Als Asteroiden wird eine große Zahl von Kleinplaneten bezeichnet, deren Umlaufbahnen in der Regel zwischen denen des Mars und des Jupiter liegen. Sie bilden das Bindeglied zwischen den kleinen inneren Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars) und den großen äußeren Planeten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun) unseres Sonnensystems. Sie haben sich bei der Entstehung unseres Sonnensystems zusammen mit den bekannten Planeten durch Akkretion gebildet.
Start: 27. September 2007, Missionsende: November 2018
Wissenschaftliche Ziele
Durch die enorme Gravitationskraft des Riesenplaneten Jupiter wurde ihre Evolution aber frühzeitig weitgehend gestoppt, mit der Folge, dass die Asteroiden in einem Zustand erhalten geblieben sind, der etwa zehn Millionen Jahre nach Bildung unseres Sonnensystems erreicht wurde. Diese Protoplaneten sind damit so etwas wie ein Geschichtsbuch der Planetenevolution, mit dem unser Verständnis von der Entwicklung der Erde und der anderen Planeten verbessert werden kann.
Aus diesem Grund hatte die amerikanische Raumfahrtbehörde NASA am 27. September 2007 die Weltraummission „Dawn“ gestartet. Die Dawn-Sonde hat zwischen 2011 und 2018 zwei der größten Asteroiden, Vesta und Ceres, eingehend untersucht.
Das erste Ziel der Sonde war Vesta, der zweitschwerste aller Asteroiden (Vesta repräsentiert acht Prozent der gesamten Asteroidenmassen). Der Asteroid wurde 1807 entdeckt, und hat die Form eines dreiachsigen Ellipsoids mit den Abmessungen 280 x 270 x 230 Kilometer. Der mittlere Abstand zur Sonne von 350 Millionen Kilometern (2,36 Astronomische Einheiten) führt zu einer Umlaufzeit von 3,63 Jahren. Vesta ist ein entwickelter Asteroid mit zwei großen Einschlagkratern am Südpol. Die Dawn-Sonde schwenkte am 15. Juli 2011 in einen Orbit um Vesta ein und erforschte den Kleinplaneten zwischen August 2011 und August 2012 für etwa ein Jahr. Die Orbithöhen wurden über mehrere Monate nach und nach von anfänglich 2.735 Kilometern auf schließlich 210 Kilometer verringert. Die mit den Bordkameras erfassten Bilder zeigten Details der Oberfläche von bis zu 20 Metern pro Pixel.
Durch den Einsatz seiner vier Instrumente wurde der Asteroid Vesta fast komplett kartiert und seine mineralogische Zusammensetzung erforscht. Die Bestimmung seines genauen Gravitationfeldes schloss die Untersuchung ab. Das Alter von Vesta wurde aus der Verteilung bestimmter Isotopenhäufigkeiten auf 4,565 Milliarden Jahre errechnet. Die Eigenrotation von Vesta beträgt 5,34 Stunden. Seine mittlere Dichte beträgt 3,475 Gramm pro Kubikzentimeter. Am auffälligsten auf der Oberfläche sind konzentrische Gräben oder Rinnen um den Äquator herum und vor allem zwei sich überlagernde Einschlagkrater mit etwa 500 Kilometern Durchmesser im Südpolbereich. Dieser „Rheasilvia“ genannte Bereich entstand vor etwa einer Milliarde Jahren durch Kollision von Vesta mit einem Kometen oder einem anderen Asteroiden. Bemerkenswert ist der 20 Kilometer hohe Zentralberg im Krater. Krater Rheasilvia überlagert den älteren Krater Veneneia (400 Kilometer Durchmesser), der vor rund zwei Milliarden Jahren entstand. Eine weitere Entdeckung waren so genannte „dunkle Flecken“ in Kratern, deren Ursprung noch nicht erklärt werden kann. Die deutschen „Framing Cameras“ (siehe unten) nahmen bis September 2012 mehr als 31.000 Bilder von Vesta auf, die jetzt intensiv ausgewertet werden.
