Sind Kometen magnetisch? 1 Konrad SchwingenschuhKonrad Schwingenschuh Institut für WeltraumforschungInstitut für Weltraumforschung Österreichische Akademie der WissenschaftenÖsterreichische Akademie der Wissenschaften Graz, Urania, Graz, Urania, Konrad SchwingenschuhKonrad Schwingenschuh Institut für WeltraumforschungInstitut für Weltraumforschung Österreichische Akademie der WissenschaftenÖsterreichische Akademie der Wissenschaften Graz, Urania, Graz, Urania,

Informationen vom Ursprung des Sonnensystems (magnetisches Stonehenge, Weltraum Archäologie) Ursprung des Magnetismus: Dynamo Induzierte Magnetfelder (Venus, Kometen, Monde) Ansammlung von magnetisiertem Staub „Accretional magnetism“, (Nüboldt 2002, Weiss & Wu 2012) Kometen als magnetisches Stonehenge

Theoretische Modelle des Kometenschweifs Biermann Alfvén: interplanetares Magnetfeld September 1985: ICE erforscht den Kometen Giacobini-Zinner (erste in-situ Messungen des Kometenschweifes) März 1986: eine Armada von 5 Raumsonden ESA, USSR und Japan erforscht im Vorbeiflug den Kometen Halley Erste Kometenmissionen 1985 &1986 Halley Core

VEGA Vorbeiflug 6. und 9. März 1986 VEGA 1/2 Magnetfeldmessungen

Erste Magnetfeldmessungen auf einem Kometenkern (ROSETTA - PHILAE) Vortrag von Uli Auster auf der AGU im Dezember 2014 Poster auf der EGU im April 2015 Publikation von Uli Auster im Sciencemag am 14. April 2015

Trajektorie von PHILAE an der Oberfläche von 67P/Churyumov-Gerasimenko IWF/ÖAW6 Landung von PHILAE auf P67 Mosaic von Bildern der Orbiterkamera OSIRIS während der Landung am 12. November Oberes Bild : Horizontaler Pfad von PHILAE. Unteres Bild: Die ballistische Bahnkurve (blaue Linie) und das Profil der Oberfläche (schwarze Linie) relative zur Sphäre des Kometenkerns definiert mittels des OSIRIS SHAP5 Modelles (niederer Flug von PHILAE über der Oberfläche).

IWF/ÖAW7 Magnetische Eigenschaften von P67 (1) Magnetfeldmessungen während des Abstiegs und hüpfen bis zum Landeplatz. Die blaue Kurve zeit den Betrag des magnetfeldes während des jeweiligen Abstieges, die rote Kurve ür den Anstieg. Paneel TD1 zeigt Messungen während des Abstieges Richtung TD1 und Aufstieg zum ersten Apex; COL zeigt Daten von ersten Apex bis zum Kollisionspunkt am Felsen und den zweiten Apex; TD2 zeigt Messungen vom zweiten Apex zum zweiten Berührungspunkt und zum dritten Apex; Paneel TD3 zeigt messungen der kurzen Trajektorie bis zum finale Landeplatz.

IWF/ÖAW8 Magnetische Eigenschaften von P67 (2) Magnetfeldmessungen vom ROMAP Instrument auf PHILAE (rote Linie) and RPC- MAG Messungen vom ROSETTA Orbiter (blaue Linie) im gleichen Zeitintervall rund um den zweiten Aufprallpunkt (RPC-MAG Daten zwecks Sichtbarkeit um 10 nT versetzt).

Ergebnisse der Landung Maximales Magnetfeld B s am der Oberfläche einer uniform magnetisierten Kugel Bs=2*mu0*m/3 m... Spezifische Magnetisierung (Volumsbezogen) Maximale spezifische Magnetisierung pro Masseneiheit 2.4 ·10-6 Am2/kg Dichte von ca. 500 kg/m^3 (Annahme) Oberer Grenzwert der magnetischen Dipolstärke beträgt 7.8*·10^7 Am2, bestimmt entlang der PHILAE Trajectorie Kleinster gemessener Wert ist 1.3·10^10 Am2 für den Asteroiden 433 Eros (Acuna 2001) Ein Vergleich zwischen den spezifischen magnetischen Momenten unter den Ojekten im Sonnensystem ergibt: Mondmaterial: spezifisches magn. Moment von 2.5*·10^-5 bis 10^-3 Am2/kg (31). Meteoritenmaterial (remanente Magnetisierung) aus der Atacama Wüste: 10^-4 bis 7*10^-3 Am2/kg (32). Kleinste Magnetisierung von Achondriten (Steinmeteorite) und des Marsmeteoriten sind 5·*10 ^-4 Am2/kg und 2*·10^-5 Am2/kg (33). Die spezifische Magnetisierung von P67 Kometenmaterial (2.4*·10^-6 Am2/kg) ist wesentlich kleiner als das uns bekannte planetare Material.

Zusammenfassung und Ausblick Zusammenfassung: Hochaufgelöste magnetische Messungen von PHILAE liefern den eindeutigen Beweis für eine spezifischen Magnetisierung von Komentenmateral des Jupiter-Familie- Objektes 67P/Churyumov-Gerasimenko <2.4·10^ -6 A m2/kg. 67P/Churyumov-Gerasimenko ist ein nicht-magnetisches Objekt (global?). Der obere Grenzwert des spez. mag. Momentes via ROMAP and RPC-MAG Messungen ist beträchtlich kleiner als die Magnetisierung via “accretional detrital remnant magnetization” (ADRM). [ADRM: compass needle-type alignment of ferromagnetic solids with locally uniform background fields, Fu and Weiss JGR 2012] Die Magnetisierung gefunden bei 67P ist zu klein um die Ausrichtung von 10^-1 m and größeren Kometesimalen im prä-solaren planetaren Nebel zu dominieren. P67 zeigt, daß magnetische Kräfte in der Kometenentstehung im kritischen Durchmesserbereich zwischen 10^-1 bis 10^²m nicht beitragen. Geplante Aktivitäten: Analyse der magnetischen Feinstruktur des Kometenkerns mittels PHILAE Daten Vergleich mit Orbiter Plasma- und Magnetfeld-Daten inkl. Simulationen (Motschmann Modell) Analyse der ROMAP Plasmadaten MIDAS Staubmessungen: Lokale Variation der Kometen-Magnetisierung Globale elektr. Leitfähigkeit mittels Orbiter- und Lander-Magnetfeldmessungen Hayabusa 2 (hüpfendes Magnetometer)

Literatur Nübolt, 2002, „Magnetic aggregation: II. Laboratory and microgravity experiments “ Weiss & Fu, 2012, „Detrital remanent magnetization in the solar nebula” Auster, 2015, “The nonmagnetic nucleus of comet 67P/Churyumov- Gerasimenko” Richter, 2015, „Two-point observations of low-frequency waves at 67P/Churymov-Gerasimenko: Comparison of RPC-MAG and ROMAP “ Biermann L., 1953, “Physical processes in comet tails and their relation to solar activity” Alfvén H., 1957, „On the theory of comet tails“

Kontakt Konrad Schwingenschuh Institut für Weltraumforschnung Österreichische Akademie der Wissenschaften Schmiedlstraße 6, A-8042 Graz Tel: