Auswurf aus dem DART

May 04, 2023

Nature Band 616, Seiten 452–456 (2023)Diesen Artikel zitieren

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Details zu den Metriken

Es wurde vermutet, dass einige aktive Asteroiden als Folge von Einschlagereignissen entstanden sind1. Da aktive Asteroiden im Allgemeinen erst zufällig entdeckt werden, nachdem sich ihr Schweif vollständig gebildet hat, wurde der Prozess, wie sich aus Einschlagsauswürfen ein Schweif entwickelt, unseres Wissens nicht direkt beobachtet. Die Mission Double Asteroid Redirection Test (DART) der NASA2 hat nicht nur die Umlaufzeit von Dimorphos3 erfolgreich verändert, sondern auch den Aktivierungsprozess eines Asteroiden infolge eines Einschlags unter genau bekannten Bedingungen demonstriert. Hier berichten wir über die Beobachtungen der DART-Einschlagauswürfe mit dem Hubble-Weltraumteleskop von der Aufprallzeit T + 15 min bis T + 18,5 Tage bei räumlichen Auflösungen von etwa 2,1 km pro Pixel. Unsere Beobachtungen offenbaren die komplexe Entwicklung der Ejekta, die zunächst durch die Gravitationswechselwirkung zwischen dem Didymos-Binärsystem und dem ausgestoßenen Staub und anschließend durch den Sonnenstrahlungsdruck dominiert wird. Die Ejekta mit der niedrigsten Geschwindigkeit verteilten sich durch einen anhaltenden Schweif, der eine konsistente Morphologie mit zuvor beobachteten Asteroidenschwänzen aufwies, von denen angenommen wurde, dass sie durch einen Einschlag entstanden sind4,5. Die Entwicklung der Ejekta nach dem kontrollierten Aufprallexperiment von DART bietet somit einen Rahmen für das Verständnis der grundlegenden Mechanismen, die auf Asteroiden wirken, die durch einen natürlichen Einschlag zerstört wurden1,6.

Das Hubble-Weltraumteleskop (HST) beobachtete die Ejekta alle 1,6 Stunden während der ersten 8 Stunden nach dem DART-Einschlag (Extended Data Table 1) bei der in Abb. 1 gezeigten Betrachtungsgeometrie. Das bei etwa T + 0,4 Stunden aufgenommene Bild (Abb . 2a) zeigt diffuse Auswürfe mit mehreren linearen Strukturen und Klumpen (Konzentration von Materialien, die mit ähnlichen Geschwindigkeiten ausgestoßen werden), die sich fast über die gesamte östliche Hemisphäre von Didymos erstrecken. Nach etwa T + 2 Stunden hatte sich die anfängliche, diffuse Staubwolke größtenteils aufgelöst und es entstand eine insgesamt kegelförmige Auswurfmorphologie, wobei die Kanten des Hohlkegels aufgrund des optischen Tiefeneffekts als zwei lineare Merkmale (l7 und l8) dargestellt waren. Der Auswurfkegel zeigte viele deutliche morphologische Merkmale (Abb. 2b – f), von denen einige in mehreren Bildern zwischen T + 3 und T + 10 Stunden sichtbar sind und sich bis zu einer Entfernung von fast 500 km vom Asteroiden erstrecken. Diese Merkmale bewegten sich radial mit konstanten Geschwindigkeiten von einigen bis etwa 30 m s−1 vom Asteroiden weg, wie in den Himmel projiziert (Erweiterte Datentabelle 2). Die radiale Ausdehnungsbewegung dieser Strukturen legt nahe, dass dieses Material direkt aus dem Didymos-System ausgestoßen wird, ohne dass es nennenswert von der Schwerkraft des Systems oder dem Sonnenstrahlungsdruck beeinflusst wird. Auf der Grundlage der Positionswinkel (von Norden nach Osten gemessener Winkel) des Kegels und eines einfachen Modells (Methoden) stellen wir fest, dass der beobachtete Auswurfkegel mit einem dreidimensionalen Öffnungswinkel von 125 ° ± 10 ° und einer Mittellinie übereinstimmt in einem Positionswinkel von 67° ± 8°, der nahezu parallel zur Anflugrichtung des DART-Raumfahrzeugs ist. Der beobachtete Auswurfkegel ist breiter als der Auswurf, der durch die Experimente mit vertikaler Kraterbildung auf körnigen Medien erzeugt wurde7,8, obwohl größere Öffnungswinkel durch die Krümmung der Zieloberfläche9 und den Winkel der inneren Reibung des Ziels10 sowie durch die Geometrie erklärt werden könnten des Projektils11.

In dieser Ansicht zeigt der Himmel nach Norden nach oben und der Osten nach links. Die äquivalenten Durchmesser von Didymos (großer Sphäroid) und Dimorphos (kleiner Sphäroid) betragen 761 m bzw. 151 m2. Die Umlaufbahn von Dimorphos um Didymos vor dem Einschlag, dargestellt durch den schwarzen Kreis, hat eine große Halbachse von 1,206 ± 0,035 km3 und eine Exzentrizität von <0,03 (Lit. 29). Die Größen von Didymos und Dimorphos und ihre Trennung in der Abbildung sind maßstabsgetreu. Das gesamte System liegt in den HST-Bildern innerhalb eines Pixels. Dimorphos umkreist Didymos im Uhrzeigersinn mit einer Geschwindigkeit von etwa 0,17 m s−1. Der positive Pol von Didymos (auch der Orbitalpol des Systems) wird durch die blaue Linie dargestellt, die nahe am südlichen Himmelspol und 51° aus der Himmelsebene von der Erde entfernt zeigt. Die Sonne steht in einem Positionswinkel von 118°, dargestellt durch die orangefarbene Linie und das Punkt-Kreis-Symbol. Der DART-Raumfahrzeugvektor wird durch die rote Linie mit Pfeilen dargestellt, die von Ost nach West in einem Positionswinkel von 68° und innerhalb von 1° zur Himmelsebene verläuft.

a–f, Alle Bilder werden in Duplikatpaaren angezeigt, wobei das linke der Übersichtlichkeit halber nicht mit Anmerkungen versehen ist und das rechte Bild mit durch weiße Markierungen und Beschriftungen gekennzeichneten Merkmalen versehen ist. Der Einschub oben links in jedem Panel ist der 100 Pixel breite Bereich, der auf den Asteroiden zentriert ist, dessen Fluss jedoch um das Zehnfache verkleinert wurde, um die Details des hellen Kerns zu zeigen. Das Symbol „x“ markiert Artefakte, die beispielsweise auf restliche kosmische Strahlung, Bildgrenzen, Hintergrundobjekte und fehlerhafte Pixel zurückzuführen sind. Die Zeiten entsprechen der mittleren Beobachtungszeit jedes Bildes. Schwarze Linien markieren Beugungsspitzen. Alle Bilder werden mit der gleichen logarithmischen Helligkeitsskala angezeigt. Der Himmel zeigt nach Norden nach oben und nach Osten nach links. Die gelben Pfeile zeigen die Richtung der Sonne, die cyanfarbenen Pfeile die heliozentrische Geschwindigkeitsrichtung von Didymos und die roten Pfeile die Richtung der DART-Raumsonde beim Aufprall, alle projiziert in die Himmelsebene zum Zeitpunkt der Beobachtung. Während der Belichtung einiger Bilder kam es beim HST zu einer Ausrichtungsabweichung, die in den ersten vier Bildern (vor T + 5,0 Stunden) zu einer Verschmierung von etwa 4–7 Pixeln und im gesamten Nordosten von etwa 14 Pixeln im T + 6,6 Stunden-Bild führte –Südwestrichtung (Methoden). Die Drift verbreitert den Schwanz und die beiden Beugungsspitzen orthogonal zur Richtung der Drift. Die meisten Merkmale sind viel größer als die Länge der Drift; Wir haben Unsicherheiten hinzugefügt, um den Effekt dieser Drift in unseren Messungen zu berücksichtigen. Viele Merkmale sind sichtbar, darunter lineare Merkmale (l1–l12), ein Bogen (Bogen 1), ein kreisförmiges Merkmal (c1), Blobs (b1–b3) und ein Schwanz. Der Auswurfkegel ist durch die linearen Merkmale l7 und l8 gekennzeichnet. Die Maßstabsbalken betragen 200 km bei der Entfernung von Didymos.

Die Ejekta von Dimorphos unterschieden sich von den Ejekta des Kometen 9P/Tempel 1, die von Deep Impact12, einem früheren Planeteneinschlagexperiment vergleichbaren Ausmaßes, erzeugt wurden (Extended Data Abb. 1a–c). Beide Experimente lieferten ähnliche Impulse für ihre Ziele. Die Raumsonde Deep Impact trug 80 % mehr kinetische Energie als die Raumsonde DART, aber der Kern von Tempel 1 (Ref. 12) mit einem Durchmesser von 6 km war erheblich massereicher als der Kern von Dimorphos2 mit einem Durchmesser von 151 m. Auf der Skala des HST waren die Deep Impact-Auswürfe diffus und größtenteils konturlos und dehnten sich mit einer Durchschnittsgeschwindigkeit von etwa 100 m s−1 und einer Höchstgeschwindigkeit von etwa 300 m s−1 aus (Ref. 13,14). Dieser Unterschied in der Morphologie des Auswurfs ist wahrscheinlich auf die unterschiedlichen Zielzusammensetzungen und Untergrundstrukturen zurückzuführen. Während Tempel 1 über einen hochporösen Untergrund15 verfügt, der aus feinkörnigem Staub besteht und reich an flüchtigen Stoffen ist16,17, könnten die Gerölloberfläche und das potenzielle Geröllhaufeninnere von Dimorphos2 den Auswurfvorhang stören und inhomogene Strukturen im Auswurf erzeugen18,19.

Von etwa T + 0,7 Tagen bis T + 2,1 Tagen traten die Ejekta-Merkmale, die aus langsamerem Staub bestanden, der mit weniger als etwa 1 m s−1 austrat, aus der Basis des Ejekta-Kegels hervor (Abb. 3a–d). Die Ejekta in diesem Stadium zeichneten sich durch gekrümmte Ejektaströme im Norden (s1) und Süden (s2), einige kleine krummlinige Strukturen (l16–l19) dazwischen und eine leichte Umhüllung dieser Strukturen um Didymos aus. Die Schwerkraft von Didymos, die 88 % des Gravitationspotentials des Doppelsternsystems an der Einschlagstelle ausmachte, verzerrte langsam die Form des ursprünglichen Auswurfkegels und erzeugte unterschiedliche Morphologien für s1 und s2. Der von der ursprünglichen nördlichen Kegelkante (l7) ausgestoßene Staub befand sich in unmittelbarer Nähe von Didymos (Abb. 1). Wie aus numerischen Simulationsvorhersagen hervorgeht20,21, wurde dieser Staub von Didymos beschleunigt und die Flugbahnen wurden gebogen, bevor er das Binärsystem verließ, wodurch der nördliche gekrümmte Strom s1 entstand (Erweiterte Daten, Abb. 2). Das Ende von s1 in der Nähe des Asteroiden enthält relativ langsame Teilchen, deren Flugbahnen stärker gebogen waren als die der relativ schnellen Teilchen weiter entfernt, was dazu führte, dass sich das nahe Ende im Uhrzeigersinn um Didymos verschob, was zu einer 18°-Verdrehung von s1 führte. Im Gegensatz dazu wurde der größte Teil des Staubs am ursprünglichen südlichen Kegelrand (l8; Abb. 2) von Didymos weggeschleudert. Daher werden diese Flugbahnen weniger von der Schwerkraft von Didymos beeinflusst, was zu einem weniger gekrümmten südlichen Strom (s2) führt, dessen nahes Ende sich im Laufe der Zeit langsam um den Asteroiden windet (Abb. 3a–f). Die kleinen krummlinigen Strukturen zwischen den beiden Strömen (l16–l19) bestanden wahrscheinlich aus Staub, der von der Vorder- oder Rückseite des hohlen Auswurfkegels ausgestoßen wurde, sich mehr oder weniger ähnlich wie jeder der beiden gekrümmten Ströme verhielt und sich leicht von der ursprünglichen radialen Richtung drehte .

Der Einschub, die Bildausrichtung, die Helligkeitsdehnung, die Maßstabsbalken und die Vektorpfeile sind alle dieselben wie in Abb. 2. Das Symbol „x“ markiert Bildartefakte. Zu den Hauptmerkmalen der Ejekta in diesem Zeitraum gehören die gekrümmten Ejektaströme (s1 und s2), lineare Strukturen (l7, l11–l24), Kleckse (b3–b5), eine kreisförmige Struktur (c1) und ein Bogen (Bogen 2). ). a–g, Der ursprüngliche Nordrand des Auswurfkegels (l7) ist in Bildern vor T + 5,7 Tagen noch sichtbar. a–e, Der frühe südliche gekrümmte Bach (s2) könnte mit dem südlichen Rand des ursprünglichen Auswurfkegels (l8) überlappt sein, der nicht gesondert markiert ist. g–k, Der nördliche gekrümmte Strom (s1) weitete sich bei etwa T + 5 Tagen entlang der Schwanzrichtung aus und bildete eine flügelartige Struktur. b–f, Eine Gruppe linearer Merkmale (l16–l24), von denen einige Teil des südlichen gekrümmten Flusses (l21–l24) sind, zeigte eine Drehung im Uhrzeigersinn um Didymos von T + 1,1 Tagen bis T + 4,7 Tagen. g–i, Diese linearen Merkmale erstreckten sich später (T + 5,7 Tage) unter dem Druck der Sonnenstrahlung entlang der Schwanzrichtung, wobei sich diejenigen im Norden von Didymos mit dem flügelförmigen Merkmal überlappten. h–j, Ein sekundärer Schwanz ist zwischen T + 8,8 Tagen und T + 14,9 Tagen sichtbar (siehe auch Abb. 4). Die gebogene Kante des flügelähnlichen Merkmals ist in k sichtbar. Die Fragezeichen nach den Anmerkungen von l23 und l24 in h und l22 in i kennzeichnen die relativ unsichere Identifizierung dieser Merkmale aufgrund ihrer Helligkeit und der großen Änderungen ihrer Positionen und Ausrichtungen gegenüber den vorherigen Bildern in der Sequenz.

