Asteroid

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 Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen werden unter Asteroid (Begriffsklärung) aufgeführt.
Asteroid (243) Ida mit Mond Dactyl
NEAR-Aufnahme des Asteroiden (433) Eros

Als Asteroiden (von griechisch ἀστήρ, astēr „Stern“ und der Endung -eides „ähnlich“), Kleinplaneten oder Planetoiden bezeichnet man kleine Objekte, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen.

Bislang sind 438.298 Asteroiden im Sonnensystem bekannt (Stand: 31. Dezember 2008),[1] wobei die tatsächliche Anzahl wohl in die Millionen gehen dürfte. Nur die wenigsten haben allerdings mehr als einige 100 km Durchmesser und zählen dann zu den Zwergplaneten.

Weitere große Asteroiden sind im Asteroidengürtel die Objekte (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, (7) Iris, (10) Hygiea und (15) Eunomia.

Inhaltsverzeichnis

Bezeichnungen

Die Bezeichnung Asteroid bezieht sich auf die Größe der Objekte. Fast alle sind sie so klein, dass sie im Fernrohr wie ein Lichtpunkt erscheinen.

Die Bezeichnung Kleinplanet bzw Planetoid rührt daher, dass sich die Objekte am Firmament wie Planeten relativ zu den Sternen bewegen. Asteroiden sind keine Planeten und gelten auch nicht als Zwergplaneten. Denn aufgrund ihrer geringen Größe ist die Gravitation zu gering, um sie annähernd zu einer Kugel zu formen. Gemeinsam mit Kometen und Meteoroiden gehören Asteroiden zur Klasse der Kleinkörper.

Zwergplaneten

Seit der 26. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union (IAU) und ihrer Definition vom 24. August 2006 zählen die großen runden Objekte, deren Gestalt sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, strenggenommen nicht mehr zu den Asteroiden, sondern zu den Zwergplaneten.

Bis zur Entdeckung von (50000) Quaoar (1250 km Durchmesser), im Jahr 2002, war (1) Ceres (975 km) – das größte Objekt im Asteroidengürtel – auch der größte bekannte Körper auf einer planetenähnlichen Umlaufbahn. Weitere Zwergplaneten sind im Kuipergürtel – neben dem heruntergestuften (134340) Pluto (2390 km) – (136199) Eris (2500–3200 km), (136472) Makemake (ca. 1800 km) und (136108) Haumea (ca. 2200 × 1100 km).

Kandidaten für den Status eines Zwergplaneten sind im Asteroidengürtel unter anderem (2) Pallas (bis zu 582 km Durchmesser) und (4) Vesta (bis zu 560 km), im Kuipergürtel unter anderem (90482) Orcus (1600–1800 km) und (50000) Quaoar, sowie das Ende 2003 jenseits des Kuipergürtels entdeckte, etwa 1700 km große Objekt (90377) Sedna.

Die Geschichte der Asteroidenforschung

Bereits im Jahre 1760 entwickelte der deutsche Gelehrte Johann Daniel Titius eine einfache mathematische Formel (Titius-Bode-Reihe), nach der die Abstände der Planeten zueinander ins Verhältnis gesetzt werden. Die Reihe enthält jedoch eine Lücke, da zwischen Mars und Jupiter, im Abstand von 2,8 AE (Astronomische Einheit), ein Planet fehlt. Ende des 18. Jahrhunderts setzte eine regelrechte Jagd auf den unentdeckten Planeten ein. Das erste internationale Forschungsvorhaben wurde ins Leben gerufen, organisiert von Baron Franz Xaver von Zach, der seinerzeit an der Sternwarte Gotha tätig war. Der Himmel wurde in 24 Sektoren eingeteilt, die von Astronomen in ganz Europa systematisch abgesucht wurden. Für den Planeten hatte man bereits den Namen „Phaeton“ reservieren lassen. Fündig wurde man allerdings nicht.

Giuseppe Piazzi

In der Neujahrsnacht des Jahres 1801 entdeckte der Astronom und Theologe Giuseppe Piazzi im Teleskop der Sternwarte von Palermo (Sizilien) bei der Durchmusterung des Sternbildes Stier einen schwachen Stern, der in keiner Sternkarte verzeichnet war. Piazzi hatte von dem Forschungsvorhaben gehört und beobachtete den Stern in den folgenden Nächten, da er vermutete, den gesuchten Planeten gefunden zu haben. Er sandte seine Beobachtungsergebnisse an Zach, wobei er das Objekt zunächst als neuen Kometen bezeichnete. Piazzi erkrankte jedoch und konnte seine Beobachtungen nicht fortsetzen. Bis zur Veröffentlichung seiner Beobachtungen verging viel Zeit. Der Himmelskörper war inzwischen weiter in Richtung Sonne gewandert und konnte zunächst nicht wieder gefunden werden.

