Dette er en utmerket artikkel som er verdt å lese.

asteroide

fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Hopp til navigasjon Hopp til søk

Som asteroider (fra gammel gresk ἀστεροειδής asteroeids , tyske 'stjernelignende' ), [1] [2] Mindre planeter eller planetoider er små astronomiske legemer som beveger seg i Keplers baner rundt solen og er større enn meteoroider ( millimeter til meter ), men mindre enn dvergplaneter (ca. tusen kilometer) er.

Begrepet asteroide brukes ofte som et synonym for mindre planet , men refererer hovedsakelig til objekter innenfor banen til Neptun og er ikke et begrep definert av IAU . [3] Utover banen til Neptun kalles slike kropper også trans- neptuniske objekter (TNO). I følge den nyere definisjonen omfatter begrepet minor planet de "klassiske" asteroider og TNO.

Så langt er 1 101 888 asteroider kjent i solsystemet (fra 11. juli 2021), [4] med flere tusen nye funn som legges til hver måned [5], og det faktiske tallet vil trolig være i millionklassen. I motsetning til dvergplanetene har asteroider per definisjon for lav masse til å komme i hydrostatisk likevekt og anta en tilnærmet rund form, og er derfor generelt uregelmessig formede kropper. Svært få er mer enn noen få hundre kilometer i diameter.

Store asteroider i asteroidebeltet er objektene (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , (7) Iris , (10) Hygiea og (15) Eunomia .

Asteroide (243) Ida med månen Dactyl , fotografert fra Galileo -sonden
Asteroide (433) Eros , fotografert fra NEAR Shoemaker -sonde

Betegnelser

Begrepet asteroide refererer til størrelsen på objektene. Asteroide betyr bokstavelig talt "stjernelignende". Nesten alle er så små at de i teleskopet ser ut som et lyspunkt fra en stjerne . Planetene derimot fremstår som små skiver med en viss romlig utstrekning.

Begrepet minor planet eller asteroide kommer av det faktum at objektene i firmamentet beveger seg som planeter i forhold til stjernene. Asteroider er ikke planeter og regnes ikke som dvergplaneter , fordi på grunn av deres lille størrelse er tyngdekraften for svak til å forme dem omtrent til en kule. Sammen med kometer og meteoroider tilhører asteroider klassen av små kropper . Meteoroider er mindre enn asteroider, men det er ingen klar grense mellom dem og asteroider, verken i størrelse eller sammensetning.

Dvergplaneter

Siden den 26. generalforsamlingen i International Astronomical Union (IAU) og dens definisjon 24. august 2006, tilhører de store, runde objektene, hvis form er i hydrostatisk likevekt , ikke lenger strengt tatt asteroider, men dvergplanetene .

(1) Ceres (975 km diameter) er det største objektet i asteroidebeltet og er det eneste objektet som skal telles blant dvergplanetene. (2) Pallas og (4) Vesta er store objekter i asteroidebeltet, men ingen av dem er runde og derfor ikke dvergplaneter per definisjon.

I Kuiperbeltet er det, i tillegg til Pluto (2390 km i diameter), som tidligere var klassifisert som en planet og i dag som en dvergplanet, andre dvergplaneter: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake ( 1430 × 1502 km), (136108) Haumea (elliptisk, omtrent 1920 × 1540 × 990 km), (50 000) Quaoar (1110 km) og (90482) Orcus (917 km).

Objektet (90377) Sedna , omtrent 995 km stort, oppdaget over Kuiperbeltet i slutten av 2003 bør også klassifiseres som en dvergplanet.

Historien om asteroideutforskning

Mistenkt mindre planet og "himmelpolitiet"

Allerede i 1760 utviklet den tyske lærde Johann Daniel Titius en enkel matematisk formel ( Titius-Bode-serien ), ifølge hvilken solavstandene til planetene tilsvarer en enkel numerisk sekvens. I følge denne sekvensen bør det imidlertid være en annen planet mellom Mars og Jupiter i en avstand på 2,8 AU fra solen. En rettidig jakt begynte på denne tilsynelatende ennå ikke oppdagede planeten mot slutten av 1700 -tallet. For et koordinert søk ble Sky Police grunnlagt i 1800 som det første internasjonale forskningsprosjektet. Arrangør var baron Franz Xaver von Zach , som jobbet på Gotha -observatoriet den gangen. Stjernehimmelen er delt inn i 24 sektorer som har blitt systematisk søkt av astronomer over hele Europa. Navnet " Phaeton " hadde allerede vært forbeholdt planeten.

