Planetary Evolution and Life fileFolie 1 Vortrag > Autor > Dokumentname > Datum Ringvorlesung HGF-Allianz, 15.10.2009 "Planetary Evolution and Life" Asteroiden und Kometen als Impaktoren

Folie 1Vortrag > Autor > Dokumentname > Datum

Ringvorlesung HGF-Allianz, 15.10.2009

"Planetary Evolution and Life"

Asteroiden und Kometen als Impaktoren

Ekkehard Kührt, Carmen Tornow

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Ringvorlesung 15.10.2009

Gliederung1. Themen2. Kometen und Asteroiden - ein Steckbrief3. Reservoirs4. Untersuchungsmethoden5. Physikalische Eigenschaften6. Chemische Eigenschaften7. Kleine Körper und Entwicklung des

Planetensystems8. Kleine Körper und Entstehung des Lebens9. Asteroiden und Kometen als Impaktoren10. Kometen und Geschichte(n)11. Schlussfolgerungen Asteroid Itokawa

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1. Themen

Was sind Kometen und Asteroiden?

Woher beziehen wir unser Wissen über diese kleinen Körper?

Welche Gemeinsamkeiten und Unterschiede gibt es zwischen Asteroiden und Kometen?

Welches sind ihre physikalischen und chemischen Eigenschaften?

Wo halten sie sich auf?

Welche Bedeutung haben sie für die Entwicklung des Planetensystems?

Welche Rolle spielen sie bei der Entstehung des Lebens?

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2. Kometen und Asteroiden - ein Steckbrief

Kometen Asteroiden

Bahnen stark elliptisch schwach elliptisch

Zusammensetzung Eise, Silikate, organische Verbindungen

Minerale (zum Teil wasserhaltig), Metalle, organische Verbindungen

Reservoirs jenseits der snow line(Jupiter) im Kuiper-Gürtelund der Oortschen Wolke

Innerhalb der snow line, vorwiegend zwischen Mars und Jupiter (Hauptgürtel), aber auch in Erdnähe

Gesamtzahl >1012 > 106, fast 500000 bekannt

Gesamtmasse ~2x1026 kg(30 Erdmassen)

~2x1021 kg(1/3000 Erdmassen)

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3. ReservoirsKometen

TNOs (Transneptunian objects)Kuipergütel

a = 42…48 AEkleine e und ischeibenförmig

Scattered diskgroßes e

Oortsche Wolke2000….100000 AEkugelförmigz.B. Hale Bopp

äußerer Asteroiden-Hauptgürtel

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AsteroidenHauptgürtel (90%)

zwischen Mars und JupiterWegen Jupiter keine Planetenbildung

Objekte innerhalb Marsorbitaus Hauptgürtel gestreut

AmorsApollosAtens

Erdnahe Objekte (NEOs)p < 1,3 AE1000 NEOs > 1 km

3. Reservoirs

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3. Reservoirs

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4. UntersuchungsmethodenBeobachtungen von der Erde (Teleskope vom UV bis in de

Radiobereich, passive und aktive Verfahren)Kometen-Beobachtungen aus der Erdumlaufbahn (HST, Spitzer)Messungen mit Raumsonden vor Ort (8 Asteroiden, 4 Kometen)Modellrechnungen

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5. Physikalische Eigenschaften

Kometenkern

Größe: einige 100 m bis einige 100 km,unregelmäßige Form

Dichte: gering, halb so groß wie WasserBestandteile: Eise (H2O, CO2, CO), Staub (Silikate, CHON)Aktivität: Erwärmung des Kometenkerns durch die Sonne,

Verdampfung der Eise, Mitreißen von Staubkörnern, jetsProduktion: bis 300 t/s Gas und 1000 t/s StaubBahnen: stark elliptisch, alle Neigungen zur EkliptikKräfte: Gravitation Erde und Planeten, nicht gravitative Kräfte

durch Gasfluss

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Koma (”Atmosphäre”):

Zusammensetzung: verdampfte Elternmoleküle und Tochtermoleküle (ca. 130)

Ausdehnung: 10000...1000000 kmGasdichte: ~ 1 Millionstel der Erdatmosphäre, gutes Vakuum

