kurz- und langperiodische kometen

KOMETEN
EISIGE BESUCHER VOM RANDE DES SONNENSYSTEMS
KURZ- UND LANGPERIODISCHE KOMETEN
KOMETENRESERVOIRS IM SONNENSYSTEM
Kometen sind kleine Himmelskörper aus Eis und
Staub, die sich auf elliptischen Bahnen um die Sonne
bewegen. Sie lassen sich unterteilen in
kurzperiodische und langperiodische Kometen.
Kurzperiodische Kometen haben eine Umlaufzeit von
weniger als 200 Jahren, wohingegen die
langperiodischen Kometen mehr als 200 Jahre für
einen Umlauf um die Sonne benötigen.
Kurzperiodische Kometen mit Aphel in der Nähe der
Jupiterbahn werden als Kometen der Jupiter-Familie
klassifiziert. Kometen, die ihren sonnenfernsten
Punkt jenseits der Bahn Jupiters erreichen nennt
man Halley-artige Kometen, benannt nach dem
Kometen 1P/Halley mit einer Umlaufzeit von 76
Jahren.
Die kurzperiodischen Kometen stammen aus dem
Edgeworth-Kuiper Gürtel, der sich jenseits der
Umlaufbahn des Neptuns von 30 bis 50 AE*
erstreckt. Durch den Einfluss der Schwerkraft der
äußeren Planeten gelangen diese Objekte auf
elliptischen und nur wenige Grad gegen die
Ekliptik geneigten Bahnen (im Mittel 20°) ins
Innere des Sonnensystems.
Die Langperiodischen Kometen hingegen stammen
aus der Oortschen Kometenwolke, die sich bis in
eine Entfernung von der Sonne von 100 000 AE
erstreckt. Die Bahnen langperiodischer Kometen
sind extrem elliptisch mit Exzentrizität von nahezu
1 und Inklinationen zwischen 0 und 180°, sodass
sich eine isotrope Verteilung dieser Objekte ergibt.
KOMETENENTSTEHUNG UND RELEVANZ FÜR
DIE FORSCHUNG
Kometen sind Überreste aus der Anfangszeit des
Sonnensystems. Ihre Zusammensetzung aus Staub
und Eis zeugt von einer Entstehung am Rande des
Sonnensystems, wo durch die niedrige Temperatur
Wasser und Kohlenstoffdioxid in gefrorener Form
vorlagen. Eis und Staub klumpten zusammen und
bildeten kilometergroße sogenannte Planetesimale.
Im äußeren Sonnensystem konnten sich diese
Planetesimale durch die zu geringe Dichte an
Objekten nicht zu Planeten zusammenfinden.
Kometen stellen somit einen Teil dieser
übriggebliebenen eisigen Objekte dar, deren
ursprüngliche Zusammensetzung sich seither nicht
wesentlich verändert hat. Kometen sind daher ein
ideales Labor, um die Bedingungen während der
Entstehungsphase des Sonnensystems zu erforschen.
WORAUS BESTEHT DER KERN
Der Kern eines Kometen besteht aus
verschiedenen Eisarten, u.a. Wassereis, CO-Eis,
CO2-Eis (auch bekannt als Trockeneis), gemischt
mit Staub, Gestein und komplexen organischen
Molekülen. Eis und Staub bilden dabei den
größten Teil des Kometenkerns, daher spricht
man (je nach Mischungsverhältnis) auch von
schmutzigen Schneebällen oder vereisten
Schmutzbällen.
Auch wenn Kometenkerne auf Bildern recht
hell erscheinen, reflektiert die Schicht aus
Staub und Geröll, die die Oberfläche bedeckt,
nur etwa 5% des einfallenden Sonnenlichts.
Der Komet ist somit dunkler als Kohle!
Das Eis des Kometen ist in der Regel unter
dieser Staubschicht verborgen, da Eis, das sich
an der Oberfläche befindet, über kurz oder
lang verdampfen würde. Die Staubschicht dient
als eine Art Schutzschild gegen die Hitze der
Sonne und das Vakuum des Weltalls.
109P/Swift-Tuttle
1P/Halley
Pluto
Jupiter
Saturn
Uranus
Neptun
23P/Brorson-Metcalf
Edgeworth-Kuiper Gürtel
KOMETENKERNE
Die Kerne verschiedener Kometen haben häufig
sehr unterschiedliche Formen (siehe
Abbildungen); sie sind zum Teil kugelförmig,
können aber auch lang-gezogene, keulenartige
Formen aufweisen.
Ihre Größe beträgt in der Regel einige Kilometer.
