Boten aus der Frühzeit. des Sonnensystems

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1 T H E M E N D E R W I S S E N S C H A F T Didaktisches Material zu diesem Beitrag: Boten aus der Frühzeit des Sonnensystems Neues über Kometen VON MICHAEL KÜPPERS UND HARALD KRÜGER Das plötzliche Erscheinen eines Kometen hat die Menschen seit Jahrtausenden ebenso fasziniert wie erschreckt. Seit ihrer Entstehung vor über vier Milliarden Jahren veränderten sich die Kometen kaum, so dass ihre Untersuchung wertvolle Informationen über den Anfangszustand unseres Sonnensystems liefert. Kometen sind seit der Antike bekannt. Der berühmteste ist der Halleysche Komet, dessen Wiederkehr in chinesischen Aufzeichnungen bis in die vorchristliche Zeit zurückverfolgt werden kann. Oft galten die Schweifsterne als Unheilsbringer. So ist auf dem berühmten Teppich von Bayeux, der die Eroberung Englands durch die Normannen im Jahr 1066 darstellt, eine Erscheinung des Halleyschen Kometen zu sehen. Die Kometen sind Zeugen der Frühgeschichte unseres Sonnensystems. Die heute noch vorhandenen Kometen sind bei der Entstehung des Sonnensystems nicht in die Planeten oder andere Himmelskörper eingeflossen, sondern blieben stattdessen in den Außenbereichen des Sonnensystems nahezu unverändert erhalten. Was wissen wir über Aufbau und Entstehung der Kometen, und was können wir daraus über die Entstehung unseres und anderer Sonnensysteme lernen? Kometen und die Entstehung des Sonnensystems Als die Sonne vor etwa 4.6 Milliarden Jahren aus einer Gas- und Staubwolke entstand, fiel ein kleiner Teil des Materials nicht in die Sonne, sondern bildete eine rotierende Scheibe. Die Staubteilchen in der Scheibe klumpten zu immer größeren Körpern zusammen und bildeten so genannte Planetesimale, das heißt Brocken von einigen hundert Metern Größe. Während die Planetesimale im inneren 24 STERNE UND WELTRAUM Mai 2006

2 Abb. 1: Der Komet Hale-Bopp am 8. März 1997, aufgenommen mit einer 190-mm-Schmidt-Kamera auf Kodak Gold. Sehr schön sind der bläuliche Gasschweif und der weiße Staubschweif zu sehen. (Bild: Gerald Rhemann und Franz Kersche) Abb. 2: Eine schematische Darstellung des Aufbaus eines Kometen. Sonnensystem überwiegend aus Staub bestanden und die terrestrischen Planeten bildeten, herrschten weiter draußen im äußeren Sonnensystem niedrigere Temperaturen, was dazu führte, dass teilweise Gas in der Scheibe kondensierte. Dort bildeten sich die jupiterähnlichen Planeten, und die dort entstandenen Planetesimale enthielten große Mengen Eis. Bei der Planetenentstehung blieb jedoch ein Teil der Planetesimale übrig und verschwand nicht in den sich bildenden Himmelskörpern: Jupiter wuchs sehr schnell, und seine Gravitation störte die Planetenentstehung zwischen Mars und Jupiter. Die Planetesimale dort bilden heute den Asteroidengürtel. Im Bereich zwischen den Bahnen von Jupiter und Neptun wurden die Planetesimale durch nahe Begegnungen mit den Riesenplaneten aus dem Sonnensystem heraus oder an seinen Rand geschleudert. Die Objekte, die dem Sonnensystem dabei nicht verlorengingen, bilden heute die Oortsche Wolke in einer Entfernung von etwa tausend bis hunderttausend Astronomischen Einheiten (1 AE ist der mittlere Abstand von der Erde zur Sonne und beträgt Millionen Kilometern) von der Sonne. Gelegentlich werden Kometen aus der Oortschen Wolke durch nahe Vorbeigänge von Sternen oder Molekülwolken ins innere Sonnensystem zurückbefördert und erscheinen als langperiodische Kometen. Jenseits der Bahn des Neptun war die Teilchendichte zu gering, um Planeten zu bilden. Die dort entstehenden Kleinkörper stellen heute den Kuipergürtel dar. Auch die Bahnen der Objekte des Kuipergürtels sind nicht immer stabil. Manchmal gelangen Objekte aus dem Kuipergürtel ins innere Sonnensystem. Vermutlich stammen die meisten kurzperiodischen Kometen von dort. Die Kometen verbringen daher den größten Teil ihres»lebens«weit entfernt von der Sonne in den Außenbereichen des Sonnensystems. Die