Form: Gashülle nahezu kugelsymmetrischStaubkörner: 0.1 µm...1 m


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Kometenschweif

Staubschweif- Beschleunigung des Staubes durch

Strahlungsdruck der Sonne

- Länge: bis 50 Mill. Km

Gasschweif- Gasmoleküle aus der Koma werden

- durch UV- Strahlung der Sonne und

- andere Mechanismen ionisiert

- der elektrisch geladene Sonnenwind

- bläst die Ionen weg

- Länge: bis 250 Mill. km


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• NASA Mission• 1999: Start• 2004: Vorbeiflug Komet (240

km)• 2006: Landung Probenkapsel

auf Erde• Auflösung Kamera: ~ 10 m

Stardust: Comet Wild-2


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Ergebnisse Stardust

Sehr raue Oberfläche

lokalisierte Aktivität (jets)

sehr dunkel (Albedo: 0.03)

nichts sphärischer Kern (1.65 x 2.00 x 2.75 km3)

Einige Minerale im Staub haben hohe Temperaturen erfahren (T ~ 2000 K)


http://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Datei:Stardust_Capsule_on_Ground_011506.JPG&filetimestamp=20060115182706

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• NASA Mission• 1/2005: Start• 7/2005: Vorbeiflug Komet (500

km)• und Einschlag Impaktor

(370 kg, 10 km/s), ca.4 t TNT• Auflösung Kamera: ~ einige m

Deep Impact: Comet Tempel-1


http://images.google.de/imgres?imgurl=http://www.oa.uj.edu.pl/apod/apod/image/0505/art1_deepimpact_big.jpg&imgrefurl=http://www.oa.uj.edu.pl/apod/apod/ap050516.html&usg=__VWHlZbH8gYrjnYWaEafMZDEAm6s=&h=800&w=1200&sz=314&hl=de&start=1&tbnid=4zTOkQQo4IHIDM:&tbnh=100&tbnw=150&prev=/images%3Fq%3Ddeep%2Bimpact%2Bspacecraft%26gbv%3D2%26hl%3Dde

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Ergebnisse Deep Impact

raue und glatte Oberflächengebietegeringe Dichte: 400...600 kg/m37,6 × 4,9 km Festigkeit:???20000 t Material bei Impakt verlorenlokalisierte Aktivitätvielfältige Landschaftsformen (Täler, Berge, Krater, Spalten, Abhänge,...)nur wenig Eis direkt auf der OberflächeOberfläche relativ warm (270 bis 340 K)1/100000 der Oberfläche ist Wassereis


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Asteroiden

Größe: einige 100 m bis 1000 km, unregelmäßige Form

Dichte: etwa doppelt so hoch wie Wasser

thermische Trägheit: gering

Zusammensetzung: Metalle, Minerale, Mineralwasser, organics

Bahnen: schwach elliptisch, geringe Neigung zur Ekliptik

Kräfte: Gravitation Sonne und Planeten, Yarkovski-Effekt

physikalische Eigenschaften wichtig für Abwehrmaßnahmen

Asteroid Ida


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Jupiter’s orbit

Sun

Hauptgürtel

Jupiter

Hier sindwir!

Hier sindwir!

NEOs

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• JAXA Mission• 2003: Start• 2005: Annäherung Asteroid (10

- 20 km), Probenantnahmedurch touch down

• 2010 Probenrückführung• Auflösung Kamera: einige dm

Hayabusa: Asteroid Itokawa (NEO)


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Ergebnisse Hayabusa

535 × 294 × 209 mgeringe Dichte: 1900 kg/m3Albedo : 0,53rubble pile? (keine Krater, geringe Dichte)S-type (Silikate)nur wenige Krater


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6. Chemische Eigenschaften

Wie bestimmt man die chemische Eigenschaften von Kometen / Asteroiden?

