekräftigen Werk zusammenfügen zu können, mussten die einzelnen Fotos zuerst aufwendig bearbeitet werden. Nach verschiedenen Kalibrierungen und der Korrektur von geometrischen Verzerrungen wurden die Bilder zu einer Mercator-Projektion zusammengesetzt, aus welcher sich einzelne Kartenblätter erstellen lassen. Die dabei erzeugten 30 Kartenblätter geben die Oberfläche von Vesta in einem Maßstab von 1:200.000 wieder und sind auf einer entsprechenden Internetseite des DLR im PDF-Format abrufbar. Lediglich die Nordpolregion des Asteroiden, welche während des Besuchs durch DAWN im Schatten verborgen blieb, konnte nicht fotografisch abgebildet werden.

Die auf diesen Karten vermerkten Namen von einzelnen Oberflächenstrukturen wurden von den an der DAWN-Mission beteiligten Wissenschaftlern vorgeschlagen und anschließend von der Internationalen Astronomischen Union (IAU), welche für die Namensvergabe für Oberflächenformationen auf extraterrestrischen Himmelskörpern verantwortlich ist, übernommen. Die vergebenen Namen stehen entweder in einer Verbindung zu historischen römischen Persönlichkeiten oder aber in einem unmittelbaren Zusammenhang mit der römischen Mythologie und Religion bezüglich der Göttin Vesta, nach der dieser Asteroid benannt wurde.

Der neu erstellte Atlas von Vesta wird im Rahmen des European Planetary Science Congress 2013, einer gegenwärtig in London stattfindenden Fachtagung der Planetenforscher, vorgestellt. Diese Karten werden den Planetologen dabei behilflich sein, die Oberfläche dieses Asteroiden noch besser zu beschreiben und dadurch weitere Erkenntnisse über die diversen Prozesse zu gewinnen, welche zur Bildung von dessen vielfältig gestalteten Oberfläche geführt haben.

Nach dem Abschluss der Untersuchungen bei Vesta im Jahr 2012 setzte die Raumsonde ihre Reise durch unser Sonnensystem fort. Im Februar 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.

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:

• High-Resolution Vesta LAMO Atlas derived from DAWN FC Images (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Oral Program) (engl.)
• Vesta and Ceres: Targets of Dawn (Poster Program) (engl.)

Der Beitrag Ein Atlas des Asteroiden (4) Vesta 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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• Asteroidengürtel
• 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 Roland Rischer. Quelle: Olaf Frohn, The Planetary Society, APOD.

Allein bei dem, was man zur Erforschung des Sonnensystems angekündigt, modifiziert, durchgeführt, verschoben oder verworfen hat, kann selbst der interessierte Laie und so mancher Profi schnell den Überblick verlieren. The Planetary Society veröffentlicht regelmäßig eine kompakte Visualisierung.

Raumfahrer.net bietet eine breite Abdeckung dieses Themenbereiches. Die Übersicht der Planetary Society verknüpft mit den jeweils aktuellsten Beiträgen bei Raumfahrer.net ergibt eine schnelle und in die Tiefe gehende, deutschsprachige Informationsmöglichkeit, nicht zuletzt auch wegen der weiterführenden Links. Bereits die Aufzählung der aktuellen und anstehenden Missionen in Richtung Sonne, Planeten, Monde, Kometen und Asteroiden ist beeindruckend:

Sonne

• SOHO – Solar and Heliospheric Observatory
• STEREO A und B – Solar Terrestrial Relations Observatory
• SDO – Solar Dynamics Observatory
• ACE – Advanced Composition Explorer

Merkur

• MESSENGER – Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging

Venus

• Venus Express
• Akatsuki

(Erd-)Mond

• ARTEMIS P1 und P2 – Acceleration, Reconnection, Turbulence and Electrodynamics of the Moon’s Interaction with the Sun
• LRO – Lunar Reconnaissance Orbiter

Mars

• Mars Express
• Mars Science Laboratory Curiosity
• Mars Exploration Rover Opportunity
• Odyssey
• MRO – Mars Reconnaissance Orbiter

Asteroiden/Kometen

• ICE – International Cometary Explorer
• Deep Impact
• Dawn
• Chang’ e 2
• Rosetta

Jupiter

• Juno

Saturn

• Cassini-Huygens

Pluto und darüber hinaus

• New Horizons
• Raumcon-Forum Voyager/Pioneer
• Pioneer 10
• Voyager 1
• Voyager 2

Geplante Starts

• 2013 LADEE – Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer
• 2013 MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile Evolution
• 2013 Mars Orbiter Mission (Mangalyaan)
• 2013 Chang’e 3 (Mondlandung)
• 2014 DSCOVR – Deep Space Climate Observatory
• 2014 Hayabusa 2 (Asteroiden-Probenentnahme)
• 2015 BepiColombo (Merkur-Mission)
• 2015 Chang’e 4 (Mondlandung)
• 2015 Luna-Glob 1
• 2016 ExoMars Trace Gas Orbiter
• 2016 InSIGHT – Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport (Marslandung)
• 2016 OSIRIS-REx – Origins-Spectral Interpretation-Resource Identification-Security-Regolith Explorer (Asteroiden-Probenentnahme)
• 2016 Luna-Glob 2
• 2017 Solar Orbiter
• 2017 Orion EM-1 (bemannte Mondumrundung)
• 2018 Chang’e 5 (Mondlandung)
• 2018 Solar Probe Plus
• 2018 ExoMars Rover
• 2020 US Mars Rover
• 2022 JUICE – Jupiter Icy Moons Explorer

Der Beitrag Aktuell erforschen 27 Missionen das Sonnensystem 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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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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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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