Søket mislyktes så langt den første mindre planeten (Ceres) ble oppdaget ved et uhell i begynnelsen av 1801. Sky -politiet beviste seg imidlertid snart på flere måter: med gjenopprettelsen av den mindre planeten som hadde gått tapt fra synet, med forbedret kommunikasjon om himmelske funn og med den vellykkede søken etter andre mindre planeter mellom 1802 og 1807.

Oppdagelsen av de første mindre planetene

Giuseppe Piazzi

Nyttårsaften i 1801 oppdaget astronomen og teologen Giuseppe Piazzi et svakt lysende himmellegeme som ikke ble vist på noe stjernekart mens han undersøkte stjernebildet Taurus i teleskopet til observatoriet i Palermo ( Sicilia ). Piazzi hadde hørt om Zachs forskningsprosjekt og observert objektet de neste nettene, og mistenkte at han hadde funnet planeten han lette etter. Han sendte observasjonsresultatene til Zach, og kalte det opprinnelig en ny komet . Imidlertid ble Piazzi syk og kunne ikke fortsette observasjonene. Det gikk lang tid før observasjonene hans ble publisert. Himmelskroppen hadde i mellomtiden beveget seg lenger mot solen og ble ikke funnet igjen først.

Imidlertid hadde matematikeren Gauss utviklet en numerisk metode som gjorde det mulig å bestemme banene til planeter eller kometer ved å bruke bare noen få posisjoner ved hjelp av metoden med minst kvadrater . Etter at Gauss hadde lest Piazzis publikasjoner, beregnet han banen til himmellegemet og sendte resultatet til Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers oppdaget deretter gjenstanden 31. desember 1801, som til slutt fikk navnet Ceres . I 1802 oppdaget Olbers et annet himmellegeme som han kalte Pallas . Juno ble oppdaget i 1803 og Vesta i 1807.

Imidlertid gikk det 38 år før den femte asteroiden, Astraea, ble oppdaget i 1845. Asteroider som ble oppdaget da, ble ennå ikke referert til som sådan - de ble betraktet som fullverdige planeter på den tiden. Så det skjedde at planeten Neptun ikke ble regnet som den åttende, men som den trettende planeten da den ble oppdaget i 1846. Fra 1847 fulgte imidlertid ytterligere funn så raskt at det snart ble besluttet å introdusere en ny objektklasse av himmellegemer for de mange, men alle ganske små himmellegemene som kretser rundt solen mellom Mars og Jupiter: asteroider , de kalt små planeter . Antall store planeter falt dermed til åtte. I 1890 hadde totalt 300 asteroider blitt oppdaget.

Fotografiske søkemetoder, radarmålinger

Etter 1890 brakte bruken av fotografering i astronomi betydelige fremskritt. Asteroider, som inntil da var blitt møysommelig funnet ved å sammenligne teleskopobservasjoner med himmelkart, ble nå avslørt av lysspor på fotografiske platene. På grunn av den høyere lysfølsomheten til de fotografiske emulsjonene sammenlignet med det menneskelige øyet , i kombinasjon med lange eksponeringstider ved sporing av teleskopet, var det mulig å oppdage ekstremt svake objekter, for å si det så fort. Med bruk av den nye teknologien steg antallet oppdagede asteroider raskt.

Et århundre senere, rundt 1990, utløste digital fotografering et ytterligere sprang i utviklingen i form av CCD- kamerateknologi, noe som ytterligere økes av mulighetene for dataassistert evaluering av elektroniske opptak. Siden den gang har antallet asteroider som blir funnet hvert år multiplisert igjen.

Når banen til en asteroide er bestemt, kan størrelsen på himmellegemet bestemmes ved å undersøke dens lysstyrke og refleksjonsevne, albedo . For dette formålet utføres målinger med både synlige lysfrekvenser og i det infrarøde området . Imidlertid er denne metoden forbundet med usikkerhet, siden overflatene til asteroider har forskjellige kjemiske strukturer og reflekterer lyset i forskjellige grader.

Mer presise resultater kan oppnås ved hjelp av radarobservasjoner . Radioteleskoper kan brukes til dette formålet, som, når de konverteres som sendere, sender ut kraftige radiobølger i retning av asteroider. Ved å måle transittiden til bølgene som reflekteres av asteroider, kan deres eksakte avstand bestemmes. Ytterligere evaluering av radiobølgene gir data om form og størrelse. For eksempel ga observasjonen av asteroider (4769) Castalia og (4179) Toutatis virkelige "radarbilder".