Über den Gravitationseinfluss des Didymos-Systems hinaus trennt der Sonnenstrahlungsdruck auf natürliche Weise Partikel unterschiedlicher Größe entlang der Sonnenrichtung von der Sonne zur Sonne, da kleine Partikel schneller beschleunigt werden als große Partikel22. Der nördliche Strom (s1), der ungefähr orthogonal zur Sonnenrichtung liegt, weitete sich zunehmend aus und bildete die beobachtete flügelartige Form mit einer diffusen Antisonnenkante und einer relativ scharfen Sonnenkante (Abb. 3f–j). Diese scharfe Kante weist auf eine Grenze der größten Partikelgröße des Auswurfs hin. Da der südliche Strom nahezu auf die Sonne ausgerichtet war, wurden diese Partikel zunächst durch den Druck der Sonnenstrahlung abgebremst, bevor sie schließlich in die Gegenrichtung der Sonne gedreht wurden. Ab T + 4,7 Tagen wurden die Partikel, die sich in s2 aufgrund der inhomogenen Staubverteilung im Auswurf mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und Richtungen bewegten, in einzelne Merkmale getrennt (l20–l24; Abb. 3f). Diese Partikel erreichten maximale projizierte Sonnenentfernungen von bis zu 150–200 km. Alle diese einzelnen Merkmale (l20–l24) und die kleinen krummlinigen Merkmale (l16–l18) zwischen den beiden Hauptströmen wurden im Laufe der Zeit durch den Sonnenstrahlungsdruck entlang der Richtung Sonne-Anti-Sonne gedehnt (Abb. 3f–i). Die feineren Partikel in den Merkmalen l16–l18, die sich nördlich von Didymos befanden, wurden weiter von Dimorphos weggedrückt und holten die größeren Partikel ein, die zuvor in s1 ausgestoßen wurden, was sich scheinbar mit der flügelartigen Struktur überlappte und eine komplexere Struktur erzeugte Muster (Abb. 3g, h).

Als Folge des Sonnenstrahlungsdrucks begann bei etwa T + 3 h ein Staubschweif gegen die Sonne nahezu gegenüber dem Auswurfkegel aufzutauchen. Dieser Schweif dehnte sich schnell auf eine projizierte Länge von mehr als 1.500 km aus und übertraf die räumliche Abdeckung unserer Bilder (Abb. 4). Um T + 5,7 Tage herum zeigte der schmale Schweif einen relativ hellen und scharfen Südrand und einen parallelen, aber diffuseren Nordrand (Abb. 4h). Die Gesamtmorphologie des Schweifs von Dimorphos ähnelt der von P/2010 A2, einem aktiven Asteroiden, der wahrscheinlich durch einen Einschlag ausgelöst wurde4,23,24 (Extended Data Abb. 1d,e). Die Breite des Schweifs, die etwa 1 Bogensekunde beträgt, steht im Einklang mit einer Anfangsgeschwindigkeit des Staubs, die mit der Umlaufgeschwindigkeit von Dimorphos vergleichbar ist, was darauf hindeutet, dass der Schweif die langsamsten Auswurfpartikel enthält. Darüber hinaus krümmte sich der frühe Schwanz innerhalb von T + 2 Tagen leicht nach Süden (Abb. 4d, e), während der Schwanz nach T + 8 Tagen etwas fächerförmiger wurde (Abb. 4i – k). Da der Strahlungsdruck die Partikelgröße entlang des Schweifs sortierte, wurde der früheste Schweif bei etwa T + 3 h von mikrometergroßen Partikeln dominiert, während im endgültigen Bild zentimetergroße Partikel den Teil des Schweifs innerhalb des HST-Sichtfelds dominierten. Das Helligkeitsprofil des Schwanzes hängt mit der Partikelgrößenverteilung des Auswurfs zusammen. Unter der Annahme eines Potenzgesetzes für die unterschiedliche Größenverteilung haben wir einen Exponenten von −2,7 ± 0,2 für Partikel mit Radien zwischen 1 µm und einigen Millimetern und einen Exponenten von −3,7 ± 0,2 für größere Partikel mit einem Radius von bis zu einigen Zentimetern abgeleitet ( Erweiterte Daten Abb. 3). Es wurde beobachtet, dass Ejektapartikel das Didymos-System in den endgültigen Bildern, die nach T + 15 Tagen aufgenommen wurden, kontinuierlich verließen (Erweiterte Daten, Abb. 4 und 5).

a–l, Alle Frames werden so gedreht, dass die erwartete Richtung des Schwanzes basierend auf unserem dynamischen Staubmodell (Methoden) in der horizontalen Richtung verläuft, die sich nach rechts erstreckt. Alle Bilder werden mit der gleichen logarithmischen Helligkeitsskala angezeigt. Die Bereiche außerhalb des Sichtfeldes sind durch eine dunkelblaue Farbe gekennzeichnet. Das Symbol „x“ markiert Bildartefakte. Die Maßstabsbalken sind an einem Ende auf den Asteroiden ausgerichtet und erstrecken sich 200 km in Richtung des Hecks. a–c, Beachten Sie, dass die ersten drei Bilder eine zielinduzierte Drift in der Himmelsebene von 5–7 Pixeln ungefähr entlang der Richtung der vertikalen Beugungsspitzen aufweisen. Die Drift in allen anderen Frames ist kleiner als zwei Pixel. Das erste Bild (a) in dieser Sequenz, das bei T + 0,08 Tagen (T + 1,9 h) aufgenommen wurde, zeigt keine Anzeichen eines Schwanzes. Ab dem zweiten Bild (b), das bei T + 0,15 Tagen (T + 3,5 h) aufgenommen wurde, war ein Schwanz sichtbar. Der Schwanz wuchs weiter in eine Richtung, die im Allgemeinen mit einer impulsiven Staubemission von Dimorphos zum Zeitpunkt des Aufpralls übereinstimmt. i–k, Der sekundäre Schweif ist zwischen T + 8,82 Tagen und T + 14,91 Tagen sichtbar und zeigt etwa 4° nördlich des ursprünglichen Schweifs.

Darüber hinaus erschien zwischen T + 5,7 Tagen und T + 8,8 Tagen ein sekundärer Schwanz (Abb. 4i–k), der jedoch am Tag T + 18,5 nicht mehr erkennbar war (Abb. 4l). Es stammt aus dem Didymos-System und zeigte etwa 4° nördlich des ursprünglichen Schwanzes, wodurch in diesem Zeitraum eine insgesamt fächerförmige Schwanzmorphologie entstand. Die Ursache des sekundären Schweifs ist unklar und mehrere Mechanismen werden untersucht (Methoden und erweiterte Daten, Abb. 4 und 6), obwohl die Morphologien mit den früheren Beobachtungen aktiver Asteroiden mit mehreren Schweifen übereinstimmen25,26,27,28. Die gesamte oben besprochene Evolutionssequenz der Ejekta von Dimorphos ist im Zusatzvideo 1 dargestellt.

Die DART-Mission hat deutlich gezeigt, dass Einschläge Asteroiden aktivieren können, was mit früheren Asteroidenbeobachtungen übereinstimmt1. Unsere Beobachtungen bilden eine Grundlage für die Neubewertung früherer Beobachtungen aktiver Asteroiden, von denen angenommen wird, dass sie durch einen Einschlag ausgelöst wurden. Die Entwicklung des Auswurfs von Dimorphos legt nahe, dass die beobachtete Partikelgröße in aktiven Asteroidenschweifen vom Alter des Schweifs abhängen könnte, was mit dem Bereich der in den Schweifen des aktiven Asteroiden 311P/PanSTARRS26 gemessenen Partikelgrößen übereinstimmt. Das Fehlen von Staub im Submillimeterbereich im Schweif von P/2010 A2 könnte daher auf die Beobachtungen zurückzuführen sein, die 10 Monate nach dem Aufprall stattfanden4,5,24. DART, ein kontrolliertes Einschlagsexperiment im Planetenmaßstab, liefert eine detaillierte Charakterisierung des Ziels, der Auswurfmorphologie und des gesamten Auswurfentwicklungsprozesses. DART wird weiterhin als Modell für Studien neu entdeckter Asteroiden dienen, die eine durch natürliche Einschläge verursachte Aktivität zeigen.

