Montag, 18. Januar 2016 - 17:45 Uhr

Raumfahrt - ESA-Sonde Rosetta/Philae auf Komet 67P/Churyumov-Gerasimenko - Update-45



Today's CometWatch entry is a double feature, showing two NAVCAM images taken about twelve hours apart, on 18 and 19 December 2015, when Rosetta was around one hundred km from the comet nucleus.
While, at first sight, the two images look quite similar, a closer inspection will reveal one interesting difference... Can you spot it?
NAVCAM images of Comet 67P/C-G taken on 18 December 2015, 99.9 km from the nucleus (left), and on 19 December 2015, 101.6 km from the nucleus (right). The images were cropped and lightly enhanced in contrast. Credits: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0
Both images focus on the Imhotep region, located on the comet's large lobe. Imhotep is one of the most geologically complex and diverse portions of 67P/C-G, presenting both smooth and rocky terrains, small and large circular features, and over 200 boulders.
Aminated GIF based on the two NAVCAM images of Comet 67P/C-G from 18 and 19 December 2015. Credits: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0
The difference between these two CometWatch images is to be found in one of Imhotep's large circular features – also known as accumulation basins – in particular, in the one just to the top right of the image centre. A subtle jet of dust, somehow suggestive of the 'sunset jets' detected with the OSIRIS camera in April 2015, is visible against the shadowed cliff of the basin in the 19 December image, while no sign of such activity can be seen on the same region in the image from previous day. There are also small differences in orientation and illumination between the two images.
Portions of other comet regions are also portrayed in these two pictures: Ash along the left edge of the large lobe and Khepry on the lower and right sides. A hint of the small lobe is visible in the background of both images, towards the lower left.
The uncropped, enhanced images as well as the original 1024 x 1024 frames are provided below. The scale is 8.5 m/pixel for the 18 December image and 8.7 m/pixel for the 19 December one; they measure 8.7 and 8.9 km across, respectively.
18 December 2015:
759 NAVCAM images from around perihelion, covering the period 1 July to 25 August 2015, are now available in the Archive Image Browser.
Examples of the images in the latest archive release. All NAVCAM images credit: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0.
Observations made shortly after Rosetta’s arrival at its target comet in 2014 have provided definitive confirmation of the presence of water ice.
Although water vapour is the main gas seen flowing from comet 67P/Churyumov–Gerasimenko, the great majority of ice is believed to come from under the comet’s crust, and very few examples of exposed water ice have been found on the surface.
However, a detailed analysis by Rosetta’s VIRTIS infrared instrument reveals the composition of the comet’s topmost layer: it is primarily coated in a dark, dry and organic-rich material but with a small amount of water ice mixed in.
In the latest study, which focuses on scans between September and November 2014, the team confirms that two areas several tens of metres across in the Imhotep region that appear as bright patches in visible light, do indeed include a significant amount of water ice.
NAVCAM images showing the locations of the icy exposures in Imhotep. Credits: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0
The ice is associated with cliff walls and debris falls, and was at an average temperature of about –120ºC at the time.
In those regions, pure water ice was found to occupy around 5% of each pixel sampling area, with the rest made up of the dark, dry material. The abundance of ice was calculated by comparing Rosetta’s VIRTIS infrared measurements to models that consider how ice grains of different sizes might be mixed together in one pixel.
The data reveal two different populations of grains: one is several tens of micrometres in diameter, while the other is larger, around 2 mm.
These sizes contrast with the very small grains, just a few micrometres in diameter, found in the Hapi region on the ‘neck’ of the comet, as observed by VIRTIS in a different study.
“The various populations of icy grains on the surface of the comet imply different formation mechanisms, and different time scales for their formation,” says Gianrico Filacchione, lead author of the new study, published in the journal Nature.
At Hapi, the very small grains are associated with a thin layer of ‘frost’ that forms as part of the daily ice cycle, a result of fast condensation in this region over each comet rotation of just over 12 hours.
“By contrast, we think that layers of the larger millimetre-sized grains we see in Imhotep have a more complex history. They likely formed slowly over time, and are only occasionally exposed through erosion,” says Gianrico.
Assuming a typical grain size of tens of micrometres for ice grains on the surface, as inferred on other comets as well as Rosetta’s comet, then observations of millimetre-sized grains can be explained by the growth of secondary ice crystals.
One way this can occur is via ‘sintering’, whereby ice grains are compacted together. Another method is ‘sublimation’, in which heat from the Sun penetrates the surface, triggering the evaporation of buried ice. While some of the resulting water vapour may escape from the nucleus, a significant fraction of it recondenses in layers beneath the surface.
This idea is supported by laboratory experiments that simulate the sublimation behaviour of ice buried under dust, heated from above by sunlight.
