Zwergplanet (dwarf planet)

Ceres (Kleinplanetenbezeichnung: 1 Ceres) wird als Zwergplanet kategorisiert und befindet sich im primären Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Er wurde am 1. Januar 1801 von Giuseppe Piazzi am Astronomischen Observatorium Palermo auf Sizilien entdeckt, zunächst als erster Asteroid identifiziert und anschließend als neuer Planet angekündigt. Im Laufe der Zeit wurde Ceres neu klassifiziert, zunächst als Asteroid und in jüngerer Zeit als Zwergplanet, insbesondere als einziger Zwergplanet, der nicht über Neptun kreist, und als größter unter ihnen ohne natürlichen Satelliten.

Ceres (Kleinplanetenbezeichnung: 1 Ceres) ist ein Zwergplanet im Hauptasteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Es war der erste bekannte Asteroid, der am 1. Januar 1801 von Giuseppe Piazzi am Astronomischen Observatorium Palermo auf Sizilien entdeckt und als neuer Planet angekündigt wurde. Ceres wurde später als Asteroid und in jüngerer Zeit als Zwergplanet klassifiziert, der einzige, der sich nicht außerhalb der Umlaufbahn von Neptun befindet, und der größte, der keinen Mond hat.

Der Durchmesser von Ceres beträgt etwa ein Viertel des Mondes. Aufgrund seiner bescheidenen Abmessungen bleibt Ceres selbst bei maximaler Leuchtkraft mit bloßem Auge nicht wahrnehmbar, außer bei außergewöhnlich dunklem Himmel. Seine scheinbare Helligkeit schwankt zwischen 6,7 und 9,3 und erreicht seinen Höhepunkt während der Opposition – dem Punkt seiner größten Nähe zur Erde – der alle 15 bis 16 Monate auftritt. Folglich waren seine Oberflächeneigenschaften selbst mit fortschrittlichen Teleskopen weitgehend nicht erkennbar, bis die robotische NASA-Raumsonde Dawn 2015 ihre Orbitalmission um Ceres startete.

Die Dawn-Mission ergab, dass die Oberflächenzusammensetzung von Ceres eine Mischung aus Wassereis und hydratisierten Mineralien, einschließlich Karbonaten und Ton, war. Gravitationsdaten deuten darauf hin, dass Ceres teilweise differenziert ist und aus einem schlammigen (Eis-Gesteins-)Mantel/Kern und einer weniger dichten, aber robusteren Kruste besteht, die maximal dreißig Volumenprozent Eis enthält. Während ein interner Ozean aus flüssigem Wasser wahrscheinlich ist, zirkulieren Sole weiterhin durch den äußeren Mantel und treten an die Oberfläche, was die Bildung von Kryovulkanen wie Ahuna Mons etwa alle fünfzig Millionen Jahre ermöglicht. Dieses Phänomen macht Ceres zum nächsten bekannten kryovulkanisch aktiven Himmelskörper zur Sonne. Darüber hinaus verfügt Ceres über eine äußerst dünne und kurzlebige Atmosphäre, die aus Wasserdampf besteht, der aus lokalisierten Quellen an der Oberfläche emittiert wird.

Historischer Kontext

Erste Erkennung

In der Zeit zwischen der Einführung des Heliozentrismus im 18. Jahrhundert und der Entdeckung Neptuns im Jahr 1846 postulierten zahlreiche Astronomen, dass mathematische Prinzipien auf die Anwesenheit eines unentdeckten oder abwesenden Planeten zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter hindeuteten. Bereits 1596 stellte der theoretische Astronom Johannes Kepler die Hypothese auf, dass die Umlaufverhältnisse der Planeten nur dann mit „Gottes Plan“ übereinstimmen würden, wenn zwei zusätzliche Planeten existierten: einer zwischen Jupiter und Mars und einer zwischen Venus und Merkur. Andere Gelehrte, darunter Immanuel Kant, dachten darüber nach, ob Jupiters Gravitationseinfluss möglicherweise diese Umlauflücke geschaffen haben könnte. Im Jahr 1761 stellte der Astronom und Mathematiker Johann Heinrich Lambert die Frage: „Und wer weiß, ob bereits Planeten fehlen, die den riesigen Raum zwischen Mars und Jupiter verlassen haben? Gilt es dann sowohl für die Himmelskörper als auch für die Erde, dass der Stärkere den Schwächeren reibt, und sind Jupiter und Saturn dazu bestimmt, für immer zu plündern?“

Im Jahr 1772 verbreitete der deutsche Astronom Johann Elert Bode unter Berufung auf Johann Daniel Titius eine mathematische Formel, die später als Titius-Bode-Gesetz bezeichnet wurde. Dieses Gesetz schien die Umlaufabstände der damals bekannten Planeten vorherzusagen, mit der bemerkenswerten Ausnahme einer ungeklärten Lücke zwischen Mars und Jupiter. Die Formel prognostizierte die Existenz eines zusätzlichen Planeten mit einem Umlaufradius von etwa 2,8 Astronomischen Einheiten (AE), was 420 Millionen Kilometern von der Sonne entspricht. Das Titius-Bode-Gesetz erlangte zunehmende Glaubwürdigkeit, nachdem William Herschel 1781 Uranus entdeckte, der in einer Entfernung gefunden wurde, die mit der Vorhersage des Gesetzes für einen Planeten jenseits des Saturn übereinstimmt. Um 1800 sandte ein Kollektiv unter der Leitung von Franz Diese Anfragen forderten sie dazu auf, bei einer systematischen Suche nach dem erwarteten Planeten zusammenzuarbeiten. Obwohl diese Gruppe Ceres letztendlich nicht entdeckte, identifizierte sie anschließend die Asteroiden Pallas, Juno und Vesta.

Giuseppe Piazzi, ein katholischer Priester der Palermo-Akademie auf Sizilien, gehörte zu den Astronomen, die für die Himmelssuche ausgewählt wurden. Vor seiner Einladung, sich dieser Gruppe anzuschließen, entdeckte Piazzi am 1. Januar 1801 unabhängig voneinander Ceres. Sein ursprüngliches Ziel bestand darin, „den 87. [Stern] im Katalog der Tierkreissterne von Herrn la Caille“ zu lokalisieren, doch stattdessen beobachtete er ein Objekt, „dem ein anderes vorausging“. Dieses sich bewegende, sternähnliche Gebilde, von dem zunächst angenommen wurde, dass es sich um einen Kometen handelte, war Ceres. Piazzi führte vierundzwanzig Beobachtungen von Ceres durch und endete am 11. Februar 1801, als seine Arbeit durch eine Krankheit unterbrochen wurde. Er gab seine Entdeckung offiziell am 24. Januar 1801 durch Korrespondenz mit zwei Kollegen bekannt: Barnaba Oriani aus Mailand und Bode in Berlin. Obwohl er ihn als Kometen beschrieb, bemerkte Piazzi, „da seine Bewegung so langsam und ziemlich gleichmäßig ist, kam mir mehrmals der Gedanke, dass es sich um etwas Besseres als einen Kometen handeln könnte.“ Bis April hatte Piazzi seine umfassenden Beobachtungen an Oriani, Bode und den französischen Astronomen Jérôme Lalande geschickt. Diese Ergebnisse wurden anschließend in der Septemberausgabe 1801 der Monatliche Korrespondenz veröffentlicht.