• Im Labor → mit den Methoden der analytischen Chemie (Titration, Gravimetrie, Chromatographie, Massenspektrometrie, .. )

• Geringste Entfernung: 63000 km → 2. März 2009: Objekt 2009 DD45 (~30 m), Explosion → einige 100 kT (1 kT ≈ 4,2×1012 J) → evtl. in unterer Stratosphäre

Möglichkeiten

Beobachtungen mit Teleskopen

Rendez-vousMissionen

chem. Analyse von Meteoriten

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Rendez-vous Missionen: Stardust (81P/Wild 2), Deep Impact (9P/Temple 1), Dawn(4 Vesta, 1 Ceres), Rosetta (67P/Churyumov-Gerasimenko)

Analyse von Meteoriten: felsiges und/oder eisenhaltiges Material, Proben → Methoden der analytischen Chemie

6.1 Erkundung der Chemischen Eigenschaften

Meteorit Hoba,

Nordwestnamibia, ~ 60 Tonnen

Fe: 82.3%, Ni: 16.4%, Co: 0.8%

Einschlag vor < 80.000 Jahren

→ Messung der 59Ni Aktivität

Bestrahlungsalter: 400×106 Jahre

→ 36Cl/36Ar-Verhältnis

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6.2 Chemischen Eigenschaften der Meteoriten

Eisenmeteorit (1,3 kg) Stein-Eisenmeteorit (3 kg)

Chondrite: Undifferenziertes Material

Achondrite: Differenziertes Material→ radioaktive Isotope→ Gravitation

Steinmeteorit: 2.1-3.8 g/cm3 (58%)

Stein-Eisen-Meteorit: 4.2-4.8 g/cm3 (13%)

Eisenmeteoriten: 7-8 g/cm3 (13%)

Steinmeteorit (0.45 kg)

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6.2 Chemischen Eigenschaften der Meteoriten

Achondrite: keine Chondrule, wenig Metall (Fe, Ni)wenig FeS (Troilite)

Chondrite: Chondrule, Metall (Fe, Ni)FeS (Troilite)

Primitiver Achondrite

Ureilite

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Chondren: amorphe und kristalline sub-mm bis mm große kugelförmige Silikate

Olivine - Mg2SiO4 , (Fosterite) ↔ Fe2SiO4 (Fayalite)

Pyroxene: MgSiO3 (Enstatit)

Siliziumdioxid: SiO2 (Quarz, Kieselerde)

6.2 Chemischen Eigenschaften der Meteoriten (Chondrite)

Si, Mg, Fe, O

Alle Chondrite, außer CI (urtümlichster C Chondrit)

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Ca-Al-Einschlüsse: mm bis cm große Aggregate (amorphe/kristalline )

Hibonite: CaAl12O19

Plagioklase: CaAl2Si2O8 (Anorthit)

Spinel: MgAl2O4

6.2 Chemischen Eigenschaften der Meteoriten (Chondrite)

Al, Ca, Si, Mg, O

Alle kohligen Chondrite, außer CI

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6.3 Beziehungen zwischen Meteoriten und Asteroiden

Asteroiden Klassifikation

S-Typ: Fe,Mg-Silikate + metallisches Fe-Ni, wenige flüchtige Verbindungen, innerer Asteroiden Gürtel

E-Typ: Ähnlich, näher an der Sonne

M-Typ: metallisches Fe-Ni, innerer Asteroiden Gürtel

C-Typ: Kohliges Material, flüchtige Verbindungen, äußerer Asteroiden Gürtel

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Radio observations of 30 comets, black: Jupiter-family comets (scattered disk → inward directed interaction)red: long-period comets (Oort cloud → outward directed interaction)

Halley-type comets (scattered disk → not quite clear)

6.4 Chemische Eigenschaften der Kometen

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7. Beziehung zur Bildung des Planetensystems

molekulare Dunkelwolke

gravitativer Kollaps

Protostern undAkkretionsscheibe

T Tauri Sternund dünne

Scheibe

Sonnensystem

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mm große Chondren → 4564.7±0.6 Myr

cm große CAIs → 4567.11±0.16 Myr

Allende Meteorit, 1969 in Mexico, nur 4% der gefundenen Meteoriten

sind kohlige Chondrite

Matrix Material mit 50 μm großen pre-solaren Staubkörnern

Altersbestimmung unter Verwendung von26A/27Al, 207Pb/206Pb und 17O/16O, 18O/16O

7.1 Chronologie der Entstehung des Sonnensystems

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7.2 Bedeutung für die Entstehung der Erde

flüchtig hitzebeständig

Element MantelKruste

Kern Element

0.010

0.012

0.0002

44.0

0.025

0.009

Fe

Si

Mg

Ni

Ca

Al

MantelKruste

Kern

H

C

N

O

S

P

0.060

0.200

0.0075

0.0

1.9

0.35

6.26

21.0

22.9

0.196

2.53

2.35

85.0

6.0

0.0

5.2

0.0

0.0

Elementanteile

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Sauerstoff-IsotopenVerhältnis

7.3 Auffinden von Ähnlichkeiten zur Chemie der Erde

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?

