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Vorlesung 2 Elementen der Himmelsmechanik. Herkunft und Entstehung von Kometen, Meteoriten und Asteroiden.

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Präsentation zum Thema: "Vorlesung 2 Elementen der Himmelsmechanik. Herkunft und Entstehung von Kometen, Meteoriten und Asteroiden."—  Präsentation transkript:

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2 Vorlesung 2 Elementen der Himmelsmechanik. Herkunft und Entstehung von Kometen, Meteoriten und Asteroiden.

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4 Protostern T < 10 4 yr 1 M Disk & Jet Planetisimals, Proto- planeten, Staubdisks Planetensystem ~10 5 yr ~10 7 yr T > 10 8 yr Entstehung des Sonnensystems

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6 Vesta zeigt auch vulkanische Aktivität. Man fand Anzeichen für Silikat-Vulkanismus. So besitzt Vesta eine sehr komplexe Oberflächengeologie mit basaltischen Flüssen und basaltischen Provinzen. Diese vulkanischen Erscheinungen prägten sich in Vestas früher Entstehungsphase aus, als sich der silikatische Mantel und der Eisenkern differenzierten. Vesta (1)

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8 Die Oortsche Wolke ist, im Gegensatz zu den vorgenannten Strukturen, kein Band, sondern eine sphärische Anordnung (Wolke), die sich in einer Distanz von etwa AE bis 1 Lichtjahr um das Sonnensystem legt. Weder Ausdehnung noch Masse sind heute bekannt. Gemäß gängiger Theorie ist sie die Quelle aller lang- periodischen Kometen, die von dort in das Sonnensystem stürzen, möglicherweise ausgelöst durch Bewegungen anderer Sterne. Vermutlich besteht sie aus Objekten, die bei der Bildung des Sonnensystems weggeschleudert wurden, der Gravitation der Sonne aber nicht wirklich entkamen. Da sich dort draußen seit Entstehung des Sonnensystems nur wenig verändert haben dürfte, sind die dort vorhandenen Körper noch in ihrem Urzustand.

9 Woher kommt der Staub in unserem Sonnensystem? Aus obigen Überlegungen geht hervor, daß es sich offenbar nicht um "alten" Staub aus der Entstehungszeit unseres Sonnensystems handeln kann. Viele kosmische Staubteilchen haben nämlich fast dieselbe Zusammensetzungen, wie die Photosphäre der Sonne und sogenannte chondritische (C-1) Meteorite. Es wird angenommen, das der solare Nebel, aus dem sich unser Sonnensystem vor 4,5 Milliarden Jahren bildete, eine "chondritische" Gesamtzusammensetzung hatte. Im Laufe der Zeit bildeten sich dann Planeten und andere Körper, deren Zusammensetzungen sich aufgrund diverser chemischer Prozesse (sogenannter Fraktionierungen) teilweise erheblich von der ursprünglichen Zusammensetzung unterscheiden. Daß man heute aber trotzdem noch Material in einigen Meteoriten und kosmischen Staubteilchen findet, welches über diese chondritische Zusammensetzung verfügt, ist ein Hinweis darauf, daß es sich dabei um sehr "primitives", das heißt unverändertes Material handelt Tonnen pro Jahr

10 Q dust vs heliozentrische Abstand R h (AU) Q dust (kg/sec) 2

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12 Asteroiden sind felsige und metallische Objekte, die die Sonne umkreisen, aber für Planeten zu klein sind. Sie werden manchmal als winzige Planten bezeichnet. Die Größen der Asteroiden reichen von Ceres mit ihrem Durchmesser von mindestens 1000 km, bis zur Größe von Kieselsteinen. Sechzehn Asteroiden haben einen Durchmesser von 240 oder mehr Kilometern. Man findet sie zwischen innerhalb der Erdumlaufbahn bis hinter Saturns Orbit. Die meisten befinden sich nichtsdestotrotz in einem Hauptgürtel (im Deutschen meistens als Planetoidengürtel bezeichnet), der sich zwischen Mars und Jupiter aufhält. Einige kreisen auf Bahnen, die die Erdbahn kreuzen, und manche haben in vergangenen Tagen die Erde auch schon getroffen. Eins der besten erhaltenen Zeugnisse ist der Barringer Meteorkrater in der Nähe von Winslow, Arizona.

