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asteroid

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Som asteroider (från forngrekiska ἀστεροειδής asteroeids , tyska "stjärnliknande" ), [1] [2] Mindre planeter eller planetoider är små astronomiska kroppar som rör sig i Keplers banor runt solen och är större än meteoroider ( millimeter till meter ), men mindre än dvärgplaneter (ungefär tusen kilometer) är.

Termen asteroid används ofta som en synonym för mindre planet , men hänvisar huvudsakligen till objekt inom Neptuns bana och är inte en term som definieras av IAU . [3] Bortom Neptuns bana kallas sådana kroppar också för trans- neptuniska objekt (TNO). Enligt den nyare definitionen omfattar termen minor planet de "klassiska" asteroiderna och TNO: n.

Hittills är 1 101 888 asteroider kända i solsystemet (från den 11 juli 2021), [4] med flera tusen nya upptäckter som läggs till varje månad [5] och det faktiska antalet kommer sannolikt att vara i miljoner. I motsats till dvärgplaneterna har asteroider per definition för låg massa för att komma in i hydrostatisk jämvikt och anta en ungefär rund form och är därför i allmänhet oregelbundet formade kroppar. Mycket få är mer än några hundra kilometer i diameter.

Stora asteroider i asteroidbältet är föremålen (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , (7) Iris , (10) Hygiea och (15) Eunomia .

Asteroid (243) Ida med månen Dactyl , fotograferad från Galileo -sonden
Asteroid (433) Eros , fotograferad från NEAR Shoemaker -sonden

Beteckningar

Termen asteroid avser objektens storlek. Asteroid betyder bokstavligen "stjärnliknande". Nästan alla är så små att de i teleskopet ser ut som ljuspunkten från en stjärna . Planeterna å andra sidan framstår som små skivor med en viss rumslig omfattning.

Uttrycket mindre planet eller asteroid kommer från det faktum att föremålen på himmelen rör sig som planeter i förhållande till stjärnorna. Asteroider är inte planeter och räknas inte som dvärgplaneter , eftersom tyngdkraften på grund av sin lilla storlek är för svag för att forma dem ungefär till en sfär. Tillsammans med kometer och meteoroider tillhör asteroider klassen av små kroppar . Meteoroider är mindre än asteroider, men det finns ingen tydlig gräns mellan dem och asteroider, varken i storlek eller sammansättning.

Dvärgplaneter

Sedan den 26: e generalförsamlingen för International Astronomical Union (IAU) och dess definition den 24 augusti 2006 tillhör de stora, runda föremålen, vars form är i hydrostatisk jämvikt , inte längre strikt till asteroiderna utan till dvärgplaneterna .

(1) Ceres (975 km diameter) är det största objektet i asteroidbältet och är det enda objektet som räknas bland dvärgplaneterna. (2) Pallas och (4) Vesta är stora föremål i asteroidbältet, men inte heller runda och därför inte dvärgplaneter per definition.

I Kuiperbältet finns, förutom Pluto (2390 km i diameter), som tidigare klassificerades som en planet och idag som en dvärgplanet, andra dvärgplaneter: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake ( 1430 × 1502 km), (136108) Haumea (elliptiskt, ungefär 1920 × 1540 × 990 km), (50 000) Quaoar (1110 km) och (90482) Orcus (917 km).

Objektet (90377) Sedna , cirka 995 km stort, upptäckt över Kuiperbältet i slutet av 2003 bör också klassificeras som en dvärgplanet.

Asteroidutforskningens historia

Misstänkt mindre planet och "sky -polisen"

Redan 1760 utvecklade den tyska forskaren Johann Daniel Titius en enkel matematisk formel ( Titius-Bode-serien ) enligt vilken planetens solavstånd motsvarar en enkel numerisk sekvens. Enligt denna sekvens bör det dock finnas en annan planet mellan Mars och Jupiter på ett avstånd av 2,8 AU från solen. En direkt jakt började på denna uppenbarligen ännu oupptäckta planet mot slutet av 1700 -talet. För en samordnad sökning grundades Sky -polisen 1800 som det första internationella forskningsprojektet. Arrangör var baron Franz Xaver von Zach , som arbetade vid Gotha -observatoriet vid den tiden. Stjärnhimlen har delats in i 24 sektorer som systematiskt har sökts av astronomer över hela Europa. Namnet " Phaeton " hade redan reserverats för planeten.

Sökningen misslyckades i den mån den första mindre planeten (Ceres) upptäcktes av en slump i början av 1801. Himmelpolisen visade sig dock snart på flera sätt: med återhämtningen av den mindre planeten som hade tappats ur sikte, med förbättrad kommunikation om himmelska upptäckter och med det framgångsrika sökandet efter andra mindre planeter mellan 1802 och 1807.