Automatiserte undersøkelser

Siden 1990 -tallet har nye og videreutviklede teknologier, samt kontinuerlige forbedringer i ytelsen til detektorer og elektronisk databehandling, muliggjort en rekke automatiserte søkeprogrammer med forskjellige mål. Disse undersøkelsene har spilt en stor rolle i den nye oppdagelsen av asteroider.

En rekke søkeprogrammer fokuserer på jordnære asteroider f.eks. B. LONEOS , LINEAR , NEAT , NeoWise , Spacewatch , Catalina Sky Survey og Pan-STARRS . De spiller en stor rolle i det faktum at nye asteroider finnes nesten hver dag, hvorav antallet hadde nådd over 900 000 i midten av juli 2020.

I nær fremtid vil antallet kjente asteroider øke betydelig igjen, ettersom det er planlagt undersøkelser med økt følsomhet for de neste årene, for eksempel Gaia og LSST . Ifølge modellberegninger forventes Gaia -romsonden alene å oppdage opptil en million tidligere ukjente asteroider.

Romsondeobservasjoner

Bilde av noen asteroider utforsket av romprober

En rekke asteroider kan undersøkes nærmere ved hjelp av romprober :

Flere oppdrag er planlagt, inkludert:

betegnelse

Navnene på asteroider består av et forhåndsnummer og et navn. Tallet som ble brukt til å indikere rekkefølgen der himmellegemet ble oppdaget. I dag er det en rent numerisk form for telling, siden den bare er gitt når asteroidens bane er sikret og objektet kan bli funnet igjen når som helst; dette kan absolutt bare skje år etter den første observasjonen. Av de 1.101.888 asteroider som er kjent hittil, har 567.132 et tall (fra 11. juli 2021). [4]

Oppdageren har rett til å foreslå et navn innen ti år etter nummereringen. Dette må imidlertid bekreftes av en kommisjon fra IAU, siden det er retningslinjer for navn på astronomiske objekter . Følgelig finnes det mange asteroider med tall, men uten navn, spesielt i de øvre ti tusen.

Nye funn som en bane ennå ikke kunne beregnes med tilstrekkelig nøyaktighet, er merket med oppdagelsesåret og en kombinasjon av bokstaver, for eksempel 2003 UB 313 . Bokstavkombinasjonen består av den første bokstaven for halve måneden (starter med A og fortsetter til Y uten I) og en kontinuerlig bokstav (A til Å uten I). Hvis mer enn 25 mindre planeter blir oppdaget i den ene halvdelen av måneden - som er regelen i dag - starter bokstavkombinasjonen fra begynnelsen, etterfulgt av et påfølgende antall økt med en for hver runde.

Den første asteroiden ble oppdaget i 1801 av Giuseppe Piazzi ved Palermo -observatoriet på Sicilia . Piazzi døpte himmellegemet med navnet "Ceres Ferdinandea". Den romerske gudinnen Ceres er skytshelgen for øya Sicilia. Med det andre navnet ønsket Piazzi å hedre kong Ferdinand IV , herskeren over Italia og Sicilia. Dette mislikte det internasjonale forskningsmiljøet, og det andre navnet ble droppet. Det offisielle navnet på asteroiden er derfor (1) Ceres .

I de videre funnene ble nomenklaturen beholdt og asteroider ble oppkalt etter romerske og greske gudinner ; disse var (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , og så videre.

Etter hvert som flere og flere asteroider ble oppdaget, løp astronomene tom for gamle guddommer. For eksempel ble asteroider oppkalt etter konene til oppdagerne, til ære for historiske eller offentlige personer, byer og eventyrfigurer. Eksempler er asteroider (21) Lutetia , (216) Cleopatra , (719) Albert , (1773) Rumpelstilz , (5535) Annefrank , (17744) Jodiefoster .

I tillegg til navn fra gresk-romersk mytologi , brukes også navn på guddommer fra andre kulturer , spesielt for nyoppdagede større objekter som (20000) Varuna , (50000) Quaoar og (90377) Sedna .

Asteroide måner har ikke en permanent nummer i tillegg til navn og regnes ikke som asteroider eller små kropper , som de ikke går i bane rundt solen på egenhånd.

