Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V. German Aerospace Centre  Institute of Planetary Research 

 

MODELS

ASTEROIDS

SSEECCTTIIOONN:: ““AASSTTEERROOIIDDSS AANNDD CCOOMMEETTSS””

Annual Report 2004

http://solarsystem.dlr.de/KK

Comets

SPACE MISSIONS

  

From left to right Prof. U. Motschmann    uwe.motschmann@dlr.de    Guest scientist Dr. Jörg Knollenberg    joerg.knollenberg@dlr.de    Scientific staff member Dr. Ekkehard Kührt    ekkehard.kuehrt@dlr.de    Section leader Dr. Alan W. Harris    alan.harris@dlr.de        Deputy section leader Dr. Gerhard Hahn    gerhard.hahn@dlr.de      Scientific staff member Dr. Stefano Mottola    stefano.mottola@dlr.de    Scientific staff member Egon Braatz      egon.braatz@dlr.de      Technical staff member Michael Müller     michael.mueller@dlr.de    PhD student            Not appearing in the photo:  Dr. Carmen Tornow    carmen.tornow@dlr.de   Scientific staff member Detlef de Niem     detlef.deniem@dlr.de      Scientific staff member Ralph Kahle      ralph.kahle@dlr.de      PhD student (finished his work) 

2

1.  Introduction (EK)  2.   Asteroid science 2.1    Investigations of the physical properties of near-Earth asteroids with data from the NASA 

Infrared Telescope Facility (A. Harris, M. Müller) 2.2  Remote Observing with the IRTF from Berlin (M. Müller, A. Harris) 2.3   Asteroid thermal modelling (M. Müller, A. Harris, M. Delbo, E. Kührt) 2.4   Scientific requirements for near-Earth asteroid hazard mitigation (A. Harris) 2.5  Asteroid search/follow-up programmes and databases (G. Hahn) 2.6  Photometric Survey of Binary Near-Earth Asteroids (G. Hahn, S. Mottola) 2.7   Modelling the solar wind interaction with magnetized asteroids by a quasi-neutral hybrid 

model (U. Motschmann et al.)  3.  Comet science 3.1  Activity of C-G (E. Kührt) 3.2   Pre-cometary ice composition from hot core chemistry (C. Tornow, E. Kührt, U. Motschmann)  4.         Impact phenomena and Earth protection 4.1  Hypervelocity impacts on Earth and Mars (D. de Niem) 4.2  Impact-generated vapour and condensate chemistry (D. de Niem) 4.3  On the feasibility of deflecting hazardous asteroids (R. Kahle, E. Kührt, G. Hahn)  5.  Contribution to space missions 5.1  Rosetta-Mupus (J.Knollenberg, E. Kührt, T. Spohn) 5.2  Rosetta-Rolis (S. Mottola, H. Michaelis) 5.3  Sofia (C. Tornow, E. Kührt, U. Motschmann) 5.4  DAWN (S. Mottola, R. Jaumann) 5.5  Don Quijote: Study of a hazardous asteroid mitigation pre-cursor mission (A. Harris) 5.6  Deep Impact simulations (D. de Niem, E. Kührt, J. Knollenberg) 5.7  Global 3d hybrid simulation study of the Martian plasma boundaries (A. Bößwetter, T.   Bagdonat, U. Motschmann, E. Kührt)  6.  Scientific prospects 6.1  Access to Calar Alto telescope (S. Mottola, E. Kührt, A. Harris, G. Hahn)  6.2  National spaceguard centre (G. Hahn, A. Harris, S. Mottola, E. Kührt) 6.3  ISSI project (E. Kührt, M. Müller, M. Delbo, A. Harris)  7.  Technology Projects 7.1   AWFS/FIREWATCH (E. Kührt, J. Knollenberg, T. Behnke, V. Mertens) 7.2  HP3 (J. Knollenberg, R. Nadalini)  8.  Appendix 8.1   Scientific Publications in refereed journals and books (submitted or published in 2004) 8.2   Scientific publications in other journals and proceedings (published in 2004) 8.3  Publications in the popular literature and public outreach 8.4  Space mission responsibilities 8.5  Observing Campaigns 2004 8.6  Other events and activities 8.7  Funding 

3

1. Introduction (E. Kührt) The Section “Asteroids and Comets” was established in the Institute of Planetary Research of the DLR (German Aerospace Centre) in January 1997. At the end of 2004 the staff numbered 7 scientists, one technical employee, 2 PhD students, a secretary, and one guest scientists from the Technical University of Braunschweig. This report describes the results of our research and other activities in 2004.   Our scientific goal is to investigate small bodies by observing them in the visible, infrared, and other wavelength ranges, contributing to relevant space missions and modelling physical processes associated with this class of object. Other fields of interest are risk evaluation of impacts of Near Earth Objects (NEOs) on our home planet, the origin of life and the transfer of space technology to solve environmental problems on Earth.   Comets and asteroids are thought to be remnant material from the processes of formation and initial development of planets and, therefore, a source of information on conditions in the early Solar System. Many scientists believe that comets and asteroids have significantly influenced the evolution of the terrestrial planets and life on Earth. In particular, public interest in near-Earth asteroids has risen dramatically in recent years as a result of the recognition that such objects occasionally collide with the Earth with potentially catastrophic consequences. Activities in this field are a part of our DLR-project “Comets and asteroids”. They are summarized in Sections 2, 3, and 4.   In March 2004 the European Rosetta spacecraft was launched. It should arrive at comet Churyumov-Gerasimenko in 2014 and provide us with a great deal of new information about comets. Our team is involved in numerous experiments on this ESA cornerstone mission. Contributions to Rosetta and several other space missions are described in Section 5. Some new research projects were started in 2004 that are introduced in Section 6.  Technology transfer projects are discussed in Section 7.  The Appendix summarises publications, project contributions, observation campaigns, public outreach activities, and our funding.  2. Asteroid Science 2.1 Investigations of the physical properties of near-Earth asteroids with data from the NASA Infrared Telescope Facility (A. Harris, M. Müller) The main goal of our observing program with the IRTF is to study the physical properties of the diverse members of the near-Earth asteroid population. Near-Earth asteroids (NEAs) are important not only from the point of view of the risk of catastrophic impacts on the Earth, for which measurements of their sizes and albedos are needed, but also because of their close relation to asteroids in the main belt and the information on the dynamical and physical structure of the main belt that they bring to us. Near-Earth asteroids make close approaches to the Earth and are therefore more accessible to both astronomical observers and rendezvous missions than main-belt asteroids.  Our program was awarded a total of 5.5 nights of observing time with the NASA IRTF in the 2004 observing schedule. This time was spread throughout the year as 11 half-nights. We observed a total of 5 NEAs, including (4179) Toutatis, a potentially hazardous object that currently makes close approaches to the Earth every 4 years. On 29 September 2004 Toutatis, which has a diameter of about 4 km, came within only 1.5 million km of the Earth or 4 times the lunar distance. Spectrophotometric thermal-IR observations made on several dates in September are still being analysed and promise to provide a detailed picture of the object’s thermal properties and surface structure. A clearer knowledge of thermal properties, such as thermal inertia and conductivity, is vital 

4

to improve calculations of the gradual drift in the orbit of a small asteroid such as Toutatis due to the reactive force resulting from the asymmetric emission of thermal photons (the “Yarkovsky effect”). Attempts have been made by colleagues in the USA to measure this drift in a few cases, including Toutatis, using radar techniques. The combination of radar and thermal-IR observations of small NEAs will provide us with a much clearer understanding of the importance of the Yarkovsky effect and the role it plays in delivering collisional fragments in the main belt into orbital resonances with Jupiter and thus into near-Earth orbits. Precise calculations of the orbital evolution of potentially hazardous asteroids also depend on the Yarkovsky effect and thus on the thermal properties of these objects.  Another focus of our observational program in 2004 was the NEA (25143) Itokawa, the target of the 

Japanese Hayabusa rendezvous mission. A major goal of Hayabusa, which is due to rendezvous with Itokawa in the summer of 2005, is to return to Earth a sample of the asteroid’s surface material. Infrared observations and thermal modelling have revealed that the thermal inertia of Itokawa is some 7 times the lunar value, indicating that in terms of its physical properties, Itokawa’s surface is somewhere between the thermally insulating, debris-strewn, dusty surface of the Moon and bare rock. While a pure rocky surface can be ruled out, it is possible that some regions of Itokawa’s surface are relatively debris-free. Knowledge of the thermal properties of asteroid surfaces is important for the planning of lander missions, from the point of view of their movement over the surface and interaction with it, and the day/night temperature cycling they are subjected to.   

