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PLANET/511: Vorstoß zu einem Protoplaneten (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 6/13 - Juni 2013
Zeitschrift für Astronomie

Vorstoß zu einem Protoplaneten
Dawn erforscht Vesta

Von Ralf Jaumann und Thorsten Dambeck



Mehr als ein Jahr lang blickte die US-Raumsonde Dawn mit ihren Bordinstrumenten auf die überraschend vielseitige Oberfläche des Planetoiden Vesta hinab. Die Bilder, so sind sich die Forscher nun sicher, zeigen einen fast vollendeten Planeten - einen »Protoplaneten«.



IN KÜRZE

  • Die Raumsonde Dawn erkundete mit Vesta erstmals einen Hauptgürtelasteroiden aus einer Umlaufbahn.
  • Dawn zeigte, dass Vesta eine komplexe geologische Geschichte aufweist und ein »Protoplanet« aus der Frühzeit des Sonnensystems ist.
  • Die Untersuchungen von Dawn bestätigen, dass Vesta die Quelle der HED-Meteoriten ist. Somit konnten Gesteinsproben von Vesta schon in irdischen Laboren analysiert werden.


Als im Juli 2011 Dawn ihr erstes Zielobjekt ansteuerte, hatten die Planetenforscher nur vage Vorstellungen von dem Kleinplaneten, in dessen Orbit die NASA-Sonde einschwenken sollte. Vesta, immerhin nach dem Zwergplaneten Ceres der massereichste Körper im Asteroidengürtel, war weit gehend eine Terra incognita. Selbst auf den Bildern des Hubble-Teleskops erschien sie nur sehr unscharf. Am 5. September 2012 hat die Sonde ihre Umlaufbahn um Vesta wieder verlassen und ist nun auf dem Weg zum Zwergplaneten Ceres, ihrem zweiten Zielobjekt. Ihn wird sie im Februar 2015 erreichen.

Die akribischen Beobachtungen von Dawn verschafften den Forschern einen detaillierten Einblick. Nun wissen sie, dass einst gewaltige Einschläge Vesta fast zerrissen haben und großräumig tiefe Gräben ihre Oberfläche zerfurchen. Außerdem weist die Topografie des Planetoiden enorme Höhenunterschiede auf und war beständig starken Massenbewegungen ausgesetzt.

Die Oberfläche wurde auch von Veränderungsprozessen geprägt, die bislang nirgendwo im Sonnensystem beobachtet wurden. Viele dieser Resultate stützen sich auf Bilder der beiden Bordkameras (siehe Kasten unten) und die dreidimensionale Kartierung von Vesta, die das Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) durchführte. Bei allen neuen Erkenntnissen ist ein Detail besonders bemerkenswert: Den Analysen zufolge genießt Vesta unter den Asteroiden einen besonderen Status - es handelt sich um einen Protoplaneten, gewissermaßen einen Planeten, der in seiner Entwicklung kurz vor der Vollendung stehen geblieben ist.

Dawns Augen stammen aus Deutschland
Das Kamerasystem der Dawn-Sonde wurde in Deutschland entwickelt und gebaut: Es sind die beiden identischen so genannten Framing Cameras (FC), die neben der Kartierung auch der Navigation der Sonde dienen; jede wiegt rund fünf Kilogramm. Mit den FCs können Schwarz-Weiß- und Farbfotos aufgenommen werden, sie verfügen hierzu über sieben engbandige Filter im Spektralbereich vom sichtbaren Licht bis zum nahen Infrarot. Das Kamerasystem ist ein Gemeinschaftsprojekt. Es wurde vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau gemeinsam mit dem DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und dem Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze der TU Braunschweig entwickelt und gebaut; gefördert wurde es vom DLR-Raumfahrtmanagement.
Aus dem Berliner DLR-Institut stammen die elektronischen Einheiten der Kameras mit den lichtempfindlichen Sensoren und der Ausleseelektronik. Letztere zeichnet sich vor allem durch Rauscharmut und die dynamische Breite des Sensors aus. Beide Eigenschaften ermöglichen es, selbst im Schatten tiefer Einschlagkrater zu fotografieren, nämlich mit Hilfe des schwachen, vom gegenüberliegenden Hang reflektierten Sonnenlichts. Außerdem trägt das DLR-Institut wesentlich zur Kartierung und wissenschaftlichen Untersuchung von Vesta bei und berechnet durch Stereo-Fotogrammetrie die exakte Form des Körpers und dessen Topografie. Daraus leiten die Planetenforscher ein besonders präzises Oberflächenmodell ab - die Grundlage für geomorphologische Interpretationen. Zusätzlich werden damit Ansichten der Oberfläche mit 3-D-Effekt angefertigt, die sich zu beeindruckenden »virtuellen Überflügen« montieren lassen. Drei weitere Bordexperimente komplettieren die wissenschaftliche Nutzlast: das Infrarotspektrometer aus Italien, mit dem die Forscher Temperaturen und Minerale auf Vestas Oberfläche analysierten, und das amerikanische Gamma- und Neutronen-Spektrometer, das für die Bestimmung wichtiger chemischer Elemente im Oberflächengestein zuständig ist; hinzu kommt ein Radiowellen-Experiment, es diente vor allem der Vermessung des Schwerefelds von Vesta.