In der Folge hatte sich die scheinbare Position von Ceres verschoben, hauptsächlich beeinflusst durch die Orbitalbewegung der Erde, wodurch sie zu nahe am Blendlicht der Sonne lag, als dass andere Astronomen Piazzis anfängliche Beobachtungen bestätigen konnten. Obwohl erwartet wurde, dass Ceres gegen Ende des Jahres wieder auftauchen würde, erwies es sich als schwierig, seinen Standort nach so einem langen Zeitraum genau vorherzusagen. Um die Bergung von Ceres zu erleichtern, entwickelte der 24-jährige Mathematiker Carl Friedrich Gauß eine effektive Methode zur Orbitalbestimmung. Innerhalb weniger Wochen gelang es ihm, die Flugbahn von Ceres vorherzusagen und seine Berechnungen an von Zach weiterzuleiten. Am 31. Dezember 1801 lokalisierte von Zach zusammen mit Heinrich W. M. Olbers Ceres in unmittelbarer Nähe der vorhergesagten Koordinaten und dokumentierte seine Position. Ceres liegt 2,8 AE von der Sonne entfernt und scheint nahezu perfekt dem Titius-Bode-Gesetz zu entsprechen. Die anschließende Entdeckung von Neptun im Jahr 1846, bei der acht AE näher als vom Gesetz vorhergesagt gefunden wurde, veranlasste die meisten Astronomen jedoch zu dem Schluss, dass das Titius-Bode-Gesetz lediglich ein Zufall war.

Frühe astronomische Beobachtungen lieferten nur eine Größenordnungsschätzung für die Größe von Ceres. Im Jahr 1802 unterschätzte Herschel seinen Durchmesser mit 260 km (160 Meilen), während der deutsche Astronom Johann Hieronymus Schröter ihn 1811 mit 2.613 km (1.624 Meilen) deutlich überschätzte. In den 1970er Jahren ermöglichte die Anwendung der Infrarotphotometrie präzisere Albedomessungen, wodurch der Durchmesser von Ceres innerhalb von zehn Prozent seines tatsächlichen Wertes von 939 km (583 Meilen) bestimmt werden konnte.

Nomenklatur und Symbolik

Piazzi schlug zunächst den Namen Ceres Ferdinandea für seine Entdeckung vor. Die Komponente Ceres ehrte die römische Göttin des Ackerbaus, deren Haupttempel und irdischer Wohnsitz sich auf Sizilien befanden. Der Zusatz Ferdinandea sollte Piazzis Herrscher und Wohltäter, König Ferdinand III. von Sizilien, würdigen. Der letzte Teil des Namens erwies sich jedoch für andere Nationen als inakzeptabel und wurde später weggelassen. Vor Zachs erfolgreicher Neubeobachtung von Ceres im Dezember 1801 bezeichnete von Zach selbst den Himmelskörper als Hera, während Bode ihn als Juno bezeichnete. Diese alternativen Namen erlangten trotz Piazzis Einwänden in Deutschland einiges Ansehen, bevor die Existenz des Objekts endgültig bestätigt wurde. Nach der Bestätigung übernahmen die Astronomen schließlich Piazzis ursprüngliche Bezeichnung.

Zu den adjektivischen Ableitungen von Ceres gehören Cererian und Cererean, beide artikuliert als . Das 1803 identifizierte Seltenerdelement Cer wurde später zu Ehren von Ceres benannt.

Das historische astronomische Symbol für Ceres, das in astrologischen Zusammenhängen erhalten bleibt, ist eine Sichel, ⟨⚳⟩. Dieses Emblem, ein klassisches Attribut der Göttin Ceres, wurde 1802 unabhängig von Zach und Bode vorgeschlagen. Sein Design ähnelt dem Planetensymbol für Venus, ⟨♀⟩ (ein Kreis mit einem kleinen Kreuz darüber), weist jedoch eine Diskontinuität im Kreis auf. Es gab mehrere kleinere grafische Variationen, darunter eine umgekehrte Form, die als „C“ (der Anfangsbuchstabe von Ceres) wiedergegeben wurde und durch ein Pluszeichen ergänzt wurde. Das standardisierte Asteroidensymbol, eine nummerierte Scheibe wie ①, wurde 1867 eingeführt und entwickelte sich schnell zur herkömmlichen Darstellung.

Kategorisierung

Die Klassifizierung von Ceres wurde mehrfach überarbeitet und war Gegenstand erheblicher Debatten. Bode beispielsweise postulierte Ceres als den „fehlenden Planeten“, der seiner Theorie nach zwischen Mars und Jupiter liegen sollte. Infolgedessen erhielt Ceres ein Planetensymbol und behielt seine Bezeichnung als Planet in astronomischen Texten und Tabellen neben Pallas, Juno und Vesta mehr als fünfzig Jahre lang bei.

Als weitere Objekte in der Nähe von Ceres identifiziert wurden, begannen Astronomen zu postulieren, dass es sich um das erste Mitglied einer neuen Klasse von Himmelskörpern handelte. Nach der Entdeckung von Pallas im Jahr 1802 führte Herschel für diese Wesen den Begriff Asteroid ("sternartig") ein und stellte fest, dass "sie kleinen Sternen so sehr ähneln, dass sie selbst mit sehr guten Teleskopen kaum von ihnen zu unterscheiden sind". Im Jahr 1852 erklärte Johann Franz Encke im Berliner Astronomischen Jahrbuch, dass das traditionelle System der Zuordnung von Planetensymbolen für diese neuen Objekte zu umständlich sei. Anschließend implementierte er eine neue Methode, bei der ihren Namen Zahlen vorangestellt wurden, die auf ihrer Entdeckungssequenz basieren. Dieses Nummerierungssystem bezeichnete ursprünglich den fünften Asteroiden, 5 Astraea, als Nummer 1. 1867 wurde Ceres jedoch in dieses neue System aufgenommen und offiziell als 1 Ceres bezeichnet.

In den 1860er Jahren herrschte unter Astronomen ein Konsens über eine grundsätzliche Unterscheidung zwischen Großplaneten und Asteroiden wie Ceres, obwohl es keine genaue Definition für den Begriff „Planet“ gab. In den 1950er Jahren hörte die wissenschaftliche Gemeinschaft weitgehend auf, die meisten Asteroiden als Planeten zu klassifizieren. Dennoch behielt Ceres aufgrund seiner geophysikalischen Komplexität, die der von Planeten ähnelte, gelegentlich seinen Planetenstatus. Anschließend, im Jahr 2006, löste der Diskurs um Pluto Forderungen nach einer formalen Definition von „Planet“ aus, was zu einer möglichen Neuklassifizierung von Ceres und sogar zu seiner möglichen Wiedereinstufung als Planet führte. Ein Vorschlag, der der Internationalen Astronomischen Union (IAU), der globalen Behörde für die Überwachung der astronomischen Nomenklatur und Klassifizierung, vorgelegt wurde, definierte einen Planeten als „einen Himmelskörper, der (a) über genügend Masse verfügt, damit seine Eigengravitation die Kräfte eines starren Körpers überwinden kann, so dass er eine hydrostatische Gleichgewichtsform (nahezu rund) annimmt, und (b) sich in einer Umlaufbahn um einen Stern befindet und weder ein Stern noch ein Satellit eines Planeten ist“. Wäre dieser Beschluss in Kraft getreten, wäre Ceres zum fünften Planeten von der Sonne aus ernannt worden. Am 24. August 2006 nahm die Versammlung jedoch ein zusätzliches Kriterium auf: Ein Planet muss „die Umgebung um seine Umlaufbahn geräumt haben“. Ceres erfüllt diese überarbeitete Definition nicht, da es seine Umlaufbahn nicht gravitativ dominiert; Er teilt sich diese Region mit Tausenden anderen Asteroiden innerhalb des Asteroidengürtels und macht nur etwa vierzig Prozent der Gesamtmasse des Gürtels aus. Himmelskörper, die der ursprünglich vorgeschlagenen Definition, aber nicht den späteren Anforderungen entsprachen, wie z. B. Ceres, wurden folglich als Zwergplaneten kategorisiert. Trotz dieser offiziellen Klassifizierung missachten Planetengeologen diese Definition häufig und betrachten Ceres weiterhin als Planeten.