Der Mathematiker Gauß hatte allerdings ein numerisches Verfahren entwickelt (unter Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate), die es erlaubte, die Bahnen von Planeten oder Kometen anhand nur weniger Positionen zu bestimmen. Nachdem Gauss die Veröffentlichungen Piazzis gelesen hatte, berechnete er die Bahn des Himmelskörpers und sandte das Ergebnis nach Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers entdeckte das Objekt daraufhin am 31. Dezember 1801 wieder, das schließlich den Namen Ceres erhielt. Im Jahre 1802 entdeckte Olbers einen weiteren Himmelskörper, den er Pallas nannte. 1803 wurde Juno, 1807 Vesta entdeckt. Bis zur Entdeckung des fünften Asteroiden, Astraea im Jahre 1845, vergingen allerdings 38 Jahre.

Dennoch wurden die bis dahin entdeckten Asteroiden damals noch nicht als solche bezeichnet - sie galten damals als vollwertige Planeten. So kam es, dass der Planet Neptun bei seiner Entdeckung im Jahre 1846 nicht als achter, sondern als dreizehnter Planet gezählt wurde. Ab dem Jahr 1847 folgten allerdings so rasch weitere Entdeckungen, dass man bald beschloss für die zahlreichen, aber allesamt doch recht kleinen Himmelskörper, die die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreisen, eine neue Objektklasse von Himmelskörpern einzuführen: die Asteroiden, die so genannten kleinen Planeten. Die Zahl der großen Planeten sank somit auf acht. Bis zum Jahr 1890 wurden insgesamt über 300 Asteroiden entdeckt.

Nach 1890 brachte die Einführung der Fotografie in die Astronomie wesentliche Fortschritte. Die Asteroiden, die bis dahin mühsam durch den Vergleich von Teleskopbeobachtungen mit Himmelskarten gefunden wurden, verrieten sich nun durch Lichtspuren auf den fotografischen Platten. Durch die im Vergleich zum menschlichen Auge höhere Lichtempfindlichkeit der fotografischen Emulsionen konnten äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stieg die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. Die Einführung der CCD-Kameratechnik um 1990 und die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen bedeutete einen weiteren wesentlichen Fortschritt. Seither hat sich die Zahl jährlich aufgefundener Asteroiden nochmals vervielfacht, woran Suchprogramme wie LINEAR erheblichen Anteil haben.

Ist die Bahn eines Asteroiden bestimmt worden, kann die Größe des Himmelskörpers aus der Untersuchung seiner Helligkeit und des Rückstrahlvermögens, der Albedo, ermittelt werden. Dazu werden Messungen im optisch sichtbaren Licht sowie im Infrarotbereich durchgeführt. Diese Methode ist mit Unsicherheiten verbunden, da die Oberflächen der Asteroiden chemisch unterschiedlich aufgebaut sind und das Licht unterschiedlich stark reflektieren.

Genauere Ergebnisse können mittels Radarbeobachtungen erzielt werden. Dazu können Radioteleskope verwendet werden, die, als Sender umfunktioniert, starke Radiowellen in Richtung der Asteroiden aussenden. Durch die Messung der Laufzeit der von den Asteroiden reflektierten Wellen kann deren exakte Entfernung bestimmt werden. Die weitere Auswertung der Radiowellen liefert Daten zu Form und Größe. Regelrechte „Radarbilder“ lieferte beispielsweise die Beobachtung der Asteroiden (4769) Castalia und (4179) Toutatis.

Eine Reihe von Asteroiden konnte mittels Raumsonden näher untersucht werden:

In naher Zukunft wird sich die Zahl der bekannten Asteroiden nochmals dramatisch erhöhen, da für die nächsten Jahre mehrere verschiedene Durchmusterungen mit erhöhter Empfindlichkeit geplant sind, z. B. Gaia, Pan-STARRS und LSST. Allein der Satellit GAIA soll nach Modellrechnungen bis zu einer Million bisher unbekannter Asteroiden entdecken.

