Haben NEA (Near Earth Asteroids) abbaubares Wassereis?

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Wasser ist sehr nützlich für Raketentreibstoff und Lebenserhaltung im Weltraum. Aber gibt es in NEAs wirklich Wasser in Fülle und Form, das in diesem Jahrhundert möglicherweise sinnvoll abgebaut werden könnte? Oder müssen wir bis zur Frostgrenze, dem Asteroidengürtel, gehen, um Asteroiden mit verfügbarem Wasser zu finden? (Mondpolares Wassereis ist hier kein Thema, denke ich, sondern Asteroidenwasser mit niedrigem Delta-V).

Unwahrscheinlich.

Das Einsetzen von Zahlen in das Stefan-Boltzmann-Gesetz ergibt eine Temperatur nahe 273 °K (0 °C) für Körper in der Nähe der Erdbahn. Die genaue Antwort für atmosphärenlose Körper hängt von der Albedo ab. Jedes Wasser auf nahegelegenen Asteroiden wird daher kochen, bis es gefriert und dann sublimiert. Deshalb konzentriert sich die Suche nach nahem Eis auf lichtlose, kalte Regionen von Kratern in der Nähe des Südpols des Mondes.

Die Raumsonde Rosetta und der dazugehörige Komet sind noch 200 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt und strömen bereits Wasser aus. IIRC, das bereits im Januar begann, als der Komet 390 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt war, weit hinter dem Mars. Schwarzkörpertemp. draußen wären etwa -100°C.

Sieht so aus, als hätte ich mich geirrt, als die ersten Jets auftauchten: Mehr Jets von Rosettas Komet! 19. September 2014. An diesem Tag war der Komet 500 Millionen km von der Sonne. Das ist äußere Gürtel. Mir sind keine Spektren bekannt, also möglicherweise kein Wasser. Wasser scheint jedoch am wahrscheinlichsten.

Wahrscheinlich müssen wir ausgehen mindestens so weit, um Eis auf kleinen Körpern zu finden.

Nein und Ja.

Ich werde zuerst auf die Antwort "Nein" eingehen. Die Antwort ist nein, wenn Sie wirklich "Wassereis" meinen. Ceres ist nahe an der Grenze, wo Wasser als Wasser existieren kann, im Gegensatz zu in Form von hydratisiertem Gestein. Diese faszinierenden hellen Flecken auf Ceres können durchaus Wassereis sein, das einem Vakuum ausgesetzt wurde (aber es können auch nur Salze sein). Ceres liegt höchstwahrscheinlich innerhalb der Frostgrenze, aber nur leicht. Das ist ein Teil dessen, was Ceres so faszinierend macht. Ceres umkreist bei 2,7+ AE. Es ist kein erdnaher Asteroid. Im Gegensatz zum Mainstream-Denken liegt die aktuelle Frostgrenze vielleicht bei 2,7 AE (im Gegensatz zu 5 AE). Es gibt keine Möglichkeit, dass es bei 1 AE ist.

Die Antwort ist ja, wenn Sie über Eis als Wasserquelle hinausschauen. Einige kohlenstoffhaltige Asteroiden enthalten Wasser in Form von hydratisierten Mineralien. Einige von ihnen enthalten ziemlich viel Wasser, bis zu 22%. Wir werden mehr erfahren, wenn OSIRIS-REx nächstes Jahr auf den Markt kommt und 2023 ein Muster von 101955 Bennu zurückgibt.

Anrufbeantworter

Streng genommen (soweit ich weiß) gilt hydrostatisches Gleichgewicht immer dann, wenn eine Flüssigkeit äußere Körperkräfte mit dem Druckgradienten ausgleicht. Aus Wikipedia:

In der Kontinuumsmechanik befindet sich ein Fluid im hydrostatischen Gleichgewicht oder hydrostatischen Gleichgewicht, wenn es ruht oder wenn die Strömungsgeschwindigkeit an jedem Punkt über die Zeit konstant ist. Dies tritt auf, wenn externe Kräfte wie die Schwerkraft durch eine Druckgradientenkraft ausgeglichen werden.

Ich denke, das Konzept wird am häufigsten in Bereichen verwendet, in denen die Schwerkraft die äußere Kraft ist, aber es könnte im Prinzip alles andere sein. Obwohl ich korrigiert werden muss, denke ich, dass ein Tröpfchen, das lange genug im Raum isoliert ist, sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, obwohl die relevanteste Kraft die Oberflächenspannung und nicht die Schwerkraft ist.

Beobachtung - Kann ein Beobachter auf der Erde nur die Hälfte des Himmels sehen?

Wenn der Himmel klar und der Horizont niedrig und flach ist, sehen Sie zu jedem Zeitpunkt, an jedem Ort der Erde, die Hälfte der Himmelssphäre - in diesem Moment.

Aber während sich die Erde weiter dreht, sehen Sie möglicherweise mehr, je nachdem, wo Sie sich befinden.

Wenn Sie sich am Nord- oder Südpol befinden, sehen Sie genau die Hälfte des Himmels, egal wie lange Sie warten. Das ist alles, was Sie von dort aus sehen werden.

Wenn Sie sich dem Äquator nähern, werden Sie am Ende mehr als die Hälfte sehen, wenn Sie bereit sind zu warten.

Am Äquator sehen Sie so ziemlich den ganzen Himmel, wenn Sie warten, während sich die Erde weiter dreht und Ihnen schließlich den ganzen Himmel offenbart.

Die Weltraum-Cowboys, die die Sterne antreiben, rauschen

Obwohl wir vielleicht …Lichtjahre… davon entfernt sind, es kosteneffektiv zu machen, könnte der Weltraummining-Markt Billionen von Dollar wert sein. 20 Zum Beispiel schätzte die NASA einen einzelnen Asteroiden höher ein als die Weltwirtschaft. 21 Der Asteroid heißt 16 Psyche und besteht überwiegend aus Eisen und Nickel. 22 Die NASA plant, 2026 ihre Oberfläche zu erreichen, um genauer hinzusehen. Dieser rollende Felsen ist jedoch kein NEA, da er zwischen Mars und Jupiter liegt. Denken Sie auch daran, dass sich dieser reiche Asteroid hier auf der Erde in einen billigen Stein verwandeln würde. Das liegt daran, dass eine Überflutung unseres Marktes mit dieser Menge an Materialien ihren Wert verringern würde. Es ist nur so viel wert, weil es immer noch da draußen ist, wo wir nicht darauf zugreifen können.

Und das wirft einen interessanten Punkt auf. Es gibt ein Gleichgewicht zwischen Kosten, Wert und Nutzen. Diese Asteroiden haben zum Teil einen Wert, weil die Materialien, die sie enthalten, hier auf der Erde in begrenztem Umfang vorhanden sind. Aber die Überschwemmung des Marktes mit einem großen Angebot verringert ihren Wert. Es gibt jedoch die Nützlichkeit des Materials selbst. Zurück zum vorherigen Beispiel von Platin. Abgesehen von seiner Verwendung in Schmuck, wenn wir es als Katalysator in einer Brennstoffzelle zur Unterstützung der Energieerzeugung benötigen, wäre die Erschließung zusätzlicher Ressourcen aus dem Weltraumbergbau für den Nutzen erforderlich …, auch wenn dies den monetären Wert senken könnte.

Aber das ist ein strittiger Punkt, wenn wir nicht die technologischen Fortschritte machen, die notwendig sind, um den Weltraumbergbau Realität werden zu lassen, was wir tatsächlich sind.