Ceres wird offiziell sowohl als Zwergplanet als auch als Asteroid klassifiziert. Laut einer NASA-Webseite gilt Vesta, das zweitgrößte Objekt im Asteroidengürtel, als größter Asteroid. Die IAU vertritt in dieser Angelegenheit eine zweideutige Haltung. Das Minor Planet Center, die für die Katalogisierung solcher Himmelskörper zuständige Einrichtung, erkennt jedoch an, dass Zwergplaneten doppelte Bezeichnungen haben können. Darüber hinaus klassifiziert der kollaborative Gazetteer von IAU / USGS / NASA Ceres sowohl als Asteroiden als auch als Zwergplaneten.

Umlaufbahn

Ceres durchläuft eine Umlaufbahn zwischen Mars und Jupiter, etwa im zentralen Bereich des Asteroidengürtels, und durchläuft alle 4,6 Erdenjahre eine Umlaufperiode. Im Vergleich zu anderen Planeten und Zwergplaneten weist die Orbitalebene von Ceres eine moderate Neigung relativ zur Erde auf, mit einer Neigung (i) von 10,6°. Dies steht im Gegensatz zu Merkur 7° und Plutos 17°. Darüber hinaus ist seine Umlaufbahn leicht elliptisch und weist eine Exzentrizität (e) von 0,08 auf, was mit der Exzentrizität des Mars von 0,09 vergleichbar ist.

Ceres gehört keiner anerkannten Asteroidenfamilie an, eine Eigenschaft, die wahrscheinlich auf seinen erheblichen Eisgehalt zurückzuführen ist. Kleinere Himmelskörper ähnlicher Zusammensetzung wären im Laufe der Lebensdauer des Sonnensystems vollständig sublimiert. Zuvor wurde angenommen, dass Ceres ein Bestandteil der Gefion-Familie ist, deren Mitglieder vergleichbare eigentliche Orbitalelemente aufweisen, was auf einen gemeinsamen Ursprung bei einer früheren Asteroidenkollision hindeutet. Spätere Untersuchungen ergaben jedoch, dass Ceres eine andere Zusammensetzung als die Gefion-Familie besitzt. Folglich gilt es heute als Eindringling, der ähnliche Orbitalelemente aufweist, aber keinen gemeinsamen Ursprung hat.

Resonanzen

Aufgrund ihrer geringen Masse und beträchtlichen räumlichen Trennungen bilden Objekte im Asteroidengürtel selten Gravitationsresonanzen untereinander aus. Trotzdem besitzt Ceres die Fähigkeit, andere Asteroiden durch die Schwerkraft in vorübergehende 1:1-Resonanzen einzufangen und sie so effektiv zu vorübergehenden Trojanern zu machen. Diese Einfangzeiträume können zwischen mehreren Hunderttausend und über zwei Millionen Jahren liegen. Fünfzig solcher temporären Trojaner-Objekte wurden im Zusammenhang mit Ceres identifiziert. Ceres weist auch eine Nähe zu einer 1:1-Mittelbewegungs-Orbitalresonanz mit Pallas auf, wobei sich ihre eigentlichen Umlaufperioden nur um 0,2 % unterscheiden. Diese Nähe reicht jedoch nicht aus, um über astronomische Zeitskalen hinweg signifikante Effekte zu erzielen.

Rotation und axiale Neigung

Ceres weist eine Rotationsperiode von 9 Stunden und 4 Minuten auf, die als Cerer-Tag bekannt ist, wobei der kleine Äquatorkrater Kait als Nullmeridian bezeichnet wird. Mit einer axialen Neigung von 4° besitzt Ceres Polarregionen mit dauerhaft beschatteten Kratern. Man geht davon aus, dass diese Krater als Kühlfallen fungieren und die langfristige Ansammlung von Wassereis begünstigen, ein Phänomen, das sowohl auf dem Mond als auch auf Merkur beobachtet wird. Schätzungen zufolge setzen sich etwa 0,14 % der von der Oberfläche emittierten Wassermoleküle in diesen Fallen ab und durchlaufen typischerweise drei Sprünge, bevor sie entweder entkommen oder dauerhaft gefangen werden.

Beobachtungen von Dawn, der ersten Raumsonde, die Ceres umkreiste, ermittelten die Ausrichtung der Nordpolachse bei einem Rektaszens von 19 Stunden 25 Minuten 40,3 Sekunden (291,418°) und eine Deklination von +66° 45' 50" (ungefähr 1,5 Grad von Delta Draconis), was eine axiale Neigung von 4° bestätigt. Folglich erfährt Ceres derzeit minimale bis gar keine saisonalen Breitengradschwankungen in der Sonnenbeleuchtung. In den letzten drei Millionen Jahren haben die von Jupiter und Saturn ausgeübten Gravitationskräfte zyklische Schwankungen in der axialen Neigung von Ceres hervorgerufen, die zwischen zwei und zwanzig schwanken Dies weist darauf hin, dass es in der Vergangenheit zu erheblichen jahreszeitlichen Schwankungen der Sonneneinstrahlung gekommen ist. Die jüngste Periode dieser Aktivität liegt schätzungsweise vor 14.000 Jahren. Krater, die während dieser Perioden maximaler axialer Neigung im Schatten blieben, gelten als die wahrscheinlichsten Orte für die Zurückhaltung von Wassereis, das durch Eruptionen oder Kometeneinschläge in der Geschichte des Sonnensystems entstanden ist.

Geologie

Ceres ist der größte Asteroid im Hauptasteroidengürtel. Er wird als C-Typ- oder kohlenstoffhaltiger Asteroid und aufgrund des Vorhandenseins von Tonmineralien zusätzlich als G-Typ-Asteroid kategorisiert. Seine Zusammensetzung ähnelt der von kohlenstoffhaltigen Chondriten-Meteoriten, ist jedoch keine exakte Übereinstimmung. Morphologisch gesehen handelt es sich um einen abgeflachten Sphäroiden, der durch einen äquatorialen Durchmesser gekennzeichnet ist, der 8 % größer ist als sein Poldurchmesser. Von der Raumsonde Dawn erfasste Daten weisen auf einen mittleren Durchmesser von 939,4 km (583,7 mi) und eine Masse von 9,38×10²⁰ kg hin. Diese Messungen ergeben eine Dichte von 2,16 g/cm§1314§, was bedeutet, dass etwa ein Viertel seiner Gesamtmasse aus Wassereis besteht.