Temperaturen sind dort so niedrig, dass die meisten chemischen Reaktionen und physikalischen Prozesse nur sehr langsam ablaufen. Daher befinden sich die Kometen noch weitgehend in ihrem»urzustand«wie zu der Zeit, als sie im Sonnennebel entstanden. Ihre Erforschung liefert somit wichtige Informationen über die Bedingungen, die bei der Entstehung des Sonnensystems geherrscht haben. Der Aufbau der Kometen In großer Entfernung von der Sonne bestehen die Kometen nur aus ihrem Kern von typischerweise einigen Kilometern Größe. Der Kern ist eine Mischung aus Eis (Hauptbestandteil Wassereis H 2 O) und Staub. Wenn der Komet sich der Sonne nähert, erwärmt sich seine Oberfläche und das Eis beginnt zu sublimieren. Das dabei entstehende Gas bewegt sich vom Kometenkern weg und reißt dabei Staubteilchen mit sich. Daraus bildet sich die Koma des Kometen, die einen Durchmesser von mehreren Kilometern erreicht (siehe Abb. 2). Das Gas in der Koma ist der ultravioletten Strahlung der Sonne und dem Sonnenwind ausgesetzt, so dass die meisten Gasmoleküle dissoziiert und ionisiert werden. Der größte Teil der Wassermoleküle wird durch folgende Reaktionen in seine atomaren Bestandteile zerlegt: H 2 O OH + H OH O + H Die Lebensdauer der Moleküle beträgt für beide Reaktionen bei einem Sonnenabstand von einer Astronomischen Einheit etwa einen Tag. Bei der Dissoziation wird Überschussenergie frei, die vor allem in kinetische Energie der Wasserstoffatome umgewandelt wird. Der Wasserstoff wird dadurch von einer typischen Gasgeschwindigkeit in der Koma von etwa einem Kilometer pro Sekunde auf 10 bis 20 Kilometer pro Sekunde beschleunigt, was zur Bildung einer Wasserstoffwolke um den Kometen führt, die erheblich ausgedehnter als die sonstige Koma ist. Schließlich wird das Gas der Koma ionisiert. Die daraus entstehenden Ionen werden vom Sonnenwind mitgenommen und bilden den Plasmaschweif des Kometen, der etwa radial von der Sonne weg zeigt. Im sichtbaren Spektralbereich ist das hellste Ion CO +, das dem Ionenschweif seine typische bläuliche Färbung verleiht. Durch den Strahlungsdruck der Sonne werden die Staubteilchen in der Koma»Sterne und Weltraum«im Physik-Unterricht Als Ergänzung zu diesem Beitrag finden Sie unter der Internetadresse grundsätzliche Betrachtungen zur Entstehung der Kometenschweife. Zu diesem Beitrag fragen wir: Warum sehen wir Kometen nur für kurze Zeit? Wie lösen sich Kometen auf? Welcher Zusammenhang besteht zu den allgegenwärtigen Sternschnuppen? Wieviele Kometenkerne braucht man, um die Ostsee zu füllen? Kometen bieten vielfältige interessante Anknüpfungspunkte zu schulischen Themen. Unser Projekt»Wissenschaft in die Schulen!«führen wir in Zusammenarbeit mit der Landesakademie für Lehrerfortbildung in Donaueschingen durch. Es wird von der Klaus Tschira Stiftung ggmbh großzügig gefördert. STERNE UND WELTRAUM Mai

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4 N Sonne 500 Meter Abb. 3: Von Raumsonden untersuchte Kometen: a) Komet 1P/Halley während des GIOTTO-Vorbeiflugs (Bild: ESA/MPS) b) Komet 19P/Borelly, aufgenommen von DEEP SPACE 1. (Bild: NASA/JPL) c) Komet Wild 2 in einem Falschfarbenkomposit unterschiedlich belichteter Bilder. (Bild: NASA/ JHU-APL) d) Der Komet Tempel 1 vor dem Einschlag des Projektils von DEEP IMPACT. (Bild: NASA/JPL) d ebenfalls von der Sonne weg beschleunigt. Sobald der Staub weiter entfernt ist von der Sonne als der Komet, wird seine Winkelgeschwindigkeit in Bezug zur Sonne geringer und er bleibt hinter dem Kometen zurück. Hierdurch erhält der Staubschweif seine typische gebogene Form. Durch diesen Verdampfungsprozess, bei dem Staub und Gas in den umgebenden Weltraum abgegeben werden, verliert der Komet bei jeder Annäherung an die Sonne einen geringen Teil seiner Masse. Nach etwa 1000 Periheldurchgängen haben die Schweifsterne somit den größten Teil ihres Materials verloren. Übrig bleibt ein inaktives Objekt, das starke Ähnlichkeiten mit einem Asteroiden aufweist. Manche