Die Raumsonde Dawn ist Teil des Discovery-Programms der NASA, das bisher rund ein Dutzend kostengünstiger, aber wissenschaftlich sehr erfolgreicher Projekte zur Planetenforschung umfasst; die erste Mission dieser Reihe war NEAR-Shoemaker zum erdnahen Asteroiden (433) Eros in den Jahren 2000 bis 2001. Durchgeführt wird die Dawn-Mission vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) im kalifornischen Pasadena unter der wissenschaftlichen Leitung von Chris Russell von der University of California in Los Angeles.


Zerreißprobe am Südpol
Bereits die verschwommenen Bilder des Weltraumteleskops Hubble ließen vermuten, dass Dawn auf Narben gewaltiger Impakte stoßen würde; insbesondere war eine undeutliche Struktur am Südpol gesichtet worden. Die gestochen scharfen Aufnahmen der Dawn-Kameras zeigen nun eine ausgesprochen abwechslungsreiche Oberfläche mit Einschlagkratern in allen Größen. Die Struktur am Südpol entpuppte sich tatsächlich als ein riesiges Impaktbecken mit einer Größe von 500 Kilometern, das entspricht 96 Prozent des mittleren Durchmessers von Vesta.

Die Wissenschaftler der Dawn-Mission gaben diesem Riesenkrater den Namen »Rheasilvia«. Alle Krater auf Vesta werden nach Priesterinnen des römischen Vesta-Kults benannt. Es ist das größte Becken auf dem gesamten Asteroiden, in seinem Zentrum erhebt sich ein etwa 22 Kilometer hohes Bergmassiv, das in unserem Sonnensystem nur noch von Olympus Mons auf dem Mars übertroffen wird. Es dürfte als Folge des Impakts entstanden sein. Minuten nach dem Einschlag, der durch den enormen Energieeintrag einen tiefen Übergangskrater schuf, reagierte Vesta elastisch. Das Massiv bildete sich, als die Kruste zurückfederte und dabei gleichsam eingefroren wurde. Doch Rheasilvia ist nicht die einzige Struktur dieses Ausmaßes. Auf den topografischen Karten, die Forscher des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt aus den Bildern der Bordkameras erstellten, wird deutlich, dass sehr nahe am Ort Rheasilvias zuvor schon einmal ein großer Asteroid eingeschlagen sein musste. Dieses zweite Becken hat einen Durchmesser von 450 Kilometern und wurde Veneneia, ebenfalls nach einer Vestalin, genannt.

Vesta musste also einiges aushalten. Allein die beiden Einschläge am Südpol erschütterten den Asteroiden bis an seine Belastungsgrenze. Offenbar sind diese urzeitlichen Zerreißproben auch die Ursache eines Phänomens, das die Dawn-Wissenschaftler zunächst vor ein Rätsel stellte: Zahlreiche parallele, lineare Furchen erstrecken sich weitläufig über Vesta. Ein solches Furchensystem entdeckten die Kameras entlang des Äquators, ein weiteres verläuft in gemäßigten nördlichen Breiten, in einem Winkel von rund 30 Grad zum Äquator. Die längste Furche des äquatorialen Systems ist Divalia Fossa, sie erreicht eine Länge von 440 Kilometern und ist zwischen 15 und 22 Kilometer breit. Analysen der Profile von Divalia Fossa legen vertikale Verschiebungen des betreffenden Gesteins um mindestens fünf Kilometer nahe. 86 weitere äquatoriale Furchen mit Längen zwischen 19 und 380 Kilometern wurden bislang kartografisch erfasst.

Die längste Struktur im nördlichen Furchensystem ist Saturnalia Fossa, die mindestens 341 Kilometer lang und bis zu 39 Kilometer breit ist. Ihre Wände sind nicht so hoch wie diejenigen der Divalia Fossae und erscheinen stärker abgerundet. Außerdem zeigen sich am Boden der Furchen des Saturnalia-Systems mehr Krater - alles deutet also darauf hin, dass Saturnalia älter ist. Ihre Entstehung, das legen geometrische Analysen nahe, steht mit dem Veneneia-Becken in ursächlichem Zusammenhang. Dieselben Untersuchungen deuten beim Divalia-System auf das Rheasilvia-Becken.