Fig. 2.1. Artist’s impression of Hayabusa near its rendezvous target Itokawa.

2.2 Remote Observing with the IRTF from Berlin (M. Müller, A. Harris) About half of the aforementioned IRTF observations were performed remotely from Berlin (cf. “Highlight of the week” 245, http://solarsystem.dlr.de/HofW/nr/245/ ). Remote observing has recently been promoted to a fully supported observing mode at the IRTF. In 2004, we set up and tested all the required tools for the network connection; remote observing from Berlin is now a routine means of data acquisition.    For the thermal-IR work described in Section 2.1 two instruments were used: the Mid-Infrared Spectrometer and Imager, MIRSI, for thermal-infrared observations, and an optical CCD, Apogee, for simultaneous lightcurve observations. Both instruments can be controlled remotely over the internet. The instrument software runs locally at the IRTF, but the screen output and input from mouse and keyboard can be transferred to/from any computer. For this purpose the VNC protocol is used, which is encrypted and password-protected. Figure 2.2 shows a screenshot of a typical MIRSI observation.   A telescope operator is present at the telescope with whom voice communication via voice-over-IP is possible. The operator toggles between instruments, sets the focus to a value determined by the observer, and acquires and tracks the asteroid targets. The tracking can be fine-tuned remotely. 

5

Fig. 2. 2 View of monitor with typical windows open during remote thermal-IR observations of near-Earth asteroids from DLR, Berlin with the MIRSI instrument on the IRTF in Hawaii.

2.3 Asteroid thermal modelling (M. Müller, A. Harris, M. Delbo, E. Kührt) In order to provide the best possible physical interpretation of thermal-IR spectrophotometric data of asteroids we are developing and testing a sophisticated thermophysical model that takes account of an object’s size, shape, rotation vector, thermal inertia, emissivity, albedo, and surface roughness. The application of the model to published data for the NEA (433) Eros resulted in values for size, albedo and thermal inertia that are in excellent agreement with earlier results. The model has also been used in the interpretation of IRTF data for (25143) Itokawa (see above) and (1580) Betulia. In the case of Betulia the resulting values of size and albedo differ slightly from those given by simpler models, probably due to the very irregular shape of Betulia which is not taken account of by the simpler models, and they confirm that the thermal inertia of Betulia is moderate, i.e. some 5 times the lunar value, and not extremely high as claimed by earlier observers.  In general, our results provide evidence that even small asteroids possess only moderate thermal inertia and therefore significant insulating surface debris or dust (“regolith”), which is contrary to earlier expectations given their small gravitational fields. Our future plans include further study of sub-km sized objects in an attempt to identify the minimum size, if any, for retention of regolith. In particular, very small, fast-rotating objects would be expected to have very little regolith, since their gravitational fields cannot counter the centrifugal force, and therefore very high values of thermal inertia. Our program will reveal whether this is the case or whether some adhesive force (e.g. electrostatic) enables such objects to retain a thermally insulating layer of dust. 

6

2.4 Scientific requirements for near-Earth asteroid hazard mitigation (A. Harris) In the framework of an ESA initiative to identify the most appropriate type of space mission to contribute to our understanding of the terrestrial impact hazard and the physical nature of asteroids, a major ESA-commissioned study has been carried out to identify the type of information and asteroid physical parameters most relevant for mitigation purposes. The study focused on six types of space mission that have been proposed by European consortia. These fall into two categories, namely space telescopes for NEO discovery and orbit determination, and rendezvous missions. The ESA Near-Earth Object Mission Advisory Panel (NEOMAP), chaired by Harris, came to the conclusion that, while NEO discovery has a very high priority, at the present time a space-based NEO discovery mission, within the scope of those considered, is not the highest priority given the combined efforts of the various ground-based surveys likely to be productive over the coming decade. A reasonable approach may be to re-consider a space-based NEO observatory mission at a later stage, once the residual hazard from NEOs not accessible to the ground-based surveys has become better defined.   The three rendezvous missions were prioritized according to how relevant the data return would be for mitigation purposes. The NEOMAP decided that internal structure and near-surface mechanical characteristics were particularly important. A mitigation mission would use either the persistent gentle push approach, i.e. some kind of propulsion scheme attached to (or operating via) the surface, or, if very little time is available, the powerful impulse approach, e.g. a stand-off nuclear explosion or a kinetic impactor. In both cases knowledge of internal and near-surface structure would be vital to facilitate predictions of how porous and compressible the object might be and thus how effective momentum would be transferred in the case of an impulse, whether and how the object might break up if subjected to a powerful impulse, how best to attach structures to the surface, etc. NEOMAP gave high priority to missions which used tomographic techniques to probe the internal structure of the body by means of seismology or radar. Only one mission, Don Quijote, combined an investigation of internal structure, via seismology, with a probe of near-surface characteristics by means of the high-velocity kinetic impact of a second spacecraft (see Section 5.5). For further information see the ESA NEO Space Mission Preparation web pages: http://www.esa.int/gsp/NEO/neomap/neomap2.htm 2.5 Asteroid search/follow-up programmes and databases (G. Hahn) ODAS – OCA-DLR Asteroid Survey Although the observing programme at the Schmidt telescope of the OCA at Calern has been finished in 1999, the database of astrometric observations (more than 44000 were obtained) is still maintained. These observations are continuously checked at the Minor Planet Centre, and used for orbit determination and/or improvements. By the end of 2004 more than 37900 of these observations were linked to known asteroids or comets. The survey resulted in 954 orbits of new discovered asteroids, of which currently 590 are numbered. Further details are available at http://earn.dlr.de/odas/   UDAS – Uppsala-DLR Asteroid Survey Observation at the Kvistaberg Station has been continued, resulting in more than 37000 astrometric observations of asteroids and comets by the end of 2004. Details and current observing statistics can be found at  http://earn.dlr.de/udas/   ADAS – Asiago-DLR Asteroid survey Due to lack of further funding, the observing programme has been stopped. The available database of astrometric positions and the derived orbital data are maintained and updated via the latest data from the Minor Planet Centre. The observing programme resulted in astrometry for more than 3500 asteroids, yielding some 17200 individual positions. 184 new asteroids were discovered of which 35 has been numbered by the end of 2004 (see http://dipastro.pd.astro.it/planets/adas/ ). 