Ceres macht 40 % der geschätzten Gesamtmasse des Asteroidengürtels aus (2394±5)×10¹⁸ kg, besitzt §1011§+§1314§⁄§1516§ mal die Masse von Vesta, der zweitgrößten Asteroid. Allerdings beträgt seine Masse lediglich §1920§⁄78 die des Mondes, und seine Oberflächengravitation misst §2526§⁄35 der Schwerkraft der Erde (§3132§⁄§3334§ der Schwerkraft des Mondes). Bei der Annäherung an das hydrostatische Gleichgewicht weist Ceres gewisse Abweichungen von einer idealen Gleichgewichtsform auf, die noch ungeklärt sind. Bemerkenswert ist, dass Ceres der einzige allgemein anerkannte Zwergplanet ist, dessen Umlaufzeit kürzer als die von Neptun ist. Computermodelle deuten darauf hin, dass das Gesteinsmaterial von Ceres teilweise differenziert ist und möglicherweise einen kleinen Kern enthält; Die verfügbaren Daten stimmen jedoch auch mit einer Zusammensetzung überein, die einen Mantel aus hydratisierten Silikaten und keinen ausgeprägten Kern aufweist. Aufgrund des Fehlens eines Magnetometers auf Dawn bleibt das Vorhandensein eines Magnetfelds auf Ceres unbestätigt, obwohl allgemein angenommen wird, dass es nicht vorhanden ist. Die interne Differenzierung von Ceres könnte mit dem Fehlen eines natürlichen Satelliten zusammenhängen, da davon ausgegangen wird, dass Satelliten von Asteroiden des Hauptgürtels hauptsächlich durch Kollisionsstörungen entstehen, die typischerweise zu einer undifferenzierten Trümmerhaufenstruktur führen.

Oberfläche

Komposition

Weltweit ist die Oberflächenzusammensetzung von Ceres homogen und durch eine Fülle von Karbonaten und ammoniakhaltigen Phyllosilikaten gekennzeichnet, die Hinweise auf eine Wasserveränderung aufweisen. Die Konzentration des Wassereises im Regolith weist jedoch Breitengradschwankungen auf und reicht von etwa 10 % in den Polarregionen bis hin zu deutlich trockeneren oder sogar eisfreien Bedingungen in der Nähe des Äquators.

Mit dem Hubble-Weltraumteleskop durchgeführte Untersuchungen haben Graphit, Schwefel und Schwefeldioxid auf der Oberfläche von Ceres identifiziert. Das Vorhandensein von Graphit wird auf Weltraumverwitterungsprozesse zurückgeführt, die sich auf die älteren Oberflächenbereiche von Ceres auswirken. Umgekehrt sind Schwefel und Schwefeldioxid unter Cerer-Umweltbedingungen flüchtig und würden typischerweise entweder schnell sublimieren oder in Kühlfallen gebunden werden, was auf einen Zusammenhang mit relativ neuer geologischer Aktivität hinweist.

Im Ernutet-Krater wurden organische Verbindungen identifiziert, und weitere elf Regionen weisen Merkmale auf, die mit ihrem Vorkommen übereinstimmen. Die oberflächennahe Oberfläche von Ceres ist besonders kohlenstoffreich und macht etwa 20 % seiner Masse aus. Diese Kohlenstoffkonzentration übersteigt die in kohlenstoffhaltigen Chondrit-Meteoriten, die auf der Erde analysiert wurden, deutlich um mehr als das Fünffache. Es gibt Hinweise darauf, dass der Oberflächenkohlenstoff mit Produkten aus Gestein-Wasser-Wechselwirkungen, einschließlich Ton, vermischt ist. Diese chemische Zusammensetzung deutet darauf hin, dass Ceres aus einer kalten Umgebung stammt, möglicherweise jenseits der Umlaufbahn des Jupiter, und sich in Gegenwart von Wasser aus außergewöhnlich kohlenstoffreichen Materialien zusammensetzte, wodurch Bedingungen geschaffen wurden, die der organischen Chemie förderlich sind.

Einschlagskrater

Beobachtungen von Dawn haben gezeigt, dass Ceres eine stark mit Kratern übersäte Oberfläche besitzt, wenn auch mit einer geringeren Häufigkeit großer Krater als erwartet. Vorhersagemodelle, die aus der Entstehungsdynamik des heutigen Asteroidengürtels abgeleitet wurden, hatten geschätzt, dass Ceres zwischen zehn und fünfzehn Krater mit einem Durchmesser von mehr als 400 km (250 Meilen) beherbergen würde. Die größte nachgewiesene Impaktstruktur auf Ceres, das Kerwan-Becken, misst 284 km (176 Meilen) im Durchmesser. Diese Diskrepanz ist am plausibelsten auf die viskose Entspannung der Kruste zurückzuführen, die mit der Zeit größere Einschlagstrukturen allmählich abflacht.

Die nördliche Polarregion von Ceres weist deutlich mehr Kraterbildung auf als ihr äquatoriales Gegenstück, wobei die östliche Äquatorregion besonders spärlich mit Kratern übersät zu sein scheint. Die beobachtete Größen-Häufigkeitsverteilung von Kratern im Bereich von zwanzig bis hundert Kilometern (10–60 Meilen) stimmt mit einem Ursprung während des späten schweren Bombardements überein. Krater außerhalb der alten Polarregionen wurden wahrscheinlich durch frühe kryovulkanische Aktivität zerstört. Darüber hinaus werden drei ausgedehnte, flache Becken (Planitiae) mit erodierten Rändern als stark degradierte Einschlagskrater interpretiert. Vendimia Planitia, die größte davon mit einem Durchmesser von 800 km (500 Meilen), stellt das ausgedehnteste einzigartige geografische Merkmal auf Ceres dar. Zwei dieser drei Becken weisen erhöhte Ammoniumkonzentrationen auf.

Die Dawn-Mission identifizierte 4.423 Felsbrocken mit einem Durchmesser von mehr als 105 m (344 ft) auf der Oberfläche von Ceres. Es wird angenommen, dass diese Merkmale durch Einschlagereignisse entstanden sind und sich typischerweise innerhalb oder neben Kratern befinden, obwohl nicht jeder Krater solche Felsbrocken beherbergt. In höheren Breiten wird eine größere Häufigkeit großer Felsbrocken beobachtet. Ceresianische Felsbrocken weisen spröde Eigenschaften auf und unterliegen einem schnellen Abbau, vor allem aufgrund thermischer Belastung – die aus erheblichen Schwankungen der Oberflächentemperatur in der Morgen- und Abenddämmerung resultiert – und Meteoriteneinschlägen. Ihr geschätztes Höchstalter beträgt 150 Millionen Jahre, was deutlich kürzer ist als die Lebenserwartung der auf Vesta gefundenen Felsbrocken.

Tektonische Merkmale

Während Ceres keine Plattentektonik aufweist und die meisten seiner Oberflächenmerkmale entweder auf Einschlagereignisse oder kryovulkanische Prozesse zurückzuführen sind, wurden vorläufig mehrere potenziell tektonische Strukturen identifiziert, insbesondere auf seiner östlichen Hemisphäre. Die Samhain Catenae, bei denen es sich um kilometergroße lineare Brüche auf der Ceresian-Oberfläche handelt, zeigen keinen erkennbaren Zusammenhang mit Einschlägen. Stattdessen ähneln sie eher Grubenkraterketten, eine Morphologie, die auf zugrunde liegende normale Verwerfungen hinweist. Darüber hinaus weisen bestimmte Krater auf Ceres flache, gebrochene Böden auf, was mit dem Eindringen von Kryomagma vereinbar ist.

Kryovulkanismus

Auf Ceres gibt es einen einzigartigen markanten Berg, Ahuna Mons, der als Kryovulkan interpretiert wird. Seine spärliche Kraterbildung lässt auf ein maximales Alter von 240 Millionen Jahren schließen. Das mit Ahuna Mons verbundene relativ starke Gravitationsfeld deutet auf eine hohe Dichte hin, was auf eine Zusammensetzung hinweist, die reicher an Gestein als an Eis ist. Seine Entstehung wird wahrscheinlich auf das diapirische Aufsteigen einer Aufschlämmung aus Salzlake und Silikatpartikeln aus dem oberen Erdmantel zurückgeführt. Dieses Merkmal ist ungefähr antipodal zum Kerwan-Becken. Es wird vermutet, dass die seismische Energie, die durch den Kerwan-bildenden Einschlag erzeugt wurde, auf der gegenüberliegenden Seite von Ceres konvergiert sein könnte, was zu Brüchen in den äußeren Krustenschichten führte und die Extrusion von hochviskosem Kryomagma – definiert als schlammiges Wassereis, das durch seinen Salzgehalt plastifiziert wird – an die Oberfläche auslöste. Das Kerwan-Becken selbst weist auch Hinweise auf Effekte von flüssigem Wasser auf, die aus dem durch den Einschlag verursachten Schmelzen von unterirdischem Eis resultieren.