Die Benennung von Asteroiden

Hauptartikel: Benennung von Asteroiden und Kometen

Die Namen der Asteroiden setzen sich aus einer vorangestellten Nummer und einem Namen zusammen. Die Nummer gab früher die Reihenfolge der Entdeckung des Himmelskörpers an. Heute ist sie eine rein numerische Zählform, da sie erst vergeben wird, wenn die Bahn des Asteroiden gesichert ist (das Objekt ist jederzeit wieder auffindbar). Das kann durchaus auch erst Jahre nach der Erstbeobachtung erfolgen. Von den bisher bekannten 438.298 Astroiden haben 202.885 eine Nummer (Stand: 31. Dezember 2008).[1]

Der Entdecker hat innerhalb von zehn Jahren nach der Nummerierung das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss aber durch eine Kommission der IAU bestätigt werden, da es Richtlinien für die Namen astronomischer Objekte gibt. Dementsprechend existieren zahlreiche Asteroiden zwar mit Nummer, aber ohne Namen, vor allem in den oberen Zehntausendern.

Neuentdeckungen, für die noch keine Bahn mit ausreichender Genauigkeit berechnet werden konnte, werden mit dem Entdeckungsjahr und einer Buchstabenkombination, beispielsweise 2003 UB313, gekennzeichnet. Die Buchstabenkombination setzt sich aus dem ersten Buchstaben für die Monatshälfte (beginnend mit A und fortlaufend bis Y ohne I) und einem fortlaufenden Buchstaben (A bis Z ohne I) zusammen. Wenn mehr als 25 Kleinplaneten in einer Monatshälfte entdeckt werden – was heute die Regel ist – beginnt die Buchstabenkombination von vorne, gefolgt von jeweils einer je Lauf um eins erhöhten laufenden Nummer.

Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo auf Sizilien entdeckt. Piazzi taufte den Himmelskörper auf den Namen Ceres Ferdinandea. Die römische Göttin Ceres ist Schutzpatronin der Insel Sizilien. Mit dem zweiten Namen wollte Piazzi König Ferdinand IV., den Herrscher über Italien und Sizilien ehren. Dies missfiel der internationalen Forschergemeinschaft und man ließ ihn weg. Die offizielle Bezeichnung des Asteroiden lautet demnach (1) Ceres.

Bei den weiteren Entdeckungen wurde die Nomenklatur beibehalten und die Asteroiden wurden nach römischen und griechischen Göttinnen benannt; dies waren (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, usw.

Als immer mehr Asteroiden entdeckt wurden, gingen den Astronomen die antiken Gottheiten aus. So wurden Asteroiden unter anderem nach den Ehefrauen der Entdecker, zu Ehren historischer Persönlichkeiten oder Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens, Städten und Märchenfiguren benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden (21) Lutetia, (216) Kleopatra, (719) Albert, (1773) Rumpelstilz, (5535) Annefrank, (17744) Jodiefoster.

Neben Namen aus der griechisch-römischen Mythologie kommen auch Namen von Gottheiten aus anderen Kulturkreisen zur Anwendung, insbesondere für neu entdeckte, größere Objekte, wie (20000) Varuna, (50000) Quaoar und (90377) Sedna.

Monde von Asteroiden erhalten zu ihrem Namen keine permanente Nummer und gelten nicht als Asteroiden bzw. Kleinkörper, da sie nicht selbstständig die Sonne umlaufen.

Die Entstehung von Asteroiden

Zunächst gingen die Astronomen davon aus, dass die Asteroiden das Ergebnis einer kosmischen Katastrophe seien, bei der ein Planet zwischen Mars und Jupiter auseinanderbrach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der im Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel geringer ist als die des Erdmondes. Schätzungen der Gesamtmasse der Kleinplaneten schwanken zwischen 0,1 und 0,01 % der Erdmasse (Der Mond hat etwa 1,23 % der Erdmasse). Daher nimmt man heute an, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Die Gravitation von Jupiter, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten immer wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Impaktkrater auf den Planetenmonden und den inneren Planeten. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt (hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotops 26Al und möglicherweise auch des Eisenisotops 60Fe) und im Innern aufgeschmolzen. Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen, setzten sich infolge der Schwerkraftwirkung im Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Dies führte zur Bildung von differenzierten Körpern mit metallischem Kern und silikatischem Mantel. Ein Teil der differenzierten Asteroiden zerbrach bei weiteren Kollisionen, wobei Bruchstücke, die in den Anziehungsbereich der Erde geraten, als Meteoriten niedergehen.