7

EDENS project We have performed a Near Earth Asteroid search and follow-up test beyond 22nd magnitude with the 2.2-m MPG/ESO and the New Technology Telescope (NTT) facilities at La Silla. The experiment comprised a total number of 4 nights at the 2.2-m telescope and 3 nights at the NTT on two separate runs. In addition to the discovery of two NEAs and the recovery of many more, this pilot program has shown the advantages as well as the problems of a dedicated program using much larger facilities than the ones currently used worldwide. We confirm the results of Jedicke et al. (2003), which by observing at fainter magnitudes and finding objects at larger distances, such a system will discover km-sized NEAs with higher orbital e and i as well as a larger proportion of the smaller NEAs; moreover, it will shorten the time needed to reach 90% completeness for km-sized objects.   NGSPB project In cooperation with the Nordic Group for Small Planetary Bodies (NGSPB), consisting of researching from Finland, Sweden, Norway and Denmark, the Nordic Optical Telescope (NOT) on La Palma was used to perform photometric observations and astrometric follow-up and recovery observations of NEOs. In the recently established Nordic Near-Earth-Object Network (NEON) we have been participating in the reduction of the astrometric data. Using these data we concentrate on potentially hazardous NEOs in need of a few additional observations to secure their recovery in the subsequent apparition.   DLR Database of physical properties of NEAs A constantly updated database to physical properties and discovery circumstances of NEAs has been established.  The maintenance of the database has been fully automatised, allowing our software to access the latest discoveries and orbital updates published at the MPC on a daily basis. In addition a summary table of all published data of physical properties has been included and linked to the individuals object’s homepage. This is updated on a regular basis after searching the literature. The database is also linked to the NEODys site at the University of Pisa, permitting direct access to the relevant orbital and positional data, as well as their hazard monitoring facility CLOMON. The database is available at http://earn.dlr.de/nea/ .  ESA-AIUB Project – Asteroid observations with the 1m Zeiss telescope at Tenerife As a subcontractor to the Astronomical Institute of the University of Berne we are developing software to simulate observations and observing strategies for this telescope for future observing campaigns of asteroids and comets, especially NEOs. 

Fig. 2.3 Plots showing the daily motion of various groups of asteroids, at different elongations from the Sun (here at small solar elongations and around opposition) allow to distinguish these groups and predict the best observing periods and hence search strategies.  8

2.6 Photometric Survey of Binary Near-Earth Asteroids (G. Hahn, S. Mottola) We revisited and re-analysed photometric data obtained for 16 binary near-Earth asteroids (14 of them are certain detections, either from photometry or from radar, two are serious suspects). We present an overview of general properties of the binary NEA population. Satellite sizes of all but one of the systems are in the range 0.2 to 0.5 primaries’ diameter, with the upper limit appearing significant. Primary diameters span most of the size range of rubble-pile near-Earth asteroids, i.e., from 0.2 km up to a few km. All but one system are asynchronous systems, with the primary rotating much faster than the mutual orbital period - most of the reliably estimated primary rotation periods are confined to the narrow range 2.2--2.8 h; the two outliers have primary periods of 3.594 h and 13.89 h. Orbital periods distribution shows a significant lower limit of ~12 h while there is no obvious upper limit. Secondary rotations appear mostly (but not generally) synchronized with the mutual orbital motions. While primaries show lightcurves with low amplitudes indicating that they have roughly spheroidal shapes with low equatorial elongations, secondary lightcurves suggest that some of them have more elongated shapes. We will investigate observational selection effects and biases present in the observed sample in order to debias the observed parameters distributions. The distributions will be discussed and compared with theoretical predictions. An updated estimate of the fraction of binary systems among near-Earth asteroids will also be derived.   2.7 Modelling the solar wind interaction with magnetized asteroids by a quasi-neutral hybrid model (U. Motschmann and colleagues from theTechnische Universität Braunschweig)  During its long journey to Jupiter, the Galileo spacecraft has flown by two asteroids: Gaspra in 1991 and Ida in 1993. The Galileo magnetometer detected rotations in the direction of the interplanetary magnetic field during both encounters. These signatures can be interpreted as a result of solar wind interaction with the asteroid´s intrinsic magnetic field. On the one hand motivated by these observations of asteroid-associated field perturbations, on the other hand in preparation for Rosetta´s asteroid flybys in the years 2008 and 2010, we have conducted numerical studies on the solar wind interaction with a magnetized asteroid using an electromagnetic hybrid model (fluid electrons, kinetic ions). Since the size of the interaction region is comparable to ion scale lengths, a fluid approach is not capable of describing all features of the obstacle´s plasma environment.  At very low levels of magnetization, the surrounding plasma remains undisturbed. Increasing the level of magnetization results in a significant draping of the interplanetary magnetic field around the asteroid, as it is shown 

Fig. 2.6 Plasma density in the vicinity of a magnetized asteroid. The signatures are caused by magnetosonic waves. 

Fig. 2.5  Magnetic field strength, normalized to background values. The field clearly drapes around the obstacle.

9

in Fig. 2.5. Besides, the structure of the interaction region indicates the presence of magnetosonic waves causing significant perturbations in the plasma density downstream of the obstacle (Fig. 2.6).   

(a) (b)

Fig. 2.7  Plasma density in the vicinity of an asteroid whose intrinsic magnetic field is strong enough to create a cavity form which the solar wind is excluded. (a) The outer boundary of the interaction region exhibits a substructure which is caused by the gyration of individual ions. The black lines denote some representative particle trajectories. (b) A ring consisting of trapped particles can be found in the equatorial plane of the obstacle.  

 Further increase of magnetization results in the beginning formation of magnetospheric structures: As shown in Fig.2.7a a region with very low plasma density from which the solar wind plasma is excluded can be observed in the downstream region. This region is surrounded by a boundary layer denoting a sudden increase of the plasma density. The substructure of this boundary can be understood by analysing the gyration trajectories of individual ions. Nevertheless, the most remarkable feature of the interaction region is a ring of trapped particles surrounding the obstacle in the equatorial plane: Particles entering the vicinity of the dipole can be trapped in the magnetic field for a certain time; however, the dipole is not strong enough to capture them permanently. Since the scale length of the gyration is of the same order as the size of the obstacle (Fig. 2.7b), the mechanism generating this structure is not comparable to the Earth’s radiation belts.  3. Comet science 3.1 Activity of C-G (E. Kührt) The activity model that has been successfully applied to interpret the Hale-Bopp data (see Report 2003) was improved. It treats the H2O and CO sublimation from a rotating nucleus simultaneously and reached high degree of numerical stability.   The model was modified to fit the conditions of comet Churyumov-Gerasimenko (C-G), the target of the Rosetta mission. Unfortunately, important parameters of CG are still unknown. Therefore, assumptions regarding the obliquity of the rotation axis and the water ice/CO ratio must be made. 

10

K = 0.001 W/mK    i = 0   

Fig. 3.1  Calculated production water (black line) and CO (green line) rates of comet C-G assuming zero obliquity, a thermal conductivity of 0.001 W/mK, water ice density of 400 kg/m3, and CO ice density of 200 kg/m3 . The experimental water rates are taken from Osip et al. 1992, Icarus 98,115 (red crosses) and A'Hearn et al. 1995, Icarus 118, 222 

  Fig. 3.1 shows the results for the water and CO production rates of C-G postulating a zero obliquity i and a low thermal conductivity K as it has been found for Hale-Bopp. The best agreement with observational data is reached assuming an active area of 1.7 km2 . The oscillations of the CO-curve are caused by numerical errors due to lattice discretization. Beyond 4 AU the CO production is dominating.  3.2 Pre-cometary ice composition from hot core chemistry (C. Tornow, E, Kührt, U. Motschmann)  HCN, an important prebiotic compound, was detected in a number of comets but not in the interstellar ice. To understand whether it has already formed in pre-cometary ice the chemistry around two collapsing hot cores (HCs) was studied. The Orion HC and IRAS 16293-2422 are regions of massive star formation where the interstellar ice evaporates due to the high temperatures seen in Fig. 3.2. Therfore, the molecules contained in the ice can be detected. Due to the following chemical reactions 

HCNCHNCHNCHHCNCH 324243 +→+⇒+→+ −+++ ehν  

HCN is destroyed and CH3CN is formed. Consequently, the latter compound has to be considered as well. In order to simulate the fractional densities for these molecules a chemical network of 243 species and 2584 reactions was developed and combined with two hydrodynamic HC models providing the two radial profiles in Fig. 3.2. The results for the Orion HC show a clear correlation between HCN and CH3CN (Fig. 3.3).  