Wir haben insgesamt 19 HST-Umlaufbahnen (Zeitraum 95 Minuten) über einen Zeitraum von etwa 19 Tagen verwendet, um die Dimorphos-Ejekta zu beobachten (erweiterte Datentabelle 1). Die erste Umlaufbahn (Umlaufbahn 0o) fand vor dem DART-Einschlag statt. Die zweite Umlaufbahn bis zur siebten Umlaufbahn (Umlaufbahnen 01–06) begann etwa T + 15 Minuten und beobachtete kontinuierlich die Ejekta, außer wenn die Erde die Sicht auf das Ziel verdeckte. In den nächsten fünf Umlaufbahnen (Umlaufbahnen 11–15) beobachteten wir die Ejekta etwa alle 12 Stunden und in den folgenden drei Umlaufbahnen (Umlaufbahnen 16–18) einmal täglich. In der letzten Phase (Umlaufbahnen 21–24) wurden alle drei Tage Beobachtungen durchgeführt. Die Beobachtungen wurden 18,5 Tage nach dem Aufprall abgeschlossen. In jeder Umlaufbahn wurden Bilder mit mehreren Belichtungsstufen aufgenommen, wobei der zentrale Kern von Didymos bei kurzen Belichtungen ungesättigt war und bei langen Belichtungen Didymos gesättigt war, um die relativ schwachen Auswurfpartikel und den Schweif abzubilden. Alle Bilder wurden durch den Filter F350LP (Pivotwellenlänge 587 nm, Bandbreite 149 nm)30 gesammelt.

Die Beobachtungen sollten mit der Dimorphos-Ephemeris-Rate verfolgt werden. Die Nachführung umfasste nominell Parallaxenkorrekturen aufgrund der Umlaufbahn des HST um die Erde und sollte Didymos bei allen Aufnahmen mit minimaler Drift im Sichtfeld im Sichtfeld halten. Aufgrund eines noch ungeklärten Verfolgungsproblems verloren einige Umlaufbahnen jedoch das Ziel bei unterschiedlich vielen Belichtungen, und bei einigen Langzeitbelichtungen kam es zu einer Richtungsabweichung von mehr als zehn Pixeln. Wir haben unsere Analyse auf Aufnahmen mit weniger als sieben Pixeln Drift beschränkt und gelegentlich Langzeitbelichtungen mit mehr Drift verwendet, wenn für die jeweiligen Umlaufbahnen keine guten Bilder verfügbar waren.

Die Bilder wurden mit der HST-Standardkalibrierungspipeline am Space Telescope Science Institute31 kalibriert. Anschließend haben wir den Himmelshintergrund entfernt, gemessen von einem Quadrat mit einer Breite von 100–400 Pixeln und 100–300 Pixeln von der oberen rechten Ecke, abhängig von der Bildgröße. Dieses Gebiet ist im Allgemeinen 20 Bogensekunden von Didymos entfernt und weist keine Anzeichen von Auswurf auf.

Die Aperturphotometrie wurde bei allen kurzen, ungesättigten Belichtungen gemessen, die hinsichtlich der Ladungsübertragungseffizienz31, jedoch nicht der geometrischen Verzerrung korrigiert wurden (.flc-Dateien, verfügbar im HST-Datenarchiv; siehe „Datenverfügbarkeit“). Der Schwerpunkt wurde durch eine zweidimensionale Gaußsche Anpassung mit einem 5 × 5 Pixel großen Kasten definiert, der im Fotozentrum zentriert war. Die Pixelbereichskarte wurde verwendet, um Pixelbereichsvariationen im Bild zu korrigieren31. Die Gesamtzählungen wurden mit kreisförmigen Aperturen mit einem Radius von 1–130 Pixeln (0,04–5,2 Bogensekunden) gemessen. Wir haben die Gesamtzählungen in Flussdichte und Vega-Größe umgerechnet, basierend auf den photometrischen Kalibrierungskonstanten (PHOTFLAM = 5,3469 × 10−20 erg Å−1 cm−2 pro Elektron, PHOTZPT = 26,78), die in den Bildköpfen und auf der HST-Website zur photometrischen Kalibrierung bereitgestellt werden . Die Gesamthelligkeit von Didymos einschließlich der Ejekta und die Gesamthelligkeit der Ejekta sind in den erweiterten Daten in Abb. 4 dargestellt.

Wir verwendeten die hinsichtlich Ladungsübertragungseffizienz und geometrischer Verzerrung korrigierten Bilder (.drc-Dateien), um die Morphologie der Auswurfe zu untersuchen. Um das Signal-Rausch-Verhältnis der schwachen Auswurfmerkmale zu erhöhen, haben wir alle Langzeitbelichtungen in jeder Umlaufbahn gestapelt, da bei jeder Umlaufbahn keine Änderung in der Auswurfmorphologie sichtbar ist. Der Schwerpunkt von Langzeitbelichtungen, die in der Mitte gesättigt sind, wurde durch den Querschnitt der Beugungsspitzen bestimmt. Einige Langzeitbelichtungen mit zielinduzierter Drift wurden in den Stapel aufgenommen, diejenigen mit mehr als zehn Pixeln Drift wurden jedoch verworfen. Die Auswirkungen dieser Drift werden als zusätzliche Positionsunsicherheiten bei der Messung von Merkmalen berücksichtigt, die meist größer sind als die Länge der Drift. Beim Stapeln wurden kosmische Strahlung und Hintergrundsterne entfernt. Da für jeden Orbit eine unterschiedliche Anzahl guter Langzeitbelichtungen zur Verfügung stand, variierten die Gesamtbelichtungszeiten bei den meisten gestapelten Langzeitbelichtungen zwischen 25 und 50 s und erreichten 155 s für den Orbit-21-Stapel und 110 s für den Orbit-23-Stapel.

Zur Identifizierung von Auswurfmerkmalen wurden verschiedene Bildverbesserungstechniken verwendet, die üblicherweise für Studien an Kometen32 verwendet werden, darunter azimutale Mediansubtraktion und -teilung, azimutale und radiale Neuprojektion, unterschiedliche Helligkeitsstreckung und die Verwendung verschiedener Farbtabellen. Alle identifizierten Merkmale wurden durch mehrere Techniken bestätigt.

Die in die Bildebene projizierten Geschwindigkeiten der Merkmale wurden unter der Annahme geschätzt, dass alle Merkmale zum Zeitpunkt des Einschlags vom Asteroiden stammten und sich direkt vom Asteroiden wegbewegten. Die projizierte Entfernung eines Merkmals vom Asteroiden und die entsprechende Beobachtungszeit ergaben die projizierte Geschwindigkeit des Merkmals. Beachten Sie, dass die auf diese Weise geschätzten Geschwindigkeiten nicht die tatsächlichen Endgeschwindigkeiten der Merkmale nach dem Verlassen des Doppelsternsystems für langsame Auswürfe (< etwa 1 m s−1) oder für Merkmale, die vom Sonnenstrahlungsdruck beeinflusst werden, darstellen. Die Flugbahnen der Merkmale werden in diesen Fällen insbesondere durch die Schwerkraft von Didymos (Extended Data Abb. 2) oder den Sonnenstrahlungsdruck beeinflusst.

