1,721,012 research outputs found
Einschlagskrater und einschlagsinduzierte Massenbewegungen
Get PDFThis work covers the dominant resurfacing processes on asteroid Vesta. The
main focus is the analysis of exogenous processes on slopes, such as meteorite
impacts and mass movements. The basic input for the analysis are high-
resolution images and topographic maps obtained from scientific data of the
DAWN spacecraft. The gained information are combined and analyzed with
findings from other dry and airless bodies like the Moon and Lutetia. A
detailed geologic-morphologic mapping of two quadrangles shows that Vesta´s
surface is affected by impact craters and different types of mass movement
features. Intra-crater mass wasting, rotational slumping blocks, landslides
and gullies are the different forms of mass movements which can be found on
Vesta. The gullies are likely formed by the flow of dry granular material.
Over-steepened crater rims, formed by the impact itself, cause slope
instabilities and promote gravity-forced material to move down the crater
wall. However, the low gravity on Vesta is not strong enough to set loose
material in motion. Impact-induced seismic shaking is therefore the most
likely trigger for mass movements on Vesta. In addition, the topographic
conditions on Vesta cause many craters to be formed on slopes. These impact
craters have an asymmetric shape with a sharp rim on the uphill side and a
smooth rim on the downhill side. Beside the geologic and geomorphologic
mapping, numerical simulations and age determinations have been performed to
understand the formation processes of the asymmetric craters on slopes. The
results show that the shape of these craters is correlated to the topographic
conditions. In most cases, the slope prevents the deposition of ejected
material above the uphill rim. The ejected material is therefore mainly
deposited on the downhill rim. In combination with the mass wasting material
of the initial slope, a smooth downhill rim is the result of this formation
process. In summary, the shape of asymmetric craters depends significantly on
the topographic conditions, the impact-related material and the deposition of
this material. Immediate slumping and intra-crater mass wasting after the
impact lead to their final shape. Thus, asymmetric craters are the result of a
specific form of mass wasting. This thesis shows that mass wasting is the key
process for the formation of the morphology on Vesta.Die vorliegende Arbeit behandelt die wesentlichen Prozesse, die die Oberfläche
des Asteroiden Vesta erneuert haben. Dabei stehen vor allem exogene Prozesse
im Vordergrund, die an Hängen stattgefunden haben und hauptsächlich
Meteoriteneinschläge und Massenbewegungen umfassen. Als Grundlage der Analysen
in dieser Arbeit dienen die hochauflösenden Bilddaten der Raumsonde Dawn sowie
topographische Daten. Die daraus gewonnen Informationen werden mit
Erkenntnissen von anderen wasser- und atmosphärenlosen planetaren Körpern, wie
dem Mond oder Lutetia, in Zusammenhang gebracht und analysiert. Anhand einer
detaillierten geologisch-morphologischen Kartierung zweier Quadrangel wird
gezeigt, dass die Oberfläche von Vesta von Einschlagskratern und verschiedenen
Formen von Massenbewegungen geprägt ist. Massenbewegungen kommen in Form von
Intra-Krater-Massenbewegungen, Rotations-Block-Rutschungen, Erdrutschungen
sowie Erosionsrinnen vor. Letztere sind wahrscheinlich durch das Fließen von
trockenem körnigem Material entstanden. Die übersteilten Hänge auf Vesta, die
durch Meteoriteneinschläge entstanden sind, bewirken Hanginstabilitäten und
begünstigen somit das Abrutschen von Material unter Einfluss der Gravitation.
Die geringe Gravitation auf Vesta reicht allerdings nicht allein aus, um
Lockermaterial in Bewegung zu setzen. Einschlagsinduzierte seismische Beben
sind daher der wahrscheinlichste Auslöser für die Massenbewegungen auf Vesta.
