Kleine Körper und Kometen: Forschung

Zusammensetzung von Asteroiden, Kometen und Transneptun-Objekte (TNOs)

Das sichtbare Spektrum des Kometen C/2006 P1 (McNaught), des Großen Kometen des Jahres 2007. Das Spektrum wurde mit dem EMMI-Instrument am New Technology Telescope der Europäischen Südsternwarte in La Silla in Chile aufgenommen. Es zeigt die charakteristischen Emissionslinien der kometaren Gaskoma zusammen mit Linien von Stoffen, die nur in sehr hellen Kometen nahe der Sonne beobachtbar sind (z. B. Natrium).

Die chemische, mineralogische und Isotopenzusammensetzung von Asteroiden, Kometen und Transneptun-Objekte (TNOs) liefert uns Informationen über die Vergangenheit einzelner Körper, die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems, die mögliche Herkunft des Wassers auf der Erde und über die Verbreitung organischer Verbindungen im Sonnensystem. Wir messen die Zusammensetzung von Himmelskörpern sowohl mit Hilfe von Fernerkundungsmethoden als auch durch die direkte Untersuchung von Materialproben. Fernerkundungsmethoden arbeiten mit dem Licht, das von einem Himmelskörper ausgeht und/oder reflektiert wird. Die spektrale Verteilung des Lichts ist jeweils charakteristisch für das Material an der Oberfläche des Himmelskörpers oder in seiner Atmosphäre. Fernerkundungsinstrumente sind Kameras und Spektrometer, die in verschiedenen Wellenlängenbereichen des Lichts (UV bis Submillimeter) arbeiten. Sie befinden sich entweder auf Raumsonden, die zu einzelnen Himmelskörpern fliegen (z.B. die Kometensonde Rosetta und die Asteroidensonde Dawn), oder an Weltraumteleskopen (z.B. das Ferninfrarot- und Submillimeterweltraumteleskop Herschel), oder an terrestrischen Teleskopen. Komplementär zur Fernerkundung gibt es in situ-Instrumente, die im Weltraum gesammeltes Material direkt analysieren. Am MPS verwendete Techniken der in situ-Analyse sind zum Beispiel Massenspektroskopie von Staub und Gas (Rosetta/COSIMA, Rosetta/ROSINA, Rosetta/COSAC) und Gaschromatographie (ROSETTA/COSAC).

Personen:

Hermann Boehnhardt, Chaitanya Giri, Fred Goesmann, Paul Hartogh, Martin Hilchenbach, Martin Hoffmann, Christopher Jarchow, Klaus Jockers, Harald Krüger, Urs Mall, Nafiseh Masoumzadeh, Andreas Nathues, Nilda Oklay, Miriam Rengel, Reinhard Roll, Juan Andres Sanchez, Holger Sierks, Colin Snodgrass, Harald Steininger, Guneshwar Singh Thangjam, Cecilia Tubiana


Aktivität von Kometen

Komet Hale-Bopp, aufgenommen am 5. Januar 1998 mit dem 1-Meter Schmidt-Teleskop der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile. Das Bild zeigt den Staubschweif des Kometen.