13 Laufbahn der Vesta Verteilung der sonnennächsten Bahnpunkte (blaue Punkte) der Planetoiden im Sonnensystem. Links das innere Sonnensystem bis über die Marsbahn hinaus und mit der rot eingezeichneten Bahn des Planetoiden Vesta, in der Mitte der Asteroidengürtel mit der Jupiterbahn und links das ässere Sonnensystem mit Pluto und den nahen Bereichen des Kuiper-Gürtels Jupiter

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15 a,b Große und kleine Halbachse der Bahn e = (a²-b²)/a Numerische Exzentrität der Bahnellipse (nicht zu verwechseln mit der linearen Exzentrität e, die den Abstand eines Brennpunktes vom Mittelpunkt angibt) Länge des aufsteigenden Knotens der Bahn, auf der Ekliptik gegenüber einer Bezugsrichtung, z.B. in Bezug auf den Frühlingspunkt i Neigungswinkel der Bahnebene (Inklination) zur Bezugsebene, der Ekliptik v = Länge des Perihels in der Bahn; gezählt auf der Ekliptik vom Frühlingspunkt bis zum aufsteigenden Knoten der Bahn, dann in der Bahnebene selbst bis zum Perihel (durch die aus zwei Winkeln in verschiedenen Ebenen zusammengesetzte Länge des Perihels ist die Lage der Ellipse in der Bahnebene festgelegt)* T Perihelzeit, Durchgang des kosmischen Körpers durch das Perihel (mit dieser Zeit ist der Ort des Himmelskörpers festgelegt) *) ist der Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten Die 3 Bahnelemente, i und v, die die Lage der Ellipse im Raum festlegen, ändern sich wegen der Präzision und sind daher abhängig von der Wahl des Koordinatensystems. Die anderen 3 Bahnelemente sind unabhängig vom Koordinatensystem. q Q q=a·(1-e) Q=a·(1+e) a

16 The Tisserand parameter T is given by: T = a J /a + 2*cos(i)*sqrt((a/a J )*(1 - e²)), where a J is the semimajor axis of Jupiter, a is the semimajor axis of an asteroid, i is the asteroid's inclination, and e is the asteroid's eccentricity. In general, most Jupiter-family (short period) comets have T 3.

17 Tisserand Gleichung /2a + [a (1 e 2 )] ½ cos i KONSTANTE das bedeutet, wenn die Laufbahnparameter a, e, and i vor dem Treffen, und a', e', und i' nach dem Treffen /2a + [a (1 e 2 )] ½ cos i = /2a' + [a' (1 e' 2 )] ½ cos i'

18 Tisserand Gleichung Beispiel: Nahe Treffen von Jupiter & Komet i/ Model e=0 & ii/ Real e J =0.048

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20 Bereiche im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter, in denen sich fast keine Asteroiden bewegen. Durch den Schwerkrafteinfluß des Jupiters sind diese Zonen "leergefegt"; gelangt ein Asteroid in eine Kirkwood-Lücke, wird er so lange von Jupiter gestört bis er seine Bahn ändert. Sie wurden vom amerikanischen Mathematiker Daniel Kirkwood entdeckt.

21 Sobald irgendein Asteroid genau 2x, 3x oder 4x so schnell wie der Jupiter die Sonne umrundet, befindet er sich in einer sogenannten resonanten Bahn, d.h. bei seiner Bahn um die Sonne gelangt er periodisch in den Anziehungsbereich des Jupiter.