Wir basierten unsere Ejekta-Kegel-Eigenschaften auf den Ejekta-Strukturen, die sich in den Bildern innerhalb von T + 8,2 h mit mehr als 1 m s−1 bewegten (Abb. 2). Diese Strukturen zeigten eine lineare Bewegung, die sich vom Asteroiden entlang der radialen Richtung vom binären Asteroiden wegbewegte (Erweiterte Datentabelle 2). Unter der Annahme, dass sich der größte Teil des Auswurfstaubs innerhalb eines dünnen kegelförmigen Vorhangs befindet, würden die beiden Kanten des Kegels aufgrund des optischen Tiefeneffekts bei seitlicher Betrachtung als zwei helle Strahlen entlang der radialen Richtung von Dimorphos erscheinen. Da die DART-Aufprallgeschwindigkeit nahe an der Himmelsebene liegt (erweiterte Datentabelle 1), wird der Kegel im HST beinahe von der Seite betrachtet, wenn wir annehmen, dass die Richtung des Kegels nahe an der Umkehrung der Richtung der DART-Aufprallgeschwindigkeit liegt Bilder und der Öffnungswinkel, der von den beiden Kanten des Kegels (lineare Merkmale l7 und l8) aufgespannt wird, liegt nahe an seinem dreidimensionalen Öffnungswinkel. Dies wird durch unsere abgeleitete Kegelgeometrie bestätigt, die im Folgenden beschrieben wird.

Wir haben die Positionswinkel der beiden Kanten des Auswurfkegels sowohl aus dem Originalbild als auch aus den erweiterten Bildern gemessen (siehe „Beobachtungen sowie Datenreduktion und -verarbeitung“). Der Unsicherheitsbereich der Positionswinkel wird durch die scheinbare Breite des linearen Merkmals definiert. Unsere Messung ergab einen Auswurfkegel, der innerhalb von 5° zur Einfallsrichtung von DART zentriert war und einen Öffnungswinkel von etwa 130° hatte. Aufgrund der Unschärfe der Ejektastrahlen und ihrer leichten Krümmung könnte die Unsicherheit der gemessenen Positionswinkel bis zu ±8° betragen, was zu einer Unsicherheit der Öffnungswinkel von bis zu ±12° führt. Die Bildung des Mittelwerts dieser beiden Kanten und des Maximalwerts der Unsicherheit ergibt die Achse des Auswurfkegels bei einem Positionswinkel von 67° ± 8° unter der Annahme, dass der Auswurfkegel achsensymmetrisch zur Kegelachse ist.

Um die Geometrie des Auswurfkegels weiter einzuschränken, haben wir zum Vergleich mit den Bildern ein dreidimensionales numerisches Kegelmodell erstellt, das durch die Richtung der Kegelachse in Rektaszension (RA) und Deklination (Dez) sowie einen Öffnungswinkel parametrisiert ist. Wir projizierten zunächst die sechs frühen Bilder nach dem Aufprall (Abb. 2) in einer Azimutal-Radial-Projektion und erstellten für jedes Bild ein Histogramm von Pixeln, die heller als 18 mag arcsec-2 sind, entlang der Azimutalrichtung. Die azimutalen Bins mit der höchsten Pixelanzahl (außer denen des Schweifs und der Beugungsspitzen) definieren die beiden Kegelkanten mit annähernd einer Gauß-Verteilung. Aus den Histogrammen werden der Mittelwert und die 1σ-Unsicherheit der Positionswinkel der beiden Kegelkanten abgeleitet. Im Durchschnitt weisen die nördlichen und südlichen Kegelkanten Positionswinkel von 4° ± 8° bzw. 131° ± 8° auf, was mit den oben beschriebenen Messungen übereinstimmt. Anschließend generierten wir simulierte Bilder vom Modell-Auswurfkegel und berechneten das entsprechende Histogramm nach dem gleichen Ansatz für die tatsächlichen Bilder. Dieses Histogramm wurde mit den gemessenen Positionswinkeln der Kegelkanten verglichen, um eine Bewertung zu berechnen, definiert als

Dabei sind σi und μi die Standardabweichung und der Mittelwert der Nord- bzw. Südkanten (i = 1, 2), xj ist der Positionswinkel des Histogramm-Bin j für das simulierte Bild und sj ist die Pixelanzahl in Bin j. Wir haben die Kegelachse im gesamten RA- und Dec-Bereich und den Öffnungswinkel im Bereich von 100–160 Grad durchsucht, um die höchste Punktzahl zu erzielen. Da die HST-Bilder allein nicht bestimmen konnten, ob der Kegel zur Erde oder von ihr weg zeigte, führte dieser Ansatz zu zwei am besten passenden Kegelachsenlösungen, die in Bezug auf die Bildebene symmetrisch waren. Wir betrachteten daher beide Richtungen als mögliche Kegelachsenrichtungen. Die Unsicherheiten der Lösungen wurden anhand von 500 Zufallsstichproben der gemessenen Kegelkantenpositionswinkel, verteilt in zwei Gaußschen Kurven, mit den gemessenen Mittelwerten und Standardabweichungen geschätzt. Die am besten passenden Kegelachsenrichtungen waren (RA, dec) = (141º ± 8º, 25º ± 6º) und (120º ± 9º, 10º ± 7º), beide mit einem Öffnungswinkel von 125º ± 10º (1σ Unsicherheiten). Beide Lösungen liegen etwa 12° von der Bildebene entfernt, wobei erstere zur Erde zeigt und letztere von der Erde wegzeigt.

Der Positionswinkel des Schweifs und seine Unsicherheit wurden durch die radialen Richtungen des Asteroiden bestimmt, die die sichtbare Grenze des Schweifs am entferntesten Punkt entlang des Schweifs in allen (Kurz- und Langzeitbelichtungen) gestapelten Bildern definieren, die den Schweif enthalten. Das Staubdynamikmodell unter dem Einfluss des Sonnenstrahlungsdrucks folgt einem früheren Modell22, in dem die Staubbewegung durch βsrp bestimmt wird. βsrp, definiert als das Verhältnis der solaren Strahlungsdruckkraft zur solaren Gravitationskraft, hängt vom Partikelradius r und der Dichte ρ as ab

wobei K = 5,7 × 10−4 kg m−2 eine Konstante ist, Qpr der über das Sonnenspektrum gemittelte Strahlungsdruckkoeffizient ist, der normalerweise mit 1 angenommen wird. Wir haben eine Korndichte von 3,5 × 103 kg m−3 angenommen der Staub im Auswurf, der der Dichte gewöhnlicher Chondrit-Meteoriten folgt33, wenn man bedenkt, dass das Didymos-Dimorphos-System ein S-Typ-Spektrum aufweist, das mit gewöhnlichem LL-Chondrit-Material verbunden ist34.

Die Modellierung vor dem Aufprall deutete darauf hin, dass die Beschleunigung des Sonnenstrahlungsdrucks immer die der Gravitationsbeschleunigung des Didymos-Systems für Auswurfpartikel mit einer Größe von weniger als 100 µm übersteigt20,35. Diese kleinen Partikel werden in weniger als 10 Stunden aus dem binären System gedrückt. Die Schwerkraft von Didymos ist bei millimetergroßen Partikeln im Umkreis von etwa 3 km und bei zentimetergroßen Partikeln im Umkreis von 10 km vorherrschend.

Die Modellierung der Ausrichtung des Schweifs in der Himmelsebene folgt dem Synchron-Syndyn-Ansatz36, bei dem Synchrone die Orte von Staubpartikeln sind, die gleichzeitig mit einer Anfangsgeschwindigkeit von Null, aber mit unterschiedlichen βsrp ausgestoßen werden. Die gemessenen Positionswinkel des Schwanzes von Dimorphos stimmen innerhalb von 4° mit der Richtung überein, die durch die mit dem Zeitpunkt des Aufpralls in allen Bildern verbundenen Synchronisationen nahegelegt wird, was darauf hindeutet, dass der Sonnenstrahlungsdruck die Schwanzbildung dominiert (Erweiterte Daten, Abb. 7). Die kleine Diskrepanz zwischen T + 1 Tagen und T + 5 Tagen ist wahrscheinlich auf die leichte scheinbare Krümmung des Schwanzes zurückzuführen (Abb. 4e – h), die möglicherweise mit der mittleren Anfangsgeschwindigkeit der Staubpartikel ungleich Null in Bezug auf . zusammenhängt das Binärsystem, geerbt von der Umlaufgeschwindigkeit von Dimorphos.