Die Zusammensetzung von Asteroiden

Die spektroskopische Untersuchung der Asteroiden zeigte, dass deren Oberflächen chemisch unterschiedlich zusammengesetzt sind. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale beziehungsweise taxonomische Klassen:

Kohliger Chondrit
  • C-Asteroiden: Dies ist mit einem Anteil von 75 % der häufigste Asteroidentyp. C-Asteroiden weisen eine kohlen- oder kohlenstoffartige (das C steht für Kohlenstoff), dunkle Oberfläche mit einer Albedo um 0,05 auf. Es wird vermutet, dass die C-Asteroiden aus dem gleichen Material bestehen, wie die kohligen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten. Die C-Asteroiden bewegen sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels.
  • S-Asteroiden: Der mit einem Anteil von 17 % zweithäufigste Typ (das S steht für Silikat) kommt hauptsächlich im inneren Bereich des Hauptgürtels vor. S-Asteroiden besitzen eine hellere Oberfläche mit einer Albedo von 0,15 bis 0,25. Von ihrer Zusammensetzung her ähneln sie den gewöhnlichen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, die überwiegend aus Silikaten zusammengesetzt sind.
  • M-Asteroiden: Der überwiegende Rest der Asteroiden wird diesem Typ zugerechnet. Bei den M-Meteoriten (das M steht für metallisch) dürfte es sich um die metallreichen Kerne differenzierter Asteroiden handeln, die bei der Kollision mit anderen Himmelskörpern zertrümmert wurden. Sie besitzen eine ähnliche Albedo wie die S-Asteroiden. Ihre Zusammensetzung dürfte der von Nickel-Eisenmeteoriten gleichen.
  • E-Asteroiden: Die Oberflächen dieses seltenen Typs von Asteroiden bestehen aus dem Mineral Enstatit. Chemisch dürften sie den Enstatit-Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, ähneln. E-Asteroiden besitzen eine hohe Albedo von 0,4 und mehr.
  • V-Asteroiden: Dieser seltene Typ von Asteroiden (das V steht für Vesta) ist ähnlich zusammengesetzt, wie die S-Asteroiden. Der einzige Unterschied ist der erhöhte Anteil an Pyroxen-Mineralen. Es wird angenommen, dass alle V-Asteroiden aus dem silikatischen Mantel von Vesta stammen und bei der Kollision mit einem anderen großen Asteroiden abgesprengt wurden. Darauf weist ein gewaltiger Impaktkrater auf Vesta hin. Die auf der Erde gefundenen HED-Achondrite, eine seltene Gruppe von Steinmeteoriten, könnten ebenfalls von Vesta stammen, da sie eine ähnliche chemische Zusammensetzung aufweisen.
  • G-Asteroiden: Können als Untergruppe der C-Klasse angesehen werden, da sie ein ähnliches Spektrum aufweisen, jedoch im UV-Bereich unterschiedliche Absorptionslinien aufweisen.
  • B-Asteroiden: Ähnlich zusammengesetzt, wie die C- und G-Klasse. Abweichungen im UV-Bereich.
  • F-Asteroiden: Ebenfalls eine Untergruppe der C-Klasse, jedoch mit Unterschieden im UV-Bereich. Außerdem fehlen Absorptionslinien im Wellenlängenbereich des Wassers.
  • P-Asteroiden: Asteroiden dieses Typs besitzen eine sehr geringe Albedo und ein Spektrum im rötlichen Bereich. Sie sind wahrscheinlich aus Silikaten mit Kohlenstoffanteilen zusammengesetzt. P-Asteroiden halten sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels auf.
  • D-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich zusammengesetzt, wie die P-Asteroiden, mit einer geringen Albedo und einem rötlichen Spektrum.
  • R-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich aufgebaut, wie die V-Asteroiden. Das Spektrum weist auf hohe Anteile an Olivinen und Pyroxenen hin.
  • A-Asteroiden: Das Spektrum der A-Asteroiden zeigt deutliche Olivinbande und weist auf einen völlig differenzierten Mantelbereich hin. A-Asteroiden halten sich im inneren Bereich des Hauptgürtels auf.
  • T-Asteroiden: Dieser Asteroidentyp gehört ebenfalls zum inneren Bereich des Hauptgürtels. Er weist ein dunkles rötliches Spektrum auf, unterscheidet sich jedoch von den P- und R-Asteroiden.
  • X-Asteroiden: Asteroiden mit rötlichen Spektren, die nicht genauer in die Klassen E, M oder P eingeordnet werden können, weil die dafür notwendigen Albedo-Bestimmungen nicht vorliegen.

In der Vergangenheit ging man davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken, also kompakte Gebilde, sind. Die geringen Dichten etlicher Asteroiden sowie das Vorhandensein von riesigen Impaktkratern deuten jedoch darauf hin, dass viele Asteroiden locker aufgebaut sind und eher als rubble piles anzusehen sind, d. h. als lose „Schutthaufen“, die nur durch die Gravitation zusammengehalten werden. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen auftretenden Kräfte absorbieren ohne zerstört zu werden. Kompakte Körper werden dagegen bei größeren Impaktereignissen durch die Stoßwellen auseinander gerissen. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden nur geringe Rotationsgeschwindigkeiten auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde sonst dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinander reißen (siehe auch: Yorp-Effekt). Man geht heute davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen sind.