Es sind Hinweise dafür, dass die großen Einschläge am Südpol den gesamten Himmelskörper in Mitleidenschaft gezogen haben. Jüngsten Auswertungen zufolge werden diese Strukturen als Gräben interpretiert. Dieser geologische Fachbegriff bezeichnet eine längliche Struktur, die entstehen kann, wenn die Oberfläche eines planetaren Körpers gedehnt wird: Zwischen zwei Brüchen rutscht dabei Krustengestein nach unten und bildet eine längliche Vertiefung. Ein bekanntes irdisches Beispiel ist der Oberrheingraben zwischen Basel und Frankfurt am Main.


Ein Planetoid mit Metallkern
Warum zeigen andere Kleinplaneten keine solchen Gräben? Vesta ist keineswegs ein primitiver Körper wie die meisten kleineren Exemplare zwischen Mars und Jupiter, denn sie war massereich genug, um sich zu differenzieren. Eine solche Entwicklung nahmen größere felsige Körper in der Frühzeit des Sonnensystems, denn kurz nach ihrer Entstehung waren sie so heiß, dass sie vollkommen aufschmolzen. Dadurch trennten sich die leichten und die schweren Bestandteile voneinander. Letztere sanken nach unten und formten einen metallreichen Kern. Darüber bildeten sich ein Gesteinsmantel und eine leichtere silikatreiche Kruste aus.

Wird ein planetarer Körper von einem großen Impaktor getroffen, so durchlaufen ihn intensive Stoßwellen. Die Einschläge an Vestas Südpol breiteten sich im gesamten Asteroidenkörper aus und erschütterten das in unterschiedlichen Schichten strukturierte Gestein. Die Wellenausbreitung in einem planetaren Körper, der aus Zonen unterschiedlicher mechanischer Stabilität besteht, verläuft anders als bei einem homogenen, undifferenzierten Körper. Womöglich ist dies der entscheidende Unterschied zum nicht differenzierten (433) Eros oder dem nur teildifferenzierten Asteroiden (21) Lutetia; beide zeigen zwar ebenfalls lineare Rinnen auf ihren Oberflächen, aber in deutlich geringerem Umfang. Der Marsmond Phobos, obwohl mit Durchmessern von 27 x 22 x 18 Kilometern erheblich kleiner als Vesta, zeigt ebenfalls äquatoriale Furchen. Diese hängen wahrscheinlich mit dem Einschlag zusammen, der den zehn Kilometer großen Krater Stickney schuf.

Vesta hat eine enorm bewegte Topografie. Viele Hänge sind sehr steil mit Neigungen von mehr als 40 Grad. Der Planetoid besteht unter seiner obersten Staub- und Geröllschicht, dem Regolith, aus massivem Gestein, denn nur dieses verleiht den topografischen Strukturen die nötige Stabilität. Allerdings dürfte der Regolith stellenweise bis zu mehrere Kilometer mächtig sein, so rechnete Planetenforscher Paul Schenk vom Lunar and Planetary Institute (LPI) in Texas vor. Noch 50 Kilometer nördlich des Kraterrands von Rheasilvia ist die Schicht des bei der Bildung des Beckens ausgeworfenen Gesteins vier bis fünf Kilometer dick. Für die Analyse der geologischen Entwicklung von Vesta ist diese Schuttschicht ein echtes Handikap, denn sie dürfte manch aufschlussreiche Struktur verdecken.

Cristina DeSanctis, Planetenforscherin vom Istituto Nazionale di Astrofisica e Planetologia Spaziali in Rom und ihr Team konnten mit spektroskopischen Untersuchungen belegen, dass es eine Vielfalt unterschiedlicher Gesteinstypen auf Vesta gibt. Im Gegensatz dazu sind Asteroiden wie (243) Ida oder (433) Eros sehr viel homogener zusammengesetzt. Die Analysen bestätigten auch eine weitere Vermutung, nämlich dass Bruchstücke Vestas bis zur Erde gelangten. Die spektrale Charakteristik von Vesta ist identisch mit derjenigen der so genannten HED-Meteoriten, die nachweislich von einem differenzierten Asteroiden-Mutterkörper stammen (siehe Kasten rechts). Der Mutterkörper hatte eine heiße Vergangenheit; das belegt die chemische Analyse der HED-Meteoriten, denn sie waren bei ihrer Entstehung zumindest teilweise geschmolzen.

Die Ergebnisse der Dawn-Mission zeigen nun, dass diese speziellen Meteorite tatsächlich von Vesta stammen. Sie verließen bei einem der großen Einschläge den Planetoiden mit Fluchtgeschwindigkeit. Die Bruchstücke wurden in der Folge durch Resonanzen mit Jupiter ins innere Sonnensystem beschleunigt, wo sie schließlich mit der Erde zusammenstießen. Die Meteorite von Vesta und die auf dem Himmelskörper identifizierten Gesteine sind Basalte, also aus einst flüssigem Magma entstanden.