Fremveksten

Først antok astronomene at asteroider var et resultat av en kosmisk katastrofe der en planet mellom Mars og Jupiter brøt sammen og etterlot fragmenter på bane. Det viste seg imidlertid at den totale massen av asteroider som er tilstede i hovedbeltet er mye mindre enn jordens måne . Estimater av totalmassen til de mindre planetene varierer mellom 0,1 og 0,01 prosent av jordens masse (månen er omtrent 1,23 prosent av jordens masse). Det antas derfor at asteroider representerer en gjenværende populasjon av planetesimaler fra dannelsesfasen av solsystemet . Tyngdekraften til Jupiter, hvis masse økte raskest, forhindret dannelsen av en større planet fra asteroidematerialet. Planetesimalene ble forstyrret på banen, gjentatte ganger kolliderte de voldsomt med hverandre og brøt. Noen ble omdirigert til baner som satte dem på et kollisjonskurs med planetene. Nedslagskraterne på planetmånene og de indre planetene vitner fortsatt om dette. De største asteroidene ble sterkt oppvarmet etter at de er dannet (hovedsakelig på grunn av radioaktiv nedbrytning av aluminium isotopen 26 Al og eventuelt også jern isotop 60 Fe) og smeltet på innsiden. Tunge elementer som nikkel og jern satte seg inne som et resultat av tyngdekraften, de lettere forbindelsene, for eksempel silikater , ble igjen i de ytre områdene. Dette førte til dannelsen av differensierte legemer med en metallisk kjerne og et silikatstrøk. Noen av de differensierte asteroider knuste i ytterligere kollisjoner, med fragmenter som falt inn i jordens attraksjon som meteoritter .

Klassifiseringsordninger for asteroider

Karbonholdig kondritt

Den spektroskopiske undersøkelsen av asteroider viste at overflatene deres er kjemisk sammensatt forskjellig. En inndeling i forskjellige spektrale eller taksonomiske klasser ble utført analogt.

Klassifiseringsskjema i henhold til Tholen

I 1984 publiserte David J. Tholen et klassifiseringsopplegg med 14 klasser for klassifisering av asteroider basert på deres spektrale egenskaper, som igjen er oppsummert i 3 grupper (C, S og X):

Klassifiseringsordningen ble supplert av Tholen i 1989: [7]

U tillegg indikerer uvanlig spekter; langt fra midten av klyngen
: Tillegg viser "bråkete" data
:: Tillegg indikerer svært "bråkete" data
--- Viser data som er for "bråkete" til at klassifisering er mulig (i utgangspunktet ville alle klasser være mulige)
I Motstridende data

Etter Tholen kan opptil fire bokstaver tildeles, for eksempel "SCTU".

En asteroide med et slikt tillegg er for eksempel (2340) Hathor , som ville bli sortert i spektralklassen “CSU” ifølge Tholen (i henhold til SMASSII som Sq). For eksempel er bokstaven "I" angitt i JPL Small-Body Database for asteroiden (515) Athalia , ifølge SMASSII er asteroiden klassifisert som "Cb".

sammensetning

Tidligere antok forskere at asteroider var monolitiske steinblokker, dvs. kompakte strukturer. Den lave tettheten til flere asteroider, så vel som tilstedeværelsen av enorme slagkratere indikerer imidlertid at mange asteroider er løst strukturert og mer ligner ruinhaug enn løse "ruinhaug" som bare holdes sammen av tyngdekraften . Løst strukturerte kropper kan absorbere kreftene som oppstår i en kollisjon uten å bli ødelagt. Kompakte kropper derimot, blir revet fra hverandre av sjokkbølgene under større slaghendelser. I tillegg har de store asteroider bare lave rotasjonshastigheter. En rask rotasjon rundt sin egen akse ville ellers føre til at sentrifugalkreftene rive kroppen fra hverandre (se også: YORP -effekt ) . I dag antas det at flertallet av asteroider over 200 meter i størrelse er slike kosmiske masse rusk.

Baner

I motsetning til planetene har mange asteroider ikke nesten sirkulære baner. Bortsett fra de fleste av de viktigste bånd asteroider og Cubewanos i Kuiper beltet , har de vanligvis meget eksentriske baner, flyene av disse er i mange tilfeller er sterkt skråstilt mot ecliptic . Deres relativt høye eksentrisitet gjør dem til jernbanekryssere ; dette er objekter som passerer banene til en eller flere planeter i løpet av deres bane. Imidlertid sikrer Jupiters tyngdekraft at asteroider, med noen få unntak, bare beveger seg innenfor eller utenfor banen.