Die Anfangsgeschwindigkeit des Auswurfstaubs ungleich Null führt dazu, dass sich der Schwanz verbreitert. Die durchschnittliche Anfangsgeschwindigkeit der Ejekta von Dimorphos, wie sie in die Bildebene projiziert wird, hat eine Nordkomponente, die dazu führt, dass sich der Schwanz in Bezug auf die Orte des hypothetischen Nullgeschwindigkeitsteilchens (Synchron) nach Norden hin verbreitert. Der relativ scharfe Südrand und der diffusere Nordrand stimmen mit der Erwartung aus der Beziehung zwischen Masse und Geschwindigkeit des Auswurfs überein37, da die Anzahl der Staubpartikel mit zunehmender Auswurfgeschwindigkeit abnimmt. Die Breite des Schweifs von einer Bogensekunde steht im Einklang mit einer anfänglichen Geschwindigkeitsdispersion Δv = 0,15 m s−1, vergleichbar mit der Umlaufgeschwindigkeit von Dimorphos, was darauf hindeutet, dass der Schweif hauptsächlich aus den langsamsten Auswurfpartikeln besteht.

Die umgekehrte Proportionalität von βsrp zur Partikelgröße bedeutet, dass kleine Partikel einem stärkeren Sonnenstrahlungsdruck ausgesetzt sind und nach dem Ausstoß schneller vom Asteroiden weggedrückt werden als große Partikel. Da die Dauer unserer HST-Beobachtungen viel kürzer ist als die Umlaufzeit von Didymos um die Sonne (2,1 Jahre), kann die Bewegung der Partikel entlang des Schweifs relativ zum Asteroiden unter Sonnenstrahlungsdruck durch eine konstante Beschleunigungsbewegung angenähert werden. Mit zunehmender Länge des Schweifs breiten sich Partikel unterschiedlicher Größe entlang des Schweifs aus, wobei die kleinsten Partikel in der Nähe des vom Asteroiden entfernten Endes des Schweifs verbleiben und die größeren Partikel das Ende in der Nähe des Asteroiden dominieren. Unter der Annahme einer differenziellen Partikelgrößenverteilung nach dem Potenzgesetz mit einem Exponenten von α für den Schweif haben wir abgeleitet, dass die Helligkeit des Schweifs voraussichtlich in einer Potenzgesetzbeziehung mit der Entfernung zum Asteroiden mit einem Exponenten b = −4 − steht α.

Wir haben die Helligkeitsprofile des Schweifs aus gestapelten Langzeitbelichtungen von T + 5 Stunden bis zum letzten Stapel bei T + 18,5 Tagen extrahiert (Erweiterte Daten, Abb. 3). Der Exponent α der differentiellen Partikelgrößenverteilung wurde aus dem linearen Teil der Schwanzhelligkeitsprofile (im Log-Log-Raum) in verschiedenen Bildern abgeleitet, was einem Bereich von βsrp von 0,2 × 10–4 bis 8 × 10– entspricht 4 liegt zwischen −2,2 und −3,1, mit einem Durchschnitt von −2,7 und einer Standardabweichung von 0,2. Der Bereich von βsrp gibt an, dass die Partikelgrößen zwischen 1 µm und einigen Millimetern liegen. In Bildern nach etwa T + 6 Tagen zeigt die Schwanzhelligkeit zwei Regionen mit unterschiedlichen Steigungen des Potenzgesetzes. Der innere Bereich scheint von den Partikeln in den gekrümmten Auswurfströmen beeinflusst zu sein, die begannen, sich mit dem Schwanz zu überlappen. Der äußere Bereich weist wie in den frühen Bildern optimale Steigungen nahe –2,7 auf, wohingegen die Steigung des inneren Bereichs zwischen –3,6 und –3,9 liegt. Der Bereich von βsrp für den inneren Bereich beträgt 7 × 10–4 bis 1 × 10–5, entsprechend millimeter- bis zentimetergroßen Partikeln. Das Fehlen kleiner Partikel in den gekrümmten Strömen ist zu erwarten, da Partikel mit einer Größe von 100 µm oder kleiner einige Stunden nach dem Aufprall entfernt worden sein sollten. Die scheinbar zunehmende Steilheit der Partikelgrößenverteilung in diesem Größenbereich scheint auch darauf hinzudeuten, dass die Masse der Ejektapartikel einen Größengrenzwert von einigen Zentimetern aufweist. Wenn die Partikelgrößenverteilung des Schwanzes die aller Auswurfpartikel repräsentiert, dann bedeutet ein Potenzgesetzindex von −2,7, dass die gesamte Auswurfmasse von den größten Partikeln dominiert wird.

Die obige Behandlung geht davon aus, dass die Albedo unabhängig von der Partikelgröße ist, die untersucht werden muss. Auf der Grundlage von Labormessungen der Phasenfunktion mikrometergroßer Aerosole38 und millimetergroßer Partikel39 sowie unterstützender Modelle der Streueffizienz40 beträgt die Albedo mikrometergroßer Partikel etwa 70 % derjenigen von millimetergroßen Körnern in der Phase Winkel unserer frühen Beobachtungen (54°). Dieses Helligkeitsverhältnis kehrt sich bei dem Phasenwinkel um, der den endgültigen Bildern entspricht (74°), wobei mikrometergroße Partikel etwa 16 % heller werden. Unsere Berechnung zeigt, dass der kleine Unterschied zwischen der Albedo mikrometer- und millimetergroßer Partikel den Best-Fit-Potenzgesetzindex der Partikelgrößenverteilung um weniger als 2 % verändert. Unsere Annahme, dass die gleiche Albedo auch für Partikel im Mikrometer- bis Zentimeterbereich gilt, gilt.

Die geringe Abnahme der Gesamtschwundrate der Gesamthelligkeit des Didymos-Dimorphos-Systems zwischen etwa T + 5 Tagen und T + 7 Tagen weist auf eine Zunahme des gesamten Streuquerschnitts in den Ejekta innerhalb von 10 km um das System hin (Erweitert). Daten Abb. 4), die teilweise die Auswurfbewegung aus der photometrischen Apertur kompensieren. Es ist unwahrscheinlich, dass dies auf eine Änderung der Albedo der Auswurfpartikel zurückzuführen ist. Es wurde erwogen, neue Staubpartikel in den Auswurf zu injizieren.

Dieses Szenario und sein Timing werden auch durch das Synchronisationsmodell (Extended Data Abb. 6) unterstützt, in dem die projizierte Richtung des Sekundärschweifs mit den Synchronisationen übereinstimmt, die mit etwa T + 5,0 Tagen bis T + 7,1 Tagen verbunden sind. Die geringe Breite des Sekundärschweifs, die der des ursprünglichen Schweifs ähnelt, lässt auf eine niedrige Anfangsgeschwindigkeit der Staubpartikel von etwa 0,15 m s−1 schließen. Obwohl die Didymos-Binärumgebung die Staubbewegung erschweren und eine Abweichung von der Null-Anfangsgeschwindigkeitsannahme des idealisierten Synchronmodells verursachen könnte, impliziert die beobachtete niedrige Anfangsgeschwindigkeit des Staubs im Sekundärschweif begrenzte Auswirkungen.