Aber ist dieses Magma auch an die Oberfläche ausgetreten, hat es also Vulkanismus auf Vesta gegeben? Bislang wurden keine Vulkane oder Lavaströme identifiziert. Allerdings erschwert die dicke geologische Trümmerschicht auf der Oberfläche die Bildauswertung. Somit lassen sich vulkanische Ablagerungen, die Vesta ohnehin nur in geringem Ausmaß haben dürfte, recht schwierig aufspüren. Was aber sind die dunklen Flecken und Streifen, die sich auf einigen Fotos zeigen?

Generell zeigt die Oberfläche eine überraschende Vielfalt: Dawns Bilder belegen ausgeprägte Helligkeits- und Farbunterschiede. Die hellsten Stellen der Oberfläche reflektieren das Sonnenlicht so intensiv wie Schnee, die dunkelsten Stellen hingegen nur zu zehn Prozent - ein Wert, der demjenigen von Asphalt ähnelt.

Kein anderer Asteroid zeigt eine solche Bandbreite beim Rückstrahlvermögen (Albedo) - das fanden Wissenschaftler um Andreas Nathues vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) bei Göttingen heraus. Das annähernd schwarze Material findet sich auf Vesta vielerorts, mal vereinzelt, mal gehäuft, meist jedoch vermischt mit hellerem Regolith; oft tritt es zusammen mit Einschlagkratern, in deren Rändern und im Auswurfmaterial auf.

Vielleicht ist auch vulkanisches Material dabei, wahrscheinlicher ist eine andere Interpretation: Im Herbst 2012 untersuchten Forscher um Tom McCord vom Bear Fight Institute im US-Bundesstaat Washington das dunkle und helle Oberflächenmaterial und stützten sich dabei auf Dawns Farbbilder und Spektren im nahen Infrarot (siehe Kasten unten). Sie präsentierten überzeugende Belege, dass das dunkle Material hauptsächlich aus externen Quellen stammt. Seine Herkunft liegt im Zustrom von hydratisierten kohlenstoffreichen Substanzen, die Vesta bei Einschlägen erreichten. Diese stammen wahrscheinlich von Kometen oder einem bestimmten Typ von Meteoriten, den kohligen Chondriten. Hingegen sind die hellen Stellen der Oberfläche das angestammte, »unkontaminierte« basaltische Vesta-Gestein, so die Autoren. Im Lauf der Zeit wird das dunkle Material durch Impakte in der Umgebung der ursprünglichen Einschlagstelle verteilt und damit gleichsam verdünnt.

Was die Farben über Vesta verraten
Diese drei Bilder illustrieren, wie die Forscher die Farben der Bordkamera auswerten: Das Schwarz-Weiß-Bild links zeigt die Topografie einer Landschaft auf der Südhalbkugel von Vesta. Das mittlere Farbbild betont die mineralogische Zusammensetzung des gleichen Gebiets. Die Kombination beider Bilder ermöglicht die Analyse, welches Terrain für welche Mineralogie steht. Jeweils am unteren Bildrand ist die Hälfte des Kraters Aquila in der Nähe des Kraterwalls des Rheasilvia-Beckens zu sehen. Hinzu kommt ein noch unbenannter kleinerer Krater. Beide Einschlagstrukturen erscheinen mit scharf umrissener Gestalt vergleichsweise jung. Durch die Bildverarbeitung sind die Farben bestimmten Wellenlängenverhältnissen zugeordnet. Rechts vom oberen Krater erstreckt sich eine ausgeprägte Auswurfschicht, die bläulich erscheint. Grün steht für die Absorption eisenhaltiger Minerale, besonders Pyroxen. Rötliche Farben weisen auf Gestein hin, das den Prozessen des »Space Weathering« stärker ausgesetzt war. Gelb steht für frisches Gestein.


Unklar blieb jedoch, ob das Material bei vielen einzelnen Kollisionen mit Kometen und Asteroiden auf die Oberfläche kam oder eher das Ergebnis weniger, aber großer Einschläge war. Laut den Wissenschaftlern um Vishnu Reddy vom MPS gruppiert sich das dunkle Material bevorzugt um die Ränder der beiden großen südlichen Impaktbecken. Wahrscheinlich ist, dass das dunkle Gestein mit dem ersten der beiden großen Einschläge auf Vesta kam, also als das Veneneia-Becken entstand. Der zweite Einschlag, der Rheasilvia schuf, überdeckte später einen Teil des dunklen Materials. Zudem erlauben es Computersimulationen, die Aufprallgeschwindigkeiten dieser Impakte zu modellieren. Demnach erfolgte der Aufprall mit weniger als zwei Kilometern pro Sekunde. Das ist rund zehnmal langsamer als der Einschlag, der das Nördlinger Ries schuf.