Eine Computersimulation aus dem Jahr 2018 zeigt, dass Kryovulkane auf Ceres nach ihrer Entstehung aufgrund der viskosen Entspannung über mehrere hundert Millionen Jahre hinweg einen Rückgang erleiden. Forscher identifizierten 22 Oberflächenmerkmale als überzeugende Kandidaten für Kryovulkane, die auf Ceres einer viskosen Entspannung unterzogen wurden. Yamor Mons, ein alter, von Einschlagskratern geprägter Gipfel, weist trotz seines wesentlich höheren Alters eine Ähnlichkeit mit Ahuna Mons auf. Diese Ähnlichkeit wird auf seine Lage in der nördlichen Polarregion von Ceres zurückgeführt, wo kältere Temperaturen die viskose Entspannung der Kruste hemmen. Modelle gehen davon aus, dass sich auf Ceres in den letzten Milliarden Jahren alle fünfzig Millionen Jahre etwa ein Kryovulkan gebildet hat. Diese Ausbrüche könnten mit antiken Einschlagbecken in Zusammenhang stehen, ihre Verteilung auf Ceres ist jedoch nicht einheitlich. Das Modell legt außerdem nahe, dass Cerer-Kryovulkane im Gegensatz zu Beobachtungen am Ahuna Mons aus Material bestehen müssen, das deutlich weniger dicht ist als das durchschnittliche Krustenmaterial von Ceres; andernfalls wäre die beobachtete viskose Entspannung nicht möglich.

Ein überraschend hoher Anteil der Krater auf Ceres weist zentrale Vertiefungen auf, die möglicherweise auf kryovulkanische Prozesse zurückzuführen sind, während andere zentrale Spitzen aufweisen. Hunderte von hellen Flecken, sogenannte Faculae, wurden von Dawn beobachtet, wobei sich der leuchtendste innerhalb des 80 km (50 Meilen) breiten Occator-Kraters befand. Der markante helle Fleck im Zentrum von Occator wird als Cerealia Facula bezeichnet, und die Ansammlung heller Flecken im Osten wird als Vinalia Faculae bezeichnet. Der Occator-Krater enthält eine Grube mit einer Breite von 9–10 km, die teilweise von einer zentralen Kuppel besetzt ist. Diese Kuppel bildete sich im Anschluss an die Faculae und ist wahrscheinlich auf das Gefrieren eines unterirdischen Reservoirs zurückzuführen, ähnlich den Pingos, die in den arktischen Regionen der Erde vorkommen. Das periodische Auftreten eines Dunsts über Cerealia stützt die Hypothese, dass die hellen Flecken durch einen Prozess entstanden sind, bei dem Eis ausgaste oder sublimierte. Im März 2016 identifizierte Dawn definitiv Wassereis auf der Ceres-Oberfläche im Oxo-Krater.

Am 9. Dezember 2015 berichteten NASA-Wissenschaftler, dass die hellen Flecken auf Ceres von einer Art Salz stammen könnten, das aus verdampfter Sole gewonnen wird, insbesondere Magnesiumsulfat-Hexahydrat (MgSO₄·6H₂O); Diese Flecken wurden auch in Verbindung mit ammoniakreichen Tonen beobachtet. Im Jahr 2017 wurde berichtet, dass Nahinfrarotspektren dieser leuchtenden Regionen mit dem Vorhandensein erheblicher Mengen Natriumcarbonat (Na
§10_11§CO
§1920§) und geringere Mengen Ammoniumchlorid (NH
§3031§Cl) oder Ammoniumbicarbonat (NH
§4142§HCO
§5051§). Es wurde vermutet, dass diese Materialien aus der Kristallisation von Solen entstanden sind, die an die Oberfläche aufstiegen. Im August 2020 bestätigte die NASA, dass Ceres ein wasserreicher Himmelskörper ist, der über ein tiefes Solereservoir verfügt, das an zahlreichen Stellen an die Oberfläche gelangt ist und „helle Flecken“ erzeugt hat, darunter auch die im Occator-Krater beobachteten.

Interne Struktur

Die aktiven geologischen Prozesse auf Ceres werden hauptsächlich durch das Vorhandensein von Eis und Solen angetrieben. Der Salzgehalt des aus dem Gestein ausgelaugten Wassers wird auf etwa 5 % geschätzt. Insgesamt besteht Ceres zu etwa 50 Volumenprozent aus Wasser (im Gegensatz zu 0,1 Prozent auf der Erde) und zu 73 Gewichtsprozent aus Gestein.

Die größten Krater auf Ceres, mehrere Kilometer tief, lassen nicht auf das Vorhandensein eines eisreichen, flachen Untergrunds schließen. Die Erhaltung von Kratern mit einem Durchmesser von fast 300 km (200 Meilen) auf seiner Oberfläche legt nahe, dass die äußerste Schicht von Ceres etwa 1000-mal robuster ist als Wassereis. Diese Beobachtung stimmt mit einer Zusammensetzung überein, die aus Silikaten, hydratisierten Salzen und Methanclathraten besteht, wobei Wassereis nicht mehr als 30 Vol.-% ausmacht.

Schwerkraftmessungen aus Dawn haben zur Entwicklung von drei konkurrierenden Modellen geführt, die die innere Struktur von Ceres beschreiben. Nach dem Dreischichtmodell besteht die Hypothese, dass Ceres aus einer 40 km (25 Meilen) dicken äußeren Kruste besteht, die aus Eis, Salzen und hydratisierten Mineralien besteht, und einem inneren „Mantel“ aus hydratisiertem Gestein wie Ton. Diese Schichten sind durch eine 60 km (37 Meilen) dicke Schicht getrennt, die aus einer schlammigen Mischung aus Sole und Gestein besteht. Während noch ungeklärt ist, ob das tiefe Innere von Ceres Flüssigkeit oder einen dichten, metallreichen Kern enthält, lässt die geringe zentrale Dichte darauf schließen, dass die Porosität potenziell bei etwa 10 % erhalten bleibt. In einer speziellen Studie wurde die Dichte des Kerns und des kombinierten Mantels/Krustes auf 2,46–2,90 g/cm³ bzw. 1,68–1,95 g/cm³ geschätzt, wobei Mantel und Kruste zusammen 70–190 km (40–120 mi) dick sind. Aus dem Kern wird nur eine teilweise Dehydrierung bzw. das Ausstoßen von Eis erwartet, obwohl die hohe Dichte des Mantels im Vergleich zu Wassereis auf eine Anreicherung von Silikaten und Salzen hinweist. Folglich bestehen der Kern (falls vorhanden), der Mantel und die Kruste alle aus Gestein und Eis, wenn auch in unterschiedlichen Anteilen.