Kometen zerbrechen und lösen sich in kleinere Bestandteile auf. Eigenschaften der Kometenkerne Wie sehen nun Kometenkerne aus? Während aus Beobachtungen der Koma auf die grobe chemische Zusammensetzung der Kometen (und damit auch die des Kerns) ermittelt werden kann, muss man den Kern selbst untersuchen, um seine physikalischen Eigenschaften zu bestimmen. Kometenkerne sind allerdings nur schwer zu beobachten. In großer Entfernung von der Sonne ist der nur wenige Kilometer große und dunkle Kern sehr lichtschwach. Nähert er sich der Sonne, so wird er von der um viele Größenordnungen helleren Koma überstrahlt. Trotzdem bestimmte man die ungefähre Größe und die Rotationsperiode vieler Kometenkerne durch Beobachtungen vom Erdboden aus oder mit dem Weltraumteleskop HUBBLE. N Sonne 500 Meter Bricht ein Kometenkern auseinander, so lassen sich weitere Eigenschaften ableiten. Beim Zerbrechen wird frisches Material frei, das noch nicht durch frühere Umläufe des Kometen um die Sonne verändert wurde. Der spektakulärste Fall eines zerbrechenden Kerns war der Komet Shoemaker-Levy 9 (SuW 10/1994, S. 680 ff): Er kam 1992 Jupiter zu nahe und wurde durch die Gezeitenkräfte des Planeten in mehr als 20 Fragmente zerrissen. Im Juli 1994 stürzten diese Bruchstücke dann in die Atmosphäre des Jupiter. Aus dem Zerfall des Kerns durch die (schwachen) Gezeitenkräfte konnte geschlossen werden, dass die Zugfestigkeit des Kernmaterials sehr gering sein muss. Außerdem ergab sich zum ersten Mal die Dichte eines Kometen, etwa 0.6 Gramm pro Kubikzentimeter. Der Kern war damit leichter als Wasser und sehr porös. Der kurzperiodische Komet Schwassmann-Wachmann 3, seine Umlaufzeit um die Sonne beträgt ungefähr 5.4 Jahre, ist der erste zerbrochene Komet, bei dem mehr als ein Bruchstück beim nächsten Durchgang durch das Perihel wiederentdeckt wurde. Der Kern zerbrach 1995 in mehrere Stücke. Als Gründe dafür kommen unter anderem zu schnelle Rotation und explosionsartige Sublimation von Gas im Inneren in Frage. Beim folgenden Periheldurchgang 2000/2001 wurden drei Bruchstücke wiederentdeckt. Betrug der geringste Abstand des Schweifsterns von der Erde im Jahr 2001 etwa 1.8 Astronomische Einheiten, werden sich die Bruchstücke im Mai 2006 der Erde bis auf 0.05 bis 0.08 Astronomische Einheiten annähern. Damit ergibt sich die außergewöhnliche Gelegenheit, die einzelnen Fragmente zu untersuchen. Möglicherweise können wir daraus Erkenntnisse sowohl über die Ursachen des Zerbrechens als auch über die Homogenität des Kerns gewinnen. Zum Zeitpunkt des Verfassens dieses Artikels waren bereits drei von vorherigen Periheldurchgängen bekannte und vier weitere Fragmente des Kometen entdeckt worden. Die Oberfläche eines Kometenkerns kann man nur mit Raumsonden direkt untersuchen. Die ersten Bilder eines Kometenkerns entstanden bei der Rückkehr des Halleyschen Kometen im Jahr 1986, als ihn insgesamt fünf Sonden erforschten (Abb. 3 a). Die spektakulärsten Aufnahmen nahm die Halley Multicolor Camera (HMC) der ESA-Mission GIOTTO auf. Sie zeigen einen sehr dunklen Kern mit einer Albedo von 0.04, das heißt der Kern wirft nur etwa vier Prozent des auf ihn fallenden Sonnenlichts zurück. Seine Dimensionen liegen bei 15 km 7 km 7 km, er ist damit größer als damals erwartet. Nur zehn bis 15 Prozent der Oberfläche sind aktiv und setzen Staub und Gas frei. Mehrere vom Kern ausgehende fein gebündelte Staubstrahlen ( Jets) wurden identifiziert. Die Ergebnisse dieser Missionen waren ein großer Schritt in der Erforschung der Kometen, worauf später noch genauer eingegangen wird. Es dauerte 15 Jahre, bis wieder ein Kometenkern aus der Nähe untersucht wurde. Im September 2001 erreichte die NASA-Mission DEEP SPACE 1 den Kometen Borelly (Abb. 3 b). Die Sonde bestätigte die wesentlichen Ergebnisse der Halley- Missionen. Auf den Bildern fand sich zudem eine geologisch komplexe Oberfläche mit»bergen«und»tälern«, was auf einem Himmelskörper von etwa acht Kilometern Länge eine Überraschung darstellte. Die Sublimation des Eises von der Oberfläche erwies sich als ein effizienter Erosionsprozess. Die kurzperiodischen Kometen Wild 2 (Vorbeiflug der Sonde STARDUST im Januar 2004) und Tempel 1 (Aufnahmen des Kerns während der Mission DEEP IMPACT im Juli 2005) komplettieren die genau- STERNE UND WELTRAUM Mai