Die topographischen Gegebenheiten auf Vesta bewirken außerdem, dass viele
Einschläge an Hängen stattfinden. Diese Einschläge bilden asymmetrische
Kraterformen mit einem scharfkantigen Kraterrand auf der bergaufwärts
gerichteten Seite und einem abgerundeten Kraterrand auf der bergabwärts
gelegenen Seite aus. Um die Bildungsprozesse der asymmetrischen Krater an
Hängen besser zu verstehen, werden neben geologischen und geomorphologischen
Untersuchungen auch numerische Modellierungen und Altersbestimmungen
durchgeführt. Die Untersuchungen zeigen, dass die Form dieser Krater von den
topographischen Gegebenheiten abhängt. Der Hang verhindert in den meisten
Fällen die Ablagerung des Auswurfmaterials über den bergseitigen Kraterrand
und dieses lagert sich daher auf dem talseitigen Kraterrand ab. Zusammen mit
dem Material, das beim Einschlag abgerutscht ist, bildet sich somit ein
abgerundeter Kraterrand auf der bergabwärts gelegenen Seite. Zusammenfassend
lässt sich sagen, dass die Form der asymmetrischen Krater von den
topographischen Gegebenheiten, dem Einschlagsmaterial und dessen Ablagerung
sowie die unmittelbar nach dem Einschlag erfolgten Rutschungen und
Massenbewegungen beeinflusst ist. Daher kann man sagen, dass es sich hierbei
auch um eine Form von Massenbewegungen handelt. Im Rahmen dieser Arbeit wird
gezeigt, dass der Hauptprozess für die Ausbildung der Morphologie auf Vesta
Massenbewegungen sind
Runoff, runoff balancing, and derivation of climatic conditions based on regional studies at the impact craters Newton and Bakhuysen
No full textDiese Arbeit beschäftigt sich mit der hydromorphologischen Untersuchung von
Trockenbetten der Kraterinnenränder von Newton und Bakhuysen. Dabei liegt der
Fokus auf dem nordöstlichen Kraterinnenrand Newtons. Durch die Auswertung
verwendeter Bilddaten von HRSC (High Resolution Stereo Camera), CTX (Context
Camera), HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) und MOC (Mars
Orbiter Camera), digitaler Höhenmodelle von MOLA (Mars Orbiter Laser
Altimeter) und HRSC, berechneter Durchflussraten, Abflussspenden und
potentiellen Abschmelzraten sowie verwendeter fluvialstatistischer Methoden
wird auf die Morphologie und Struktur der fluvialen Systeme qualitativ und
quantitativ Bezug genommen. Die untersuchten Trockenbettsysteme am
Nordostinnenrand Newtons erreichen eine hohe Komplexität ihres
Integrationsgrades der Zuflüsse bei Strahler-Ordnungen bis 5 und Taldichten
zwischen 0,05 km^-1 und 0,32 km^-1 bei Ausbildung dendritischer Abflussmuster
an der Zeitgrenze Noachium/Hesperium bis maximal spätes Hesperium. Ihre
Bifurkationsverhältnisse liegen im Allgemeinen zwischen 2 und 5, während ihre
Tallängenverhältnisse zwischen 1 und 4 schwanken. Da terrestrische
Flusssysteme Werte in derselben Größenordnung zeigen, kann auf ähnliche
erosive Abläufe auch auf dem Mars geschlossen werden. Bei der Untersuchung
ihrer Profillinien ließ sich allerdings ein nur unausgeglichener Verlauf
feststellen. Dem Abfluss war es nicht möglich einen Ausgleich zwischen
Erosion, Transport und Akkumulation zu erreichen, was auf sporadische
Entwässerung deutet. Die Hochwasserspitzen in Newton liegen an den Mündungen
der Vorfluter zwischen 145 m³/s bis 1.200 m³ /s bei Einzugsgebieten bis über
4.000 km²; die mittleren Durchflussraten betragen etwa 10 m³/s bis 230 m³/s.