Die mineralogische Zusammensetzung von Ceres kann nur für die äußersten 100 km (60 Meilen) durch indirekte Methoden ermittelt werden. Diese feste äußere Kruste mit einer Dicke von etwa 40 km (25 Meilen) besteht aus einer Mischung aus Eis, verschiedenen Salzen und hydratisierten Mineralien. Unter dieser Kruste liegt eine Schicht, die möglicherweise eine geringe Menge Sole enthält und sich bis zu einer Mindesttiefe erstreckt, die der Nachweisgrenze von 100 km (60 Meilen) entspricht. Es wird vermutet, dass weiter unten ein Mantel existiert, der hauptsächlich aus hydratisierten Gesteinen wie Ton besteht.

Ein spezifisches zweischichtiges Strukturmodell geht davon aus, dass Ceres aus einem Kern besteht, der hauptsächlich aus Chondren besteht, und einem Mantel, der aus einer Mischung aus Eis und festen Partikeln in Mikrometergröße besteht, die oft als „Schlamm“ bezeichnet werden. Durch die Sublimation des Oberflächeneises könnte eine Restschicht aus hydratisierten Partikeln entstehen, die möglicherweise eine Dicke von zwanzig Metern erreichen könnte. Die beobachteten Daten stimmen mit einer Reihe von Differenzierungsausdehnungen überein, die von einem beträchtlichen 360 km (220 Meilen) großen Kern, bestehend aus 75 % Chondren und 25 % Partikeln, umhüllt von einem Mantel aus 75 % Eis und 25 % Partikeln, bis zu einem kleineren 85 km (55 Meilen) großen Kern, der fast ausschließlich aus Partikeln besteht und von einem Mantel aus 30 % Eis und 70 % Partikeln umgeben ist, reichen. In Szenarien mit einem großen Kern wird vorhergesagt, dass die Kern-Mantel-Grenzfläche über ausreichend thermische Energie verfügt, um lokalisierte Soletaschen zu erhalten. Wenn der Kern dagegen klein ist, wird erwartet, dass der Mantel seinen flüssigen Zustand unterhalb einer Tiefe von 110 km (68 Meilen) behält. Unter der letztgenannten Bedingung würde ein Gefrieren dieses Flüssigkeitsreservoirs um lediglich 2 % eine ausreichende Kompression induzieren, um etwas Flüssigkeit an die Oberfläche zu befördern und dadurch kryovulkanische Aktivität auszulösen.

Ein alternatives Zweischichtmodell geht davon aus, dass Ceres eine teilweise Differenzierung durchlief, was zu einer flüchtigen Kruste führte, die über einem dichteren Mantel aus hydratisierten Silikaten liegt. Die potenziellen Dichten sowohl für die Kruste als auch für den Mantel können abgeleitet werden, indem die Eigenschaften von Meteoriten berücksichtigt werden, von denen angenommen wird, dass sie Ceres eingeschlagen haben. Geht man von Zusammensetzungen aus, die denen von Meteoriten der CI-Klasse ähneln (Dichte 2,46 g/cm³), wäre die Kruste etwa 70 km (40 mi) dick und hätte eine Dichte von 1,68 g/cm³. Wenn umgekehrt Meteoriten der CM-Klasse (Dichte 2,9 g/cm§45§) berücksichtigt werden, würde sich die Kruste auf eine Dicke von etwa 190 km (120 Meilen) erstrecken und eine Dichte von 1,9 g/cm§67§ aufweisen. Optimale Modellierungsansätze deuten auf eine Kruste mit einer Dicke von etwa 40 km (25 Meilen) und einer Dichte von etwa 1,25 g/cm§89§ sowie einer Mantel-/Kerndichte von etwa 2,4 g/cm§1011§ hin.

Exosphere

Im Jahr 2017 bestätigte die Mission Dawn endgültig das Vorhandensein einer vorübergehenden Wasserdampfatmosphäre um Ceres. Vorläufige Hinweise auf eine Atmosphäre tauchten Anfang 2014 auf, als das Herschel-Weltraumobservatorium lokalisierte Wasserdampfquellen mittlerer Breite auf Ceres identifizierte, die jeweils einen Durchmesser von nicht mehr als 60 km (40 Meilen) hatten und etwa 10²⁶ Moleküle (3 kg) Wasser pro Sekunde ausstießen. Das W. M. Keck-Observatorium visualisierte zwei potenzielle Quellregionen namens Piazzi (123° E, 21° N) und Region A (231° E, 23° N) als dunkle Bereiche im Nahinfrarotspektrum, wobei Region A zusätzlich ein helles zentrales Merkmal aufwies. Mögliche Mechanismen, die zu dieser Dampffreisetzung beitragen, umfassen die Sublimation von etwa 0,6 km² freiliegendem Oberflächeneis, kryovulkanische Eruptionen, die durch radiogene innere Erwärmung verursacht werden, oder die Druckbeaufschlagung eines unterirdischen Ozeans, die durch die Verdickung einer darüber liegenden Eisschicht verursacht wird. David C. Jewitt stufte Ceres im Jahr 2015 offiziell als aktiven Asteroiden ein. Da Oberflächenwassereis in heliozentrischen Entfernungen unter 5 AE von Natur aus instabil ist, wird erwartet, dass die direkte Sonneneinstrahlung seine Sublimation induziert. Protonenemissionen, die von Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfen (CME) ausgehen, können freiliegende Eisflächen auf der Oberfläche zerstäuben und so eine positive Korrelation zwischen beobachteten Wasserdampfdetektionen und Sonnenaktivitätsniveaus herstellen. Während Wassereis aus den tieferen Schichten von Ceres an die Oberfläche wandern kann, ist seine Verweilzeit kurz. Es wird erwartet, dass die Oberflächensublimationsraten abnehmen, wenn sich Ceres in einer größeren Umlaufbahnentfernung von der Sonne befindet, wohingegen intern verursachte Emissionen voraussichtlich nicht von seiner Umlaufbahnposition beeinflusst werden. Bisherige begrenzte Daten deuteten auf einen Sublimationsprozess hin, der dem bei Kometen beobachteten ähnelt; Die von der Mission Dawn gesammelten Beweise deuten jedoch darauf hin, dass geologische Aktivitäten zumindest teilweise zu diesem Phänomen beitragen könnten.

Untersuchungen mit dem Gammastrahlen- und Neutronendetektor (GRaND) ​​von Dawn deuten darauf hin, dass Ceres Elektronen beschleunigt, die aus dem Sonnenwind stammen. Die vorherrschende Hypothese geht davon aus, dass diese Elektronen durch Wechselwirkungen zwischen dem Sonnenwind und einer dünnen Wasserdampf-Exosphäre beschleunigt werden. Während vorübergehende Magnetfelder auch für solche Bugstöße verantwortlich sein könnten, gilt diese Erklärung aufgrund der vermuteten unzureichenden elektrischen Leitfähigkeit des Ceres-Inneren als weniger wahrscheinlich. Die dünne Exosphäre von Ceres wird durch verschiedene Mechanismen kontinuierlich wieder aufgefüllt: die Freilegung von Wassereisflecken durch Einschläge, die Diffusion von Wassereis durch die poröse Eiskruste und Protonenzerstäubung während Perioden Sonnenaktivität. Die Geschwindigkeit dieser Dampfdiffusion ist direkt proportional zur Korngröße und wird maßgeblich durch einen globalen Staubmantel beeinflusst, der aus etwa 1 Mikrometer großen Aggregatpartikeln besteht. Die Wiederauffüllung der Exosphäre allein durch Sublimation ist minimal, wobei die aktuelle Ausgasungsrate bei nur 0,003 kg/s liegt. Zur Simulation der vorhandenen Exosphäre wurden verschiedene Modelle entwickelt, darunter ballistische Flugbahnen, Direct Simulation Monte Carlo (DSMC) und numerische Modelle für Polkappen. Die Ergebnisse des ballistischen Flugbahnmodells deuteten auf eine Halbwertszeit der Wasser-Exosphäre von 7 Stunden hin, während das DSMC-Modell eine Ausgasungsrate von 6 kg/s nahelegte, was eine optisch dünne Atmosphäre für mehrere zehn Tage aufrechterhielt. Das Polkappenmodell demonstrierte die Bildung saisonaler Polkappen durch exosphärische Wasserzufuhr. Die Bewegung von Wassermolekülen innerhalb der Exosphäre wird hauptsächlich durch ballistische Sprünge in Verbindung mit Oberflächenwechselwirkungen gesteuert, obwohl direkte Wechselwirkungen mit planetaren Regolithen weniger verstanden sind.