5 10 31 Symbolerläuterungen: CS CH 3 CN HNC HCN H 2 CO CH 3 OH H 2 S CO OH Abb. 4: Die Produktionsrate verschiedener Moleküle für Hale-Bopp in Abhängigkeit vom Abstand von der Sonne. Links sind die Daten vor dem Perihel zu sehen, rechts die Entwicklung nach dem Perihel (Quelle: N. Biver et al., Earth, Moon, and Planets 90, 12, 2002). Produktionsrate [Moleküle/s] Staub von Halley/C1-Chondrite Abb. 5: Die mittleren Häufigkeiten der chemischen Elemente im Staub des Kometen Halley (Quadrate) und in der Photosphäre der Sonne (Kreise). Alle Häufigkeiten sind auf diejenigen in den CI-Chondriten normiert, wobei die Häufigkeit von Magnesium auf eins gesetzt wurde. Die Fehlerbalken geben die Variabilität der gemessenen Staubteilchen an. (Bild: MPIK) Sonnenoberfläche Staub von Halley heliozentrischer Abstand [AE] 0.1 H C N O S Na K Mn Cr Si Fe Mg Ni Ca Ti Flüchtigkeit Al er untersuchten Kometenkerne (Abb. 3 c und 3 d). Die Oberflächen aller bisher aus der Nähe beobachteten Kometen erscheinen dabei geologisch unterschiedlich. Bei Wild 2 und Tempel 1 wurden erstmals kreisförmige Strukturen entdeckt, bei denen es sich möglicherweise um Einschlagskrater handelt. Hale-Bopp und Hyakutake: Gaskoma und Aktivität Im Juli 1995 stießen die beiden amerikanischen Amateurastronomen Alan Hale und Thomas Bopp auf einen Kometen, der sich außergewöhnlich hell entwickelte (siehe Abb. 1). Er war ein außergewöhnlich heller Komet. Bei einem Abstand von sieben Astronomische Einheiten von der Sonne war er bereits 10 mag hell, das heißt, er war mehr als 100mal heller als Komet Halley beim gleichen Abstand. Etwa zwei Monate lang leuchtete er heller als +1 mag, und bei seinem Periheldurchgang 1997 erreichte Hale-Bopp eine Maximalhelligkeit von etwa 1 mag und konnte selbst am hellen Stadthimmel leicht gesehen werden. Der japanische Amateur Yiji Hyakutake entdeckte Ende Januar 1996 einen weiteren Schweifstern. Es stellte sich schnell heraus, dass sich dieser Komet Ende März 1996 der Erde auf etwa 0.1 Astronomische Einheiten nähern würde. Er erreichte schließlich eine Helligkeit von 0.5 mag. Wegen der außergewöhnlichen Aktivität von Hale-Bopp schon bei großem Abstand von der Sonne wurde erstmals die Produktion verschiedener Gase in der Koma über einen weiten Abstandsbereich von der Sonne hinweg verfolgt. Viele»Elternmoleküle«(das heißt Moleküle, die direkt vom Kern sublimieren) können im Submillimeter- oder im Radiobereich beobachtet werden. Abb. 4 zeigt die Ergebnisse für die meisten wichtigen Elternmoleküle (es fehlt Kohlendioxid CO 2, das nur in den infraroten und ultravioletten Spektralbereichen sichtbar ist). Auffälligerweise dominiert bei Entfernungen von mehr als drei Astronomischen Einheiten von der Sonne die Sublimation von Kohlenmonoxid CO, während bei Abständen von weniger als 2.5 Astronomischen Einheiten die Sublimation von Wasser (gemessen durch Beobachtungen des Dissoziationsprodukts OH) für die Aktivität am wichtigsten ist. Generell sublimieren die flüchtigsten Moleküle bevorzugt bei großem Abstand zur Sonne. Dies muss bei der Interpretation berücksichtigt werden. Durch die große Helligkeit der Kometen Hyakutake und Hale-Bopp entdeckte man auch zahlreiche bis dahin unbekannte Moleküle in Kometen. Darunter fanden sich komplexe Verbindungen wie HCOOH (Ameisensäure), NH 2 CHO, HCOOCH 3 (Essigsäure) und HOCH 2 CH 2 OH (Äthylenglykol, das auf der Erde als Frostschutzmittel im Kühlwasser von Autos benutzt wird). Generell ähnelt die Zusammensetzung der Kometen derjenigen der Eiskomponente des interstellaren Mediums. Dies zeigt, dass die Bestandteile des kometaren Eises im interstellaren Medium entstanden, als der Komet im