Manche Kleinkörper im Sonnensystem setzen zumindest vorübergehend Gas und Staub frei. Die meisten dieser aktiven Körper sind Kometen. Kometen umkreisen die Sonnen auf deutlich elliptischen Bahnen. Sie werden oft als „schmutzige Schneebälle“ bezeichnet, weil sie aus gefrorenen volatilen Stoffen (Eis) und festem Material (Staub) bestehen. Ihre Aktivität wird durch die Sublimation der volatilen Bestandteile ausgelöst, die einsetzt, wenn sich der Komet der Sonne nähert. Das dadurch freigesetzte Gas führt Staub mit sich. Die Rosetta-Mission zum Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko wird uns völlig neue Einblicke in die der Aktivität zugrunde liegenden Prozesse liefern, weil sich bei dieser Mission zum ersten Mal die Sonde für längere Zeit in der Nähe des Kometen aufhalten wird. Außerdem soll ein Landegerät auf dem Kometen ausgesetzt werden. Mit Hilfe von Rosetta werden wir den Zusammenhang zwischen Staub, Gas und Plasma in der weiteren Umgebung des Kometen und ihrem Ursprung an der Kometenoberfläche verstehen. Wir werden die Eigenschaften (z.B. Temperatur, Zusammensetzung, Oberflächengestalt) dieser Ursprungsregionen sehr detailliert untersuchen können. Um die mit Rosetta erzielten Ergebnisse in einen größeren Zusammenhang einzuordnen, beobachten wir zusätzlich zu dem von Rosetta untersuchten Kometen eine größere Auswahl anderer Kometen mit bodengebundenen Teleskopen. Diese erdgebundenen Beobachtungen können die Verteilung von Gas und Staub nur auf relativ großen Skalen messen. Mit Hilfe von Modellen der Staubbewegung können wir den Zusammenhang zwischen den erdgebundenen, groß-skaligen Beobachtungen und den mit Rosetta im Detail untersuchten Oberflächenprozessen herstellen.

Der aktive Asteroid P/2010 A2. Dieses Bild wurde am 29. Januar 2010 mit der Wide Field Camera 3 des Hubble-Weltraumteleskops aufgenommen. Es zeigt den Kern und den kernnahen Teil des Staubschweifs. Dieser zeichnet sich durch ein außergewöhnliches, X-förmiges Muster aus, das aus metergroßen Trümmerteilen gebildet ist.

Zusätzlich zu Kometen wurde vor kurzem eine Familie von Objekten im Asteroidengürtel entdeckt, die kometenähnliches Verhalten zeigen und deswegen auch als Main Belt Comets (MBCs) oder aktivierte Asteroiden bezeichnet werden.

Diese Objekte umkreisen die Sonne auf Bahnen mit geringer Exzentrizität, wie sie für Asteroiden typisch sind. Gleichzeitig setzen sie zumindest vorübergehend Staub frei. Im Gegensatz zu den „normalen“ Kometen auf elliptischen Bahnen kann diese Staubfreisetzung nicht durch die vermehrte Einstrahlung von Sonnenlicht bei Annäherung des Kometen an die Sonne geschehen, sondern muss andere Ursachen haben: Ein zuvor verborgenes Reservoir volatiler Stoffe kann dem Sonnenlicht ausgesetzt werden und kometenähnliche Aktivität auslösen. Asteroiden können miteinander kollidieren, oder durch sehr schnelle Rotation auseinanderbrechen. In letzterem Fall wird die Beschleunigung der Drehung durch die asymmetrische Einwirkung von Sonnenstrahlung auf unregelmäßig geformte Himmelskörper hervorgerufen (sog. YORP-Effekt). MBCs werden derzeit mit boden- und weltraumgestützten Teleskopen beobachtet. Zur Unterscheidung zwischen den verschiedenen möglichen Staubproduktionsprozessen ist die numerische Modellierung der Staubdynamik ein wichtiges Mittel.

Personen:

Jessica Agarwal, Hermann Boehnhardt, Klaus Jockers, Harald Krüger, Holger Sierks, Colin Snodgrass, Peter Strub, Cecilia Tubiana, Jean-Baptiste Vincent


Oberfläche und Inneres von kleinen Körpern im Sonnensystem

Die Oberfläche des Asteroiden (4) Vesta zeigt Krater und Grate. Dieses Bild wurde am 6. August 2011 mit der Framing-Kamera an Bord der NASA-Raumsonde Dawn aufgenommen.