Ursprung und Evolution

Ceres ist ein ursprünglicher Protoplanet, der vor 4,56 Milliarden Jahren entstand und neben Pallas und Vesta einer von nur drei solchen Körpern ist, die im inneren Sonnensystem existieren. Andere Protoplaneten verschmolzen entweder zu terrestrischen Planeten, wurden durch Kollisionen fragmentiert oder von Jupiter herausgeschleudert. Trotz seines aktuellen Standorts stimmen die Zusammensetzungsmerkmale von Ceres nicht mit einem Ursprung im Asteroidengürtel überein. Stattdessen gibt es Hinweise darauf, dass er sich zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Saturn bildete und anschließend in den Asteroidengürtel abgelenkt wurde, als Jupiter nach außen wanderte. Der Nachweis von Ammoniumsalzen im Occator-Krater unterstützt angesichts des größeren Ammoniakvorkommens in dieser Region einen weiteren Ursprung im äußeren Sonnensystem.

Die frühe geologische Entwicklung von Ceres hing von den Wärmequellen ab, die während und unmittelbar nach seiner Entstehung zur Verfügung standen. Zu diesen Quellen gehörte Aufprallenergie aus der planetesimalen Akkretion und dem Zerfall von Radionukliden, möglicherweise auch kurzlebige erloschene Radionuklide wie Aluminium-26. Diese thermische Energie könnte ausgereicht haben, um Ceres kurz nach seiner Entstehung in einen felsigen Planetenkern und einen eisigen Mantel oder sogar einen Ozean mit flüssigem Wasser zu differenzieren. Dieser hypothetische Ozean hätte beim Gefrieren vermutlich eine Eisschicht unter der Oberfläche hinterlassen. Das von Dawn beobachtete Fehlen von Beweisen für eine solche Schicht deutet jedoch darauf hin, dass die ursprüngliche Kruste von Ceres durch nachfolgende Einschläge zumindest teilweise zerstört wurde, was zu einer gründlichen Vermischung von Eis mit Salzen, silikatreichem Material vom alten Meeresboden und darunter liegenden Substanzen führte.

Ceres weist eine überraschend geringe Dichte großer Krater auf, was darauf hindeutet, dass viskose Entspannung und Kryovulkanismus ältere geologische Merkmale ausgelöscht haben. Darüber hinaus erfordert das Vorhandensein von Tonen und Karbonaten, dass chemische Reaktionen bei Temperaturen über 50 °C ablaufen, ein Zustand, der mit hydrothermaler Aktivität vereinbar ist.

Im Laufe der geologischen Zeiträume hat Ceres einen erheblichen Rückgang seiner geologischen Aktivität erlebt, was zu einer Oberfläche geführt hat, die überwiegend von Einschlagskratern geprägt ist. Dennoch deuten die von Dawn erfassten Daten darauf hin, dass interne Prozesse die Oberfläche von Ceres weiterhin erheblich geformt haben, ein Befund, der früheren Vorhersagen widerspricht, die darauf hindeuteten, dass die geringe Größe von Ceres zu einem frühen Ende der internen geologischen Aktivität geführt hätte.

Bewohnbarkeit

Während Ceres im Vergleich zu Mars, Europa, Enceladus oder Titan weniger Aufmerksamkeit als potenzieller Wirt für mikrobielles außerirdisches Leben erhält, verfügt es über das größte Wasserreservoir unter den Körpern des inneren Sonnensystems, mit Ausnahme der Erde. Darüber hinaus enthält sein Untergrund wahrscheinlich Soletaschen, die Leben beherbergen könnten. Im Gegensatz zu Europa oder Enceladus unterliegt Ceres keiner Gezeitenerwärmung; Seine Nähe zur Sonne und das Vorhandensein ausreichend langlebiger radioaktiver Isotope ermöglichen jedoch die Erhaltung von flüssigem Wasser unter der Oberfläche über längere Zeiträume. Die Fernidentifizierung organischer Verbindungen und die Beobachtung von Wasser, das mit 20 Masse-% Kohlenstoff in der Nähe seiner Oberfläche vermischt ist, lassen auf Bedingungen schließen, die der organischen Chemie förderlich sind. Was die biochemischen Elemente betrifft, weist Ceres eine Fülle von Kohlenstoff, Wasserstoff, Sauerstoff und Stickstoff auf. Phosphor bleibt jedoch unentdeckt, und Schwefel wurde von Dawn nicht bestätigt, obwohl dies durch Hubble-UV-Beobachtungen angezeigt wurde.

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Beobachtung

Während der Opposition in der Nähe seines Perihels kann Ceres eine scheinbare Helligkeit von +6,7 erreichen. Während es für das durchschnittliche bloße Auge im Allgemeinen zu schwach ist, kann es unter optimalen Sehbedingungen für Personen mit scharfem Sehvermögen wahrnehmbar sein. Vesta ist der einzige andere Asteroid, der dauerhaft eine vergleichbare Helligkeit erreichen kann; Pallas und 7 Iris erreichen solche Größenordnungen nur, wenn sie sich gleichzeitig in Opposition und nahe dem Perihel befinden. Während der Konjunktion weist Ceres eine Helligkeit von etwa +9,3 auf, was den dunkelsten Objekten entspricht, die mit einem 10×50-Fernglas erkennbar sind. Folglich ist er mit solchen Instrumenten an einem natürlich dunklen und klaren Nachthimmel während der Neumondphase beobachtbar.

Am 13. November 1984 wurde in Mexiko, Florida und der Karibik eine Bedeckung des Sterns BD+8°471 durch Ceres beobachtet, was genauere Messungen seiner Größe, Form und Albedo ermöglichte. Anschließend nahm das Hubble-Weltraumteleskop am 25. Juni 1995 ultraviolette Bilder von Ceres auf und erreichte eine Auflösung von 50 km (30 Meilen). Bis 2002 erfasste das W. M. Keck-Observatorium mithilfe adaptiver Optik Infrarotbilder mit einer Auflösung von 30 km (20 Meilen).

Vor der Mission Dawn war eine eindeutige Identifizierung der Oberflächenmerkmale von Ceres nur begrenzt möglich. Hochauflösende ultraviolette Bilder von Hubble aus dem Jahr 1995 enthüllten einen dunklen Fleck auf seiner Oberfläche, der nach dem Entdecker von Ceres informell „Piazzi“ genannt wurde und ursprünglich als Krater angenommen wurde. Von Hubble in den Jahren 2003 und 2004 aufgenommene Aufnahmen einer vollständigen Rotation mit sichtbarem Licht zeigten elf erkennbare Oberflächenmerkmale, deren Eigenschaften nicht klassifiziert wurden. Eines dieser Merkmale korrelierte mit der zuvor identifizierten Piazzi-Region. Nahinfrarotbilder, die 2012 mit adaptiver Optik am Keck-Observatorium über eine vollständige Rotation hinweg aufgenommen wurden, zeigten helle und dunkle Strukturen, die sich synchron mit Ceres drehten. Es wurde angenommen, dass es sich bei zwei kreisförmigen dunklen Strukturen unter diesen um Krater handelte; Eines wies eine helle zentrale Region auf, während das andere als Piazzi-Merkmal identifiziert wurde. Letztendlich stellte die Dawn-Mission fest, dass es sich bei Piazzi um ein dunkles Gebiet innerhalb von Vendimia Planitia in der Nähe des Dantu-Kraters handelte und dass sich die andere dunkle Struktur innerhalb von Hanami Planitia neben dem Occator-Krater befand.