11

 

 

Fig. 3.2  Radial hydrogen and temperatue profiles calculated for the Orion HC and for IRAS 16293-2422.  

  Their fractional abundances depend strongly on the radial HC position and one expects that the major part of these compounds is produced in a small region close to the forming young star. IRAS 16293 – 2422 is a small HC with a much lower density and temperature maximum. The abundances of HCN and CH3CN increase with an increasing inner boundary temperature (Fig. 3.4). The measured and simulated values of the HCN and CH3CN abundances agree well for the Orion HC and differ clearly for IRAS 16293 – 2422. Since it was assumed for the chemical simulation that HCN does not occur in pre-cometary ice, the results obtained for Orion verify our supposition while in the case of IRAS 16293 – 2422 a lot of HCN in the model is missing. Hence, one comes to the conclusion that it must be contained in the ice or formed elsewise.  

   

   

Fig. 3.3  Temporal evolution of the fractional abundances for HCN and CH3CN. Different densities and temperatures refer to different radial positions in the Orion hot core.   Fig. 3.4  Same presentation for the IRAS 16293-2422 hot core. The solid (dotted) line refers to an inner boundary temperature T = 135 K (T = 75 K). 

12

4. Impact phenomena and Earth protection 4.1 Hypervelocity impacts on Earth and Mars (D. de Niem)

Previous attempts to model impacts of large bodies like asteroids and comets on the surface of terrestrial planets at typical speeds of 10-40 km/s have shown that Eulerian multi-material hydrodynamic methods must be used (Pierazzo et al. 1998, 1999). Only such algorithms, called hydrocodes, have demonstrated enough flexibility to compute flow fields with large deformation of material interfaces in a region of thermodynamic state space, extending from cool dense condensed-matter to hot plasmas. Other methods such as griddles SPH or Lagrangean finite elements are confined to lower velocity (5-8 km/s) impacts and barely can be applied in a terrestrial impact where evaporation and gas-dynamic effects of projectile and target material cause the initial expansion of a crater. Actually simulations show that these effects lead to interesting phenomena like relatively long-time confinement of evaporated residues of the meteorite in an envelope of gas and ejecta of the planetary crust; this effect is pronounced for terrestrial impact. 

Fig 4.1  Density of target material 50 seconds  (100 characteristic times) after the impact of a 10 km diameter basaltic asteroid at 20 km/s. Material of impactor (void region near symmetry axis) and atmosphere (void region outside material interface boundary of ejecta curtain) not shown. 

 The aim of the numerical software development was to implement and improve state-of-the-art hydrocodes that are robust enough to extend the computation to long times. Considerable amount of time for the code development was spent on the implementation and improvement of 

13

Fig. 4.2  Density of H2O,4 seconds  (80 characteristic times) after the impact of a 1 km diameter basaltic asteroid at 20 km/s into an ocean. Impactor (not shown, white void space in lower part of cavity) destroyed by Rayleigh-Taylor instabilities. 

the SOVA algorithm (Shuvalov 1999). Moreover, the newly-developed material advection algorithm is perfectly volume-filling and overshoot-free. The treatment of cylinder coordinates is unique.  The new hydrocode derived from SOVA was applied to a number of problems: from the formation of the Chicxulub crater (Fig. 4.1), impacts into an ocean (Fig. 4.2) to high-velocity jet formation during impact on Mars (Fig. 4.3). Gravity is included; in particular the initial state corresponds to a discrete version of hydrostatic equilibrium throughout the lithosphere or the ocean, respectively, and the atmosphere present in the simulation. If the simulations were continued, the transient cavities formed in the impact would collapse, but continuation requires to treat non-Newtonian properties of fluid as well as to describe material failure. 

Fig. 4.3. Jet formation in the impact of a 1 km diameter basaltic asteroid at 10 km/s on Mars. Density of planetary material is logarithmically colour-coded. Impactor and atmosphere are not shown. 

The interesting phenomenon of jet formation early in an impact on Mars is shown in Fig. 4.3. The high resolution grid covering the 1 km diameter impactor by 200 computational cells across its diameter allows visualizing this phenomenon caused by a combination of parameters (ratio of shock speed in projectile to impact speed, thin Martian atmosphere) which considerably alter ejection process as compared to terrestrial impacts. The jet region consists of material ejected at relatively low angle with velocities exceeding the gravitational escape speed of Mars. Interestingly, no contamination by projectile material occurs in this case. A mass equivalent of several 10-3 of the impactor may be launched into space.   4.2 Impact-generated vapour and condensate chemistry (D. de Niem)  Strong efforts to model behaviour of complicated impact-generated vapours with the emphasis on the equation of state (EoS) in chemical equilibrium, with realistic composition have been made. It was demonstrated, that such complicated EoS algorithm (involving a huge system of non-linear equations to be solved within some milliseconds) can be used in connection with hydrodynamics. The geometry of the hydrodynamic expansion is simplified (spherical symmetry) to be able to compute the expansion of the multi-component vapour (183 molecular and 26 atomic species).    First results (see Fig. 4.4) show that the large specific heat CV resulting for complicated molecular gases in dissociation equilibrium leads to a slowdown in cooling of the vapour. This feature can't be included into impact simulations with realistic geometry yet.  As a post-processing step, at points where the vapour intersects the coexistence curve to the liquid-vapour region, the composition of a single solution phase consisting of 43 liquid species has been obtained. At the large condensation temperatures ~ 3500 - 4000 K and pressures of several atmospheres (as follows from thermodynamic path during the hydrodynamic simulation), this 

14

composition is found to be metallic and dominated by Fe, Ni, minor amounts of CaO, CaS, FeS, MgO, TiO, Al2O3, and MgAl2O4, when the original composition was CI-chondritic and the overall fraction of O to Fe less than ~2. At larger oxygen fraction the chemical composition shifts toward one dominated by Ca-Al-Mg-S-compounds. These results are preliminary and more runs are necessary to explore a larger parameter space in simulations as well as to improve the post-processing steps (liquid-gas equilibrium computations). At least it is possible to understand, that small Fe-Ni grains present as impact residue in many terrestrial craters do not always originate from an iron impactor, as they are the natural form of early high-temperature condensate to expect. In combination with hydrodynamics, the statistics of composition as well as trends of spatial variation have to be explored further. 

Fig. 4.4  Temperature evolution for impact-generated vapour cloud of  CI-chondritic composition, expanding hemi-spherically into an atmosphere  with 1 atm counter pressure. Initial conditions correspond to impact of a 10 km diameter asteroid at ~15 km/s. Simulation ends when condensation starts in outer parts. 

 4.3 On the feasibility of deflecting hazardous asteroids (R. Kahle, G. Hahn, E. Kührt)  

Fig. 4.5 Example of required orbital velocity change ∆v and angle of attack o for deflection of a virtual asteroid. Collision time: Oct. 26, 2051. Projectile interaction is marked with grey dots, and rendezvous trajectories with nuclear explosive interaction are marked with grey circles.  