solaren Urnebel gebildet wurde, und später nur wenig verändert wurden. Deuterium und der Ursprung des Wassers auf der Erde Hyakutake und Hale-Bopp sind auch die ersten Kometen, bei denen schweres Wasser (HDO, dabei steht D für Deuterium) von der Erde aus gemessen werden konnte. Das Verhältnis zwischen HDO und»normalem«wasser H 2 O ist wichtig, um den Ursprung des Wassers der Ozeane auf der Erde zu erklären: Modellrechnungen zeigen, dass bei der Entstehung der Erde die heute in den Ozeanen vorhandene Wassermenge nicht allein aus den Planetesimalen stammt, die überwiegend aus dem inneren Sonnensystem kamen. Daher nimmt man an, dass spätere 28 STERNE UND WELTRAUM Mai 2006

6 Kometeneinschläge auf der jungen Erde einen Großteil des Wassers in die Ozeane brachten. Im Wasser der Ozeane kommen etwa 6000 leichte Wasserstoffatome auf ein Deuteriumatom. Im Wasserdampf, der von den Schweifsternen Halley, Hale- Bopp und Hyakutake ausgeht, ist das Verhältnis von Deuterium zu leichtem Wasserstoff dagegen doppelt so hoch. Dies spricht dagegen, dass das Wasser auf der Erde überwiegend von Kometen stammt. Ganz entschieden ist die Frage nach dem Wasser jedoch nicht: Ein Teil der langperiodischen Kometen aus der Oortschen Wolke, vielleicht auch die Kometen Halley, Hyakutake und Hale-Bopp bildeten sich im Umfeld der Planeten Uranus und Neptun. Manche Modelle für die Entstehung des Sonnensystems legen jedoch eine Zunahme des D/H-Verhältnisses mit dem Abstand von der Sonne nahe. Das Wasser der Ozeane könnte somit eine Mischung aus stark mit Deuterium angereichertem Wasser aus dem Bereich von Uranus und Neptun sowie dem Kuipergürtel und deuteriumarmem Wasser von Kometen aus der Region um Jupiter und Saturn sein. Eine andere wahrscheinlichere Quelle für deuteriumarmes Wasser sind dagegen die Asteroiden. Planetesimale aus dem Asteroidengürtel könnten das Wasser schon während der Entstehungszeit der Erde ins innere Sonnensystem gebracht haben. Um die Frage der Herkunft unserer Ozeane zu klären, ist es notwendig, das D/H-Verhältnis in Kometen verschiedener Herkunft zu messen. Einerseits gibt es noch keine Beobachtungen von HDO für einen kurzperiodischen Kometen aus dem Kuipergürtel, andererseits ist eine bessere Statistik für langperiodische Kometen notwendig. Statistisch gesehen kann man erwarten, dass ein Teil von ihnen aus der Region um Jupiter und Saturn stammt. Wenn die Modelle richtig sind, sollte man also Variationen des D/H-Verhältnisses finden, wenn es gelingt, eine größere Zahl an Schweifsternen zu untersuchen. Eine Antwort hierfür könnte schon das neue Submillimeter-Teleskop APEX (Atacama Pathfinder Experiment) liefern, das im letzten Jahr in Chile in Betrieb genommen wurde. Es ist ein 12-m-Teleskop, das als Prototyp für ALMA (Atacama Large Millimeter Array) dient, welches in seiner Endausbaustufe aus 64 solcher Teleskope bestehen soll (siehe SuW 10/2005). Noch in diesem Jahr könnte der Komet Schwassmann-Wachmann 3 während seines nahen Vorbeigangs an der Erde (siehe oben) untersucht werden. Wenn ALMA selbst in Betrieb genommen wird, voraussichtlich im Jahre 2011, wird die Empfindlichkeit im Submillimeter-Bereich natürlich noch einmal erhöht. Weiterhin wird die ESA 2008 oder 2009 ihr Weltraumteleskop HERSCHEL starten, das im fernen Infrarot und im Submillimeter-Bereich arbeitet. Es kann Spektrallinien nachweisen, für die die Erdatmosphäre vollkommen undurchlässig ist. Neben praktisch allen Linien von H 2 O gehört dazu auch die stärkste Linie von HDO. Zusammensetzung des Kerns Wie stark veränderten sich die Kometen seit ihrer Entstehung in ihren physikalischen und chemischen Eigenschaften? Antworten auf diese Fragen lieferten auch die Vorbeiflüge am Kometen Halley im Jahr 1986, bei denen erstmalig die Zusammensetzung von Kometenmaterial direkt gemessen wurde. Die Raumsonden VEGA 1 und VEGA 2 sowie GIOTTO hatten speziell zu diesem Zweck entwickelte Staubanalyseinstrumente an Bord, welche die Zusammensetzung einzelner