Forschungsbericht 2018 - Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung

Die Erforschung des Zwergplaneten Ceres

Autoren
Nathues, Andreas; Christensen, Ulrich R.
Abteilungen
Planeten und Kometen
Zusammenfassung
Die Bedingungen zu erkunden, welche im frühen Sonnensystem geherrscht haben, war das Ziel der NASA Mission Dawn [1], an der sich das MPS mit zwei baugleichen Kameras beteiligte. Dawn erforschte zunächst den Asteroiden Vesta und im Folgenden Ceres. Die Missionsphase bei Ceres hat zu bemerkenswerten Entdeckungen geführt. Wassereis ist sowohl auf der Oberfläche als auch im Inneren der Ceres vorhanden und hat deren Mineralzusammensetzung modifiziert. Darüber hinaus gelang der Nachweis von kryomagmatischer Aktivität.

Die Mission Dawn

Ziel der Raumsonde Dawn war die Erkundung der Protoplaneten Vesta und Ceres zur Erforschung der Frühphase des Sonnensystems [1]. Nach dem Marsvorbeiflug 2009, den Umrundungen der Vesta 2011 und 2012 und dem Erreichen von Ceres 2015 endete die Mission im Oktober 2018 im Ceres-Orbit. Das MPS hat zwei Kameras (Framing Camera, FC) zur Mission beigesteuert.

Die Ceres

Obwohl Ceres und Vesta nahezu gleichzeitig entstanden sind, haben sich die beiden im Asteroidengürtel befindlichen Körper völlig unterschiedlich entwickelt. Ceres wurde nur leicht mineralogisch umgeformt. Sie besteht aus ursprünglichem Material, welches durch den Einfluss von Wasser modifiziert wurde, während Vesta eine von vulkanischen Gesteinen geprägte Oberfläche besitzt und einst vollständig aufgeschmolzen war.

Mit 960 Kilometern Durchmesser ist Ceres das größte Objekt im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter und deutlich kugelförmiger als die meisten anderen Asteroiden. Doch die Unterschiede zur der eher unförmigen Vesta (mittlerer Durchmesser 525 Kilometer) betreffen nicht nur Größe und Form. Schon frühere Beobachtungen von der Erde aus legten nahe, dass die mittlere Dichte von Ceres mit nur 2,2 Gramm pro Kubikzentimeter zu niedrig für einen Körper mit einem rein felsig-metallischen Inneren ist. Wissenschaftler vermuteten deshalb, dass Wasser etwa 25 Prozent der Gesamtmasse ausmacht.

Aus der Nähe betrachtet ist Ceres ein dunkler Körper mit leichten Farbvariationen (siehe Abb. 1). Abgesehen von den vielen kleinen hellen Flecken gleicht die Helligkeit der Oberfläche jener von Steinkohle. Messungen des Spektrometers VIR (Visual and Infrared Imaging Spectrometer) zeigen, dass die Oberfläche in erster Linie aus Schichtsilikaten besteht [2]. Ein unerwarteter Fund der Dawn-Mission war, dass in deren Gitterstruktur Ammonium anstatt wie sonst üblich Wasser angelagert ist. Möglicherweise sammelte Ceres im Lauf ihrer Entstehung ammoniumreiches Material aus dem kälteren, äußeren Sonnensystem jenseits von Saturn ein oder sie ist sogar weit außerhalb der Saturnumlaufbahn entstanden und erst später in Richtung Sonne gewandert.

Abb. 1: Globales RGB-Mosaik der Ceresoberfläche berechnet aus tausenden Aufnahmen der Framing Camera 2 in drei Spektralbändern. Auffällig sind die hellen Salzablagerungen sowie bläuliche Auswürfe junger Krater.

Die Oberfläche des Zwergplaneten ist übersät mit Einschlagkratern unterschiedlichster Größe, jedoch sind die ganz großen vergleichsweise selten. Wie sich zeigte, verhielt sich die Kruste über Jahrmillionen hinweg plastisch und ließ großräumige Strukturen verschwinden. Wie unter anderem Dichtebestimmungen mit Dawn nahelegen, ist dafür Eis verantwortlich. So wurde geschlussfolgert, dass das Innere von Ceres so weich ist, dass die Form des Körpers von seiner Rotation bestimmt wird. Zudem ist der Zwergplanet geschichtet aufgebaut: Im Zentrum findet sich ein großer Kernbereich aus hydriertem Gestein, darüber eine Schicht aus flüchtigen Bestandteilen wie beispielsweise Soleflüssigkeit oder Eis und zum Abschluss eine etwa 40 Kilometer mächtige Kruste aus Silikaten, Eis und Karbonaten.

Auch an und in der Nähe der Oberfläche fand Dawn Hinweise auf Wasser. Das GRaND-Instrument, ein Gamma-Strahlen- und Neutronendetektor, entdeckte große, oberflächennahe Mengen gebundenen Wasserstoffs, der ungleichmäßig über den gesamten Körper verteilt ist. In Richtung der Pole nimmt dessen Konzentration deutlich zu. Wasserstoff gilt als ein verlässlicher Indikator für Wasser im Untergrund. Es wird deshalb vermutet, dass sich an den Polen des Zwergplaneten mehr Wasser in oberflächennahen Schichten befindet als am Äquator. Auf freiliegendes Wassereis stieß Dawn zuerst im Krater Oxo. Dieser liegt in sehr tiefem Gelände, also nahe der Schicht im Untergrund, die mehr Eis enthält. Das Eis wurde an steilen, jungen Rutschungen im Norden des noch jungen Kraters lokalisiert [3]. Die vielen hellen Flecken auf Ceres sind ein weiterer Schlüssel zu deren Wasserreichtum, auch wenn diese nicht selbst aus Eis bestehen. Bereits frühe Untersuchungen mit Hilfe von Farbdaten der Framing Cameras wiesen auf Salzablagerungen hin [4]; Karbonatsalze wurden später spektroskopisch bestätigt.