The presence of craters on the Earth and Moon constitutes undeniable proof that the Earth has often been struck by NEOs in its past. Furthermore, the currently observed large population of near-Earth asteroids implies that there is a continuing risk of future impacts on the Earth. In order to prevent a predicted terrestrial impact catastrophe, technically credible mitigation missions have to be identified and designed in a first instance. The analysis of such missions has been the scope of a PhD project.  A model population of virtual collision candidates has been generated based on a de-biased NEO orbit population and statistical statements regarding physical properties. This population shall allow for a close-to-reality simulation of potential Earth 

15

impact mitigation scenarios. Orbits are propagated with the aid of the 15th order numerical integrator RADAU. A novel technique is applied to the model objects to determine magnitude ∆v and direction o (angle between flight direction and impulse direction within orbital plane) of orbital velocity change, which is required to alter a collision with Earth into a close-encounter. Both parameters depend on orbital position (e.g. low ∆v for perihelion passage) and are sensitive to resonant orbits and close approaches to planets.  Further the accessibility of the hazardous model objects at time points of low ∆v-requirement is investigated. Here three mission scenarios are distinguished: 1) spacecraft impact to transfer momentum, spacecraft rendezvous to deposit nuclear bomb via 2) impulsive transfer and 3) transfer with continuous thrust, e.g. solar-electric propulsion. As an important outcome, almost the entire model objects (size < 1 km) can be accessed and deflected if the warning time (time span between object discovery and collision with Earth) exceeds 30 years.  5. Contribution to space missions  5.1 Rosetta-MUPUS (J. Knollenberg, E. Kührt, T. Spohn)  In 2005 a major change in the MUPUS project structure took place, together with the PI’s (T. Spohn) movement to DLR Berlin the vacant position of the project manager was overtaken by Jörg Knollenberg, a member of the Asteroids and Comets group. After the successful launch of the Rosetta-Spacecraft the commissioning activities of the PHILAE instruments were carried out in 3 slots between March and May 2005. In general, the MUPUS-hardware was found to be in good health, but the commissioning also revealed significant software and calibration problems which still remain to be solved. Two times during the commissioning tests, 

the MUPUS-DPU stopped sending science data to the Lander-CDMS, although the delivery of housekeeping data continued thereby showing that no hardware problem existcalibration of the MUPUS-PEN sensors and of onehas to be improved in-flight. For these reasons, acalibration efforts (reassessment of the existing cflight spare) are needed and planned for the futureached when in December 2004 the Flight Spardelivered from our partners of SRC Warsaw to DReference Model (GRM) and to carry out experim

 

 5.2 Rosetta-Rolis (S. Mottola, H. Michaeli ROLIS is a miniature CCD imager developed and Rosetta Philae Lander and oriented in a downwaobserve a region of about 30x30 cm of the nucle

Fig. 5.1 MUPUS Ground Reference Model.

ed. Furthermore, it was found that the ground  of the MUPUS-TM channels was unsatisfactory and  major revision of the flight software and additional alibration data + additional experiments with the re. Another important milestone of the project was e Model of the MUPUS-PEN and electronics was LR-PF, thus enabling us to set up a MUPUS Ground ents and operator training with the GRM. 

s)

built at DLR, Berlin. It is located on the balcony of the rd-looking direction. From this position ROLIS can us surface located below the lander with a spatial 

16

sampling of 0.3 mm/pixel. In order to illuminate the field to be imaged, ROLIS incorporates four independent arrays of light emitting diodes (LEDs) irradiating through the visible and near IR, in spectral bands centreed at about 470, 530, 640 and 870 nm, respectively, and with a FWHM of about 100 nm. ROLIS will also operate during the descent phase, acquiring images of the landing site and its vicinity shortly before touch-down.  Due to its location on the so called “instrument common working circle”, ROLIS can inspect the sampling sites of the “in situ” Lander analyzers, before and after the drilling operation. Such inspection, which is achieved through a rotation of the Lander body, can provide an important contribution to the interpretation of the sample analysis, by putting these measurements into the context of the surface colors and morphology. In addition, imaging of the bore-hole sides can possibly reveal signs of stratification, or give clues about the mechanical strength of the surface layer.   The combination of the descent imaging sequence with the close-up images, will give the opportunity to observe the surface features over a broad range of scale lengths, and to assess the diversity of the cometary surface. In this respect, ROLIS represents the ideal link between the Orbiter observations and those made by the Lander analyzers.  The Rosetta Lander and its payload are designed to achieve the primary mission goals within few days after landing, which will take place when the comet is at a heliocentric distance of 3 AU, before the onset of any major cometary activity. Should an extended mission be possible, it will be of great interest to use ROLIS to search for signs of evolution of the surface features as the comet approaches the Sun.  On March 2, 2004 the Rosetta Mission has been successfully launched from Kourou. After launch, DLR Berlin has been involved in the commissioning phase for ROLIS. During this period, the functionality of the instrument has been thoroughly tested, and its capability to achieve its mission goals has been verified. The commissioning campaign has shown ROLIS in its best form and demonstrated that it is fit for the long journey to comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. 

Fig. 5.2  Rolis Camera 

5.3 SOFIA (C. Tornow, E. Kührt, U. Motschmann)  In August, 2004, the SOFIA telescope has passed successfully the functional tests for a ground-based celestial observation. However, due to the many further tests the first call for proposals (CFP) is scheduled for May 2006. After the CFP one can apply for observing time on two of the Facility Science Instruments (FSI s) which are probably FLITECAM and FORCAST or on two of the Principal Investigator Science Instruments (PSI s). In the last report the technical capabilities of the PSI GREAT were described. Here, the planned measurements and the related scientific problems are described.  

1. Pre-cometary ice composition from hot cores As discussed in section 3.2 a model to simulate the chemical evolution of molecular abundances in a HC was developed to retrieve knowledge on the composition of pre-cometary ice. An important input data is the UV flux in the vicinity of the HC that can be retrieved from GREAT measurements at 63 and 158 µm. The GREAT measurements have a fairly high spatial resolution. Consequently, the derived flux values are not influenced by the direct radiation of the Trapezium star cluster located in front of the molecular cloud OMC1 in which the Orion HC is embedded. In addition to the UV flux one needs knowledge on the column abundance of HCN. There are a number of spectral emission/absorption 

17

features of this molecule which are accessible with the long wave GREAT channel and with the FLITECAM. The Figs. 5.3 and 5.4 illustrate these features with data taken by ISO/LWS and ISO/SWS, respectively. For FLITECAM the 3.6 µm channel is the most appropriate one because it is influenced only by the H2O and the CH band. Since both spectral features are fairly broad the computation of a difference channel might correct this contamination. 

 

  Fig. 5.3  Continuum subtracted LWS grating spectrum of the AGB star IRC+10216 (black line). An offset has been introduced to show simultaneously the computed emission of the CO and 13CO, HCN and H13CN (blue line). [Cernicharo et al.: A&A 315, L201– L204 (1996)]  Fig. 5.4  Three carbon-rich AGB objects with important molecular HCN bands indicated (see right). [Vandenbussche et al.: A&A 390, 1033–1048 (2002)]   

2. Cometary coma

All measurements described for the first item can be also performed for a bright cometary coma. Using the mid-wave GREAT channel a high spectral resolution profile is measured for the OH radical near 119 µm. For the ISO/LWS 

spectrum of Hale-Bopp (Fig. 5.5) only the rotational H2O lines and the fine-structure transition line for ionised carbon (C II) are indicated. Neverthe-less the OH line can be find in another scale since OH and O I are daughter products of H2O formed by photo-dissociation in the cometary coma. They are employed to retrieve the H2O production rates of the nucleus. If apropriate GREAT channels are available in the future the H2O production rates could be measured directly using the rotational H2O lines assigned in Fig. 5.5.  5. 4 DAWN (S. Mottola, R. Jaumann) Fig. 5.5  ISO/LWS spectrum for Hale-Bopp at 2.9 AU 

from the Sun [Crovisier et al., ESA-SP 427, pp. 137]  Dawn is a NASA Discovery mission which is scheduled for launch in June 2006. Dawn's goal is to achieve an understanding of the conditions and processes acting at the solar system's earliest epoch. Dawn investigates the internal structure, density and homogeneity of two complementary protoplanets, 1 Ceres and 4 Vesta that have remained intact since their formation, by measuring their mass, shape, volume and spin rate with imagery and gravity. It records their elemental and mineral composition and provides context for the meteorites that have come from these bodies. Dawn determines their bombardment and tectonic history and uses gravity and spin-state data to limit the size of any metallic core, and infrared and gamma ray spectrometry to search for water-bearing minerals. 