Vesta zeigt eine ganz eigene Form der »Weltraumverwitterung« (englisch: space weathering), so Carle Pieters, US-Planetenforscherin an der Brown University in Rhode Island. Üblicherweise wird damit eine Art Verwitterung des Gesteinsmaterials auf der Oberfläche durch die Einflüsse des interplanetaren Weltraums bezeichnet.

Aus den Untersuchungen des Mondgesteins und den zur Erde gebrachten Partikeln des erdnahen Asteroiden (25143) Itokawa ist bekannt, dass auf atmosphärelosen Körpern Prozesse stattfinden, durch die sich Nanopartikel aus metallischem Eisen an den Körnchen des Regoliths anlagern (siehe auch SuW 1/2013, S. 44). Die Folge: Typische Absorptionsbanden, die für Spektralanalysen wichtig sind, werden stark abgeschwächt. Die Nanopartikel werden durch den Sonnenwind oder das beständige Bombardement von Mikrometeoriten erzeugt, so die gängige Interpretation.

Bei der ebenfalls atmosphärelosen Vesta sind die betreffenden Absorptionsbanden hingegen stärker ausgeprägt, es fanden sich keinerlei Hinweise für eine analoge Anreicherung metallischer Nanopartikel im Regolith. Das Infrarotspektrometer von Dawn stieß jedoch auf eine andere Form von Verwitterung. Die Analysen zeigen, dass frisches Material bei Impakten frei gelegt und darauf nach und nach »maskiert« wird, indem es sich durch Vermischung dem umliegenden Material angleicht.

Vesta-Fragmente unterwegs im Sonnensystem
Eine Gruppe kleiner Asteroiden wird mit Vesta in Verbindung gebracht, die so genannten Vestoiden. Sie zeigen auffällige spektrale Ähnlichkeiten mit Vesta. Vermutlich wurden sie bei den großen Einschlägen in Vestas südlichem Polargebiet aus der Kruste geschlagen, als die beiden größten Einschlagbecken Rheasilvia und Veneneia entstanden. Durch Störkräfte, beispielsweise Resonanzen mit dem Schwerefeld von Jupiter, können Teile dieser Vestoiden sogar in Erdnähe gelangen. Analysen der Infrarotstrahlung des NEO-Asteroiden 1999 TA10 legen nämlich nahe, dass dieser aus Gestein aus Vestas Innerem besteht.
Ein ähnliches Szenario wird auch zur Erklärung der so genannten HED-Meteoriten herangezogen. Das Kürzel steht für die Gesteinstypen Howardit, Eukrit und Diogenit. Sie sind allesamt Steinmeteoriten und gehören zu den Achondriten; rund sechs Prozent der Meteoritenfälle werden als HED klassifiziert. Forscher deuten die HED-Meteorite als Vesta-Fragmente, da sich ihre Reflexionsspektren und diejenigen von Vesta stark ähneln. Dawn hat diese Vermutung bestätigt. Das Bild oben zeigt einen Anschnitt des Howarditen Bununu. Das Bruchstück ist 217 Gramm schwer und wurde 1942 in Nigeria geborgen. In einigen Howarditen wurden Edelgase aus dem Sonnenwind gefunden - ein Beleg, dass sie von der Oberfläche ihres Mutterkörpers stammen.
Die Laboranalysen der HED-Meteoriten prägen das Bild, das sich die Wissenschaftler von Vesta machen: Sie lesen daraus Anzeichen für eine frühe Aufschmelzung ihres Mutterkörpers. Eukrite sind Krustengesteine, ähnlich irdischem Basalt, Diogenite stammen hingegen aus größeren Tiefen aus dem Mantel. Die Howardite sind so genannte Brekzien, wahrscheinlich Mischformen beider Gesteinstypen, die bei Einschlägen entstanden. Neben den Meteoriten von Mond und Mars sind die HED-Meteoriten die einzigen, deren Mutterkörper sich mit einiger Sicherheit angeben lässt.
Im Bild unten sind Dünnschliffe solcher Meteoriten zu sehen, sie wurden durch ein Mikroskop im polarisierten Licht fotografiert. Verschiedene Minerale erscheinen dabei in unterschiedlichen Farbtönen, es sind Interferenzfarben. Mit ihrer Hilfe ist es im Lichtmikroskop möglich, die unterschiedlichen Minerale zu identifizieren. Im normalen Durchlicht würden sich die Minerale dagegen nur in unterschiedlichen Grautönen zeigen. Das linke Bild stammt von dem antarktischen Meteoriten QUE 97053, einem basaltischen Eukriten. Das mittlere Foto zeigt den Moor-County-Eukriten, der im US-Bundesstaat North Carolina niederging. Ganz rechts ist der Diogenit GRA 98108 abgebildet, der am Südpol geborgen wurde.


