Forschung & Entwicklung > Auf der Suche nach den Grundbausteinen des Sonnensystems

Auf der Suche nach den Grundbausteinen des Sonnensystems

Rendevouz mit einem Kometen

von Dr. Stephan Ulamec

Kometen versetzen die Menschen auf der Erde seit Jahrhunderten in Erstaunen.Ihr Erscheinen wurde meist in Zusammenhang mit irdischen Ereignissen gesetzt, mit Kriegen, Herrscherwechseln, Seuchen. Die eigentliche Natur dieser Himmelskörper blieb jedoch lange verborgen.

So wurden sie zunächst als atmosphärische Erscheinungen missinterpretiert, bis 1705 Edmond Halley durch die Vorausberechnung der Wieder­kehr des später nach ihm benannten Kometen sie als Körper des Sonnensystems bestätigte, die, ähnlich den Planeten, die Sonne umkreisen. Eine Vermutung, Kometen wären „translunare Objekte“, hatten schon Georg von Peuerbach, 1456 und später Tycho Brahe. Die erste näherungsweise Bahnberechnung eines Kometen er­folgte 1680/81 vom Pastor Dörffel aus Plauen [1]. Heute wissen wir, dass Kometen Überbleibsel aus der Zeit der Entstehung des Sonnensys­tems vor etwa 4,6 Mrd. Jahren sind. Damals hat sich aus interplanetarem Gas und Staub eine planetare Wolke gebildet, die sich dann zu einer „Scheibe“ entwickelt hat. In dieser bildeten sich durch gravitative Prozesse relativ schnell (innerhalb weniger 107 Jahre) die großen Körper: im Zentrum die Sonne und weiter außen die Planeten. Kleinere Trümmer und Staub blieben bei diesem Prozess übrig. In großer Entfernung zur Sonne, im Kuiper-Gürtel (bzw. noch weiter entfernt, in der Oort´schen Wolke) kreisen sie, kalt und nahezu unverändert, seit Anbeginn des Sonnensystems. Dann und wann kommen diese Körper nun ins Innere des Sonnensystems (z.?B. durch Resonanzen oder durch den nahen Vorbeiflug an einem anderen Sternsystem). Sie werden erwärmt, die volatilen Komponenten (hpts. Wasser, Kohlendioxid und Kohlenmonoxid) sublimieren, das entweichende Gas reißt Staubpartikel mit sich und es kommt zum Phänomen eines „Schweifes“. Das Wort Komet leitet sich ab von dem griechischen ???? (Haupthaar). Ein Komet ist also ein „Haarstern“. Wenn es nun gelingt, das Material von Kometen zu analysieren, so erhält man Informa­tion über die ursprüngliche Zusammensetzung des planetaren Urnebels. Vergleicht man diese mit der Zusammensetzung der Erde (bzw. Mond, Mars usw.), so kann man die Entwicklung unseres Sonnensystems besser verstehen. Man erwartet, auf Kometen auch organische Substanzen nachzuweisen. Messungen an „simuliertem Kometenmaterial“ in Weltraumsimulationskammern unter UV- Bestrahlung [2] sowie Ergebnisse z.B. der ­Giotto- oder Stardust-Mis­sionen legen dies nahe. Es gilt als plausibel, dass die Grundbausteine für die Entstehung des Lebens (z.B. Aminosäuren) über Kometen auf die frühe Erde gelangt sind. Die chemische Untersuchung des Kometenmaterials ist folglich auch eine ­Suche nach den Ursprüngen des Lebens [3].

Die Rosetta-Mission und ihre Vorgänger

Rosetta ist eine Mission der Europäischen Weltraumbehörde ESA zur genauen Erforschung eines Kometen. Sie ist eine so genannte „Corner­stone“-Mission des Wissenschaftsprogrammes „Horizon 2000“. Die Sonde wurde im März 2004 gestartet und ist seitdem auf ihrer Reise zum Ziel­kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P/CG). Insgesamt vier Swing-­by-Manöver (drei an der Erde, eines am Mars) ­waren nötig, um die Bahn an die des Kometen anzunähern. Im sonnenfernen Bereich von Juni 2011 bis Januar 2014 musste die Sonde in einen „Winterschlaf“ versetzt werden, da der Solargenerator nicht genügend Energie für den Betrieb liefern konnte. Rosetta steht in der Tradition der ersten erfolgreichen interplanetaren Mission der ESA, Giotto, die 1986 am Kometen Halley vorbeiflog. Giotto hat unser Wissen über Kometen revolutioniert: Man erkannte, dass der Schweif in lokal begrenz­ten „Jets“ entsteht, dass der Kometenkern sehr porös ist (niedrige Dichte) und dass Kometen einen signifikanten Anteil an organischen Substanzen beinhalten. Die Staubteilchen, die da­mals mit dem Massenspektrometer PIA (Particle Impact Analyzer) untersucht worden waren, trafen mit sehr hoher Geschwindigkeit (68km/s) auf, sodass die molekulare Struktur weitgehend zerstört wurde. Jene, die Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff und Stickstoff beinhalteten, wurden dann einfach CHON-Partikel genannt.

