Forschungsbericht 2013 - Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung

Wasserquellen im äußeren Sonnensystem

Autoren
Hartogh, Paul
Abteilungen

Planeten und Kometen

Zusammenfassung
Durch seine hohe Empfindlichkeit lieferte das Weltraumteleskop Herschel einmalige Messergebnisse im Sonnensystem. Dadurch konnte erstmals das Verhältnis der Wasserstoffisotope D/H in einem Kometen der Jupiterfamilie bestimmt werden. Anders als erwartet entspricht dieser Wert dem auf unserer Erde, was den Schluss nahelegt, dass Kometen mögliche Lieferanten unseres irdischen Wassers sind. Ferner wurde ein großer Wassertorus, zentriert um Saturns E-Ring, entdeckt, der ein Medium zum Transport vulkanischen Wassers des Mondes Enceladus in die Atmosphären von Saturn und Titan darstellt.

Wasser ist ein im Weltall reichlich vorhandenes Molekül, das aufgrund seiner spezifischen Eigenschaften (z. B. relativ hohe photochemische Stabilität, isotopische Zusammensetzung) als Tracer verwendet werden kann. Materialtransporte im Sonnensystem zwischen und auf den Planeten können mithilfe des Wassers zurückverfolgt werden. Diese Eigenschaften wurden ausgenutzt, um den Ursprung des Wassers auf der Erde und in den Atmosphären von Saturn und Titan besser zu verstehen.

Ist unser irdisches Wasser kometaren Ursprungs?

Das Sonnensystem entwickelte sich vor ca. 4,57 Millionen Jahren aus dem protosolaren Nebel – einem Gebilde aus Gas und Staub. Durch Zusammenballung des Staubes entstanden Körper von einigen km bis zu mehreren 1000 km Durchmesser, die Planetesimalen. Durch Kollisionen dieser Körper bildeten sich im Verlaufe von einigen 10 Millionen Jahren die terrestrischen Planeten, darunter die Erde. Die Einschläge besonders der großen Planetesimale führten durch die dabei umgesetzten Energien wiederholt zum Aufschmelzen der Erdkruste und sogar des Erdmantels. Dabei traten Temperaturen von über 1000 K auf, die schließlich zum Verlust der leichtflüchtigen Elemente ins Weltall führten. Gegen Ende der Akkretionsphase waren deshalb alle Elemente, die flüchtiger als Natrium und Kalium waren, gegenüber schwereren Elementen stark reduziert. Dies gilt auch für das Wasser und die Atmosphäre. Man diskutiert deshalb seit längerer Zeit, dass sich die Hygrosphäre und die Atmosphäre erst nach der Abkühlphase der Erde gebildet haben können. Das „Wie“ ist dabei sehr umstritten. Möglicherweise wurden in der Spätphase der Akkretion die großen Einschläge durch viele kleinere abgelöst, so dass sich die Erdoberfläche abkühlen konnte und die flüchtigen Substanzen auf der Erde blieben. Es gibt allerdings Hinweise, dass schon das Ursprungsmaterial sehr „trocken“ war. Darauf deutet die Ähnlichkeit der elementaren Erdzusammensetzung mit der der sogenannten Enstatit-Chondriten – einer primitiven Meteoritenklasse, die aus Bruchstücken von Planetesimalen bestehen – hin. Das Material, aus dem sie bestehen, entstammt dem inneren Sonnensystem und war offensichtlich bereits vor der Zusammenballung zu Planetesimalen höheren Temperaturen ausgesetzt. Es liegt deshalb nahe, dass die flüchtigen Substanzen auf der Erde aus kälteren Regionen im äußeren Sonnensystem stammen müssen. Bereits in den frühen 1960er-Jahren wurde deshalb gefolgert, dass Kometen geeignete Kandidaten für die Lieferung von Wasser und anderen leichtflüchtigen Substanzen auf der Erde sind, da sie zum größten Teil aus Eis bestehen.