TransAstra bereitet die Pumpe vor, um Wasser aus der Mondoberfläche zu entfernen. Sie entwickelten eine Lunar Polar Gas-Dynamic Mining Outpost (LGMO)-Architektur. Ihre Rover, die von Sonnenkollektoren angetrieben werden, würden den Permafrostboden, der die Mondkrater bedeckt, mit einer Kombination aus Hochfrequenz-, Mikrowellen- und Infrarotlicht erhitzen. Diese Strahlungsmischung würde Wasserdampf erzeugen, der dann von “Kryofallen” eingefangen und in flüssiger Form gespeichert wird. Die TransAstra-Technologie könnte die Kosten für die Einrichtung und Wartung einer Mondpolarstation senken. Dies wird zukünftigen Entdeckern das Leben erleichtern und den Grundstein für die Entwicklung von Siedlungen wie Mondhotels legen. 23

TransAstra war auch mit der Entwicklung ihres APIS-Projekts (Asteroid Provided In-situ Supplies) zum Abbau von NEA beschäftigt. Nachdem sie kleine Experimente mit ihrer MiniBee durchgeführt haben, werden sie auf zwei größere Raumschiffe aufrüsten: Honey Bee und Queen Bee. Die Queen soll mit einem Asteroiden von etwa 40 m Durchmesser umgehen können. Die Art und Weise, wie diese Schiffe funktionieren, besteht darin, dass sie einen Asteroiden einsacken und das Wasser und andere Elemente heraussaugen, die als Treibstoff für Raketen verwendet werden können. Was ist das Besondere an diesem System? Das Unternehmen hat zwei bahnbrechende Technologien entwickelt. Das erste ist das Omnivore™-Triebwerk 24 , das das Antriebssystem für alle ihre Raumfahrzeuge ist. Wie der Name schon sagt, ist sein Hauptvorteil, dass er eine Vielzahl von Kraftstoffen verbrauchen kann: Ammoniak, Wasserstoff und vor allem Wasser. Auf dem Rückweg zur Erde nehmen die Schiffe einen kleinen Teil des gesammelten Wassers, um es als eigenen Treibstoff zu verwenden. Aber wie funktioniert das? Das System spritzt Wasser in einen Keramikschwamm. Wenn Sonnenlicht auf den porösen Keramikeinsatz trifft, verdampft Wasser und strömt durch eine Düse aus, die dem Raumfahrzeug Schub verleiht. Die zweite Innovation heißt Optical Mining. Mit sehr großen Dünnschicht-Solarmodulen reflektiert ihr Gerät das Sonnenlicht und fokussiert es auf das eingefangene Gestein, um es zu brechen und das Wasser herauszuziehen. 25 Das hochkonzentrierte Sonnenlicht ist leichter, kostengünstiger und leistungsfähiger als elektrischer Strom. 26

Aber es ist Zeit, auf die Erde zurückzukehren. Obwohl sehr vielversprechend, sind diese Technologien noch weit davon entfernt, hochskaliert zu werden. In der Zwischenzeit haben wir vielleicht Alternativen, die näher sind, als wir denken, wie direkt in unseren Häusern. Eine kürzlich durchgeführte Studie berichtet, dass die Verwendung von Kupfer und Gold, die aus Altfernsehgeräten recycelt werden, kostengünstiger ist als der Abbau neuer Metalle. 27 Apple hat einen Roboter entwickelt, um wertvolle Materialien aus ausrangierten iPhones zu extrahieren, einschließlich Seltenerdmetallen. Ihre Kreation, Daisy, durchläuft 3,33 Telefone pro Minute. 28 Und es ist nicht nur eine kleine Sache. Die Urban Mining Company (UMC) produziert jährlich Tausende von Tonnen Magnete aus Seltenerdmetallen, die aus Elektroschrott recycelt werden. 29

Während technologische Fortschritte und umweltfreundliche Brennstoffe wie Wasser und CO2 Asteroiden und den Mond für den Bergbau in Reichweite machen können, wird es noch einige Zeit dauern, bis der Weltraumbergbau rentabel wird. Genau wie die Erde haben Asteroiden und andere Planeten endliche Ressourcen. Auf welchem zukünftigen Bergbaupfad wir auch landen, Recycling und Wiederverwendung werden immer eine notwendige Komponente sein.

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RIS

In: Ikarus, Bd. 354, 114043, 15.01.2021.

Forschungsergebnis : Beitrag zu Zeitschrift › Artikel › peer-review

T1 – Die dunkle Seite der Asteroidenpopulation erhellen

T2 - Sichtbares Nahinfrarot (0,7–2,45 μm) Oberflächenmineralogiemodellierung von D-Typ-Asteroiden unter Verwendung der Shkuratov-Theorie

N1 - Funding Information: Die Autoren danken Brian Burt und Szilard Galay für die Entwicklung und Bereitstellung der Codekerne, auf denen unser Modellcode basiert. Wir danken Francesca DeMeo und Joshua Emery, die großzügig ihre IRTF-D-Typ-Spektren und unschätzbare Anleitungen zur Verfügung gestellt haben, um unser Verständnis von D-Typen und Jovian-Trojanern zu verbessern. Wir möchten auch Paul Abell, Wayne Barkhouse und Michael Gaffey für ihr aufschlussreiches, ehrliches kritisches Feedback danken. Wir schätzen den technischen Input und die redaktionelle Unterstützung von Ron Fevig, Tomoki Nakamura und Ted Roush sehr. Besonderer Dank geht an Maria Antonella Barucci, Rick Binzel, Deborah Domingue und Faith Vilas für ihre Inspiration und ihr Mentoring. Wir sind auch James Casler von der University of North Dakota sehr dankbar für seine kreative Führung, seine aufrichtige Unterstützung und seine Geschäftsführung. Schließlich danken wir unseren anonymen Gutachtern für ihre konstruktiven Kommentare und Offenheit. Diese Forschung verwendet Spektren, die von den Autoren mit Daten aus der NASA RELAB-Einrichtung an der Brown University aufgenommen wurden. Einzelheiten zur RELAB-Einrichtung sind auf der RELAB-Website (http://www.planetary.brown.edu/relab/) verfügbar. Diese Forschung verwendet Spektren, die von den Autoren mit Daten von der Planetary Spectrophotometer Facility der University of Winnipeg (https://psf.uwinnipeg.ca/FACILITIES/) aufgenommen wurden. Wir danken den Teams dieser beiden herausragenden Einrichtungen für ihre Unterstützung und Ermutigung. Diese Studie wurde in Gemeinschaftseinrichtungen des Institute of Planetary Materials der Okayama University durchgeführt. Wir sprechen dem Institut tiefe Anerkennung und Dank für die freundliche Unterstützung und Zusammenarbeit aus. Schließlich sind wir dem gesamten Team der NASA/IRTF für ihre Hilfe immens dankbar und besonders dankbar für den Beitrag der Menschen auf Hawaii, die ihr heiliges Land, von dem aus wir den Himmel beobachteten, zur Verfügung stellten. Copyright des Herausgebers: © 2020 Elsevier Inc.

N2-D-Typ-Asteroiden sind ein Paradebeispiel für die vielen dunklen Asteroiden mit niedriger Albedo, die nicht genügend Licht reflektieren, um nachweisbare Mineralabsorptionen aufzudecken. Während D-Typ-Asteroiden im inneren Sonnensystem und im Hauptasteroidengürtel relativ selten sind, dominieren sie bei den Jovian Trojans. In dieser Studie haben wir die Strahlungsübertragungsmodellierung von Shkuratov auf Laborspektren von Meteoriten angewendet, für die die Mineralhäufigkeit mit Röntgenbeugung (XRD) und Rietveld-Verfeinerung gemessen wurde. Die allgemeine Übereinstimmung von Strahlungsübertragung und XRD-Schätzungen der Mineralhäufigkeit zeigt die Anwendbarkeit des Strahlungsübertragungsansatzes auf merkmalslose Spektren mit geringer Albedo. Die Shkuratov-Modellierung wurde dann zusammen mit zahlreichen zuvor veröffentlichten Spektren auf neue Spektralbeobachtungen von D-Typ-Asteroiden angewendet. Die Mineralvorkommen an der Oberfläche von 81 D-Typ-Objekten, darunter das Lucy-Missionsziel (21900) Orus der NASA, wurden anhand von Assemblagen modelliert, die auf der Grundlage von Meteoritenanaloga plausibel sind. Modellierungsergebnisse zeigen, dass D-Typen zusammengesetzt sind aus: eisenarmem Olivin Magnesiumsaponit-dominanten Schichtsilikaten Opakern wie Pyrrhotit und Tholin sowie Spuren von Wasser-Eis und anderen Bestandteilen. Es bestehen subtile Unterschiede in der Zusammensetzung der Modellmineralogien zwischen Trojanern und nicht-trojanischen D-Typen sowie zwischen L4- und L5-Trojanern, was darauf hindeutet, dass unterschiedliche Formations- und Evolutionsbedingungen diese Körper beeinflusst haben.