Das entspricht Abflussspenden pro Tag, die im einstelligen Zentimeterbereich
für jene und im einstelligen Millimeterbereich für diese sich befinden. Eine
Ausprägung eindeutiger Mäander wurde unterdrückt. Vielmehr wechseln sich
Abschnitte mit Konzentrationsabfluss in ausgebildeten Talstrecken und
Flussverwilderung in intramontanen Ebenen ab. Schüttungskörper in Newton
konnten aufgrund unzureichender Auflösung des verwendeten Datenmaterials nicht
zweifelsfrei bestimmt werden. Im Vergleich mit Newton erreichen die
Trockenbetten des Kraters Bakhuysen höchstens Strahler-Ordnungen von 4. Die
Taldichten für die größten Trockenbettsysteme schwanken in Bakhuysen zwischen
0,46 km^-1 und 0,6 km^-1 und liegen damit etwa doppelt so hoch wie diejenigen
des Newton-Kraters. Ihre Bifurkationsverhältnisse bewegen sich zwischen 2 und
4 für mittelgroße Systeme (Strahler 3) und bis 5 für die größten Systeme
(Strahler 4); die Tallängenverhältnisse schwanken dagegen in der Regel
zwischen 1 und 2 und befinden sich somit im unteren Feld der Messungen im
Newton-Krater. Auch hier lassen sich Rückschlüsse auf ähnliche Erosionsabläufe
in einer Aktivitätsphase bis in frühamazonische Zeit schließen, worauf
Altersbestimmungen der Schüttungskörper schließen lassen; auch die
Längsprofile der Täler sind ähnlich unausgeglichen wie die Newtons. Aufgrund
der um eine Dimension kleineren Einzugsgebiete Bakhuysens (< 400 km²) werden
geringere maximale und mittlere Durchflussraten erreicht. Diese liegen für die
größten Einzugsgebiete zwischen 200 m³/s und 290 m³/s für die Maximalwerte und
20 m³/s bis 30 m³/s für die Durchschnittswerte. Ihre Abflussspenden liegen
jedoch in derselben Größenordnung wie bei Newton. Flussverwilderungsabschnitte
fehlen fast ganz und zu Materialzwischenlagerungen kam es kaum. Daher wurde
das Material bis in den Krater hineintransportiert, worauf erhaltene
Schüttungskörper im Nordosten hindeuten. Die Entstehung der Trockenbetten wird
mit einem regionalen thermodynamischen Zirkulationsmodell erklärt, dass durch
die Orographie bedingt wurde. Schneefälle in den Hochlagen und der Verbleib
als Schnee- und Eisrücklage über lange Zeiträume bedingen in wärmeren Epochen
(Interglazialen) ein Abschmelzen derselben aus Nivationsnischen und
Hochebenen. Die Bestimmung potentieller Abschmelzraten ergaben maximale
Abflussspenden im unteren einstelligen Zentimeterbereich pro Tag und besitzen
damit die gleiche Dimension der ermittelten Werte, die sich aus den
Durchflussraten und ihren Einzugsgebieten an den Vorflutermündungen bestimmen
ließen. Durch Eisrindeneffekt und „thermische Erosion“ war es abfließendem
Wasser möglich eine zügige Eintiefung der Flüsse in den Untergrund zu
bewerkstelligen. Die Beobachtungen, Messungen und Berechnungen zeigen, dass
die Trockenbetten und Talsysteme des Mars sich in relativ kurzen Zeitperioden
unter kaltklimatischen Bedingungen entwickeln konnten.This work deals with hydro-morphological investigations of channel and valley
networks of the inner rims of Newton and Bakhuysen Crater on Mars, while
focusing on the northeastern inner rim of Newton Basin. Image data (HRSC, CTX,
MOLA, HiRISE, MOC), digital elevation models (MOLA, HRSC), calculation of
discharge, runoff and potential thawing rates, and fluvial-statistic methods
with qualitative and quantitative reference to the morphology of the fluvial
systems were used for the analyses. The investigated channels and valleys at
the northeastern inner rim of Newton Crater are characterized by a high degree
of complexity and integration of the tributaries. These dendritic systems
reach stream orders of up to 5 and channel/valley densities between 0.05 km^-1
and 0.32 km^-1 at the Noachian-Hesperian-Boundary up to the Late Hesperian.
Their bifurcation ratios vary between 2 to 5 and their stream length ratios
yield 1 to 4. As terrestrial river systems show values in the same order,
erosive processes on Early Mars can assumed to be quite similar. The
unbalanced longitudinal profiles indicate that the channels did not evolve to
the maturity level. The lack of balance of erosion, transport, and
sedimentation, indicates sporadic drainage. The flood peaks in Newton range
between 145 m³/s and 1,200 m³/s at the mouths. The mean discharge rates are
about 10 m³/s to 230 m³/s. This corresponds to runoff rates of some
centimeters per day (peak discharge rates) and some millimeters per day (mean
discharge rates). River meandering was mainly suppressed. Rather, fluvial
sections alternate with single stream channels within well preserved valleys
and segments of anastomosing fluvial structures within inner mountain plains.
A potential alluvial fan or delta could not be determined unambiguously due to
insufficient resolution of the data. In contrast to Newton Crater, stream
orders up to 4 have been determined at the inner rim of Bakhuysen Crater. The
channel/valley densities vary between 0.46 km^-1 and 0.6 km^-1. Hence, they
are roughly twice as high as those of Newton Crater. The bifurcation ratios
vary between 2 and 4 in medium-sized networks (stream order 3) and up to 5 for
the largest systems (stream order 4). Their stream length ratios usually range
between 1 and 2 and, thus, correspond to the lower field of the Newton Crater
measurements. Conclusions can be drawn that erosion processes occurred in a
similar way at other locations on Mars and at other times up to Early
Amazonian. This is proved by age determinations of fluvial deposits.