22 Erde Jupiter

23 Der Kuiper Gürtel Der niederländische Astronom Jan Oort hat 1950 behauptet, daß Kometen aus einer gewaltigen Schale von Eiskörpern kommen, die über 50 mal weiter von der Sonne entfernt ist als die Erde. Ein Jahr später hat der Astronom Gerard Kuiper darauf hingewiesen, daß einige kometenähnliche Trümmer, die bei der Entstehung des Sonnensystems übriggeblieben sind, sich jenseits des Pluto versammelt hätten. Er glaubte, daß so eine Ansammlung von Trümmern irgendwann entdeckt werden könnte. Für ihn bedeutete das, daß das uranfängliche Sonnensystem einen (heimlichen, nicht sichbaren) Rand aus diesen Trümmern hat. Dieser Aspekt wurde dadurch verstärkt, daß eine eigenständige Population von Kometen entdeckt wurde -- die Jupiter-Familie --. Die Kometen dieser Familie sind auffallend anders als die Kometen, die von der weit entfernten Oort-Wolke kommen. Die Kometen der Jupiter-Familie haben gewöhnlich eine Umlaufbahn um die Sonne, die nahe derselben Ebene liegt wie die Umlaufbahn unserer Erde und für eine Sonnenumrundung etwa 20 Jahre brauchen. Als Ergebnis heißt das, daß die Kometen der Jupiter-Familie in derselben Weise um die Sonne kreisen wie die Planeten. Kuipers Hypothese bestätigte sich in den 1980er Jahren, als Computer- Simulationen des Sonnensystems unter anderem vorhersagten, daß eine Scheibe von Trümmern das Sonnensystem umrundet. Die eisigen Objekte dieses Trümmerfeldes, die jenseits von Neptun, dem letzten Gasgiganten, um das Sonnensystem rasen, könnten niemals verschmelzen, um einen Planeten zu bilden.

24 Der Kuiper-Gürtel blieb Theorie, bis im Jahre 1992 ein ca. 100 km großer Körper, genannt 1992QB1, entdeckt wurde. Die Entfernung dieses Himmelskörpers war der Entfernung des vermuteten Trümmergürtels gleich. Mehrere ähnlich große Objekte wurden dann schnell entdeckt, und so wurde der 1950 ausgerechnete Gürtel real.

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26 Wellelänge, µm

27 Es gibt vier Arten von Kometen, wobei es sich eher um die Differenzierung der Umlaufzeiten handelt. Mit Umlaufzeit ist die einmalige Umrundung der Sonne gemeint. Kometen, die eine Umlaufzeit von bis zu höchstens 20 Jahren haben, nennt man kurzperiodisch. Mittelperiodisch werden diejenigen Kometen genannt, die eine Umlaufzeit von Jahren haben und langperiodisch diejenigen, welche über 60 Jahre (bis etwa 250 Jahre) für eine Umrundung brauchen. Nicht zu berechnen sind die Kometen, deren Umlaufzeit über einige 100 Jahre hinausgeht. Man nennt sie nicht periodisch, obwohl auch sie wahrscheinlich eine in etwa gleiche Zeitperiode brauchen, um die Sonne zu umrunden. Kometen

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32 Ein Komet wird meist als verschwommenes Nebelfleckchen entdeckt, das sich relativ schnell unter den Sternen bewegt. Der scheinbare Durchmesser dieser Erscheinung nimmt schnell, ebenso die Helligkeit. Erst zum Zeitpunkt ihrer größten Entwicklung bildet sich bei den meisten Kometen der charakteristische Schweif aus. Bei Fernrohrbeobachtungen erkennt man dann, daß im Zentrum des Kometenkopfes, im Kern, Ausströmungserscheinungen vor sich gehen. Selten sind diese allseitig, sondern sie bevorzugen vielmehr den der Sonne zugekehrten Halbraum. Die ausströmenden Substanzen biegen aber bald wieder in einem Bogen in den Schweif um. Dem Kometenkopf vorgelagert kann man manchmal mehr oder weniger ausgeprägte parabolisch geformte Envellopen (Hüllkurven, Einhüllende) beobachten. Der Schweif, eine diffuse, fächerartig sich verbreitende Ausströmung, der im allgemeinen von der Sonne weggerichtet ist, kann bei den einzelnen Erscheinungen ganz unterschiedliche scheinbare Längen haben.