Wassereis auf Vesta?
Eine Forschergruppe um Thomas Prettyman vom Planetary Science Institute in Tucson, Arizona, präsentierte Ende 2012 die Resultate der Messungen mit dem Gamma- und Neutronen-Spektrometer der Sonde. Das Instrument nutzt die energiereiche kosmische Strahlung, deren Wechselwirkung mit der Vesta-Oberfläche im Gestein Neutronen freisetzt. Treffen sie auf ein Wasserstoffatom, so verlieren sie Energie. Die Energie der Neutronen ermöglicht Rückschlüsse auf die Wasserstoffmenge in der obersten Bodenschicht.

Ähnliche Instrumente hatten mittels dieses »Fingerabdrucks« bereits vor einem Jahrzehnt verbreitetes Wassereis knapp unter der Marsoberfläche und jüngst Eisvorkommen in den ewig dunklen Kratern am Nordpol des Merkur nachgewiesen; auch in den Polarregionen unseres Mondes stießen die Geräte in vergleichbaren Kratern auf Wasserstoff. In all jenen Fällen wurden die Messungen als Indiz für Vorkommen von Wassereis gedeutet.

Bereits im Jahr 2003 stellten Astronomen bei erdgebundenen Beobachtungen eine schwache Hydroxyl-Absorption von Vesta fest, später wurde dieser Befund jedoch nicht bestätigt. Aus niedriger Umlaufbahn, 210 Kilometer über der Oberfläche, hatte Dawn ein ungleich leichteres Spiel: Die Messungen belegen tatsächlich beträchtliche Mengen von Wasserstoff im Regolith. Zwar erreicht das leichteste Element auch mit dem Sonnenwind den Asteroidengürtel, doch die hohen Messwerte von bis zu 400 Mikrogramm pro Gramm Vesta-Regolith lassen sich so nicht erklären.

Die höchsten Konzentrationen fand der Neutronendetektor in den dunklen Regionen in Äquatornähe, geringe Werte zeichnete er im vergleichsweise jungen Rheasilvia-Becken auf. Prettyman erklärt die Wasserstofffunde so: Nach und nach reichert sich das Element im Bodenmaterial von Vesta an, indem Meteoriten, die hydroxylhaltige Schichtsilikate, so genannte Tonminerale, enthalten, auf den Planetoiden fallen. Von bestimmten Typen dieser kohligen Chondriten ist bekannt, dass sie beträchtliche Anteile chemisch gebundenen Wassers aufweisen. Chemische Analysen an Howardit-Meteoriten, die als Gestein der Vesta-Kruste interpretiert werden, verdeutlichen, dass jene auch Fragmente ebendieser kohligen Chondrite enthalten. Daraus lässt sich ein Wasserstoffgehalt von 240 bis 600 Mikrogramm pro Gramm Howardit-Material zu extrapolieren - also durchaus verträglich mit den Messwerten von Dawn.


Der kleinste terrestrische Planet
Dawn heißt Morgendämmerung, denn mit der Sonde wollen die Wissenschaftler einen Blick in die Frühzeit des Sonnensystems werfen - gewissermaßen das erste Licht einfangen. Es geht um die grundlegenden Fragen der Planetenforschung: Wie sahen die ersten größeren Körper aus, die sich aus den Staub- und Gasmassen rund um die Protosonne bildeten und als Keimzellen der Planeten fungierten? Weshalb entwickelten sich die Planeten so unterschiedlich? Dawns Beobachtungen belegen, dass Vesta bei der Entwicklung zum vollwertigen Planeten stehen geblieben ist, doch im Gegensatz zu den anderen Körpern des Asteroidenhauptgürtels zeigt der Himmelskörper deutlich mehr Ähnlichkeit mit größeren Objekten, beispielsweise dem Erdmond. Ein wichtiger Aspekt ist dabei der innere Aufbau, der demjenigen eines terrestrischen Planeten ähnelt.

Mit Hilfe der Bordkameras ließ sich die Gestalt des Planetoiden genau vermessen, und aus den Laufzeiten der Radiosignale ergab sich die Wirkung von Vestas Schwerefeld auf die Raumsonde. Daraus wurde ein erheblich genauerer Wert der mittleren Dichte abgeleitet. Ihr aktueller Wert beträgt 3,456 Gramm pro Kubikzentimeter, mit einem relativen Fehler von nur einem Prozent. Der Wert, der auf Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Hubble basierte, war rund 16-mal ungenauer.