Longitudinal profiles of the Bakhuysen channels are likewise unbalanced as the
Newton ones. Due to the smaller catchments of Bakhuysen Crater (< 400 km²),
peak and mean discharge rates reach lower values. Largest catchment areas show
peak discharge values of 200 m³/s to 290 m³/s and mean discharge rates of 20
m³/s to 30 m³/s. These runoff rates range in the same dimension as those of
Newton Crater. In general, there is hardly evidence for sedimentation of
material in inner mountain plains. Thus, the material was transported into the
crater which is documented by deposits in the northeast of Bakhuysen. The
formation of the channels and valleys is explained by a local thermodynamic
circulation model generated by the orography. Snowfall in high altitudes and
accumulation of snow and ice in nivation hollows or at elevated areas over
long periods cause thawing and melt water runoff during warmer periods
(interglacial). The determination of potential thawing rates yields maximum
runoff rates of some centimeters per day. They have the same dimension as
those runoff values, which were calculated from the discharge rates, deduced
from catchment area size. A rapid incision of the channel and valley networks
was enabled by the effect of the “eisrinde” and “thermal erosion”. The
observations and calculations show that channel and valley networks on Mars
can evolve intensively in relative short time periods under cold climate
conditions
Physikalische Charakterisierung anhand von Beobachtungen im thermischen Infraroten
No full textIn this work I have investigated the physical properties of near–Earth objects
(NEOs) and trans–Neptunian objects (TNOs), two small–body populations at the
focus of current Solar System research. TNOs are pristine icy objects that
reside beyond the orbit of Neptune. NEOs are physically evolved objects with
orbits that, at times, bring them close to the Earth. Both populationsformed
from the same disk of planetesimals, the building blocks of the planets,
representing different stages of evolution: TNOs may be the least altered
population of remnant planetesimals, while NEOs are fragments that have formed
through collisions, analogous to pebbles forming from rocks in a stream–bed.
Dynamical models suggest that most NEOs originate from main–belt asteroids,
which orbit between Mars and Jupiter, but some appear to be of cometary
origin. I have investigated whether the predictions concerning the origin of
NEOs are consistent with their observed physical properties. I have focused on
a possible cometary origin for some NEOs: scattered TNOs can enter the NEO
population as short–period comets, where they become indistinguishable from
asteroidal NEOs after cessation of their activity. Physical properties of NEOs
and TNOs have been derived in the framework of the “ExploreNEOs” (Trilling et
al. 2010) and “TNOs are Cool!” (Müller et al. 2010) programs, which obtained
space–based thermal–infrared observations of NEOs and TNOs, respectively,
using the Spitzer Space Telescope and the Herschel Space Observatory. Both
programs study physical ensemble properties and the properties of individual
objects. An important aspect of my work has been the derivation of diameters
and albedos from ExploreNEOs and TNOs are Cool! observations using asteroid
thermal models. I have compared albedos of NEOs derived from ExploreNEOs data
and albedos of their parent populations in the main belt and short–period
comets; albedo distributions of the parent populations have been derived from
literature data on the basis of dynamical model predictions. In general, the
results of the comparison agree with predictions from dynamical models, except
for a lack of low–albedo objects among the NEOs. I have found that (5 ± 3)% of
all NEOs in a size–limited sample have a cometary origin. In the course of the
latter analysis, I have shown that one of the largest NEOs, (3552) Don
Quixote, is in fact an active comet currently in the process of evolving into
an asteroid. The example of Don Quixote suggests that the presence of
volatiles and cometary activity in the NEO population are more common than
expected. As a contribution to the TNOs are Cool! program, I have investigated
the physical properties of a representative sample of Plutinos, a TNO
subpopulation. I have found no significant correlation between the albedos of
TNOs and their taxonomic type classifications, according to Barucci et al.
(2005). I have found that the presence of ices on the surfaces of TNOs does
not necessarily give rise to higher albedos. However, I have observed that
TNOs with diameters larger than 900 km are likely to have surface ices, and
those larger than 1200 km have extraordinarily high albedos. Based on their
size and albedo distributions, I have identified those TNO subpopulations,
from which the short–period comets are most likely the originate. In
conclusion, the physical property comparisons in this work support the
inferences from dynamical models regarding connections between different Solar
System small–body populations.In der vorliegenden Arbeit untersuchte ich die physikalischen Eigenschaften
erdnaher (NEOs) und transneptunischer Objekte (TNOs), Populationen kleiner
Körper im Brennpunkt der aktuellen Sonnensystemforschung. TNOs sind
ursprüngliche, eisige Körper, deren Bahnen außerhalb der des Neptuns liegen.