Zu den möglichen Mechanismen der sekundären Staubemission könnte der erneute Aufprall von Auswurfblöcken auf Dimorphos oder Didymos35 oder der Zerfall großer Auswurfblöcke in kleine Stücke aufgrund von Spin-up oder gegenseitigen Kollisionen gehören (SLI et al., Manuskript in Vorbereitung). Ein Masseabwurf von der Oberfläche von Dimorphos aufgrund der Rotation ist aufgrund seiner langsamen Rotation unwahrscheinlich, wenn seine Rotation durch Gezeiten blockiert ist. Massenbewegungen und -ablösungen von Didymos könnten jedoch möglicherweise durch einen erneuten Aufprall von Auswurf ausgelöst werden, da seine schnelle Rotation eine Nettobeschleunigung nach außen am Äquator verursacht, obwohl noch kein klarer Hinweis darauf bestätigt wurde3. Sobald der Staub mithilfe dieser Mechanismen von der Oberfläche von Dimorphos oder Didymos angehoben wird, wird der Staub durch den Druck der Sonnenstrahlung schnell in die Gegenrichtung der Sonne geschleudert und bildet einen sekundären Schweif.

Andere Mechanismen, wie die dynamische Wechselwirkung zwischen dem langsamen Ejektastaub und dem Binärsystem41, die Gravitationsstreuung für den Ejektastaub, wenn er durch den Druck der Sonnenstrahlung zurückgedreht wird und das Binärsystem passiert, oder photonengeladene Staubpartikel unter dem Einfluss interplanetarer Das magnetische Feld42 könnte auch zu einer ungewöhnlichen Schwanzmorphologie führen, die zum Auftreten eines sekundären Schwanzes führt. Unsere Dynamiksimulationen legten nahe, dass eine sekundäre Staubemission nicht notwendig ist, um einen sekundären Schweif zu bilden, dessen Morphologie mit der beobachteten übereinstimmt. Allerdings gehen diese Szenarien möglicherweise nicht mit der Zunahme des Auswurfstaubs einher, wie die schwächer werdende Lichtkurve des Didymos-Systems vermuten lässt.

Alle mit diesem Artikel verbundenen HST-Rohdaten werden archiviert und sind im Mikulski-Archiv für Weltraumteleskope (https://mast.stsci.edu/search/ui/#/hst/results?proposal_id=16674) öffentlich verfügbar, das vom Weltraum gehostet wird Institut für Teleskopwissenschaft. Die gestapelten Langzeitbelichtungen in Abb. 2–4 sind auf einer am JHU/APL gehosteten Website verfügbar (https://lib.jhuapl.edu/papers/ejecta-from-the-dart-produced-active-asteroid-dimo). Weitere verwandte Daten sind auf Anfrage beim entsprechenden Autor erhältlich.

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Diese Arbeit wurde von der DART-Mission unterstützt, NASA-Vertrag Nr. 80MSFC20D0004 und von der italienischen Raumfahrtbehörde (ASI) im Rahmen des LICIACube-Projekts (ASI-INAF-Vereinbarung AC Nr. 2019-31-HH.0). Ein Teil dieser Forschung wurde im Jet Propulsion Laboratory des California Institute of Technology im Rahmen eines Vertrags mit der NASA durchgeführt. J.-YL dankt der NASA für die Unterstützung durch den Zuschuss HST-GO-16674 des Space Telescope Science Institute, das von der Association of Universities for Research in Astronomy im Rahmen des NASA-Vertrags NAS 5-26555 betrieben wird. LK dankt für die Unterstützung des NASA DART Participating Scientist Program, Grant No. 80NSSC21K1131. RL, DAG und TJS danken dem NASA/GSFC Internal Scientist Funding Model (ISFM) Exospheres, Ionospheres, Magnetospheres Modeling (EIMM) Team, dem NASA Solar System Exploration Research Virtual Institute (SSERVI) und dem NASA Award No. 80GSFC21M0002. RM dankt für die Unterstützung durch einen NASA Space Technology Graduate Research Opportunities (NSTGRO) Award (Vertragsnr. 80NSSC22K1173). PM würdigt die finanzielle Unterstützung durch das Forschungs- und Innovationsprogramm Horizon 2020 der Europäischen Union im Rahmen der Finanzhilfevereinbarung Nr. 870377 (Projekt NEO-MAPP), das CNRS über die interdisziplinären Programme MITI, CNES und ESA. FF dankt für die Förderung durch den Schweizerischen Nationalfonds (SNF) Ambizione-Stipendium Nr. 193346. JO wurde durch Zuschuss Nr. finanziert. PID2021-125883NB-C22 vom spanischen Ministerium für Wissenschaft und Innovation/Staatliche Agentur für Forschung MCIN/AEI/10.13039/501100011033 und vom Europäischen Fonds für regionale Entwicklung „A way of making Europe“. GT dankt für die finanzielle Unterstützung durch das Projekt FCE-1-2019-1-156451 der Agencia Nacional de Investigación e Innovación ANII (Uruguay). T. Kohout wird durch das Projekt 335595 der Akademie von Finnland und durch institutionelle Unterstützung RVO 67985831 vom Institut für Geologie der Tschechischen Akademie der Wissenschaften unterstützt. FM dankt für die finanzielle Unterstützung durch die Zuschüsse CEX2021-001131-S, finanziert von MCIN/AEI/10.13039/501100011033 und PID2021-123370OB-I00. Die Forschung von MG wird teilweise durch das Stipendium 345115 der Akademie von Finnland unterstützt. JMT-R. dankt für die finanzielle Unterstützung des Projekts PID2021-128062NB-I00, das vom spanischen MCIN/AEI/10.13039/501100011033 finanziert wird. Wir danken J. DePasquale (STScI) für die Erstellung der im Zusatzvideo 1 enthaltenen Animation.

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Tony L. Farnham, Jessica M. Sunshine und Ludmilla Kolokolova

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Institut für Weltraumwissenschaften (CSIC-IEEC), UAB Bellaterra, Barcelona, ​​​​Spanien

Josep M. Trigo-Rodríguez

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J.-YL ist zusammen mit den Co-Ermittlern MMK, CAT, ASR, S. Chesley, LK, AFC und EGF der Hauptforscher des HST-Programms (GO-16674), um die DART-Auswurfproben zu beobachten. J.-YL leitet die Bemühungen zur Entwicklung dieses Artikels. MH, TLF und MMK trugen zu den Messungen und der Modellierung des Auswurfkegels sowie zu der anderen Studie zur Entwicklung des Auswurfs bei. GT trug zur Gewinnung und Analyse von Photometriedaten, zur Analyse der Schweifbildung und zum Vergleich mit aktiven Asteroiden bei. FM, ACB, BM, CO und J.-BV trugen zur Untersuchung der Schwanzbildung bei. S. Chesley trug zur photometrischen Untersuchung des Auswurfs bei. JMS, SDR, MJ, CME und AMS trugen zum Verständnis der Auswurfmerkmale im Zusammenhang mit dem Aufprall bei. LD und AV unterstützten die Planung, Überprüfung und Prüfung der Beobachtungssequenz. FF, SLI, AR, DJS und SS trugen zur dynamischen Modellierung des Auswurfs bei. RL, DAG und TJS unterstützten die Ableitung der Staubgrößenverteilung aus den Lichtstreuungseigenschaften des Staubs. AFC und ASR sind die Leiter des DART-Ermittlungsteams. NLC ist der DART-Koordinationsleiter. CAT leitet die DART Observations Working Group und bietet allgemeine Unterstützung bei Beobachtungen. EGF leitet die DART Ejecta Working Group und unterstützt bei der Interpretation und Modellierung von Ejekta. NAM unterstützte CAT durch die Bereitstellung allgemeiner Beobachtungsunterstützung. SB und MG trugen zur Untersuchung der Partikelgröße des Auswurfs bei. MTB, GC, S. Cambioni, ED, RTD, EME, IH, MH, PHH, SI, SJ, AL, TL, Z.-YL, PM, RM, JO, MP, CS, JS, PS, SRS, JMT -R., AF, T. Kareta, T. Kohout, AM, LK, FLF, ML und HAW lieferten Kommentare und Verbesserungen zum Papier.