Mit dem neuen Dichtewert und weiteren Daten, etwa aus den Messungen des Gravitationsfelds, konnten Forscher um Carol Raymond vom Jet Propulsion Laboratory den inneren Aufbau Vestas modellieren. Der momentane Kenntnisstand deutet auf einen zentralen Metallkern mit einem Radius zwischen 105 und 120 Kilometern hin. Der Kern dürfte etwa 20 Prozent der Gesamtmasse des Planetoiden ausmachen; die »oberen Stockwerke« des Himmelskörpers bilden Mantel und Kruste, Letztere ist im Mittel 22,5 Kilometer dick.

In der Frühzeit des Sonnensystems muss es weitere Körper wie Vesta gegeben haben, das belegen Funde von Meteoriten. Offenbar wurden diese jedoch bei Kollisionen völlig zerstört, die Fragmente ihrer Metallkerne fallen bis heute als Eisenmeteorite auf die Erde. Vesta hat sich offenbar früh im solaren Urnebel gebildet und differenziert. Anfangs könnte sie sogar ein globales Magnetfeld besessen haben, das durch einen planetaren Dynamo angetrieben wurde; in dieser Hinsicht ähnelt Vesta sogar dem jungen Mars, dem ebenfalls ein solcher Dynamo zugeschrieben wird. Auch das Studium ihrer Oberfläche belegt komplexe geologische Entwicklungsprozesse.

Dawns Reise zu Vesta war also kein Flug zu einem primitiven Kleinplaneten. Vielmehr wurde die Hypothese des Chefwissenschaftlers Chris Russell bestätigt: Dawns Besuch war eine Zeitreise zu einem protoplanetaren Zeugen der Frühzeit des Sonnensystems. Die weitere Datenanalyse der Vesta-Mission und der Vergleich mit der großen Schwester Ceres, die ab Februar 2015 auf dem Flugplan steht, wird der Planetenforschung neue Erkenntnissprünge ermöglichen.


Ralf Jaumann leitet die Abteilung Planetengeologie des DLR-Instituts für Planetenforschung und ist Co-Investigator im Wissenschaftsteam der Dawn-Mission.

Thorsten Dambeck ist Wissenschaftsautor und auf planetologische Themen spezialisiert.



(4) VESTA IN ZAHLEN

Entdecker: Heinrich Wilhelm Olbers, 1807
Abstand zur Sonne: 2,15 - 2,57 Astronomische Einheiten
Exzentrizität: 0,088
Umlaufdauer: 1376 Tage = 3,9 Jahre
Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik: 7,1 Grad
Durchmesser Äquatorebene: 572,6 x 557,2 Kilometer
Durchmesser Polachse: 446,4 Kilometer
Rotationsperiode: 5,34213 Stunden
Masse: 0,000043 Erdmassen



Weblinks zum Thema finden Sie unter
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1191988

audiovisuelles Material: http://goo.gl/7NdfJ

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« wendet sich an Lehrerinnen und Lehrer, die ihren naturwissenschaftlichen Unterricht mit aktuellen und praktischen Bezügen anschaulich und abwechslungsreich gestalten wollen - und an Schülerinnen und Schüler, die sich für Vorgänge in der Natur begeistern und ein tieferes Verständnis des Universums gewinnen möchten.

Um diese Brücke von der Wissenschaft in die Schulen zu schlagen, stellt WIS didaktische Materialien als PDF-Dokumente zur Verfügung (kostenloser Download von unserer Internetseite www.wissenschaft-schulen.de).

Mit Hilfe der ID-Nummer sind diese auf der Seite www.wissenschaft-schulen.de/artikel/ID-Nummer als Download unter dem Link »Zentrales WiS!-Dokument« zugänglich.

WiS in Sterne und Weltraum

»Asteroideneinschläge« bezieht sich auf den Artikel »Vorstoß zu einem Protoplaneten« auf S. 34: Der WiS-Beitrag stellt einfache Modellüberlegungen für die Behandlung des Themas im Schulunterricht mit verschiedenen Schwierigkeitsgraden und für verschiedene Altersstufen vor.
(ID-Nummer: 1051547)

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 34:
Die drei Krater Marcia (58 Kilometer Durchmesser), Calpurnia (50 Kilometer) und Minucia (21,5 Kilometer) bilden die »Schneemann«-Formation. Die kleine Minucia ist der älteste der drei Krater, Marcia der jüngste. Möglicherweise sind Calpurnia und Marcia kurz hintereinander entstanden. Sowohl Marcia als auch Calpurnia zeigen Hangrutsche, der Kraterrand Marcias lässt zudem frei gelegtes dunkles Material erkennen. Die Farbinformation stammt aus der Kombination aus zwei Infrarot- und einem Ultraviolettkanal der deutschen Bordkamera. Dem Betrachter würden bei einer direkten Beobachtung die echten Farben der Krater also etwas anders erscheinen. Das Auswurfmaterial der Einschläge hat die Umgebung weit gehend eingeebnet.