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Abb. 1: Oort’sche Wolke und Kuipergürtel. Erstere umgibt das Sonnensystem kugelförmig und dehnt sich ca. 10000 AE aus Der Kuipergürtel ist ein flaches Gebilde, das ähnlich wie die Bahnebenen der Planeten orientiert ist. Seine Ausdehnung beginnt jenseits der Neptunbahn und beträgt ca. 30 – 50 AE.

Es gibt zwei Klassen von Kometen, die der Oort’schen Wolke (Oort Cloud Comets, OCC) und die der Jupiterfamilie (JFC). Die Oort’sche Wolke umgibt das Sonnensystem kugelförmig und dehnt sich bis zu einer Entfernung von 100000 Astronomischen Einheiten (AE, Entfernung Erde-Sonne) aus. Nach der klassischen Theorie entstanden die OCCs im Bereich der Gasriesen Jupiter und Saturn (in ca. 5 – 10 AE Entfernung von der Sonne) und wurden durch gravitative Wechselwirkung mit Jupiter aus dem Sonnensystem in die Oort’sche Wolke geschleudert. Auf Grund der großen Entfernungen sind OCCs langperiodisch, Umlaufzeiten um die Sonne können mehrere 100000 Jahre betragen. JFCs sind hingegen kurzperiodisch mit typischen Umlaufzeiten zwischen 5 und 20 Jahren. Sie entstammen dem Kuipergürtel, der sich jenseits der Neptunbahn nahe der Ekliptik von ca. 30 bis 50 AE erstreckt. (s. Abb. 1). Ihren Namen haben sie dem Umstand zu verdanken, dass ihr weitester Abstand von der Sonne in der Nähe der Jupiterbahn liegt. Nichtsdestotrotz bestehen sie aus Material, dessen Ursprung viel weiter weg von der Sonne liegt als der des Materials, aus dem sich die OCCs zusammensetzen.

Das Bild der Kometen als Wasserlieferanten kam 1995 ins Wanken, nachdem die Analyse der isotopischen Zusammensetzung des Halley’schen Kometen (einem OCC), den die Giotto-Sonde 9 Jahre zuvor besucht hatte, publiziert wurde [1]. Das Verhältnis von Deuterium (D), einem Wasserstoff-Isotop mit zwei Neutronen, zu „normalem“ Wasserstoff (H) war doppelt so hoch wie im Wasser auf der Erde. In der Folgezeit kamen viele wissenschaftliche Arbeiten zu dem Ergebnis, dass maximal 10% des Wassers auf der Erde aus Kometen stammen könne. Gleichzeitig zeigten Untersuchungen, dass das D/H-Verhältnis einer primitiven Meteoritenklasse, der kohligen Chondriten, viel besser zur Erde passt. Ferner bestätigte eine Reihe von Fernerkundungsmessungen weiterer OCCs das doppelt so hohe D/H Verhältnis. Und auch die andere Kometengattung, die JFCs, wurden als wenig wahrscheinliche Quelle angesehen. Simulationen zufolge soll das D/H-Verhältnis mit zunehmendem Abstand von der Sonne ansteigen, die isotopische Wasserzusammensetzung in JFCs also noch inkompatibler zum Wasser auf der Erde sein als bei OCCs.

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Abb. 2: Vertreter der OCCs (Komet Halley, links) und der JFCs (Komet Hartley 2, rechts). Die Aufnahmen wurden beim Vorbeiflug der Raumsonden Giotto (1986) und Epoxi (2011) gemacht.

Da kurzperiodische Kometen bereits vielfach der Sonne nah gekommen sind, haben sie einen Großteil ihres Materials eingebüßt und sind deshalb nicht so leuchtstark wie langperiodische OCCs. Somit ist die Bestimmung von D/H für JFCs mit Fernerkundungsmethoden schwierig und praktisch nur vom Weltall aus möglich. Die Bestimmung des D/H-Verhältnisses von Hartley 2 (Abb. 2), einem Kometen der Jupiterfamilie, war deshalb ein wichtiges Anliegen in dem vom MPI für Sonnensystemforschung geleiteten Beobachtungsprogramm Herschel solar system Observations (HssO) im Rahmen der Herschel-Mission [2]. Herschel ist das bisher größte Weltraumteleskop und arbeitet im fernen Infrarotbereich. Entgegen den Erwartungen ergab die Auswertung der im Jahr 2011 durchgeführten Beobachtungen, dass das D/H-Verhältnis im Rahmen der Fehlergrenzen dem des Erdwassers entspricht [3] (s. Abb.3).