Asteroiden vom AB-D-Typ sind ein Paradebeispiel für die vielen dunklen Asteroiden mit niedriger Albedo, die nicht genügend Licht reflektieren, um nachweisbare Mineralabsorptionen aufzudecken. Während D-Typ-Asteroiden im inneren Sonnensystem und im Hauptasteroidengürtel relativ selten sind, dominieren sie bei den Jovian Trojans. In dieser Studie haben wir die Strahlungsübertragungsmodellierung von Shkuratov auf Laborspektren von Meteoriten angewendet, für die die Mineralhäufigkeit mit Röntgenbeugung (XRD) und Rietveld-Verfeinerung gemessen wurde. Die allgemeine Übereinstimmung von Strahlungsübertragung und XRD-Schätzungen der Mineralhäufigkeit zeigt die Anwendbarkeit des Strahlungsübertragungsansatzes auf merkmalslose Spektren mit geringer Albedo. Die Shkuratov-Modellierung wurde dann zusammen mit zahlreichen zuvor veröffentlichten Spektren auf neue Spektralbeobachtungen von D-Typ-Asteroiden angewendet. Die Mineralvorkommen an der Oberfläche von 81 D-Typ-Objekten, darunter das Lucy-Missionsziel (21900) Orus der NASA, wurden anhand von Assemblagen modelliert, die auf der Grundlage von Meteoritenanaloga plausibel sind. Modellierungsergebnisse zeigen, dass D-Typen zusammengesetzt sind aus: eisenarmem Olivin Magnesiumsaponit-dominanten Schichtsilikaten Opakern wie Pyrrhotit und Tholin sowie Spuren von Wasser-Eis und anderen Bestandteilen. Es bestehen subtile Unterschiede in der Zusammensetzung der Modellmineralogien zwischen Trojanern und nicht-trojanischen D-Typen sowie zwischen L4- und L5-Trojanern, was darauf hindeutet, dass unterschiedliche Formations- und Evolutionsbedingungen diese Körper beeinflusst haben.

Häufig gestellte Fragen

Es wird angenommen, dass die meisten Asteroiden die Überreste des Materials der zirkumstellaren Scheibe sind, die zu den Planeten verschmolzen. Frühere Theorien, die das Aufbrechen eines Planeten zwischen Mars und Jupiter betrafen, wurden jetzt widerlegt. Sie stellen daher Muster des ursprünglichen Sonnensystems dar, das seit seiner Entstehung vor 4500 Millionen Jahren weitgehend unverändert blieb. Darüber hinaus gibt es Hinweise darauf, dass einige Asteroiden mit Kometen verwandt sind und entweder vom Mutterkörper ausgestoßene Trümmer oder inerte Kometenkerne sind.

Die Größen der Asteroiden reichen von Staubpartikeln über bedeutende Körper bis hin zum größten, Ceres, der einen Durchmesser von 913 Kilometern hat. Ihre Zusammensetzung lässt sich anhand des Spektrums des von ihnen reflektierten Sonnenlichts bestimmen.

Die meisten Asteroiden sind auf den Hauptasteroidengürtel beschränkt, der die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreist. Die Bahnen dieser Hauptgürtel-Asteroiden sind im Allgemeinen stabil, aber gegenseitige Wechselwirkung oder die Gravitationseinflüsse von Mars oder Jupiter können sie stören.

WAS SIND KOMETEN?

Kometen gibt es in zwei Haupttypen, kurzperiodische Kometen und langperiodische Kometen.

Es wird angenommen, dass alle Kometen ungefähr die gleiche Zusammensetzung haben, da sie im Wesentlichen aus dem gleichen Materialpool gebildet wurden. Sie wurden als “schmutzige Schneebälle” beschrieben, eine Beschreibung, die durch die detaillierten Studien des Kometen Halley im Jahr 1986 verstärkt, aber kompliziert wurde. “Icy mudball” könnte eine genauere Beschreibung sein. Die Hauptbestandteile von Kernen sind flüchtiges Eis, hauptsächlich Wasser, gemischt mit Staub und Kohlenwasserstoffen. Der eine eingehend untersuchte Kern (Komet Halley) ist aufgrund einer Beschichtung aus dunklen Kohlenwasserstoffen schwärzer als Kohle. Bis zur Giotto-Mission im Jahr 1986, die Halley fotografierte, wurde angenommen, dass Kometenkerne aufgrund ihrer eisigen Zusammensetzung eine hohe Albedo haben würden. Die sehr niedrige Albedo von Halley hat eine Neubewertung und eine konsequente Aufwärtsrevision der Größen- und Massenschätzungen von Kometenkernen verursacht. Die erhöhten Temperaturen, die bei Annäherung des Kerns an die Sonne auftreten, bewirken, dass flüchtiges Eis sublimiert und Gas und Staub freigesetzt werden, die eine Wolke oder ein Koma um den Kern bilden, und das Staubelement des “Schwanzes”, das im Volksmund mit Kometen in Verbindung gebracht wird. Das andere Element, der Plasmaschweif, entsteht durch die Wechselwirkung des Sonnenwinds mit Ionen, die beim Ausgasen aus dem Kern freigesetzt werden.

Es gibt zunehmend Hinweise (Bailey und Emel-Yanenko, 1997), dass es eine bedeutende Population von “toten” Kometen geben könnte, die Halley-artige Umlaufbahnen besetzen. Sobald ein Komet alle verfügbaren flüchtigen Stoffe ausgegast hat, verschwinden seine Koma und sein Schweif, und der verbleibende, inerte Kern nimmt das Aussehen eines Asteroiden mit niedriger Albedo an. Das Auffinden solcher Leichen könnte Suchprogramme vor neue Herausforderungen stellen, die den Einsatz von Infrarottechnologie erfordern.

WAS SIND DIE UNTERSCHIEDE ZWISCHEN ASTEROID, KOMET, METEOROID, METEOR UND METEORIT?

Asteroid	Ein relativ kleiner, inaktiver, felsiger Körper, der die Sonne umkreist.
Komet	Ein relativ kleines, manchmal aktives Objekt, dessen Eis im Sonnenlicht verdampfen kann und eine Atmosphäre (Koma) aus Staub und Gas und manchmal einen Schweif aus Staub und/oder Gas bildet.
Meteoroid	Ein kleines Teilchen von einem Kometen oder Asteroiden, der die Sonne umkreist.
Meteor	Das Lichtphänomen, das entsteht, wenn ein Meteorit in die Erdatmosphäre eintritt und eine Sternschnuppe verdampft.
Meteorit	Ein Meteoroid, der seinen Durchgang durch die Erdatmosphäre überlebt und auf der Erdoberfläche landet.

Was ist ein erdnahes Objekt (NEO)?

Near-Earth-Objects (NEOs) sind Asteroiden und Kometen, deren Umlaufbahnen sie regelmäßig in die Nähe der Erde bringen und daher in der Lage sind, eines Tages unseren Planeten zu treffen.

Sie können auch unseren umfassenden Leitfaden zu erdnahen Objekten lesen.

WELCHE GRÖßE VON NEOs SIND GEFÄHRLICH?

Die Atmosphäre der Erde schützt uns vor den meisten NEOs, die kleiner sind als ein bescheidenes Bürogebäude (40 m Durchmesser oder Aufprallenergie von etwa 3 Megatonnen). Von dieser Größe bis zu etwa 1 km Durchmesser kann ein einschlagender NEO im lokalen Maßstab enormen Schaden anrichten. Oberhalb einer Energie von einer Million Megatonnen (Durchmesser etwa 2 km) wird ein Aufprall weltweit schwere Umweltschäden verursachen. Die wahrscheinliche Folge wäre ein “impact-Winter” mit weltweiten Ernteausfällen und anschließendem Hunger und Krankheiten. Noch größere Einschläge können Massenaussterben verursachen, wie der, der vor 65 Millionen Jahren das Zeitalter der Dinosaurier beendete (15 km Durchmesser und etwa 100 Millionen Megatonnen).

WIE VIELE NAHERE OBJEKTE WURDEN BISHER ENTDECKT?

Mit Stand vom 24. Juni 2012 wurden 9064 erdnahe Objekte entdeckt. Etwa 847 dieser NEOs sind Asteroiden mit einem Durchmesser von etwa 1 Kilometer oder mehr. Außerdem wurden 1318 dieser NEOs als potenziell gefährliche Asteroiden (PHAs) eingestuft.

SIND IRGENDWELCHE NEOS VORHERGESEHEN, DIE ERDE ZU TREFFEN?

Bis Ende 2011 hatten Astronomen mehr als 90 % der größeren erdnahen Asteroiden (Durchmesser größer als 1 km) entdeckt. Keiner der bekannten Asteroiden stellt eine Bedrohung dar, aber wir haben keine Möglichkeit, den nächsten Einschlag eines unbekannten Objekts vorherzusagen. Die Anzahl der bekannten NEAs kann täglich auf der Website des NASA-Programmbüros unter https://cneos.jpl.nasa.gov abgerufen werden.

WAS IST DAS RISIKO VON AUSWIRKUNGEN?