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34 Meist sind die Kometenschweife geradlinig von der Sonne weggerichtet, aber auch gekrümmte Schweife kommen vor, ja es können sogar mehrere solcher Schweife mit verschiedenen Richtungen und Krümmungen gleichzeitig auftreten. Rasche zeitliche Entwicklungen kann man am Kopf und Schweif eines Kometen beobachten, etwa eruptionsartige Vorgänge im Kopf und Verdichtungen im Schweif. Nach einigen Tagen höchster Aktivität verkürzt sich der Schweif wieder, der Kopf des Kometen verliert an Helligkeit. Nach weiteren Wochen ist der Kopf so lichtschwach geworden, daß er nicht mehr beobachtet werden kann.

35 Plasma- und Staubschweif

36 Kometen sind kleine, zerbrechliche und unregelmäßig geformte Körper, die aus einer Mischung aus gebundenen Körnchen und gefrorenen Gasen bestehen. Sie haben stark exzentrische Flugbahnen, die sie sehr nahe an die Sonne führen und weit in den Raum schleudern, meist hinter die Bahn von Pluto. Die Strukturen von Kometen sind verschieden und sehr dynamisch, aber alle entwickeln eine Wolke aus diffusem Material, genannt Koma, die gewöhnlich an Größe und Helligkeit zunimmt, sobald sie sich der Sonne nähern. Normalerweise ist ein kleiner, heller Kern oder Nukleus (mit einem Durchmesser unter 10 km) inmitten der Koma sichtbar. Koma und Kern zusammen bilden den Kopf eines Kometen. Wenn sich Kometen der Sonne nähern, entwickeln sie enorme Schweife aus leuchtendem Material, die sich über Millionen von Kilometern vom Kopf weg sonnenabgewandt erstrecken. Sind sie weit von der Sonne entfernt, sind ihre Kerne sehr kalt und ihre Materie ist fest an ihren Kern gefroren. In diesem Zustand werden Kometen manchmal als schmutzige Eisberge oder matschige Schneebälle bezeichnet, weil mehr als die Hälfte ihres Materials aus Eis besteht. Nähert sich ein Komet auf wenige AE der Sonne, erwärmt sich die Oberfläche des Kerns und flüchtige Gase verdampfen. Die verdampften Moleküle kochen auf und tragen kleine feste Partikel mit sich, die die Koma des Kometen aus Gas und Staub bilden.

37 Ist ein Kern gefroren, kann er nur durch reflektiertes Sonnenlicht gesehen werden. Sobald sich eine Koma zu entwickeln beginnt, reflektiert der Staub mehr Sonnenlicht und das Gas in der Koma absorbiert UV-Strahlung und beginnt zu floureszieren. Bei etwa 5 AE ab der Sonne wird gewöhnlicherweise die Floureszenz stärker als der Widerschein des reflektierten Lichts. Sobald ein Komet UV-Licht absorbiert, lassen chemische Prozesse Wasserstoff entweichen, der der Gravitation des Kometen widersteht und eine Wasserstoffhülle bildet. Diese Hülle kann von der Erde aus nicht gesehen werden, weil ihr Licht von unserer Atmosphäre absorbiert wird, aber Raumsonden können sie feststellen. Der Druck der Sonnenstrahlung und des Sonnenwindes beschleunigen Material mit verschiedenen Geschwindigkeiten, abhängig von Größe und Masse des Materials, vom Kometenkopf weg. So werden relativ massige Staubschweife langsam beschleunigt und neigen dazu, sich zu einer Kurve zu verbiegen. Der Ionenschweif ist weniger massig, und er wird so stark beschleunigt, daß er sich fast geradlinig und der Sonne gegenüberliegend erstreckt. Die folgende Ansicht des Kometen West zeigt zwei getrennte Schweife. Der dünne blaue Plasmaschweif besteht aus Gasen und der breite weiße Schweif besteht aus mikroskopischen Staubpartikeln.

