Und weitere sieben „freie“ Rosetta-Papers …

… sind seit der letzten Bestandsaufnahme vor einem Monat (mit den ersten fünf Treffern) aufgetaucht, also wissenschaftliche Arbeiten von Projektbeteiligten, die sich nicht hinter Paywalls verstecken. Erfreulich viel von der OSIRIS-Kamera ist dabei, deren Bilder sonst kaum mal einen Weg in die Öffentlichkeit finden.

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19 klar begrenzte Regionen mit drei grundlegenden Typen sind bisher auf dem Kometenkern identifiziert worden (hier aus vier verschiedenen Perspektiven zu sehen), von dem allerdings rund 30 Prozent bislang noch im Schatten lagen (eine ESA-Blog-Story dazu). Am verbreitetsten sind „konsolidierte“, also ziemlich solide Gebiete, in denen es auch Brüche gibt. Einige schließen glattere und tiefer liegendere Zonen ein. Und dann gibt es noch drei irreguläre Depressionen, Hatmehit, Nut und Aten, die dadurch auffallen, dass hier die ansonsten weit verbreitete Staubschicht fehlt, die sich über große Teil des Kerns – womöglich durch eine Art Kometen-Wind – ausgebreitet hat. Die staubfreien Gebiete könnten etwas mit explosiver Aktivität zu tun haben. Und beide Hälften des Kometenkerns – 4.1 x 3.3 x 1.8 bzw. 2.6 x 2.3 x 1.8 km – unterscheiden sich morphologisch etwas, was auf unterschiedlichen Aufbau hinweisen könnte. Komet C-G vereinigt Geländeformen, die andere Sonden bereits auf den Kometen Wild 2, Tempel 1 und Hartley 2 vorgefunden hatten – bloss so detailliert sah man sie noch nie.

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Auf dem Kern gibt es Meter-große Stellen mit frei liegendem Wassereis an rund 120 Orten und in in allen Landschaftstypen, vor allem aber da, wo wenig Sonne hinkommt: Sie sind bis zu zehnmal heller als die Umgebung, deutlich bläulicher und verändern sich nicht (ein ESA Press Release, eine PM des MPS und Artikel hier und hier dazu). Offenbar ist an diesen Stellen die ansonsten omnipräsente Kruste des Kerns aufgebrochen: Wie die entsteht, haben Laborexperimente mit künstlichen Kometen seit Jahrzehnten plausibel gemacht. Und es scheint sich durchweg um einzelne Eis-„Felsen“ zu handeln, die ihrer Kruste verlustig gingen und nun die hellen Flecken auf dem Kern bilden.

Wie der Kern Staub – und größere Brocken – verliert oder auch nicht, ist der Gegenstand von gleich drei Papers: zum Mechanismus der Staubaktivität, zu den Bahnen einzelner größerer Gebilde in Kernnähe und zur ergebnislosen Suche nach Kern-Monden, von denen auch der große Ausbruch vom April 2014 keinen abzustoßen vermochte (eine ESA-Blog-Story zu den letzteren beiden). Es ist verblüffend unklar, wieso der Gasstrom sublimierenden Eises überhaupt Staubteilchen mitreißen kann, wo doch Staubschichten aus Mikrometer-großen Teilchen eine viel größere Zugfestigkeit als der Gasdruck aufweisen. Mit größerem Durchmesser der Staubaggreate nimmt die Festigkeit der Schicht allerdings ab, und die Teilchen können im Gasstrom abheben: Nach neuen Modellrechnungen kann Komet C-G so Gebilde von 2 cm bis 1 Meter Durchmesser auf die Reise schicken, wie sie OSIRIS tatsächlich in der inneren Koma aufgenommen hat (eine Animation eines solchen Teilchens in einer Amateur-Bearbeitung deutlicher gemacht; vier untersuchte Objekte von rund 15 bis 50 cm Durchmesser hatten vermutlich gebundene Bahnen um den Kern). Staubteilchen < 1 mm können aber nicht vom Kern selbst gekommen sein: Die müssen durch den Zerfall – z.B. durch zu schnelle Rotation – von größeren Gebilden erst in der Koma entstanden sein.

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So verändert sich die Rotationsperiode des Kometenkerns mit ab- und zunehmender Sonnendistanz in Folge von Jet-Kräften durch ausströmendes Gas: gezeigt sind tatsächliche Messungen in grün (Änderungen gegenüber dem Wert vom Juli 2012 in Sekunden, Skala links), ein Modell (rot) und die Sonnendistanz (blau, Skala in au rechts). Für das Computermodell wurde der Kern als Körper mit 25 Metern Auflösung aus über 100’000 Polygonen modelliert, die man von der Sonne bescheinen ließ: Je mach Einfallswinkel wurde dann mehr oder weniger Wassereis zum Sublimieren gebracht. Demnach müsste die Rotationsperiode inzwischen wieder deutlich abnehmen, d.h. die Rotation schneller werden.

Wie sich das Wasser rund um den Kometenkern verteilt, ist schließich der Gegenstand eines Papers des MIRO-Instruments (in dieser ESA-Blog-Story zusammen gefasst): Gemessen bei 530 nm Wellenlänge die Säulendichte dieses wichtigten Kometengases in 3.4 au Sonnenabstand. Sie unterscheidet sich je nach Ort um zwei Größenordnungen: Am höchsten ist sie in einer engen Region auf der Tagseite, nahe dem „Hals“ des Kometen (Region Hapi) und seines Nordpols, während auf der Nachtseite fast gar kein Ausgasen stattfindet. Die Sonneneinstrahlung spielt zwar eine wesentliche Rolle für die Wasserproduktion, aber die komplizierte Topografie des Kerns spielt offenbar eine Rolle bei der Fokussierung der Gasstrahlen.

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