Upptäckten av de första mindre planeterna

Giuseppe Piazzi

På nyårsafton 1801 upptäckte astronomen och teologen Giuseppe Piazzi en svagt lysande himlakropp som inte visades på någon stjärnkarta när han undersökte stjärnbilden Taurus i teleskopet på observatoriet i Palermo ( Sicilien ). Piazzi hade hört talas om Zachs forskningsprojekt och observerat föremålet under de följande nätterna, misstänkt att han hade hittat planeten han letade efter. Han skickade sina observationsresultat till Zach och kallade det till en början en ny komet . Piazzi insjuknade dock och kunde inte fortsätta sina observationer. Mycket tid gick innan hans observationer publicerades. Himmelskroppen hade under tiden rört sig längre mot solen och kunde inte hittas igen till en början.

Matematikern Gauss hade emellertid utvecklat en numerisk metod som gjorde det möjligt att bestämma planets eller komets banor med endast några få positioner med hjälp av metoden med minst kvadrater . Efter att Gauss hade läst Piazzis publikationer beräknade han himlakroppens bana och skickade resultatet till Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers återupptäckte sedan föremålet den 31 december 1801, som så småningom fick namnet Ceres . 1802 upptäckte Olbers en annan himlakropp som han kallade Pallas . Juno upptäcktes 1803 och Vesta 1807.

Men 38 år gick innan den femte asteroiden, Astraea, upptäcktes 1845. Asteroiderna som upptäcktes då kallades ännu inte som sådana - de ansågs vara fullvärdiga planeter vid den tiden. Så hände det att planeten Neptunus inte räknades som den åttonde utan som den trettonde planeten när den upptäcktes 1846. Från 1847 följde dock ytterligare upptäckter så snabbt att det snart beslutades att införa en ny objektsklass av himmelska kroppar för de många men alla ganska små himmelkropparna som kretsar runt solen mellan Mars och Jupiter: asteroiderna , de ... kallas små planeter . Antalet stora planeter sjönk alltså till åtta. År 1890 hade totalt över 300 asteroider upptäckts.

Fotografiska sökmetoder, radarmätningar

Efter 1890 innebar användningen av fotografi inom astronomin betydande framsteg. Asteroiderna, som fram till dess noggrant hittades genom att jämföra teleskopobservationer med himmelkartor, avslöjades nu av ljusspår på fotografiska plattorna. På grund av de högre ljuskänsligheten hos de fotografiska emulsionerna jämfört med det mänskliga ögat , i kombination med långa exponeringstider vid spårning av teleskopet, var det möjligt att detektera extremt svaga föremål, så att säga i snabb rörelse. Med hjälp av den nya tekniken ökade antalet upptäckta asteroider snabbt.

Ett sekel senare, omkring 1990, utlöste digital fotografering ett ytterligare steg i utvecklingen i form av CCD- kamerateknik, vilket ytterligare ökas av möjligheterna till datorstödd utvärdering av elektroniska inspelningar. Sedan dess har antalet asteroider som hittas varje år mångdubblats igen.

När väl en asteroides bana har bestämts kan storleken på den himmelska kroppen bestämmas genom att undersöka dess ljusstyrka och reflektivitet, albedo . För detta ändamål utförs mätningar med både synliga ljusfrekvenser och inom det infraröda området . Denna metod är dock förknippad med osäkerheter, eftersom asteroidernas ytor har olika kemiska strukturer och reflekterar ljuset i olika grader.

Mer exakta resultat kan erhållas med hjälp av radarobservationer . Radio teleskop kan användas för detta ändamål, vilket omräknat som sändare, skicka ut kraftiga radiovågor i riktning mot asteroider. Genom att mäta transittiden för vågorna som reflekteras av asteroiderna kan deras exakta avstånd bestämmas. Ytterligare utvärdering av radiovågorna ger data om form och storlek. Exempelvis gav observationen av asteroiderna (4769) Castalia och (4179) Toutatis riktiga ”radarbilder”.

Automatiserade undersökningar

Sedan 1990 -talet har ny och vidareutvecklad teknik, liksom fortsatta förbättringar av prestanda för detektorer och elektronisk databehandling, möjliggjort ett antal automatiserade sökprogram med olika mål. Dessa undersökningar har spelat en stor roll i den nya upptäckten av asteroider.