På grunnlag av deres baner er asteroider også tilordnet flere asteroidfamilier , som er preget av lignende verdier for den store halvaksen, eksentrisitet og hellingen av deres bane. Asteroider i en familie stammer antagelig fra samme opprinnelsesgruppe. I 2015 oppførte David Nesvorný fem hovedfamilier. Omtrent 45% av alle asteroider i hovedbeltet kan tildeles en slik familie basert på de gitte kriteriene. [Åttende]

Asteroider i bane rundt Mars

Flere forskjellige grupper av asteroider beveger seg innenfor Mars bane, som alle, med noen få unntak, består av objekter som er mindre enn fem kilometer store (men stort sett mye mindre). Noen av disse objektene er Merkur- og Venus -kryssere, hvorav flere bare beveger seg innenfor jordens bane, noen kan også krysse dem. Andre, derimot, beveger seg bare utenfor jordens bane.

Eksistensen av gruppen asteroider kjent som vulkaner er ennå ikke bevist. Disse asteroider sies å bevege seg på baner nær solen innenfor Merkur .

Nær-jord-asteroider

Typer av baner nær jord

Asteroider hvis baner kommer nær jordens bane kalles jordnære asteroider , også NEA (Near Earth Asteroids). Üblicherweise wird als Abgrenzungskriterium ein Perihel kleiner als 1,3 AE verwendet. Wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde wird seit einigen Jahren systematisch nach ihnen gesucht. Bekannte Suchprogramme sind zum Beispiel Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), der Catalina Sky Survey , Pan-STARRS , 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 Kilometern Durchmesser der Asteroid (1036) Ganymed . Alle Asteroiden des Amor-Typs haben 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 : Dies 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 ist der 1932 von K. Reinmuth 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 (1866) Sisyphus .
    • Aten-Typ: Dies sind 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
Länge der Bahnhalbachsen der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter gegen ihre Bahnneigung (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 Prozent 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 .

Asteroiden des Hauptgürtels

Die meisten der Objekte, deren Bahnhalbachsen zwischen der Mars- und Jupiterbahn liegen, sind Teil des Asteroiden-Hauptgürtels. Sie weisen eine Bahnneigung unter 20° und Exzentrizitäten unter 0,25 auf. Die meisten sind durch Kollisionen größerer Asteroiden in dieser Zone entstanden und bilden daher Gruppen mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Ihre Umlaufbahnen werden durch die sogenannten Kirkwoodlücken begrenzt, die durch Bahnresonanzen zu Jupiter entstehen. 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 9:2-Resonanz zu Jupiter. Sie besitzen mit einer mittleren Exzentrizität von 0,08 fast kreisrunde Bahnen, allerdings sind diese sehr stark gegen die Ekliptik geneigt (17° bis 27°). Der Namensgeber für die Hungaria-Gruppe ist der Asteroid (434) Hungaria.
  • 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. Hierdurch werden die Exzentrizitäten dieser Objekte beständig erhöht, 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 Bahnneigungen unter 25°.
  • Hilda-Gruppe (nach (153) Hilda benannt): 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 0,3 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 acht Kilometer groß und ähneln Kometenkernen, besitzen jedoch weder Halo noch Schweif.

Transneptunische Objekte, Kuipergürtel-Objekte

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

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). 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 größte bekannte 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 sowie der Namensgeber der Gruppe (15760) QB 1 .
  • gestreute KBOs : Himmelskörper dieser Gruppe besitzen sehr exzentrische Orbits, deren Aphel in über 25000 AE Entfernung liegen kann, während das Perihel meist bei 35 AE liegt. Teil dieser Gruppe ist der massereichste bekannte Zwergplanet (136199) Eris .

Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen

Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, werden „ Trojaner “ genannt. Zuerst wurden diese Begleiter bei Jupiter entdeckt. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise (588) Achilles und (1172) Äneas . 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und (5261) Eureka genannt. In der Folgezeit wurden weitere Marstrojaner entdeckt. Auch Neptun besitzt Trojaner und 2011 wurde mit 2011 QF 99 der erste Uranustrojaner entdeckt.

Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie zum Beispiel der Asteroid 2002 AA 29 in der Nähe der Erde.