18

 The mission uses solar-powered ion engines to deliver the spacecraft first to Vesta, to descend to the high-resolution mapping orbit, and, after a stay of about 7 months, to leave for Ceres, where it stays for 5 months. The spacecraft carries a framing camera, a visible-NIR mapping spectrometer and a gamma ray/neutron spectrometer. DLR contributes to the mission by providing the CCD and front-end electronics of the framing camera. Furthermore, it is represented in the mission Science Team by two co-investigators.   Fig. 5.6 DAWN  During year 2004 DLR Berlin has progressed in the construction of the framing camera, by readying an engineering model and a qualification model of the camera electronics, and by carrying out the respective test programs. Further, DLR has continued in the scientific support of the mission by participating in the activities of the Dawn science team.   5.5 Don Quijote: A hazardous asteroid mitigation pre-cursor mission (A. Harris) In July 2004, at ESRIN (Frascati, Italy) the ESA Near-Earth Object Mission Advisory Panel (NEOMAP), represented by Harris, presented the final report of its study of six proposed missions for NEO impact risk assessment and reduction. The presentation was a public event to which representatives of other national space agencies were also invited. NEOMAP recommended that ESA give highest priority to the Don Quijote concept as the basis for its participation in NEO impact-risk assessment and reduction.  Don Quijote is conceived as a test of a mitigation pre-cursor mission. In the event of a hazardous asteroid being identified, and assuming the availability of sufficient time before the impact on the Earth, a mission like Don Quijote could be launched to gather the physical information on the threatening asteroid required for the design of an effective mitigation mission.   

Fig. 5.7 Don Quijote: artist’s impression of Sancho observing the impact of Hidalgo onto the target asteroid.

The Don Quijote concept involves two spacecraft launched into separate interplanetary trajectories. One spacecraft, called Hidalgo, will impact on the ~ 500 m diameter target asteroid at a relative speed of at least 10 km/s. The other spacecraft, Sancho, arrives at the same asteroid several months earlier via a different route. Sancho remains in orbit around the asteroid for several months before and after the impact to carry out imaging and spectroscopic investigations, and to deliver penetrators containing seismic sensors and sources to the surface for the purposes of probing the body’s internal structure. A major goal of the mission is to measure the orbital deflection and change in the rotation state of the asteroid as a result of the impact of Hidalgo. Don Quijote would be the first mission to provide direct observations of the effects of a kinetic impact on an asteroid. The impulse imparted by Hidalgo will be measured by accelerometers in the penetrators; 

19

changes in the dynamic state will be measured by means of long-term observations from Sancho and ground-based facilities. Imaging by Sancho of the impact process will provide the volume and speeds of ejecta to aid in the determination of the momentum change of the asteroid.As of the end of 2004 the Don Quijote concept is under study at ESA/ESTEC and preparations are being made for more detailed phase-A studies. For further information on Don Quijote see:  http://www.esa.int/gsp/NEO/quijote/quijote.htm   5.6 Deep impact simulation (D. de Niem, E. Kührt, J. Knollenberg) As an alternative to a conventional hydrocode with artificial viscosity like SOVA is a multi-material Godunov method was developed. Presently, situations with one material and a free surface to vacuum can be treated. This enables simulation of the impact of the ‘projectile’ in the upcoming NASA experiment Deep Impact, some 370 kg of copper are fired at ~10 km/s into the surface of comet P9/Tempel 1 on July 4th 2005. In the simulation, formation of the central pit (in the terminology of laboratory experiments by Burchell et a. (2002) is observed, whereas a ~3 times larger spallation zone around this central pit is about to form, but the simulation cannot be extended into the regime of spall-fracture dominated ejection. It covers ca. 200 characteristic times which is long in terms of compressible hydrodynamics but not enough to follow long-time crater evolution. The depth of the cavity is about 9 m and the diameter at the largest radius ~10 m. The central pit observed by Burchell et al. (2002) in experiments with 1mm copper projectiles in ice is reproduced (extrapolating, using energy scaling arguments).  At relatively late times of (starting a~3 ms and lasting until the end of simulation), formation of hot gaseous ejecta is observed which leave the cavity, beginning from the ground and expanding upward at high velocity (several km/s). The computational grid has an extension of 20 m, and velocities near the boundary only reach ~20 m/s at the end of the simulation, whereas the pressure field may already be characterized as dominated by acoustic fluctuations with amplitude decaying down to 0.01 GPa (Fig 5.8). If gravity controls the forming crater or strength is subject to speculation because it has to assume a definite material model with unknown strength for cometary ice (on length scales of meters, although strength on length scale of kilometres is much smaller than in laboratory as exemplified by the tidal disruption of comet SL-9). 

Fig. 5.8  Pressure field 9.9 ms after the impact of  a 450 kg projectile at 10 km/s onto ice (Tillotson EoS, 9.17 g/ccm). The crater rim is visible as a zone of negative pressure (negative values of P are not shown 

 

20

5.7 Global 3d hybrid simulation study of the Martian plasma boundaries (A. Bößwetter, T. Bagdonat, U. Motschmann, E. Kührt)   Unlike the Earth, Mars does not have a global intrinsic magnetic field neglecting the recently measured crustal magnetic fields. Therefore the solar wind interacts directly with the ionosphere of the planet.  The Phobos-2 mission has already detected that Mars does not possess an intrinsic magnetic field. Consequently, the ionosphere of Mars is directly affected by the solar wind. The gyroradii of the solar wind protons are in the range of several hundred kilometers and therefore comparable with the characteristic scales of the interaction region.  This interaction of the solar wind 

with the ionosphere is studied using a three dimensional hybrid model. Different boundaries emerge from the interaction of the solar wind with the continuously produced ionospheric heavy-ion plasma, which could be identified as a bow shock (BS), ion composition boundary (ICB) and magnetic pile up boundary (MPB).  As can be seen in Fig.5.9a and b the cold heavy ion plasma of the ionosphere barely mixes with the solar wind plasma.  Both plasma populations are separated by the ICB where the density and velocity of the solar wind protons strongly decrease and the planetary O+ ions become predominant.  The solar wind protons are slowed down and deflected in front of the ICB (Fig. 5.9 d). The total magnetic field piles up and reaches a peak value at the MPB near the ICB (Fig. 5.9 c). There, the breakdown of the coupling between the solar wind protons and the Martian ions is considered as an essential element in the process of plasma boundary formation. Correspondingly, both plasma boundaries (MPB, ICB) are not contained in single-fluid models. The hemisphere, to which the electric field is pointing, is denoted as E+ hemisphere, the other as E- hemisphere. Asymmetries between the E+- and the E- hemisphere occur for the total magnetic field (Fig. 5.9 c), the solar wind velocity (Fig. 5.9 d) and the heavy ion tail (Fig. 5.9 e).  However, this electric field vanishes inside the planetary plasma 

Fig. 5.9  Simulation results for the polar plane cross-section through the simulation box. The density of the solar wind (a) and the heavy ions (b) show a clear separation of solar wind ions and heavy ions (ICB).  The convective electric field (f) vanishes where the plasma of the heavy ions dominates. The magnetic field (c) piles up at the planet's dayside and reaches a maximum value (MPB) where the ICB is located. Parameters: ionization frequency ν = 2 10-7 1/s, total ion production rate Q=5.37 1025 1/s (medium solar conditions), temperature Te,h=20 000 K for the ionospheric electrons, upstream solar wind parameter nsw = 4 cm

-3, Bsw = 3 nT and MA = 10. 

