Ceres

Allgemeine Daten

Ceres (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA)
Ceres (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA)

Ceres wurde in der Nacht zum 1. Januar 1801 entdeckt. Sein Entdecker selbst, der italienische Astronom Giuseppe Piazzi, hielt das Objekt allerdings für einen Kometen. Schon kurze Zeit später stellte sich heraus, dass es sich um einen Planeten handelte, dessen Umlaufbahn zwischen der des Mars und jener des Jupiter lag. Wegen des recht großen Abstands zwischen Mars und Jupiter hatten damalige Astronomen bereits Vermutungen darüber angestellt, ob es in dieser Region einen weiteren, bislang unbekannten Planeten geben könnte. Präzisere Berechnungsmethoden und leistungsstärkere Teleskope zur Himmelsbeobachtung führten in den kommenden Jahren dazu, dass viele weitere Objekte in der Region zwischen Mars und Jupiter entdeckt wurden. Schließlich waren es so viele, dass der Status "Planet" nicht länger sinnvoll erschien. Infolgedessen einigte man sich in den 1850er Jahren auf die Bezeichnungen "Kleinplanet", "Asteroid" oder auch "Planetoid". Seit 2006 besitzt Ceres gemeinsam mit vier weiteren Objekten den Status eines Zwergplaneten und gilt als das massereichste Objekt des Asteroidengürtels zwischen Mars und Jupiter. Rund ein Drittel der Gesamtmasse des Asteroidengürtels entfällt auf Ceres. Seine vollständige Bezeichnung lautet nach der gängigen Nomenklatur für Kleinkörper (1) Ceres.

 

Ceres – Daten
Masse: 9,393 * 1020 kg
Äquatordurchmesser:
Poldurchmesser:
963 km
891 km
Volumen: 4,52331 * 108 km3
mittlere Dichte: 2,16 g/cm3
Temperatur: -167° Celsius
Rotationsperiode: 9h 4m 30s
Oberflächenbeschleunigung: 0,29 m/s2
Anzahl Monde: 0
Ringsystem: Nein
Entdeckung / Entdecker: 1.1.1801 / Giuseppe Piazzi

 

Ceres – Orbitaldaten
Umlaufzeit: 4,6 Jahre
mittlere Entfernung von der Sonne: 414,09 Mio km = 2,768 AE
Perihel: 2,558 AE
Aphel: 2,978 AE
Bahnexzentrizität: 0,0758
Bahnneigung: 10,592°
mittlere Bahngeschwindigkeit: 17,877 km/s

 

Bildergalerien:
NASA-Photojournal http://solarsystem.nasa.gov/planets/ profile.cfm?Object=Dwa_Ceres &Display=Gallery
Hubble-Bildergalerie http://hubblesite.org/gallery/album/ query/ceres/

 

Atmosphäre

Ob Ceres eine Atmosphäre besitzt, ist noch nicht zweifelsfrei geklärt. Möglicherweise existiert eine extrem dünne Atmosphäre, die allerdings nur zeitweise in Abhängigkeit von der Entfernung zur Sonne ausgebildet wird. Wassereis ist bei derartigen Druckverhältnissen und bei direkter Bestrahlung durch die Sonne sehr flüchtig, es würde innerhalb kürzester Zeit sublimieren und in den Weltraum entweichen. Neueste Beobachtungen mit dem ESA-Weltraumobservatorium Herschel haben gezeigt, dass auf Ceres zumindest vorübergehend Wasserdampf nachgewiesen werden kann. Offenbar ist es tatsächlich so, dass sich die Oberfläche des Zwergplaneten in Sonnennähe leicht erwärmt, wodurch Wasserdampf entweichen kann. Als Hauptquelle dieser Ausgasungen gelten zwei dunkle Flecken auf seiner Oberfläche, die ein besonders starkes Absorptionssignal von Wasser aufweisen.

Messungen mit dem Gamma Ray and Neutron Detector (GRaND) an Bord der NASA-Raumsonde Dawn stimmen mit den Beobachtungen Herschels überein. GRaND registrierte energiereiche, beschleunigte Elektronen des Sonnenwindes. Wechselwirkungen des Sonnenwindes mit atmosphärischen Molekülen könnten diesen Umstand erklären, allerdings suchen die Wissenschaftler auch nach anderen potenziellen Ursachen.

 

Oberfläche

Seitdem die NASA-Raumsonde Dawn am 6. März 2015 den Zwergplaneten Ceres erreichte und ihn anschließend aus immer niedrigen Umlaufbahnen beobachtete, haben Wissenschaftler viele neue Informationen über die Beschaffenheit seiner Oberfläche gewonnen. Demnach ist der kleine Himmelskörper fast vollständig von einer Regolithschicht bedeckt, die im Allgemeinen recht dunkel ist. Die Albedo (das Reflexionsvermögen) von Ceres beträgt nur 0,09 – das bedeutet, er reflektiert nur neun Prozent des einfallenden Sonnenlichts. Dank Dawn waren erstmals hochauflösende Detailaufnahmen seiner Oberfläche möglich. Die bis dato besten Aufnahmen stammten noch vom Weltraumteleskop Hubble und zeigten nur einige großräumige Strukturen, zum Beispiel hellere und dunklere Flecken.