Korrespondenz mit Jian-Yang Li.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature dankt Masateru Ishiguro und den anderen, anonymen Gutachtern für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

(a) Deep Impact-Ejekta etwa eine Stunde nach dem von HST13 beobachteten Aufprall. (b) Dimorphos-Ejekta ca. T+0,4 h (Abb. 2a). (c) Dimorphos-Ejekta ca. T+5 h (Abb. 2d). (d) Schweif von P/2010 A2, beobachtet von HST am 29. Januar 2010 in einer Entfernung von 1,09 au4 (Originalbild von NASA, ESA, D. Jewitt (UCLA), Quelle: https://hubblesite.org/contents/ media/images/2010/07/2693-Image.html?news=true, gedreht, um ungefähr nach Norden zu zeigen). (e) Dimorphos-Schwanz, beobachtet an T+5,7 Tagen (Abb. 4h). Alle Bilder werden mit Norden nach oben und Osten nach links angezeigt.

(a) Die roten Linien stellen die Flugbahnen von acht Staubpartikeln dar, die mit einer Geschwindigkeit von 0,43 m/s ausgestoßen werden und jeweils am nördlichen oder südlichen Rand des Auswurfkegels beteiligt sind. Die anfänglichen Richtungen basieren auf der gemessenen Kegelgeometrie (Methoden). Die Flugbahnen werden durch die Schwerkraft von Didymos und Dimorphos gekrümmt. Die gekrümmten dunkelblauen Linien sind die Positionen mehrerer Partikel, die mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten entlang der gleichen Richtung wie das Partikel in jeder entsprechenden roten Kurve ausgestoßen werden und die beobachteten gekrümmten Auswurfströme bilden. Die Fläche in der Abbildung ist 600 km breit. (b) Dieselbe Abbildung wie (a), jedoch in kleinerem Maßstab, die die deutlichere Krümmung der Auswurfströme in der Nähe des Doppelsternsystems zeigt. Diese Ströme erfassen eine Momentaufnahme der Partikelpositionen mit anfänglichen Auswurfgeschwindigkeiten von weniger als <~ 1 m/s.

(a) Helligkeitsprofile entlang des Schwanzes aus verschiedenen Bildern. Die gestrichelten Linien stellen die durchschnittliche Oberflächenhelligkeit dar, die entlang des Schweifs mit einer Breite von 40 Pixeln (1,6 Zoll) extrahiert wurde und der Klarheit halber vertikal versetzt ist. Die durchgezogenen Linien sind entsprechende Best-Fit-Potenzgesetzmodelle. Zwei Abschnitte werden separat für die Profile aus den Bildern angepasst gesammelt am und nach dem 2. Oktober, wie im Text beschrieben. (b) Best-Fit-Potenzgesetz-Index für die differenzielle Größenverteilung (dSFD) von Ejektastaubpartikeln in Bezug auf βsrp auf der unteren Achse und den entsprechenden Partikelradius (unter der Annahme, dass a Dichte von 3500 kg/m3) auf der oberen Achse. Gefüllte Kreise werden vom Hauptschwanz abgeleitet, offene Dreiecke vom Nebenschwanz. Die horizontalen Fehlerbalken stellen den Bereich von βsrp dar, der vom entsprechenden Schwanzprofil abgedeckt wird. Die Farben der Symbole entsprechen die Farben der Profile in Tafel (a). Die Steigungswerte des äußeren Abschnitts weisen einen βsrp von mehr als 1x10−4 auf, und die des inneren Abschnitts entsprechen einem βsrp zwischen 1x10−4 und 1x10−5. Die gestrichelte horizontale Linie ist der Durchschnitt −2,7 für die äußeren Abschnitte und der grün schattierte Bereich stellt die Standardabweichung dar.

(a) Gesamtgröße von Didymos in Öffnungen mit einem Radius von 10 km, 30 km und 50 km in der Entfernung von Didymos, gemessen anhand von HST-Bildern als Funktion der Zeit nach dem Aufprall. (b) Größe des Auswurfs im Verhältnis zur Zeit nach dem Aufprall. Die schwarze Kurve in beiden Feldern ist die Größe von Didymos basierend auf dem IAU-HG-Phasenfunktionsmodell mit einem G = 0,2043, skaliert, um der beobachteten Größe vor dem Aufprall zu entsprechen. Die Ejektagröße entspricht der Differenz zwischen dem beobachteten Gesamtfluss und dem Fluss von Didymos. Das Auswurfmaterial ist etwa 2,5 Tage lang nach dem Einschlag in der Öffnung mit einem Radius von 10 km heller als Didymos.

Die Kurven werden aus dem Bild vor dem Aufprall (−0,1 d) und den letzten drei Bildern (+11,9 d, +14,9 d und +18,5 d) extrahiert. Die erweiterten PSF-Profile der letzten Bilder deuten auf eine leicht ausgedehnte Quelle aufgrund von Auswurfstaub in der Nähe des Asteroiden hin. 1 Pixel entspricht 0,04" oder 2,1–2,3 km in der Entfernung von Didymos in den letzten drei Bildern.

(a) Das bei T+11,86 Tagen aufgenommene Bild wird in logarithmischer Helligkeitsdehnung angezeigt. Norden ist oben und Osten links. Die mit „x“ gekennzeichneten Merkmale sind Artefakte eines Hintergrundobjekts und eines Treffers der kosmischen Strahlung. (b) Dasselbe Bild wie in (a), jedoch mit überlagerten Synchronisationen, die verschiedenen Daten entsprechen. Die Richtung des Hauptschweifs stimmt mit der Synchronisation zum Zeitpunkt des Aufpralls (T+0,0 Tage) überein, und die Richtung des Nebenschweifs stimmt mit den Synchronisationen zwischen T+5,0 und T+7,1 Tagen überein.

Die blauen Kreise werden aus den gestapelten Bildern der Kurzbelichtungen gemessen, und die orangefarbenen Kreise werden aus den gestapelten Bildern der Langzeitbelichtungen gemessen. Die grünen Dreiecke sind die Positionswinkel des Sekundärschweifs. Die rote gestrichelte Linie ist die antisolare Richtung und die blaue durchgezogene Linie ist der Positionswinkel der Synchronisationen für Staub, der zum Zeitpunkt des Aufpralls ausgestoßen wird. Die bei Kurzbelichtungen gemessene Schwanzausrichtung könnte aufgrund des im Vergleich zu Langzeitbelichtungen geringeren Signal-Rausch-Verhältnisses durch den Sekundärschweif beeinflusst werden.

Animation der HST-Bildsequenz der Entwicklung von Ejekta aus Dimorphos. In allen Frames ist der Norden oben und der Osten links – also die gleiche Ausrichtung wie bei allen Abbildungen im Artikel. Alle Bilder werden mit der gleichen logarithmischen Helligkeitsskala angezeigt.

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Nachdrucke und Genehmigungen

Li, JY., Hirabayashi, M., Farnham, TL et al. Auswurf des von DART erzeugten aktiven Asteroiden Dimorphos. Natur 616, 452–456 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

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Eingegangen: 19. November 2022

Angenommen: 08. Februar 2023

Veröffentlicht: 01. März 2023

Ausgabedatum: 20. April 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-05811-4

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