38 Die UV- Strahlen der Sonne schlagen Elektronen aus einigen Atomen und Molekülen der Koma sowie des Lichtkerns und erzeugen auf diese Weise Ionen. Vom "Sonnenwind", das sind elektrisch geladenen Partikel, die von der Sonne abgestrahlt werden, werden die eben erwähnten Ionen vom Kometen weggetragen und durch UV- Strahlen der Sonne angeregt, sichtbares Licht auszusenden. Der so entstandene Schweif wird Gasschweif oder auch einfach nur Typ 1 genannt und zeigt als logische Konsequenz seiner Entstehung immer von der Sonne weg. Schweif-Typ 2 besteht aus sehr feinen Staubteilchen, die meistens lediglich einen Durchmesser von 1/1000 Millimeter haben. Diese Staubteilchen werden vom sogenannten Lichtdruck der Sonne, ähnlich wie die Ionen vom Sonnenwind, vom Kometenkopf weggetrieben. Da sie jedoch nicht so schnell sind wie die Ionen, ist dieser Schweiftyp leicht gebogen, denn die Staubteilchen werden durch die Flugbahn abgelenkt. Das Licht, welches dieser Schweiftyp aussendet, ist reflektiertes Sonnenlicht und unterscheidet sich hiermit elementar vom Gasschweif, der selber leuchtet. Schweiftyp 3 unterscheidet sich lediglich vom Typ 2 in der Größe der Staubteilchen und damit einhergehend mit der Krümmung des Schweifes. Schwerere Staubteilchen sind vom Lichtdruck schwieriger zu beschleunigen, so daß dieser Schweif stärker gekrümmt ist. Aufgrund der hohen Temperatur der Sonnenkorona können die in ihr enthaltenen Teilchen eine so hohe Geschwindigkeit erreichen, dass sie dem Gravitationsfeld der Sonne entfliehen. Das Gas, das auf diese Weise aus der Sonne austritt, wird als Sonnenwind bezeichnet.

39 Der Geschmack von Komet im Wasser! Als im letzten Jahr Komet LINEAR auseinanderbrach, enthüllte dies, was viele Wissenschaftler schon lange vermuteten: das Wasser der Erdozeane kommt aus dem All - von Kometen! Sowohl Kometen, als auch die Ozeane der Erde enthalten eine geringe Menge an sogenanntem "schweren Wasser", das zu gleichen Teilen aus Wasserstoff, Sauerstoff und Deuterium aufgebaut ist (D - Deuterium ist ein Isotop des Wasserstoffs, mit einem zusätzlichen Neutron im Atomkern). Die chemische Formel für schweres Wasser ist HDO; normales Wasser ist H 2 O. Es gibt nun immer stärkere Hinweise dafür, daß Kometen, die jenseits der Neptunbahn entstanden sind, aus Eis bestehen, das relativ reich an schwerem Wasser ist - zu reich, um genau zu sein! Dieses Wasser passt nicht zum Isotopenverhältnis des Wassers auf der Erde. Komet LINEAR dagegen war offensichtlich in einem Bereich des Sonnensystems entstanden, wo das Wasser dem der Erde wesentlich ähnlicher war. Die Chemie sagt den Astronomen auf diese Weise, wo sich ein Komet gebildet hat: Bestimmte Moleküle, wie Kohlenmonoxid (CO), Methan (CH 4 ), Ethan (C 2 H 6 ) und Azetylen (C 2 H 2 ) sind "flüchtige" Gase. Sie gefrieren nur bei extrem niedrigen Temperaturen. Kometen, die sich im äußeren Sonnensystem (wo es sehr kalt ist) gebildet haben, würden diese gefrorenen Moleküle in ihren Kernen beinhalten, Kometen, die sich näher an der Sonne gebildet haben (wo diese Substanzen gasförmig bleiben) würden dagegen erheblich weniger davon in sich tragen.