These tests show that more than 80% of the released water vapour does not make it up through the dust mantle, but rather is redeposited below the surface.
Additional energy for sublimation could also be provided by a transformation in structure of the ice at a molecular level. At the low temperatures observed on comets, amorphous ice can change into crystalline ice, releasing energy as it does so.
“Ice grain growth can lead to ice-rich subsurface layers several metres thick, that can then affect the large-scale structure, porosity and thermal properties of the nucleus,” says Fabrizio Capaccioni, VIRTIS principal investigator.
“The thin ice-rich layers that we see exposed close to the surface may be a consequence of cometary activity and evolution, implying that global layering did not necessarily occur early in the comet’s formation history.”
“Understanding which features on the comet are left over from its formation and which have been created during its evolution is somewhat challenging, but this is why we are studying a comet up close: to try to discover what processes are important at different stages of a comet’s lifetime,” adds Matt Taylor, ESA’s Rosetta project scientist.
The Rosetta scientists are now analysing data captured later in the mission, as the comet moved closer to the Sun in mid-2015, to see how the amount of ice exposed on the surface evolved as the heating increased.
“Exposed water ice on the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko,” by G. Filacchione et al is published in the journal Nature. 
Quelle: ESA
Update: 18.01.2016
Die Beobachtungen, die kurz nach Rosettas Ankunft an ihrem Ziel im Jahr 2014 gemacht wurden, konnten nun definitiv bestätigt werden: Es befindet sich Eis aus Wasser auf dem Kometen.
Obwohl Wasserdampf den größten Anteil des Gases ausmacht, das vom Kometen 67P/Churyumov–Gerasimenko ausgeht, glaubt man, dass der größte Teil des Eises sich unter der Kometenkruste verbirgt und dass es nur wenige frei liegende Wasser-Eisflächen gibt.
Eine detaillierte Analyse mit dem VIRTIS Infrarot-Messinstrument an Bord von Rosetta liefert Erkenntnisse über die Zusammensetzung der obersten Schicht des Kometen: Er ist hauptsächlich mit einer dunklen, trockenen und an organischer Materie reichhaltigen Substanz bedeckt, vermischt mit einer kleinen Menge von Wasser-Eis.
Bei der letzten Studienreihe, die sich auf die Scans zwischen September und November 2014 konzentriert, konnte das Forscherteam bestätigen, dass zwei größere Bereiche in der Imhotep-Region mit einigen zehn Metern Durchmesser, die im sichtbaren Licht als leuchtende Flecken erscheinen, tatsächlich eine beträchtliche Menge von Wasser-Eis enthalten.
Das Eis befand sich an Steilhängen und in Geröllfeldern und wies damals eine durchschnittliche Temperatur von etwa –120ºC auf.
In diesen Regionen wurde reines Wasser-Eis in etwa 5% jedes Pixel-Probebereichs gefunden, der Rest bestand aus dunklem, trockenem Material. Die Eismenge wurde ermittelt, indem die VIRTIS-Messungen mit Modellen verglichen wurden, die dazu dienen, eine Schätzung über die Mischung der verschieden großen Eiskörner in einem Pixel abzuliefern.
Die Daten ergaben zwei unterschiedliche Körnernarten: eine mit einem Durchmesser von einigen Mikrometern und eine andere, größere mit etwa 2 Millimeter großen Körnern. 
Diese Größen stehen im Gegensatz zu den sehr kleinen Korngrößen mit einem Durchmesser von nur wenigen Mikrometern, die in der Hapi-Region, am Hals des Kometen bei einer anderen Studie von VIRTIS gefunden werden konnten.
“Die verschiedenen Eiskörnungen auf der Kometenoberfläche lassen auf unterschiedliche Entstehungsmechanismen und auch unterschiedliche Zeiträume der Entstehung schließen”, erzählt Gianrico Filacchione, Hauptautor der neuen Studie, die in der Zeitschrift Nature erschienen ist.
Bei Hapi ist jedes winzige Korn mit einer dünnen Frostschicht überzogen, die sich im Laufe des täglichen Eiszyklus bildet - das Ergebnis der schnellen Kondensation in dieser Region bei jeder 12-stündigen Kometenrotation.
“Im Gegensatz dazu meinen wir, dass die Schichten der millimetergroßen Körner in der Imhotep-Region eine wesentlich komplexere Entstehungsgeschichte haben. Sie bildeten sich vermutlich langsam und werden nur gelegentlich durch Erosion freigelegt”, erzählt Gianrico Filacchione.
Geht man von einer typischen Eiskorngröße an der Kometenoberfläche aus, die lediglich einige Mikrometer beträgt (wie bei einigen anderen Kometen und auch bei Rosettas Komet hergeleitet), dann kann das Vorkommen von millimetergroßen Eiskörnern durch das Wachstum sekundärer Eiskristalle erklärt werden.