NEOs sind physikalisch weiter entwickelte Körper mit Bahnen, die sie der Erde
nahe bringen können. Beide Populationen entwickelten sich aus den gleichen
Planetesimalen und stellen unterschiedliche Entwicklungsphasen dieser
Planetenbausteine dar: TNOs könnten die Überreste einer ursprünglichen
Population von Planetesimalen darstellen, während NEOs deren Bruchstücke sind,
die durch Kollisionen in ähnlicher Weise entstanden sind, wie Kiesel aus
größeren Steinen durch Kollisionen und Abrieb. Dynamische Modelle deuten
darauf hin, dass die meisten NEOs von den Hauptgürtelasteroiden, die zwischen
Mars und Jupiter die Sonne umkreisen, abstammen; andere scheinen von Kometen
abzustammen. Ich habe die Vorhersagen dieser Modelle bezüglich des Ursprungs
der NEOs anhand deren physikalischen Eigenschaften untersucht. Dabei habe ich
mich auf einen möglichen kometären Ursprung einiger NEOs konzentriert:
dynamisch instabile TNOs können in die erdnahe Population als aktive
kurzperiodische Kometen eintreten, wo sie nach Beendigung ihrer Aktivität von
den Asteroiden kaum noch zu unterscheiden sind. Die physikalischen
Eigenschaften von NEOs und TNOs wurden im Rahmen der “ExploreNEOs” (Trilling
et al. 2010) und “TNOs are Cool!” (Müller et al. 2010) Programme bestimmt, in
welchen weltraumgestützte Beobachtungen unter Verwendung des Spitzer Space
Telescope und des Herschel Space Observatory durchgeführt wurden. Beide
Programme erforschen die physikalischen Ensemble–Eigenschaften im Allgemeinen
und einzelne Objekte im Besonderen. Ein wichtiger Anteil meiner Arbeit bestand
in der Bestimmung von Durchmessern und Albedos aus den Beobachtungsdaten
mittels thermischer Modelle für Asteroiden. Basierend auf “ExploreNEOs”–Daten
verglich ich die Albedo–Eigenschaften der NEOs mit denen ihrer
Quell–Populationen im Asteroiden–Hauptgürtel und den Kometen. Im Allgemeinen
stimmen die Albedo–Verteilungen mit den Vorhersagen überein, es wurde jedoch
ein Mangel an NEOs mit niedrigen Albedos sichtbar. Ich konnte zeigen, dass (5
± 3)% aller NEOs in einer Durchmesser–begrenzten Population kometären
Ursprungs sind. Im Rahmen dieser Untersuchung stellte sich heraus, dass einer
der gr ößten NEOs, (3552) Don Quixote, in Wirklichkeit ein aktiver Komet ist,
der sich momentan im Entwicklungssprozess hin zu einem Asteroiden befindet.
Das Beispiel Don Quixotes weist darauf hin, dass die Gegenwart flüchtiger
Verbindungen und kometäre Aktivität in der NEO–Population häufiger anzutreffen
sein könnten, als angenommen. In einem Beitrag zum “TNOs are Cool!” Programm
habe ich die physikalischen Eigenschaften einer repräsentativen Auswahl von
Plutinos, einer TNO–Untergruppierung, untersucht. Ein Vergleich der Albedos
von TNOs mit ihrer taxonomischen Klassifizierung nach Barucci et al. (2005)
erbrachte keine signifikante Korrelation. Die Gegenwart von Oberflächeneis auf
TNOs hat nicht zwingend eine hohe Albedo zur Folge. Jedoch habe ich
festgestellt, dass TNOs mit Durchmessern größer als 900 km wahrscheinlich
zumindest teilweise mit Eis bedeckt sind und dass solche TNOs, die größer als
1200 km sind, außerordentlich hohe Albedos besitzen. Basierend auf Größen– und
Albedo–Verteilungen, konnte ich diejenigen TNO–Untergruppierungen
identifizieren, die am wahrscheinlichsten zu den Quellen der kurzperiodischen
Kometen zählen. Abschließend unterstützt der Vergleich der physikalischen
Eigenschaften der verschiedenen Kleinkörperpopulationen die Vorhersagen
dynamischer Modelle zu deren Wechselwirkung
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