Staubkörnchen bestimmten (Abb. 5). Im Vergleich mit den Elementhäufigkeiten in der Photosphäre der Sonne zeigt sich, dass die Häufigkeiten der Elemente, die schwerer als Sauerstoff sind, gut mit denen in der Sonne übereinstimmen, während die leichten Elemente Wasserstoff (H), Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) im Kometenmaterial weniger häufig sind. Offenbar haben die leichtflüchtigen Elemente das Kometenmaterial wenigstens teilweise verlassen. Die Sonne besitzt dagegen noch die Zusammensetzung des Urnebels, aus dem unser Sonnensystem vor etwa 4.6 Milliarden Jahren entstand. In der Abbildung sind die Elementhäufigkeiten auf diejenigen der CI-Chondrite normiert. Hierbei handelt es sich um eine Klasse von Meteoriten, die aufgrund ihrer Element- und Isotopenhäufigkeiten als besonders ursprüngliches Material aus der Entstehungsphase des Sonnensystems angesehen wird. Die Häufigkeiten der leicht flüchtigen Elemente im Staub des Kometen Halley deuten darauf hin, dass das Material dieses Kometen sogar noch ursprünglicher, das heißt noch weniger verändert, ist. Er stellt somit ein Stück des ursprünglichsten Materials dar, das wir heute kennen. Die Häufigkeiten von organisch-chemischen Verbindungen wurden ebenfalls im Material von Halley untersucht. Dabei zeigte sich, dass die organische Komponente hauptsächlich aus ungesättigten Kohlenwasserstoff-Polymer-Verbindungen besteht, welche Moleküle aus C-H und C-N-H enthalten. Einige Isotopenverhältnisse wurden ebenfalls gemessen. Manche Teilchen zeigten dabei extreme 12 C/ 13 C-Verhältnisse von bis zum 50fachen des irdischen Werts. 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7 a b Im Januar 2004 bot sich eine weitere Gelegenheit zur direkten Untersuchung eines Kometenkerns, als die NASA-Sonde STARDUST in einem Abstand von nur 236 Kilometern am Kern des Kometen Wild 2 vorbeiflog. Untersuchungen des Staubs ergaben überraschenderweise eine überwiegend organische Zusammensetzung der Teilchen. Die gemessenen Einschlagraten der Teilchen zeigen zwei Maxima in der Zählrate. Wie erwartet, beobachtete man ein Maximum bei der größten Annäherung an den Kometenkern, ein zweites etwa zwölf Minuten danach, als die Sonde sich bereits wieder etwa 4000 Kilometer vom Kern entfernt hatte. Dieses zweite Maximum deutet auf einen fein gebündelten Materiestrahl (Jet) aus Staubteilchen hin, der das Raumfahrzeug traf. Solche Jets finden sich auf den Bildern der Kometen Halley und Tempel 1 (siehe Abb. 3). Ein besonders interessantes Phänomen hierbei ist, dass die Zählrate der Staubteilchen innerhalb weniger Sekunden sehr viel stärker variiert, als man es alleine durch statistische Schwankungen erwarten würde. Solche starken Variationen lassen sich durch das Zerplatzen von Staubteilchen in der Nähe des Detektors erklären, was wiederum zu einer Vielzahl kleinerer Fragmente führt. Dieses Phänomen diskutieren die Kometenforscher seit längerer Zeit, bisher fand man jedoch keine klaren Hinweise hierfür. Sollten zukünftige Untersuchungen dieses Bild bestätigen, zeigt dies, dass die Kometenmaterie nicht fest und kompakt ist, sondern aus porösen, leicht zerbrechlichen Teilchen besteht. STARDUST beförderte auch erstmalig Kometenmaterie auf die Erde und macht sie so für Untersuchungen im Labor zugänglich. Hierbei sind die in der Kometenmaterie enthaltenen organischen Moleküle, die möglicherweise eine wichtige Rolle bei der Entstehung des Lebens auf der Erde gespielt haben, von großem Interesse. Die Sonde besaß einen speziellen Kollektor, der beim Durchflug durch die Koma Material einfing, ohne dabei die Staubkörner und Moleküle zu zerstören. Der Kollektor verwendete ein so genanntes Aerogel (Abb. 6), ein hochporöses, schwammartiges Glas, welches zu 99 Prozent aus Hohlräumen besteht. Eindringende Partikel werden so langsam abgebremst, dass sie nicht durch Erhitzung verändert oder zerstört werden. Knapp drei Jahre nach dem Rendezvous mit dem Kometen flog Stardust am 15. Januar 2006 erneut