Das kann einerseits durch ‘Sinterung’ geschehen; dabei werden Eiskörner verdichtet. Eine andere Möglichkeit ist die ‘Sublimierung’, wobei die Wärme der Sonne die Oberfläche durchdringt und das Verdampfen des eingelagerten Eises auslöst. Während ein Teil des Wasserdampfs aus dem Kometenkern austritt, kondensiert ein bedeutender Anteil jedoch in Schichten unter der Oberfläche.
Dieser Gedanke wird auch von Laborexperimenten gestützt, in denen das Sublimierungsverhalten von Eis simuliert wurde, das unter einer Staubschicht liegt und durch Sonnenlicht erhitzt wird.
Diese Tests haben gezeigt, dass mehr als 80 Prozent des freigesetzten Wasserdampfs die Staubschicht nicht durchdringt, sondern sich unter der Oberfläche wieder ablagert.
Weitere Energie für die Sublimierung könnte auch aus einer strukturellen Umwandlung des Eises auf molekularer Ebene stammen. Bei den geringen Temperaturen auf Kometen kann sich amorphes Eis in kristallines Eis verwandeln und dabei Energie freisetzen.
“Das Wachstum von Eiskörnern kann zu eisreichen Oberflächenschichten führen, die einige Meter dick sind und die dann die Gesamtstruktur, Porosität und thermischen Eigenschaften des Kometenkerns beeinflussen”, sagt Fabrizio Capaccioni, Forschungsleiter von VIRTIS.
“Die dünnen, eishaltigen Schichten, die wir in Oberflächennähe sehen, können das Ergebnis der Kometenaktivität und -evolution sein, was darauf schließen lässt, dass die Bildung der Schichten nicht notwendigerweise in der Frühgeschichte des Kometen vonstatten gegangen sein muss. Kenntnisse darüber zu erlangen, welche Teile des Kometen Überreste aus seiner Entstehungsgeschichte sind und welche Teile sich während seiner Entwicklung gebildet haben, ist eine große Herausforderung, aber deswegen untersuchen wir einen Kometen auch so genau und aus der Nähe: Um herauszufinden, welche Prozesse in den unterschiedlichen Stufen eines Kometenlebens von Bedeutung sind”, ergänzt Matt Taylor, ESA Wissenschaftler beim Rosetta-Projekt.
Die Wissenschaftler der Rosetta-Mission analysieren nun die Daten, die später erfasst wurden, als der Komet sich Mitte 2015 der Sonne näherte, um zu sehen, wie die Eismenge an der Oberfläche sich während der Erhitzung verändert hat.
Quelle: ESA
Since the start of the 2016 we have been treated to a variety of views of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from Rosetta’s OSIRIS wide- and narrow-angle cameras through their “Image of the Day” website.
While some images have focused on the comet’s activity, others have captured beautiful details on the comet’s nucleus.
OSIRIS narrow-angle camera image taken on 2 January 2016, when Rosetta was 86.8 km from Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko. The scale is 1.57 m/pixel and the image measures 3.2 km across. Credit: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
A particularly striking view can be seen in the image released on Wednesday (above) this week, showing an oblique view across the Imhotep region. The Anhur region in the southern hemisphere is in the foreground while Khepry lies to the far left and Khonsu to the right.
It is a picture of contrasts, with smooth terrain littered with boulders and surrounded by more rugged terrain. Examples of fractures and complex layering can also be readily found, especially when zooming in to the full resolution version.
Many previous images of Imhotep have given a bird's eye view of this region, looking straight down, but this new perspective certainly helps to give a feel for the relative elevation of the terrain that bounds the smooth central plains of Imhotep. For example, the raised ‘cliff’ in the distance marks the boundary with Ash.
Single frame NAVCAM image taken on 7 January from a distance of 74.1 km. The image scale is 6.3 m/pixel and the image measures 6.5 km across. Credit: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0
Rosetta’s NAVCAM also continues to provide stunning new views encapsulating the comet in its entirety: the image above was taken on 7 January from a distance of 74.1 km and captures a beautiful play of shadows falling onto the large lobe.
The comet’s southern hemisphere is also visible in this view, to the far right of both the small and large lobe. On the large lobe it is primarily Atum that can be seen in the foreground, with Anhur beyond.
On the small lobe a number of regions can be identified, notably Serqet, Nut and Maftet, with the relatively flat face of Wosret seen edge on. (Hint: use our comet viewer tool to help navigate the comet’s regions!)
The original NAVCAM image is provided below:
Quelle: ESA

Tags: Raumfahrt