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Abb. 3: Das Verhältnis D/H von schwerem (D) zu normalem Wasserstoff (H) für verschiedene Körper im Sonnensystem. Die Werte wurden an Wasser (HDO), molekularem Wasserstoff (HD) oder Methan (CH3D) bestimmt. Jupiter und Saturn weisen die Werte des protosolaren Nebels auf, alle anderen Planeten, Enceladus und die OCCs zeigen eine Anreicherung von D, die unterschiedliche Ursachen haben kann. Uranus und Neptun etwa haben einen hohen Eis-Anteil, der einen erhöhten D/H-Wert aufweist. Der Komet Hartley 2 und ein CI-Chondrit ähneln dem als VSMOW (Vienna Standard Mean Ocean Water) bezeichneten irdischen Wert.

Durch diese Erkenntnis wurden Kometen wieder zu potentiellen Wasserlieferanten. Zudem hat sie zu einem Paradigmenwechselbeigetragen. So wird z. B. vorgeschlagen, dass ein Großteil der Kometen der Oort’schen Wolke gar nicht aus dem Sonnensystem stammt und somit ihr Ursprung nicht in der Jupiter-Saturn-Region liegt. Und es werden die Modelle in Frage gestellt, die von einem D/H-Anstieg mit heliozentrischer Distanz ausgehen. Neue Ergebnisse zeigen einen wesentlich komplexeren Zusammenhang auf, bei dem das D/H-Verhältnis in Wasser nicht nur von der Sonnendistanz, sondern u. a. auch von dessen Entstehungszeitpunkt in der Entwicklung des Sonnensystems abhängt. Auch wird die postulierte isotopische Verschiedenheit (z. B. in D/H) der OCCs und JFCs in Frage gestellt und auf die großen Fehlerbalken bei früheren Messungen verwiesen (s. Abb. 3). Es werden sogar alte Datensätze von OCCs neu analysiert, resultierend in teils deutlich niedrigeren D/H-Verhältnissen (z. B. [4], Komet Halley). Mit einer weiteren Herschel-Messung konnte schließlich das D/H-Verhältnis eines zweiten OCCs bestimmt werden, und auch das lag nur ca. 30 % über dem irdischen Wert [5].

Kryovulkanismus auf Enceladus versorgt Saturn und Titan mit Wasser

Nach heutigem Verständnis haben die äußeren Planeten aufgrund ihrer Position im Sonnensystem während ihrer Akkretion große Mengen von Wasser (zumeist als Eis) gesammelt, das in Tiefen, in denen der Atmosphärendruck mehr als 10 bar beträgt, flüssig bzw. gasförmig in Erscheinung treten sollte. Bisher schlugen allerdings alle Versuche fehl, dieses Wasser zu detektieren. Umso erstaunlicher war die Entdeckung von Wasser in den oberen Atmosphären der Planeten durch das Infrared Space Observatory (ISO) Mitte der 1990er Jahre. Da der Transport aus tieferen Atmosphärenschichten allein aufgrund der viel zu niedrigen Temperaturen oberhalb eines Druckbereiches von ca. 1 bar ausgeschlossen werden konnte, blieb nur ein extraplanetarer Ursprung übrig. Als potentielle Quellen wurden Kometeneinschläge, interplanetarer Staub, der im äußeren Sonnensystem relativ viel Eis enthält, sowie Wechselwirkungen mit den Monden identifiziert.

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Abb. 4: Spektrum der Saturnatmosphäre beobachtet mit dem Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS) und mit Herschel. SWAS konnte die ISO-Beobachtungen einer Emissionslinie von Wasserdampf bestätigen, während Herschel eine Absorptionslinie beobachtete. Es stellte sich heraus, dass der Unterschied durch die verschiedene Inklination der Rotationsachse des Planeten in 1999 und 2009-10 zustande kam und der vom HssO-Team entdeckte Enceladus-Wassertorus zum Zeitpunkt der Herschel-Beobachtungen Saturn weitgehend abdeckte. Die verschiedenen L-Werte markieren die orbitale Position von Enceladus.