Wir wissen nicht, wann der nächste NEO-Einschlag stattfindet, aber wir können die Chancen berechnen. Statistisch gesehen geht die größte Gefahr von einem NEO mit etwa 1 Million Megatonnen Energie (ca. 2 km Durchmesser) aus. Im Durchschnitt kollidiert einer von ihnen ein- oder zweimal pro Million Jahre mit der Erde, was eine globale Katastrophe hervorruft, die einen erheblichen (aber unbekannten) Teil der menschlichen Bevölkerung der Erde töten würde. Auf die persönliche Ebene reduziert bedeutet dies, dass Sie ungefähr eine Chance von 40.000 haben, an den Folgen einer Kollision zu sterben. Solche Statistiken sind interessant, aber sie sagen Ihnen natürlich nicht, wann der nächste katastrophale Einschlag stattfinden wird – im nächsten Jahr oder in einer Million Jahren. Der Zweck des Spaceguard Survey besteht nicht darin, diese statistischen Schätzungen zu verbessern, sondern jedes einzelne Gestein zu finden, das sich möglicherweise auf Kollisionskurs befindet.

WIE VIEL WARNUNG HABEN WIR?

Da so viele selbst der größeren NEOs unentdeckt bleiben, wäre die wahrscheinlichste Warnung heute Null – der erste Hinweis auf eine Kollision wäre der Lichtblitz und das Beben des Bodens beim Aufprall. Sollten die aktuellen Umfragen hingegen tatsächlich einen NEO auf Kollisionskurs entdecken, würden wir viele Jahrzehnte der Warnung erwarten. Jeder NEO, der die Erde trifft, wird viele Male in der Nähe unseres Planeten schwingen, bevor er auftrifft, und sollte durch umfassende Himmelssuchen wie Spaceguard entdeckt werden. In fast allen Fällen haben wir entweder eine lange oder gar keine Vorlaufzeit.

WAS SIND ATENS, APOLLOS UND AMORS?

Atens, Apollos und Amors sind Untergruppen der erdnahen Asteroiden und werden nach ihren Umlaufbahnen kategorisiert. NEOs sind Asteroiden und Kometen mit einem Perihelabstand q von weniger als 1,3 AE. Die überwiegende Mehrheit der NEOs sind Asteroiden, die als Near-Earth Asteroids (NEAs) bezeichnet werden. NEAs werden nach ihrem Perihelabstand (q), Aphelabstand (Q) und ihren großen Halbachsen (a) weiter in die folgenden Gruppen unterteilt:

Gruppe	Beschreibung	Definition
NEAs	Erdnahe Asteroiden	q <1,3 AU
Atens	Erddurchquerende NEAs mit großen Halbachsen kleiner als die der Erde (benannt nach dem Asteroiden 2062 Aten).	a <1,0 AU, Q >0,983 AU
Apollos	Erddurchquerende NEAs mit großen Halbachsen größer als die der Erde (benannt nach dem Asteroiden 1862 Apollo).	a >1,0 AE, q <1,017 AE
Amors	Erdannähernde NEAs mit Umlaufbahnen außerhalb der Erde, aber innerhalb des Mars (benannt nach dem Asteroiden 1221 Amor).	a >1,0 AU, 1,017< q <1,3 AU

WAS IST EIN POTENZIELL GEFÄHRLICHES ASTEROID (PHA)?

Potentiell gefährliche Asteroiden (PHAs) werden derzeit auf der Grundlage von Parametern definiert, die das Potenzial von Asteroiden messen, sich der Erde bedrohlich zu nähern. Als PHAs gelten insbesondere alle Asteroiden mit einer minimalen Umlaufbahnschnittdistanz (MOID) von 0,05 AE oder weniger und einer absoluten Magnitude (H) von 22,0 oder weniger. Mit anderen Worten, Asteroiden, die der Erde nicht näher als 0,05 AE (etwa 7.480.000 km oder 4.650.000 Meilen) kommen können (dh MOID) oder einen Durchmesser von weniger als etwa 150 m (500 ft) haben (dh H = 22,0 mit angenommenem .) Albedo von 13%) sind nicht als PHA angesehen.

Dieses “Potenzial”, nahe der Erde Annäherungen zu machen, tut nicht bedeuten ein PHA werden die Erde beeinflussen. Es bedeutet nur, dass eine solche Bedrohung möglich ist. Indem wir diese PHAs überwachen und ihre Umlaufbahnen aktualisieren, sobald neue Beobachtungen verfügbar werden, können wir die Nahanflugstatistiken und damit ihre Bedrohung durch die Auswirkungen auf die Erde besser vorhersagen.

WIE WIRD EIN ORBIT BERECHNET?

Die Umlaufbahn eines Asteroiden wird berechnet, indem die elliptische Bahn um die Sonne ermittelt wird, die am besten zu den verfügbaren Beobachtungen des Objekts passt. Das heißt, die berechnete Bahn des Objekts um die Sonne wird angepasst, bis die Vorhersagen, wo der Asteroid zu mehreren beobachteten Zeiten am Himmel hätte erscheinen sollen, mit den Positionen übereinstimmen, an denen sich das Objekt zu diesen Zeiten tatsächlich befand. Da immer mehr Beobachtungen verwendet werden, um die Umlaufbahn eines Objekts weiter zu verbessern, werden wir immer sicherer in unserem Wissen darüber, wo sich das Objekt in Zukunft befinden wird.

WARUM SEHEN IHRE ERSTEN BERECHNUNGEN EINES ORBITS OFT BEDROKENDER AUS ALS SPÄTERE?

Da Umlaufbahnen, die aus sehr begrenzten Beobachtungssätzen stammen, unsicherer sind, ist es wahrscheinlicher, dass solche Umlaufbahnen zukünftige Einschläge "erlauben". Solche frühen Vorhersagen können jedoch oft ausgeschlossen werden, da wir mehr Beobachtungen einbeziehen und die Unsicherheiten in der Umlaufbahn des Objekts reduzieren. In den meisten Fällen nimmt die mit einem bestimmten Objekt verbundene Bedrohung ab, wenn zusätzliche Beobachtungen verfügbar werden. Daher werden Objekte auf unserer Seite „Einflussrisiko“ veröffentlicht und später von dieser entfernt. Die Werte der Palermo-Skala beginnen normalerweise bei weniger negativen Werten, wenn die Umlaufbahn des Objekts am unsichersten ist, und entwickeln sich zu negativeren Werten (und schließlich aus der Liste), da immer mehr Beobachtungen eine kontinuierliche Verbesserung der Umlaufbahn des Objekts ermöglichen.

Andererseits werden in dem unwahrscheinlichen Fall, dass ein bestimmtes potenzielles Aufprallereignis andauert, bis die Umlaufbahn relativ stark eingeschränkt ist, die Aufprallwahrscheinlichkeit und das damit verbundene Risiko tendenziell steigen, wenn Beobachtungen hinzugefügt werden. Das ist nicht zu paradox: Kommt ein Asteroid der Erde tatsächlich sehr nahe, ist eine Kollision nicht frühzeitig auszuschließen. Die Aufprallwahrscheinlichkeit wird tendenziell steigen, wenn die Umlaufbahn verfeinert wird und alternative und sicherere Flugbahnen eliminiert werden. Irgendwann sinkt die Aufprallwahrscheinlichkeit (normalerweise ziemlich abrupt) auf Null oder, wenn sich der Asteroid wirklich auf einer Kollisionsbahn befindet, wird sie weiter ansteigen, bis sie 100% erreicht.

WIE BALD NACH DER ENTDECKUNG WIRD EINE SUCHE NACH MÖGLICHEN KOLLISIONEN BEGINNT?

Wenn die Entdeckung einer neuen NEA vom Minor Planet Center (MPC) bekannt gegeben wird, priorisiert Sentry das Objekt automatisch (normalerweise innerhalb von ein oder zwei Stunden) für eine Auswirkungsrisikoanalyse. Ergibt die Priorisierungsanalyse, dass der Asteroid die Erde nicht passieren kann oder seine Umlaufbahn sehr gut bestimmt ist, wird die rechenintensive nichtlineare Suche nach möglichen Einschlägen nicht weiterverfolgt. Wenn andererseits eine Suche als notwendig erachtet wird, wird das Objekt zu einer Warteschlange von Objekten hinzugefügt, die auf eine Analyse warten. Seine Position in der Warteschlange wird durch die geschätzte Wahrscheinlichkeit bestimmt, dass potenzielle Auswirkungen festgestellt werden können.

WIE OFT ÄNDERN SICH DIESE ERGEBNISSE?

NEA-Orbits und Close Approach-Tabellen werden kontinuierlich und automatisch aktualisiert, wenn neue Beobachtungen zur Verfügung gestellt werden, im Allgemeinen innerhalb weniger Stunden nach der Veröffentlichung der Informationen. Immer wenn eine NEA-Umlaufbahn aktualisiert wird, wird das Objekt neu priorisiert und gegebenenfalls für eine neue potenzielle Einschlagssuche neu in die Warteschlange eingereiht. Dieser Prozess ist im Gange und findet zu jeder Zeit, Tag und Nacht, sieben Tage die Woche statt.