Die Bahnen der Asteroiden

Anders als die Planeten besitzen viele Asteroiden keine annähernd kreisrunden Umlaufbahnen. Sie haben, abgesehen von den meisten Hauptgürtelasteroiden und den Cubewanos im Kuipergürtel, meist sehr exzentrische Orbits, deren Ebenen in vielen Fällen stark gegen die Ekliptik geneigt sind. Ihre relativ hohen Exzentrizitäten machen sie zu Bahnkreuzern, Objekten die während ihres Umlaufs die Bahnen eines oder mehrerer Planeten passieren. Die Schwerkraft des Jupiter sorgt allerdings dafür, dass sich Asteroiden, bis auf wenige Ausnahmen, nur jeweils innerhalb oder außerhalb seiner Umlaufbahn bewegen.

Asteroiden innerhalb der Marsbahn

Innerhalb der Marsbahn bewegen sich einige unterschiedliche Asteroidengruppen, die alle bis auf wenige Ausnahmen aus Objekten von unter 5 km Größe (überwiegend jedoch deutlich kleiner) bestehen. Einige dieser Objekte sind Merkur- und Venusbahnkreuzer, von denen sich mehrere nur innerhalb der Erdbahn bewegen, manche können sie aber auch kreuzen. Wiederum andere bewegen sich hingegen auch nur außerhalb der Erdbahn.

  • Vulkanoiden: Die Existenz dieser Gruppe von Asteroiden konnte bislang nicht nachgewiesen werden. Diese Asteroiden sollen sich auf sonnennahen Bahnen innerhalb der von Merkur bewegen.

Erdnahe Asteroiden

Typen erdnaher Orbits

Hauptartikel: Erdnaher Asteroid

Die meisten Asteroiden, deren Bahnen teilweise innerhalb der des Mars verlaufen, werden als erdnahe Asteroiden bezeichnet, nach denen, wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde. seit einigen Jahren systematisch gesucht wird. Das erfolgreichste Suchprogramm ist Lincoln near earth asteroid Research (LINEAR). Weitere Suchprogramme sind NEAT und LONEOS.

  • Amor-Typ: Die Objekte dieses Asteroidentyps kreuzen die Marsbahn in Richtung Erde. Allerdings kreuzen sie nicht die Erdbahn. Ein Vertreter ist der 1898 entdeckte (433) Eros, der sich der Erdbahn bis 0,15 AE nähert. Nahe Vorbeigänge von Eros an der Erde dienten in den Jahren 1900 und 1931 zur genauen Vermessung des Sonnensystems. Der Namensgeber der Gruppe, der 1932 entdeckte (1221) Amor, besitzt eine typische Bahn von 1,08 bis 2,76 AE. Der größte Vertreter dieser Gruppe ist mit 38 km Durchmesser der Asteroid 1036 Ganymed. Asteroiden des Amor-Typs haben alle ihr Perihel in relativer Erdnähe, ihr Aphel kann jedoch sowohl innerhalb der Marsbahn als auch weit außerhalb der Jupiterbahn liegen.
  • Apohele-Typ: Diese Objekte gehören zu einer Untergruppe des Aten-Typs, deren Aphel innerhalb der Erdbahn liegt und diese somit nicht kreuzen (Aten-Asteroiden haben ihr Aphel typischerweise außerhalb der Erdbahn).
  • Erdbahnkreuzer sind Objekte, deren Umlaufbahn die der Erde kreuzt, was die Wahrscheinlichkeit einer Kollision beinhaltet.
    • Apollo-Typ: Asteroiden dieses Typs haben eine Bahnhalbachse mit einer Ausdehnung von mehr als einer AE, wobei einige ihrer Mitglieder sehr exzentrische Umlaufbahnen besitzen, die die Erdbahn kreuzen können. Einige können im Perihel-Durchgang sogar ins Innere der Venus-Umlaufbahn gelangen. Namensgeber der Gruppe der 1932 von K. Reimuth entdeckte (1862) Apollo mit einer Bahn von 0,65 bis 2,29 AE. Der 1937 entdeckte (69230) Hermes zog in nur 1½-facher Monddistanz an der Erde vorbei, und galt danach als verschollen, bis er im Jahr 2003 schließlich wiedergefunden wurde. Der größte Apollo-Asteroid ist Sisyphus
    • Aten-Typ: Erdnahe Asteroiden, deren Bahnhalbachse typischerweise eine Länge von weniger als einer AE besitzt. Jedoch liegt ihr Aphel in allen Fällen außerhalb der Erdbahn. Daher können Aten-Asteroiden mit exzentrischen Bahnen die Erdbahn von innen her kreuzen. Benannt wurde die Gruppe nach dem 1976 entdeckten (2062) Aten. Weitere Vertreter der Gruppe sind (99942) Apophis, (2340) Hathor und (3753) Cruithne.
  • Arjuna-Asteroiden: Objekte dieser Gruppe besitzen eine erdähnliche Umlaufbahn. Dieser Gruppe gehören meist Asteroiden der Apollo-, Amor- oder Aten-Gruppe an.