Modellrechnungen im HssO-Team zeigten, dass diese drei Quellen unterschiedliche „Fingerabdrücke“ hinterlassen, die man anhand hochaufgelöster horizontaler und vertikaler Messwerte identifizieren kann. Erste spektroskopische Herschel-Messungen der Saturnstratosphäre führten dann allerdings zu völlig unerwarteten Ergebnissen. Die gemessenen Spektren entsprachen in keiner Weise den Erwartungen und ließen sich nur mit einer relativ dichten Wasserdampfwolke erklären, die sich zwischen Herschel und Saturn befinden musste und die die Strahlung der Wassermoleküle aus der Saturnstratosphäre abschirmte. Darauf folgende Beobachtungen zur Charakterisierung dieser Wolke führten schließlich zu dem Ergebnis, dass sie einen Torus bildet, der fast den gesamten Saturn abdeckt und seine maximale Dichte in einer Entfernung von ca. 4 Saturnradien hat. Da sich der Mond Enceladus in derselben Entfernung befindet, war die Quelle des Torus schnell ausgemacht. Kryovulkanismus auf Enceladus, vor einigen Jahren von der Raumsonde Cassini entdeckt, emittiert ca. 250 kg Wasserdampf pro Sekunde in den Torus, der sich aufgrund von Stößen der Wassermoleküle auf die beobachtete Größe aufspannt und dabei die obere Saturnatmosphäre berührt. Dabei ist ein Bruchteil von ca. 5 % der von Enceladus ausgestoßenen Wassermenge ausreichend, um die von ISO und dem Submm Wave Astronomy Satellite SWAS bestimmte Säulendichte zu erklären [6]. Der Torus wurde aufgrund seiner Neigung gegenüber der Ekliptik bei der vorangegangenen SWAS-Beobachtung nicht entdeckt (Abb. 4).

Wasser in der Atmosphäre von Titan, einem anderen Saturnmond, wurde ebenfalls bereits von ISO entdeckt. Allerdings lieferten die Beobachtungen nur geringe Anhaltspunkte für die Säulendichte und keine Information für dessen vertikale Verteilung, so dass diese anhand von photochemischen Modellen abgeschätzt wurde. Diese Abschätzungen lieferten so hohe Werte, dass sie mit keiner der potentiellen Quellen in Einklang zu bringen waren. Neue Herschel-Beobachtungen brachten schließlich Licht in das Dunkel. Das Vertikalprofil des Wassers konnte erstmals abgeschätzt werden mit dem Ergebnis, dass die Gesamtsäule ca. 10-mal kleiner ist als bisher angenommen. Da die Variabilität der kryovulkanischen Aktivität des Mondes Enceladus bekannt ist, kann der Transport von Wasser über den Enceladus-Wassertorus und dessen mit der Variabilität einhergehende Dichteschwankung als wahrscheinlichste Wasserquelle für Titan angesehen werden [7].

Literaturhinweise

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D/H and 18O/16O ratio in the hydronium ion and in neutral water from in situ ion measurements in comet Halley
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2.
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Planetary and Space Science 57, 1596-1606 (2009)
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Hartogh, P.; Lis, D. C.; Bockelée-Morvan, D.; de Val Borro, M.; Biver, N.; Küppers, M.; Emprechtinger, M.; Bergin, E. A.; Crovisier, J.; Rengel, M.; Moreno, R.; Szutowicz, S.; Blake, G. A.
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Experimental and theoretical simulations of ice sublimation with implications for the chemical, isotopic, and physical evolution of icy objects
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Herschel measurements of the D/H and 16O/18O ratios in water in the Oort-cloud comet C/2009 P1 (Garradd)
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Direct detection of the Enceladus water torus with Herschel
Astronomy & Astrophysics 532, L2 (2011)
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The abundance, vertical distribution and origin of H2O in Titan’s atmosphere: Herschel observations and photochemical modelling
Icarus 221, 753-767 (2012)
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