Energy

Water

Organic matter?

?

Protocell: LUCA ?

8. Bedeutung für die Entstehung des Lebens

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Quantitative amounts of volatiles:

1. UV photolysis: 108 – 109 kg/yr

2. Lightning107 – 108 kg/yr

2. Hydrothermal vents108 – 109 kg/yr

3. Interplanetary dust particles108 – 109 kg/yr

4. Comets and asteroids109 -1010 kg/yr

8.1 Transport Organischer Materie und Wasser zur Erde

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Organic matter Water Volatile Compounds (C,H,O,N,S)

Element composition in %

8.2 Elementzusammensetzung von Zellen und Eis

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Wo und wie bilden sich diese Moleküle?

Hot corino

8.3 Komplexe Moleküle im Eis

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CC = carbonaceous chondrites, LL3-IW and -PS = interstellarand protostellar water in Semarkona (LL3 meteorite)

Modellierung des Modellierung des Solaren Nebels und Solaren Nebels und seiner Chemieseiner Chemie

8.4 D/H zur Identifikation der Quellen von H2O

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Modellierung des Solaren Modellierung des Solaren Nebels und seiner ChemieNebels und seiner Chemie

8.5 15N/14N zur Identifikation der Quellen von N2

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9. Asteroiden und Kometen als Impaktoren

Saturnmond

Phoebe

Saturnmond

Phoebe

Mond (Rückseite)Mond (Rückseite)

Kollisionengravitative und nicht gravitative Störungen können auf Kollisionskurs untereinander, mit der Sonne, den Planeten und ihren Monden führen

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Koeberl, 2006

Nice-Modell

Jupiter und Saturn haben sich nach WW mit kleinen Körpern in 1:2 Resonanz bewegt und dann chaotische Verhältnisse im PS ausgelöst (LHB)


The late heavy bombardement

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Sizes and Impact Frequencies of NEOs

DustDust

Boulder

Boulder

Buildin

g

Buildin

g

MountainMountain

Second

Second

WeekWeek

Millenniu

m

Millenniu

m

500,000 yr500,000 yr

100 Myr

100 Myr

Leonid meteor showerLeonid meteor shower

Peekskill meteoritePeekskill meteorite

Tunguska, 1908

SL9 hits

Jupiter 1994

SL9 hits

Jupiter 1994

K-T mass extinctor, 65 Myr ago

Smallest, most frequent

Smallest, most frequent

Huge, extremely rareHuge, extremely rare 15 km

15 km


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Konsequenzen von ImpaktsOberflächenformung (Altersbestimmung)AtmosphärenveränderungenEintrag von Wasser und organischen MolekülenEnergieeintrag (Vernichtung der Biosphäre)Triggern von LebenArtensterben

Abwehrmaßnahmen möglich!


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10. Kometen und Geschichte(n)

Kometen haben die menschliche Geschichte beeinflusst

Kometen galten lange Zeit als GötterbotenErmordung von Julius Cäsar (44 v.u.Z.)Schlacht bei Hastings 1066 (Komet Halley)vermeintliches Kriegsglück für Napoleon (Russlandfeldzug 1811)Panikreaktionen der Bevölkerung noch 1910 (Halley) mit Selbstmorden

http://de.wikipedia.org/wiki/Bild:Tapestryofbayeux.jpg

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11. ZusammenfassungAsteroiden und Kometen

sind Überbleibsel der Entstehung des Planetensystemsbilden die Klasse der kleinen Körper (100 m bis 1000 km) im Sonnensystem und haben sich daher nur wenig verändertsind daher wissenschaftlich von hohem Interessewechselwirken auch heute noch mit Planeten und Mondenhaben einen direkten Zusammenhang mit dem Leben auf der Erdesind faszinierende und mystische Objektesind Ziel von Raummissionen (bisher 13 Missionen, davon 4 auf Oberfläche)

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