21

(Fig. 5.9 f). In the E- hemisphere the  Bue

rr×− -field is perpendicular to the ICB and it points inward the 

ionosphere. Therefore, the heavy ions are unable to cross the ICB from inside to outside. On the other hand, the electron pressure term from the strong heavy ion gradient at the ICB forbids the solar wind to cross the ICB from outside to inside.  In the E+ hemisphere the electric field is pointing away from the planet.  At this side, the ICB is not clearly developed, because the heavy ions are dragged away from the ionosphere (Fig. 5.9 e) and they are picked up by the solar wind.  They mix with the solar wind and form a cycloidal tail with large gyroradii. This pickup is similar to that at weak comets. 6. Scientific prospects 6.1 Access to Calar Alto telescope (S. Mottola, E. Kührt, A. Harris, G. Hahn) In 2005 the 1.23 m telescope on Calar Alto will be repaired. A contract with the CAHA Excecutive Committee has been prepared to use the telescope for photometric and astrometric observations of asteroids. Therefore, software for remote access has been developed to operate the telescope from our institute.  6.2 National spaceguard centre (G. Hahn, A. Harris, S. Mottola, E. Kührt) Our group is the leading research centre in Germany in the field of NEO science. This is reflected in not only in these annual report(s), and the long list of scientific papers published, but also by the fact that we are asked for advice and expertise on questions concerning the possible hazardous effects of near-earth asteroids and comets posing to our planet.  To follow recommendations from the European Council and from OECD we proposed to establish a national spaceguard centre. This shall be represented by an internet portal, including up-to-date information n NEOs discoveries and hazards assessment, feature current research topics and debate, release press and media announcements, and act as an interface to the general public. Cooperation with decision makers in politics and economy is planned to inform on the NEO related topics in a scientifically based way. The various databases, mentioned in this report, shall also be a part and establish various services to the research community. This German Spaceguard Centre shall also work closely with similar institutions in our countries, like the NASA NEO Office, the UK Spaceguard Centre, or the Spaceguard Foundation, to mention just the most important.   6.3 ISSI project (E. Kührt, M. Müller, M. Delbo, A. Harris)

 An ISSI (International Space Science Institute) project with the title “Investigating physical properties of small body surfaces” has been initiated. The aim of the project with partners from several countries Is to develop and validate a reliable thermophysical model to derive physical characteristics of asteroids and comets such as albedo, size and thermal inertia. This is important for: 

• Studying the nature of NEOs and their relation with main belt asteroids   (MBAs) and extinct comets • Assessing the hazard that these bodies pose to our planet and its mitigation • Better understanding the Yarkovsky and YORP effects • Studying surface structures of NEOs (thermal inertia is a sensitive indicator for the presence or 

absence of loose material on the surface) • Interpreting the data of ground based (IRTF, Keck, ESO, etc...) and space based (Spitzer) IR- 

measurements • Preparing possible asteroid missions 

22

7. Technology Projects

Fig. 7.1  Actual Sites of Firewatch  

 7.1 AWFS/FIREWATCH (E. Kührt, J. Knollenberg, T. Behnke, V. Mertens)  The aim of technological project AWFS/Firewatch (Autonomous Forest Fire Recognition System) supported by DLR-TM is to detect smoke clouds arising from forest fires up to a distance of 10 km within 8 minutes from outlook towers. The complex system consists of advanced hardware and sophisticated image processing software on the basis of IDL. The camera with 1024x1024 pixels was originally developed for space applications. AWFS has been operating in Germany since 2001.  In 2004 further systems were sold and today more than 60 units are operational in Germany (see http://www.fire-watch.de). Trial systems have been tested in Russia, Turkey, Canada, France, South Africa, and Greece.   The institute's experience in the development of camera systems for space missions and in planetary image processing was of great benefit to this project. The license fees for the AWFS- technology which DLR has received from the industrial partner are more than 600000 Euros up to now.  7.2 HP3 (J. Knollenberg, R. Nadalini)  In August 2004 the ESA funded technology study HP3 (Heat Flow and Physical Properties Probe) was started. The main purpose of this study is to develop a payload for a mole device (similar to the one onboard the failed Beagle Lander of the Mars Express mission) aimed at measuring the internal heat flow of a terrestrial planet and the physical properties of it’s subsurface down to a depth of 5 m. A member of the group (JK) is responsible for the experiment TEM dedicated to the measurement of the temperature profile and the heat conductivity of the planet. In 2004 the basic design of the experiment was completed and the build-up of a HP3-laboratory was initialized. Furthermore, first laboratory experiments on the measurement of thermal conductivities and diffusivities have been executed. 

23

8. Appendix 8.1 Scientific Publications in refereed journals and books (submitted or published in 2004) Boattini, A.  and 12 coauthors, including G. Hahn. Near Earth Asteroid search and follow-up beyond 22nd magnitude. A pilot program with ESO telescopes. Astron. & Astrophys. 418, 743-750, (2004).  Bagdonat, T., Motschmann, U., Glassmeier, K.-H., Kührt, E. 2004. Plasma environment of comet Churyumov-Gerasimenko - 3D hybrid code simulations. The New Rosetta Targets, 1, pp. 153-166, Kluwer.  Baines, D. and 19 colleagues, incl. Harris, A. W. 2004. The pre-main-sequence binary HK Ori: spectro-astrometry and EXPORT data. Monthly Notices of the Royal Astron. Society, 353, 697-704.  Gritzner, C. and Kahle, R., 2004. Mitigation technologies and their requirements. Invited contribution in Mitigation of Hazardous Impacts due to Asteroids and Comets (M. J. S. Belton et al., eds.), Cambridge Univ. Press, pp. 167-200.  Harris, A. W.  2004.  Scientific  requirements  for  understanding  the  near-Earth  asteroid  population. Invited contribution in Mitigation of Hazardous Impacts due to Asteroids and Comets (M. J. S. Belton et al., eds.), Cambridge Univ. Press, pp. 141 – 152.  Kaasalainen, M. and 13 colleagues, including Müller, M. 2004. Photometric Observations 2001-2004 and Modeling of (25143) Itokawa. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, submitted.   Merin, B. and 23 colleagues, incl. Harris, A. W. 2004. Study of the properties and spectral energy distributions of the Herbig AeBe stars HD 34282 and HD 141569. Astronomy and Astrophysics, 419, 301 – 318.  Mora, A. and 24 colleagues, incl. Harris, A. W. 2004. Dynamics of the circumstellar gas in the Herbig Ae stars BF Orionis, SV Cephei, WW Vulpeculae and XY Persei. Astronomy and Astrophysics, 419, 225 – 240.  Marczewski, W., K. Schröer, K. Seiferlin, B. Usowicz, M. Banaszkiewicz, M. Hlond , J. Grygorczuk , St. Gadomski, J. Krasowski, W. Gregorczyk, G. Kargl, A. Hagermann, A.J. Ball, E. Kührt, J. Knollenberg, T. Spohn 2004. Pre-Launch Performance Evaluation of the cometary experiment MUPUS-TP. JGR 109, E07S09.  Müller, M., Delbo, M., di Martino, M., Harris, A. W., Kaasalainen, M., and Bus, S. J. 2004. Indications for regolith on Itokawa from thermal-infrared observations. Astronomical Society of the Pacific Conference Series, submitted.  Nathues, A., S.Mottola, M. Kaasalainen, G. Neukum 2004. Spectral study of the Eunomia asteroid family. Part I. Eunomia. Icarus, in proof.  Pravec, P., A.W. Harris, P. Scheirich, P. Kušnirák, L. Šarounová, C.W. Hergenrother, S. Mottola, M.D. Hicks, G.Masi, Yu.N. Krugly, V.G. Shevchenko, M.C. Nolan, E.S. Howell i, M. Kaasalainen, A. Galád, P. Brown, D.R. DeGraff, J.V. Lambert, W.R. Cooney Jr., S. Foglia 2004. Tumbling Asteroids. Icarus,,in proof.  