Interstellarer Asteroid

Im Oktober 2017 wurde mit 1I/ʻOumuamua der erste interstellar reisende Asteroid entdeckt. Er ist länglich geformt, rund 400 Meter lang und näherte sich etwa im rechten Winkel der Bahnebene der Planeten. Nachdem seine Bahn durch die Gravitation der Sonne um etwa 90° abgelenkt wurde, flog er auf seinem neuen Kurs in Richtung des Sternbildes Pegasus in ca. 24 Millionen Kilometern Entfernung am 14. Oktober 2017 an der Erde vorbei.

Einzelobjekte

Im Sonnensystem bewegen sich einige Asteroiden, die Charakteristika aufweisen, die sie mit keinem anderen Objekt teilen. Dazu zählen unter anderem (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. Inzwischen wurden allerdings mindestens fünf weitere Objekte mit ähnlichen Bahncharakteristika wie Sedna entdeckt; sie bilden die neue Gruppe der Sednoiden .

Einige Charakteristika wie ihre Form lassen sich aus ihrer Lichtkurve berechnen. [9]

Orientierung der Bahnrotation

Planeten, Asteroiden und Kometen kreisen typisch alle in derselben Richtung um die Sonne.

2014 wurde ein erster Asteroid entdeckt, 2015 nummeriert und 2019 benannt, nämlich (514107) Kaʻepaokaʻawela , der in die entgegengesetzte Richtung umläuft; und zwar in der Ko-Orbit-Region des Planeten Jupiter. 2018 wurde analysiert, dass (514107) Kaʻepaokaʻawela schon vor der Bildung der Planeten von außerhalb des Sonnensystems eingefangen worden sein muss.

Heute ist bekannt, dass etwa 100 weitere Asteroiden „falsch herum“ um die Sonne laufen. [10] [11]

Einschlagwahrscheinlichkeit und -wirkung

Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater . Die Größe des Einschlagkraters und die damit verbundene Energiefreisetzung ( Explosion ) wird maßgeblich durch die Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung des Asteroiden bestimmt.

Die Flugbahnen der Asteroiden im Sonnensystem sind nicht genau genug bekannt, um auf längere Zeit berechnen zu können, ob und wann genau ein Asteroid auf der Erde (oder auf einem anderen Planeten) einschlagen wird. Durch Annäherung an andere Himmelskörper unterliegen die Bahnen der Asteroiden ständig kleineren Veränderungen. Deswegen wird auf Basis der bekannten Bahndaten und -unsicherheiten lediglich das Risiko von Einschlägen errechnet. Es verändert sich bei neuen, genaueren Beobachtungen fortlaufend.

Mit der Turiner Skala und der Palermo-Skala gibt es zwei gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung und Zerstörungskraft:

  • 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 (→ Global Killer ). Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala.
  • Die Palermo-Skala wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagwahrscheinlichkeit 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=10 0 ), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=10 1 ), 2 dem 100-fachen Risiko (100=10 2 ) und so weiter.

Die Europäische Weltraumorganisation (ESA) publiziert öffentlich eine fortlaufend aktualisierte Risikoliste, in der Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde aufgeführt sind. [12]