40 Laufbahnparameter

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43 Skizze der Kometenevolution

44 Eis/Wasserdampf- Vulkanismus: Komet Halley Unter der Oberfläche Komet Halleys sublimiert mit Hydrocarbonen verunreinigtes Wassereis. Das heisst, dass das Wassereis vom festen Aggregatszustand direkt in den gasförmigen wechselt. So entstehen unter der Oberfläche Dampf- Reservoire. Wenn dann durch Erwärmung der Mantel über einem solchen Reservoir bricht, entleert sich das Reservoir explosionsartig und ein sogenannter Jet entsteht. Vollschwarze Kruste Poröses (90%) inneren Kern Druckgasstrom 10% der Oberfläche

45 U = Umlaufzeit des Objektes um die Sonne q = Perihel (sonnennächster Punkt der Bahn des Objektes) Q = Aphel (sonnenfernster Punkt der Bahn des Objektes) e = Exzentrizität (Verhältnis des Abstandes zwischen den Brennpunkten der Ellipse zur Hauptachse) i = Inklination (Neigung der Bahn des Objektes gegen die Ekliptik) AE = Astronomische Einheit (mittlere Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht km)

46 Rotationszentrum = Schwerpunkt des Systems m1m1 m2m2 r1r1 r2r2 s

47 Laufbahn des Komete Halley

48 Die Periheldistanz des Kometen Hally beträgt AE; die Exzentrität seiner Bahn ist e = Der letzte Periheldurchgang war a) Welchen Alpheldistanz hat Hally? b) Wann ist Halleys nächster Periheldurchgang zu erwarten?

49 Giotto Mission 1985

50 This color photograph of the comet Kohoutek was taken by members of the lunar and planetary laboratory photographic team from the University of Arizona. They photographed the comet from the Catalina observatory with a 35mm camera on January 11, 1974.

51 These are NASA Hubble Space Telescope images of comet Hyakutake (designated C/1996 B2), taken at 8:30 P.M.. EST on Monday, March 25 when the comet passed at a distance of only 9.3 million miles from Earth. The Hubble images provide an exceptionally clear view of the near-nucleus region of comet Hyakutake. The images were taken through a red filter with the Wide Field Planetary Camera 2 (in WF mode). The sunward and tailward directions are at approximately the 4 o'clock and 11 o'clock positions, respectively. Celestial North and East are at approximately the 5:30 and 2:30 positions, respectively. Full-field View [Left] This image is 2070 miles across (3340 km) and shows that most of the dust is being produced on the sunward-facing hemisphere of the comet. Also at upper left are three small pieces which have broken off the comet and are forming there own tails. Close-up of Nucleus [Bottom Right] This expanded view of the near-nucleus region is only 470 miles (760 km) across. The nucleus is near the center of the frame, but the brightest area is probably the tip of the strongest dust jet rather than the nucleus itself. Presumably, the nucleus surface lies just below this bright jet. Further analysis may allow scientists to disentangle the nucleus from its atmosphere (coma), presently its difficult to estimate the nucleus' size. Close-up of Comet Fragments [Top Right] This image shows pieces of the nucleus that apparently broke off and were first detected during ground-based observations on March 24.

52 A team of U.S. and German astrophysicists have made the first ever detection of X-rays coming from a comet. The discovery of a strong radiation signal -- about 100 times brighter than even the most optimistic predictions -- was made March 27, 1996, during observations of comet Hyakutake using Germany's orbiting ROSAT satellite. "It was a thrilling moment when the X-rays from the comet appeared on our screen at the ROSAT ground station," said Dr. Konrad Dennerl of the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), Garching, Germany. Following the initial detection, the team reported repeated X-ray emissions from the comet over the next 24 hours. The comet was near its closest approach to the Earth at a distance of less than 10 million miles when it was first detected by ROSAT.