Der kleinste von einer Sonde fotografierte Kern
(103P/Hartley 2) hatte eine Größe von etwa 1,4
km; der Größte (1P/Halley) hatte einen
Durchmesser ca. 15 km. Die Form der
Oberfläche kann eine weiche Erscheinung wie
Sanddünen haben, oder zerklüftet und mit
kraterartigen Strukturen übersäht sein.
Die Gesamtdichte von Kometenkernen ist sehr
gering. Sie beträgt im Mittel ca. 600 kg pro
Kubikmeter (zum Vergleich: Wasser hat 1000
und Sandstein etwa 2500 kg pro Kubikmeter).
Das erklärt man dadurch, dass das Material aus
dem der Kern besteht, nicht zusammengepresst
ist, sondern lose und locker zusammenhängt.
Man spricht in diesem Zusammenhang von
einem rubble pile (dt. Schutthaufen). Der Kern
enthalt also viele Hohlräume, die zum Teil
winzig klein sind (die so genannte
Mikroporosität), die aber auch in Form von
Rissen auftreten können, die den ganzen Körper
durchziehen.
© ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/ INTA/UPM/DASP/IDA
OBERFLÄCHE UND AKTIVITÄT
Kommt ein Komet der Sonne nahe genug, kann
die oberflächliche Staubschicht das verborgene
Eis nicht mehr gänzlich vor der Wärme der Sonne
schützen und das Eis beginnt zu verdampfen.
Das dabei entstehende Gas verlässt den
Kometenkern und kann dabei Eis- und
Staubpartikel mit sich reißen. Das austretende
Gas hat zwar nur einen sehr geringen Druck,
aber die geringe Schwerkraft eines Kometen hat
selbst diesem geringen Druck nur wenig
entgegenzusetzen (67P/C-G hat eine
Anziehungskraft an seiner Oberfläche, die einem
Hundertfünfzigtausendstel der
Erdanziehungskraft entspricht).
Die Geysir-artigen Gasausbrüche sind lokal sehr
begrenzt und führen dann zur Entstehung so
genannter Jets, hellen Strukturen in der Koma
des Kometen. Diese Ausbrüche und das
allgemeine „Ausgasen“ des Kometen führen
dazu, dass sich die Oberfläche des Kerns ständig
verändert. Pro Sonnenumlauf kann eine Schicht
von mehreren Metern Dicke von der Oberfläche
abgetragen werden.
Ein Teil der Koma wird von Sonnenwind und
Strahlungsdruck davon geblasen und bildet den
für Kometen typischen Schweif.
© NASA/JPL/UMD
* AE ist die Abkürzung für Astronomische Einheit und entspricht der Entfernung von der Erde zur Sonne. Somit ist 1 AE = 150 000 000 km!
ROSETTA UND PHILAE
MISSIONSZIELE
Ziel der ROSETTA Mission ist es zum ersten Mal einen
Kometen auf seiner Bahn um die Sonne zu begleiten
und dabei Messungen vor Ort durchzuführen. Ebenfalls
einzigartig ist das Vorhaben mit der Sonde PHILAE auf
dem Kometen zu landen, um Messungen direkt an der
Oberfläche durchzuführen. Mit dieser Mission erhofft
man sich Fragen hinsichtlich physikalischer und
chemischer Eigenschaften der Kometen, sowie deren
Zusammensetzung zu klären und somit den Ursprüngen
dieser eisigen Objekte und damit auch des
Sonnensystems und der Entstehung des Lebens auf die
Spur zu kommen.
© ESA/Rosetta
ROSETTAS REISE ZUM KOMETEN
Der Erdmond während des
zweiten Erdvorbeiflugs
13.11.2007
ROSETTAs Start
02.03.2004
Der blaue Planet während
des dritten Erdvorbeiflugs
12.11.2009
Mondaufgang während
des ersten Erdvorbeiflugs
04.05.2005
Asteroid (21) Lutetia
10.07.2010
© ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Asteroid (2867) Šteins
05.09.2008
Selfie mit Mars
25.02.2007
Komet 67P/Churyumov–
Gerasimenko
03.08.2014
CHURYUMOV-GERASIMENKO
ROSETTAs Zielkomet ist der kurzperiodische Komet
67P/Churyumov-Gerasimenko. 67P/C-G ist ein Komet
der Jupiter Familie, d.h. der sonnenfernste Punkt seiner
Bahn ist in der Nähe der Bahn Jupiters.
Physikalische Daten:
• Kern:
 2,5 km x 2,5 km x 2,0 km (kleiner Kegel)
 4,1 km x 3,2 km x 1,3 km (großer Kegel)
• Masse:
1013 kg
• Dichte:
400 kg pro m3
• Umlaufzeit: 6,55 Jahre
• Perihel:
1,24 AE
• Aphel:
5,68 AE
• Exzentrizität: 0,640
• Inklination:
7,04°
© ESA/Rosetta