Abb. S. 37 oben:
Dawn startete im Jahr 2007, absolvierte 2009 ein Swing-by-Manöver am Mars und schwenkte im Juli 2011 in den Orbit um Vesta ein. Die Sonde begleitete den Asteroiden etwas mehr als ein Jahr auf dessen Weg um die Sonne. Im September 2012 verließ sie Vesta und bewegt sich seitdem auf einer heliozentrischen Umlaufbahn in Richtung des Zwergplaneten Ceres, wo sie im Frühjahr 2015 eintreffen soll.

Abb. S. 37 unten:
Die Dawn-Sonde schwenkte vom Südpol kommend im Juli 2011 in die Umlaufbahn um Vesta ein. Der Südpol ist gekennzeichnet von dem 500 Kilometer messenden Einschlagkrater Rheasilvia, dessen Zentralberg sich etwa 22 Kilometer über den Kraterboden erhebt.

Abb. S. 38 oben:
Vesta war in Rom die Göttin von Heim und Herd, die Namen der Oberflächenformen sind dem Vesta-Kult entlehnt. So kamen die Einschlagkrater auf dieser Karte zu den Namen von Priesterinnen dieses antiken Kults.

Abb. S. 38 unten:
Eine topografische Karte der beiden großen Einschlagbecken auf Vestas Südhalbkugel stellt in Rot hoch gelegene Gebiete dar, tiefere Gebiete in Blau. Rheasilvia ist mit 500 Kilometer Durchmesser das größte Einschlagbecken auf Vesta. Veneneia, immerhin rund 450 Kilometer groß, ist älter und wird zu einem beträchtlichen Teil von der Struktur Rheasilvias überdeckt. Die Grafik rechts zeigt das Höhenprofil des Rheasilvia-Zentralbergs im Vergleich zu den größten Erhebungen auf dem Mars (Vulkan Olympus Mons) und der Erde (Vulkaninsel Hawaii). Der Zentralberg von Rheasilvia ist deutlich zerklüfteter als die beiden vulkanischen Strukturen.

Abb. S. 40:
Die Entdeckung zweier Systeme aus zahlreichen lang gezogenen Furchen war für das Dawn-Team überraschend. In diesem Mosaik aus Einzelfotos ist das Furchensystem entlang des Äquators zu erkennen, dessen längster Graben, Divalia Fossa, 440 Kilometer lang ist. Aus der Ferne geben die Gräben dem Asteroiden das Aussehen einer Walnuss. Der Nordpol Vestas lag zum Zeitpunkt dieser Aufnahmen im Schatten.

Abb. S. 41:
Kleinplaneten mit Charakter
Neun aus der Nähe abgelichtete Asteroiden sind hier im Größenvergleich zu sehen. Vor Dawns Vesta-Mission war (21) Lutetia mit einem mittleren Durchmesser von 130 Kilometern der größte Asteroid, den je eine Raumsonde besucht hatte. Auf dieser Bildmontage ist offensichtlich, dass Vesta alle anderen Kleinplaneten dieser Gruppe bei Weitem in den Schatten stellt. Mit durchschnittlich 525 Kilometer Durchmesser ist sie der drittgrößte Körper im Asteroidengürtel. Planetologen sehen in ihr einen so genannten Protoplaneten, da sie beinahe zu einem terrestrischen Planeten herangewachsen wäre. Tatsächlich finden sich Hinweise darauf, dass sie sich wie ein erdähnlicher Planet in einen silikatischen Mantel und einen metallischen Eisenkern gliedert.

(4) Vesta / (21) Lutetia / (253) Mathilde / (243) Ida mit Mond Dactyl / (433) Eros / (951) Gaspra / (2867) Steins / (5535) Annefrank / (25143) Itokawa

Abb. S. 43:
Vestas Topografie ist geprägt durch große Einschlagbecken, Hochländer, Gräben und Brüche (oben). Die Erhebungen und Senken beziehen sich auf ein dreiachsiges Ellipsoid. Tief liegende Gebiete sind in Blau dargestellt, hoch liegende in Rot. Dawn hat auch das lokale Gravitationsfeld Vestas vermessen (unten). In rot eingefärbten Gebieten ist es stark, in blauen Regionen schwach. Aus der Analyse der Gestalt in Verbindung mit dem Schwerefeld des Himmelskörpers können Experten seinen inneren Aufbau modellieren.


© 2013 Ralf Jaumann, Thorsten Dambeck, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 6/13 - Juni 2013, Seite 34 - 43
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Redaktion Sterne und Weltraum:
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Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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veröffentlicht im Schattenblick zum 2. Oktober 2013