Nahe Begegnungen mit erdnahen Asteroiden

Radaraufnahme des Asteroiden (29075) 1950 DA
  • Am 18. März 2004 passierte um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH , ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 Metern Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000 Kilometern.
  • Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU 162 näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.535 Kilometer.
  • Die zweitgrößte Annäherung erfolgte am 19. Dezember 2004 durch 2004 YD 5 (5 m Durchmesser) in einer Entfernung von 35.000 km. Aufgrund der geringen Größe von nur wenigen Metern würde er, ebenso wie 2004 FU 162 , wahrscheinlich zu den Meteoroiden gezählt werden.
  • Am 29. Januar 2008 passierte um 09:33 Uhr MEZ der Asteroid 2007 TU 24 (250 m Durchmesser) im Abstand von 538.000 Kilometern die Erde.
  • Am 9. Oktober 2008 passierte der rund einen Meter große Asteroid 2008 TS 26 in nur 6150 Kilometern Entfernung die Erde. Nur ein anderer derzeit bekannter Asteroid ist der Erde näher gekommen. [13]
  • Am 2. März und am 18. März 2009 um 13:17 Uhr MEZ passierten die Asteroiden 2009 DD 45 (21–47 m Durchmesser) bzw. 2009 FH (13–29 m) die Erde in einer Entfernung von nur 70.000 bzw. 80.000 km. Die beiden Asteroiden wurden erst einen Tag zuvor entdeckt.
  • Erst 15 Stunden vor seiner dichtesten Annäherung an der Erde entdeckten Astronomen einen sieben Meter großen Asteroiden. Der Gesteinsbrocken streifte am 6. November 2009 in einer Entfernung von 2 Erdradien an der Erde vorbei. Er wurde vom Catalina Sky Survey aufgespürt. Damit erreichte der Asteroid mit der Bezeichnung 2009 VA die drittgrößte Annäherung aller bisher bekannten und katalogisierten Asteroiden, die nicht auf die Erde einschlugen. [13]
  • Am 13. Januar 2010 passierte um 13:46 Uhr MEZ der Asteroid 2010 AL 30 (10–15 m Durchmesser) im Abstand von 130.000 Kilometern die Erde. Er wurde am 10. Januar 2010 von Wissenschaftlern desMIT entdeckt.
  • Am 8. September 2010 passierten zwei Asteroiden die Erde: um 11:51 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RX 30 (10–62 m Durchmesser) im Abstand von 250.000 Kilometern und um 23:12 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RF 12 (7–16 m Durchmesser) im Abstand von 80.000 Kilometern. Beide wurden am 5. September 2010 entdeckt. [14]
  • Am 9. November 2011 passierte der 400 m große Asteroid (308635) 2005 YU 55 in 324.600 km Entfernung – also innerhalb der Mondbahn – die Erde. [15]
  • Am 27. Januar 2012 passierte der 11 m große Asteroid 2012 BX 34 in einer Entfernung von weniger als 60.000 km die Erde. [16] [17]
  • Am 15. Februar 2013 passierte der ca. 45 m große Asteroid (367943) Duende in einer Entfernung von knapp 28.000 km die Erde, also noch unterhalb der Umlaufbahn der geostationären Satelliten. [18]
  • Am 29. August 2016 passierte der Asteroid 2016 QA 2 mit etwa 34 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 84.000 km. Der Asteroid wurde erst wenige Stunden vorher entdeckt. [19]
  • Am 26. Juli 2019 passierte der Asteroid 2019 OK mit etwa 100 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 65.000 km. Der Asteroid wurde erst 12 Stunden vorher vom SONEAR-Observatorium in Brasilien entdeckt. [20]
  • Am 16. August 2020 passierte der Asteroid 2020 QG die Erde über dem Indischen Ozean in nur 3000 km Höhe. Das ist zu diesem Zeitpunkt der allernächste je beobachtete Vorbeiflug. Mit seinen ca. 3–6 m Durchmesser wäre er bei größerer Annäherung wahrscheinlich in der Atmosphäre verglüht. [21]
Zukunft
  • Am 13. April 2029 wird der 270 m große Asteroid (99942) Apophis die Erde passieren. Nach bisherigen Berechnungen wird nur etwa der dreifache Erddurchmesser (etwa 30.000 Kilometer) zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität von Michigan nur alle 1300 Jahre vor. Die Wahrscheinlichkeit einer Kollision der Erde mit Apophis ist mit 0,023 Prozent aus derzeitiger Sicht (Stand 11. Juli 2019) recht unwahrscheinlich. [12]
  • Der Asteroid (29075) 1950 DA (2 km Durchmesser) [12] [22] wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, wobei die Möglichkeit einer Kollision besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt bei 0,33 Prozent. [23]
  • Die höchste Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde wird derzeit (Stand 17. Juli 2019) dem Asteroiden 2010 RF 12 (8 m Durchmesser) zugewiesen. Er wird die Erde am 5. September 2095 mit einer Wahrscheinlichkeit von 6,25 Prozent treffen. [12]

Beispiele für Einschläge auf der Erde

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

Mutmaßliche Kollisionen zwischen Asteroiden

Die Wissenschaft benennt mehrere mögliche Kollisionen zwischen Asteroiden untereinander:

  • vor 470 Millionen Jahren (Ekaterina Korochantseva, 2007) [24]
  • vor 5,8 Millionen Jahren (David Nesvorny, 2002) [25]
  • P/2010 A2 , 2009
  • (596) Scheila , 2010 (Dennis Bodewits, 2011) [26]

Internationaler Tag der Asteroiden

2001 etablierte das Committee on the Peaceful Uses of Outer Space (COPUOS) der UNO das Action Team on Near-Earth Objects (Action Team 14). Empfohlen wurde 2013 die Errichtung eines international asteroid warning network (IAWN) und einer space mission planning advisory group (SMPAG). Das Action Team 14 hat sein Mandat erfüllt und wurde 2015 aufgelöst. Am 30. Juni 2015 wurde der erste Asteroid Day ausgerufen. [27] [28]