Als weitere Kometenmissionen seien hier die NASA-Projekte Deep Impact und Stardust erwähnt. Das Erstgenannte beinhaltete einen Impaktor auf Komet 9P/Tempel 1 (2005), das Zweitgenannte brachte 2006 mit Aerogelkollektoren gesammeltes Material aus der Koma von 81P/Wild 2 zurück zur Erde. Die durch das Abbremsen im Aerogel stark modifizierten Staubteilchen (die volatilen Komponenten sind weitgehend verdampft) können nun in Laboren auf der Erde untersucht werden. Rosetta wird die erste Mission sein, die nicht nur an einem Kometen vorbeifliegen (oder einschlagen), sondern diesen für längere Zeit genau beobachten, ihn orbitieren wird. Schließlich wird sie eine Landeeinheit, Philae, darauf absetzten. Dies wird ungleich genauere Untersuchungen erlauben, nicht nur, was die Zusammensetzung von Gas und Staub in der Koma sowie im Kern betrifft, sondern auch in Bezug auf die zeitlichen Veränderungen, während sich 67P/GC der Sonne nähert und immer aktiver wird [4].

Philae, Landung am Kometenkern

Ein Höhepunkt der Rosetta-Mission wird zweifelsfrei die Landung von Philae im November 2014. Die große Herausforderung besteht dabei darin, auf einem Himmelskörper zu landen, von dem in der Entwicklungsphase der Sonde (und auch jetzt noch) sehr wenig bekannt ist. Die Oberfläche von 67P/CG wird erst im Laufe des Sommers 2014 mit den Kameras auf Rosetta (vor allem OSIRIS) abgebildet; erst dann weiß man über die Topo­grafie und die Form des Kerns Bescheid, erst dann kann man einen geeigneten Landeplatz auswählen und das exakte Abstiegsszenario planen. Die Oberflächeneigenschaften (z.B. die Härte des Materials) sind zurzeit völlig unbekannt [5]. Nach Analyse der Daten von den Orbiterinstrumenten und der Wahl eines Landeplatzes wird Rosetta im November 2014 in einer heliozentrischen Entfernung von etwa 450 Mio. km auf einen „Delivery Orbit“ einschwenken und Philae in einer Höhe von ungefähr 3km über der Kometenoberfläche abstoßen. Der Lander fällt dann langsam (die Gravitation von 67P/CG entspricht nur etwa 10-5 der der Erde) zur Oberfläche. Die Impaktgeschwindigkeit wird, abhängig von der Kometenmasse und dem letztlich gewählten Szenario, etwa 1m/s betragen. Beim Auftreffen werden zwei Ankerharpunen geschossen und eine Kaltgasdüse „gezündet“ um ein Abprallen zu verhindern. Sofort beginnt Philae das wissenschaftliche Programm und startet den Betrieb der insgesamt zehn wissenschaftlichen Instrumente an Bord. Diese beinhalten neben Kameras (z.B. Panoramabild des Landeplatzes mit CIVA-P) v.a. Analyseinstrumente; zwei Evolved Gas Analyzers, COSAC vom Max Planck Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen (früher in Lindau) und Ptolemy von der Open University in Milton Keynes (UK) sowie ein Alpha-Röntgen-Floureszenzspektrometer, APXS, vom Max Planck Institut für Chemie bzw. der Universität Mainz. Einige der von Philae gesammelten Proben werden auch mit einem abbildenden IR-Spektrometer (CIVA-M) untersucht [6]. Die Tabelle listet alle zehn Instrumente auf Philae sowie die verantwortlichen Institute und PI´s (principal investigator). Philae wird zunächst mit einer Primärbatterie betrieben, die in einer „First Scientific Sequence“ von etwa 50 Stunden erlaubt, jedes Instrument zumindest einmal zu betreiben. Später beginnt die „Long Term Science“, in der die Ins­trumente auf Basis der von einem Solargenerator gewonnenen Energie über Wochen (hoffentlich Monate) Untersuchungen durchführen werden können. Das Betriebszentrum für den Lander be­findet sich im Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt, DLR in Köln, alle Telemetrie und Kommandos werden über ESA/ESOC in Darmstadt und den Rosetta-Orbiter geleitet. Philae wurde von einem internationalen Konsortium beigestellt, die Projektverantwortung liegt beim DLR.