Ett antal sökprogram fokuserar på jordnära asteroider t.ex. B. LONEOS , LINEAR , NEAT , NeoWise , Spacewatch , Catalina Sky Survey och Pan-STARRS . De spelar en viktig roll i det faktum att nya asteroider hittas nästan varje dag, vars antal hade nått över 900 000 i mitten av juli 2020.

Inom en snar framtid kommer antalet kända asteroider att öka betydligt igen, eftersom undersökningar med ökad känslighet planeras för de närmaste åren, till exempel Gaia och LSST . Enligt modellberäkningar förväntas Gaia -rymdsonden ensam upptäcka upp till en miljon tidigare okända asteroider.

Rumsondobservationer

Bild på några asteroider utforskade av rymdprober

Ett antal asteroider kunde undersökas närmare med hjälp av rymdprober :

Fler uppdrag planeras, inklusive:

beteckning

Asteroidernas namn består av ett prefix och ett namn. Siffran som används för att indikera i vilken ordning himmelska kroppen upptäcktes. Idag är det en rent numerisk form av räkning, eftersom den endast ges när asteroidens bana har säkrats och objektet kan hittas igen när som helst; detta kan säkert bara ske år efter den första observationen. Av de 1 1018888 asteroider som hittills är kända har 567 132 ett antal (från och med den 11 juli 2021). [4]

Upptäckaren har rätt att föreslå ett namn inom tio år efter numreringen. Detta måste dock bekräftas av en kommission från IAU, eftersom det finns riktlinjer för namnen på astronomiska objekt . Följaktligen finns det många asteroider med siffror men utan namn, särskilt i de övre tiotusen.

Nya upptäckter för vilka en väg ännu inte kunde beräknas med tillräcklig noggrannhet markeras med upptäcktsåret och en kombination av bokstäver, till exempel 2003 UB 313 . Bokstavskombinationen består av den första bokstaven för halva månaden (börjar med A och fortsätter till Y utan I) och en kontinuerlig bokstav (A till Z utan I). Om mer än 25 mindre planeter upptäcks under ena halvan av månaden - vilket är regel i dag - börjar bokstavskombinationen från början, följt av ett antal nummer i följd som ökas med en för varje körning.

Den första asteroiden upptäcktes 1801 av Giuseppe Piazzi vid Palermo -observatoriet på Sicilien . Piazzi döpte den himmelska kroppen med namnet "Ceres Ferdinandea". Den romerska gudinnan Ceres är skyddshelgon på ön Sicilien. Med det andra namnet ville Piazzi hedra kung Ferdinand IV , Italiens och Siciliens härskare. Detta missnöjde det internationella forskarsamhället och det andra namnet släpptes. Asteroidens officiella namn är därför (1) Ceres .

I de ytterligare upptäckterna bevarades nomenklaturen och asteroiderna namngavs efter romerska och grekiska gudinnor ; dessa var (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , och så vidare.

När fler och fler asteroider upptäcktes, tog astronomerna slut på gamla gudar. Till exempel var asteroider uppkallade efter upptäckarnas fruar, till ära för historiska eller offentliga personer, städer och sagofigurer. Exempel är asteroiderna (21) Lutetia , (216) Cleopatra , (719) Albert , (1773) Rumpelstilz , (5535) Annefrank , (17744) Jodiefoster .

Förutom namn från grekisk-romersk mytologi används också namn på gudomar från andra kulturer , särskilt för nyupptäckta, större föremål som (20000) Varuna , (50000) Quaoar och (90377) Sedna .

Asteroid moons inte har en permanent antal utöver deras namn och anses inte asteroider eller små kroppar , eftersom de inte kretsa kring solen på egen hand.

Tillväxt

Till en början antog astronomer att asteroiderna var resultatet av en kosmisk katastrof där en planet mellan Mars och Jupiter gick sönder och lämnade fragment på sin bana. Det visade sig dock att den totala massan av asteroiderna som finns i huvudbältet är mycket mindre än för jordens måne . Uppskattningar av den totala massan av de mindre planeterna varierar mellan 0,1 och 0,01 procent av jordens massa (månen är cirka 1,23 procent av jordens massa). Det antas därför att asteroiderna representerar en kvarvarande population av planetesimaler från solsystemets bildningsfas. Tyngdkraften hos Jupiter, vars massa ökade snabbast, förhindrade bildandet av en större planet från asteroidmaterialet. Planetesimalerna stördes på sina banor, upprepade gånger kolliderade våldsamt med varandra och bröt. Vissa leddes om till banor som satte dem på en kollisionskurs med planeterna. Nedslagskratrarna på planetmånarna och de inre planeterna vittnar fortfarande om detta. De största asteroider var starkt upphettas efter deras bildning (främst på grund av radioaktivt sönderfall av aluminium isotopen 26 Al och eventuellt även järn isotopen 60 Fe) och smält inuti. Tunga element som nickel och järn satte sig inuti som ett resultat av tyngdkraften, de lättare föreningarna, såsom silikater , fanns kvar i de yttre områdena. Detta ledde till bildandet av differentierade kroppar med en metallkärna och en silikatbeläggning. Några av de differentierade asteroiderna krossades i ytterligare kollisioner, med fragment som föll in i jordens attraktionsområde som meteoriter .