53 This is a CCD image of comet 1993a "Mueller", taken on October 6, 1993, using SBIG's ST-6 CCD-camera and a 288mm f/5.2 Schmidt-Cassegrain telescope.The exposure lasted from 19:11 U.T. to 19:21 U.T. The field of view is 19.6' x 14.4'. The comet has a coma diameter of some- what more than 3' and a fan-shaped tail, up to 7' long, between P.A. 220o and P.A. 310o. The brightest star visible (PPM 7788) is of photographic magnitude 8.8. In this GIF-image, this star and the head of the comet appear to be nearly of the same brightness. However, a close inspection of the original CCD-image (which has a resolution of 16 bit per pixel rather than 8 bit for GIFs) shows that the star trail is satured at a value of 65535, while the brightest pixel in the comet's head reaches a value of only According to our measurements, the comet is of mag 10.5 in red light (where unfiltered, thick CCD's are most sensitive).Keep in mind that a comet has usually bright emissions in blue and green light, where our CCD is not that sensitive.

54 This photograph was taken by amateur astronomer John Loborde on March 9, This picture shows two distinct tails. The thin blue plasma tail is made up of gases and the broad white tail is made up of microscopic dust particles.

55 These NASA Hubble Space Telescope pictures of comet Hale-Bopp show a remarkable "pinwheel" pattern and a blob of free-flying debris near the nucleus. The bright clump of light along the spiral (above the nucleus, which is near the center of the frame) may be a piece of the comet's icy crust that was ejected into space by a combination of ice evaporation and the comet's rotation, and which then disintegrated into a bright cloud of particles. Although the "blob" is about 3.5 times fainter than the brightest portion at the nucleus, the lump appears brighter because it covers a larger area. The debris follows a spiral pattern outward because the solid nucleus is rotating like a lawn sprinkler, completing a single rotation about once per week. Ground-based observations conducted over the past two months have documented at least two separate episodes of jet and pinwheel formation and fading. By coincidence, the first Hubble images of Hale-Bopp, taken on September 26, 1995, immediately followed one of these outbursts and allow researchers to examine it at unprecedented detail. For the first time they see a clear separation between the nucleus and some of the debris being shed. By putting together information from the Hubble images and those taken during the recent outburst using the 82 cm telescope of the Teide Observatory (Tenerife, Canary Islands, Spain), astronomers find that the debris is moving away from the nucleus at a speed (projected on the sky) of about 68 miles per hour (109 kilometers per hour). The Hubble observations will be used to determine if Hale-Bopp is really a giant comet or rather a more moderate-sized object whose current activity is driven by outgassing from a very volatile ice which will "burn out" over the next year. Comet Hale-Bopp was discovered on July 23, 1995 by amateur astronomers Alan Hale and Thomas Bopp. Though this comet is still well outside the orbit of Jupiter (almost 600 million miles, or one billion kilometers from Earth) it looks surprisingly bright, fueling predictions that it could become the brightest comet of the century in early 1997.

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62 Die wissenschaftlich korrekte Bezeichnung eines von Wilhelm Tempel und Horace Tuttle um die Jahreswende 1865/66 entdeckten Kometen (Tempel-Tuttle), der auf einer elliptischen Bahn in etwa 33 Jahre um die Sonne läuft. Der meist unauffällige und nur mit Teleskopen zu beobachtende Himmelskörper ist als Verursacher der LEONIDEN berühmt geworden.