Größenvergleich und Verteilung des Wasserstoffs auf Vesta und Ceres
Ein Größenvergleich der beiden Asteroiden Vesta und Ceres, die von der Raumsonde Dawn besucht wurden. Der Durchmesser von Vesta beträgt 578 × 560 × 458 Kilometer, der von Ceres 974 x 974 x 910 Kilometer. Die Färbung der Oberflächen gibt gleichzeitig die Konzentration von Wasserstoff in der obersten Schicht der Himmelskörper an, so wie sie vom „Gamma-Ray and Neutron Detector (GRaND)“ auf Dawn gemessen wurde. Man beachte die unterschiedlichen Skalen: Demnach findet man auf der „nassen“ Ceres 100-mal mehr Wasserstoff - wahrscheinlich gebunden in Wasser - als auf der felsigen Vesta. Am Äquator von Ceres scheint der Wasserstoff an das steinige Oberflächenmaterial gebunden zu sein. An den Polen des Zwergplaneten deutet das viel stärkere Signal möglicherweise auf größere Ansammlungen von Wassereis hin, die direkt unter der Oberfläche liegen.
Ceres, das zweite Hauptziel von Dawn ist der größte Asteroid (Nach neuer Definition durch die Internationale Astronomische Union gilt er seit Herbst 2006 als Zwergplanet) und wurde 1801 entdeckt. Seine Größe beträgt etwa 960 x 930 Kilometer. Ceres repräsentiert sogar etwa 30 Prozent der Masse aller Asteroiden. Die mittlere Entfernung zur Sonne beträgt 414 Millionen Kilometer (2,76 Astronomische Einheiten), die Umlaufzeit um die Sonne 4,6 Jahre. Ceres ist ein „nasser“ Asteroid mit einem Wassergehalt von etwa 20 Prozent. Er hat seit seiner Entstehung noch keine großen Veränderungen seiner Form und Oberflächenbeschaffenheit erfahren. Dawn erreichte Ceres am 6. März 2015 und untersuchte ihn aus verschiedenen Orbits heraus.
Die Dawn-Sonde nutzte als Hauptantrieb für ihre Mission zu den Asteroiden einen Ionenantrieb („Solar Electric Propulsion“, SEP), der gegenüber einem konventionellen Raketenmotor den Vorteil eines etwa viermal größeren spezifischen Impulses hat, bei allerdings sehr geringer Schubleistung. Der SEP hat einen sehr geringen Verbrauch an Xenon-Gas von etwa 0,28 Kilogramm pro Tag, was zu einem niedrigen Startgewicht der Raumsonde führte. Dies ermöglichte die Nutzung einer kleineren und preiswerten Startrakete. Der Nachteil der geringen SEP-Schubleistung (etwa 90 Millinewton) ist eine sehr lange Flugzeit, die die Sonde bis zu ihren Zielen benötigte. Während der ersten fünf Jahre Flugzeit bis September 2012 hatte Dawn lediglich 267 von 425 Kilogramm ihres Xenon-Gasvorrats verbraucht. Der SEP hat mit insgesamt etwa 50.000 Stunden Betriebszeit seine Zuverlässigkeit bewiesen. Die Dawn-Sonde legte seit September 2007 mehr als 5,7 Milliarden Kilometer zurück.
Instrumente
Dawn führte folgende Untersuchungen an den beiden Asteroiden durch: die optische Kartierung, die Bestimmung ihrer internen Struktur, Dichte und Homogenität durch Ermittlung von Masse, Form und Rotationsrate, die Bestimmung der chemischen Zusammensetzung und der Häufigkeiten verschiedener Elemente, die Erstellung topographischer Profile der Oberfläche, die Bestimmung der Größe des metallischen Kerns bei Vesta sowie die Suche nach Plattentektonik, Vulkanismus und Suche nach Wasser führenden Mineralien.
Dazu trug Dawn vier Instrumente als Nutzlast: Zwei Framing Cameras (FCs) vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen und vom Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) in Berlin-Adlershof, ein Mapping Spectrometer (VIR) von der Agenzia Spaziale Italiana (ASI/CNR), ein Gamma-Ray and Neutron Detector (GRaND) des Los Alamos National Laboratory (LANL) und das Radio Science Package (RAD) des NASA Jet Propulsion Laboratory.
Principal Investigator (PI) der Dawn-Mission war Dr. Christopher T. Russell von der University of California, Los Angeles (UCLA). Er wurde unterstützt durch ein internationales Team, zu dem auch zahlreiche deutsche Wissenschaftler gehörten, unter anderem von der Universität Münster und der Freien Universität Berlin. Zum Zweck der Kartierung von Vesta hatte das Team dessen Oberfläche in fünfzehn Kartierungsgebiete aufgeteilt. Die Ziele dieser Auswertung waren Die Erstellung geologischer Karten, die Kartierung der Krater, inklusive deren zeitlicher Einordnung, die Erfassung und Kartierung von „Dunklem Material“ und von „Hellem Material“ auf der Oberfläche und die Erstellung von 3-D-Profilen der Vesta-Oberfläche.