Klassificeringsscheman för asteroider

Kolhaltig kondrit

Den spektroskopiska undersökningen av asteroiderna visade att deras ytor är kemiskt sammansatta olika. En uppdelning i olika spektrala eller taxonomiska klasser genomfördes analogt.

Klassificeringsschema enligt Tholen

År 1984 publicerade David J. Tholen ett klassificeringsschema med 14 klasser för klassificering av asteroider baserat på deras spektrala egenskaper, som i sin tur sammanfattas i 3 grupper (C, S och X):

Klassificeringsschemat kompletterades av Tholen 1989: [7]

U -tillägg indikerar ovanligt spektrum; långt från mitten av klustret
: Tillägget visar "bullriga" data
:: Tillägg indikerar mycket "bullriga" data
--- Visar data som är för "bullriga" för att klassificering ska vara möjlig (i princip alla klasser skulle vara möjliga)
I Motstridiga uppgifter

Efter Tholen kan upp till fyra bokstäver tilldelas, till exempel "SCTU".

En asteroid med ett sådant tillägg är till exempel (2340) Hathor , som skulle sorteras i spektralklassen "CSU" enligt Tholen (enligt SMASSII som Sq). Till exempel skrivs bokstaven "I" i JPL Small-Body Database för asteroiden (515) Athalia , enligt SMASSII är asteroiden klassificerad som "Cb".

sammansättning

Tidigare antog forskare att asteroiderna var monolitiska stenblock, det vill säga kompakta strukturer. De låga tätheten hos flera asteroider liksom närvaron av enorma slagkratrar indikerar dock att många asteroider är löst strukturerade och mer liknar murar av högar än lösa "ruinerhögar" som bara hålls samman av tyngdkraften . Löst strukturerade kroppar kan absorbera krafterna som uppstår vid en kollision utan att förstöras. Kompakta kroppar, å andra sidan, slits sönder av chockvågorna under större påverkan. Dessutom har de stora asteroiderna bara låga rotationshastigheter. En snabb rotation runt sin egen axel skulle annars leda till att centrifugalkrafterna sliter isär kroppen (se även: YORP -effekt ) . Idag antas det att majoriteten av asteroiderna över 200 meter stora är sådana kosmiska skräphögar.

Banor

Till skillnad från planeterna har många asteroider inte nästan cirkulära banor. Bortsett från de flesta huvudbälte -asteroiderna och Cubewanos i Kuiper -bältet har de vanligtvis mycket excentriska banor, vars plan i många fall är starkt böjda mot ekliptiken . Deras relativt höga excentriciteter gör dem till järnvägskryssare ; dessa är objekt som passerar banorna på en eller flera planeter under sin bana. Jupiters tyngdkraft säkerställer dock att asteroider, med några få undantag, bara rör sig inom eller utanför sin bana.

På grundval av deras banor tilldelas asteroider också flera asteroidfamiljer , som kännetecknas av liknande värden för den stora halvaxeln, excentricitet och lutning av deras bana. Asteroiderna i en familj härstammar förmodligen från samma ursprung. År 2015 listade David Nesvorný fem huvudfamiljer. Cirka 45% av alla asteroider i huvudbältet kan tilldelas en sådan familj baserat på de givna kriterierna. [Åttonde]

Asteroider inom Mars bana

Flera olika grupper av asteroider rör sig inom Mars omlopp, som alla, med några få undantag, består av föremål som är mindre än fem kilometer stora (men mestadels mycket mindre). Några av dessa föremål är Merkurius- och Venus -kryssare, varav flera bara rör sig inom jordens bana, vissa kan också korsa dem. Andra å andra sidan rör sig bara utanför jordens bana.

Förekomsten av gruppen asteroider som kallas vulkaner har ännu inte bevisats. Dessa asteroider sägs röra sig på banor nära solen inom Merkurius .

Asteroider nära jorden

Typer av jordbanor

Asteroider vars banor kommer nära jordens bana kallas jordnära asteroider , även 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.