WARUM SIND DIE VON NEODYS VERÖFFENTLICHTEN ERGEBNISSE NICHT DIESELBEN WIE DIE VON SENTRY VERÖFFENTLICHTEN?

Die Unterschiede zwischen den beiden Systemen sind im Allgemeinen nicht wesentlich und in gewisser Weise beruhigend. Von unabhängigen Systemen, die unterschiedliche Software und theoretische Ansätze verwenden, wird nicht erwartet, dass sie bei statistischen Recherchen dieselben Ergebnisse liefern. Die Erfahrung hat gezeigt, dass für die schwerwiegenderen potentiellen Kollisionserkennungen eine ausgezeichnete Übereinstimmung zwischen den beiden Systemen besteht.

Einer der Unterschiede zwischen den beiden Systemen ergibt sich aus unterschiedlichen Ansätzen zur Berechnung der Aufprallwahrscheinlichkeit. Diese Berechnung ist von Natur aus grob, und es können verschiedene Techniken verwendet werden. Aufprallwahrscheinlichkeiten, die sich um einen Faktor von etwa zehn unterscheiden, sind nicht außergewöhnlich.

Eine weitere wichtige Variation besteht darin, dass Sentry eine andere Stichprobenstrategie verwendet, die fast alle potenziellen Auswirkungen mit einer Wahrscheinlichkeit von mehr als 10-8 (1 zu 100 Millionen) erkennen sollte und nicht viel Aufwand aufwendet, um weniger wahrscheinliche Fälle zu verfolgen, obwohl es einige finden kann wie auch immer. Auf jeden Fall wird von Sentry nichts mit einer Aufprallwahrscheinlichkeit unter 10-10 (1 von 10 Milliarden) veröffentlicht. Im Gegensatz dazu erkennt NEODyS möglicherweise nicht so viele potenzielle Auswirkungen bei Wahrscheinlichkeiten unter 10-6 (1 zu 1 Million), aber in bestimmten Fällen kann es Ereignisse mit sehr geringer Wahrscheinlichkeit erkennen, die Sentry nicht erkennt.

WIE KÖNNEN WIR UNS SICH SCHÜTZEN?

NEO-Einschläge sind die einzige große Naturgefahr, gegen die wir uns effektiv schützen können, indem wir den NEO ablenken (oder zerstören), bevor er die Erde trifft. Der erste Schritt in jedem Programm zur planetaren Verteidigung besteht darin, die NEOs zu finden, die wir nicht vor etwas schützen können, von dem wir nicht wissen, dass es existiert. Wir brauchen auch eine lange Vorwarnzeit, mindestens ein Jahrzehnt, um Raumschiffe zu schicken, um das Objekt abzufangen und abzulenken. Viele Verteidigungsschemata wurden vorläufig untersucht, aber keines im Detail. Ohne aktive Verteidigung würde uns die Warnung vor Ort und Zeitpunkt eines Aufpralls zumindest die Lagerung von Nahrungsmitteln und Vorräten sowie die Evakuierung von Regionen nahe dem Ground Zero ermöglichen, in denen der Schaden am größten wäre.

WARUM ASTEROIDE STUDIEREN?

Das wissenschaftliche Interesse an Asteroiden beruht hauptsächlich auf ihrem Status als Überbleibsel aus dem Entstehungsprozess des inneren Sonnensystems. Da einige dieser Objekte mit der Erde kollidieren können, sind Asteroiden auch wichtig, weil sie die Biosphäre der Erde in der Vergangenheit erheblich verändert haben. Dies werden sie auch in Zukunft tun. Darüber hinaus bieten Asteroiden eine Quelle für flüchtige Stoffe und einen außerordentlich reichen Vorrat an Mineralien, die für die Erforschung und Besiedlung unseres Sonnensystems im 21. Jahrhundert genutzt werden können.

Asteroiden stellen die Reste des Prozesses dar, der die inneren Planeten, einschließlich der Erde, gebildet hat. Asteroiden sind auch die Quelle der meisten Meteoriten, die die Erdoberfläche getroffen haben, und viele dieser Meteoriten wurden bereits ausführlichen chemischen und physikalischen Analysen unterzogen. Wenn bestimmte Asteroiden als Quellen für einige der gut untersuchten Meteoriten identifiziert werden können, wird die detaillierte Kenntnis der Zusammensetzung und Struktur des Meteoriten wichtige Informationen über die chemische Mischung und die Bedingungen liefern, aus denen sich die Erde vor 4,6 Milliarden Jahren bildete. Während des frühen Sonnensystems könnten die kohlenstoffbasierten Moleküle und flüchtigen Materialien, die als Bausteine des Lebens dienten, durch Asteroiden- und Kometeneinschläge auf die Erde gebracht worden sein. Daher ist die Erforschung von Asteroiden nicht nur wichtig für die Erforschung der ursprünglichen chemischen Mischung, aus der die Erde entstand, diese Objekte könnten auch den Schlüssel dafür enthalten, wie die Bausteine des Lebens auf die frühe Erde gebracht wurden.

Jeden Tag wird die Erde mit mehr als 100 Tonnen Staub und sandgroßen Partikeln bombardiert. Viele der einfallenden Teilchen sind so klein, dass sie in der Erdatmosphäre zerstört werden, bevor sie den Boden erreichen. Diese Teilchen werden oft als Meteore oder Sternschnuppen gesehen. Die überwiegende Mehrheit aller interplanetaren Materialien, die die Erdoberfläche erreichen, stammt aus den Kollisionsfragmenten von Asteroiden, die vor einigen Äonen aufeinandergetroffen sind. Mit einem durchschnittlichen Intervall von etwa 100 Jahren würde man erwarten, dass Gesteins- oder Eisen-Asteroiden, die größer als etwa 50 Meter sind, die Erdoberfläche erreichen und lokale Katastrophen verursachen oder die Flutwellen erzeugen, die tief liegende Küstengebiete überschwemmen können. Im Durchschnitt alle paar hunderttausend Jahre könnten Asteroiden, die größer als eine Meile sind, globale Katastrophen verursachen. In diesem Fall würden sich die Aufpralltrümmer in der gesamten Erdatmosphäre ausbreiten, so dass das Pflanzenleben unter saurem Regen, teilweiser Blockierung des Sonnenlichts und unter den Feuerstürmen leiden würde, die aus erhitzten Aufpralltrümmern resultieren, die zurück auf die Erdoberfläche regnen. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein Asteroid die Erde trifft und ernsthaften Schaden anrichtet, ist sehr gering, aber die verheerenden Folgen eines solchen Einschlags legen nahe, dass wir verschiedene Arten von Asteroiden genau untersuchen sollten, um ihre Zusammensetzung, Struktur, Größe und zukünftige Flugbahn zu verstehen.

Die potenziell gefährlichsten Asteroiden, weil sie sich der Erde nahe kommen können, sind auch die Objekte, die am leichtesten als Rohstoffe genutzt werden könnten. These raw materials could be used in developing the space structures and in generating the rocket fuel that will be required to explore and colonize our solar system in the twenty-first century. By closely investigating the compositions of asteroids, intelligent choices can be made as to which ones offer the richest supplies of raw materials. It has been estimated that the mineral wealth resident in the belt of asteroids between the orbits of Mars and Jupiter would be equivalent to about 100 billion dollars for every person on Earth today.

WHY STUDY COMETS?

Life on Earth began at the end of a period called the late heavy bombardment, some 3.8 billion years ago. Before this time, the influx of interplanetary debris that formed the Earth was so strong that the proto-Earth was far too hot for life to have formed.

Under this heavy bombardment of asteroids and comets, the early Earth’s oceans vaporized and the fragile carbon-based molecules, upon which life is based, could not have survived. The earliest known fossils on Earth date from 3.5 billion years ago and there is evidence that biological activity took place even earlier – just at the end of the period of late heavy bombardment. So the window when life began was very short. As soon as life could have formed on our planet, it did. But if life formed so quickly on Earth and there was little in the way of water and carbon-based molecules on the Earth’s surface, then how were these building blocks of life delivered to the Earth’s surface so quickly? The answer may involve the collision of comets with the Earth, since comets contain abundant supplies of both water and carbon-based molecules.

As the primitive, leftover building blocks of the outer solar system formation process, comets offer clues to the chemical mixture from which the giant planets formed some 4.6 billion years ago. If we wish to know the composition of the primordial mixture from which the major planets formed, then we must determine the chemical constituents of the leftover debris from this formation process – the comets. Comets are composed of significant fractions of water ice, dust, and carbon-based compounds.

