![\"Pluto\"](\"\/img\/pluto.gif\")
Ich gehe heute mal auf die Frage von "der K." ein, wie man vor dem Vorbeiflug von Rosetta Informationen über Steins bekommen konnte, obwohl der Asteroid selbst in großen Teleskopen nur ein Punkt ist.<\/p>\n Ich gehe heute mal auf die Frage von "der K." ein, wie man vor dem Vorbeiflug von Rosetta Informationen über Steins bekommen konnte, obwohl der Asteroid selbst in großen Teleskopen nur ein Punkt ist.<\/p>\n
Also als erstes: Natürlich ist Steins selbst in großen Teleskopen nur ein Punkt. Das größte Teleskop ist heute das LBT, das die Auflösung eines 23 m Spiegels erreicht. Der Asteroid Steins hat eine minimale Distanz von der Erde von etwa 1 AE, also rund 150 Millionen km. Bei dieser Distanz würde selbst ein 23 m Teleskop maximal 4 km auflösen können. In dieser Größenordnung liegt auch Steins geschätzter Durchmesser. Mehr als ein Punkt wird der Asteroid also niemals auf einem CCD Array sein.<\/p>\n
Die Größenbestimmung erfolgt zum einen durch Aufnahmen. Auch wenn man keinerlei Details auf dem Asteroiden auflösen kann, so kann man doch anhand der Aufhellung von Pixeln die Größe einschätzen. Das ist natürlich stark fehlerbehaftet (20-50 % Fehler sind hier normal). Bevor man Steins z.B. für Rosetta beobachtete um mehr im Vorfeld über den Asteroiden herauszufinden, schätzte man dessen Durchmesser noch etwas höher ein bei etwa 8 km.<\/p>\n
Die zweite Methode misst die Helligkeit. Benutzt man die Albedo von Steins, und vergleicht die Helligkeit sie mit anderen bekannten Asteroiden des gleichen Typs, dann kann man die Größe genauer abschätzen. <\/p>\n
Informationen über die Oberfläche und Form bekommt man durch eine Lichtkurve des Asteroiden. Diese Messung wurde von OSIRIS durchgeführt und auch von Weltraumteleskopen. Bei einem irregulären Körper wie Steins kann man so auch die Form gut bestimmen. Da die Helligkeitsschwankungen mit der Form korrespondieren. Das klappt natürlich nur, wenn der Körper nicht durch dunkle und helle Gebiete starke Helligkeitsschwankungen aufweist wie es z.B. der Iapetus tut.<\/p>\n
Mit einer Variation dieser Methode konnte Hubble diese Karte von Pluto erstellen: Der Plutomond Charon passiert relativ selten die Linie Erde-Pluto-Charon und zieht dann vor Pluto vorbei. Misst man die Helligkeitsveränderung durch Charon, so kann man berechnen, wie dunkel die Oberfläche sein muss, die von Charon abgeschattet ist.<\/p>\n
Die Aufnahme rechts zeigt z.B. eine Pluto Aufnahme mit dem HST und eine Berechnung der Oberfläche aufgrund der Vorübergänge von Charon. Die Karte hat eine Auflösung von etwa 200 km. Hubble selbst hat ein Auflösungsvermögen von etwa 1100 km beim Zeitpunkt der Aufnahme. Diese Karte ist also um den Faktor 6 besser als eine direkte Aufnahme.<\/p>\n
Bei Steins konnte man so die Form und die Rotationsperiode bestimmen. Es gibt bei allen Körpern, auch die keinen Mond haben, auch Vorübergänge an anderen Himmelskörpern, Bedeckungen z.B. Durch den Mond oder Sterne. Diese sind äußerst selten. Doch wenn, dann werden solche Gelegenheiten genutzt um den Durchmesser genauer zu bestimmen. Der Pluto Durchmesser wurde durch solche Methoden z.B. auf 100 km genau bestimmt – dabei schrumpfte die geschätzte Größe von 6800 auf 2400 km von 1930 bis 1978.<\/p>\n
Wie bekommt man die Information über die Klasse des Asteroiden? Nun durch Spektroskopie. Das Spektrum eines Körpers verrät die chemischen Elemente, die dort vorhanden sind. Das Problem ist hier nur, dass der Körper leuchtkräftig genug ist um ein Spektrum zu gewinnen.<\/p>\n
![\"Steins\"](\"\/img\/stein2.jpeg\")
Analog kann man über diese Methode auch die Temperatur der Oberfläche bestimmen. Bei einem Himmelskörper ohne Atmosphäre hängt diese nur vom der Sonnenentfernung und Albedo ab. Damit hat man die Albedo (Anteil des rückgestreuten Lichts) und kann wiederum damit die Größe bestimmen. Über Änderungen dieser bekommt man weitere Daten von der Oberfläche wie dunkle oder Helle Gebiete.<\/p>\n
Begrenzt wird dies eigentlich nur von der Empfindlichkeit der Sensoren und des Sammelvermögens des Teleskops. Wenn die Anzahl der Photonen dem Eigenrauschen der Detektoren entspricht, ist nichts mehr zu machen. Aber das ist bei Steins kein Problem. Heute kann man so große Objekte wie Steins noch in Neptunentfernung also der 30 fachen Distanz detektieren.<\/p>\n
Das Bild links zeigt eine Vorhersage der Form Steins aufgrund von Beobachtungen mit dem HST, Spitzer und erdgebundenen Teleskopen und der beobachteten Form. Vor dem Vorbeiflug wurde der Durchmesser auf 4.6 km geschätzt. Nach OSIRIS Beobachtungen liegt er bei 5.0 km im Mittel, wobei die Form elliptisch ist mit Extremwerten von 4.0 und 5.9 km. Mit einer Albedo von 0.35 ist Steins recht hell für ein Objekt aus Stein. Der Mars ist z.B. mit einer Albedo von 0.16 wesentlich dunkler. Ebenso der Erdmond mit 0.12.<\/p>\n
Mal sehen was die noch zu übertragenden NAC Aufnahmen noch zeigen werden….<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
Ich gehe heute mal auf die Frage von "der K." ein, wie man vor dem Vorbeiflug von Rosetta Informationen über Steins bekommen konnte, obwohl der Asteroid selbst in großen Teleskopen nur ein Punkt ist. Also als erstes: Natürlich ist Steins selbst in großen Teleskopen nur ein Punkt. 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