Analyse des Kometenmaterials

Wie eingangs erwähnt, besteht das wissenschaftliche Hauptinteresse in der Erforschung von Kometenmaterial und damit in der genauen Analyse des Materials. Sowohl die Chemie als auch die Element- und Isotopen­häufigkeiten sowie die Mineralogie geben Auskunft über die Entwicklung des Sonnensystems sowie die Entstehung des Lebens. Am Rosetta-Orbiter befinden sich Massenspektrometer zur Analyse der Staubteilchen (COSIMA) und des Gases in der Koma (ROSINA). Das wirklich unverfälschte Material erhofft man sich jedoch im Kern, wenige Zentimeter unter einer möglichen Kruste. Dies macht die Untersuchungen, die nur mit einem Lander möglich sind, so besonders wertvoll. In diesem Artikel wird exemplarisch in erster Linie auf das Instrument COSAC und die damit geplanten Messungen kurz eingegangen. Als weiterführende Literatur zur Rosetta-Mission und zu den Instrumenten auf Orbiter und Lander sei ausdrücklich auf die Sonderausgabe in Space Science Reviews, 2007 bzw. das daraus entstandene Buch „Rosetta -ESA’s Mission to the Origin of the Solar System“ von R. Schulz, C. Alexander, H. Böhnhardt und K.-H. Glaßmeier (Eds.) verwiesen [4]. COSAC (Cometary Sampling and Composi­tion Experiment) ist ein kombiniertes System, bestehend aus einem Massenspektrometer und einem Gaschromatografen mit acht Säulen zur Auswahl [7]. Die zu analysierenden Proben werden mit dem „Sampling Distribution & Drill“ (SD²) auf Philae von der Kometenoberfläche (bzw. aus einem Bohrloch von bis zu etwa 20?cm Tiefe) entnommen und in kleinen Öfchen platziert. Die Proben können bis 800?°C erhitzt werden, die entweichenden Gase werden über „Tapping Stations“ und Röhrchen zum Instrument geleitet. Insgesamt stehen in dem System 28 Öfchen zur Verfügung (die jedoch mit dem Instrument Ptolemy geteilt werden müssen). Einige dieser Öfchen haben Saphirfenster (diese können nur bis 350°C erhitzt werden) und erlauben die Beobachtung mit dem CIVA-M Mikroskop im sichtbaren und IR-Bereich. COSAC beinhaltet neben den Analyseinstrumenten zwei Heliumdrucktanks sowie ein System aus Ventilen und Verbindungsröhrchen, um das zu untersuchende Gas wahlweise zum Massenspektrometer, einer GC-Säule oder einer entsprechenden Kombination zu leiten. Das Gesamtsystem hat eine Masse von nur etwa 4,5kg und ist ein bemerkenswertes Beispiel für die Miniaturisierung von Laborinstrumenten, wie sie für die Raumfahrt notwendig ist. Das Time-of-Flight-Massenspektrometer mit einer Elektron-Impact-Ionenquelle und einem Multisphären-Sekundärelektronen-Multiplier (multisphere plate) als Detektor hat einen Messbereich von 1–1500 amu und eine Massenauf­lösung (m/m) von etwa 350 (bei m=70). Alle Ionen werden mit einer Energie von 1500eV beschleunigt. Das Massenspektrometer wurde im Flug schon mehrmals in Betrieb gesetzt, z.B. beim Vorbeiflug am Asteroiden (21) Lutetia (wo allerdings keine Exosphäre nachgewiesen werden konnte). Von den acht Säulen, die für die Gaschromatografie zur Auswahl stehen, sind fünf für allgemeine Separation geeignet, eine Kohlenstoff-Molekularsieb-PLOT-Säule (porous-layer open tubular) zur Analyse von Edelgasen und leichten Kohlenwasserstoffen und vier mit Beschichtung (z.?T. mit flüssig stationärer Phase) zur Separation komplexerer Kohlenwasserstoffe und Aromate [8]. Drei Säulen können mittels chiralen Valins und a- und b-Cyclodextrinen, eingelagert in flüssigem Polydimethylsiloxan (PDMS), auch Enantiomere separieren [9,10]. Zur Detektion von nicht volatilen Komponenten (wie z.B. Aminosäuren) wird durch Dimethylformamid-Dimethylacetal (DMF-DMA) in einem der Öfchen die Umwandlung in flüchtige Derivate bewirkt. Beim Instrument Ptolemy liegt der Schwerpunkt der Messungen weniger auf der organischen Analyse des Kometenmaterials als in der Bestimmung der Isotopenverhältnisse leichter Elemente wie 12C/13C, 14N/15N, 16O/18O und 16O/17O. Die Bestimmung des D/H-Verhältnisses erlaubt, den Anteil kometaren Wassers in den Erdozeanen zu erörtern [4]. Da es durch die Sublimation und die Jetbildung zu einer Veränderung der Isotopenzusammensetzung kommt, sind die Messungen am Kometenkernmaterial besonders wichtig. Ptolemy beinhaltet neben dem Massenspektrometer und den drei GC-Säulen auch chemische Reaktoren, um isotopisch einfach zu untersuchende Moleküle zu erhalten. In den Reaktoren befindet sich z.B. Asprey´sches Salz (K2NiF.KF), das beim Erhitzen Fluor abgibt [11]. Das APXS (Alpha Particle X-ray Spectrometer) vom Max Planck ­Institut für Chemie aus Mainz (nun unter Verantwortung der Universität Mainz) regt die Atome der zu untersuchenden Oberfläche durch die Strahlung einer 244Cm Curiumquelle an. Das Alpha- bzw. Röntgenfloureszenzspektrum verrät die Elementhäufigkeit (Z>2) in der Probensubstanz [4].