Since their orbital paths often cross that of the Earth, cometary collisions with the Earth have occurred in the past and additional collisions are forthcoming. It is not a question of whether a comet will strike the Earth, it is a question of when the next one will hit. It now seems likely that a comet or asteroid struck near the Yucatan peninsula in Mexico some 65 million years ago and caused a massive extinction of more than 75% of the Earth’s living organisms, including the dinosaurs.

Comets have this strange duality whereby they first brought the building blocks of life to Earth some 3.8 billion years ago and subsequent cometary collisions may have wiped out many of the developing life forms, allowing only the most adaptable species to evolve further. Indeed, we may owe our preeminence at the top of Earth’s food chain to cometary collisions. A catastrophic cometary collision with the Earth is only likely to happen at several million year intervals on average, so we need not be overly concerned with a threat of this type. However, it is prudent to mount efforts to discover and study these objects, to characterize their sizes, compositions and structures and to keep an eye upon their future trajectories.

As with asteroids, comets are both a potential threat and a potential resource for the colonization of the solar system in the twenty first century. Whereas asteroids are rich in the mineral raw materials required to build structures in space, the comets are rich resources for the water and carbon-based molecules necessary to sustain life. In addition, an abundant supply of cometary water ice can provide copious quantities of liquid hydrogen and oxygen, the two primary ingredients in rocket fuel. One day soon, comets may serve as fueling stations for interplanetary spacecraft.

3. Results for Select Asteroids

Here we apply the methodology described above to AO radar observations of NEA (53319) 1999 JM₈, allowing direct comparison with previous polarimetric analyses in Benner et al. (2002) and Carter (2005) and observations of NEAs (101955) Bennu and (33342) 1998 WT₂₄, demonstrating the polarimetric diversity among NEAs. The NEA 1998 WT₂₄ is a good example of E-type asteroids, for which the measured CPR is typically much greater than for S- and C-type asteroids (Benner et al. 2008). These data are gain calibrated using daily system temperature measurements. Correlated calibration data, required for phase calibration, do not exist for these data, so we do not calculate the polarization angle however, we reiterate that the measured DLP is unaffected by phase calibration.

Our basic data processing follows the methodology described in Carter (2005). We refer to those data pertaining to one transmit/receive cycle as one "run" and to each independent delay-Doppler image contained within each run as one "look." For a given run, we first decode and Fourier transform the raw complex voltage time series to produce complex voltage delay-Doppler images for both OC and SC channels. We cannot incoherently sum complex delay-Doppler images, so these data contain one look per run. We then use these images with Equation (2) to create delay-Doppler images of each Stokes parameter for each run. The background (system) noise level is calculated from off-source areas and subsequently subtracted from images of S₁ und S₄. There is no system noise component in the images of S₂ und S₃ as a result of the cross-correlation in Equation (2) (Campbell 2012 Raney 2019). Images of each Stokes parameter (resulting from individual runs) are gain calibrated and summed to increase the resulting S/N (increasing the number of looks), as is discussed in more detail for each asteroid. These summed Stokes parameter images are then used to derive the CPR, DLP, DP, and m-chi for each asteroid. All images presented in this paper are masked to only show pixels with an S/N higher than 4σ (4 standard deviations of the noise power), a threshold that was arrived at through trial and error.

The correction for changes in parallactic angle described in Section 2.2 redistributes power between S₂ und S₃. Since we have not phase calibrated our observations, this added correction is not relevant for our analysis, and we do not apply parallactic angle corrections. As mentioned in Section 2.2, the DLP is invariant to rotation and so is unaffected by parallactic angle correction. We also omit Müller matrix corrections from the present analysis, since these are higher order than phase calibration however, we note that these are important to consider for future planetary radar polarimetry efforts in measuring the linear polarization angle.

3.1. (53319) 1999 JM8

(53319) 1999 JM₈ (alternate designation 1990HD₁) is a P-type (Binzel et al. 2004 SMASSII taxonomy) NEA and potentially hazardous asteroid (PHA) that was observed by the GSSR in 1999 July–August and the AO in 1999 August at a distance of

0.06 au (Benner et al. 2002). With an estimated diameter of

7 km and rotation period of

7 days, these observations had a high S/N with thousands of pixels in delay-Doppler images at a range resolution of 15 m pixel −1 . Due to the limited integration time for each run and slow rotation period, these data required significant zero-padding of the complex voltage time series for 1999 JM₈ to be resolved in Doppler with a corresponding resolution of 0.0047 Hz pixel −1 . This causes leakage of the signal into adjacent Doppler bins, resulting in horizontal smearing in delay-Doppler images. In our analysis, we consider data obtained at the AO on 1999 August 1–3 (Figure 1). We sum all runs from each day to increase the S/N without significantly smearing the image owing to the slow rotation period of

60 minutes of data per day corresponds to 2.4°–2.8° of rotation. We spatially average the images to further increase the S/N by convolving the images with a 2 × 2 boxcar filter, resulting in an effective range resolution of 30 m pixel −1 and Doppler resolution of 0.0094 Hz pixel −1 .

Abbildung 1. Delay-Doppler images (range increasing from top to bottom, frequency increasing from left to right) of total power (S₁) in units of standard deviations above the rms noise (color bar excluded to reduce clutter), CPR, DLP, DP, and m-chi decomposition for AO radar data of 1999 JM₈ collected on 1999 August 1–3. In these images, the vertical axis corresponds to the measured distance from the radar (range in the spatial domain and delay in the time domain) with a spatial resolution of 30 m pixel −1 . The horizontal axis corresponds to the Fourier transform of all measurements at a given range bin, resulting in spectra showing the Doppler dispersion at that range resulting from the rotation of the target along the radar line of sight, with a resolution of 0.0094 Hz pixel −1 . In our analysis, we are only interested in the relative range and Doppler measurements across a target, so we exclude axis labels giving absolute values, which are relevant for astrometric corrections of a measurement relative to the observing ephemeris.

Total power images (S₁) in Figure 1 highlight the numerous concavities, facets, and topographic variations visible on the surface. The CPR images are clipped to an upper value of 0.5 to highlight variations among the relatively low values across the surface. At low incidence angles near the subradar point, the CPR is near minimum in each image and generally increases with incidence angle as the dominant form of backscattering transitions from quasi-specular to diffuse. As noted in Benner et al. (2002), the CPR image for August 2 shows a region near the trailing edge with significantly lower CPR than its surroundings, which is likely a flat facet perpendicular to the radar line of sight. The DLP images are clipped to an upper value of 0.5 and follow a similar trend as CPR, with the largest values close to the trailing edge. Similar values of DLP for each day were reported in Carter (2005) that were interpreted as indicating a penetrable regolith layer on the surface. Images of CPR and DLP in Figure 1 show that our methodology for Stokes polarimetry is able to replicate previous results from Benner et al. (2002) and Carter (2005). The DP image shows increasing depolarization with incidence angle, with some concentrated regions near either Doppler extent. The low CPR region identified in the CPR image from 1999 August 2 is visible in the DP image as being highly polarized relative to its surroundings, supporting the interpretation that this region is a relatively flat facet perpendicular to the radar line of sight resulting in increased quasi-specular single scattering. Das m-chi decomposition shows that blue is the dominant color, with some concentrated regions of green and very little red. We discuss the implications of these colors further in Section 5.

3.2. (101955) Bennu

(101955) Bennu (1999RQ₃₆, hereafter Bennu) is a B-type (Clark et al. 2011 Bus-DeMeo taxonomy) NEA and PHA and at the time of writing was being orbited by NASA's OSIRIS-REx spacecraft with plans for future sample return to Earth. The GSSR and AO observed Bennu in its discovery apparition in 1999 September, as well as in 2005 and 2011 (just the AO Nolan et al. 2013). The 1999 apparition was the closest at

0.016 au, providing the highest-S/N images with 15 m pixel −1 range resolution. With a mean diameter of 490.06 ± 0.16 m and a sidereal rotation period of 4.296057 ± 0.000002 hr (Lauretta et al. 2019), Bennu was resolved in several hundred pixels in delay-Doppler images. Carter (2005) noted that the north–south ambiguity of delay-Doppler images can be particularly prominent for morphologically complex small bodies, implying that the Stokes parameters for a given pixel can represent an average of several physical surface locations. They discuss that for spherical objects, summing runs over a full rotation increases this averaging effect, allowing for a view of the average surface properties. Given Bennu's surface, with thorough coverage of decimeter-scale and larger rubble and relatively spherical shape, we perform a polarimetric analysis of 229 runs with 0.075 Hz pixel −1 Doppler resolution (some minor zero-padding) summed from data obtained on 1999 September 24 to understand what radar scattering processes dominate across the entire surface (Figure 2). Analysis of radar polarimetry projected onto the OSIRIS-REx shape model would likely produce interesting results for specific surface orientations but is outside the scope of our preliminary analysis. Summing 229 scans corresponds to averaging the surface properties over

173° of rotation. This spatial averaging also reduces the prominent "self-noise," or Rayleigh-fading, noise component that is particularly present in those 1999 data (Nolan et al. 2013 Ulaby & Long 2014).