Die Dawn-Mission

In den frühen 1990er Jahren gründete die NASA das Discovery-Programm, das als eine Reihe kostengünstiger wissenschaftlicher Missionen konzipiert war. 1996 brachte das Studienteam des Programms einen Vorschlag für eine vorrangige Mission zur Erforschung des Asteroidengürtels mit einem ionenbetriebenen Raumschiff vor. Obwohl die Finanzierungsschwierigkeiten fast ein Jahrzehnt lang anhielten, schloss die Raumsonde Dawn ihre kritische Entwurfsprüfung bis 2004 erfolgreich ab.

Die Dawn-Mission, bekannt als die erste Raumsonde zu Am 3. Mai 2011 nahm Dawn ihr erstes Zielbild aus einer Entfernung von 1.200.000 km (750.000 Meilen) von Vesta auf. Nach einer dreizehnmonatigen Umlaufperiode um Vesta nutzte Dawn sein Ionentriebwerk, um in Richtung Ceres zu fliegen, und erreichte am 6. März 2015 in einem Abstand von 61.000 km (38.000 Meilen) den Gravitationseinfang. Dieses Ereignis ging dem Vorbeiflug von New Horizons an Pluto vier Monate voraus.

Die wissenschaftliche Nutzlast der Raumsonde umfasste eine Rahmenkamera, ein visuelles und Infrarotspektrometer sowie einen Gammastrahlen- und Neutronendetektor. Diese Instrumente wurden zur Analyse der Morphologie und Elementzusammensetzung von Ceres eingesetzt. Als sich Dawn am 13. Januar 2015 Ceres näherte, nahm es seine ersten Bilder mit einer mit Hubble vergleichbaren Auflösung auf, die Einschlagskrater und ein kleines Merkmal mit hoher Albedo auf der Oberfläche enthüllten. Nachfolgende Bildgebungssitzungen, bei denen die Auflösung schrittweise verbessert wurde, wurden von Februar bis April durchgeführt.

Das Missionsprofil für Dawns beinhaltete die systematische Untersuchung von Ceres aus einer Folge von kreisförmigen Polarumlaufbahnen in immer geringerer Höhe. Am 23. April 2015 startete die Raumsonde ihre erste Beobachtungsumlaufbahn („RC3“) um Ceres in einer Höhe von 13.500 km (8.400 Meilen) und behielt diese für eine einzige Umlaufbahn über 15 Tage bei. Anschließend reduzierte das Raumschiff seine Umlaufbahn für eine dreiwöchige „Vermessungsphase“ auf 4.400 km (2.700 Meilen), gefolgt von einem weiteren Sinkflug auf 1.470 km (910 Meilen) für die zweimonatige „HAMO“ (High Height Mapping Orbit). Seine endgültige operative Umlaufbahn, die „LAMO“ (Low Height Mapping Orbit), wurde für eine Mindestdauer von drei Monaten auf 375 km (233 Meilen) festgelegt. Im Oktober 2015 veröffentlichte die NASA eine naturgetreue Darstellung von Ceres, erstellt von Dawn. Die Mission der Dawnerhielt 2017 eine Verlängerung, die eine Reihe engerer Umlaufbahnen um Ceres ermöglichte, bis ihr Hydrazin-Treibstoff, der für die Aufrechterhaltung der Umlaufbahn unerlässlich ist, aufgebraucht war.

Frühe Beobachtungen von Dawn ergaben überzeugende Beweise für kryovulkanische Aktivität. Ein am 19. Februar 2015 aufgenommenes Bild zeigte zwei deutliche helle Flecken innerhalb eines Kraters, die durch eine hohe Albedo gekennzeichnet sind (diese unterschieden sich von zuvor beobachteten hellen Flecken in Hubble-Bildern), was zu Hypothesen über einen möglichen kryovulkanischen Ursprung oder Ausgasungsphänomene führte. Am 2. September 2016 veröffentlichten Wissenschaftler des Dawn-Teams in einem Science-Artikel ein Argument, in dem sie postulierten, dass Ahuna Mons den bisher stichhaltigsten Beweis für kryovulkanische Merkmale auf Ceres darstelle. Ein am 11. Mai 2015 von der NASA veröffentlichtes Bild mit höherer Auflösung zeigte anschließend, dass diese Flecken mehrere kleinere Merkmale umfassten. Am 9. Dezember 2015 berichteten NASA-Wissenschaftler, dass die hellen Flecken auf Ceres möglicherweise mit einer bestimmten Salzart zusammenhängen, insbesondere mit einer Sole, die Magnesiumsulfat-Hexahydrat (MgSO§67§·6H§89§O) enthält; Es wurde auch festgestellt, dass diese Flecken mit ammoniakreichen Tonen korrelieren. Im Juni 2016 wurde festgestellt, dass die von diesen leuchtenden Regionen erhaltenen Nahinfrarotspektren mit einem erheblichen Vorhandensein von Natriumcarbonat (Na
§1617§CO
§2526§), was darauf hindeutet, dass jüngste geologische Prozesse wahrscheinlich zu ihrer Entstehung beigetragen haben.

Von Juni bis Oktober 2018 behielt Dawn eine Umlaufbahn um Ceres bei, die von einem Perigäum von 35 km (22 Meilen) reichte. bis zu einem Höhepunkt von 4.000 km (2.500 Meilen). Die Dawn-Mission endete am 1. November 2018, nachdem der Treibstoff der Raumsonde erschöpft war.

Zukünftige Missionen

Im Jahr 2020 schlug ein Team der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) das Konzept der Calathus-Mission vor, ein Folgeprojekt, das auf den Occator-Krater abzielt, um Proben der hellen Karbonatfakula und dunklen organischen Materialien für die Rückkehr zur Erde zu entnehmen. Gleichzeitig entwickelt die chinesische Raumfahrtbehörde eine Probenrückführungsmission nach Ceres, deren Durchführung in den 2020er Jahren geplant ist.

Ein Kompendium außergewöhnlicher Asteroiden

• Liste außergewöhnlicher Asteroiden
• Eine Kategorisierung von Objekten des Sonnensystems nach Größe
• Ein Register ehemaliger Planetenkörper

Notizen

Referenzen

• Ceres Trek – Ein integrierter Kartenbrowser mit Datensätzen und Karten für 1 Ceres
• Ziel Ceres: Frühstück im Morgengrauen – NASA
• Simulation der Umlaufbahn von Ceres
• Wie Gauß die Umlaufbahn von Ceres bestimmte, archiviert am 14. April 2008 auf der Wayback Machine von keplersdiscovery.com
• Video (3:34): Ceres „Bright Spots“ – Rätsel gelöst (10. August 2020) auf YouTube
• Ceres (Zwergplanet) bei AstDyS-2, Asteroids – Dynamic Site
  • Ephemeriden · Beobachtungsvorhersage · Orbitalinformationen · Richtige Elemente · Beobachtungsinformationen
• Ceres in der JPL Small-Body Database