Die Oberfläche von atmosphärelosen Körpern im Sonnensystem ist von Kratern gekennzeichnet. Die Anzahl und Gestalt dieser Krater lassen Rückschlüsse auf die Vergangenheit und Oberflächenbeschaffenheit des Körpers zu. Kameras auf Weltraumsonden (z.B. die Dawn Framing Camera oder Rosetta/OSIRIS) liefern uns hochaufgelöste Bilder von Asteroiden- und Kometenoberflächen, in denen wir die Spuren der Geschichte dieser Körper lesen können. Wir verwenden verschiedene Modellierungstechniken um die Bilder zu interpretieren, z.B. Einschlagsimulationen und Experimente zum erdrutschartigen Fluss von Material in einer Umgebung von geringer Schwerkraft. In Verbindung mit thermischen Modellen des Kometenkerns und seiner direkten Sondierung mit Radiowellen (Rosetta/CONSERT), helfen uns diese Experimente, die innere Struktur des Himmelskörpers und seinen Entstehungsprozess zu verstehen.

Personen:

Hermann Boehnhardt, Ulrich Christensen, Jakob Deller, Paul Hartogh, Sebastian Höfner, Martin Hoffmann, Marc Hofmann, Nafiseh Masoumzadeh, Andreas Nathues, Erling Nielsen, Nilda Oklay, Holger Sierks, Colin Snodgrass, Jean-Baptiste Vincent


Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems

Die Entstehung des Sonnensystems aus einer Scheibe aus Gas, Staub und Trümmern könnte ausgesehen haben wie auf diesem Bild des Wissenschaftlers und Künstlers Bill Hartman.

Unser Sonnensystem ist vor 4.6 Milliarden Jahren aus einer kollabierenden interstellaren Materiewolke entstanden, die vor dem Kollaps die sehr niedrige Temperatur von 10 K hatte. Wegen des Erfordernisses der Drehimpulserhaltung während des Kollapses bildete sich neben dem Zentralstern, unserer Sonne, die protoplanetare Scheibe.  Dabei wurde die Scheibe radial durchmischt, aber die Durchmischung war höchstwahrscheinlich nicht vollständig. Aus der Scheibe entstanden während einiger Millionen Jahre die Planeten.

Kometen, Asteroiden und TNOs gelten als Überbleibsel aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems. Sie bestehen aus Material, das nicht in Planeten eingebaut wurde. Wahrscheinlich sind die heutigen kleinen Körper in verschiedenen Regionen der protoplanetaren Scheibe entstanden und haben seitdem unterschiedliche Entwicklungsprozesse durchlaufen. Dabei wurde das ursprüngliche, aus der interstellaren Wolke stammende Material auf unterschiedliche Weise verändert. Ein wichtiger Faktor für die Entstehung und weitere Entwicklung der Kleinkörper ist der Abstand zur Sonne. Amorphe Materialien aus der interstellaren Wolke wurden in Sonnennähe wieder kristallin. Durch die im Vergleich zur interstellaren Wolke erhöhte Temperatur der Scheibe gingen den Kleinkörpern leicht verdampfbare Materialien verloren. Auch die Isotopenzusammensetzung und die Zusammensetzung organischen Materials veränderte sich. Messungen der Materialzusammensetzung mit Rosetta und bodengebundene Populationsstudien von Körpern im äußeren Sonnensystem tragen signifikant zum Verständnis dieser Entwicklungsprozesse bei.

Ein weiterer Aspekt der Entwicklung des Sonnensystems ist die Zerstörung von kleinen Körpern und die Freisetzung von Material (Staub und Trümmer) in den interplanetaren Raum. Die Hauptquelle des interplanetaren Staubs sind Kometen. Aber auch Asteroiden setzen durch Kollisionen oder rotationsinduziertes Auseinanderbrechen (YORP-Effekt) Staub frei.

Um unser Sonnensystem in einen größeren Zusammenhang einzuordnen untersuchen wir interstellaren Staub, beobachten extrasolare Planeten und befassen uns mit der Theorie der Planetenentstehung.

Personen:

Jessica Agarwal, Hermann Boehnhardt, Jakob Deller, Chaitanya Giri, Fred Goesmann, Paul Hartogh, Martin Hilchenbach, Harald Krüger, Miriam Rengel, Reinhard Roll, Holger Sierks, Colin Snodgrass, Peter Strub

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