*Ausblick*'

Im Laufe des Jahres 2014 wird sich Rosetta dem Kometen nähern und ihn ab Anfang August aus einem Orbit untersuchen. Dies eröffnet uns erstmals die Gelegenheit, die Koma eines Kometen über einen längeren Zeitraum aus der Nähe und im Detail zu untersuchen. Der Kern wird mit Fernerkundungsexperimenten charakterisiert, im November wird schließlich der Lander Philae abgesetzt. Der Lander überlebt auf der Oberfläche für wenige Monate (bis er überhitzt oder die Solarzellen von Staub bedeckt sind), Rosetta setzt die Untersuchungen bis Ende 2015 fort. Die wissen­schaftlichen Ergebnisse werden helfen, die Geschichte des Sonnensystems sowie den Ursprung des Lebens besser zu verstehen. Das internationale Team sieht den kommenden Monaten mit großer Spannung entgegen. Der nächste große Schritt in der Kometenforschung nach Rosetta könnte die Rückführung von Material von der Kometenoberfläche zurück zur Erde sein. Im Unterschied zu Philae, wo das „Labor zum Kometen gebracht wird“, hätte man dann die Möglichkeit, die Materialana­lysen mit den Laborgeräten auf der Erde durchzuführen. Entsprechende „Sample Return“- Missionen werden zurzeit bereits studiert und vielleicht in den 2020er-Jahren gestartet.

Literatur
[1] Stoyan R. (2013) Atlas der Großen Kometen
[2] Muñoz Caro G.M., Meierhenrich U.J., Schutte W.A. et al. (2002) Nature, Vol. 416, pp. 403–406
[3] Ehrenfreund P., Irvine W., Becker L. et al (2002) Rep. Prog. Phys, Vol. 65, pp. 1427–1487
[4] Schulz R., Alexander C., Böhnhardt H. und Glaßmeier K.H. (Hg) (2009) Rosetta -ESA’s Mission to the Origin of the Solar System
[5] Ulamec S., Biele J., Fantinati C. et al. (2012) Acta Astron., Vol. 81, pp. 151–159
[6] Biele J. & Ulamec S. (2008) Space Sci. Rev., Vol. 138, pp. 275–289
[7] Goesmann F., Rosenbauer H., Roll R. et al. (2007) Space Sci. Rev., Vol. 128, pp. 257–280
[8] Szopa C., Sternberg R., Coscia D. et al. (2002) Journal of Chromatography A, pp.165–173
[9] Meierhenrich U.J. (Hg.) (2009) Amino Acids and the Asymmetry of Life
[10] Schurig V. (2007) Entstehung des Lebens, labor&more Ausgabe 03.07
[11] Wright I.P., Barber S., Morgan G. et al. (2007) S pace Sci. Rev., Vol. 128, pp. 363–381