Deutscher Beitrag zu Dawn
Eine der beiden vom MPS beigestellten „Framing Cameras“
Das einfallende Licht passiert eine Streulichtblende und den Objektivtubus der „Framing Camera“ (FC). Im Kamerakopf ist vor dem CCD-Sensor ein Filterrad mit sieben schmalbandigen Farb- und einem klaren Filter angebracht. Jeder Filter greift einen anderen Wellenlängenbereich aus dem Licht heraus und ermöglicht so ein Bild in einem bestimmten Farbbereich. Der CCD-Chip hat 1024 x 1024 Pixel und deckt damit ein quadratisches Gesichtsfeld von 5,5 Grad x 5,5 Grad ab. Durch zwei Radiatoren wird der Chip auf -60 Grad Celsius abgekühlt. Belichtungszeiten liegen zwischen einer Millisekunde und 3,5 Stunden. Die Höhe der FC einschließlich der Elektronikbox beträgt etwa 42 Zentimeter. Das Kamerasystem wurde unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) entwickelt und gebaut. Das Institut für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) steuerte die Front End-Elektronik sowie den CCD bei. Das Institut für Datentechnik und Kommunikationsnetze der TU Braunschweig lieferte die Hauptelektronik der Kamera.
Vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen wurden mit Unterstützung des DLR-Instituts für Planetenforschung (IPF) in Berlin die zwei „Framing Cameras" (FC‘s) für die Dawn-Mission entwickelt und gebaut. Die FCs sind eine missionskritische Nutzlast, weil sie auch für die Navigation der Sonde während des Zielanflugs und der Orbits um die Asteroiden benötigt werden. Aus Sicherheitsgründen (Redundanz) wurden zwei baugleiche FCs auf Dawn installiert. Bis Februar 2017 hatten die FCs insgesamt rund 80.000 Bilder aufgenommen, davon über 50.000 von Ceres.
Hauptzweck der Kameras war aber die optische Kartierung der Kleinplaneten aus der Umlaufbahn. Die Ceres-Mission startete am 23. April 2015 mit einem „Rotation Characterization Orbit“ (RC, 13.500 Kilometer Bahnhöhe). Der RC dauerte bis zum 9. Mai 2015 und ermöglichte Bildauflösungen bis etwa 1,3 Kilometer pro Pixel. Auf den RC folgte der „Survey Orbit“ (4.400 Kilometer Bahnhöhe vom 6. bis 30. Juni 2015) mit einer Auflösung von 410 Metern pro Pixel. Der „High Altitude Mapping Orbit“ (HAMO, 1.470 Kilometer Bahnhöhe, 4. August bis 15. Oktober 2015) ermöglichte Detailbilder bis etwa 140 Meter pro Pixel. Als niedrigster Orbit um Ceres schloss der „Low Altitude Mapping Orbit“ (LAMO, 385 Kilometer Bahnhöhe) ab 15. Dezember 2015 die Erkundung von Ceres ab. Die maximale Bildqualität lag etwa bei 35 Metern pro Pixel. Nominal sollte die LAMO-Phase bis zum 30. Juni 2016 dauern, sie wurde aber bis zum 2. September 2016 verlängert. Dann hob die NASA den Orbit wieder an, auf zunächst 1.484 Kilometer und zuletzt auf über 7.200 Kilometer. Die Mission wurde weiter verlängert, bis der Hydrazin-Vorrat für die Lageregelungstriebwerke verbraucht war. Im November 2018 endete die Mission.
Missionsdaten und technische Parameter
Start:
27. September 2007 vom Kennedy Space Center, Cape Canaveral, Florida, USA
Trägerfahrzeug:
Delta 2925H-Rakete
Rendezvous mit Vesta:
Oktober 2011 - September 2012; Orbits in 2.375, 685 und 210 Kilometern Höhe
Rendezvous mit Ceres:
März 2015 - Juni 2017; Orbits in 13.500, 4.400, 1.470, 375, dann wieder 1.470, 7.200 und 20.000 Kilometern Höhe
Antrieb der Sonde:
3 Xenon-Ionentriebwerke (solar-elektrisch)
Missionsdauer:
bis November 2018
Masse der Sonde:
1.220 Kilogramm beim Start, 750 Kilogramm ohne Treibstoff
Abmessungen:
Höhe ca. 2 Meter; Spannweite 20 Meter
Energieversorgung:
Galliumarsenid-Sonnenkollektoren, 10 Kilowatt an der Erde, 1 Kilowatt an Ceres