an der Erde vorbei und warf Abb. 6: a) Der NASA-Wissenschaftler Peter Tsou präsentiert ein Stück Aerogel. (Bild: NASA/ JPL) b) Spuren von Kometenstaubteilchen im Aerogel des STAR- DUST-Staubfängers, aufgenommen nach der Landung der Rückkehrkapsel im Januar 2006 im US-Bundestaat Utah (siehe SuW 3/2006, S. 10). Die eigentlichen Staubkörner befinden sich oben an der Spitze der Spuren (Pfeile). (Bild: NASA/JPL) Abb. 7: Der Einschlag des Projektils von DEEP IMPACT auf den Kometen Tempel 1. Es handelt sich um eine rasche Folge von Bildern mit 50 ms Belichtungszeit, die Gesamtdauer der Sequenz beträgt nur etwa 0.7 Sekunden. Bei den horizontalen Streifen im 7. und 8. Bild handelt es sich um Artefakte, die durch Überbelichtung einzelner Pixel des CCD entstanden. (Bild: A hearn et al., Science 310, (2005)) STERNE UND WELTRAUM Mai 2006

8 relative Intensität Öffnung = 1 Pixel Öffnung = 2 Pixel Öffnung = 3 Pixel Öffnung = 4 Pixel Öffnung = 5 Pixel Abb. 8: Der Anstieg der Intensität der OH-Emission im nahen Ultraviolett nach dem Einschlag des Projektils von DEEP IMPACT, gemessen von der Kometensonde ROSETTA mit der Kamera OSIRIS. Die Intensität ist proportional zu der Anzahl der Moleküle. Da OH ein Zerfallsprodukt des Wassers ist, kann man aus seiner Zunahme die Wasserproduktion während des Einschlags berechnen. Die verschiedenen Kurven repräsentieren Bildregionen verschiedener Größe von bis Kilometer um den Kometenkern. (Bild: nach Michael Küppers) 0.6 Einschlag Zeit [Stunden] eine Wiedereintrittskapsel ab, in der sich der Aerogel-Kollektor befand. Die Kapsel ging an einem Fallschirm auf einem ausgetrockneten Salzsee im US-Bundesstaat Utah nieder. Schon mit dem bloßen Auge lassen sich tausende Kometenteilchen anhand ihrer Bremsspuren im Aerogel erkennen. Wenn die Extraktion der Teilchen gelingt, können sie in irdischen Labors viel genauer untersucht werden als dies an Bord einer Sonde möglich wäre (siehe S. 12 in diesem Heft). Man darf auf die neuen Erkenntnisse über die Entstehung der Kometen gespannt sein. DEEP IMPACT und das Innere von Kometenkernen Das wahrscheinlich am wenigsten veränderte Material des Sonnensystems befindet sich im Inneren von Kometenkernen, das in viel geringerem Maße als die Oberfläche von der Sonne erwärmt wird. Auch die Kosmische Strahlung dringt nicht tief ins Innere ein. Die Mission DEEP IMPACT (siehe SuW 9/2005, S. 20) schoss ein 370 Kilogramm schweres Projektil in den Kometen 9P/Tempel 1. Das»Mutterschiff«beobachtete die Folgen des Einschlags des Projektils auf den Kometen. Neben Fragestellungen der Einschlagsphysik stand dabei die physikalische Beschaffenheit des Kometenmaterials im Mittelpunkt. Besonders interessant ist, in wie weit sich die Zusammensetzung des Kometeninneren von derjenigen der Oberfläche unterscheidet. In Abb. 7 ist die Entwicklung der Einschlagswolke während der ersten halben Sekunde nach dem Einschlag des Projektils zu sehen. Zwei Lichtblitze sind sichtbar: Der erste und schwächere, im 4. und 5. Teilbild, entstand vermutlich durch die Verdampfung des Projektils sowie von Kometenmaterial. Der zweite Lichtblitz (im 6. bis 8. Teilbild) zeigt die Eruption von Material aus dem sich formenden Krater. Es entstand eine Wolke aus heißem Material, welches sich schnell (mit sieben bis zehn Kilometer pro Sekunde) von der Einschlagstelle entfernte (besonders gut ist dies im 9. Teilbild zu sehen). Die Kraterbildung setzte sich noch über mehrere Minuten fort. Auch das letzte Bild von DEEP IMPACT, 45 Minuten nach dem Einschlag aufgenommen, zeigt noch eine Wolke ausgeworfenen Materials, die mit dem Kern verbunden ist. Ein derart langsamer Auswurf ist normalerweise charakteristisch für einen Einschlag in einen großen Körper (beim Kometen Tempel 1 nicht der Fall) oder in Material geringer Zugfestigkeit. Allerdings ist diese Interpretation wegen der Wechselwirkung des beim Einschlag erzeugten Materials mit der Koma des Kometen noch unklar. DEEP IMPACT verwendete auch ein