Figure 2. Delay-Doppler images (range increasing from top to bottom, frequency increasing from left to right) of total power (S₁) in units of standard deviations above the rms noise, CPR, DLP, DP, and m-chi decomposition for AO radar data of Bennu collected on 1999 September 24.

In Figure 2, there is power leakage, or "ringing" (Magri et al. 2007), visible at the edges of the asteroid, most prominently the leading edge, which is typical of high-S/N delay-Doppler images and exaggerated by slight zero-padding in the Doppler dimension. For this reason, pixels at the horizontal extents of delay-Doppler images of Bennu, and all other image regions where this effect could be relevant, should be interpreted with caution. Some of these edge effects might also be due to the deviations of Bennu from a perfectly spherical shape. Values of CPR in Figure 2 are low, consistent with the disk-integrated CPR of 0.18 ± 0.03 derived from analysis of continuous wave data (Nolan et al. 2013). The DLP values are low across the image, with some higher values near the trailing edge at higher incidence angles (

80°). Anomalously high (0.4–0.5) values of DLP near the leading edge and either Doppler extent are likely due to noise. The DP image shows that 37% of the radar echo is depolarized (Table 1). As expected, at low incidence angles near the subradar point, the return is dominantly polarized however, the rest of the surface is somewhat homogeneously depolarized. Das m-chi decomposition image indicates that blue and green are the dominant colors, with virtually no red present, similar to 1999 JM₈.

Table 1. PDF Fit Statistics

Asteroid	Polarimetric Parameter	PDF	Mode	Standard Deviation
1999 JM₈	DP	Gaussian	0.62 ± 0.08	0.13
CPR	Offset-Rayleigh	0.10
DLP	Offset-Rayleigh	0.10 ± 0.07	0.08
m-chi rot	Offset-Rayleigh	<0.17	0.05
m-chi green	Gaussian	0.41 ± 0.04	0.06
m-chi Blau	Gaussian	0.53 ± 0.02	0.07
Bennu	DP	Offset-Rayleigh	0.63 ± 0.03	0.06
CPR	Gaussian	0.21 ± 0.01	0.05
DLP	Offset-Rayleigh	<0.09	0.04
m-chi rot	Offset-Rayleigh	<0.14	0.05
m-chi green	Gaussian	0.41 ± 0.02	0.03
m-chi Blau	Offset-Rayleigh	0.55 ± 0.01	0.03
1998 WT₂₄ (10 runs)	DP	Offset-Rayleigh	0.5 ± 0.2	0.2
CPR	Offset-Rayleigh	0.8 ± 0.2	0.6
DLP	Offset-Rayleigh	<0.3	0.2
m-chi rot	Gaussian	0.3 ± 0.1	0.1
m-chi green	Gaussian	0.4 ± 0.1	0.1
m-chi Blau	Gaussian	0.3 ± 0.1	0.1
1998 WT₂₄ (100 runs)	DP	Offset-Rayleigh	0.20 ± 0.08	0.12
CPR	Offset-Rayleigh	0.9 ± 0.1	0.3
DLP	Offset-Rayleigh	0.15 ± 0.09	0.11
m-chi rot	Gaussian	0.22 ± 0.06	0.10
m-chi green	Gaussian	0.57 ± 0.04	0.10
m-chi Blau	Gaussian	0.19 ± 0.07	0.10

3.3. (33342) 1998 WT24

(33342) 1998 WT₂₄ is an E-type (Binzel et al. 2002 Tholen taxonomy) NEA and PHA with one of the highest optical albedos, p_V = 0.52 ± 0.2 (Harris et al. 2007), and disk-integrated radar CPR, μ_C = 0.97 ± 0.10 (Busch et al. 2008), measured for any asteroid. This object was observed from the GSSR, AO, Evpatoria Planetary Radar, and Medicina Radio Observatory in 2001 in a series of monostatic and bistatic campaigns and from the GSSR, AO, GBT, and Parkes Observatory (PO) in bistatic configuration with the Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) transmitting in 2015. The bistatic observation between the PO and CDSCC represents the second detection of an asteroid using planetary radar from the Southern Hemisphere (Benson et al. 2017). The NEA 1998 WT₂₄ has a diameter of

415 m (Busch et al. 2008) and relatively short rotation period of 3.697 hr (Krugly et al. 2002 Pravec et al. 2007 Busch et al. 2008). In this paper, we use AO radar data from 2015 December 15, when 1998 WT₂₄ was observed at

0.028 au at a range resolution of 7.5 m pixel −1 and Doppler resolution of

0.06 Hz pixel −1 (no zero-padding). We analyze sums of 10 and 100 runs to compare the average radar scattering properties with those for a specific surface orientation. Figure 3 shows our resulting images when summing 10 (

196° of rotation) runs of AO data from 2015 December 15.

Figur 3. Delay-Doppler images (range increasing from top to bottom, frequency increasing from left to right) of total power (S₁) in units of standard deviations above the rms noise, CPR clipped at 1.5, DLP, DP, and m-chi decomposition for AO radar data of (33342) 1998 WT₂₄ collected on 2015 December 15. The top row is the result of summing the first 10 runs, and the bottom row is the result of summing all 100 runs.

When summing 10 runs of 1998 WT₂₄, the prominent ridge between large basins mentioned in Busch et al. (2008) is visible in the images. The CPR values are high across the entire surface, with the lowest found at the subradar point. The DLP similarly shows high values, although not in as many areas as the CPR. When summing 100 runs, the prominent ridge is no longer apparent, and the resulting image looks more like a semicircle, as expected. As with 10 runs, the CPR values for 100 runs are high, often higher than 1. However, the DLP summed over 100 runs shows lower values when compared with the DLP summed over 10 runs. The NEA 1998 WT₂₄ shows a much wider range of values for the DP and m-chi decomposition compared to 1999 JM₈ and Bennu. Das m-chi decomposition is strikingly different when compared with those for 1999 JM₈ and Bennu, with green being the dominant color and roughly equal amounts of blue and red present. The DP summed over 100 runs is statistically distinct from the sum over 10 runs, although the difference is small (Table 1). Das m-chi decomposition summed over 100 runs shows similar properties to that for 10 runs, although with green more dominant over the entire image.

3.4. Quantitative Comparison

For each image given in Figures 1–3, we compute a histogram corresponding to all pixel values greater than 4σ in total power, S₁ (since these images only show pixels that meet this criterion, the histograms correspond to all visible pixels). Each histogram is given as a probability density, normalized so that the integral of each equals 1. The histograms for the CPR and DLP are given in Figure 4 and for the DP and m-chi decomposition in Figure 5. Data from each day of observations of 1999 JM₈ are similar, so we only report histograms of those data from 1999 August 2.

Figur 4. Histograms and PDF fits for CPR and DLP images of 1999 JM₈, Bennu, and 1998 WT₂₄.

Abbildung 5. Histograms and PDF fits for DP and m-chi decomposition images of 1999 JM₈, Bennu, and 1998 WT₂₄. Das m-chi RGB values have been normalized from zero to 1.

Visually, some of the histograms appear Gaussian-distributed, whereas others appear closer to a Rayleigh distribution. The echo power in a single look is Rayleigh-distributed due to self-noise however, as the number of looks in an image increases, this distribution should tend toward Gaussian due to the central limit theorem. For the sake of quantitative comparison between the different data sets, we fit all histograms with either the Gaussian probability density function (PDF) or the offset-Rayleigh PDF described in Carter et al. (2017):

In Equation (7), c refers to the offset in the Rayleigh distribution from zero, and ein is the mode. The PDF with the lowest rms error fit is plotted for each histogram, with the fitted parameters in Table 1.