Aufnahmen des Kraters Occator, in dessen Zentrum sich jener helle Fleck befindet, welcher bereits in der Anflugphase auffiel, enthüllen eine außergewöhnliche Landschaft (siehe Abb. 2). Das hellste Material im Zentrum bildet eine domförmige Kuppe. Diese ist mehr als 300 Meter hoch und wird überzogen von tiefen Brüchen – ein derzeit inaktiver Kryovulkan. Höchstwahrscheinlich riss ein heftiger Einschlag eines Asteroiden ein tiefes Loch in das oberflächliche Gemisch aus Eis, Silikat und Karbonat, das Ceres bedeckt. Im Untergrund kam es dadurch zu einer Druckentlastung. Ähnlich wie bei einer geschüttelten Sektflasche, bei der man den Korken entfernt, perlten nun Gase aus einer unterirdischen, mit einem Gemisch aus Wasser und Salz gefüllten Kammer eruptiv an die Oberfläche.

Das ausströmende Gas bildete Risse und Spalten im Kraterboden und bahnte so den Weg für die Sole, die nun ebenfalls entweichen konnte. An der Oberfläche angekommen, kühlte sie schnell ab und das Wasser verflüchtigte sich oder gefror unter einer nur Millimeter dicken Rückstandsschicht aus festen Materialien. Nachfolgende kleine und große Einschläge setzten das Eis dem Vakuum des Weltraums aus, so dass es sublimierte und die ursprünglich gelösten Salze als helle Flecke an der Oberfläche zurückließ [5].

Abb. 2: RGB Mosaik des Einschlagkraters Occator. Im Zentrum befindet sich ein zur Zeit inaktiver Kryovulkan. 

Neben Occator existieren noch weitere markante Oberflächenstrukturen, die auf geologische Aktivitäten im Untergrund hinweisen. Ein Beispiel hierfür ist Ahuna Mons, ebenfalls ein Kryovulkan. Die Sole stieg hier aus der Tiefe auf, brach aber nicht eruptiv aus, sondern hob das gesamte Gelände an.

Bevor Dawn Ceres erreichte, hielt man diese für einen primitiven Körper, welche sich in den 4,6 Milliarden Jahren seit ihrer Entstehung kaum verändert hat. Dawn jedoch entdeckte eine komplexe, vielseitige Welt – mit einer inneren Schichtstruktur, zumindest Resten eines unterirdischen Ozeans aus Wasser oder Eis, einer komplexen Oberflächenchemie und Kryovulkanen. Ceres scheint mehr Ähnlichkeiten mit den wasserreichen Monden von Jupiter und Saturn aufzuweisen als mit den felsigen inneren Planeten. Der mögliche Bote vom Rand des Sonnensystems lässt somit den Schluss zu, dass die Zwergplaneten des äußeren Sonnensystems mindestens ebenso komplex sein können.

Literaturhinweise

1.
Russel, C.; Raymond, C.
The Dawn Mission to Minor Planets 4 Vesta and 1 Ceres
Springer-Verlag New York (2012)
2.
Ammannito, E.; DeSanctis, M. C.; Ciarniello, M.; Frigeri, A.; Carrozzo, F. G.; Combe, J.-Ph.; Ehlmann, B. L.; Marchi, S.; McSween, H. Y.; Raponi, A.; Toplis, M. J.; Tosi, F.; Castillo-Rogez, J. C.; Capaccioni, F.; Capria, M. T.; Fonte, S.; Giardino, M.; Jaumann, R.; Longobardo, A.; Joy, S. P.; Magni, G.; McCord, T. B.; McFadden, L. A.; Palomba, E.; Pieters, C. M.; Polanskey, C. A.; Rayman, M. D.; Raymond, C. A.; Schenk, P. M.; Zambon, F.; Russell, C. T.
Distribution of phyllosilicates on the surface of Ceres
Science 353, aaf4279 (2016)
3.
Nathues, A.; Platz, T.; Hoffmann, M.; Thangjam, G.; Cloutis, E. A.; Applin, D. M.; Le Corre, L.; Reddy, V.; Mengel, K.; Protopapa, S.; Takir, D.; Preusker, F.; Schmidt, B. E.; Russell, C. T.
Oxo Crater on (1) Ceres: Geological History and the Role of Water-ice
The Astronomical Journal, 154:84 (2017)
4.
Nathues, A.; Hoffmann, M.; Schaefer, M.; Le Corre, L.; Reddy, V.; Platz, T.; Cloutis, E. A.; Christensen, U.; Kneissl, T.; Li, J.-Y.; Mengel, K.; Schmedemann, N.; Schaefer, T.; Russell, C. T.; Applin, D. M.; Buczkowski, D. L.; Izawa, M. R. M.; Keller, H. U.; O'Brien, D. P.; Pieters, C. M.; Raymond, C. A.; Ripken, J.; Schenk, P. M.; Schmidt, B. E.; Sierks, H.; Sykes, M. V.; Thangjam, G. S.; Vincent, J.-B.
Sublimation in bright spots on (1) Ceres
Nature 528, 237–240 (2015)
5.
Nathues, A.; Platz, T.; Thangjam, G.; Hoffmann, M.; Mengel, K.; Cloutis, E. A.; Le Corre, L.; Reddy, V.; Kallisch, J.; Crown, D. A.
Evolution of Occator Crater on (1) Ceres
The Astronomical Journal 153:112 (2017)

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