Siehe auch

Literatur

  • Kometen und Asteroiden. (= Sterne und Weltraum. Special Nr. 2003/2). Spektrum der Wissenschaft Verlag, Heidelberg 2003, ISBN 3-936278-36-9 .
  • William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Hrsg.): Asteroids III. (= Space Science Series ). Univ. of Arizona Press, 2002, ISBN 0-8165-2281-2 . (englisch)
  • Gottfried Gerstbach: Die Asteroiden – Dramatik und Schutt im Planetensystem. In: Sternenbote . Jahrgang 45/12, Wien 2002, S. 223–234, ( online , PDF, abgerufen am 29. Oktober 2011)
  • Thorsten Dambeck: Vagabunden im Sonnensystem. In: Bild der Wissenschaft . März 2008, S. 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 .
  • Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 .

Weblinks

Commons : Asteroiden – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Asteroid – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Videos

Einzelnachweise

  1. Wilhelm Pape: Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage. 6. Abdruck. Braunschweig 1914, S. 375.(zeno.org)
  2. S. Clifford, J. Cunningham: Discovery of the origin of the word asteroid and the related terms asteroidal, planetoid, planetkin, planetule, and cometoid. In: Studia Etymologica Cracoviensia. Band 20, 2015, S. 47–62.
  3. Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 , S. xiii, Preface, (books.google.at)
  4. a b NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies
  5. Minor Planet Center Archive Statistics
  6. Günther Glatzel: Hayabusa mit Asteroidenstaub bei raumfahrer.net, 18. Nov. 2010.
  7. David J. Tholen:Taxonomic Classifications of Asteroids , 20. März 1988.
  8. Jan Hattenbach: Auch Asteroiden gehören zu Familien. In: Sterne und Weltraum. Dezember 2018, S. 22. (Abstrakt)
  9. Josef Durech ua: Shape models of asteroids based on lightcurve observations with BlueEye600 robotic observatory. 2017, arXiv : 1707.03637v1
  10. Das Ding aus einer anderen Welt. orf.at, 16. Juli 2018. science.orf.at , abgerufen am 16. Juli 2018
  11. An interstellar origin for Jupiter's retrograde co-orbital asteroid. MNRASL, academic.oup.com, academic.oup.com , 21. Mai 2018, abgerufen am 16. Juli 2018
  12. a b c d Risk Page. Europäische Weltraumorganisation , abgerufen am 17. Juli 2019 (englisch, Liste von Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde).
  13. a b An der Erde vorbeigeflitzt bei astronomie-heute.de, 18. Nov. 2010.
  14. NASA: Two Small Asteroids to Pass Close by Earth on September 8, 2010
  15. Asteroid Yu55 auf SPON
  16. Asteroid in Bus-Größe rast knapp an Erde vorbei diepresse.com
  17. 2012 BX34 jpl.nasa.gov, abgerufen am 29. Januar 2012.
  18. Asteroid kommt Erde näher als Satelliten , SPON vom 7. März 2012.
  19. News.de-Redaktion: 2016 QA2 raste auf Welt zu: Beinahe-Katastrophe: Asteroid zu spät entdeckt! (Nicht mehr online verfügbar.) Archiviert vom Original am 31. August 2016 ; abgerufen am 1. September 2016 .
  20. Nadja Podbregar: Wie übersieht man einen Asteroiden? Abgerufen am 6. August 2019 .
  21. NASA: Tiny Asteroid Buzzes by Earth – the Closest Flyby on Record. NASA, 16. August 2020, abgerufen am 19. August 2020 .
  22. JPL Small-Body Database Browser: 29075 (1950 DA). Jet Propulsion Laboratory , abgerufen am 17. Juli 2019 (englisch).
  23. 29075 (1950) DA , CNEOS, NASA, abgerufen am 12. Juli 2021
  24. Mega-Kollision vor 470 Millionen Jahren Universität Heidelberg astronews.com 19. Januar 2007.
  25. Kollision vor nur 5,8 Millionen Jahren Rainer Kayser astronews.com 13. Juni 2002.
  26. Die Trümmer einer Asteroidenkollision Stefan Deiters astronews.com 2. Mai 2011.
  27. Action Team 14 on Near-Earth Objects: mission completed unis.unvienna.org, abgerufen am 17. Februar 2017.
  28. Tag der Asteroiden, Was man gegen Einschläge tun könnte. ORF.at, 30. Juni 2015.