24

Russell, C.T., Coradini, A., De Santis, M.C., Feldman, W.C., Jaumann, R., H.U. Keller, A.S. Konopliv, T.B. McCord, L.A. McFadden, H.Y. McSween, S. Mottola, G. Neukum, C.M. Pieters, T.H. Prettyman, C.A. Raymond, D.E. Smith, M.V. Sykes, B.G. Williams, J. Wise, M.T. Zuber 2004. Dawn: A Journey in Space and Time. Planetary and Space Science, 52, 5-6, 465-489.  Tornow, C., E. Kührt, U. Motschmann 2004. Pre-cometary ice composition from hot core chemistry. Submitted to Astrobiological Journal.  8.2 Scientific publications in other journals and proceedings (published in 2004)  Goldammer, J.G., Held, A.C., Hille, M.(Wageningen University, The Netherlands, Department of Environmental Sciences, Forest Ecology and Forest Management Group) , Wittich, K.-P., Kührt, E. , et al. 2004. Frühwarnung, Monitoring, Informationsmanagement und Simulation von Waldbrandgefahr. Risiken durch Naturgefahren in Deutschland: Abschlussbericht des BMBF-Verbundprojekts Deutsches Forschungsnetz Naturkatastropen (DFNK), GeoForschungsZentrum Potsdam Scientific Technical Report, STR04/01, 1., S. 230-245, GeoForschungsZentrum Potsdam. Harris, A. W., Benz, W., Fitzsimmons, A., Green, S. F., Michel, P., and Valsecchi, G. B. 2004. The near-Earth object impact hazard: space mission priorities for risk assessment and reduction. NEOMAP report to ESA. (http://www.esa.int/gsp/NEO/other/NEOMAP_report_June23_wCover.pdf)  Harris, A. W. 2004, Wie gefährlich sind erdnahe Asteroiden wirklich? Sterne und Weltraum, 2/2004, p. 16. http://www.wissenschaft-schulen.de/sixcms/media.php/536/SuW0402-S16-17.pdf Harris, A. W. 2004, Asteroiden – Abwehr im All, Sterne und Weltraum, 10/2004, p. 21.   Kahle, R., Hahn, G., Kührt, E., Fasoulas, S., 2004. Athos Deflection Mission Analysis and Design. Proc. Planetary Defense Conference: Protecting Earth from Asteroids, AIAA 2004-1460.  Lehky, M.  and 56 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-J74 (2004).  Karlsson, O. and 63 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-Q35 (2004).  Karlsson, O. and 50 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-Q70 (2004).  Karlsson, O. and 70 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-D76 (2004).  Karlsson, O., Lagerkvist, C.-I., Oja, T.,  Hahn, G., Mottola, S. Warell, J.: Observations of Comets at 049 Uppsala-Kvistaberg. Minor Planet Circulars 50429 (2004).  Lehky, M.  and 22 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-R22 (2004). 

25

Muinonen, K.  and 9 coauthors, including G. Hahn. Physical and Dynamical Characterization of Near-Earth Objects by the NEON Program. Abstract. 36th DPS Meeting. B.A.A.S. 36, 48.06  Pravec, P., and 35 coauthors, including Hahn, G. and Mottola, S.;. Photmetric Survey of Binary Near-Earth Asteroids. Abstract. 36th DPS Meeting, B.A.A.S. 36, 28.04 (2004).  Tichy, M. and 74 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-R72 (2004). Tichy, M. and 80 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-Q07 (2004).  Tombelli, M.  and 73 coauthors, including G. Hahn and S. Mottola. Observations of Comets. Minor Planet Electronic Circ., 2004-K43 (2004).  8.3 Publications in the popular literature and public outreach Harris, A. W. 

 Presentation of the final recommendations of the ESA NEO Mission Advisory Panel at a public meeting 

at ESA/ESRIN, Frascati, Italy, 9.7.04.  Invited lectures:   The Open University, Planetary and Space Sciences Research Institute, UK, 19.2.04. 

Technical University of Dresden, 15.7.04 and 13.12.04.            Inst. Raumfahrtsysteme, Univ. Stuttgart, 1.7.04 and 18.11.04.  

Press releases: DLR press release, 9.7.04, “ESA plant Weltraummission zur Erforschung von gefährlichen Himmelskörper - DLR-Wissenschaftler Vorsitzender des ESA-Beraterausschusses NEOMAP” http://www.dlr.de/dlr/News/pi_090704_NEOMAP.html

 ESA press release, 14.7.04, “ESA considers the next step in assessing the risk from Near-Earth Objects”.  http://www.esa.int/esaCP/SEMZO8M26WD_index_0.html) 

 Consultant  for  articles  on  asteroids  and  planetary  phenomena,  incl.  reports  of work  described  in Section 2 and 6 above: 

GEO, 4.4.04.  

Die Welt, 10.7.04 (http://www.welt.de/data/2004/07/10/303095.html)  The Guardian (UK newspaper), 16.7.04.   (http://www.guardian.co.uk/uk_news/story/0,,1262467,00.html) 

 Süddeutsche Zeitung, 29.9.04 (http://www.sueddeutsche.de/panorama/artikel/199/40159/).  

Kührt, E. Interview for DPA to Sedna on March 15  Interview for Radio Arabella to Sedna on March 16  

26

Interview for Radio 1 to Sedna on March 20  Interview for Züricher Sonntagszeitung to comets on April 15  Invited lecture for German teachers of astronomy, Rohr ,Nov. 5  8.4 Space mission responsibilities J. Knollenberg • Rosetta: Project Manager MUPUS • Associated scientist of OSIRIS  E. Kührt • Co-Investigator ROSETTA-experiments:  OSIRIS, RPC, ROMA, SESAME, and MUPUS • Team member framing camera DAWN • Co-Investigator BepiColombo-Mertis 

 S. Mottola • PI of the ROLIS experiment on the Lander of the ESA Rosetta mission. • Co-I of the VIRTIS experiment on the ESA Rosetta mission. • Co-I of the NASA DAWN mission.   8.5 Observing Campaigns 2004  Date        Telescope    Targets _____________________________________________________  26 Mar.  IRTF  NEA 2000 XH44 (bad weather) 23, 24  Jun.  IRTF  NEAs (1685) Toro and (12008) Kandrup 

(bad weather) 10 Jul.    IRTF  NEA (25143) Itokawa 28, 29 Jul.  IRTF  NEAs (12008) Kandrup, (54509) 2000 PH5,        (25143) Itokawa (bad weather) 2 Sept.   IRTF  NEAs (4179) Toutatis, 2002 CE26

20, 21 Sept.  IRTF  NEAs (4179) Toutatis, 1998 RO1

25, 27 Sept.  IRTF  NEAs (4179) Toutatis, 1998 RO1

_____________________________________________________ The IRTF is the 3.0-m NASA Infrared Telescope on Mauna Kea, Hawaii.  8.6 Other events and activities A. W. Harris • Chairman, ESA Near-Earth Asteroid Mission Advisory Panel.  • Member, Spitzer Space Telescope Cycle-1 Proposal Review Panel.  • Member, Scientific Advisory Board, Asteroids, Comets, Meteors Conference, Brazil, 2005. • Member, Scientific Advisory Board, Symposium on Near-Earth Objects, IAU XXVI General  

27

   Assembly, Prague, 2006. • Invited speaker: 

 35th COSPAR Scientific Assembly, July 18 – 25, Paris, France.  32nd International Seminar on Planetary Emergencies, Aug. 19 – 24, Erice, Italy.  The First Hayabusa Symposium, Oct. 20 – 23, Sagamihara, Japan. 

           • Referee for the journals Icarus; Earth, Moon and Planets; Advances in Space Research. • Member, organizing committee of Commission 15, "Physical Studies of Asteroids    and Comets", of the International Astronomical Union.  E. Kührt • Member of the DFNK (Deutschen Forschungsnetzes Naturkatastrophen) • Coordinator of the network of Leopoldina fellowship holders • Referee for the Canadian FERIC  8.7 Funding

Our funding mainly comes from DLR-projects as Rosetta, Dawn, Comets&Asteroids. Furthermore, several colleagues are involved in projects where funding origins from outside. Such projects are: HP3 

(ESA), Rosetta (ESA), AWFS/Firewatch (IQ wireless). 

28