Infrarotspektrometer, um die Zusammensetzung der Kometenkoma vor dem Einschlag und das aus dem Krater ausgeworfene Material aus dem Kometeninneren zu untersuchen. Es wies einen starken Anstieg des organischen Materials relativ zu Wasser und eine schwächere Zunahme des CO 2 /H 2 O-Verhältnisses nach. Zur Zeit ist noch nicht klar, ob dies wirklich eine Inhomogenität in der Zusammensetzung des Kometen ist. Dieses würde auf mehr organisches Material im Inneren relativ zur Oberfläche hindeuten. Der hohe organische Anteil könnte auch durch die mit dem Einschlag verbundenen hohen Temperaturen verbunden sein, die zu einer verstärkten Verdampfung von Staub führten, wodurch mehr organisches Material freigesetzt wurde. Die Gesamtmasse des beim Einschlag freigesetzten Materials und dessen langfristige zeitliche Entwicklung konnte DEEP IMPACT nicht messen. Auch war die Instrumentierung der Sonde durch die mit Weltraummissionen verbundene Massenbeschränkung sehr begrenzt. Eine weltweite Kampagne zur Beobachtung des Schweifsterns in den Wochen und Monaten vor und nach dem Einschlag unterstützte daher die Mission. 73 Teleskope auf sechs Kontinenten der Erde sowie mehrere Weltraummissionen beteiligten sich an der Beobachtungskampagne. Seitdem ist Tempel 1 einer der am besten untersuchten Kometen überhaupt STERNE UND WELTRAUM Mai

9 Abb. 9: Künstlerische Darstellung des Landegeräts PHILAE der Sonde ROSETTA auf dem Kern des Kometen Churyumov-Gerasimenko im Jahr (Bild: ESA) Die Gesamtproduktion von Eis und Staub wurde zum Beispiel von den Kameras auf der ROSETTA-Mission bestimmt, die zur Zeit zum Kometen Churyumov- Gerasimenko unterwegs ist. In Abb. 8 ist der Anstieg der Anzahl der aus dem Zerfall von Wasser entstandenen OH-Moleküle zu sehen. Er erlaubt die Abschätzung der Masse des beim Einschlag freigesetzten Wassers, etwa 500 Tonnen. Dies ist deutlich weniger als die gemessene Staubmenge. Der Kometenkern ist eher ein»eisiger Staubball«als ein»schmutziger Schneeball«. Die Beobachtungen von der Erde und vom Weltraum zeigten, dass der Einschlag von DEEP IMPACT keine langfristigen Konsequenzen für Komet Tempel 1 hatte: Nach etwa einer Woche war das beim Einschlag entstandene Material nicht mehr nachzuweisen. Es bildete sich keine dauerhafte neue Struktur in der Koma (zum Beispiel ein neuer Jet). Ausblick: ROSETTA bei Komet Churyumov-Gerasimenko Die Raumsonde ROSETTA wird in einigen Jahren wesentlich umfassendere Untersuchungen eines Kometen erlauben. Nach einer Flugzeit von zehn Jahren wird sie im Jahr 2014 am Kometen Churyumov-Gerasimenko ankommen und diesen für mindestens ein Jahr auf seiner Bahn um die Sonne begleiten. RO- SETTA führt ein Landegerät namens»phi- LAE«mit, welches erstmals eine weiche Landung auf einem Kometenkern versucht (Abb. 9). Es soll die Oberfläche und den inneren Aufbau des Kerns direkt untersuchen, während die den Kern begleitende»muttersonde«parallel dazu Untersuchungen der inneren Koma durchführt. Dabei soll die Zusammensetzung und insbesondere der innere Aufbau des Kometenkerns wesentlich genauer als bisher bestimmt werden. Wir hoffen damit, die Entstehungsbedingungen in der Frühzeit unseres Sonnensystems besser verstehen zu können. Hoffentlich wird dies auch Antworten auf Fragen über die Entstehung von Planeten in anderen Sonnensystemen liefern. Michael Küppers arbeitet am Max-Planck- Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Katlenburg-Lindau. Sein Hauptarbeitsgebiet sind Kometen, u. a. ist er Wissenschaftskoordinator des Kamerasystems OSIRIS bei der ROSETTA-Mission. Außerdem interpretiert er Daten der HUYGENS-Mission, die im Januar 2005 auf dem Saturnmond Titan landete. Harald Krüger arbeitet ebenfalls am MPS an der Erforschung der Kometen und von kosmischem Staub. Er ist an der ROSETTA-Mission beteiligt, die ab 2014 den Kometen Churyumov-Gerasimenko untersuchen soll. Außerdem leitet er Untersuchungen mit einem Staubmessinstrument an Bord der Raumsonde ULYSSES. 32 STERNE UND WELTRAUM Mai 2006