Asteroiden zwischen Mars und Jupiter

Der Asteroidengürtel
Diagramm in dem die Länge der Bahnhalbachsen der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter gegen ihre Bahnneigung abgetragen wird (rot: Hauptgürtelobjekte, blau: sonstige Asteroidengruppen). Deutlich zu erkennen: die Kirkwoodlücken, die Hildas bei 4 AE und die Trojaner bei etwa 5,2 AE.

Etwa 90 % der bekannten Asteroiden bewegen sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Sie füllen damit die Lücke in der Titius-Bode-Reihe. Die größten Objekte sind hier (1) Ceres, (2) Pallas, (4) Vesta und (10) Hygiea. Nachdem Ceres den Status eines Zwergplaneten bekommen hat, wird auch unter den anderen davon diese Einordnung erwogen und noch nach dem Kriterium des hydrostatischen Gleichgewichts geforscht.

Asteroiden des Hauptgürtels

Hauptartikel: Asteroidengürtel

Die überwiegende Mehrzahl der Objekte, deren Bahnhalbachsen zwischen der Mars- und Jupiterbahn liegen, sind Teil des Asteroiden-Hauptgürtels. Ihnen gemeinsam ist eine Bahnneigung unter 20° und Exzentrizitäten unter 0,25. Die meisten entstanden durch Kollisionen größerer Asteroiden in dieser Zone und bilden daher Gruppen mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Ihre Umlaufbahnen werden durch die sogenannten Kirkwoodlücken, die durch Bahnresonanzen zu Jupiter gebildet werden, begrenzt. Dadurch lässt sich der Hauptgürtel in drei Zonen einteilen:

  • Innerer Hauptgürtel: Diese Zone wird durch die 4:1 und 3:1 Resonanz begrenzt, liegt zwischen etwa 2,06 und 2,5 AE und enthält meist silikatreiche Asteroiden der V- und S-Klasse.
  • Mittlerer Hauptgürtel: Objekte in dieser Gruppe besitzen Bahnhalbachsen zwischen 2,5 und 2,8 AE. Dort dominieren Asteroiden des C-Typs. Auch der Zwergplanet Ceres bewegt sich in dieser Zone, die zwischen der 3:1-Resonanz (Hestia-Lücke) und der 5:2-Resonanz liegt.
  • Äußerer Hauptgürtel: Dieses Gebiet wird nach außen hin von der Hecubalücke (2:1 Resonanz) bei etwa 3,3 AE begrenzt. In diesem Bereich treten häufig Objekte der D- und P-Klasse auf.

Asteroiden außerhalb des Hauptgürtels

Außerhalb des Asteroidengürtels liegen vereinzelt kleinere Asteroidengruppen, deren Umlaufbahnen meist in Resonanz zur Jupiterbahn stehen und dadurch stabilisiert werden. Außerdem existieren weitere Gruppen, die ähnliche Längen der Bahnhalbachsen aufweisen wie die Hauptgürtelasteroiden, jedoch deutlich stärker geneigte Bahnen (teilweise über 25°) oder andere ungewöhnliche Bahnelemente aufweisen:

  • Hungaria-Gruppe: Diese Gruppe besitzt Bahnhalbachsen von 1,7 bis 2 AE und steht in 2:9-Resonanz zu Mars. Sie besitzen mit einer mittleren Exzentrizität von 0,08 fast kreisrunde Bahnen, allerdings sind diese sehr stark gegen die Ekliptik geneigt (17° bis 27°).
  • Phocaea-Gruppe: Objekte mit einem mittleren Bahnradius zwischen 2,25 und 2,5 AE, Exzentrizitäten von mehr als 0,1, und Inklinationen zwischen 18° und 32°.
  • Alinda-Typ: Diese Gruppe bewegt sich in 3:1-Resonanz zu Jupiter und in 1:4-Resonanz zur Erde mit Bahnhalbachsen um 2,5 AE. Die Bahnen dieser Objekte werden durch die Resonanz zu Jupiter, die dieses Gebiet von Asteroiden freiräumt (dort befindet sich die Hestia-Lücke), gestört. Wodurch die Exzentrizitäten dieser Objekte beständig erhöht werden, bis die Resonanz bei einer Annäherung an einen der inneren Planeten aufgelöst wird. Einige Alinda-Asteroiden haben ihr Perihel nahe oder innerhalb der Erdbahn. Ein Vertreter dieser Gruppe ist der Asteroid 4179 Toutatis.
  • Pallas-Familie: Eine Gruppe von Asteroiden der B-Klasse mit Bahnhalbachsen von 2,7 bis 2,8 AE und relativ hohen Bahnneigungen von über 30°. Die Familie besteht aus Fragmenten, die bei Zusammenstößen aus Pallas herausgeschleudert wurden.
  • Cybele-Gruppe: Objekte dieser Gruppe bewegen sich jenseits der Hecuba-Lücke außerhalb des Hauptgürtels bei Entfernungen zwischen 3,27 und 3,7 AE und gruppieren sich um die 7:4-Resonanz zu Jupiter. Sie haben Exzentrizitäten von weniger als 0,3 und Bahneigungen unter 25°.
  • Hilda-Gruppe: Die Hildas bewegen sich in einer Bahnresonanz von 3:2 mit dem Planeten Jupiter. Ihnen gemeinsam ist ein mittlerer Sonnenabstand zwischen 3,7 und 4,2 AE, eine Bahnexzentrizität kleiner als 0,03 und eine Inklination kleiner als 20°.

Asteroiden außerhalb der Jupiterbahn

  • Zentauren: Zwischen den Planeten Jupiter und Neptun bewegt sich eine als Zentauren bezeichnete Gruppe von Asteroiden auf exzentrischen Bahnen. Der erste entdeckte Vertreter war (2060) Chiron. Die Zentauren stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel und sind durch gravitative Störungen auf instabile Bahnen abgelenkt worden.
  • Damocloiden: Eine Gruppe von Objekten, die nach dem Asteroiden 5335 Damocles benannt wurde. Sie haben ihr Aphel meist jenseits der Uranusbahn, aber ein Perihel im inneren Sonnensystem. Ihre kometenähnlichen Bahnen sind sehr exzentrisch und stark gegen die Ekliptik geneigt. Ihr Umlauf ist in manchen Fällen rückläufig. Die bekannten Objekte sind um die 8 km groß und ähneln Kometenkernen, besitzen jedoch weder Halo noch Schweif.

Transneptunische oder Kuipergürtel-Objekte

Bahnen der transneptunischen Objekte. (blau:Cubewanos, grün:resonante KBOs, schwarz: gestreute KBOs)

Hauptartikel: Transneptunisches Objekt, Kuipergürtel

Im äußeren Sonnensystem, jenseits der Neptunbahn, bewegen sich die transneptunischen Objekte, von denen die meisten als Teil des Kuipergürtels betrachtet werden (Kuiper belt objects; KBO), weshalb die Begriffe Transneptunisches Objekt und Kuipergürtel meist synonym verwendet werden. Dort wurden die bislang größten Asteroiden oder Planetoiden entdeckt. Die Objekte dieser Zone lassen sich anhand ihrer Bahneigenschaften in drei Gruppen einteilen:

  • Resonante KBOs: Die Bahnen dieser Objekte stehen in Resonanz zu Neptun. Die bekanntesten Vertreter sind die Plutinos, zu denen der Zwergplanet (134340) Pluto und auch (90482) Orcus gehören.
  • Cubewanos: Diese Objekte bewegen sich in nahezu kreisrunden Bahnen mit Neigungen unter 30° in einer Entfernung zwischen 42 und 50 AE um die Sonne. Bekannte Vertreter sind (20000) Varuna und (50000) Quaoar.
  • gestreute KBOs: Himmelskörper dieser Gruppe besitzen sehr exzentrische Orbits, deren Aphel in bis zu 1000 AE Entfernung liegen kann, während das Perihel meist bei 35 AE liegt. Teil dieser Gruppe ist der größte bekannte Zwergplanet (136199) Eris.

Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen

Hauptartikel: Trojaner (Astronomie)

Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, nennt man Trojaner. Zuerst entdeckte man diese Begleiter bei Jupiter. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise (588) Achilles und (1172) Aeneas. 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und (5261) Eureka genannt. In der Folgezeit wurden vier weitere Marstrojaner entdeckt. Auch Neptun besitzt Trojaner.

Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie z. B. der Asteroid 2002 AA29 in der Nähe der Erde.

Siehe auch: Arjuna-Asteroid

Einzelobjekte

Im Sonnensystem bewegen sich einige Asteroiden, welche Charakteristika aufweisen, die sie mit keinem anderen Objekt teilen. Dazu zählen u. a. (944) Hidalgo, der sich auf einer stark exzentrischen, kometenähnlichen Umlaufbahn zwischen Saturn und dem Hauptgürtel bewegt, und (279) Thule, der sich als einziger Vertreter einer potenziellen Gruppe von Asteroiden in 4:3-Resonanz zu Jupiter bei 4,3 AE um die Sonne bewegt. Ein weiteres Objekt ist (90377) Sedna, ein relativ großer Asteroid der weit außerhalb des Kuipergürtels eine exzentrische Umlaufbahn besitzt die ihn bis zu 900 AE von der Sonne entfernt.

Einschlagswahrscheinlichkeit und -wirkung

Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater. Größe der Einschlagkrater und die damit verbundene Energiefreisetzung (Explosion) von Zusammenstößen werden maßgeblich durch Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung der Asteroiden bestimmt.

Es gibt 2 gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung bzw. Zerstörungskraft: die Turiner Skala und die Palermo-Skala.

Die Turiner Skala ist anschaulich und einfach gehalten. Sie ist in ganzzahlige Stufen von 0 bis 10 eingeteilt, wobei "0" keine Gefahr bedeutet und Stufe "10" einem sicheren Einschlag mit großer globaler Zerstörungswirkung entspricht. Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala.

Letztere wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagswahrscheinlichkeit mit dem Hintergrundrisiko durch Objekte vergleichbarer Größe in Verbindung. Die Palermo-Skala ist logarithmisch aufgebaut: Ein Wert von 0 auf der Palermo-Skala entspricht dem einfachen Hintergrundrisiko (1=100), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=101), 2 dem 100-fachen Risiko (100=102) usw.

Enge Begegnungen mit erdnahen Asteroiden

Radaraufnahme des Asteroiden 1950 DA
  • Am 18. März 2004 passierte um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH, ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 m Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000 km.
  • Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU162 näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.500 km. Kein anderer derzeit bekannter Kleinplanet ist der Erde näher gekommen.
  • Am 29. Januar 2008 passierte um 09:33 Uhr MEZ der Asteroid 2007 TU24 im Abstand von 538.000 km die Erde.
  • Am 13. April 2029 wird der Asteroid (99942) Apophis die Erde passieren: Nur etwa der dreifache Erddurchmesser werde zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität in Michigan nur alle 1300 Jahre vor.
  • Der Asteroid (29075) 1950 DA wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, auch die Möglichkeit einer Kollision mit der Erde besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt allerdings bei nur 0,33 %.

Beispiele für Einschläge auf der Erde

Eine Auflistung irdischer Krater findet sich in der Liste der Einschlagkrater der Erde sowie als Auswahl im Artikel Einschlagkrater im Absatz Große und bekannte Einschlagkrater.

Siehe auch

Listen:

Literatur

  • Kometen und Asteroiden. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg 2003 (Sterne und Weltraum Special Nr.2003/2) ISBN 3936278369
  • William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Herausgeber): Asteroids III. Univ. of Arizona Press 2002 (Space Science Series) ISBN 0816522812 (engl.)
  • Vaas, Rüdiger: Der Tod kam aus dem All. Meteoritenenschläge, Erdbahnkreuzer und der Untergang der Dinosaurier, Franckh-Kosmos, Stuttgart 1995, ISBN 3440070050
  • Sternenbote: Jahrgang 45/12, Seite 223–234: Die Asteroiden – Dramatik und Schutt im Planetensystem: Gottfried Gerstbach: Artikel im PDF-Format erhältlich: http://www.g.gerstbach.at/papers/Asteroid1202gg.pdf
  • Thorsten Dambeck: Vagabunden im Sonnensystem. Bild der Wissenschaft, März 2008, Seite 56–61, ISSN 0006-2375
  • John S. Lewis: Mining the sky-untold riches from the asteroids, comets, and planets. Addison-Wesley, Mass. 1997, ISBN 0-201-32819-4
  • Thomas K. Henning: Astromineralogy. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-44323-1

Weblinks

Commons Commons: Asteroiden – Bilder, Videos und Audiodateien

Videos

Einzelnachweise

  1. ↑ a b NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies
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