Topografische Karte von Ceres. (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA)
Topografische Karte von Ceres. (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA)

Die topografische Karte von Ceres zeigt die größten bislang bekannten Oberflächenformationen wie Krater, Kraterketten oder bergiges Terrain. Auf einige besonders interessante Strukturen wird im Folgenden eingegangen.

Der Krater Occator. (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA / IAPS / INAF)
Der Krater Occator. (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA / IAPS / INAF)

Oben: Der Krater Occator mit seinen auffälligen hellen Flecken gehört zu hervorstechendsten Strukturen auf Ceres. Sein Durchmesser beträgt 92 Kilometer, und er ist circa vier Kilometer tief. Die hellen Flecken fielen bereits bei den ersten Übersichtsaufnahmen aus großer Entfernung auf und ließen die Wissenschaftler zunächst ratlos zurück. Detailreichere Bilder und spektroskopische Untersuchungen lassen darauf schließen, dass die hellen Flecken aus Natriumcarbonat bestehen – das ist ein Salz, das auf der Erde in hydrothermal aktiven Umgebungen vorkommt. Das kleine Bild zeigt die Natriumcarbonatablagerungen im Zentralbereich des Kraters, wobei rötliche Farbtöne auf eine höhere Konzentration hinweisen. Mit einem Alter von rund 80 Millionen Jahren ist Occator relativ jung.

Möglicherweise durchschlug der Asteroid beim Aufprall die Oberfläche von Ceres und beim Zurückfedern drang das Natriumcarbonat aus tieferen Schichten an die Oberfläche. In die Daten lässt sich auch hineininterpretieren, dass vor geologisch kurzer Zeit vorübergehend flüssiges Wasser auf der Oberfläche vorhanden war, allerdings nur in lokalem Umfang. Demnach könnte das Natriumcarbonat der Überrest eines lokalen Wasserkörpers sein, der vielleicht in Folge des Einschlags durch Risse an die Oberfläche gelangte und dort gefror.

Ahuna Mons. (NASA / JPL / Dawn mission)
Ahuna Mons. (NASA / JPL / Dawn mission)

Eine ebenso verblüffende Oberflächenformation auf Ceres ist der Berg Ahuna Mons, hier links auf einem Mosaikbild der Raumsonde Dawn. Er steht isoliert und ist die einzige Erhebung dieser Ausmaße in seiner Umgebung. Und seine Ausmaße sind beachtlich: Sein Durchmesser misst an der Basis etwa 20 Kilometer – sein Gipfel ist fünf Kilometer hoch, wobei die durchschnittliche Höhe rund vier Kilometer beträgt. Der Berg ist höchstwahrscheinlich vulkanischen Ursprungs. Jedoch wäre er dann kein gewöhnlicher Vulkan, der glühende Lava spuckt, sondern ein sogenannter Kryovulkan. Kryovulkanismus kennt man bereits von anderen Himmelskörpern, wo statt Lava flüchtige Substanzen wie Wasser ausbrechen. Ahuna Mons ist aber bisher der einzige Fall, in dem die kryovulkanische Aktivitäten mit sehr salzhaltigem Schlamm zusammenhängen. Dazu kommt die Tatsache, dass er noch vor geologisch kurzer Zeit aktiv war – er entstand vermutlich innerhalb der letzten 100 Millionen Jahre.

Der Krater Oxo. (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA / PSI)
Der Krater Oxo. (NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA / PSI)

Auch der Krater Oxo zeigt ein ungewöhnliches Erscheinungsbild. Er liegt in der Nähe des Nullmeridians auf Ceres und befindet sich auf den meisten Ceres-Karten ganz am Rand, weshalb man ihn leicht übersehen kann. Mit zehn Kilometern Durchmesser gehört er nicht zu den größten Einschlagkratern auf Ceres, aber er ist aus einem anderen Grund von wissenschaftlichem Interesse: Dort ist Wasser vorhanden. Es könnte in der Form von Wassereis vorliegen oder in Mineralen gebunden sein. Möglicherweise wurden die Minerale durch den enormen Erdrutsch freigelegt, der auf dem Bild am unteren rechten Kraterrand zu erkennen ist.

 

Aufbau

Vermuteter Aufbau des Zwergplaneten Ceres. (NASA / ESA / STScI)
Vermuteter Aufbau des Zwergplaneten Ceres. (NASA / ESA / STScI)

Das aktuelle Modell über den inneren Aufbau des Zwergplaneten Ceres zeigt differenzierte Schichten, wie man es auch von Planeten kennt. Der Kern besteht demnach aus Silikatgesteinen und Metallen, die im Verlauf des Entstehungsprozesses langsam nach innen gesunken sind. Die Wärme aus radioaktiven Zerfallsprozessen (vornehmlich aus dem Aluminium-Isotop 26Al) könnte innerhalb des Mantels eine Schicht aus flüssigem Wasser gebildet haben. Mit zunehmender Entfernung vom Kern erstarrt ein stetig größer werdender Anteil des Wassers zu Wassereis. Die äußere Kruste ist wahrscheinlich zehn bis 15 Kilometer dick und besteht aus Wassereis und leichten Gesteinen.