63 Asteroiden sind felsige und metallische Objekte, die die Sonne umkreisen, aber für Planeten zu klein sind. Sie werden manchmal als winzige Planten bezeichnet. Die Größen der Asteroiden reichen von Ceres mit ihrem Durchmesser von mindestens 1000 km, bis zur Größe von Kieselsteinen. Sechzehn Asteroiden haben einen Durchmesser von 240 oder mehr Kilometern. Man findet sie zwischen innerhalb der Erdumlaufbahn bis hinter Saturns Orbit. Die meisten befinden sich nichtsdestotrotz in einem Hauptgürtel (im Deutschen meistens als Planetoidengürtel bezeichnet), der sich zwischen Mars und Jupiter aufhält. Einige kreisen auf Bahnen, die die Erdbahn kreuzen, und manche haben in vergangenen Tagen die Erde auch schon getroffen. Eins der besten erhaltenen Zeugnisse ist der Barringer Meteorkrater in der Nähe von Winslow, Arizona. This picture of asteroid 951 Gaspra is a mosaic of two images taken by the Galileo spacecraft from a range of 5,300 kilometers (3,300 miles), some 10 minutes before closest approach on October 29, The Sun is shining from the right; phase angle is 50 degrees. The resolution, about 54 meters/pixel, is the highest for the Gaspra encounter and is about three times better than that in the view released in November Additional images of Gaspra remain stored on Galileo's tape recorder, awaiting playback in November. Gaspra is an irregular body with dimensions about 19 x 12 x 11 kilometers (12 x 7.5 x 7 miles). The portion illuminated in this view is about 18 kilometers (11 miles) from lower left to upper right. The north pole is located at upper left; Gaspra rotates counterclockwise every 7 hours. The large concavity on the lower right limb is about 6 kilometers (3.7 miles) across, the prominent crater on the terminator, center left, about 1.5 kilometers (1 mile). A striking feature of Gaspra's surface is the abundance of small craters. More than 600 craters, meters ( feet) in diameter are visible here. The number of such small craters compared to larger ones is much greater for Gaspra than for previously studied bodies of comparable size such as the satellites of Mars. Gaspra's very irregular shape suggests that the asteroid was derived from a larger body by nearly catastrophic collisions. Consistent with such a history is the prominence of groove-like linear features, believed to be related to fractures. These linear depressions, meters wide and tens of meters deep, are in two crossing groups with slightly different morphology, one group wider and more pitted than the other. Grooves had previously been seen only on Mars's moon Phobos, but were predicted for asteroids as well. Gaspra also shows a variety of enigmatic curved depressions and ridges in the terminator region at left.

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65 This is the first full picture showing both asteroid 243 Ida and its newly discovered moon to be transmitted to Earth from the National Aeronautics and Space Administration's (NASA's) Galileo spacecraft--the first conclusive evidence that natural satellites of asteroids exist. Ida, the large object, is about 56 kilometers (35 miles) long. Ida's natural satellite is the small object to the right. This portrait was taken by Galileo's charge- coupled device (CCD) camera on August 28, 1993, about 14 minutes before the Jupiter-bound spacecraft's closest approach to the asteroid, from a range of 10,870 kilometers (6,755 miles). Ida is a heavily cratered, irregularly shaped asteroid in the main asteroid belt between Mars and Jupiter- -the 243rd asteroid to be discovered since the first was found at the beginning of the 19th century. Ida is a member of a group of asteroids called the Koronis family. The small satellite, which is about 1.5 kilometers (1 mile) across in this view, has yet to be given a name by astronomers. It has been provisionally designated '1993 (243) 1' by the International Astronomical Union. ('1993' denotes the year the picture was taken, '243' the asteroid number and '1' the fact that it is the first moon of Ida to be found.) Although appearing to be 'next' to Ida, the satellite is actually in the foreground, slightly closer to the spacecraft than Ida is. Combining this image with data from Galileo's near-infrared mapping spectrometer, the science team estimates that the satellite is about 100 kilometers (60 miles) away from the center of Ida. This image, which was taken through a green filter, is one of a six-frame series using different color filters. The spatial resolution in this image is about 100 meters (330 feet) per pixel.

66 Asteroid 4769 Castalia is a near-Earth crossing asteroid that was discovered by Eleanor F. Helin (Caltech) on August 9, Scientists used radio astronomy and computer modeling to generate this image of Castalia. They obtained the data for the computer model in 1989 using the Arecibo radar/radio telescope in Puerto Rico when the asteroid passed within 5.6 million kilometers (3.5 million miles) of the Earth.


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