We calculate the uncertainty in our DLP measurements following Carter (2005), assuming the same 4% error due to cross-coupled power as was measured for Venus. The uncertainties in the remaining parameters are propagated from the thermal and self-noise following standard error propagation, except for the CPR, for which an equivalent confidence interval is calculated using Fieller's theorem (Ostro et al. 1992). We separately fit PDFs to histograms derived from image pixel values ±1σ to estimate the uncertainty in the modes of the histograms. These exclude systematic uncertainties, such as the gain variations across the primary reflector, which we estimate as an additional 10% error (Ostro et al. 1992 Magri et al. 2007 Shepard et al. 2015). The variance of each distribution results from a combination of true random error and actual variability in the surface properties of the observed asteroids, whereas the 1σ uncertainty reported for each mode is only the random error. For each histogram, we note that the PDF standard deviation is greater than the 1σ uncertainty in the mode of the fitted PDF, indicating that there is likely a variation in surface properties of all three asteroids over the range of observed rotation phases. Images composed of many looks, such as for 1999 JM₈ and Bennu, that are best fit by the offset-Rayleigh distribution further indicates that there is surface variation, since the distribution has not reduced to a Gaussian. The polarimetric radar properties of 1999 JM₈ and Bennu are quantitatively very similar. In comparison, radar echoes from 1998 WT₂₄ have a higher CPR and DLP and are more depolarized. The standard deviation in the PDFs for CPR and DLP images of 1998 WT₂₄ is reduced from 10 to 100 runs, as is expected from the increased number of looks. The modes of PDFs for DP, m-chi green, and m-chi blue images of 1998 WT₂₄ are statistically distinct from 10 to 100 runs, indicating that the average surface properties are different than those sampled in a more specific geometry of the 10 runs.

Would You Like to Be a Space Miner?

Planetary Resources, the company that is planning to mine near-Earth asteroids , has received a ton of email from fans wanting to participate in their exciting venture. So much that it may open the possibility for you to be part of this.

New Asteroid Mining Company May Solve World's Economic Problems

This Tuesday, a group of billionaires and former NASA scientists will announce Planetary Resources…

Of course, your participation is not going to be like Larry Page or James Cameron's—who are board members and investors in the company. And don't think about pulling a Bruce Willis either. The founders are thinking about "adding additional capacity in [their] production run, and either offering you access to a portion of [their] orbiting spacecraft or, if there's enough demand, actually build you an additional Space Telescope for your own use." They say it would probably do this through Kickstarter if enough people ask for it. They have a couple ideas about how this may happen:

• $100 for a chance to direct the Arkyd-100 Space Telescope and take a high-resolution photograph of anywhere on Earth that you choose (except the Googleplex)… or, some other celestial body. Current space telescopes charge more than $10,000 for a directed photo of that resolution!
• A desktop scale model of the Arkyd-100 Space Telescope
• A half-day at the controls of a satellite, allowing you to take up to approximately 50 photos from space.
• An exclusive invitation to the Planetary Resources Launch Party – with the whole Arkyd Team and potentially some of the Planetary Resources board members.

They are asking people to submit their own ideas and vote their favorite ideas at Planetary Resources' blog.

How does asteroid mining work?

There are 9,000 asteroids near Earth. Of those, about 1,500 are within easy reach using the same or less power than what was used to go to the moon. Planetary Resources want to investigate the composition of those and pick up the best targets.

These asteroids are loaded with two things. Some of have a high content of water ice, which could be converted into solid oxygen and solid hydrogen to provide rocket fuel for exploration in its un-altered form, it could help support life in space. Harvesting water from asteroids will make space travel really inexpensive, allowing for an industry to blossom in space.

Other asteroids are rich in rare metals, like platinum or gold. An abundance of these metals will enable easier acces to technology that is currently prohibitively expensive.

One small asteroid of, say, 50 meters in diameter could contain billions of dollars worth of these metals, pure and ready for easy extraction. Likewise, an icy asteroid of the same size could contain enough water to power the entire space shuttle program.

First, within two years, the company will send prospectors to low-earth orbit. Called the Arkyd 100 series, these machines will be cheap and networked together. They will track near earth asteroids (NEA) and asses the possibility to reach them and mine them.

Within a decade, they will launch a swarm of prospectors with propulsion capabilities. They will be the Arkyd 200 and 300 series. These will approach asteroids and analyze their composition.

After identifying the best candidates in terms of distance, speed, physical stability, and composition, they will launch the actual mining spacecraft.

Some of them may be swarms that will grab asteroids and bring them closer to Earth for mining. Others will be large containers that will engulf the asteroids to move them and process them. [ Planetary Resources' ]

How NEA Scout Works

NEA Scout launches to the Moon in 2021 with a fleet of other small satellites aboard Artemis 1, the inaugural test flight of the Space Launch System (SLS). The giant NASA rocket will blast an uncrewed Orion spacecraft to lunar orbit and back.

At the Moon, NEA Scout will deploy its 86-square-meter (926 square feet) solar sail and slowly spiral out of lunar orbit. It will travel to a near-Earth asteroid and perform a slow fly-by, capturing up-close images of the surface. The target asteroid named in the past is 1991 VG, but the actual asteroid chosen will depend on the Artemis 1 launch date.

NEA Scout sail unfurled Image: NASA / Emmett Given

Abstrakt

We report radar observations of near-Earth asteroid (469896) 2005 WC1 that were obtained at Arecibo (2380 MHz, 13 cm) and Goldstone (8560 MHz, 3.5 cm) on 2005 December 14–15 during the asteroid's approach within 0.020 au The asteroid was a strong radar target. Delay-Doppler images with resolutions as fine as 15 m/pixel were obtained with 2 samples per baud giving a correlated pixel resolution of 7.5 m. The radar images reveal an angular object with 100 m-scale surface facets, radar-dark regions, and an estimated diameter of 400 ± 50 m. The rotation of the facets in the images gives a rotation period of ∼2.6 h that is consistent with the estimated period of 2.582 h ± 0.002 h from optical lightcurves reported by Miles (private communication). 2005 WC1 has a circular polarization ratio of 1.12 ± 0.05 that is one of the highest values known, suggesting a structurally-complex near-surface at centimeter to decimeter spatial scales. It is the first asteroid known with an extremely high circular polarization ratio, relatively low optical albedo, and high radar albedo.

4 Conclusions

We have demonstrated that the detection and study of near-Earth asteroids from the Southern Hemisphere is feasible. Using a bistatic radar approach, we transmitted from Deep Space Station 43 (DSS-43) at the Canberra Deep Space Communications Complex and received with the Parkes Radio Telescope. We detected echoes from both 2005 UL5 and 1998 WT24, the latter being notable because it approached from the south, thereby exemplifying the benefits of having a Southern Hemisphere capability.

There are a number of possible approaches to extending our initial demonstration. First, in principle, the DSS-43 transmitter can transmit with a maximum power of 400 kW. Transmitting at higher powers than we did in this initial demonstration would require consideration of the health of the DSS-43 S-band transmitter and the impact of any transmitter failure on other science missions, as well as radiation clearance to coordinate with any nearby aircraft as approach flight paths to the Canberra Airport can pass close to the CDSCC.

Naidu et al. ( 2016 ) have considered the relative performance of various radar systems (both monostatic and bistatic). Among the systems that they considered was the one that we demonstrated here, DSS-43-Parkes. They showed that for the year 2015, nearly 50 NEAs were in principle detectable by this system. While some of these would have also been detectable by one or more of the Northern Hemisphere radar systems, their analysis illustrates that a Southern Hemisphere capability could increase the number of objects tracked. Notably, in 2017, (3122) Florence, which is both one of the largest NEAs and a PHA, will approach from the south, reaching as close as 0.05 AU to the Earth. Perhaps fittingly, (3122) Florence was discovered at the Siding Spring (Australia) during the U.K. Schmidt-Caltech Asteroid Survey.

In addition to DSS-43, there are now three 34 m diameter antennas at CDSCC, equipped with transmitters that operate at 7.1 GHz.(This frequency is in the spectral allocation for Earth-space communications and, in DSN parlance, is termed “X-band” because the corresponding space-Earth communications allocation is in the X-band, though in more general use it would be called “C-band.”) One of these 34 m antennas may provide an additional capability, beyond that of DSS-43. The standard DSN 34 m antenna is equipped with a 20 kW X-band transmitter. If one of these antennas were to be used as the transmitter, the ATCA would have to be the receiving system, as Parkes does not have a receiver that covers this frequency. We estimate that this DSN 34 m-ATCA combination, for a 20 kW transmitter, would have a sensitivity approximately a factor of 4 less than the DSS-43-Parkes (S-band) system. Further, this discussion also assumes that the ATCA recording system can be used for radar reception, but, given that the ATCA is routinely used for VLBI observations, we are confident that future investigations will understand and remedy the difficulties encountered here. Moreover, long-term DSN planning is for at least one CDSCC 34 m antenna to be equipped with an 80 kW transmitter. If realized, an 80 kW, X-band system would be comparable to the system demonstrated here, unless and until the DSS-43 transmitter power can be increased above 100 kW.